Mars

Wir haben festgestellt, dass ein relativ einfaches thermisches Modell der Marsoberfläche, in Kombination mit aktuellen Beobachtungen der atmosphärischen Zusammensetzung, stark darauf hindeutet, dass die Polkappen des Mars fast ausschließlich aus gefrorenem CO(2) bestehen. Diese Studie basierte auf den folgenden Hauptannahmen. 1) Kohlendioxid ist ein wesentlicher Bestandteil der Marsatmosphäre. 2) Die abschirmende Wirkung der Atmosphäre ist gering und beruht hauptsächlich auf dem Absorptionsband von CO(2) in der Nähe von 15 Mikrometern. 3) Der laterale und konvektive Wärmetransport durch die Atmosphäre ist vernachlässigbar. 4) Die Ferninfrarot-Emissionsvermögen des Marsbodens und von festem CO(2) liegen nahe bei eins. 5) Die Reflexionsvermögen des Bodens und von festem CO(2) im sichtbaren Teil des Spektrums betragen etwa 0,15 bzw. 0,65. 6) Werte für die Bodenleitfähigkeit, Dichte und spezifische Wärmekapazität entsprechen denen charakteristisch für pulverförmige Mineralien bei niedrigem Gasdruck. 7) Wasser ist ein minderwertiger Bestandteil der Marsatmosphäre, wobei die maximale Gesamtmenge in der Atmosphäre 10 bis 30 X 1O(-4) g cm(-2) beträgt. Zusätzlich wurden mehrere Vereinfachungen vorgenommen, die signifikante Auswirkungen haben könnten, aber unsere Hauptfolgerungen nicht ändern sollten. Dazu gehören unter anderem die folgenden. 1) Lokale abschirmende oder Schneefall-Effekte aufgrund von Wolken oder Polnebel wurden ignoriert. 2) Dunkle und helle Bereiche wurden in dieser Studie nicht unterschieden, obwohl Sinton und Strong (6) Temperaturunterschiede zwischen solchen Bereichen beobachtet haben. 3) Die Effekte der lokalen Topographie und des Mikroreliefs wurden vernachlässigt. Wir glauben, dass diese insbesondere in Verbindung mit der Verdunstung des verbleibenden südlichen Polkappens in höheren Breiten erhebliche Auswirkungen haben müssen. 4) Die Variation des Reflexionsvermögens mit dem Einfallswinkel des Sonnenlichts wurde vernachlässigt. 5) Die Temperaturabhängigkeit der Bodenleitfähigkeit und spezifischen Wärmekapazität wurde ignoriert. 6) Effekte der Eis-Sättigung des Bodens auf die thermischen Eigenschaften des Bodens wurden vernachlässigt. Obwohl wir in unserer Hauptuntersuchung bestimmte spezifische Werte für die verschiedenen relevanten Parameter verwendeten, testeten wir auch die Auswirkungen moderater Änderungen dieser Größen. Insbesondere wurde die Bodenleitfähigkeit um einen Faktor von 3 variiert, das Albedo und Emissionsvermögen der Oberfläche wurden um 15 bis 20 Prozent geändert, und die Effekte einer beträchtlichen Menge atmosphärischer Abschirmung wurden untersucht, wie beschrieben. Nur die letzte dieser Variationen hatte einen signifikanten Einfluss auf das Modell, und andere Ergebnisse der atmosphärischen Abschirmung widersprachen anderen physikalischen Beobachtungen des Planeten. Folglich finden wir es schwierig, dem Schluss zu entgehen, dass CO(2) in großen Mengen relativ zu H(2)0 kondensieren muss. Die Hauptfolgerungen, die durch diese Studie angezeigt werden, sind die folgenden. 1) Die Atmosphäre und Frostkappen des Mars stellen ein einzelnes System mit CO(2) als der einzigen aktiven Phase dar. 2) Das Auftreten und Verschwinden der Polkappen lassen sich hinreichend erklären unter der Prämisse, dass sie fast ausschließlich aus festem CO(2) bestehen, vielleicht mit gelegentlichen dünnen Schichten aus Wassereis. 3) Wenn die derzeit berichteten Wasserdampf-Beobachtungen korrekt sind, existiert wahrscheinlich Wassereis-Permafrost unter großen Regionen des Planeten in polaren und gemäßigten Breiten. 4) Die geochemisch anomale Anreicherung von CO(2) relativ zu N(2) in der gegenwärtigen Marsatmosphäre könnte das Ergebnis einer selektiven Einfangung von CO(2) in der festen Phase an und unter der Oberfläche sein. 5) Wenn die grundlegenden Verdampfungs- und Kondensationsmechanismen für CO(2) und H(2)O, die in diesem Artikel diskutiert werden, korrekt sind, muss die mögliche Migration flüchtiger organischer Verbindungen weg von den warmen gemäßigten Regionen des Planeten und ihre mögliche Anhäufung in den Polregionen sorgfältig betrachtet werden.

@article{doi101126science1533732136,
    author = "Leighton, Robert B. und Murray, Bruce C.",
    title = "Verhalten von Kohlendioxid und anderen Flüchtigen auf dem Mars",
    year = "1966",
    journal = "Science",
    abstract = "Wir haben festgestellt, dass ein relativ einfaches thermisches Modell der Marsoberfläche, in Kombination mit aktuellen Beobachtungen der atmosphärischen Zusammensetzung, stark darauf hindeutet, dass die Polkappen des Mars fast ausschließlich aus gefrorenem CO(2) bestehen. Diese Studie basierte auf den folgenden Hauptannahmen. 1) Kohlendioxid ist ein Hauptbestandteil der Marsatmosphäre. 2) Die abschirmende Wirkung der Atmosphäre ist gering und beruht hauptsächlich auf dem Absorptionsband von CO(2) in der Nähe von 15 Mikrometern. 3) Der laterale und konvektive Wärmetransport durch die Atmosphäre ist vernachlässigbar. 4) Die Ferninfrarot-Emissionsvermögen des Marsbodens und von festem CO(2) liegen nahe bei eins. 5) Die Reflexionsvermögen des Bodens und von festem CO(2) im sichtbaren Teil des Spektrums betragen etwa 0,15 bzw. 0,65. 6) Werte für die Bodendurchlässigkeit, Dichte und spezifische Wärmekapazität sind diejenigen, die für pulverförmige Mineralien bei niedrigem Gasdruck charakteristisch sind. 7) Wasser ist ein minderwertiger Bestandteil der Marsatmosphäre, wobei die maximale Gesamtmenge in der Atmosphäre 10 bis 30 X 1O(-4) g cm(-2) beträgt. Zusätzlich wurden mehrere Vereinfachungen vorgenommen, die möglicherweise signifikante Auswirkungen haben, aber unsere Hauptfolgerungen nicht ändern sollten. Dazu gehören unter anderem die folgenden. 1) Lokale abschirmende oder Schneefalleffekte aufgrund von Wolken oder Polnebel wurden ignoriert. 2) Dunkle und helle Bereiche wurden in dieser Studie nicht unterschieden, obwohl Sinton und Strong (6) Temperaturunterschiede zwischen solchen Bereichen beobachtet haben. 3) Die Auswirkungen der lokalen Topographie und des Mikroreliefs wurden vernachlässigt. Wir glauben, dass diese insbesondere in Verbindung mit der Verdunstung des verbleibenden südlichen Polkappens in höheren Breiten erhebliche Auswirkungen haben müssen. 4) Die Variation des Reflexionsvermögens mit dem Einfallswinkel des Sonnenlichts wurde vernachlässigt. 5) Die Temperaturabhängigkeit der Bodendurchlässigkeit und spezifischen Wärmekapazität wurde ignoriert. 6) Die Auswirkungen der Eisgesättigung des Bodens auf die thermischen Eigenschaften des Bodens wurden vernachlässigt. Obwohl wir in unserer Hauptuntersuchung bestimmte spezifische Werte für die verschiedenen relevanten Parameter verwendeten, haben wir auch die Auswirkungen moderater Änderungen dieser Größen getestet. Konkret wurde die Bodendurchlässigkeit um einen Faktor von 3 variiert, das Albedo und Emissionsvermögen der Oberfläche wurden um 15 bis 20 Prozent geändert, und die Auswirkungen einer erheblichen Menge atmosphärischer Abschirmung wurden untersucht, wie beschrieben. Nur die letzte dieser Variationen hatte einen signifikanten Einfluss auf das Modell, und andere Ergebnisse der atmosphärischen Abschirmung widersprachen anderen physikalischen Beobachtungen des Planeten. Folglich finden wir es schwierig, den Schluss zu vermeiden, dass CO(2) in großen Mengen relativ zu H(2)0 kondensieren muss. Die Hauptfolgerungen, die durch diese Studie angedeutet werden, sind die folgenden. 1) Die Atmosphäre und Frostkappen des Mars stellen ein einzelnes System mit CO(2) als der einzigen aktiven Phase dar. 2) Das Auftreten und Verschwinden der Polkappen lassen sich hinreichend erklären, wenn man davon ausgeht, dass sie fast ausschließlich aus festem CO(2) bestehen, mit vielleicht gelegentlich einer dünnen Schicht aus Wassereis. 3) Wenn die derzeit berichteten Wasserdampfbeobachtungen korrekt sind, existiert wahrscheinlich Wassereis-Permafrost unter großen Regionen des Planeten in polaren und gemäßigten Breiten. 4) Die geochemisch anomale Anreicherung von CO(2) relativ zu N(2) in der gegenwärtigen Marsatmosphäre könnte das Ergebnis einer selektiven Einfangung von CO(2) in der festen Phase an und unter der Oberfläche sein. 5) Wenn die grundlegenden Verdampfungs- und Kondensationsmechanismen für CO(2) und H(2)O, die in diesem Artikel diskutiert werden, korrekt sind, muss die mögliche Migration flüchtiger organischer Verbindungen weg von den warmen gemäßigten Regionen des Planeten und ihre mögliche Anhäufung in den Polregionen sorgfältig betrachtet werden.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.153.3732.136",
    doi = "10.1126/science.153.3732.136",
    openalex = "W1987334472"
}

@misc{glasstone1968the1,
    author = "Glasstone, S",
    title = "The Book of Mars",
    year = "1968",
    howpublished = "Washington, D.C., NASA",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Glasstone, S., 1968, The Book of Mars: Washington, D.C., NASA.}"
}

@article{doi1010160019103572900036,
    author = "McCauley, John F. und Carr, M. H. und Cutts, J. A. und Hartmann, W. K. und Masursky, H. und Milton, D. J. und Sharp, Robert P. und Wilhelms, D. E.",
    title = "Vorläufiger Mariner 9-Bericht zur Geologie des Mars",
    year = "1972",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(72)90003-6",
    doi = "10.1016/0019-1035(72)90003-6",
    openalex = "W1978262893"
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@article{doi1010160019103574901018,
    author = "Baker, Victor R. und Milton, D. J.",
    title = "Erosion durch katastrophale Überschwemmungen auf dem Mars und der Erde",
    year = "1974",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(74)90101-8",
    doi = "10.1016/0019-1035(74)90101-8",
    openalex = "W1986988833",
    references = "doi1023071796776, doi103133pp596"
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@article{doi10113000167606197586593com20co2,
    author = "Sharp, Robert P. und Malin, M. C.",
    title = "Channels on Mars",
    year = "1975",
    journal = "Geological Society of America Bulletin",
    url = "https://doi.org/10.1130/0016-7606(1975)86<593:com>2.0.co;2",
    doi = "10.1130/0016-7606(1975)86<593:com>2.0.co;2",
    openalex = "W2058886389"
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@article{doi101029js082i028p04225,
    author = "Farmer, C. B. und Davies, D. W. und Holland, Alex und LaPorte, Daniel D. und Doms, P. E.",
    title = "Mars: Wasserdampfbeobachtungen von den Viking-Orbiter",
    year = "1977",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    url = "https://doi.org/10.1029/js082i028p04225",
    doi = "10.1029/js082i028p04225",
    openalex = "W1970341234"
}

Messungen der martianischen Emission und Reflexion zeigen große Schwankungen der Oberflächeneigenschaften und deuten auf einen größeren atmosphärischen Beitrag zu den beobachteten Strahlungen hin, als erwartet. Die während der Viking-Hauptmission beobachteten Temperaturen liegen zwischen 130 und 290 K. Oberflächliche thermische Trägheiten von 1,6 bis 11×10−3 cal cm−2 s−1/2 K−1 werden kartiert und korrelieren mit oberflächennahen geologischen Einheiten. Eine äquatoriale Karte der bolometrischen Albedo korreliert im Allgemeinen mit früheren schmalbandigen Beobachtungen. Diese Albedowerte liegen zwischen 0,09 und 0,43; einige regionale Aufhellungen haben atmosphärische Ursachen. Das photometrische Verhalten impliziert eine quasi-Lambertsche Oberflächenreflexion plus eine stark vorwärtsstreuende Atmosphäre. Helligkeitstemperaturen bei großen Emissionswinkeln werden stark von der atmosphärischen Infrarot-Opazität und vom Vorhandensein von Gestein auf der Oberfläche beeinflusst. Die Korrelation und Gruppierung von Albedo und thermischer Trägheit deuten darauf hin, dass es zwei Hauptkomponenten des martianischen Oberflächenmaterials gibt, wobei helle Regionen eine feine partikuläre Abdeckung aufweisen. Winterpolartemperaturen zeigen räumliche und zeitliche Schwankungen, was auf eine Variation der atmosphärischen Zusammensetzung hindeutet; über dem südlichen Polkappenbereich existiert während des Winters eine starke atmosphärische Temperaturinversion. Oberflächen-CO2-Kondensation kann auch lokal in der Nähe des Äquators vor Sonnenaufgang auftreten. Steigende Temperaturen vor Sonnenaufgang in einer Region in der Nähe des Arsia Mons deuten auf das Vorhandensein von täglichen lokalen Wassereisnebeln hin.

@article{doi101029js082i028p04249,
    author = "Kieffer, H. H. und Martin, T. Z. und Peterfreund, Alan und Jakosky, B. M. und Miner, E. D. und Palluconi, F. D.",
    title = "Thermale und Albedo-Kartierung des Mars während der Viking-Hauptmission",
    year = "1977",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Messungen der martianischen Emission und Reflexion zeigen große Schwankungen der Oberflächeneigenschaften und deuten auf einen größeren atmosphärischen Beitrag zu den beobachteten Strahlungen hin, als erwartet. Die während der Viking-Hauptmission beobachteten Temperaturen liegen zwischen 130 und 290 K. Oberflächliche thermische Trägheiten von 1,6 bis 11×10−3 cal cm−2 s−1/2 K−1 werden kartiert und korrelieren mit oberflächennahen geologischen Einheiten. Eine äquatoriale Karte der bolometrischen Albedo korreliert im Allgemeinen mit früheren schmalbandigen Beobachtungen. Diese Albedowerte liegen zwischen 0,09 und 0,43; einige regionale Aufhellungen haben atmosphärische Ursachen. Das photometrische Verhalten impliziert eine quasi-Lambertsche Oberflächenreflexion plus eine stark vorwärtsstreuende Atmosphäre. Helligkeitstemperaturen bei großen Emissionswinkeln werden stark von der atmosphärischen Infrarot-Opazität und vom Vorhandensein von Gestein auf der Oberfläche beeinflusst. Die Korrelation und Gruppierung von Albedo und thermischer Trägheit deuten darauf hin, dass es zwei Hauptkomponenten des martianischen Oberflächenmaterials gibt, wobei helle Regionen eine feine partikuläre Abdeckung aufweisen. Winterpolartemperaturen zeigen räumliche und zeitliche Schwankungen, was auf eine Variation der atmosphärischen Zusammensetzung hindeutet; über dem südlichen Polkappenbereich existiert während des Winters eine starke atmosphärische Temperaturinversion. Oberflächen-CO2-Kondensation kann auch lokal in der Nähe des Äquators vor Sonnenaufgang auftreten. Steigende Temperaturen vor Sonnenaufgang in einer Region in der Nähe des Arsia Mons deuten auf das Vorhandensein von täglichen lokalen Wassereisnebeln hin.",
    url = "https://doi.org/10.1029/js082i028p04249",
    doi = "10.1029/js082i028p04249",
    openalex = "W2105128256",
    references = "doi1010160019103572900097, doi1010160019103575901566, doi1010160032063368901025, doi101029js082i028p04225, doi101029js082i028p04364, doi101029js082i028p04479, doi101126science1533732136, doi101126science19442711341, doi1023072004698, openalexw1637661022"
}

@article{doi101029js082i028p04364,
    author = "Seiff, A. und Kirk, Donn B.",
    title = "Struktur der Atmosphäre von Mars im Sommer in mittleren Breiten",
    year = "1977",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    url = "https://doi.org/10.1029/js082i028p04364",
    doi = "10.1029/js082i028p04364",
    openalex = "W1972466032"
}

Der aktuelle Stand der Untersuchungen zur Zusammensetzung der Marsatmosphäre wird zusammengefasst, bei denen Massenspektrometer verwendet wurden, die als analytischer Bestandteil der Molekülanalyse-Experimente an den beiden Viking-Landern fungieren. Die folgenden Punkte scheinen gut etabliert: N2, Ar-40, Ne, Kr, Xe und das primordiale Isotop von Ar sind vorhanden. Die gegenwärtige Atmosphäre des Mars stellt nur einen kleinen Bruchteil der gesamten Menge an ausgasenden Flüchtlingen dar, die von dem Planeten emittiert wurden, sodass ein hoher Oberflächen- und Druck sowie reichlich Wasser vorhanden sein könnten. Die Edelgase in der Marsatmosphäre zeigen ein relatives Häufigkeitsmuster, das dem der Erdatmosphäre und (mit Ausnahme von Xe) dem der primordialen Komponente von Meteoriten ähnelt. Die Existenz einer 'planetaren Komponente' ist somit bewiesen, was die Argumente jener stützt, die eine Fraktionierung der Edelgase vor der Bildung der Planeten befürworten. Trotz dieser Ähnlichkeiten deuten die Isotopenverhältnisse von Stickstoff, Argon und Xenon darauf hin, dass die Geschichte der Mars- und der Erdatmosphäre sehr unterschiedlich war.

@article{doi101029js082i028p04635,
    author = "Owen, Tobias und Biemann, K. und Rushneck, D. R. und Biller, J. E. und Howarth, D. W. und Lafleur, Arthur L.",
    title = "The composition of the atmosphere at the surface of Mars",
    year = "1977",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Der aktuelle Stand der Untersuchungen zur Zusammensetzung der Marsatmosphäre wird zusammengefasst, bei denen Massenspektrometer verwendet wurden, die als analytischer Bestandteil der Molekülanalyse-Experimente an den beiden Viking-Landern fungieren. Die folgenden Punkte scheinen gut etabliert: N2, Ar-40, Ne, Kr, Xe und das primordiale Isotop von Ar sind vorhanden. Die gegenwärtige Atmosphäre des Mars stellt nur einen kleinen Bruchteil der gesamten Menge an ausgasenden Flüchtlingen dar, die von dem Planeten emittiert wurden, sodass ein hoher Oberflächen- und Druck sowie reichlich Wasser vorhanden sein könnten. Die Edelgase in der Marsatmosphäre zeigen ein relatives Häufigkeitsmuster, das dem der Erdatmosphäre und (mit Ausnahme von Xe) dem der primordialen Komponente von Meteoriten ähnelt. Die Existenz einer 'planetaren Komponente' ist somit bewiesen, was die Argumente jener stützt, die eine Fraktionierung der Edelgase vor der Bildung der Planeten befürworten. Trotz dieser Ähnlichkeiten deuten die Isotopenverhältnisse von Stickstoff, Argon und Xenon darauf hin, dass die Geschichte der Mars- und der Erdatmosphäre sehr unterschiedlich war.",
    url = "https://doi.org/10.1029/js082i028p04635",
    doi = "10.1029/js082i028p04635",
    openalex = "W2091767388"
}

Mars, wie die Erde, könnte seine flüchtigen Stoffe in den letzten Stadien der Akkretion erhalten haben, als eine Deckschicht aus flüchtigstoffreicher Materie, ähnlich C3V-Kohlenstoffchondriten. Das hohe 40 Ar/ 36 Ar-Verhältnis und die geringe 36 Ar-Anreicherung auf Mars, verglichen mit Daten für andere differenzierte Planeten, deuten darauf hin, dass Mars im Vergleich zur Erde an flüchtigen Stoffen verarmt ist – um den Faktor 1,7 für K und 14 andere mäßig flüchtige Elemente und um den Faktor 35 für 36 Ar und 15 andere hochflüchtige Elemente. Unter Verwendung dieser beiden Skalierungsfaktoren haben wir die martianischen Anreicherungen von 31 Elementen aus terrestrischen Anreicherungen vorhergesagt. Der Vergleich mit der beobachteten 36 Ar-Anreicherung legt nahe, dass die Entgasung auf Mars etwa viermal unvollständiger war als auf der Erde. Verschiedene Vorhersagen des Modells können gegen Beobachtungen überprüft werden. Die anfängliche Anreicherung von N vor dem Verlust betrug etwa das Zehnfache des gegenwärtigen Wertes von 0,62 ppb, was in guter Übereinstimmung mit einer unabhängigen Schätzung auf Basis des beobachteten Anstiegs im martianischen 15 N/ 14 N-Verhältnis ist. Der anfängliche Wassergehalt entspricht einer 9-m-Schicht, was nahe am Wert von ≤13 m liegt, der aus dem Fehlen einer 18 O/ 16 O-Fraktionierung abgeleitet wurde. Das vorhergesagte Krusten-Cl/S-Verhältnis von 0,23 stimmt exakt mit dem für martianischen Staub gemessenen Wert überein; wir schätzen die Dicke dieser Staubschicht auf etwa 70 m. Die vorhergesagte Oberflächenanreicherung von Kohlenstoff, 290 g/cm², ist 70-mal höher als der atmosphärische CO₂-Wert, aber der für martianischen Staub abgeleitete CaCO₃-Gehalt könnte mindestens ein Viertel des vorhergesagten Wertes erklären. Der atmosphärische Druck in der Vergangenheit, vor der Bildung von Carbonaten, könnte bis zu 140 mbar und möglicherweise sogar 500 mbar betragen haben. Schließlich stimmt das vorhergesagte 129 Xe/ 132 Xe-Verhältnis von 2,96 recht gut mit dem beobachteten Wert von 2,5 +2 –1 überein. Aus den bisher verfügbaren begrenzten Daten scheint sich eine merkwürdige Dichotomie unter den differenzierten Planeten im inneren Sonnensystem abzuzeichnen. Zwei große Planeten (Erde und Venus) sind relativ reich an flüchtigen Stoffen, während drei kleine Planeten (Mars, der Mond und der Eukrit-Mutterkörper – vermutlich der Asteroid 4 Vesta) um mindestens eine Größenordnung ärmer an flüchtigen Stoffen sind. Keiner der offensichtlichen Mechanismen scheint in der Lage zu sein, diesen Trend zu erklären, und daher können wir nur spekulieren, dass derselbe Mechanismus, der das Wachstum der kleineren Körper behinderte, ihnen auch verwehrte, ihren Anteil an flüchtigen Stoffen zu sammeln. Aber warum schlugen sich die Mutterkörper der Chondrite und Shergottiten dann so viel besser? Eine der treibenden Kräfte hinter der Erforschung des Sonnensystems war immer die Erkenntnis, dass diese Studien wesentliche Hinweise auf das komplexe Netzwerk von Rätseln liefern können, die mit dem Ursprung des Lebens und seiner Verbreitung im Universum verbunden sind. In unserer unmittelbaren Nachbarschaft schien Mars immer der Planet zu sein, der am ehesten außerirdisches Leben beherbergen könnte, daher ist die Umgebung, die wir in der Nähe der beiden Viking-Lander gefunden haben, in diesem Zusammenhang eher enttäuschend. Aber die Perspektive, die wir durch die vorliegende Untersuchung gewonnen haben, deutet darauf hin, dass dies keine notwendige Bedingung für Planeten in der Entfernung von Mars von einem sonnenähnlichen Zentralstern ist. Mit anderen Worten, wenn sich herausstellt, dass Mars völlig lebenslos ist, bedeutet dies nicht, dass die Zonen um Sterne, in denen bewohnbare Planeten existieren können, viel schmaler sind, als bisher angenommen wurde. Angenommen, Mars wäre ein größerer Planet gewesen – der Größe der Erde oder Venus – und hätte daher eine dickere Deckschicht akkumuliert und auch globale tektonische Aktivität in dem Maß entwickelt, das die Erde zeigt. Ein viel größerer flüchtiger Reservoir wäre jetzt verfügbar, es gäbe wiederholte Möglichkeiten, dieses Reservoir zu erschöpfen, und das verstärkte Gravitationsfeld würde den Verlust aus der oberen Atmosphäre begrenzen. Ein solcher Planet könnte eine viel dickere Atmosphäre erzeugt und aufrechterhalten haben, die es hätte erlauben müssen, zumindest ein intermittierend mildes Klima zu existieren. Wie anders wäre ein solcher Planet vom gegenwärtigen Mars? Könnte ein stabiles, warmes Klima aufrechterhalten werden? Es scheint vorstellbar, dass eine Vergrößerung des Mars seine größere Entfernung von der Sonne kompensiert hätte und dass die Lebenszone um unseren Stern entsprechend vergrößert worden wäre.

@article{doi101126science1984316453,
    author = "Anders, Edward und Owen, Tobias",
    title = "Mars und Erde: Ursprung und Häufigkeit von Flüchtigen",
    year = "1977",
    journal = "Science",
    abstract = "Mars, wie die Erde, könnte seine flüchtigen Stoffe in den letzten Stadien der Akkretion erhalten haben, als eine Deckschicht aus flüchtigstoffreicher Materie, ähnlich C3V-Kohlenstoffchondriten. Das hohe 40 Ar/ 36 Ar-Verhältnis und die geringe 36 Ar-Häufigkeit auf Mars im Vergleich zu Daten anderer differenzierter Planeten deuten darauf hin, dass Mars an flüchtigen Stoffen im Vergleich zur Erde verarmt ist – um einen Faktor von 1,7 für K und 14 andere mäßig flüchtige Elemente und um einen Faktor von 35 für 36 Ar und 15 andere hochflüchtige Elemente. Unter Verwendung dieser beiden Skalierungsfaktoren haben wir die Häufigkeiten von 31 Elementen auf dem Mars aus terrestrischen Häufigkeiten vorhergesagt. Der Vergleich mit der beobachteten 36 Ar-Häufigkeit legt nahe, dass die Entgasung auf Mars etwa viermal weniger vollständig war als auf der Erde. Verschiedene Vorhersagen des Modells können gegen Beobachtungen überprüft werden. Die anfängliche Häufigkeit von N vor dem Entweichen betrug etwa das Zehnfache des gegenwärtigen Wertes von 0,62 ppb, was gut mit einer unabhängigen Schätzung übereinstimmt, die auf der beobachteten Anreicherung des martianischen 15 N/ 14 N-Verhältnisses basiert. Der anfängliche Wassergehalt entspricht einer 9-m-Schicht, was nahe am Wert von ≤13 m liegt, der aus dem Fehlen einer 18 O/ 16 O-Fraktionierung abgeleitet wurde. Das vorhergesagte Krusten-Cl/S-Verhältnis von 0,23 stimmt exakt mit dem für martianischen Staub gemessenen Wert überein; wir schätzen die Dicke dieser Staubschicht auf etwa 70 m. Die vorhergesagte Oberflächenhäufigkeit von Kohlenstoff, 290 g/cm², ist 70-mal größer als der atmosphärische CO₂-Wert, aber der für martianischen Staub abgeleitete CaCO₃-Gehalt könnte mindestens ein Viertel des vorhergesagten Wertes erklären. Der atmosphärische Druck in der Vergangenheit, vor der Bildung von Carbonaten, könnte bis zu 140 mbar und möglicherweise sogar 500 mbar betragen haben. Schließlich stimmt das vorhergesagte 129 Xe/ 132 Xe-Verhältnis von 2,96 recht gut mit dem beobachteten Wert von 2,5 +2 –1 überein. Aus den bisher verfügbaren begrenzten Daten scheint sich eine merkwürdige Dichotomie unter den differenzierten Planeten im inneren Sonnensystem abzuzeichnen. Zwei große Planeten (Erde und Venus) sind relativ reich an flüchtigen Stoffen, während drei kleine Planeten (Mars, der Mond und der Eukrit-Mutterkörper – vermutlich der Asteroid 4 Vesta) um mindestens eine Größenordnung ärmer an flüchtigen Stoffen sind. Keiner der offensichtlichen Mechanismen scheint in der Lage zu sein, diesen Trend zu erklären, und daher können wir nur spekulieren, dass derselbe Mechanismus, der das Wachstum der kleineren Körper behinderte, ihnen auch verwehrte, ihren Anteil an flüchtigen Stoffen zu sammeln. Aber warum hatten dann die Mutterkörper der Chondrite und Shergottiten es so viel besser? Eine der treibenden Kräfte hinter der Erforschung des Sonnensystems war und ist die Erkenntnis, dass diese Studien wesentliche Hinweise auf das komplexe Netzwerk von Rätseln liefern können, die mit dem Ursprung des Lebens und seiner Verbreitung im Universum verbunden sind. In unserer unmittelbaren Nachbarschaft schien Mars immer der Planet zu sein, der am ehesten außerirdisches Leben beherbergen könnte, daher ist die Umgebung, die wir in der Nähe der beiden Viking-Lander gefunden haben, in diesem Zusammenhang eher enttäuschend. Aber die Perspektive, die wir durch die vorliegende Untersuchung gewonnen haben, deutet darauf hin, dass dies keine notwendige Bedingung für Planeten in der Entfernung des Mars von einem sonnenähnlichen Zentralstern ist. Mit anderen Worten: Wenn sich herausstellt, dass Mars völlig lebenslos ist, bedeutet dies nicht, dass die Zonen um Sterne, in denen bewohnbare Planeten existieren können, viel schmaler sind, als bisher angenommen wurde. Angenommen, Mars wäre ein größerer Planet gewesen – der Größe der Erde oder Venus – und hätte daher eine dickere Deckschicht akkumuliert und auch globale tektonische Aktivität in dem Maß entwickelt, das die Erde zeigt. Ein viel größeres Reservoir an flüchtigen Stoffen wäre nun verfügbar, es gäbe wiederholte Möglichkeiten, dieses Reservoir zu erschöpfen, und das erhöhte Gravitationsfeld würde das Entweichen aus der oberen Atmosphäre begrenzen. Ein solcher Planet könnte eine viel dickere Atmosphäre erzeugt und aufrechterhalten haben, die es hätte erlauben müssen, zumindest ein intermittierend mildes Klima zu existieren. Wie anders wäre ein solcher Planet vom gegenwärtigen Mars? Könnte ein stabiles, warmes Klima aufrechterhalten werden? Es scheint vorstellbar, dass eine Vergrößerung des Mars seine größere Entfernung von der Sonne kompensiert hätte und dass die Lebenszone um unseren Stern entsprechend vergrößert worden wäre.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.198.4316.453",
    doi = "10.1126/science.198.4316.453",
    openalex = "W2040490498"
}

@article{doi1010160016703779901807,
    author = "Morgan, John W. und Anders, Edward",
    title = "Chemische Zusammensetzung des Mars",
    year = "1979",
    journal = "Geochimica et Cosmochimica Acta",
    url = "https://doi.org/10.1016/0016-7037(79)90180-7",
    doi = "10.1016/0016-7037(79)90180-7",
    openalex = "W1974010803"
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@article{doi101016001910358190035x,
    author = "Lucchitta, B",
    title = "Mars und Erde: Vergleich von Kaltklimamerkmalen",
    year = "1981",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(81)90035-x",
    doi = "10.1016/0019-1035(81)90035-x",
    openalex = "W2041324533"
}

@article{doi1010160019103581900415,
    author = "Clark, B.",
    title = "The Salts of Mars",
    year = "1981",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(81)90041-5",
    doi = "10.1016/0019-1035(81)90041-5",
    openalex = "W2165943580"
}

Mehr als 15 Jahre planetare Erforschung des Mars haben Einblicke in die geologischen Prozesse gegeben, die seine Oberfläche geformt haben. Die neu gewonnenen Viking-Daten haben gezeigt, dass Vulkanismus einer der wichtigsten geologischen Prozesse ist, der im Laufe seiner Geschichte auf dem Mars wirkt. In-situ-chemische Analysen des Marsbodens durch die Viking-Lander-Raumfahrzeuge deuten mafische bis ultramafische Gesteinsquellen an. Dies stimmt sowohl mit verfügbaren Fernerkundungsdaten überein, die das Vorhandensein mafischer Mineralien wie Pyroxen und Olivin anzeigen, als auch mit petrologischen Modellen, die auf verfügbaren geophysikalischen Daten basieren und darauf hindeuten, dass Marslavas wahrscheinlich eisenreich und ultramafisch sind. Diese Daten deuten stark darauf hin, dass basaltischer Vulkanismus auf dem Mars weit verbreitet ist, und ein Großteil der photogeologischen Daten kann in diesem Kontext untersucht werden. Die photogeologische Analyse der Mars-Oberfläche hat zwei Haupttypen vulkanischer Morphologien gezeigt: Der erste Typ sind Zentralvulkane, vulkanische Landformen, die durch anhaltende und verlängerte Eruptionen aus einer punktförmigen Öffnung entstanden sind. Diese Kategorie umfasst (1) Schildvulkane, die klassischen niedrigen vulkanischen Berge, wovon der Olympus Mons das spektakulärste Beispiel ist, (2) Kuppeln, steilwandige Konstrukte wie den Tharsis Tholus, die möglicherweise niedrigere Eruptionsraten als die Schildvulkane darstellen oder möglicherweise silizikere Lavazusammensetzungen, (3) Hochland-Paterae, radial strukturierte niedrige Schildvulkane, die im kraterreichen Gelände vorkommen und als Ascheschilder interpretiert werden, (4) Alba Patera, eine scheinbar einzigartige vulkanische Landform, bestehend aus einem riesigen vulkanischen Zentrum mit einem Durchmesser von über 1500 km und Hangneigungen von weniger als einem Zehntel Grad, und (5) verschiedene kleine Merkmale wie Aschenkegel. Die zweite Hauptkategorie sind vulkanische Ebenen, die durch mehrere Kriterien erkannt werden, wobei das Vorhandensein von Mare-Rücken und Flusslappen die nützlichsten sind. Vulkanische Ebenen werden in vier Hauptgruppen unterteilt: (1) einfache Flows, breite, glatte bis wellige Ebenen, die zahlreiche Mare-typische Rücken enthalten, aber keine Flusslappen, die als aus dicken, einstufig abkühlenden Einheiten bestehend interpretiert werden, (2) komplexe Flows, die mehrere überlappende Flusslappen zeigen, die als Indikator für dünne, mehrstufig abkühlende Einheiten interpretiert werden, (3) undifferenzierte Flows, Ebenen, die typischerweise keine morphologischen Identifikationsmerkmale aufweisen, aber als vulkanisch betrachtet werden, teilweise aufgrund ihrer Assoziation mit großen vulkanischen Zentren, und (4) zweifelhafte Ebenen, vulkanische(?) Einheiten, die stark durch andere Prozesse (Erosion, Tektonik usw.) verändert wurden, so dass ihre Herkunft ungewiss ist. Wenn diese Kategorien vulkanischer Morphologien mit relativen Altersdaten kombiniert werden, die von Kraterstatistiken bereitgestellt werden, kann eine vulkanische Geschichte für den Mars wie folgt abgeleitet werden: Die frühe schwere Bombardierung des Mars wurde begleitet und gefolgt von kleinskaliger fluvieller Kanalisierung, ausgedehntem Überschwemmungsvulkanismus (die Plateau-Ebenen) und Ascheschild-Vulkanismus im kraterreichen Gelände. Kurz nach dieser Zeit setzte weniger ausgedehnter Überschwemmungsvulkanismus fort, die Planetenoberfläche während der Bildung der nördlichen/südlichen Hemisphären-Dichotomie neu zu gestalten. Zentraler Vulkanismus wurde prominenter mit der Entwicklung des Alba Patera-Zentrums sowie der älteren Schildvulkane und Kuppeln der nördlichen Hemisphäre (frühe Tharsis- und Elysium-Regionen). Die Entwicklung der Tharsis- und Elysium-Aufwölbungen könnte die Freisetzung großskaliger katastrophaler Überschwemmungen ausgelöst haben, die große Kanäle produzierten. Anhaltende Aufwölbung und Lithosphärenverdünnung konzentrierten vulkanische Aktivität in der Tharsis-Region, was zu großen Schildvulkanen und ausgedehnten Lavaplanen führte. Sowohl Zentralöffnungs- als auch Ebenenvulkanismus waren im Laufe der Mars-Geschichte aktiv, aber die Volumina der Extrusion haben sich im Laufe der Zeit allmählich verringert. Dies ist konsistent mit einer mondähnlichen thermischen Geschichte, die eine Lithosphäre zunehmender Dicke im Laufe der Zeit beinhaltet, die den Vulkanismus allmählich „ausschaltet". Obwohl viele Fragen bezüglich des Mars-Vulkanismus bestehen bleiben, haben die Viking-Daten einen bemerkenswerten, detaillierten Überblick über die wahrscheinliche Natur der vulkanischen Geschichte des Mars geliefert.

@article{doi101029rg019i001p00013,
    author = "Greeley, R. und Spudis, P. D.",
    title = "Vulkanismus auf dem Mars",
    year = "1981",
    journal = "Reviews of Geophysics",
    abstract = "Mehr als 15 Jahre planetarer Erforschung des Mars haben Einblicke in die geologischen Prozesse gegeben, die seine Oberfläche geformt haben. Die neu gewonnenen Viking-Daten haben gezeigt, dass Vulkanismus einer der wichtigsten geologischen Prozesse ist, der im Laufe seiner Geschichte auf dem Mars wirkt. In-situ-Chemische Analysen des Marsbodens durch die Viking-Lander-Raumfahrzeuge deuten auf mafische bis ultramafische Gesteinsquellen hin. Dies stimmt sowohl mit verfügbaren Fernerkundungsdaten überein, die das Vorhandensein mafischer Mineralien wie Pyroxen und Olivin anzeigen, als auch mit petrologischen Modellierungen, die auf verfügbaren geophysikalischen Daten basieren und darauf hindeuten, dass Marslavas wahrscheinlich eisenreich und ultramafisch sind. Diese Daten deuten stark darauf hin, dass basaltischer Vulkanismus auf dem Mars weit verbreitet ist, und ein Großteil der photogeologischen Daten kann in diesem Kontext untersucht werden. Die photogeologische Analyse der Marsoberfläche hat zwei Haupttypen vulkanischer Morphologien gezeigt: Der erste Typ sind Zentralvulkane, die vulkanische Landformen sind, die durch anhaltende und verlängerte Eruptionen aus einem Punktquellenventil entwickelt wurden. Diese Kategorie umfasst (1) Schildvulkane, die klassischen niedrigen vulkanischen Berge, von denen der Olympus Mons das spektakulärste Beispiel ist, (2) Kuppeln, steilflankige Konstrukte wie der Tharsis Tholus, die möglicherweise niedrigere Eruptionsraten als die Schildvulkane darstellen oder möglicherweise silizikere Lavazusammensetzungen, (3) Hochland-Patera, radial strukturierte niedrige Schildvulkane, die im kraterreichen Gelände vorkommen und als Ascheschilder interpretiert werden, (4) Alba Patera, eine scheinbar einzigartige vulkanische Landform, die aus einem riesigen vulkanischen Zentrum mit über 1500 km Durchmesser und Flankenneigungen von weniger als einem Zehntel Grad besteht, und (5) verschiedene kleine Merkmale wie Aschenkegel. Die zweite Hauptkategorie sind vulkanische Ebenen, die durch mehrere Kriterien erkannt werden, wobei das Vorhandensein von Mare-Rücken und Flusslappen die nützlichsten sind. Vulkanische Ebenen werden in vier Hauptgruppen unterteilt: (1) einfache Flows, breite, glatte bis wellige Ebenen, die zahlreiche Mare-typische Rücken enthalten, aber keine Flusslappen, die als aus dicken, einzelnen Abkühlungseinheiten bestehend interpretiert werden, (2) komplexe Flows, die mehrere überlappende Flusslappen aufweisen, die als Indikator für dünne, mehrfach abkühlende Einheiten interpretiert werden, (3) undifferenzierte Flows, Ebenen, die typischerweise keine morphologischen identifizierenden Merkmale aufweisen, aber als vulkanisch betrachtet werden, teilweise aufgrund ihrer Assoziation mit großen vulkanischen Zentren, und (4) zweifelhafte Ebenen, vulkanische(?) Einheiten, die stark durch andere Prozesse (Erosion, Tektonik usw.) verändert wurden, so dass ihre Herkunft unsicher ist. Wenn diese Kategorien vulkanischer Morphologien mit relativen Altersdaten kombiniert werden, die von Kraterstatistiken bereitgestellt werden, kann eine vulkanische Geschichte für den Mars wie folgt abgeleitet werden: Die frühe schwere Bombardierung des Mars wurde begleitet und gefolgt von kleinskaliger fluvieller Kanalisierung, ausgedehntem Überschwemmungsvulkanismus (die Plateau-Ebenen) und Ascheschild-Vulkanismus im kraterreichen Gelände. Kurz nach dieser Zeit setzte weniger ausgedehnter Überschwemmungsvulkanismus fort, die Planetenoberfläche während der Bildung der nördlichen/südlichen Hemisphären-Dichotomie neu zu gestalten. Zentraler Vulkanismus wurde prominenter mit der Entwicklung des Alba Patera-Zentrums sowie der älteren Schild- und Kuppelvulkane der nördlichen Hemisphäre (frühe Tharsis- und Elysium-Regionen). Die Entwicklung der Tharsis- und Elysium-Aufwölbungen könnte die Freisetzung großskaliger katastrophaler Überschwemmungen ausgelöst haben, die große Kanäle produzierten. Anhaltende Aufwölbung und Lithosphärenverdünnung konzentrierten vulkanische Aktivität in der Tharsis-Region, was zu großen Schildvulkanen und ausgedehnten Lavaplanen führte. Sowohl Zentralventil- als auch Ebenenvulkanismus waren im Laufe der Mars-Geschichte aktiv, aber die Volumina der Extrusion haben sich im Laufe der Zeit allmählich verringert. Dies stimmt mit einer mondähnlichen thermischen Geschichte überein, die eine Lithosphäre mit zunehmender Dicke im Laufe der Zeit beinhaltet und den Vulkanismus allmählich „ausschaltet". Obwohl viele Fragen bezüglich des Mars-Vulkanismus bestehen, haben die Viking-Daten einen bemerkenswerten, detaillierten Überblick über die wahrscheinliche Natur der vulkanischen Geschichte des Mars geliefert.",
    url = "https://doi.org/10.1029/rg019i001p00013",
    doi = "10.1029/rg019i001p00013",
    openalex = "W1969376448"
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Es wurden eine Reihe von postulierten Ignimbriteinheiten in den Quadrangeln Amazonis, Memnonia und Aeolis auf dem Mars kartiert. Die Einheiten bedecken etwa 2,2×10 6 km 2 innerhalb eines breiten, aber unterbrochenen und unregelmäßigen Gürtels, der entlang der Grenze zwischen Hochland und Tiefland in östlich-westlicher Richtung verläuft. Die Ignimbrite liegen auf Teilen der westlichen und südlichen Aureol-Materialien des Olympus Mons auf, werden jedoch stellenweise von den Lavaplänen des Tieflands überlagert. Die stratigraphischen Beziehungen zwischen den Basaltströmen aus der Tharsis Montes-Region und den Ignimbriten sind nicht klar definiert; Kraterzählungen deuten darauf hin, dass die jüngeren Ignimbrite nach den Lavaströmen entstanden sind. Die Kraterdichte pro Quadratkilometer für die Ignimbrite liegt zwischen 7,29±1,95×10 −4 und 6,36±2,01×10 −5 für Krater mit einem Durchmesser größer als 1 km. Die Ignimbrit-Materialien bilden dicke (≥100 m), ausgedehnte und relativ flache Blätter, die glatt, gerippt oder sanft wellig sind. Gerippte Oberflächen scheinen Yardangs zu sein und sind an den meisten Stellen nicht mit den vorherrschenden Windrichtungen ausgerichtet. Die sieben kartierten Ignimbriteinheiten zeichnen sich durch morphologische Ausprägung, stratigraphische Position und Kraterzählungen aus. Ähnlichkeiten zu Ignimbriten im Pancake Range im zentralen Nevada umfassen (1) abgerundete Flecken glatten, hochalbedos, nicht verschweißten Materials, das auf geripptem, niedrigalbedos, verschweißtem Material aufliegt, (2) lokale komplementäre Risssets in verschweißtem Material und (3) dicke Strömungsblätter großer Ausdehnung, die der zugrunde liegenden Topografie folgen, diese aber unterdrücken. Vier große eruptive Zentren treten in Bereichen auf, in denen die Einheiten am dicksten sind und wo ein dominanter, NNW-SSE-struktureller Trend lokal durch Einheitsränder, längliche Kollapsmerkmale und Normalverschiebung ausgedrückt wird. Ein minimales Volumen von 3,85×10 6 km 3 für die Ablagerungen wurde aus Schätzungen der Dicke basierend auf Schattenmessungen und Kraterkantenhöhenbeziehungen berechnet.

@article{doi101029jb087ib02p01179,
    author = "Scott, D. H. und Tanaka, Kenneth L.",
    title = "Ignimbrite-Einheiten der Amazonis-Planitia-Region auf dem Mars",
    year = "1982",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Es wurden eine Reihe von postulierten Ignimbriteinheiten in den Quadrangeln Amazonis, Memnonia und Aeolis auf dem Mars kartiert. Die Einheiten bedecken etwa 2,2×10 6 km 2 innerhalb eines breiten, aber unterbrochenen und unregelmäßigen Gürtels, der entlang der Grenze zwischen Hochland und Tiefland in östlich-westlicher Richtung verläuft. Die Ignimbrite liegen auf Teilen der westlichen und südlichen Aureol-Materialien des Olympus Mons auf, werden jedoch stellenweise von den Lavaplänen des Tieflands überlagert. Die stratigraphischen Beziehungen zwischen den Basaltströmen aus der Tharsis Montes-Region und den Ignimbriten sind nicht klar definiert; Kraterzählungen deuten darauf hin, dass die jüngeren Ignimbrite nach den Lavaströmen entstanden sind. Die Kraterdichte pro Quadratkilometer für die Ignimbrite liegt zwischen 7,29±1,95×10 −4 und 6,36±2,01×10 −5 für Krater mit einem Durchmesser größer als 1 km. Die Ignimbrit-Materialien bilden dicke (≥100 m), ausgedehnte und relativ flache Blätter, die glatt, gerippt oder sanft wellig sind. Gerippte Oberflächen scheinen Yardangs zu sein und sind an den meisten Stellen nicht mit den vorherrschenden Windrichtungen ausgerichtet. Die sieben kartierten Ignimbriteinheiten zeichnen sich durch morphologische Ausprägung, stratigraphische Position und Kraterzählungen aus. Ähnlichkeiten zu Ignimbriten im Pancake Range im zentralen Nevada umfassen (1) abgerundete Flecken glatten, hochalbedos, nicht verschweißten Materials, das auf geripptem, niedrigalbedos, verschweißtem Material aufliegt, (2) lokale komplementäre Risssets in verschweißtem Material und (3) dicke Strömungsblätter großer Ausdehnung, die der zugrunde liegenden Topografie folgen, diese aber unterdrücken. Vier große eruptive Zentren treten in Bereichen auf, in denen die Einheiten am dicksten sind und wo ein dominanter, NNW-SSE-struktureller Trend lokal durch Einheitsränder, längliche Kollapsmerkmale und Normalverschiebung ausgedrückt wird. Ein minimales Volumen von 3,85×10 6 km 3 für die Ablagerungen wurde aus Schätzungen der Dicke basierend auf Schattenmessungen und Kraterkantenhöhenbeziehungen berechnet.",
    url = "https://doi.org/10.1029/jb087ib02p01179",
    doi = "10.1029/jb087ib02p01179",
    openalex = "W2172116764"
}

Die Anzahl der marsianischen Einschlagbecken, die einst als unzureichend galten aufgrund einer geringen Anzahl von Impaktoren, wurde durch die Identifizierung struktureller Abdrücke, die auch nach fast vollständiger Auslöschung der Beckenmassive erhalten bleiben, erheblich erhöht. Fünf alte mehrringige Einschlagbecken wurden für detaillierte Studien ausgewählt und zeigen ein systematisches Muster der Wiederbelebung des mehrringigen Plans durch endogene Modifikation. Konzentrische Zonen instabiler Gelände werden als Ausdruck tiefgreifender, mit dem Einschlag zusammenhängender Brüche angesehen, die regionale magmatische Prozesse auf eine Weise lokalisiert haben, die der beckenkontrollierten Verteilung von Basalten auf dem Mond analog ist. Die meisten marsianischen Ausflusskanäle wurden entlang der instabilen Ringzonen gefunden. Hydrothermale Schmelze und vorübergehende Konfinierung von Kanalquellenmaterial an Standorten, die den Quellenregionen von lunaren gewundenen Rillen ähneln, sollen eine wichtige Rolle bei der Verteilung der marsianischen Ausflusskanäle spielen. Alte Becken können auch durch das konzentrische Muster topografisch und strukturell kontrollierter schmaler Talnetzwerke abgegrenzt werden, die besonders entlang der äußeren Ringe, wo Einschlagdepositionen auftreten, häufig sind. Restliche Massive und Klippen zeigen häufig ausgedehnte Furchungen durch schmale Talnetzwerke, möglicherweise aufgrund eines anderen Paläoklimas oder Auslaugens während einer Periode geothermaler Schmelze gefangener Eise. Die systematischen Muster von Talnetzwerken, stabilen und instabilen Ringen, Klippen und Massive bieten Grundlagen für die Interpretation von Einschlagstrukturen im Allgemeinen und für die Erkennung mehrringiger Strukturen an anderen Orten. Das Chryse-Becken wird insbesondere als eine wichtige mehrringige Struktur vorgeschlagen, die die Bildung und Verteilung des östlichen Valles Marineris und der chaotischen Terrains von Margaritifer Sinus in Reaktion auf Vulkanismus/Tektonismus im Zusammenhang mit Tharsis kontrolliert hat. Wir schließen, dass (1) der Mars wahrscheinlich nicht an großen Körper-Impaktoren mangelt; (2) die mehrringigen Muster der Becken tiefliegende Bruchzonen darstellen, die durch nachfolgenden Vulkanismus, hydrothermale Aktivität, Auslaugen und differentielle Erosion wieder freigelegt werden können; (3) viele marsianische Terrains und Merkmale (z. B. chaotische Terrains und Ausflusskanäle) durch alte Becken kontrolliert werden; und (4) die Wiederbelebung und Zerstörung von Einschlagbecken eine wichtige dritte Dimension (Tiefe) für die Interpretation der Einschlagbeckenbildung offenbaren.

@article{doi101029jb087ib12p09803,
    author = "Schultz, P. H. und Schultz, Richard A. und Rogers, J.",
    title = "Die Struktur und Evolution alter Einschlagbecken auf dem Mars",
    year = "1982",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Die Anzahl der marsianischen Einschlagbecken, die einst als unzureichend galten aufgrund einer geringen Anzahl von Impaktoren, wurde durch die Identifizierung struktureller Abdrücke, die auch nach fast vollständiger Auslöschung der Beckenmassive erhalten bleiben, erheblich erhöht. Fünf alte mehrringige Einschlagbecken wurden für detaillierte Studien ausgewählt und zeigen ein systematisches Muster der Wiederbelebung des mehrringigen Plans durch endogene Modifikation. Konzentrische Zonen instabiler Gelände werden als Ausdruck tiefgreifender, mit dem Einschlag zusammenhängender Brüche angesehen, die regionale magmatische Prozesse auf eine Weise lokalisiert haben, die der beckenkontrollierten Verteilung von Basalten auf dem Mond analog ist. Die meisten marsianischen Ausflusskanäle wurden entlang der instabilen Ringzonen gefunden. Hydrothermale Schmelze und vorübergehende Konfinierung von Kanalquellenmaterial an Standorten, die den Quellenregionen von lunaren gewundenen Rillen ähneln, sollen eine wichtige Rolle bei der Verteilung der marsianischen Ausflusskanäle spielen. Alte Becken können auch durch das konzentrische Muster topografisch und strukturell kontrollierter schmaler Talnetzwerke abgegrenzt werden, die besonders entlang der äußeren Ringe, wo Einschlagdepositionen auftreten, häufig sind. Restliche Massive und Klippen zeigen häufig ausgedehnte Furchungen durch schmale Talnetzwerke, möglicherweise aufgrund eines anderen Paläoklimas oder Auslaugens während einer Periode geothermaler Schmelze gefangener Eise. Die systematischen Muster von Talnetzwerken, stabilen und instabilen Ringen, Klippen und Massive bieten Grundlagen für die Interpretation von Einschlagstrukturen im Allgemeinen und für die Erkennung mehrringiger Strukturen an anderen Orten. Das Chryse-Becken wird insbesondere als eine wichtige mehrringige Struktur vorgeschlagen, die die Bildung und Verteilung des östlichen Valles Marineris und der chaotischen Terrains von Margaritifer Sinus in Reaktion auf Vulkanismus/Tektonismus im Zusammenhang mit Tharsis kontrolliert hat. Wir schließen, dass (1) der Mars wahrscheinlich nicht an großen Körper-Impaktoren mangelt; (2) die mehrringigen Muster der Becken tiefliegende Bruchzonen darstellen, die durch nachfolgenden Vulkanismus, hydrothermale Aktivität, Auslaugen und differentielle Erosion wieder freigelegt werden können; (3) viele marsianische Terrains und Merkmale (z. B. chaotische Terrains und Ausflusskanäle) durch alte Becken kontrolliert werden; und (4) die Wiederbelebung und Zerstörung von Einschlagbecken eine wichtige dritte Dimension (Tiefe) für die Interpretation der Einschlagbeckenbildung offenbaren.",
    url = "https://doi.org/10.1029/jb087ib12p09803",
    doi = "10.1029/jb087ib12p09803",
    openalex = "W2142545238"
}

@article{openalexw2996298354,
    author = "Dreibus, G. und Wänke, H.",
    title = "Mars, ein flüchtigkeitsreicher Planet",
    year = "1985",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    openalex = "W2996298354"
}

Es wurde eine detaillierte planetenweite Stratigraphie für den Mars entwickelt, basierend auf globaler Kartierung unter Verwendung von Viking-Bildern und der Zählung von Kratern in geologischen Einheiten. Das ursprüngliche Noachische, Hesperische und Amazonische System wird in acht Serien unterteilt, die stratigraphischen Referenzpunkten entsprechen. Charakteristische Kraterdichten und Materialreferenzen jeder Serie sind (1) Unteres Noachikum [N(16)] (Anzahl der Krater > 16 km Durchmesser pro 10 6 km 2) > 200] Grundgestein; (2) Mittleres Noachikum [N(16) = 100–200] kraterbedecktes Terrain; (3) Oberes Noachikum [N(16) = 25–100; N(5) = 200–400] interkraterische Ebenen; (4) Unteres Hesperikum [N(5) = 125–200] gerippte Ebenen; (5) Oberes Hesperikum [N(5) = 67–125; N(2) = 400–750] komplexe Ebenen; (6) Unteres Amazonikum [N(2) = 150–400] glatte Ebenen im südlichen Acidalia Planitia; (7) Mittleres Amazonikum [N(2) = 40–150] Lavaströme im Amazonis Planitia; und (8) Oberes Amazonikum [N(2) < 40] Überschwemmungsebenen-Material im südlichen Elysium Planitia. Korrelationen zwischen verschiedenen Kratergrößen-Häufigkeitsverteilungen von Hochlandmaterial auf dem Mond und dem Mars deuten darauf hin, dass Gesteine der Mittleren Noachischen Serie etwa 3,92–3,85 Milliarden Jahre alt sind. Kompilierte stratigraphische Altersdaten für Einheiten und Merkmale verschiedener Herkunft zeigen, dass Vulkanismus, Tektonik und Meteoritenbeschuss im Laufe der geologischen Geschichte des Mars im Allgemeinen abgenommen haben. In jüngerer Zeit haben oberflächennahe Prozesse die Bildung und Modifikation von Gesteinseinheiten dominiert. Die Gesamtstratigraphie des Mars ist jedoch komplex aufgrund zeitlicher und räumlicher Variationen in der geologischen Aktivität.

@article{doi101029jb091ib13p0e139,
    author = "Tanaka, Kenneth L.",
    title = "The stratigraphy of Mars",
    year = "1986",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Es wurde eine detaillierte planetenweite Stratigraphie für den Mars entwickelt, basierend auf globaler Kartierung unter Verwendung von Viking-Bildern und der Zählung von Kratern in geologischen Einheiten. Das ursprüngliche Noachische, Hesperische und Amazonische System wird in acht Serien unterteilt, die stratigraphischen Referenzpunkten entsprechen. Charakteristische Kraterdichten und Materialreferenzen jeder Serie sind (1) Unteres Noachikum [N(16)] (Anzahl der Krater > 16 km Durchmesser pro 10 6 km 2) > 200] Grundgestein; (2) Mittleres Noachikum [N(16) = 100–200] kraterbedecktes Terrain; (3) Oberes Noachikum [N(16) = 25–100; N(5) = 200–400] interkraterische Ebenen; (4) Unteres Hesperikum [N(5) = 125–200] gerippte Ebenen; (5) Oberes Hesperikum [N(5) = 67–125; N(2) = 400–750] komplexe Ebenen; (6) Unteres Amazonikum [N(2) = 150–400] glatte Ebenen im südlichen Acidalia Planitia; (7) Mittleres Amazonikum [N(2) = 40–150] Lavaströme im Amazonis Planitia; und (8) Oberes Amazonikum [N(2) < 40] Überschwemmungsebenen-Material im südlichen Elysium Planitia. Korrelationen zwischen verschiedenen Kratergrößen-Häufigkeitsverteilungen von Hochlandmaterial auf dem Mond und dem Mars deuten darauf hin, dass Gesteine der Mittleren Noachischen Serie etwa 3,92–3,85 Milliarden Jahre alt sind. Kompilierte stratigraphische Altersdaten für Einheiten und Merkmale verschiedener Herkunft zeigen, dass Vulkanismus, Tektonik und Meteoritenbeschuss im Laufe der geologischen Geschichte des Mars im Allgemeinen abgenommen haben. In jüngerer Zeit haben oberflächennahe Prozesse die Bildung und Modifikation von Gesteinseinheiten dominiert. Die Gesamtstratigraphie des Mars ist jedoch komplex aufgrund zeitlicher und räumlicher Variationen in der geologischen Aktivität.",
    url = "https://doi.org/10.1029/jb091ib13p0e139",
    doi = "10.1029/jb091ib13p0e139",
    openalex = "W2113865155",
    references = "doi101007bf00577878, doi1010160019103572900036, doi1010160019103578900489, doi101016001910358190035x, doi101029jb084ib06p02929, doi101029jb087ib02p01179, doi101029jb087ib12p09803, doi101029rg019i001p00013, doi10113000167606197586593com20co2, openalexw2302969081"
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Hochauflösende Bilder des Viking-Umlaufers zeigen Hinweise auf eine quasi-viskose Relaxierung der Topografie. Die Relaxierung wird auf Kriechverformung von Eis in oberflächennahen Materialien zurückgeführt. Die globale Verteilung des erschlossenen Grundeises zeigt eine ausgeprägte latitudinale Abhängigkeit. Die äquatorialen Regionen des Mars scheinen eiskarm zu sein, während das stark kraterreiche Gelände nördlich und südlich von +/- 30 Grad Breite eisknapp zu sein scheint. Der Stil des Kriechens nördlich und südlich von +/- 30 Grad variiert mit der Breite, möglicherweise aufgrund von Variationen in der Eisrheologie mit der Temperatur. Die Verteilung deutet darauf hin, dass Eis bei niedrigen Breiten, das nicht im Gleichgewicht mit der gegenwärtigen Atmosphäre steht, durch Sublimation und Diffusion durch den Regolith verloren gegangen ist, wodurch eine Netto-Transport von Eis über die Marsgeschichte nach Norden erfolgte.

@article{doi101126science2314735249,
    author = "Squyres, S. W. und Carr, M. H.",
    title = "Geomorphologische Beweise für die Verteilung von Grundeis auf dem Mars",
    year = "1986",
    journal = "Science",
    abstract = "Hochauflösende Bilder des Viking-Umlaufers zeigen Hinweise auf eine quasi-viskose Relaxierung der Topografie. Die Relaxierung wird auf Kriechverformung von Eis in oberflächennahen Materialien zurückgeführt. Die globale Verteilung des erschlossenen Grundeises zeigt eine ausgeprägte latitudinale Abhängigkeit. Die äquatorialen Regionen des Mars scheinen eiskarm zu sein, während das stark kraterreiche Gelände nördlich und südlich von +/- 30 Grad Breite eisknapp zu sein scheint. Der Stil des Kriechens nördlich und südlich von +/- 30 Grad variiert mit der Breite, möglicherweise aufgrund von Variationen in der Eisrheologie mit der Temperatur. Die Verteilung deutet darauf hin, dass Eis bei niedrigen Breiten, das nicht im Gleichgewicht mit der gegenwärtigen Atmosphäre steht, durch Sublimation und Diffusion durch den Regolith verloren gegangen ist, wodurch eine Netto-Transport von Eis über die Marsgeschichte nach Norden erfolgte.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.231.4735.249",
    doi = "10.1126/science.231.4735.249",
    openalex = "W2056216751"
}

@article{doi1010160019103587901473,
    author = "Pollack, James B. und Kasting, James F. und Richardson, Steven M. und Poliakoff, K.",
    title = "Der Fall für ein feuchtes, warmes Klima auf dem frühen Mars",
    year = "1987",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(87)90147-3",
    doi = "10.1016/0019-1035(87)90147-3",
    openalex = "W2073976878",
    references = "doi101029js082i028p04249"
}

Der Ursprung der fundamentalen Krusten-Dichotomie auf dem Mars bleibt das herausragende ungelöste Problem in der martianischen geologischen Evolution. Die Hypothese, dass diese Dichotomie auf einen einzelnen riesigen (mega) Impact früh in der martianischen Geschichte zurückzuführen ist, wird getestet, indem die beobachtete Anzahl großer Einschlagbecken auf dem Mars mit der erwarteten Anzahl aus einer D −2-Verteilung verglichen wird. Dieser Test basiert auf der Annahme, dass das mega‐impact Borealis-Becken das größte Mitglied einer solchen Verteilung ist. Der Unterschied zwischen beobachteten und „erwarteten" Becken ist die Anzahl der „fehlenden" Becken, die möglicherweise durch nachfolgende geologische Ereignisse verdeckt wurden. Wenn das Borealis-Becken das größte Mitglied einer D −2-Einschlagspopulation wäre, gäbe es auf dem Mars eine sehr große Anzahl von „fehlenden" Becken: 1 größer als 5000 km, 10 größer als 2000 km und 40–50 größer als etwa 1000 km Durchmesser. Die Fläche, die von diesen „fehlenden" Becken eingenommen wird (unter Berücksichtigung von Überlappungen), ist zu groß, um von jüngeren Oberflächeneinheiten verdeckt zu werden. Eine große Population von derzeit nicht erkannten großen Einschlagbecken müsste sich in den gut erhaltenen, kraterreichen Hochländern befinden. Im Gegensatz dazu, wenn Chryse das größte Mitglied einer D −2-Einschlagspopulation ist, könnte die bescheidene Anzahl von „fehlenden" Becken prinzipiell auf Bereiche des Mars beschränkt sein, die durch nachfolgende geologische Prozesse neu überzogen oder umgearbeitet wurden. Eine mögliche Alternative zur mega‐impact-Hypothese ist, dass die Krusten-Dichotomie auf die kumulativen Effekte mehrerer überlappender großer (aber nicht riesiger) Einschläge zurückzuführen ist.

@article{doi101029gl015i003p00229,
    author = "Frey, Herbert und Schultz, Richard A.",
    title = "Large impact basins and the mega‐impact origin for the crustal dichotomy on Mars",
    year = "1988",
    journal = "Geophysical Research Letters",
    abstract = "Der Ursprung der fundamentalen Krusten-Dichotomie auf dem Mars bleibt das herausragende ungelöste Problem in der martianischen geologischen Evolution. Die Hypothese, dass diese Dichotomie auf einen einzelnen riesigen (mega) Impact früh in der martianischen Geschichte zurückzuführen ist, wird getestet, indem die beobachtete Anzahl großer Einschlagbecken auf dem Mars mit der erwarteten Anzahl aus einer D −2-Verteilung verglichen wird. Dieser Test basiert auf der Annahme, dass das mega‐impact Borealis-Becken das größte Mitglied einer solchen Verteilung ist. Der Unterschied zwischen beobachteten und „erwarteten" Becken ist die Anzahl der „fehlenden" Becken, die möglicherweise durch nachfolgende geologische Ereignisse verdeckt wurden. Wenn das Borealis-Becken das größte Mitglied einer D −2-Einschlagspopulation wäre, gäbe es auf dem Mars eine sehr große Anzahl von „fehlenden" Becken: 1 größer als 5000 km, 10 größer als 2000 km und 40–50 größer als etwa 1000 km Durchmesser. Die Fläche, die von diesen „fehlenden" Becken eingenommen wird (unter Berücksichtigung von Überlappungen), ist zu groß, um von jüngeren Oberflächeneinheiten verdeckt zu werden. Eine große Population von derzeit nicht erkannten großen Einschlagbecken müsste sich in den gut erhaltenen, kraterreichen Hochländern befinden. Im Gegensatz dazu, wenn Chryse das größte Mitglied einer D −2-Einschlagspopulation ist, könnte die bescheidene Anzahl von „fehlenden" Becken prinzipiell auf Bereiche des Mars beschränkt sein, die durch nachfolgende geologische Prozesse neu überzogen oder umgearbeitet wurden. Eine mögliche Alternative zur mega‐impact-Hypothese ist, dass die Krusten-Dichotomie auf die kumulativen Effekte mehrerer überlappender großer (aber nicht riesiger) Einschläge zurückzuführen ist.",
    url = "https://doi.org/10.1029/gl015i003p00229",
    doi = "10.1029/gl015i003p00229",
    openalex = "W2115005606"
}

@article{doi1010160019103589900274,
    author = "Parker, T. J. und Saunders, R. S. und Schneeberger, Dale M.",
    title = "Transitional morphology in West Deuteronilus Mensae, Mars: Implications for modification of the lowland/upland boundary",
    year = "1989",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(89)90027-4",
    doi = "10.1016/0019-1035(89)90027-4",
    openalex = "W2004019546"
}

Die Weltraumumgebung des Mars wird maßgeblich durch das Fehlen eines substantiellen planetaren Magnetfelds bestimmt. Im Gegensatz zur Erde besitzt der Mars keine Strahlungsgürtel oder eine aurorale „Ovale", und seine Störung des interplanetaren Mediums oder des Sonnenwinds beschränkt sich auf ein relativ kleines Volumen. Darüber hinaus erzeugt die direkte Wechselwirkung des Sonnenwindplasmas mit der Marsatmosphäre eine charakteristische lokale Population energetischer Teilchen planetarer Herkunft, die Hinweise auf die möglicherweise signifikante Auswaschung bestimmter Elemente vom Mars über die Lebensdauer des Sonnensystems liefert. In diesem Artikel beschreiben wir die allgemeinen Eigenschaften des Nah-Mars-Raums, wie er heute bekannt ist, einschließlich sowohl der ambienten interplanetaren Umgebung als auch der Ionosphäre, der oberen Atmosphäre und der darüberliegenden Regionen, die durch die Anwesenheit des Mars beeinflusst werden.

@article{doi10102991rg00066,
    author = "Luhmann, J. G. und Brace, L. H.",
    title = "Near‐Mars space",
    year = "1991",
    journal = "Reviews of Geophysics",
    abstract = "Die Weltraumumgebung des Mars wird maßgeblich durch das Fehlen eines substantiellen planetaren Magnetfelds bestimmt. Im Gegensatz zur Erde besitzt der Mars keine Strahlungsgürtel oder eine aurorale „Ovale", und seine Störung des interplanetaren Mediums oder des Sonnenwinds beschränkt sich auf ein relativ kleines Volumen. Darüber hinaus erzeugt die direkte Wechselwirkung des Sonnenwindplasmas mit der Marsatmosphäre eine charakteristische lokale Population energetischer Teilchen planetarer Herkunft, die Hinweise auf die möglicherweise signifikante Auswaschung bestimmter Elemente vom Mars über die Lebensdauer des Sonnensystems liefert. In diesem Artikel beschreiben wir die allgemeinen Eigenschaften des Nah-Mars-Raums, wie er heute bekannt ist, einschließlich sowohl der ambienten interplanetaren Umgebung als auch der Ionosphäre, der oberen Atmosphäre und der darüberliegenden Regionen, die durch die Anwesenheit des Mars beeinflusst werden.",
    url = "https://doi.org/10.1029/91rg00066",
    doi = "10.1029/91rg00066",
    openalex = "W2108705634"
}

@article{doi101038352589a0,
    author = "Baker, Victor R. und Strom, R. G. und Gulick, V. C. und Kargel, Jeffrey S. und Komatsu, G. und Kale, Vivek",
    title = "Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars",
    year = "1991",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/352589a0",
    doi = "10.1038/352589a0",
    openalex = "W2019919661",
    references = "doi1010160019103574901018, doi101016001910358190035x, doi1010160019103587901473, doi1010160019103589900274, doi101029jb084ib06p02995, doi101029jb094ib06p07685, doi101038333313a0, doi101038342139a0, doi1011300091761319910190547lpoeef23co2, schidlowski1988a, vidal1985earths"
}

Das primäre Ziel der Mars Observer laser altimeter (MOLA) Untersuchung besteht darin, die Topographie des Mars global auf einem Niveau zu bestimmen, das geeignet ist, um Probleme in Geologie und Geophysik zu adressieren. Sekundäre Ziele sind die Charakterisierung der 1064‐nm Wellenlängen-Oberflächenreflektivität des Mars, um Analysen der globalen Oberflächenmineralogie und saisonaler Albedo-Änderungen beizutragen, die Unterstützung bei der Beantwortung von Problemen in der atmosphärischen Zirkulation und die Bereitstellung geodätischer Kontrolle und topographischen Kontexts für die Bewertung möglicher zukünftiger Mars-Landeplätze. Die Hauptkomponenten von MOLA sind ein diode‐pumpierter, neodymium-dotierter Yttrium-Aluminium-Granat-Laser-Sender, der 1064‐nm Wellenlängen-Laserpulse aussendet, ein 0,5‐m-Durchmesser-Teleskop, ein Silizium-Avalanche-Fotodiodendetektor und eine Zeitintervalleinheit mit 10‐ns Auflösung. MOLA wird Messungen der Topographie des Mars innerhalb von etwa 160‐m Fußabdrücken und einem Zentrum-zu-Zentrum entlang-der-Bahn-Fußabdruck-Abstand von 300 m entlang des Mars Observer Subspacecraft Bodenbahn bereitstellen. Die Höhenmessungen werden mit 1,5 m vertikaler Auflösung quantisiert, bevor sie für orbit- und pointing-induzierte Fehler korrigiert werden. MOLA-Profile werden in ein globales 0,2° × 0,2°-Raster zusammengefügt, das auf dem Massenschwerpunkt des Mars referenziert wird mit einer absoluten Genauigkeit von etwa 30 m. Andere Datenprodukte werden ein globales Raster von topographischen Gradienten, korrigierte einzelne Profile und ein globales 0,2° × 0,2°-Raster von 1064‐nm Oberflächenreflektivität umfassen.

@article{doi10102992je00341,
    author = "Zuber, M. T. und Smith, David E. und Solomon, Sean C. und Muhleman, D. O. und Head, J. W. und Garvin, J. B. und Abshire, James B. und Bufton, Jack L.",
    title = "The Mars Observer laser altimeter investigation",
    year = "1992",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Das primäre Ziel der Mars Observer laser altimeter (MOLA) Untersuchung besteht darin, die Topographie des Mars global auf einem Niveau zu bestimmen, das geeignet ist, um Probleme in Geologie und Geophysik zu adressieren. Sekundäre Ziele sind die Charakterisierung der 1064‐nm Wellenlängen-Oberflächenreflektivität des Mars, um Analysen der globalen Oberflächenmineralogie und saisonaler Albedo-Änderungen beizutragen, die Unterstützung bei der Beantwortung von Problemen in der atmosphärischen Zirkulation und die Bereitstellung geodätischer Kontrolle und topographischen Kontexts für die Bewertung möglicher zukünftiger Mars-Landeplätze. Die Hauptkomponenten von MOLA sind ein diode‐pumpierter, neodymium-dotierter Yttrium-Aluminium-Granat-Laser-Sender, der 1064‐nm Wellenlängen-Laserpulse aussendet, ein 0,5‐m-Durchmesser-Teleskop, ein Silizium-Avalanche-Fotodiodendetektor und eine Zeitintervalleinheit mit 10‐ns Auflösung. MOLA wird Messungen der Topographie des Mars innerhalb von etwa 160‐m Fußabdrücken und einem Zentrum-zu-Zentrum entlang-der-Bahn-Fußabdruck-Abstand von 300 m entlang des Mars Observer Subspacecraft Bodenbahn bereitstellen. Die Höhenmessungen werden mit 1,5 m vertikaler Auflösung quantisiert, bevor sie für orbit- und pointing-induzierte Fehler korrigiert werden. MOLA-Profile werden in ein globales 0,2° × 0,2°-Raster zusammengefügt, das auf dem Massenschwerpunkt des Mars referenziert wird mit einer absoluten Genauigkeit von etwa 30 m. Andere Datenprodukte werden ein globales Raster von topographischen Gradienten, korrigierte einzelne Profile und ein globales 0,2° × 0,2°-Raster von 1064‐nm Oberflächenreflektivität umfassen.",
    url = "https://doi.org/10.1029/92je00341",
    doi = "10.1029/92je00341",
    openalex = "W2048184437",
    references = "doi101029jb090ib14p12623"
}

Die Mars Observer magnetfelduntersuchung wird schnelle Vektormessungen des magnetischen Feldes des Mars über einen weiten dynamischen Bereich liefern. Die grundlegenden Ziele dieser Untersuchung sind (1) die Natur des magnetischen Feldes des Mars zu ermitteln, (2) geeignete Modelle für dessen Darstellung zu entwickeln, die die internen Quellen des Magnetismus und die Effekte der Wechselwirkung mit dem Sonnenwind berücksichtigen, und (3) das magnetische Restfeld der Marskruste mit einer Auflösung abzubilden, die mit der Mars Observer Umlaufbahnhöhe und der Bodenbahnabtastung konsistent ist. Das für diese Mission implementierte grundlegende Instrumentarium besteht aus einer synergistischen Kombination eines dualen, triaxialen Fluxgate-Magnetometersystems und eines Elektronenreflektometers mit Sensoren, die an einem Raumfahrzeugausleger montiert sind. Das duale Magnetometersystem ermöglicht die Echtzeit-Schätzung und Korrektur von vom Raumfahrzeug erzeugten Feldern, während das Elektronenreflektometer Fernerkundungsfähigkeiten für magnetische Felder bereitstellt. Diese Instrumente verfügen über eine umfangreiche Raumfahrt-Erfahrung, und ähnliche Versionen derselben wurden in zahlreichen Missionen wie Voyager, Magsat, International Solar Polar Mission (ISPM), Giotto, Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers und Global Geospace Science (GGS) eingesetzt. Je nach unterstützter Telemetrierate werden mindestens 2–16 Vektormuster pro Sekunde erfasst. Das Instrument ist mikroprozessorgesteuert, kann teilweise im Flug neu programmiert werden und unterstützt das Paket-Telemetrie-Protokoll, das für Mars Observer implementiert wurde.

@article{doi10102992je00344,
    author = "Acuña, M. H. und Connerney, J. E. P. und Wasilewski, P. J. und Lin, R. P. und Anderson, K. A. und Carlson, C. W. und McFadden, J. und Curtis, D. W. und Rème, H. und Cros, A. und Médale, J. L. und Sauvaud, J. A. und d’Uston, C. und Bauer, S. J. und Cloutier, P. A. und Mayhew, M. A. und Ness, N. F.",
    title = "Mars Observer magnetfelduntersuchung",
    year = "1992",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Die Mars Observer magnetfelduntersuchung wird schnelle Vektormessungen des magnetischen Feldes des Mars über einen weiten dynamischen Bereich liefern. Die grundlegenden Ziele dieser Untersuchung sind (1) die Natur des magnetischen Feldes des Mars zu ermitteln, (2) geeignete Modelle für dessen Darstellung zu entwickeln, die die internen Quellen des Magnetismus und die Effekte der Wechselwirkung mit dem Sonnenwind berücksichtigen, und (3) das magnetische Restfeld der Marskruste mit einer Auflösung abzubilden, die mit der Mars Observer Umlaufbahnhöhe und der Bodenbahnabtastung konsistent ist. Das für diese Mission implementierte grundlegende Instrumentarium besteht aus einer synergistischen Kombination eines dualen, triaxialen Fluxgate-Magnetometersystems und eines Elektronenreflektometers mit Sensoren, die an einem Raumfahrzeugausleger montiert sind. Das duale Magnetometersystem ermöglicht die Echtzeit-Schätzung und Korrektur von vom Raumfahrzeug erzeugten Feldern, während das Elektronenreflektometer Fernerkundungsfähigkeiten für magnetische Felder bereitstellt. Diese Instrumente verfügen über eine umfangreiche Raumfahrt-Erfahrung, und ähnliche Versionen derselben wurden in zahlreichen Missionen wie Voyager, Magsat, International Solar Polar Mission (ISPM), Giotto, Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers und Global Geospace Science (GGS) eingesetzt. Je nach unterstützter Telemetrierate werden mindestens 2–16 Vektormuster pro Sekunde erfasst. Das Instrument ist mikroprozessorgesteuert, kann teilweise im Flug neu programmiert werden und unterstützt das Paket-Telemetrie-Protokoll, das für Mars Observer implementiert wurde.",
    url = "https://doi.org/10.1029/92je00344",
    doi = "10.1029/92je00344",
    openalex = "W2012600981"
}

Eine große Anzahl anomaler Landformen auf dem Mars kann der Vergletscherung zugeschrieben werden, einschließlich der Wirkung von Eis und Schmelzwasser. Gletscherlandschaften sind südlich der Breite -33° und in den nördlichen Ebenen konzentriert, was auf riesige australische und boreale Eisschichten hindeutet. Kraterdichten auf den vergletscherten Gebieten deuten darauf hin, dass die letzte glaziale Epoche spät in der Marsgeschichte stattfand. Daher könnte der Mars möglicherweise viel später als zuvor angenommen ein relativ warmes, feuchtes Klima und eine dichte Atmosphäre gehabt haben.

@article{doi1011300091761319920200003agom23co2,
    author = "Kargel, Jeffrey S. und Strom, R. G.",
    title = "Ancient glaciation on Mars",
    year = "1992",
    journal = "Geology",
    abstract = "Eine große Anzahl anomaler Landformen auf dem Mars kann der Vergletscherung zugeschrieben werden, einschließlich der Wirkung von Eis und Schmelzwasser. Gletscherlandschaften sind südlich der Breite -33° und in den nördlichen Ebenen konzentriert, was auf riesige australische und boreale Eisschichten hindeutet. Kraterdichten auf den vergletscherten Gebieten deuten darauf hin, dass die letzte glaziale Epoche spät in der Marsgeschichte stattfand. Daher könnte der Mars möglicherweise viel später als zuvor angenommen ein relativ warmes, feuchtes Klima und eine dichte Atmosphäre gehabt haben.",
    url = "https://doi.org/10.1130/0091-7613(1992)020<0003:agom>2.3.co;2",
    doi = "10.1130/0091-7613(1992)020<0003:agom>2.3.co;2",
    openalex = "W2028134116"
}

Vergangene Studien zum klimatischen Verhalten von Wasser auf dem Mars haben universell angenommen, dass die Atmosphäre der einzige verfügbare Weg für den Austausch flüchtiger Stoffe zwischen den krustalen und polaren Reservoiren von H2O des Planeten ist. Wenn jedoch der planetare Vorrat an ausgasendem H2O den Porenvolumen der Kryosphäre um mehr als ein paar Prozent übersteigt, wird zwangsläufig ein subpermafrostes Grundwassersystem globalen Ausmaßes entstehen. Das Bestehen eines solchen Systems wirft die Möglichkeit auf, dass der subterrane Transport den langfristigen atmosphärischen Austausch ergänzen kann. In diesem Papier wird die hydrologische Reaktion eines wasserreichen Mars auf Klimawandel und auf die physikalische und thermische Evolution seiner Kruste untersucht. Die Analyse geht davon aus, dass der atmosphärische Teil des langfristigen hydrologischen Zyklus des Planeten durch aktuelle Modelle der Einstrahlungsgesteuerten Austausch hinreichend beschrieben wird. Unter den klimatischen Bedingungen, die offensichtlich während der meisten martianischen geologischen Geschichte herrschten, hat die thermische Instabilität von Grundwasser bei niedrigen bis mittleren Breiten zu einem Netto-Atmosphärentransport von H2O vom „heißen" äquatorialen Bereich zu den kälteren Polen geführt. Theoretische Argumente und verschiedene Linien morphologischer Evidenz deuten darauf hin, dass dieser polwärts gerichtete Fluss von H2O episodisch durch zusätzliche Freisetzungen von Wasser, die durch Impakte, katastrophale Überschwemmungen und Vulkanismus resultieren, verstärkt wurde. Bei einer anfänglich eisgesättigten Kryosphäre führt die Ablagerung von Material an den Polen (oder an einem beliebigen anderen Ort auf der Planetenoberfläche) zu einer Situation, in der die lokale Gleichgewichtstiefe zur Schmelzisotheke überschritten wurde, wodurch Eis am Grund der Kryosphäre schmilzt, bis das thermodynamische Gleichgewicht wiederhergestellt ist. Die nach unten gerichtete Perkolierung von Basisschmelzwasser in den globalen Aquifer wird zum Anstieg des lokalen Grundwasserspiegels in Form eines Grundwasserkuppels führen. Bei geologisch vernünftigen Werten der großräumigen Krustenpermeabilität (d.h. ≳ 10−2 Darcy) könnte der Gradient im hydraulischen Kopf, der durch das Vorhandensein der Kuppe erzeugt wird, dann den äquatorwärts gerichteten Fluss eines signifikanten Volumens an Grundwasser (≳ 108 km3) im Laufe der martianischen geologischen Geschichte antreiben. Bei gemäßigten und äquatorialen Breiten wird das Vorhandensein eines geothermischen Gradienten zu einer Netto-Entladung des Systems führen, da Wasserdampf thermisch von den höheren Temperaturen (höherer Dampfdruck) Tiefen zu den kälteren (niedrigerer Dampfdruck) oberflächennahen Krusten gepumpt wird. Durch diesen Prozess könnte ein Gradient von nur 15 K km−1 den vertikalen Transport von 1 km Wasser zur Gefrierfront am Grund der Kryosphäre alle 106–107 Jahre antreiben, oder das Äquivalent von ∼102–103 km Wasser im Laufe der martianischen geologischen Geschichte. Auf diese Weise kann ein Großteil des H2O, das durch die Sublimation von äquatorialem Grundwasser, Impakte und katastrophale Überschwemmungen aus der Kruste verloren gegangen ist, letztendlich wieder aufgefüllt werden. Die Gültigkeit dieser Analyse wird durch eine detaillierte Überprüfung relevanter Raumfahrzeugdaten, Diskussionen über Mond- und terrestrische Analogien und die Verwendung gut etablierter hydrologischer Modelle unterstützt. Zu den zusätzlichen behandelten Themen gehören die thermischen und hydrologischen Eigenschaften der Kruste, die potenzielle Verteilung von Grundwasser und Grundwasser, die thermische Evolution der frühen Kryosphäre, die Nachfüllung der Talnetzwerke und Ausflusskanäle, die polare Massenbilanz und eine Überprüfung mehrerer wichtiger Prozesse, die wahrscheinlich den großräumigen vertikalen und horizontalen Transport von H2O unter der martianischen Oberfläche antreiben. Bei einer geologisch vernünftigen Beschreibung der Kruste und einem ausgasenden Wasserinventar, das den Porenvolumen der Kryosphäre nur um ein paar Prozent übersteigt, deutet die grundlegende Physik darauf hin, dass das hier beschriebene hydrologische Modell sich natürlich entwickeln wird. Wenn dies der Fall ist, hat der subterran Transport wahrscheinlich eine wichtige Rolle bei der geomorphologischen Evolution der martianischen Oberfläche und dem langfristigen Zyklus von H2O zwischen Atmosphäre, Polkappen und oberflächennaher Kruste gespielt.

@article{doi10102993je00225,
    author = "Clifford, Stephen M.",
    title = "A model for the hydrologic and climatic behavior of water on Mars",
    year = "1993",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Past studies of the climatic behavior of water on Mars have universally assumed that the atmosphere is the sole pathway available for volatile exchange between the planet's crustal and polar reservoirs of H 2 O. However, if the planetary inventory of outgassed H 2 O exceeds the pore volume of the cryosphere by more than a few percent, then a subpermafrost groundwater system of global extent will necessarily result. The existence of such a system raises the possibility that subsurface transport may complement long‐term atmospheric exchange. In this paper, the hydrologic response of a water‐rich Mars to climate change and to the physical and thermal evolution of its crust is considered. The analysis assumes that the atmospheric leg of the planet's long‐term hydrologic cycle is reasonably described by current models of insolation‐driven exchange. Under the climatic conditions that have apparently prevailed throughout most of Martian geologic history, the thermal instability of ground ice at low‐ to mid‐latitudes has led to a net atmospheric transport of H 2 O from the "hot" equatorial region to the colder poles. Theoretical arguments and various lines of morphologic evidence suggest that this poleward flux of H 2 O has been episodically augmented by additional releases of water resulting from impacts, catastrophic floods, and volcanism. Given an initially ice‐saturated cryosphere, the deposition of material at the poles (or any other location on the planet's surface) will result in a situation where the local equilibrium depth to the melting isotherm has been exceeded, melting ice at the base of the cryosphere until thermodynamic equilibrium is once again established. The downward percolation of basal meltwater into the global aquifer will result in the rise of the local water table in the form of a groundwater mound. Given geologically reasonable values of large‐scale crustal permeability (i.e., ≳ 10 −2 darcies), the gradient in hydraulic head created by the presence of the mound could then drive the equatorward flow of a significant volume of groundwater (≳ 10 8 km 3) over the course of Martian geologic history. At temperate and equatorial latitudes, the presence of a geothermal gradient will then result in a net discharge of the system as water vapor is thermally pumped from the higher temperature (higher vapor pressure) depths to the colder (lower vapor pressure) near‐surface crust. By this process, a gradient as small as 15 K km−1 could drive the vertical transport of 1 km of water to the freezing front at the base of the cryosphere every 10 6 –10 7 years, or the equivalent of ∼10 2 –10 3 km of water over the course of Martian geologic history. In this manner, much of the H 2 O that has been lost from the crust by the sublimation of equatorial ground ice, impacts, and catastrophic floods may ultimately be replenished. The validity of this analysis is supported by a detailed review of relevant spacecraft data, discussions of lunar and terrestrial analogs, and the use of well‐established hydrologic models. Among the additional topics discussed are the thermal and hydrologic properties of the crust, the potential distribution of ground ice and groundwater, the thermal evolution of the early cryosphere, the recharge of the valley networks and outflow channels, the polar mass balance, and a review of several important processes that are likely to drive the large‐scale vertical and horizontal transport of H 2 O beneath the Martian surface. Given a geologically reasonable description of the crust, and an outgassed inventory of water that exceeds the pore volume of the cryosphere by just a few percent, basic physics suggests that the hydrologic model described here will naturally evolve. If so, subsurface transport has likely played an important role in the geomorphic evolution of the Martian surface and the long‐term cycling of H 2 O between the atmosphere, polar caps, and near‐surface crust.",
    url = "https://doi.org/10.1029/93je00225",
    doi = "10.1029/93je00225",
    openalex = "W2170615758",
    references = "doi1010160016703789901506, doi1010160734743x87900698, doi1010291998wr900047, doi101029jb085ib11p06248, doi101029jb091ib13p0e139, doi101029jz065i004p01083, doi101029jz066i007p02199, doi101029jz068i016p04795, doi101029tr038i002p00222, doi101038202526a0, doi101038352589a0, doi10113000167606195970115rofpim20co2, openalexw2045435453, openalexw2070611029, openalexw2139291338"
}

Zusammenfassung— Die SNC-Meteoriten werden als magmatische Marsgesteine betrachtet, basierend auf ihren jungen Kristallisationsaltersdaten und einer engen Übereinstimmung zwischen der Zusammensetzung der während Schocks implantierten Gase und der Atmosphäre des Mars. Ein verwandter Meteorit, ALH84001, könnte älter sein und somit einen antiken Marskrustenbereich repräsentieren. Diese petrologisch diversen Basalte und ultramafischen Gesteine sind zum größten Teil Kumulate, doch ihre Muttermagmen teilen geochemische und radiogene isotopische Eigenschaften, die darauf hindeuten, dass sie durch erneutes Schmelzen desselben Mantelherkunftsgebietes zu verschiedenen Zeiten entstanden sein könnten. Informationen und Schlussfolgerungen über die Marsgeologie, die aus diesen Proben gezogen werden, umfassen Folgendes: Die planetare Differenzierung erfolgte früh bei ∼4,5 Ga, wahrscheinlich gleichzeitig mit der Akkretion. Der Marsmantel enthält unterschiedliche Häufigkeiten von mäßig flüchtigen und siderophilen Elementen und ist eisenreicher als der der Erde, was Auswirkungen auf seine Mineralogie, Dichte und Herkunft hat. Die geschätzte Kernzusammensetzung weist eine Schwefel-Häufigkeit nahe dem Schwellenwert für die Festkristallisation des inneren Kerns auf. Die frühere Anwesenheit eines Kerndynamos könnte durch remanente Magnetisierung in SNC-Meteoriten angedeutet werden, obwohl diese Gesteine möglicherweise während des Schocks magnetisiert wurden. Die Mineralogie der Mars-Oberflächeneinheiten, die aus Reflexionsspektren abgeleitet wurde, stimmt mit der von basaltischen Shergottiten überein, doch werden SNC-Lithologien, die man im Untergrund kristallisiert haben könnte, derzeit nicht erkannt. Die rheologischen Eigenschaften von Marsmagmen lassen sich aus diesen Meteoriten genauer ableiten als aus Beobachtungen der Mars-Fließmorphologie, obwohl der abgetastete Bereich der Magmenzusammensetzungen begrenzt ist. Schätzungen der planetaren Wassermenge und der Menge des ausgasenden Wassers, die auf diesen Meteoriten basieren, widersprechen sich, überschneiden sich jedoch mit Schätzungen, die auf geologischen Beobachtungen und atmosphärischen Messungen beruhen. Stabile Isotopenmessungen deuten darauf hin, dass die Mars-Hydrosphäre nur einen begrenzten Austausch mit der Lithosphäre erfahren hat, aber seit 1,3 Ga isotopisches Gleichgewicht mit der Atmosphäre hat. Die aus diesen Gesteinen abgeleitete isotopisch schwere Atmosphäre/Hydrosphären-Zusammensetzung spiegelt einen Verlustprozess wider, der schwerwiegender ist als aktuelle atmosphärische Evolutionsmodelle, und das Vorkommen von Carbonaten in SNC-Meteoriten deutet darauf hin, dass diese, statt Skapolith oder wasserhaltiger Carbonate, die Hauptkrustensenke für CO2 sind. Verwitterungsprodukte in SNC-Meteoriten unterstützen die Idee einer begrenzten Alterung der Lithosphäre durch kleine Volumina von salzhaltigem, CO2-haltigem Wasser. Die atmosphärische Zusammensetzung und Evolution werden weiter durch Edelgase in diesen Meteoriten eingeschränkt, obwohl Xe- und Kr-Isotope auf unterschiedliche Ursprünge der Atmosphäre hindeuten. Die planetare Emission dieser Gesteine hat zu Fortschritten im Verständnis der Impaktphysik beigetragen, die durch ein Modell erreicht wurde, das Spallation während großer Kraterungsereignisse beinhaltet. Die Emission aller SNC-Meteoriten (außer ALH84001) in einem oder zwei Ereignissen könnte eine plausible Lösung für die meisten durch Chronologie, Geochemie und kosmische Strahlenexposition auferlegten Einschränkungen bieten, obwohl Probleme mit diesem Szenario bestehen bleiben; ALH84001 könnte einen älteren Marskrustenbereich repräsentieren, der während eines separaten Impakts abgetastet wurde.

@article{doi101111j194551001994tb01092x,
    author = "McSween, H. Y.",
    title = "Was wir über Mars aus SNC-Meteoriten gelernt haben",
    year = "1994",
    journal = "Meteoritics",
    abstract = "Abstract— Die SNC-Meteoriten gelten als magmatische Marsgesteine, basierend auf ihren jungen Kristallisationsaltersdaten und einer engen Übereinstimmung zwischen der Zusammensetzung der während Schocks implantierten Gase und der Atmosphäre des Mars. Ein verwandter Meteorit, ALH84001, könnte älter sein und somit einen antiken Marskrustenbereich repräsentieren. Diese petrologisch diversen Basalte und ultramafischen Gesteine sind zum größten Teil Kumulate, aber ihre Muttermagmen teilen geochemische und radiogene isotopische Eigenschaften, die darauf hindeuten, dass sie durch erneutes Schmelzen derselben Mantelquelle zu verschiedenen Zeiten entstanden sein könnten. Informationen und Schlussfolgerungen über die Marsgeologie, die aus diesen Proben gezogen werden, umfassen Folgendes: Die planetare Differenzierung erfolgte früh bei ∼4,5 Ga, wahrscheinlich gleichzeitig mit der Akkretion. Der Marsmantel enthält unterschiedliche Häufigkeiten von moderat flüchtigen und siderophilen Elementen und ist eisenreicher als der der Erde, was Auswirkungen auf seine Mineralogie, Dichte und Herkunft hat. Die geschätzte Kernzusammensetzung weist eine Schwefel-Häufigkeit nahe dem Schwellenwert für die Festkristallisation des inneren Kerns auf. Die frühere Anwesenheit eines Kerndynamos könnte durch remanente Magnetisierung in SNC-Meteoriten angedeutet werden, obwohl diese Gesteine möglicherweise während des Schocks magnetisiert wurden. Die Mineralogie der Mars-Oberflächeneinheiten, aus Reflexionsspektren abgeleitet, stimmt mit der von basaltischen Shergottiten überein, aber SNC-Lithologien, die als im Untergrund kristallisiert gedacht sind, werden derzeit nicht erkannt. Die rheologischen Eigenschaften von Marsmagmen lassen sich aus diesen Meteoriten genauer ableiten als aus Beobachtungen der Mars-Fließmorphologie, obwohl der abgetastete Bereich der Magmenzusammensetzungen begrenzt ist. Schätzungen der planetaren Wassermenge und der Menge des ausgasenden Wassers basierend auf diesen Meteoriten widersprechen sich, überschneiden sich jedoch mit Schätzungen, die auf geologischen Beobachtungen und atmosphärischen Messungen basieren. Stabile Isotopenmessungen deuten darauf hin, dass die Mars-Hydrosphäre nur begrenzten Austausch mit der Lithosphäre erfahren hat, aber sie ist isotopisch im Gleichgewicht mit der Atmosphäre und seit 1,3 Ga. Die aus diesen Gesteinen abgeleitete isotopisch schwere Atmosphäre/Hydrosphären-Zusammensetzung spiegelt einen Verlustprozess wider, der schwerwiegender ist als aktuelle atmosphärische Evolutionsmodelle, und das Vorkommen von Carbonaten in SNC-Meteoriten deutet darauf hin, dass diese, statt Skapolith oder wasserhaltiger Carbonate, die Hauptkrustensenke für CO2 sind. Verwitterungsprodukte in SNC-Meteoriten unterstützen die Idee einer begrenzten Alterung der Lithosphäre durch kleine Volumina von salzhaltigem, CO2-haltigem Wasser. Die atmosphärische Zusammensetzung und Evolution werden weiter durch Edelgase in diesen Meteoriten eingeschränkt, obwohl Xe- und Kr-Isotope auf unterschiedliche Ursprünge der Atmosphäre hindeuten. Die planetare Emission dieser Gesteine hat zu Fortschritten im Verständnis der Impaktphysik beigetragen, die durch ein Modell erreicht wurde, das Spallation während großer Kraterungsereignisse beinhaltet. Die Emission aller SNC-Meteorite (außer ALH84001) in einem oder zwei Ereignissen könnte eine plausible Lösung für die meisten durch Chronologie, Geochemie und kosmische Strahlenexposition auferlegten Einschränkungen bieten, obwohl Probleme mit diesem Szenario bestehen bleiben; ALH84001 könnte einen älteren Marskrustenbereich repräsentieren, der während eines separaten Impakts abgetastet wurde.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.1994.tb01092.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.1994.tb01092.x",
    openalex = "W2132738826",
    references = "doi10102993je00225, doi101126science2214611651"
}

Zusammenfassung Der Mars hat immer ein besonderes Interesse geweckt, da die Möglichkeit besteht, dass es dort Leben gab, und seine Wasserhistorie ist entscheidend für das Verständnis seiner Geologie, Klimatologie und Biologie. Darüber hinaus deuten jüngste Studien zur molekularen Phylogenie darauf hin, dass vulkanische heiße Quellen, die auf dem frühen Mars möglicherweise häufig waren, auch der wahrscheinlichste Ursprungsort für das Leben auf der Erde sind. In diesem Buch untersucht Dr. Carr die Geschichte des Wassers auf dem Mars, einschließlich Beweise dafür, dass flüssiges Wasser einst an der Oberfläche des Planeten reichlich vorhanden war; Möglichkeiten, wie sich das Klima verändert haben könnte, um flüssiges Wasser zu ermöglichen; und was eine Fülle von Wasser für die Entstehung des Mars und anderer Planeten, einschließlich der Erde, bedeutet. Das Argument des Buches stützt sich auf die Interpretation von Daten, die bei den Viking-Missionen gewonnen wurden, sowie auf Informationen aus Meteoriten, die auf der Erde gefunden wurden und fast sicher vom Mars stammen. Da flüssiges Wasser universell als lebensnotwendig angesehen wird, hat die Wasser-Geschichte eine besondere biologische Bedeutung, mit wichtigen Implikationen für die zukünftige Erforschung des Planeten, und sollte für Geologen und Planetenforscher eine wertvolle Studie sein.

@book{doi101093oso97801950993860010001,
    author = "Carr, M. H.",
    title = "Wasser auf dem Mars",
    year = "1996",
    abstract = "Zusammenfassung Der Mars hat immer ein besonderes Interesse geweckt, da die Möglichkeit besteht, dass es dort Leben gab, und seine Wasserhistorie ist entscheidend für das Verständnis seiner Geologie, Klimatologie und Biologie. Darüber hinaus deuten jüngste Studien zur molekularen Phylogenie darauf hin, dass vulkanische heiße Quellen, die auf dem frühen Mars möglicherweise häufig waren, auch der wahrscheinlichste Ursprungsort für das Leben auf der Erde sind. In diesem Buch untersucht Dr. Carr die Geschichte des Wassers auf dem Mars, einschließlich Beweise dafür, dass flüssiges Wasser einst an der Oberfläche des Planeten reichlich vorhanden war; Möglichkeiten, wie sich das Klima verändert haben könnte, um flüssiges Wasser zu ermöglichen; und was eine Fülle von Wasser für die Entstehung des Mars und anderer Planeten, einschließlich der Erde, bedeutet. Das Argument des Buches stützt sich auf die Interpretation von Daten, die bei den Viking-Missionen gewonnen wurden, sowie auf Informationen aus Meteoriten, die auf der Erde gefunden wurden und fast sicher vom Mars stammen. Da flüssiges Wasser universell als lebensnotwendig angesehen wird, hat die Wasser-Geschichte eine besondere biologische Bedeutung, mit wichtigen Implikationen für die zukünftige Erforschung des Planeten, und sollte für Geologen und Planetenforscher eine wertvolle Studie sein.",
    url = "https://doi.org/10.1093/oso/9780195099386.001.0001",
    doi = "10.1093/oso/9780195099386.001.0001",
    openalex = "W4388314709"
}

Frische Bruchflächen des Marsmeteoriten ALH84001 enthalten reichlich polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAHs). Diese frischen Bruchflächen zeigen zudem Karbonatglobuli. Kontaminationsstudien deuten darauf hin, dass die PAHs einheimisch für den Meteoriten sind. Hochauflösende Rasterelektronenmikroskopie und Transmissionselektronenmikroskopie-Studien von Oberflächentexturen und inneren Strukturen ausgewählter Karbonatglobuli zeigen, dass die Globuli feinkörnige, sekundäre Phasen von Einzeldomain-Magnetit und Fe-Sulfiden enthalten. Die Karbonatglobuli sind in Textur und Größe ähnlich zu einigen terrestrischen, bakteriell induzierten Karbonatniederschlägen. Obwohl eine anorganische Bildung möglich ist, könnte die Bildung der Globuli durch biologische Prozesse viele der beobachteten Merkmale erklären, einschließlich der PAHs. Die PAHs, die Karbonatglobuli und ihre assoziierten sekundären Mineralphasen und Texturen könnten somit fossile Überreste einer vergangenen martianischen Biota sein.

@article{doi101126science2735277924,
    author = "McKay, D. S. und Gibson, E. K. und Thomas-Keprta, K. L. und Vali, Hojatollah und Romanek, Christopher S. und Clemett, S. J. und Chillier, Xavier D. F. und Maechling, Claude R. und Zare, Richard N.",
    title = "Suche nach vergangenen Leben auf dem Mars: Mögliche Relikte biologischer Aktivität im Marsmeteoriten ALH84001",
    year = "1996",
    journal = "Science",
    abstract = "Frische Bruchflächen des Marsmeteoriten ALH84001 enthalten reichlich polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAHs). Diese frischen Bruchflächen zeigen zudem Karbonatglobuli. Kontaminationsstudien deuten darauf hin, dass die PAHs einheimisch für den Meteoriten sind. Hochauflösende Rasterelektronenmikroskopie und Transmissionselektronenmikroskopie-Studien von Oberflächentexturen und inneren Strukturen ausgewählter Karbonatglobuli zeigen, dass die Globuli feinkörnige, sekundäre Phasen von Einzeldomain-Magnetit und Fe-Sulfiden enthalten. Die Karbonatglobuli sind in Textur und Größe ähnlich zu einigen terrestrischen, bakteriell induzierten Karbonatniederschlägen. Obwohl eine anorganische Bildung möglich ist, könnte die Bildung der Globuli durch biologische Prozesse viele der beobachteten Merkmale erklären, einschließlich der PAHs. Die PAHs, die Karbonatglobuli und ihre assoziierten sekundären Mineralphasen und Texturen könnten somit fossile Überreste einer vergangenen martianischen Biota sein.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.273.5277.924",
    doi = "10.1126/science.273.5277.924",
    openalex = "W1968713120",
    references = "doi1010079781468427578, doi10100797814684275788, doi1010079783642964466, doi1010160016703778901825, doi101017cbo9780511601064, doi101038228923a0, doi101038330252a0, doi101126science2705235450, doi101144gsjgs13360637, doi101146annurevmi48100194001523"
}

Schätzungen der Menge des aus dem Mars entgasteten Wassers, basierend auf der Zusammensetzung der Atmosphäre, reichen von 6 bis 160 m, im Vergleich zu 3 km für die Erde. Im Gegensatz dazu deuten große Überschwemmungsmerkmale, Talnetzwerke und mehrere Indikatoren für Grundeis darauf hin, dass mindestens 500 m Wasser entgast wurden. Die beiden Schätzreihen können in Einklang gebracht werden, wenn der Mars zu Beginn seiner Geschichte einen Teil seiner Atmosphäre durch Impakterosion und hydrodynamische Flucht verloren hat.

@book{openalexw2045435453,
    author = "Carr, M. H.",
    title = "Wasser auf dem Mars",
    year = "1996",
    abstract = "Schätzungen der Menge des aus dem Mars entgasteten Wassers, basierend auf der Zusammensetzung der Atmosphäre, reichen von 6 bis 160 m, im Vergleich zu 3 km für die Erde. Im Gegensatz dazu deuten große Überschwemmungsmerkmale, Talnetzwerke und mehrere Indikatoren für Grundeis darauf hin, dass mindestens 500 m Wasser entgast wurden. Die beiden Schätzreihen können in Einklang gebracht werden, wenn der Mars zu Beginn seiner Geschichte einen Teil seiner Atmosphäre durch Impakterosion und hydrodynamische Flucht verloren hat.",
    url = "https://openalex.org/W2045435453",
    openalex = "W2045435453",
    references = "doi1010079781461261674, doi1010160016703779901807, doi1010160019103574901018, doi101029jb084ib06p02995, doi101029js082i028p04635, doi101098rsta19810203, doi101126science1533732136, doi101126science2214611651, doi101126science2314735249, openalexw2996298354"
}

@article{doi101016s0032063397001864,
    author = "Leweling, Martin und Spohn, Tilman",
    title = "Mars: ein Magnetfeld aufgrund von Thermoremanenz?",
    year = "1997",
    journal = "Planetary and Space Science",
    url = "https://doi.org/10.1016/s0032-0633(97)00186-4",
    doi = "10.1016/s0032-0633(97)00186-4",
    openalex = "W2038539835"
}

Chemische Analysen, die von Mars Pathfinder zurückgegeben wurden, deuten darauf hin, dass einige Gesteine einen hohen Siliziumgehalt aufweisen, was auf differenzierte Ausgangsmaterialien hindeutet. Gerundete Kieselsteine und Kieselbrocken sowie ein möglicher Konglomeratgestein deuten auf fluviatile Prozesse hin, die flüssiges Wasser implizieren, das im Gleichgewicht mit der Atmosphäre steht und somit eine wärmere und feuchtere Vergangenheit. Das Trägheitsmoment zeigt einen zentralen metallischen Kern mit einem Radius von 1300 bis 2000 Kilometern an. Komposite luftgetragene Staubpartikel scheinen durch gefriergetrocknetes Maghemit-Färbung oder Zement magnetisiert zu sein, das möglicherweise von Krustenmaterialien durch einen aktiven hydrologischen Zyklus ausgelaugt wurde. Fernerkundungsdaten in einem Maßstab von allgemein größer als ungefähr 1 Kilometer und ein irdisches Analogon sagten korrekt voraus, dass eine felsenebene sicher für Landungen und Fahrten sei, mit einer Vielzahl von Gesteinen, die durch katastrophale Überschwemmungen abgelagert wurden und relativ staubfrei sind.

@article{doi101126science27853441743,
    author = "Golombek, M. P. und Cook, Richard A. und Economou, T. und Folkner, W. M. und Haldemann, A. F. C. und Kallemeyn, P. H. und Knudsen, J. M. und Manning, Robert M. und Moore, H. J. und Parker, T. J. und Rieder, R. und Schofield, J. T. und Smith, Peter H. und Vaughan, R. M.",
    title = "Übersicht der Mars Pathfinder Mission und Bewertung der Landeplatzvorhersagen",
    year = "1997",
    journal = "Science",
    abstract = "Chemische Analysen, die von Mars Pathfinder zurückgegeben wurden, deuten darauf hin, dass einige Gesteine einen hohen Siliziumgehalt aufweisen, was auf differenzierte Ausgangsmaterialien hindeutet. Gerundete Kieselsteine und Kieselbrocken sowie ein möglicher Konglomeratgestein deuten auf fluviatile Prozesse hin, die flüssiges Wasser implizieren, das im Gleichgewicht mit der Atmosphäre steht und somit eine wärmere und feuchtere Vergangenheit. Das Trägheitsmoment zeigt einen zentralen metallischen Kern mit einem Radius von 1300 bis 2000 Kilometern an. Komposite luftgetragene Staubpartikel scheinen durch gefriergetrocknetes Maghemit-Färbung oder Zement magnetisiert zu sein, das möglicherweise von Krustenmaterialien durch einen aktiven hydrologischen Zyklus ausgelaugt wurde. Fernerkundungsdaten in einem Maßstab von allgemein größer als ungefähr 1 Kilometer und ein irdisches Analogon sagten korrekt voraus, dass eine felsenebene sicher für Landungen und Fahrten sei, mit einer Vielzahl von Gesteinen, die durch katastrophale Überschwemmungen abgelagert wurden und relativ staubfrei sind.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.278.5344.1743",
    doi = "10.1126/science.278.5344.1743",
    openalex = "W2128016423"
}

Vektor-Magnetfeldbeobachtungen der martianischen Kruste wurden vom Mars Global Surveyor (MGS) Magnetfeldexperiment/Elektronenreflektometer (MAG/ER) während der Aerobraking- und Wissenschaftsphasenbahnen bei Höhen zwischen etwa 100 und 200 Kilometern aufgenommen. Magnetfeldquellen verschiedener Skalen, Stärke und Geometrie wurden beobachtet. Es besteht eine Korrelation zwischen der Lage der Quellen und dem alten kraterreichen Gelände der martianischen Hochländer. Das Fehlen von Krustenmagnetismus in der Nähe großer Einschlagbecken wie Hellas und Argyre impliziert das Aussetzen der internen Dynamo-Aktivität während der frühen Naochian-Ära (vor etwa 4 Milliarden Jahren). Quellen mit äquivalenten magnetischen Momenten von bis zu 1,3 x 10(17) Ampere-Meter² in der Terra Sirenum-Region tragen zur Entwicklung eines asymmetrischen, zeitlich veränderlichen Hindernisses für den Sonnenwindfluss um den Mars bei.

@article{doi101126science2845415790,
    author = "Acuña, M. H. und Connerney, J. E. P. und F., N. und Ness und Lin, R. P. und Mitchell, David und Carlson, C. W. und McFadden, J. P. und Anderson, K. A. und Rème, H. und Mazelle, C. und Vignes, D. und Wasilewski, P. J. und Cloutier, P. A.",
    title = "Globale Verteilung der Krustenmagnetisierung entdeckt durch das Mars Global Surveyor MAG/ER-Experiment",
    year = "1999",
    journal = "Science",
    abstract = "Vektor-Magnetfeldbeobachtungen der martianischen Kruste wurden vom Mars Global Surveyor (MGS) Magnetfeldexperiment/Elektronenreflektometer (MAG/ER) während der Aerobraking- und Wissenschaftsphasenbahnen bei Höhen zwischen etwa 100 und 200 Kilometern aufgenommen. Magnetfeldquellen verschiedener Skalen, Stärke und Geometrie wurden beobachtet. Es besteht eine Korrelation zwischen der Lage der Quellen und dem alten kraterreichen Gelände der martianischen Hochländer. Das Fehlen von Krustenmagnetismus in der Nähe großer Einschlagbecken wie Hellas und Argyre impliziert das Aussetzen der internen Dynamo-Aktivität während der frühen Naochian-Ära (vor etwa 4 Milliarden Jahren). Quellen mit äquivalenten magnetischen Momenten von bis zu 1,3 x 10(17) Ampere-Meter² in der Terra Sirenum-Region tragen zur Entwicklung eines asymmetrischen, zeitlich veränderlichen Hindernisses für den Sonnenwindfluss um den Mars bei.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.284.5415.790",
    doi = "10.1126/science.284.5415.790",
    openalex = "W2138964904",
    references = "doi1010160032063391901303, doi101016s0032063397001864, doi10102991rg00066, doi10102992je00344, doi101029gl015i003p00229, doi101029jb092ib11p11584, doi101029jb095ib08p12595, doi101038309138a0, doi101111j1365246x1975tb05859x, doi101126science2845415794"
}

Der Mars Global Surveyor-Raumfahrzeug, in einer stark elliptischen polaren Umlaufbahn, erfasste Vektor-Magnetfeldmessungen oberhalb der Oberfläche des Mars (Höhen >100 Kilometer). Krustenmagnetisierung, hauptsächlich auf den ältesten, stark kraterübersäten Mars-Hochländern beschränkt, ist häufig in ost-west-verlaufenden linearen Strukturen organisiert, die längsten erstrecken sich über 2000 Kilometer. Krustenremanente Magnetisierung übersteigt die der terrestrischen Kruste um mehr als eine Größenordnung. Gruppen von quasi-parallelen linearen Strukturen mit abwechselnder magnetischer Polarität wurden gefunden. Sie erinnern an ähnliche magnetische Merkmale, die mit der Meeresboden-Ausbreitung und Krustenentstehung auf der Erde verbunden sind, jedoch mit einem viel größeren räumlichen Maßstab. Sie könnten ein Relikt einer Ära der Plattentektonik auf dem Mars sein.

@article{doi101126science2845415794,
    author = "Connerney, J. E. P. und Acuña, M. H. und Wasilewski, P. J. und Ness, N. F. und Rème, H. und Mazelle, C. und Vignes, D. und Lin, R. P. und Mitchell, D. L. und Cloutier, P. A.",
    title = "Magnetische Linien im antiken Krustenmantel des Mars",
    year = "1999",
    journal = "Science",
    abstract = "Der Mars Global Surveyor-Raumfahrzeug, in einer stark elliptischen polaren Umlaufbahn, erfasste Vektor-Magnetfeldmessungen oberhalb der Oberfläche des Mars (Höhen >100 Kilometer). Krustenmagnetisierung, hauptsächlich auf den ältesten, stark kraterübersäten Mars-Hochländern beschränkt, ist häufig in ost-west-verlaufenden linearen Strukturen organisiert, die längsten erstrecken sich über 2000 Kilometer. Krustenremanente Magnetisierung übersteigt die der terrestrischen Kruste um mehr als eine Größenordnung. Gruppen von quasi-parallelen linearen Strukturen mit abwechselnder magnetischer Polarität wurden gefunden. Sie erinnern an ähnliche magnetische Merkmale, die mit der Meeresboden-Ausbreitung und Krustenentstehung auf der Erde verbunden sind, jedoch mit einem viel größeren räumlichen Maßstab. Sie könnten ein Relikt einer Ära der Plattentektonik auf dem Mars sein.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.284.5415.794",
    doi = "10.1126/science.284.5415.794",
    openalex = "W2042409585",
    references = "doi101126science15437531164"
}

Höhenmessungen durch den Mars Orbiter Laser Altimeter haben eine hochpräzise globale Karte der Topographie des Mars ergeben. Dominante Merkmale umfassen die niedrige nördliche Hemisphäre, die Tharsis-Provinz und den Hellas-Impaktbecken. Die Depression der nördlichen Hemisphäre ist primär ein langwelliger Effekt, der durch einen internen Mechanismus geformt wurde. Die Topographie von Tharsis besteht aus zwei breiten Anstiegen. Material, das aus Hellas ausgehoben wurde, trägt zur hohen Erhebung der südlichen Hemisphäre und zum Steilhang entlang der hemisphärischen Grenze bei. Die gegenwärtige Topographie weist drei Hauptabflusszentren auf, wobei die nördlichen Tiefländer die größten sind. Die Volumina der beiden Polkappen ergeben eine Obergrenze für den gegenwärtigen Oberflächenwasservorrat von 3,2 bis 4,7 Millionen Kubikkilometern.

@article{doi101126science28454191495,
    author = "Smith, David E. und Zuber, M. T. und Solomon, Sean C. und Phillips, R. J. und Head, J. W. und Garvin, J. B. und Banerdt, W. B. und Muhleman, D. O. und Pettengill, G. H. und Neumann, G. A. und Lemoine, F. G. und Abshire, James B. und Aharonson, O. und David, Cristiam und Brown und Hauck, S. A. und Ivanov, A. B. und McGovern, P. J. und Zwally, H. Jay und Duxbury, T.",
    title = "Die globale Topographie des Mars und Implikationen für die Oberflächen-Evolution",
    year = "1999",
    journal = "Science",
    abstract = "Höhenmessungen durch den Mars Orbiter Laser Altimeter haben eine hochpräzise globale Karte der Topographie des Mars ergeben. Dominante Merkmale umfassen die niedrige nördliche Hemisphäre, die Tharsis-Provinz und den Hellas-Impaktbecken. Die Depression der nördlichen Hemisphäre ist primär ein langwelliger Effekt, der durch einen internen Mechanismus geformt wurde. Die Topographie von Tharsis besteht aus zwei breiten Anstiegen. Material, das aus Hellas ausgehoben wurde, trägt zur hohen Erhebung der südlichen Hemisphäre und zum Steilhang entlang der hemisphärischen Grenze bei. Die gegenwärtige Topographie weist drei Hauptabflusszentren auf, wobei die nördlichen Tiefländer die größten sind. Die Volumina der beiden Polkappen ergeben eine Obergrenze für den gegenwärtigen Oberflächenwasservorrat von 3,2 bis 4,7 Millionen Kubikkilometern.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.284.5419.1495",
    doi = "10.1126/science.284.5419.1495",
    openalex = "W2147284262",
    references = "doi1010160019103589900274, doi10102992je00341, doi10102993je00225, doi10102993je00618, doi101029jb086ib05p03951, doi101038352589a0, doi101093oso97801950993860010001, doi101126science26651921839, doi101126science2845415794, doi1011300091761319920200003agom23co2"
}

@article{doi101006icar20006503,
    author = "Mellon, M. T.",
    title = "High-Resolution Thermal Inertia Mapping from the Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer",
    year = "2000",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1006/icar.2000.6503",
    doi = "10.1006/icar.2000.6503",
    openalex = "W1997889228",
    references = "doi101029js082i028p04249"
}

Das Instrument Thermal Emission Spectrometer (TES) der Mars Global Surveyor (MGS)-Mission hat eine bemerkenswerte Ansammlung von kristallinem Hämatit (α‐Fe 2 O 3) entdeckt, die eine Fläche mit sehr scharfen Grenzen von etwa 350 bis 350–750 km Größe bedeckt und sich in der Nähe von 2°S Breite zwischen 0° und 5°W Länge (Sinus Meridiani) befindet. Kristallines Hämatit wird eindeutig durch das Vorhandensein fundamentaler Vibrationsabsorptionsmerkmale in der Nähe von 300, 450 und >525 cm −1 und durch das Fehlen von Silikatfundamenten im Bereich von 1000 cm −1 identifiziert. Spektrale Merkmale, die von atmosphärischem CO 2, Staub und Wassereis resultieren, wurden mit einem Strahlungstransfermodell entfernt. Die spektralen Eigenschaften, die einzigartig für Sinus Meridiani sind, wurden hervorgehoben, indem der Durchschnittsspektrum des umgebenden Bereichs entfernt wurde. Die Tiefe und Form der Hämatit-Fundamentalbänder zeigen, dass das Hämatit kristallin und relativ grobkörnig (>5–10 μm) ist. Durchmesser bis zu und größer als Hunderte von Mikrometern sind innerhalb des instrumentellen Rauschens und der natürlichen Variabilität von Hämatitspektren zulässig. Hämatitpartikel (30 μm Durchmesser) zu 40–60% (10 μm Durchmesser). Das Hämatit in Sinus Meridiani unterscheidet sich somit vom feinkörnigen (Durchmesser <5–10 μm), roten, kristallinen Hämatit, der auf der Grundlage von sichtbaren, nah-IR-Daten als ein geringfügiger spektraler Bestandteil in hellen Marsregionen wie Olympus-Amazonis betrachtet wird. Das Hämatit in Sinus Meridiani ist eng mit einer glatten, geschichteten, bröckeligen Oberfläche verbunden, die als sedimentären Ursprungs interpretiert wird. Dieses Material könnte die oberste Oberfläche in der Region sein, was darauf hindeutet, dass es sich um eine spätstadiumsedimentäre Einheit oder einen geschichteten Teil der stark kraterreichen Ebenen handelt. Wir betrachten fünf mögliche Mechanismen für die Bildung von grobkörnigem, kristallinem Hämatit. Diese Prozesse lassen sich in zwei Klassen einteilen, je nachdem, ob sie eine erhebliche Menge an nahe der Oberfläche befindlichem Wasser erfordern: die erste ist chemische Ausfällung, die einen Ursprung durch (1) Ausfällung aus stehendem, sauerstoffhaltigem, eisenreichem Wasser (Oxid-Eisenformationen), (2) Ausfällung aus eisenreichen hydrothermalen Fluiden, (3) niedertemperaturige Auflösung und Ausfällung durch mobile Grundwasserlaugung und (4) Bildung von Oberflächenbeschichtungen umfasst, und die zweite ist thermische Oxidation von magnetitreichen Lavas. Verwitterungs- und Umwandlungsprozesse, die Nanophase- und rotes Hämatit produzieren, sind nicht mit dem groben, kristallinen Hämatit vereinbar, das in Sinus Meridiani beobachtet wird. Wir bevorzugen chemische Ausfällungsmodelle und bevorzugen die Ausfällung aus eisenreichem Wasser auf der Grundlage der wahrscheinlichen Assoziation mit sedimentären Materialien, der großen geografischen Ausdehnung, des Abstands von einer regionalen Wärmequelle und des Fehlens von Belegen für ausgedehnte Grundwasserprozesse an anderer Stelle auf dem Mars. Die TES-Ergebnisse liefern somit mineralogische Beweise für wahrscheinliche großräumige Wasserwechselwirkungen. Die Sinus Meridiani-Region könnte ein idealer Kandidat für zukünftige Landemissionen sein, die nach biotischen und präbiotischen Umgebungen suchen, und die physikalischen Eigenschaften dieser Site erfüllen alle ingenieurtechnischen Anforderungen für die derzeit geplanten Missionen.

@article{doi1010291999je001093,
    author = "Christensen, P. R. and Bandfield, J. L. and Clark, R. N. and Edgett, K. S. and Hamilton, V. E. and Hoefen, Todd M. and Kieffer, H. H. and Kuzmin, R. O. and Lane, M. D. and Malin, M. C. and Morris, R. V. and Pearl, J. C. and Pearson, Robert L. and Roush, T. L. and Ruff, S. W. and Smith, M. D.",
    title = "Detection of crystalline hematite mineralization on Mars by the Thermal Emission Spectrometer: Evidence for near‐surface water",
    year = "2000",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Das Instrument Thermal Emission Spectrometer (TES) der Mars Global Surveyor (MGS)-Mission hat eine bemerkenswerte Anhäufung von kristallinem Hämatit (α‐Fe 2 O 3) entdeckt, die eine Fläche mit sehr scharfen Grenzen von etwa 350 bis 350–750 km Größe bedeckt, die sich in der Nähe von 2°S Breite zwischen 0° und 5°W Länge (Sinus Meridiani) befindet. Kristalliner Hämatit wird eindeutig durch das Vorhandensein von fundamentalen Vibrationsabsorptionsmerkmalen in der Nähe von 300, 450 und >525 cm −1 und durch das Fehlen von Silikatfundamenten im Bereich von 1000 cm −1 identifiziert. Spektrale Merkmale, die von atmosphärischem CO 2, Staub und Wassereis resultieren, wurden mit einem Strahlungstransfermodell entfernt. Die spektralen Eigenschaften, die einzigartig für Sinus Meridiani sind, wurden hervorgehoben, indem der Durchschnittsspektrum des umgebenden Bereichs entfernt wurde. Die Tiefe und Form der Hämatit-Fundamentalbänder zeigen, dass der Hämatit kristallin und relativ grobkörnig (>5–10 μm) ist. Durchmesser bis zu und größer als Hunderte von Mikrometern sind innerhalb des instrumentellen Rauschens und der natürlichen Variabilität von Hämatitspektren zulässig. Hämatitpartikel (30 μm Durchmesser) zu 40–60\% (10 μm Durchmesser). Der Hämatit in Sinus Meridiani unterscheidet sich somit vom feinkörnigen (Durchmesser <5–10 μm), roten, kristallinen Hämatit, der auf der Grundlage von sichtbaren, nah-Infrarotdaten als ein geringfügiger spektraler Bestandteil in hellen Marsregionen wie Olympus‐Amazonis betrachtet wird. Der Hämatit in Sinus Meridiani ist eng mit einer glatten, geschichteten, bröckeligen Oberfläche verbunden, die als sedimentären Ursprungs interpretiert wird. Dieses Material könnte die oberste Oberfläche in der Region sein, was darauf hindeutet, dass es sich um eine spätstadiumsedimentäre Einheit oder einen geschichteten Teil der stark kraterierten Ebenen handelt. Wir betrachten fünf mögliche Mechanismen für die Bildung von grobkörnigem, kristallinem Hämatit. Diese Prozesse lassen sich in zwei Klassen einteilen, je nachdem, ob sie eine signifikante Menge an nahe-oberflächigem Wasser erfordern: die erste ist chemische Ausfällung, die einen Ursprung durch (1) Ausfällung aus stehendem, sauerstoffhaltigem, eisenreichem Wasser (Oxid-Eisenformationen), (2) Ausfällung aus eisenreichen hydrothermalen Fluiden, (3) niedertemperaturige Auflösung und Ausfällung durch mobile Grundwasserlaugung und (4) Bildung von Oberflächenbeschichtungen umfasst, und die zweite ist thermische Oxidation von magnetitreichen Lavas. Verwitterungs- und Umwandlungsprozesse, die Nanophase- und roten Hämatit produzieren, sind nicht mit dem groben, kristallinen Hämatit vereinbar, der in Sinus Meridiani beobachtet wird. Wir bevorzugen chemische Ausfällungsmodelle und bevorzugen die Ausfällung aus eisenreichem Wasser aufgrund der wahrscheinlichen Assoziation mit sedimentären Materialien, der großen geografischen Größe, des Abstands von einer regionalen Wärmequelle und des Fehlens von Belegen für ausgedehnte Grundwasserprozesse anderswo auf dem Mars. Die TES-Ergebnisse liefern somit mineralogische Belege für wahrscheinliche großflächige Wasserwechselwirkungen. Die Sinus Meridiani-Region könnte ein idealer Kandidat für zukünftige Landemissionen sein, die nach biotischen und präbiotischen Umgebungen suchen, und die physikalischen Eigenschaften dieser Site erfüllen alle ingenieurtechnischen Anforderungen für die derzeit geplanten Missionen.",
    url = "https://doi.org/10.1029/1999je001093",
    doi = "10.1029/1999je001093",
    openalex = "W2159827469"
}

Die durch den Mars Global Surveyor gemessene Topographie und Schwerkraft haben die Bestimmung der globalen Krusten- und oberen Mantelstruktur des Mars ermöglicht. Der Planet zeigt zwei deutlich unterschiedliche Krustenbereiche, die global nicht mit der geologischen Dichotomie korrelieren: ein Gebiet, in dem die Kruste von Süden nach Norden allmählich dünner wird und einen Großteil der südlichen Hochländer und der Tharsis-Provinz umfasst, sowie ein Gebiet mit annähernd gleichmäßiger Krustenstärke, das die nördlichen Tiefländer und Arabia Terra einschließt. Die Stärke der Lithosphäre unter den alten südlichen Hochländern deutet darauf hin, dass der nördliche Hemisphärenbereich zu Beginn der martianischen Geschichte ein Ort hoher Wärmestromdichte war. Die Dicke der elastischen Lithosphäre nimmt mit der Zeit der Belastung in den nördlichen Ebenen und Tharsis zu. Die nördlichen Tiefländer enthalten Strukturen, die als große vergrabene Kanäle interpretiert werden und mit dem nach Norden gerichteten Transport von Wasser und Sediment in die Tiefländer vor dem Ende der Neubesiedlung der nördlichen Hemisphäre übereinstimmen.

@article{doi101126science28754591788,
    author = "Zuber, M. T. und Solomon, Sean C. und Phillips, R. J. und Smith, David E. und Tyler, G. L. und Aharonson, O. und Balmino, G. und Banerdt, W. B. und Head, J. W. und Johnson, C. L. und Lemoine, F. G. und McGovern, P. J. und Neumann, G. A. und Rowlands, D. D. und Zhong, Shijie",
    title = "Internal Structure and Early Thermal Evolution of Mars from Mars Global Surveyor Topography and Gravity",
    year = "2000",
    journal = "Science",
    abstract = "Die durch den Mars Global Surveyor gemessene Topographie und Schwerkraft haben die Bestimmung der globalen Krusten- und oberen Mantelstruktur des Mars ermöglicht. Der Planet zeigt zwei deutlich unterschiedliche Krustenbereiche, die global nicht mit der geologischen Dichotomie korrelieren: ein Gebiet, in dem die Kruste von Süden nach Norden allmählich dünner wird und einen Großteil der südlichen Hochländer und der Tharsis-Provinz umfasst, sowie ein Gebiet mit annähernd gleichmäßiger Krustenstärke, das die nördlichen Tiefländer und Arabia Terra einschließt. Die Stärke der Lithosphäre unter den alten südlichen Hochländern deutet darauf hin, dass der nördliche Hemisphärenbereich zu Beginn der martianischen Geschichte ein Ort hoher Wärmestromdichte war. Die Dicke der elastischen Lithosphäre nimmt mit der Zeit der Belastung in den nördlichen Ebenen und Tharsis zu. Die nördlichen Tiefländer enthalten Strukturen, die als große vergrabene Kanäle interpretiert werden und mit dem nach Norden gerichteten Transport von Wasser und Sediment in die Tiefländer vor dem Ende der Neubesiedlung der nördlichen Hemisphäre übereinstimmen.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.287.5459.1788",
    doi = "10.1126/science.287.5459.1788",
    openalex = "W2104652753",
    references = "doi101029jb090ib14p12623, doi101126science2845415790, doi101126science28454191495"
}

Relativ junge Landformen auf dem Mars, die in hochauflösenden Bildern zu sehen sind, die seit März 1999 von der Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera aufgenommen wurden, deuten auf das Vorhandensein von Quellen flüssigen Wassers in geringen Tiefen unter der marianischen Oberfläche hin. In mittleren und hohen marianischen Breiten (insbesondere in der südlichen Hemisphäre) finden sich in den Wänden einer sehr kleinen Anzahl von Einschlagkratern, südlichen Polgruben und zwei der größeren marianischen Täler geomorphologische Merkmale, die durch Prozesse erklärt werden können, die mit Grundwasserseepage und Oberflächenabfluss verbunden sind. Das relative Alter der Landformen wird durch die Überlagerung der Rinnen auf ansonsten geologisch junge Oberflächen und durch das Fehlen überlagerter Landformen oder durchschneidender Merkmale, einschließlich Einschlagkratern, kleiner Polygone und eolischer Dünen, angezeigt. Die begrenzte Größe und geografische Verteilung der Merkmale sprechen für begrenzte Quellreservoire.

@article{doi101126science28854752330,
    author = "Malin, M. C. und Edgett, K. S.",
    title = "Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars",
    year = "2000",
    journal = "Science",
    abstract = "Relativ junge Landformen auf dem Mars, die in hochauflösenden Bildern zu sehen sind, die seit März 1999 von der Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera aufgenommen wurden, deuten auf das Vorhandensein von Quellen flüssigen Wassers in geringen Tiefen unter der marianischen Oberfläche hin. In mittleren und hohen marianischen Breiten (insbesondere in der südlichen Hemisphäre) finden sich in den Wänden einer sehr kleinen Anzahl von Einschlagkratern, südlichen Polgruben und zwei der größeren marianischen Täler geomorphologische Merkmale, die durch Prozesse erklärt werden können, die mit Grundwasserseepage und Oberflächenabfluss verbunden sind. Das relative Alter der Landformen wird durch die Überlagerung der Rinnen auf ansonsten geologisch junge Oberflächen und durch das Fehlen überlagerter Landformen oder durchschneidender Merkmale, einschließlich Einschlagkratern, kleiner Polygone und eolischer Dünen, angezeigt. Die begrenzte Größe und geografische Verteilung der Merkmale sprechen für begrenzte Quellreservoire.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.288.5475.2330",
    doi = "10.1126/science.288.5475.2330",
    openalex = "W2037372977",
    references = "doi1010160019103574901018, doi1010160033589476900375, doi101016s0169555x9700024x, doi10103817551, doi101093oso97801950993860010001, doi101126science27853441743, doi101126science28854752335, doi10113000167606195667823copgar20co2, doi10113000167606197586593com20co2, doi10113000167606198596203spatdo20co2"
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Geschichtete und massive Felsausbrüche auf dem Mars, einige bis zu 4 Kilometer dick, zeigen geomorphologische Merkmale und stratigraphische Beziehungen von Sedimentgestein. Wiederkehrende Schichten an einigen Orten implizieren eine dynamische Ablagerungsumgebung während der frühen Marsgeschichte. Subaerale (wie eolische, durch Impakt und vulkanische Bruchstücke) und subaquatische Prozesse könnten zur Bildung der Schichten beigetragen haben. Die Affinität zu Impaktkratern deutet auf die Dominanz lacustriner Ablagerung hin; alternativ wurden die Materialien in einer trockenen, subaeralen Umgebung abgelagert, in der die atmosphärische Dichte und deren Variationen eine subaquatische Ablagerungsumgebung nachahmen. Die Quellregionen und Transportwege für die Materialien sind nicht erhalten.

@article{doi101126science29054981927,
    author = "Malin, M. C. und Edgett, K. S.",
    title = "Sedimentary Rocks of Early Mars",
    year = "2000",
    journal = "Science",
    abstract = "Geschichtete und massive Felsausbrüche auf dem Mars, einige bis zu 4 Kilometer dick, zeigen geomorphologische Merkmale und stratigraphische Beziehungen von Sedimentgestein. Wiederkehrende Schichten an einigen Orten implizieren eine dynamische Ablagerungsumgebung während der frühen Marsgeschichte. Subaerale (wie eolische, durch Impakt und vulkanische Bruchstücke) und subaquatische Prozesse könnten zur Bildung der Schichten beigetragen haben. Die Affinität zu Impaktkratern deutet auf die Dominanz lacustriner Ablagerung hin; alternativ wurden die Materialien in einer trockenen, subaeralen Umgebung abgelagert, in der die atmosphärische Dichte und deren Variationen eine subaquatische Ablagerungsumgebung nachahmen. Die Quellregionen und Transportwege für die Materialien sind nicht erhalten.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.290.5498.1927",
    doi = "10.1126/science.290.5498.1927",
    openalex = "W1983027048",
    references = "doi101006icar19996191, doi1010079783642748646, doi1010160019103587901473, doi1010291998je000540, doi1010291999je001093, doi101029jb091ib13p0e139, doi101086622910, doi101086626936, doi101126science1533732136, doi10113000167606197586593com20co2"
}

@incollection{doi10100797894017103504,
    author = "Ivanov, B. A.",
    title = "Mars/Moon Cratering Rate Ratio Estimates",
    year = "2001",
    booktitle = "Space sciences series of ISSI",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-94-017-1035-0\_4",
    doi = "10.1007/978-94-017-1035-0\_4",
    openalex = "W1664327713",
    references = "doi101006icar19975713, doi10100797894017103503, doi10100797894017103506, doi1010160734743x87900698, doi101029jb090is02p0c828, doi101111j194551001992tb01074x, doi101126science2775323197, doi101126science28854742190, doi101146annurevearth271385, doi102307jctv1v3gr3r15, openalexw1648269713, openalexw1655381311"
}

@incollection{doi10100797894017103506,
    author = "Hartmann, W. K. und Neukum, G.",
    title = "Cratering Chronology und die Evolution des Mars",
    year = "2001",
    booktitle = "Space sciences series of ISSI",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-94-017-1035-0\_6",
    doi = "10.1007/978-94-017-1035-0\_6",
    openalex = "W2115280605",
    references = "doi10100797894017103502, doi10100797894017103503, doi10100797894017103504, doi10100797894017103505, doi10100797894017103502, doi101126science2214611651, doi101126science28854752330, doi101126science29054981927, doi105860choice330281, openalexw2139291338"
}

Der Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), ein Instrument an Bord der Mars Global Surveyor-Sonde, hat die Topografie, die Oberflächenrauheit und die 1,064-μm-Reflexivität des Mars sowie die Höhen von Gas- und Staubwolken gemessen. Dieser Artikel diskutiert die Funktionsweise des MOLA-Instruments sowie die Erfassung, Verarbeitung und Korrektur von Beobachtungen zur Erstellung globaler Datensätze. Die Altimeter-Messungen wurden in sowohl gerasterte als auch sphärische Harmonik-Modelle für die Topografie und Form des Mars umgewandelt, die vertikale und radiale Genauigkeiten von ∼1 m bezüglich des Planetenmassenmittelpunkts aufweisen. Das aktuelle globale topografische Raster hat eine Auflösung von 1/64° in der Breite × 1/32° in der Länge (1×2 km² am Äquator). Die Rekonstruktion der Positionen der einfallenden Laserpulse auf der Marsoberfläche scheint auf dem Niveau einer räumlichen Genauigkeit von 100 m zu liegen und führt zu einer Verbesserung des globalen geodätischen Rasters des Mars um zwei Größenordnungen. Zudem wurden globale Karten der optischen Impulsbreite, die auf eine 100-m-skalierte Oberflächenrauheit und eine 1,064-μm-Reflexivität mit einer Genauigkeit von 5 % hinweisen, erstellt.

@article{doi1010292000je001364,
    author = "Smith, David E. und Zuber, M. T. und Frey, Herbert und Garvin, J. B. und Head, J. W. und Muhleman, D. O. und Pettengill, G. H. und Phillips, R. J. und Solomon, Sean C. und Zwally, H. Jay und Banerdt, W. B. und Duxbury, T. und Golombek, M. P. und Lemoine, F. G. und Neumann, G. A. und Rowlands, D. D. und Aharonson, O. und Ford, P. G. und Ivanov, A. B. und Johnson, C. L. und McGovern, P. J. und Abshire, James B. und Afzal, Robert S. und Sun, Xiaoli",
    title = "Mars Orbiter Laser Altimeter: Experiment summary after the first year of global mapping of Mars",
    year = "2001",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Der Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), ein Instrument an Bord der Mars Global Surveyor-Sonde, hat die Topografie, die Oberflächenrauheit und die 1,064-μm-Reflexivität des Mars sowie die Höhen von Gas- und Staubwolken gemessen. Dieser Artikel diskutiert die Funktionsweise des MOLA-Instruments sowie die Erfassung, Verarbeitung und Korrektur von Beobachtungen zur Erstellung globaler Datensätze. Die Altimeter-Messungen wurden in sowohl gerasterte als auch sphärische Harmonik-Modelle für die Topografie und Form des Mars umgewandelt, die vertikale und radiale Genauigkeiten von ∼1 m bezüglich des Planetenmassenmittelpunkts aufweisen. Das aktuelle globale topografische Raster hat eine Auflösung von 1/64° in der Breite × 1/32° in der Länge (1×2 km² am Äquator). Die Rekonstruktion der Positionen der einfallenden Laserpulse auf der Marsoberfläche scheint auf dem Niveau einer räumlichen Genauigkeit von 100 m zu liegen und führt zu einer Verbesserung des globalen geodätischen Rasters des Mars um zwei Größenordnungen. Zudem wurden globale Karten der optischen Impulsbreite, die auf eine 100-m-skalierte Oberflächenrauheit und eine 1,064-μm-Reflexivität mit einer Genauigkeit von 5 % hinweisen, erstellt.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2000je001364",
    doi = "10.1029/2000je001364",
    openalex = "W2045323482",
    references = "doi1010160016703789901506, doi1010292000je001370, doi10102993je00225, doi101029js082i028p04249, doi101038352589a0, doi101126science2845415790, doi101126science28454191495, doi101126science28854752330, doi10119011442837, openalexw2139291338"
}

Die Untersuchung des Thermal Emission Spectrometer (TES) an Bord des Mars Global Surveyor (MGS) zielt darauf ab, (1) die Zusammensetzung von Oberflächenmineralien, Gesteinen und Eiskörpern; (2) die Temperatur und Dynamik der Atmosphäre; (3) die Eigenschaften atmosphärischer Aerosole und Wolken; (4) die Natur der Polargebiete; und (5) die thermophysikalischen Eigenschaften der Oberflächenmaterialien zu bestimmen. Diese Ziele werden erreicht durch einen infraroten (5,8‐ bis 50‐μm) interferometrischen Spektrometer, zusammen mit breitbandigen thermischen (5,1‐ bis 150‐μm) und sichtbaren/nahen‐IR (0,3‐ bis 2,9‐μm) Radiometern. Das MGS‐TES‐Instrument wiegt 14,47 kg, verbraucht 10,6 W im Betrieb und hat die Abmessungen 23,6×35,5×40,0 cm. Die TES‐Daten sind auf eine 1‐σ‐Präzision von 2,5 ×10 −8 W cm −2 sr −1 /cm −1, 1,6×10 −6 W cm −2 sr −1 und ∼0,5 K im Spektrometer, im sichtbaren/nahen‐IR‐Bolometer und im IR‐Bolometer, jeweils, kalibriert. Diese Instrumententeile sind auf eine absolute Genauigkeit von ∼4×10 −8 W cm −2 sr −1 /cm −1 (0,5 K bei 280 K), 1–2 % und ∼1–2 K, jeweils, kalibriert. Die globale Kartierung der Oberflächenmineralogie mit einer räumlichen Auflösung von 3 km hat Folgendes ergeben: (1) Die mineralogische Zusammensetzung der dunklen Regionen variiert von basaltisch, hauptsächlich Plagioklasfeldspat und Klinopyroxen, in den alten, südlichen Hochländern zu andesitisch, dominiert von Plagioklasfeldspat und vulkanischem Glas, in den jüngeren nördlichen Ebenen. (2) Aqueose Mineralisierung hat in begrenzten Regionen unter ambienten oder hydrothermalen Bedingungen graues, kristallines Hämatit erzeugt; diese Ablagerungen werden als in‐place sedimentäre Gesteinsformationen interpretiert und deuten darauf hin, dass flüssiges Wasser für einen langen Zeitraum nahe der Oberfläche stabil war. (3) Es gibt keine Hinweise auf großräumige (Zehner von Kilometern) Vorkommen von mittelkörnigen (>50‐μm) Carbonaten, die an der Oberfläche bei einer Nachweisgrenze von ∼10 % freigelegt sind. (4) Unverwitterte vulkanische Mineralien dominieren die spektralen Eigenschaften der dunklen Regionen, und Verwitterungsprodukte wie Tone wurden nirgendwo oberhalb einer Nachweisgrenze von ∼10 % beobachtet; dieses Fehlen von Hinweisen auf chemische Verwitterung deutet auf eine geologische Geschichte hin, die von einem kalten, trockenen Klima dominiert wird, in dem mechanische, anstatt chemische, Verwitterung die signifikante Form der Erosion und Sedimentproduktion war. (5) Es gibt keine schlüssigen Hinweise auf Sulfatminerale bei einer Nachweisgrenze von ∼15 %. Das Polargebiet wurde mit folgenden Hauptfolgerungen untersucht: (1) Kondensiertes CO 2 hat drei distincte Endglieder, von feinkörnigen Kristallen bis zu Platten Eis. (2) Das Wachstum und der Rückzug der Polkappen, die von MGS beobachtet wurden, ist fast identisch mit dem, was vor 12 Marsjahren von Viking beobachtet wurde. (3) Es wurden einzigartige Regionen identifiziert, die vor allem in der Korngröße von CO 2 zu unterscheiden scheinen; eine südliche Polregion scheint während ihrer Sublimation als schwarzes Platten‐CO 2‐Eis zu verbleiben. (4) Regionale atmosphärische Staub ist in lokalisierten und regionalen Staubstürmen um den Rand und das Innere der südlichen Kappe verbreitet. Die Analyse der thermophysikalischen Eigenschaften der Oberfläche zeigt, dass (1) das räumliche Muster der Albedo sich seit den Viking‐Beobachtungen geändert hat, (2) ein einzigartiger Cluster von Oberflächenmaterialien mit mittlerer Trägheit und Albedo auftritt, der sich von den zuvor identifizierten niedrigen‐Trägheit/hellen und hohen‐Trägheit/dunklen Oberflächen unterscheidet, und (3) lokalisierte Flecken von hochträgigem Material wurden in topographischen Tiefs gefunden und könnten durch einen einzigartigen Satz von äolischen, fluviellen oder erosiven Prozessen entstanden sein oder freiliegendes Grundgestein sein.

@article{doi1010292000je001370,
    author = "Christensen, P. R. and Bandfield, J. L. and Hamilton, V. E. and Ruff, S. W. and Kieffer, H. H. and Titus, T. N. and Malin, M. C. and Morris, R. V. and Lane, M. D. and Clark, R. L. and Jakosky, B. M. and Mellon, M. T. and Pearl, J. C. and Conrath, B. J. and Smith, M. D. and Clancy, R. T. and Kuzmin, R. O. and Roush, T. L. and Mehall, G. and Gorelick, Noel and Bender, K. and Murray, K. and Dason, S. and Greene, E. P. and Silverman, S. and Greenfield, M.I.",
    title = "Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer experiment: Investigation description and surface science results",
    year = "2001",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Die Untersuchung Thermal Emission Spectrometer (TES) auf dem Mars Global Surveyor (MGS) zielt darauf ab, (1) die Zusammensetzung von Oberflächenmineralien, Gesteinen und Eiskörpern; (2) die Temperatur und Dynamik der Atmosphäre; (3) die Eigenschaften der atmosphärischen Aerosole und Wolken; (4) die Natur der Polargebiete; und (5) die thermophysikalischen Eigenschaften der Oberflächenmaterialien zu bestimmen. Diese Ziele werden erreicht, indem ein infraroter (5,8‐ bis 50‐μm) interferometrischer Spektrometer, zusammen mit breitbandigen thermischen (5,1‐ bis 150‐μm) und sichtbaren/nahen‐IR (0,3‐ bis 2,9‐μm) Radiometern verwendet werden. Das MGS TES-Instrument wiegt 14,47 kg, verbraucht 10,6 W im Betrieb und hat eine Größe von 23,6×35,5×40,0 cm. Die TES-Daten werden auf eine 1-σ-Präzision von 2,5 −6 ×10 −8 W cm −2 sr −1 /cm −1, 1,6×10 −6 W cm −2 sr −1 und ∼0,5 K im Spektrometer, im sichtbaren/nahen‐IR-Bolometer und im IR-Bolometer kalibriert. Diese Instrumentunterabschnitte werden auf eine absolute Genauigkeit von ∼4×10 −8 W cm −2 sr −1 /cm −1 (0,5 K bei 280 K), 1–2\% und ∼1–2 K kalibriert. Die globale Kartierung der Oberflächenmineralogie mit einer räumlichen Auflösung von 3 km hat Folgendes ergeben: (1) Die mineralogische Zusammensetzung der dunklen Regionen variiert von basaltisch, hauptsächlich Plagioklas-Feldspat und Klinopyroxen, in den alten, südlichen Hochländern zu andesitisch, dominiert von Plagioklas-Feldspat und vulkanischem Glas, in den jüngeren nördlichen Ebenen. (2) Aqueose Mineralisierung hat in begrenzten Regionen unter ambienten oder hydrothermalen Bedingungen graues, kristallines Hämatit erzeugt; diese Ablagerungen werden als in-situ sedimentäre Gesteinsformationen interpretiert und deuten darauf hin, dass flüssiges Wasser für einen langen Zeitraum nahe der Oberfläche stabil war. (3) Es gibt keine Hinweise auf großflächige (Zehner von Kilometern) Vorkommen von mittelkörnigen (>50‐μm) Carbonaten, die an der Oberfläche bei einer Nachweisgrenze von ∼10\% freigelegt sind. (4) Unverwitterte vulkanische Mineralien dominieren die spektralen Eigenschaften der dunklen Regionen, und Verwitterungsprodukte wie Tone wurden nirgendwo oberhalb einer Nachweisgrenze von ∼10\% beobachtet; dieser Mangel an Beweisen für chemische Verwitterung deutet auf eine geologische Geschichte hin, die von einem kalten, trockenen Klima dominiert wird, in dem mechanische Verwitterung, anstatt chemische Verwitterung, die signifikante Form der Erosion und Sedimentproduktion war. (5) Es gibt keine schlüssigen Beweise für Sulfatmineralien bei einer Nachweisgrenze von ∼15\%. Das Polargebiet wurde mit den folgenden Hauptfolgerungen untersucht: (1) Kondensiertes CO 2 hat drei distincte Endglieder, von feinkörnigen Kristallen bis zu Platten-Eis. (2) Das Wachstum und der Rückzug der Polkappen, die von MGS beobachtet wurden, ist fast identisch mit dem, was vor 12 Marsjahren von Viking beobachtet wurde. (3) Einzigartige Regionen wurden identifiziert, die sich vor allem in der Korngröße von CO 2 unterscheiden; ein südliches Polargebiet scheint während seiner Sublimation als schwarzes Platten-CO 2-Eis zu verbleiben. (4) Regionale atmosphärische Staub ist in lokalisierten und regionalen Staubstürmen um den Rand und das Innere der südlichen Kappe häufig. Die Analyse der thermophysikalischen Eigenschaften der Oberfläche zeigt, dass (1) das räumliche Muster der Albedo seit den Viking-Beobachtungen sich geändert hat, (2) ein einzigartiger Cluster von Oberflächenmaterialien mit mittlerer Trägheit und Albedo auftritt, der sich von den zuvor identifizierten niedrigen-Trägheit/hell und hohen-Trägheit/dunklen Oberflächen unterscheidet, und (3) lokalisierte Flecken von hochträgigem Material wurden in topographischen Tiefs gefunden und könnten durch einen einzigartigen Satz von äolischen, fluviellen oder erosiven Prozessen entstanden sein oder freiliegendes Gestein sein.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2000je001370",
    doi = "10.1029/2000je001370",
    openalex = "W2105924554",
    references = "doi101006icar20006503, doi1010160012825294900183, doi101029jb091ib08p08098, doi101029js082i028p04249, doi101038338487a0, doi101126science27853441771, doi101126science28754581626, doi10114912430134, doi101180mono4, doi101364ao23001206, openalexw2302969081"
}

Mehr als 3 Jahre hochauflösender (1,5–20 m/Pixel) fotografischer Beobachtungen der Oberfläche des Mars haben unsere Sicht auf diesen Planeten dramatisch verändert. Zu den wichtigsten Beobachtungen und Interpretationen, die daraus abgeleitet wurden, gehören, dass ein Großteil des Mars, zumindest bis in Tiefen von mehreren Kilometern, geschichtet ist; dass wesentliche Teile des Planeten Bestattungen und anschließender Exhumation unterzogen wurden; dass geschichtete und massive Einheiten, viele Kilometer dick, scheinbar eine alte Periode großflächiger Erosion und Ablagerung widerspiegeln, innerhalb dessen, was jetzt die alten stark kraterierten Regionen des Mars sind; und dass Prozesse, die zuvor unerwartet waren, einschließlich gullybildender Flüssigkeitswirkung und Bestattung und Exhumation großer Landstriche, innerhalb nahezu zeitgenössischer Zeiten operiert haben. Diese und viele andere Attribute des Planeten sprechen für eine komplexe Geologie und komplizierte Geschichte.

@article{doi1010292000je001455,
    author = "Malin, M. C. und Edgett, K. S.",
    title = "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission",
    year = "2001",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Mehr als 3 Jahre hochauflösender (1,5–20 m/Pixel) fotografischer Beobachtungen der Oberfläche des Mars haben unsere Sicht auf diesen Planeten dramatisch verändert. Zu den wichtigsten Beobachtungen und Interpretationen, die daraus abgeleitet wurden, gehören, dass ein Großteil des Mars, zumindest bis in Tiefen von mehreren Kilometern, geschichtet ist; dass wesentliche Teile des Planeten Bestattungen und anschließender Exhumation unterzogen wurden; dass geschichtete und massive Einheiten, viele Kilometer dick, scheinbar eine alte Periode großflächiger Erosion und Ablagerung widerspiegeln, innerhalb dessen, was jetzt die alten stark kraterierten Regionen des Mars sind; und dass Prozesse, die zuvor unerwartet waren, einschließlich gullybildender Flüssigkeitswirkung und Bestattung und Exhumation großer Landstriche, innerhalb nahezu zeitgenössischer Zeiten operiert haben. Diese und viele andere Attribute des Planeten sprechen für eine komplexe Geologie und komplizierte Geschichte.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2000je001455",
    doi = "10.1029/2000je001455",
    openalex = "W2020905882",
    references = "doi1010079789400956827, doi101017cbo9780511573071, doi1010292000je001370, doi10102993je00225, doi101029jb091ib13p0e139, doi101038352589a0, doi101086622910, doi101126science28754581626, doi101126science28854752330, doi101126science29054981927"
}

@article{doi10103835084184,
    author = "Jakosky, B. M. und Phillips, R. J.",
    title = "Mars' volatile and climate history",
    year = "2001",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/35084184",
    doi = "10.1038/35084184",
    openalex = "W1641814916",
    references = "doi101038338487a0"
}

@article{doi10103835086515,
    author = "Mustard, John F. und Cooper, Christopher D. und Rifkin, M. K.",
    title = "Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice",
    year = "2001",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/35086515",
    doi = "10.1038/35086515",
    openalex = "W1983550241"
}

Die Belastung der Lithosphäre des Mars durch den Tharsis-Anstieg erklärt einen Großteil der globalen Form und des Schwerefeldes mit langen Wellenlängen des Planeten, einschließlich eines Rings aus negativen Schwereanomalien und eines topographischen Grabens um Tharsis, sowie von Schwereanomalien und topographischen Hochpunkten, die in Arabia Terra zentriert sind und nach Norden in Richtung Utopia reichen. Der durch Tharsis induzierte Graben und das antipodale Hoch waren zum Ende der Noachischen Ära weitgehend vorhanden und übten Kontrolle über die Lage und Ausrichtung der Talnetzwerke aus. Die Freisetzung von Kohlendioxid und Wasser, die der Einbringung von etwa 3 x 10(8) Kubikkilometern Tharsis-Magmen begleiteten, könnte ein wärmeres Klima als heute aufrechterhalten haben, was die Bildung alter Talnetzwerke und die fluviale Landschaftserodierung innerhalb und angrenzend an das großräumige Grabensystem ermöglichte.

@article{doi101126science1058701,
    author = "Phillips, R. J. und Zuber, M. T. und Solomon, Sean C. und Golombek, M. P. und Jakosky, B. M. und Banerdt, W. B. und Smith, David E. und Williams, R. M. E. und Hynek, B. M. und Aharonson, O. und Hauck, S. A.",
    title = "Ancient Geodynamics and Global-Scale Hydrology on Mars",
    year = "2001",
    journal = "Science",
    abstract = "Loading of the lithosphere of Mars by the Tharsis rise explains much of the global shape and long-wavelength gravity field of the planet, including a ring of negative gravity anomalies and a topographic trough around Tharsis, as well as gravity anomaly and topographic highs centered in Arabia Terra and extending northward toward Utopia. The Tharsis-induced trough and antipodal high were largely in place by the end of the Noachian Epoch and exerted control on the location and orientation of valley networks. The release of carbon dioxide and water accompanying the emplacement of approximately 3 x 10(8) cubic kilometers of Tharsis magmas may have sustained a warmer climate than at present, enabling the formation of ancient valley networks and fluvial landscape denudation in and adjacent to the large-scale trough.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1058701",
    doi = "10.1126/science.1058701",
    openalex = "W2096724893"
}

@article{doi101006icar20026921,
    author = "Burr, D. M. and Grier, J. A. and McEwen, A. S. and Keszthelyi, L.",
    title = "Repeated Aqueous Flooding from the Cerberus Fossae: Evidence for Very Recently Extant, Deep Groundwater on Mars",
    year = "2002",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1006/icar.2002.6921",
    doi = "10.1006/icar.2002.6921",
    openalex = "W1981827228",
    references = "doi101126science28854742190, doi103133pp596"
}

Talnetzwerke liefern überzeugende Beweise dafür, dass geologische Prozesse auf dem Mars in der Vergangenheit anders waren als die, die wir heute beobachten. Das allgemein akzeptierte Paradigma besagt, dass diese Merkmale aus Grundwasserzirkulation entstanden sind, die möglicherweise durch unterschiedliche Erwärmung induziert wurde, die durch magmatische Intrusionen, Einschlagsmagma oder einen höheren primordialen Wärmestrom verursacht wurde. Obwohl solche Mechanismen keine klimatischen Bedingungen erfordern, die sich von denen von heute unterscheiden, scheitern sie daran, die große Menge an Nachschub zu erklären, die für die Aufrechterhaltung von Talnetzwerk-Systemen notwendig ist, die räumlichen Muster der Erosion oder wie Wasser ursprünglich im martianischen Regolith positioniert wurde. Darüber hinaus gibt es keine klaren Oberflächenmanifestationen irgendeines geothermischen Systems (z. B. Minerallagerstätten oder phreatische Explosionskrater). Schließlich erklären diese Modelle nicht den Stil und die Menge der Kraterdegradation. Im Gegenteil zeigen Analysen der degradierten Kratermorphometrie, dass Modifikationen durch Kriechen verursacht wurden, das durch Regenschlag induziert wurde, kombiniert mit Oberflächenabfluss und Erosion; der erstgenannte Prozess scheint bis spät in die martianische Geschichte fortgedauert zu haben. Eine kritische Analyse der Morphologie und der Entwässerungsdichte von Talnetzwerken basierend auf Daten des Mars Global Surveyor zeigt, dass diese Merkmale tatsächlich vollständig mit Niederschlag und Oberflächenabfluss übereinstimmen. Die Notwendigkeit eines kalten, trockenen frühen Mars beruht auf umstrittenen astronomischen und klimatischen Argumenten. Ein warmes, feutes frühes Klima, das Niederschlag und Oberflächenabfluss unterstützen kann, ist das plausibelste Szenario, um die gesamte Suite geologischer Merkmale in den martianischen Kraterhochländern zu erklären.

@article{doi1010292001je001505,
    author = "Craddock, R. A. und Howard, A. D.",
    title = "Der Fall für Niederschlag auf einem warmen, feuchten frühen Mars",
    year = "2002",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Talnetzwerke liefern überzeugende Beweise dafür, dass geologische Prozesse auf dem Mars in der Vergangenheit anders waren als die, die wir heute beobachten. Das allgemein akzeptierte Paradigma besagt, dass diese Merkmale aus Grundwasserzirkulation entstanden sind, die möglicherweise durch unterschiedliche Erwärmung induziert wurde, die durch magmatische Intrusionen, Einschlagsmagma oder einen höheren primordialen Wärmestrom verursacht wurde. Obwohl solche Mechanismen keine klimatischen Bedingungen erfordern, die sich von denen von heute unterscheiden, scheitern sie daran, die große Menge an Nachschub zu erklären, die für die Aufrechterhaltung von Talnetzwerk-Systemen notwendig ist, die räumlichen Muster der Erosion oder wie Wasser ursprünglich im martianischen Regolith positioniert wurde. Darüber hinaus gibt es keine klaren Oberflächenmanifestationen irgendeines geothermischen Systems (z. B. Minerallagerstätten oder phreatische Explosionskrater). Schließlich erklären diese Modelle nicht den Stil und die Menge der Kraterdegradation. Im Gegenteil zeigen Analysen der degradierten Kratermorphometrie, dass Modifikationen durch Kriechen verursacht wurden, das durch Regenschlag induziert wurde, kombiniert mit Oberflächenabfluss und Erosion; der erstgenannte Prozess scheint bis spät in die martianische Geschichte fortgedauert zu haben. Eine kritische Analyse der Morphologie und der Entwässerungsdichte von Talnetzwerken basierend auf Daten des Mars Global Surveyor zeigt, dass diese Merkmale tatsächlich vollständig mit Niederschlag und Oberflächenabfluss übereinstimmen. Die Notwendigkeit eines kalten, trockenen frühen Mars beruht auf umstrittenen astronomischen und klimatischen Argumenten. Ein warmes, feutes frühes Klima, das Niederschlag und Oberflächenabfluss unterstützen kann, ist das plausibelste Szenario, um die gesamte Suite geologischer Merkmale in den martianischen Kraterhochländern zu erklären.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2001je001505",
    doi = "10.1029/2001je001505",
    openalex = "W2148026027",
    references = "doi1010160009254171900519, doi1010292000je001455, doi10102993je00225, doi101029gm107p0297, doi101029jb091ib13p0e139, doi101038338487a0, doi101038343129a0, doi101038352589a0, openalexw2045435453"
}

Emissivitätsspektren (1670–200 cm −1) vom Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer (MGS‐TES) zeigen signifikante Unterschiede zwischen hellen und dunklen Oberflächen, was eine weitere Untersuchung ihrer physikalischen und mineralogischen Eigenschaften ermöglicht. TES-Spektren von hellen Oberflächen (Albedo ≥0,2) zeigen typischerweise bei hohen Wellenzahlen (>1300 cm −1) eine niedrigere Emissivität als bei dunklen Oberflächen (Albedo <0,2). Das entgegengesetzte Verhalten ist bei niedrigen Wellenzahlen (<560 cm −1) evident, wo helle Oberflächen eine höhere Emissivität aufweisen als dunkle. Diese Trends sind konsistent mit dem Spektralverhalten von Silikatmaterialien unterschiedlicher Partikelgröße. Die von TES-Spektren heller Oberflächen gezeigte Kurzwellen-Eigenschaft ist eine relativ starke Absorption, die wahrscheinlich das Ergebnis von Partikelgrößen-Effekten von Oberflächen-Silikatpartikeln ≪100 μm Größe ist. Es wurde ein Staubbedeckungsindex (DCI) entwickelt, der diese Kurzwellen-Eigenschaft ausnutzt, um Oberflächen zu identifizieren, die von staubbedeckt bis staubfrei reichen. Als Maß für staubbedeckende Silikate, die spektrale Messungen beeinflussen können, ist der DCI direkter als thermische Trägheit oder Albedo-Messungen. Spektrale Verhältnisanalyse unter Verwendung von Emissivitätsspektren benachbarter heller und dunkler Oberflächen wird als Mittel zur Ableitung der Mineralogie von Oberflächendust untersucht. Das Ergebnis zeigt, dass der Staub von Silikatmineralien dominiert wird, mit Hinweisen auf einen signifikanten Plagioklas-Feldspat-Komponenten.

@article{doi1010292001je001580,
    author = "Ruff, Steven W. und Christensen, P. R.",
    title = "Helle und dunkle Regionen auf dem Mars: Partikelgröße und mineralogische Eigenschaften basierend auf Thermal Emission Spectrometer Daten",
    year = "2002",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Emissivitätsspektren (1670–200 cm −1) vom Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer (MGS‐TES) zeigen signifikante Unterschiede zwischen hellen und dunklen Oberflächen, was eine weitere Untersuchung ihrer physikalischen und mineralogischen Eigenschaften ermöglicht. TES-Spektren von hellen Oberflächen (Albedo ≥0,2) zeigen typischerweise bei hohen Wellenzahlen (>1300 cm −1) eine niedrigere Emissivität als bei dunklen Oberflächen (Albedo <0,2). Das entgegengesetzte Verhalten ist bei niedrigen Wellenzahlen (<560 cm −1) evident, wo helle Oberflächen eine höhere Emissivität aufweisen als dunkle. Diese Trends sind konsistent mit dem Spektralverhalten von Silikatmaterialien unterschiedlicher Partikelgröße. Die von TES-Spektren heller Oberflächen gezeigte Kurzwellen-Eigenschaft ist eine relativ starke Absorption, die wahrscheinlich das Ergebnis von Partikelgrößen-Effekten von Oberflächen-Silikatpartikeln ≪100 μm Größe ist. Es wurde ein Staubbedeckungsindex (DCI) entwickelt, der diese Kurzwellen-Eigenschaft ausnutzt, um Oberflächen zu identifizieren, die von staubbedeckt bis staubfrei reichen. Als Maß für staubbedeckende Silikate, die spektrale Messungen beeinflussen können, ist der DCI direkter als thermische Trägheit oder Albedo-Messungen. Spektrale Verhältnisanalyse unter Verwendung von Emissivitätsspektren benachbarter heller und dunkler Oberflächen wird als Mittel zur Ableitung der Mineralogie von Oberflächendust untersucht. Das Ergebnis zeigt, dass der Staub von Silikatmineralien dominiert wird, mit Hinweisen auf einen signifikanten Plagioklas-Feldspat-Komponenten.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2001je001580",
    doi = "10.1029/2001je001580",
    openalex = "W2136848228",
    references = "doi101029js082i028p04249"
}

@article{doi101038417263a,
    author = "Wyatt, M. B. und McSween, H. Y.",
    title = "Spektrale Evidenz für verwitterten Basalt als Alternative zu Andesit in den nördlichen Tiefländern des Mars",
    year = "2002",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/417263a",
    doi = "10.1038/417263a",
    openalex = "W2064546403"
}

Mit dem Gammastrahlenspektrometer an Bord der Mars Odyssey haben wir zwei Regionen in der Nähe der Pole identifiziert, die an Wasserstoff angereichert sind. Die Daten deuten auf das Vorhandensein einer unterirdischen Schicht hin, die an Wasserstoff angereichert ist und von einer wasserstoffarmen Schicht überlagert wird. Die Dicke der oberen Schicht nimmt mit abnehmender Entfernung zum Pol ab und reicht von einer Spaltendichte von etwa 150 Gramm pro Quadratzentimeter bei -42 Grad Breite bis zu etwa 40 Gramm pro Quadratzentimeter bei -77 Grad. Die wasserstoffreichen Regionen korrelieren mit Regionen vorhergesagter Eisstabilität. Wir schlagen vor, dass der Wirt des Wasserstoffs in der unterirdischen Schicht Eis ist, das 35 +/- 15 % der Schicht nach Gewicht ausmacht.

@article{doi101126science1073722,
    author = "Boynton, W. V. und Feldman, W. C. und Squyres, S. W. und Prettyman, T. H. und Brückner, J. und Evans, L. G. und Reedy, R. C. und Starr, R. und Arnold, J. R. und Drake, D. M. und Englert, P. und Metzger, A. E. und Митрофанов, И. Г. und Trombka, J. I. und d’Uston, C. und Wänke, H. und Gasnault, O. und Hamara, D. und Janes, D. M. und Marcialis, R. L. und Maurice, S. und Mikheeva, I. B. und Taylor, G. J. und Tokar, R. und Shinohara, C.",
    title = "Verteilung von Wasserstoff in der Oberflächenschicht des Mars: Hinweise auf Eisschichten im Untergrund",
    year = "2002",
    journal = "Science",
    abstract = "Mit dem Gammastrahlenspektrometer an Bord der Mars Odyssey haben wir zwei Regionen in der Nähe der Pole identifiziert, die an Wasserstoff angereichert sind. Die Daten deuten auf das Vorhandensein einer unterirdischen Schicht hin, die an Wasserstoff angereichert ist und von einer wasserstoffarmen Schicht überlagert wird. Die Dicke der oberen Schicht nimmt mit abnehmender Entfernung zum Pol ab und reicht von einer Spaltendichte von etwa 150 Gramm pro Quadratzentimeter bei -42 Grad Breite bis zu etwa 40 Gramm pro Quadratzentimeter bei -77 Grad. Die wasserstoffreichen Regionen korrelieren mit Regionen vorhergesagter Eisstabilität. Wir schlagen vor, dass der Wirt des Wasserstoffs in der unterirdischen Schicht Eis ist, das 35 +/- 15\% der Schicht nach Gewicht ausmacht.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1073722",
    doi = "10.1126/science.1073722",
    openalex = "W2120397217",
    references = "doi101126science28854752330"
}

@article{doi101016jicarus200309010,
    author = "Smith, M. D.",
    title = "Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars during 1999–2003",
    year = "2003",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2003.09.010",
    doi = "10.1016/j.icarus.2003.09.010",
    openalex = "W2074893756",
    references = "doi1010292000je001370"
}

@article{doi101038nature02114,
    author = "Head, J. W. und Mustard, John F. und Kreslavsky, M. A. und Milliken, R. E. und Marchant, D. R.",
    title = "Recent ice ages on Mars",
    year = "2003",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature02114",
    doi = "10.1038/nature02114",
    openalex = "W2070529447",
    references = "doi1010292000je001455, doi101126science28854752330"
}

Das Thermal Emission Imaging System (THEMIS) an Bord von Mars Odyssey hat Infrarot- bis sichtbare Wellenlängenbilder der marzianischen Oberfläche erzeugt, die lithologisch unterschiedliche Schichten mit variabler Dicke zeigen, was zeitliche Änderungen in den Prozessen oder Umgebungen während oder nach ihrer Entstehung impliziert. Kilometergroße Aufschlüsse von Gestein werden beobachtet; an anderer Stelle bedeckt Luftfallstaub die Oberfläche vollständig über Tausende von Quadratkilometern. Der Mars weist Zusammensetzungsunterschiede im Maßstab von 100 Metern auf, beispielsweise ein Aufschluss von Olivin-reichem Basalt in den Wänden des Ganges Chasma. Thermisch unterschiedliche Ejecta-Fazies treten um einige Krater auf mit Variationen, die mit dem Alter des Kraters zusammenhängen. Polare Beobachtungen haben zeitliche Flecken aus Wassereis im nördlichen Polkappen identifiziert. Es wurden keine thermischen Signaturen, die mit endogenen Wärmequellen zusammenhängen, identifiziert.

@article{doi101126science1080885,
    author = "Christensen, P. R. und Bandfield, J. L. und Bell, J. F. und Gorelick, Noel und Hamilton, V. E. und Ivanov, A. B. und Jakosky, B. M. und Kieffer, H. H. und Lane, M. D. und Malin, M. C. und McConnochie, Timothy und McEwen, A. S. und McSween, H. Y. und Mehall, G. und Moersch, Jeffery E. und Nealson, Kenneth H. und Rice, J. W. und Richardson, M. I. und Ruff, Steven W. und Smith, M. D. und Titus, T. N. und Wyatt, M. B.",
    title = "Morphologie und Zusammensetzung der Oberfläche des Mars: Mars Odyssey THEMIS-Ergebnisse",
    year = "2003",
    journal = "Science",
    abstract = "Das Thermal Emission Imaging System (THEMIS) an Bord von Mars Odyssey hat Infrarot- bis sichtbare Wellenlängenbilder der marzianischen Oberfläche erzeugt, die lithologisch unterschiedliche Schichten mit variabler Dicke zeigen, was zeitliche Änderungen in den Prozessen oder Umgebungen während oder nach ihrer Entstehung impliziert. Kilometergroße Aufschlüsse von Gestein werden beobachtet; an anderer Stelle bedeckt Luftfallstaub die Oberfläche vollständig über Tausende von Quadratkilometern. Der Mars weist Zusammensetzungsunterschiede im Maßstab von 100 Metern auf, beispielsweise ein Aufschluss von Olivin-reichem Basalt in den Wänden des Ganges Chasma. Thermisch unterschiedliche Ejecta-Fazies treten um einige Krater auf mit Variationen, die mit dem Alter des Kraters zusammenhängen. Polare Beobachtungen haben zeitliche Flecken aus Wassereis im nördlichen Polkappen identifiziert. Es wurden keine thermischen Signaturen, die mit endogenen Wärmequellen zusammenhängen, identifiziert.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1080885",
    doi = "10.1126/science.1080885",
    openalex = "W2135099653"
}

Wir haben einen 30.000 Quadratkilometer großen Bereich, der reich an Olivin ist, in der Nili Fossae-Region des Mars entdeckt. Nili Fossae wurde als ein Komplex aus Grabenbrüchen und Brüchen interpretiert, die mit der Bildung des Isidis-Impaktkraters zusammenhängen. Wir schlagen vor, dass die nach dem Impakt erfolgte Verwerfungstätigkeit in diesem Bereich oberflächennahe Schichten freigelegt hat, die reich an Olivin sind. Eine lineare Mischungsanalyse der Spektren des Thermal Emission Spectrometers zeigt Oberflächenexponierungen von 30 % Olivin, wobei die Zusammensetzung des Olivins von Fo30 bis Fo70 reicht.

@article{doi101126science1089647,
    author = "Hoefen, Todd M. und Clark, R. N. und Bandfield, J. L. und Smith, M. D. und Pearl, J. C. und Christensen, P. R.",
    title = "Entdeckung von Olivin in der Nili Fossae-Region des Mars",
    year = "2003",
    journal = "Science",
    abstract = "Wir haben einen 30.000 Quadratkilometer großen Bereich, der reich an Olivin ist, in der Nili Fossae-Region des Mars entdeckt. Nili Fossae wurde als ein Komplex aus Grabenbrüchen und Brüchen interpretiert, die mit der Bildung des Isidis-Impaktkraters zusammenhängen. Wir schlagen vor, dass die nach dem Impakt erfolgte Verwerfungstätigkeit in diesem Bereich oberflächennahe Schichten freigelegt hat, die reich an Olivin sind. Eine lineare Mischungsanalyse der Spektren des Thermal Emission Spectrometers zeigt Oberflächenexponierungen von 30\% Olivin, wobei die Zusammensetzung des Olivins von Fo30 bis Fo70 reicht.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1089647",
    doi = "10.1126/science.1089647",
    openalex = "W2080404807"
}

Landformen, die sedimentäre Prozesse und Umgebungen repräsentieren, die früh in der martianischen Geschichte auftraten, wurden in Bildern des Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera und des Mars Odyssey Thermal Emission Imaging Systems erkannt. Hinweise auf distributäre, kanalisierte Strömungen (insbesondere Strömungen, die lange genug andauerten, um Meanderbildung zu ermöglichen) und die daraus resultierende Ablagerung eines fächerförmigen Trümmerschleiers deuten auf anhaltende Strömungsbedingungen und die Bildung von zumindest einigen großen intrakraterischen geschichteten sedimentären Sequenzen in fluviellen und potenziell lacustrinen Umgebungen hin.

@article{doi101126science1090544,
    author = "Malin, M. C. und Edgett, K. S.",
    title = "Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars",
    year = "2003",
    journal = "Science",
    abstract = "Landformen, die sedimentäre Prozesse und Umgebungen repräsentieren, die früh in der martianischen Geschichte auftraten, wurden in Bildern des Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera und des Mars Odyssey Thermal Emission Imaging Systems erkannt. Hinweise auf distributäre, kanalisierte Strömungen (insbesondere Strömungen, die lange genug andauerten, um Meanderbildung zu ermöglichen) und die daraus resultierende Ablagerung eines fächerförmigen Trümmerschleiers deuten auf anhaltende Strömungsbedingungen und die Bildung von zumindest einigen großen intrakraterischen geschichteten sedimentären Sequenzen in fluviellen und potenziell lacustrinen Umgebungen hin.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1090544",
    doi = "10.1126/science.1090544",
    openalex = "W2084431186",
    references = "doi1010160019103574901018, doi1010292000je001364, doi1010292000je001455, doi10102990eo00319, doi10103835084172, doi101093oso97801950993860010001, doi101126science1080885, doi101126science29054981927, openalexw2045435453, openalexw645095896"
}

@incollection{doi10100797803064860053,
    author = "Christensen, P. R. und Jakosky, B. M. und Kieffer, H. H. und Malin, M. C. und McSween, H. Y. und Nealson, Kenneth H. und Mehall, G. und Silverman, Steven H. und Ferry, S. und Caplinger, M. A. und Ravine, M. A.",
    title = "The Thermal Emission Imaging System (Themis) für die Mars 2001 Odyssey Mission",
    year = "2004",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-0-306-48600-5\_3",
    doi = "10.1007/978-0-306-48600-5\_3",
    openalex = "W4243063327",
    references = "doi101029js082i028p04249, doi101038202526a0, gillings1996evolution"
}

@article{doi101016jicarus200404005,
    author = "Laskar, J. und Correia, A. C. M. und Gastineau, Mickaël und Joutel, F. und Levrard, B. und Robutel, Philippe",
    title = "Langfristige Evolution und chaotische Diffusion der Insolationmengen des Mars",
    year = "2004",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.04.005",
    doi = "10.1016/j.icarus.2004.04.005",
    openalex = "W2094459693",
    references = "doi101038352589a0, doi1010510004636120041335, doi101126science2845415790"
}

Mit Neutronendaten, die mit dem Neutronenspektrometer an Bord der 2001 Mars Odyssey beobachtet wurden, wird eine untere Grenze für den globalen Vorrat an wasseräquivalentem Wasserstoff auf dem Mars ermittelt. Wasserstoffreiche Ablagerungen, die zwischen etwa 20 % und 100 % wasseräquivalent nach Masse liegen, werden nördlich und südlich von ±50° Breite gefunden, während weniger reiche, aber signifikante Ablagerungen in den Nähe der Äquatorregion vorkommen. Die äquatorialen Ablagerungen zwischen ±45° Breite liegen zwischen 2 % und 10 % wasseräquivalentem Wasserstoff nach Masse und erreichen ihr Maximum in zwei Regionen, die die 0-km-Höhenkontur überschneiden. Höhere Wassergehalte von bis zu ∼11 % sind in der oberflächennahen Regolithschicht einiger äquatorialer Regionen erforderlich, wenn die oberen 10 g/cm² der Regolithschicht ausgetrocknet sind, wie im Durchschnitt durch den Vergleich von epithermalen und schnellen Neutronendaten nahegelegt wird. Die Wasserstoffgehalte der Oberflächenböden im Breitengradbereich zwischen 50° und 80° nördlich und südlich sind innerhalb der Datenunsicherheiten gleich. Eine untere Schätzung des globalen Vorrats an in der Nähe der Oberfläche befindlichem Wasserstoff entspricht einer globalen Wasserschicht von etwa 14 cm Dicke, wenn davon ausgegangen wird, dass das von der Umlaufbahn aus abgetastete Reservoir 1 m dick ist.

@article{doi1010292003je002160,
    author = "Feldman, W. C. und Prettyman, T. H. und Maurice, S. und Plaut, J. J. und Bish, D. L. und Vaniman, D. T. und Mellon, M. T. und Metzger, A. E. und Squyres, S. W. und Karunatillake, S. und Boynton, W. V. und Elphic, R. C. und Funsten, H. O. und Lawrence, D. J. und Tokar, R. L.",
    title = "Globale Verteilung von Wasserstoff in der Nähe der Oberfläche auf dem Mars",
    year = "2004",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Mit Neutronendaten, die mit dem Neutronenspektrometer an Bord der 2001 Mars Odyssey beobachtet wurden, wird eine untere Grenze für den globalen Vorrat an wasseräquivalentem Wasserstoff auf dem Mars ermittelt. Wasserstoffreiche Ablagerungen, die zwischen etwa 20 % und 100 % wasseräquivalent nach Masse liegen, werden nördlich und südlich von ±50° Breite gefunden, während weniger reiche, aber signifikante Ablagerungen in den Nähe der Äquatorregion vorkommen. Die äquatorialen Ablagerungen zwischen ±45° Breite liegen zwischen 2 % und 10 % wasseräquivalentem Wasserstoff nach Masse und erreichen ihr Maximum in zwei Regionen, die die 0-km-Höhenkontur überschneiden. Höhere Wassergehalte von bis zu ∼11 % sind in der oberflächennahen Regolithschicht einiger äquatorialer Regionen erforderlich, wenn die oberen 10 g/cm² der Regolithschicht ausgetrocknet sind, wie im Durchschnitt durch den Vergleich von epithermalen und schnellen Neutronendaten nahegelegt wird. Die Wasserstoffgehalte der Oberflächenböden im Breitengradbereich zwischen 50° und 80° nördlich und südlich sind innerhalb der Datenunsicherheiten gleich. Eine untere Schätzung des globalen Vorrats an in der Nähe der Oberfläche befindlichem Wasserstoff entspricht einer globalen Wasserschicht von etwa 14 cm Dicke, wenn davon ausgegangen wird, dass das von der Umlaufbahn aus abgetastete Reservoir 1 m dick ist.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2003je002160",
    doi = "10.1029/2003je002160",
    openalex = "W2120973061",
    references = "doi101126science28454191495"
}

@article{doi101038nature02461,
    author = "Bibring, Jean‐Pierre und Langevin, Yves und Poulet, F. und Gendrin, A. und Gondet, B. und Berthé, Michel und Soufflot, A. und Drossart, P. und Combes, M. und Bellucci, G. und Мороз, В. І. und Mangold, N. und Schmitt, B. und das OMEGA-Team",
    title = "Perenniale Wassereis im südlichen Polkappenbereich von Mars identifiziert",
    year = "2004",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature02461",
    doi = "10.1038/nature02461",
    openalex = "W2008692765"
}

@article{doi101038nature02973,
    author = "Vaniman, D. T. und Bish, D. L. und Chipera, S. J. und Fialips, Claire I. und Carey, J. William und Feldman, W. C.",
    title = "Magnesiumsulfat-Salze und die Geschichte des Wassers auf dem Mars",
    year = "2004",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature02973",
    doi = "10.1038/nature02973",
    openalex = "W1981417205"
}

@article{doi101038nature03231,
    author = "Team, The HRSC Co-Investigator und Neukum, G. und Jaumann, R. und Hoffmann, H. und Hauber, Ernst und Head, J. W. und Basilevsky, A. T. und Ivanov, B. A. und Werner, Stéphanie C. und van Gasselt, S. und Murray, John B. und McCord, T. B.",
    title = "Recent and episodic volcanic and glacial activity on Mars revealed by the High Resolution Stereo Camera",
    year = "2004",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature03231",
    doi = "10.1038/nature03231",
    openalex = "W2162469299",
    references = "doi10100797894017103503, doi101023a1011989004263, doi101029jb091ib13p0e139"
}

Wir berichten über den Nachweis von Methan in der Atmosphäre des Mars durch den Planetary Fourier Spectrometer an Bord der Mars Express-Sonde. Der globale durchschnittliche Methan-Gemischanteil beträgt 10 +/- 5 Teile pro Milliarde Volumen (ppbv). Der Gemischanteil variiert jedoch zwischen 0 und 30 ppbv über den Planeten. Die Quelle des Methans könnte entweder biogen oder nichtbiogen sein, einschließlich vergangener oder gegenwärtiger Mikroorganismen im Untergrund, hydrothermaler Aktivität oder Kometeneinschlägen.

@article{doi101126science1101732,
    author = "Formisano, V. und Atreya, S. K. und Encrenaz, T. und Ignatiev, N. und Giuranna, M.",
    title = "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars",
    year = "2004",
    journal = "Science",
    abstract = "We report a detection of methane in the martian atmosphere by the Planetary Fourier Spectrometer onboard the Mars Express spacecraft. The global average methane mixing ratio is found to be 10 +/- 5 parts per billion by volume (ppbv). However, the mixing ratio varies between 0 and 30 ppbv over the planet. The source of methane could be either biogenic or nonbiogenic, including past or present subsurface microorganisms, hydrothermal activity, or cometary impacts.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1101732",
    doi = "10.1126/science.1101732",
    openalex = "W2139190083"
}

Sedimentgesteine im Eagle-Krater am Meridiani Planum bestehen aus feinkörnigen siliziklastischen Materialien, die aus der Verwitterung von basaltischen Gesteinen stammen, Sulfatmineralien (einschließlich Magnesiumsulfat und Jarosit), die mehrere Zehntel des Gesteinsgewichts ausmachen, und Hämatit. Die in Gesteinsausbrüchen beobachtete Kreuzschichtung deutet auf eolischen und wässrigen Transport hin. Diagenetische Merkmale umfassen Hämatit-reiche Konkretionen und Kristallform-Hohlräume. Wir interpretieren die Gesteine als Mischung aus chemischen und siliziklastischen Sedimenten mit einer komplexen diagenetischen Geschichte. Die Umweltbedingungen, die sie dokumentieren, umfassen episodische Überflutung durch flaches Oberflächenwasser, Verdunstung und Austrocknung. Das geologische Record am Meridiani Planum deutet darauf hin, dass die Bedingungen für eine gewisse Zeit in der Mars-Geschichte für biologische Aktivität geeignet waren.

@article{doi101126science1104559,
    author = "Squyres, S. W. und Grotzinger, J. P. und Arvidson, R. E. und Bell, J. F. und Calvin, W. M. und Christensen, P. R. und Clark, B. C. und Crisp, J. A. und Farrand, W. H. und Herkenhoff, K. E. und Johnson, J. R. und Klingelhöfer, G. und Knoll, Andrew H. und McLennan, S. M. und McSween, H. Y. und Morris, R. V. und Rice, J. W. und Rieder, R. und Soderblom, L. A.",
    title = "In Situ-Evidenz für eine antike wässrige Umgebung am Meridiani Planum, Mars",
    year = "2004",
    journal = "Science",
    abstract = "Sedimentgesteine im Eagle-Krater am Meridiani Planum bestehen aus feinkörnigen siliziklastischen Materialien, die aus der Verwitterung von basaltischen Gesteinen stammen, Sulfatmineralien (einschließlich Magnesiumsulfat und Jarosit), die mehrere Zehntel des Gesteinsgewichts ausmachen, und Hämatit. Die in Gesteinsausbrüchen beobachtete Kreuzschichtung deutet auf eolischen und wässrigen Transport hin. Diagenetische Merkmale umfassen Hämatit-reiche Konkretionen und Kristallform-Hohlräume. Wir interpretieren die Gesteine als Mischung aus chemischen und siliziklastischen Sedimenten mit einer komplexen diagenetischen Geschichte. Die Umweltbedingungen, die sie dokumentieren, umfassen episodische Überflutung durch flaches Oberflächenwasser, Verdunstung und Austrocknung. Das geologische Record am Meridiani Planum deutet darauf hin, dass die Bedingungen für eine gewisse Zeit in der Mars-Geschichte für biologische Aktivität geeignet waren.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1104559",
    doi = "10.1126/science.1104559",
    openalex = "W2121006557",
    references = "doi102110scn8209, harms1982structure"
}

@article{doi101016jepsl200509039,
    author = "Grotzinger, J. P. und Arvidson, R. E. und Bell, J. F. und Calvin, W. M. und Clark, B. C. und Fike, David A. und Golombek, M. P. und Greeley, R. und Haldemann, A. F. C. und Herkenhoff, K. E. und Jolliff, B. L. und Knoll, Andrew H. und Malin, M. C. und McLennan, S. M. und Parker, T. J. und Soderblom, L. A. und Sohl‐Dickstein, Jascha und Squyres, S. W. und Tosca, Nicholas J. und Watters, W. A.",
    title = "Stratigraphie und Sedimentologie eines trockenen bis feuchten eolischen Ablagerungssystems, Burns-Formation, Meridiani Planum, Mars",
    year = "2005",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2005.09.039",
    doi = "10.1016/j.epsl.2005.09.039",
    openalex = "W1976011994",
    references = "doi101111j136530911977tb00128x, doi101126science1090544, doi101130gsab28745, doi101306m26490c5, doi102110csp9907, doi102110scn7502, doi102110scn8209, harms1982structure, openalexw2045435453"
}

@article{doi101016jicarus200411023,
    author = "Hartmann, W. K.",
    title = "Martian cratering 8: Isochron refinement and the chronology of Mars",
    year = "2005",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.11.023",
    doi = "10.1016/j.icarus.2004.11.023",
    openalex = "W2065782610",
    references = "doi10100797894017103502, doi10100797894017103503, doi10100797894017103504, doi10100797894017103505, doi1010160016703789901506, doi1010160734743x87900698, doi1010292000je001455, doi10102993je00225, doi101029jb091ib13p0e139, doi101126science1090544, doi101126science2214611651, doi105860choice330281"
}

@article{doi101038nature03359,
    author = "Team, The HRSC Co-Investigator and Head, J. W. und Neukum, G. und Jaumann, R. und Hiesinger, H. und Hauber, Ernst und Carr, M. H. und Masson, Ph. und Foing, Bernard und Hoffmann, H. und Kreslavsky, M. A. und Werner, Stéphanie C. und Milkovich, S. M. und van Gasselt, S.",
    title = "Tropische bis mittlere Breiten: Schnee- und Eisakkumulation, -fluss und -gletschertätigkeit auf dem Mars",
    year = "2005",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature03359",
    doi = "10.1038/nature03359",
    openalex = "W2168142301",
    references = "doi101023a1011989004263"
}

@article{doi101038nature04274,
    author = "Team, The Omega und Poulet, F. und Bibring, J. P. und Mustard, John F. und Gendrin, A. und Mangold, N. und Langevin, Y. und Arvidson, R. E. und Gondet, B. und Gomez, Cécile",
    title = "Phyllosilikate auf dem Mars und Implikationen für das frühe martianische Klima",
    year = "2005",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature04274",
    doi = "10.1038/nature04274",
    openalex = "W2100973511",
    references = "doi101126science1108806, doi101126science29054981927"
}

Die Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA)-Untersuchung an Bord der europäischen Raumfahrtagentur Mars Express-Mission kartiert die Oberflächenzusammensetzung des Mars mit einer Auflösung von 0,3 bis 5 Kilometern mittels sichtbarer bis nahinfraroter hyperspektraler Reflexionsbilder. Die während der ersten 9 Monate der Mission erfassten Daten zeigen bereits eine vielfältige und komplexe Oberflächenmineralogie und bieten wesentliche Einblicke in die Evolution des Mars. OMEGA hat mafische eisenhaltige Silikate sowohl der nördlichen als auch der südlichen Kruste identifiziert und kartiert, lokalisierte Konzentrationen von hydratisierten Phyllosilikaten und Sulfaten, aber keine Carbonate, sowie Eise und Frost mit einer Wassereis-Zusammensetzung des nördlichen polaren Perennialschneekaps, ebenso wie des südlichen Kaps, das von einer dünnen Kohlendioxid-Eis-Schicht bedeckt ist.

@article{doi101126science1108806,
    author = "Bibring, Jean‐Pierre und Langevin, Yves und Gendrin, A. und Gondet, Brigitte und Poulet, F. und Berthé, Michel und Soufflot, A. und Arvidson, Ray und Mangold, N. und Mustard, J. und Drossart, P. und das OMEGA-Team",
    title = "Mars Surface Diversity as Revealed by the OMEGA/Mars Express Observations",
    year = "2005",
    journal = "Science",
    abstract = "Die Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA)-Untersuchung an Bord der europäischen Raumfahrtagentur Mars Express-Mission kartiert die Oberflächenzusammensetzung des Mars mit einer Auflösung von 0,3 bis 5 Kilometern mittels sichtbarer bis nahinfraroter hyperspektraler Reflexionsbilder. Die während der ersten 9 Monate der Mission erfassten Daten zeigen bereits eine vielfältige und komplexe Oberflächenmineralogie und bieten wesentliche Einblicke in die Evolution des Mars. OMEGA hat mafische eisenhaltige Silikate sowohl der nördlichen als auch der südlichen Kruste identifiziert und kartiert, lokalisierte Konzentrationen von hydratisierten Phyllosilikaten und Sulfaten, aber keine Carbonate, sowie Eise und Frost mit einer Wassereis-Zusammensetzung des nördlichen polaren Perennialschneekaps, ebenso wie des südlichen Kaps, das von einer dünnen Kohlendioxid-Eis-Schicht bedeckt ist.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1108806",
    doi = "10.1126/science.1108806",
    openalex = "W2098150948",
    references = "doi101016jicarus200404005, doi101038417263a, doi101038nature02461, doi101038nature02973, doi101126science1089647, doi101126science1109087, doi101126science1109091, doi101126science1109098, doi101126science1140516, doi101126science28754581626"
}

Der hyperspektrale Imager OMEGA/Mars Express identifizierte hydratisierte Sulfate in hellen, geschichteten Geländeformen auf dem Mars. Aufschlüsse in Valles Marineris, Margaritifer Sinus und Terra Meridiani zeigen Hinweise auf Kieserit, Gips und polyhydratisierte Sulfate. Diese Identifikation basiert auf Vibrationsabsorptionen zwischen 1,3 und 2,5 Mikrometern. Diese Mineralien stellen direkte Aufzeichnungen vergangener wässriger Aktivität auf dem Mars dar.

@article{doi101126science1109087,
    author = "Gendrin, A. und Mangold, N. und Bibring, Jean‐Pierre und Langevin, Y. und Gondet, B. und Poulet, F. und Bonello, G. und Quantin, C. und Mustard, John F. und Arvidson, Ray und Mouëlic, Stéphane Le",
    title = "Sulfate in den Marschichten: Die Sicht von OMEGA/Mars Express",
    year = "2005",
    journal = "Science",
    abstract = "Der hyperspektrale Imager OMEGA/Mars Express identifizierte hydratisierte Sulfate in hellen, geschichteten Geländeformen auf dem Mars. Aufschlüsse in Valles Marineris, Margaritifer Sinus und Terra Meridiani zeigen Hinweise auf Kieserit, Gips und polyhydratisierte Sulfate. Diese Identifikation basiert auf Vibrationsabsorptionen zwischen 1,3 und 2,5 Mikrometern. Diese Mineralien stellen direkte Aufzeichnungen vergangener wässriger Aktivität auf dem Mars dar.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1109087",
    doi = "10.1126/science.1109087",
    openalex = "W2103744312",
    references = "doi101126science110908806, doi101126science29054981927"
}

Das Imaging-Spektrometer Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA) beobachtete die nördlichen polaren Regionen des Mars mit einer Auflösung von wenigen Kilometern. Ein ausgedehntes Gebiet bei 240 Grad O, 85 Grad N, mit einer Fläche von 60 Kilometern mal 200 Kilometern, zeigt Absorptionen bei Wellenlängen von 1,45, 1,75, 1,94, 2,22, 2,26 und 2,48 Mikrometern. Diese Signaturen können eindeutig calciumreichen Sulfaten zugeschrieben werden, höchstwahrscheinlich Gips. Dieses Gebiet entspricht den dunklen longitudinalen Dünen der Olympia Planitia. Diese Beobachtungen zeigen, dass Wasserveränderungen eine wesentliche Rolle bei der Bildung der bildenden Mineralien der nördlichen polaren Gebiete spielten.

@article{doi101126science1109091,
    author = "Langevin, Y. und Poulet, F. und Bibring, Jean‐Pierre und Gondet, B.",
    title = "Sulfate in der nördlichen Polregion von Mars durch OMEGA/Mars Express nachgewiesen",
    year = "2005",
    journal = "Science",
    abstract = "Das Imaging-Spektrometer Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA) beobachtete die nördlichen polaren Regionen des Mars mit einer Auflösung von wenigen Kilometern. Ein ausgedehntes Gebiet bei 240 Grad O, 85 Grad N, mit einer Fläche von 60 Kilometern mal 200 Kilometern, zeigt Absorptionen bei Wellenlängen von 1,45, 1,75, 1,94, 2,22, 2,26 und 2,48 Mikrometern. Diese Signaturen können eindeutig calciumreichen Sulfaten zugeschrieben werden, höchstwahrscheinlich Gips. Dieses Gebiet entspricht den dunklen longitudinalen Dünen der Olympia Planitia. Diese Beobachtungen zeigen, dass Wasserveränderungen eine wesentliche Rolle bei der Bildung der bildenden Mineralien der nördlichen polaren Gebiete spielten.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1109091",
    doi = "10.1126/science.1109091",
    openalex = "W2064799463"
}

Daten vom Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA) an Bord der Mars Express-Sonde identifizieren die distincten mafischen, gesteinsbildenden Minerale Olivin, Niedrig-Kalzium-Pyroxen (LCP) und Hoch-Kalzium-Pyroxen (HCP) an der Oberfläche des Mars. Olivin- und HCP-reiche Regionen werden in Ablagerungen gefunden, die das Altersspektrum geologischer Einheiten abdecken. LCP-reiche Regionen hingegen finden sich nur in den alten noachischen Einheiten, was darauf hindeutet, dass die Schmelzen für diese Ablagerungen aus einem Mantel stammten, der an Aluminium und Calcium verarmt war. Ausgedehnte dunkle Regionen in den nördlichen Ebenen zeigen keine Anzeichen für starke mafische Absorptionen oder Absorptionen aufgrund hydratisierter Materialien.

@article{doi101126science1109098,
    author = "Mustard, J. F. und Poulet, F. und Gendrin, A. und Bibring, Jean‐Pierre und Langevin, Y. und Gondet, B. und Mangold, N. und Bellucci, G. und Altieri, Francesca",
    title = "Olivin und Pyroxen-Vielfalt in der Kruste des Mars",
    year = "2005",
    journal = "Science",
    abstract = "Daten vom Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA) an Bord der Mars Express-Sonde identifizieren die distincten mafischen, gesteinsbildenden Minerale Olivin, Niedrig-Kalzium-Pyroxen (LCP) und Hoch-Kalzium-Pyroxen (HCP) an der Oberfläche des Mars. Olivin- und HCP-reiche Regionen werden in Ablagerungen gefunden, die das Altersspektrum geologischer Einheiten abdecken. LCP-reiche Regionen hingegen finden sich nur in den alten noachischen Einheiten, was darauf hindeutet, dass die Schmelzen für diese Ablagerungen aus einem Mantel stammten, der an Aluminium und Calcium verarmt war. Ausgedehnte dunkle Regionen in den nördlichen Ebenen zeigen keine Anzeichen für starke mafische Absorptionen oder Absorptionen aufgrund hydratisierter Materialien.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1109098",
    doi = "10.1126/science.1109098",
    openalex = "W2111670967"
}

Das Mars-Unterkontinuum wurde vom Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding-Instrument an Bord des Mars Express-Satelliten auf Kilometer-Tiefe untersucht. Signale dringen in die polaren Schichtablagerungen ein und bilden wahrscheinlich deren Basis ab. Daten aus den nördlichen Tiefländern der Chryse Planitia haben eine flach begrabene, quasi-kreisförmige Struktur mit einem Durchmesser von etwa 250 Kilometern enthüllt, die als Einschlagbecken interpretiert wird. Zusätzlich kann ein planarer Reflektor, der mit der Beckenstruktur verbunden ist, auf das Vorhandensein eines Verlustarmen Ablagerungskörpers hinweisen, der mehr als 1 Kilometer dick ist.

@article{doi101126science1122165,
    author = "Picardi, G. und Plaut, J. J. und Biccari, D. und Bombaci, O. und Calabrese, D. und Cartacci, M. und Cicchetti, A. und Clifford, Stephen M. und Edenhofer, P. und Farrell, W. M. und Federico, Costanzo und Frigeri, A. und Gurnett, D. A. und Hagfors, T. und Heggy, Essam und Hèrique, Alain und Huff, Richard und Ivanov, A. B. und Johnson, W.T.K. und Jordan, R. und Kirchner, D. L. und Kofman, W. und Leuschen, C. und Nielsen, Erling und Orosei, R. und Pettinelli, Elena und Phillips, R. J. und Plettemeier, Dirk und Safaeinili, A. und Seu, R. und Stofan, E. R. und Vannaroni, G. und Watters, T. R. und Zampolini, E.",
    title = "Radar Soundings of the Subsurface of Mars",
    year = "2005",
    journal = "Science",
    abstract = "Das Mars-Unterkontinuum wurde vom Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding-Instrument an Bord des Mars Express-Satelliten auf Kilometer-Tiefe untersucht. Signale dringen in die polaren Schichtablagerungen ein und bilden wahrscheinlich deren Basis ab. Daten aus den nördlichen Tiefländern der Chryse Planitia haben eine flach begrabene, quasi-kreisförmige Struktur mit einem Durchmesser von etwa 250 Kilometern enthüllt, die als Einschlagbecken interpretiert wird. Zusätzlich kann ein planarer Reflektor, der mit der Beckenstruktur verbunden ist, auf das Vorhandensein eines Verlustarmen Ablagerungskörpers hinweisen, der mehr als 1 Kilometer dick ist.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1122165",
    doi = "10.1126/science.1122165",
    openalex = "W2100879731"
}

@article{doi101016jpss200612003,
    author = "Jaumann, R. und Neukum, G. und Behnke, Thomas und Duxbury, T. und Eichentopf, K. und Flohrer, J. und van Gasselt, S. und Giese, B. und Gwinner, K. und Hauber, Ernst und Hoffmann, H. und Hoffmeister, A. und Köhler, Ulrich und Matz, Klaus‐Dieter und McCord, T. B. und Mertens, V. und Oberst, J. und Pischel, R. und Reiss, D. und Ress, E. und Roatsch, T. und Saiger, Peter und Scholten, F. und Schwarz, Gottfried und Stephan, K. und Wählisch, M.",
    title = "Das hochauflösende Stereokameraexperiment (HRSC) auf Mars Express: Instrumentelle Aspekte und Durchführung des Experiments von der interplanetaren Reise bis zur Nominallaufbahn",
    year = "2006",
    journal = "Planetary and Space Science",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.pss.2006.12.003",
    doi = "10.1016/j.pss.2006.12.003",
    openalex = "W2046910671",
    references = "doi10100797803064860053, doi101017cbo9780511524998, doi1010292000je001364, doi1010292000je001455, doi10102992je00341, doi10103835086515, doi101038nature02114, doi101126science1090544, doi101126science1109087"
}

Der Mars-Explorations-Rover Opportunity landete im Januar 2004 im Meridiani Planum und führt seitdem Beobachtungen mit der Athena-Wissenschaftsbeladung durch. Der Rover hat mehr als 5 km zurückgelegt und dabei die erste Untersuchung von Sedimentgesteinen im Maßstab von Felsausbrüchen auf dem Mars durchgeführt. Die Gesteine des Meridiani Planum sind Sandsteine, die durch eolische und aquatische Umlagerung von Sandkörnern entstanden sind, die aus gemischten feinkörnigen siliziklastischen Materialien und Sulfaten bestehen. Der siliziklastische Anteil wurde durch chemische Veränderung eines Vorläuferbasalts erzeugt. Die Sulfate sind überwiegend Mg-Sulfate und umfassen zudem Ca-Sulfate und Jarosit. Der bis heute beobachtete stratigraphische Abschnitt wird von eolischen Bodenformen dominiert, wobei subaquatische Strömungsrippeln nahe der Oberkante des Abschnitts freigelegt sind. Nach der Ablagerung führte die Wechselwirkung mit Grundwasser zu einer Reihe diagenetischer Merkmale, insbesondere zu Hämatit-reichen Konkretionen, die als „Blueberries" bekannt sind. Das Grundgestein im Meridiani ist stark zerreiblich und hat durch windtransportierten basaltischen Sand erhebliche Erosion erfahren. Dieser Sand, zusammen mit Konkretionen und Konkretionsfragmenten, die von dem Gestein erodiert wurden, bildet eine Bodendecke, die das Grundgestein dünn und diskontinuierlich bedeckt. Die Bodenoberfläche zeigt sowohl alte als auch aktive Windrippeln, die vergangene und gegenwärtige Windrichtungen dokumentieren. Lose Gesteine auf der Bodenoberfläche sind selten und umfassen sowohl Impakt-Ejektas als auch Meteoriten. Obwohl die Ergebnisse von Opportunity zeigen, dass flüssiges Wasser einst im Meridiani Planum unterirdisch und gelegentlich an der Oberfläche vorhanden war, waren die aufgezeichneten Umweltbedingungen überwiegend arid, sauer und oxidierend und hätten einige erhebliche Herausforderungen für den Ursprung des Lebens dargestellt.

@article{doi1010292006je002771,
    author = "Squyres, S. W. and Arvidson, R. E. and Bollen, David and Bell, J. F. and Brückner, J. and Cabrol, Nathalie A. and Calvin, W. M. and Carr, M. H. and Christensen, P. R. and Clark, B. C. and Crumpler, L. S. and Marais, David J. Des and d’Uston, C. and Economou, T. and Farmer, Jack D. and Farrand, W. H. and Folkner, W. M. and Gellert, R. and Glotch, T. D. and Golombek, M. P. and Gorevan, S. and Grant, J. A. and Greeley, R. and Grotzinger, J. P. and Herkenhoff, K. E. and Hviid, S. F. and Johnson, J. R. and Klingelhöfer, G. and Knoll, Andrew H. and Landis, Geoffrey A. and Lemmon, M. T. and Li, R. and Madsen, M. B. and Malin, M. C. and McLennan, S. M. and McSween, H. Y. and Ming, D. W. and Moersch, J. E. and Morris, R. V. and Parker, T. J. and Rice, J. W. and Richter, L. and Rieder, R. and Schröder, Christian and Sims, M. R. and Smith, M. D. and Smith, Peter H. and Soderblom, L. A. and Sullivan, R. and Tosca, Nicholas J. and Wänke, H. and Wdowiak, T. J. and Wolff, M. J. and Yen, A. S.",
    title = "Overview of the Opportunity Mars Exploration Rover Mission to Meridiani Planum: Eagle Crater to Purgatory Ripple",
    year = "2006",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Der Mars-Explorations-Rover Opportunity landete im Januar 2004 im Meridiani Planum und führt seitdem Beobachtungen mit der Athena-Wissenschaftsbeladung durch. Der Rover hat mehr als 5 km zurückgelegt und dabei die erste Untersuchung von Sedimentgesteinen im Maßstab von Felsausbrüchen auf dem Mars durchgeführt. Die Gesteine des Meridiani Planum sind Sandsteine, die durch eolische und aquatische Umlagerung von Sandkörnern entstanden sind, die aus gemischten feinkörnigen siliziklastischen Materialien und Sulfaten bestehen. Der siliziklastische Anteil wurde durch chemische Veränderung eines Vorläuferbasalts erzeugt. Die Sulfate sind überwiegend Mg-Sulfate und umfassen zudem Ca-Sulfate und Jarosit. Der bis heute beobachtete stratigraphische Abschnitt wird von eolischen Bodenformen dominiert, wobei subaquatische Strömungsrippeln nahe der Oberkante des Abschnitts freigelegt sind. Nach der Ablagerung führte die Wechselwirkung mit Grundwasser zu einer Reihe diagenetischer Merkmale, insbesondere zu Hämatit-reichen Konkretionen, die als „Blueberries" bekannt sind. Das Grundgestein im Meridiani ist stark zerreiblich und hat durch windtransportierten basaltischen Sand erhebliche Erosion erfahren. Dieser Sand, zusammen mit Konkretionen und Konkretionsfragmenten, die von dem Gestein erodiert wurden, bildet eine Bodendecke, die das Grundgestein dünn und diskontinuierlich bedeckt. Die Bodenoberfläche zeigt sowohl alte als auch aktive Windrippeln, die vergangene und gegenwärtige Windrichtungen dokumentieren. Lose Gesteine auf der Bodenoberfläche sind selten und umfassen sowohl Impakt-Ejektas als auch Meteoriten. Obwohl die Ergebnisse von Opportunity zeigen, dass flüssiges Wasser einst im Meridiani Planum unterirdisch und gelegentlich an der Oberfläche vorhanden war, waren die aufgezeichneten Umweltbedingungen überwiegend arid, sauer und oxidierend und hätten einige erhebliche Herausforderungen für den Ursprung des Lebens dargestellt.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2006je002771",
    doi = "10.1029/2006je002771",
    openalex = "W1972084009"
}

Die globale mineralogische Kartierung des Mars durch das Observatoire pour la Mineralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (OMEGA)-Instrument an Bord der europäischen Raumsonde Mars Express liefert neue Informationen zur geologischen und klimatischen Geschichte des Mars. Phyllosilikate, die durch wässrige Alterung sehr früh in der Geschichte des Planeten (die „phyllocian"-Ära) entstanden, wurden in den ältesten Gebieten gefunden; Sulfate bildeten sich in einer zweiten Ära (die „theiikian"-Ära) in einer sauren Umgebung. Ab etwa vor 3,5 Milliarden Jahren dominiert die letzte Ära (die „siderikian"-Ära) die Bildung von anhydrem Eisenoxid bei langsamer oberflächlicher Verwitterung, ohne dass flüssiges Wasser eine wesentliche Rolle im gesamten Planeten spielt.

@article{doi101126science1122659,
    author = "Bibring, Jean‐Pierre und Langevin, Yves und Mustard, John F. und Poulet, F. und Arvidson, R. E. und Gendrin, A. und Gondet, B. und Mangold, N. und Pinet, P. und Forget, F. und Berthé, Michel und Bibring, Jean‐Pierre und Gendrin, A. und Gomez, Cécile und Gondet, B. und Jouglet, D. und Poulet, F. und Soufflot, A. und Vincendon, M. und Combes, M. und Drossart, P. und Encrenaz, Thérèse und Fouchet, Thierry und Merchiorri, Riccardo und Belluci, G. und Altieri, Francesca und Formisano, V. und Capaccioni, F. und Cerroni, P. und Coradini, A. und Fonti, S. und Korablev, Oleg und Kottsov, V. A. und Ignatiev, N. und Мороз, В. І. und Titov, Dimitri und Zasova, Ludmilla und Loiseau, Damien und Mangold, N. und Pinet, P. und Douté, S. und Schmitt, B. und Sotin, C. und Hauber, Ernst und Hoffmann, H. und Jaumann, R. und Keller, U. und Arvidson, Ray und Mustard, John F. und Duxbury, T. C. und Forget, F. und Neukum, G.",
    title = "Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data",
    year = "2006",
    journal = "Science",
    abstract = {Die globale mineralogische Kartierung des Mars durch das Observatoire pour la Mineralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (OMEGA)-Instrument an Bord der europäischen Raumsonde Mars Express liefert neue Informationen zur geologischen und klimatischen Geschichte des Mars. Phyllosilikate, die durch wässrige Alterung sehr früh in der Geschichte des Planeten (die „phyllocian"-Ära) entstanden, wurden in den ältesten Gebieten gefunden; Sulfate bildeten sich in einer zweiten Ära (die „theiikian"-Ära) in einer sauren Umgebung. Ab etwa vor 3,5 Milliarden Jahren dominiert die letzte Ära (die „siderikian"-Ära) die Bildung von anhydrem Eisenoxid bei langsamer oberflächlicher Verwitterung, ohne dass flüssiges Wasser eine wesentliche Rolle im gesamten Planeten spielt.},
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1122659",
    doi = "10.1126/science.1122659",
    openalex = "W2146376665",
    references = "doi10103835084184, doi101038nature04274, doi101093oso97801950993860010001, doi101126science1058701, doi101126science1104559, doi101126science1108806, doi101126science1109087, doi101126science1109091, doi101126science1109098, openalexw2045435453"
}

Die HiRISE-Kamera verfügt über einen Primärspiegel mit einem Durchmesser von 0,5 m, eine effektive Brennweite von 12 m und ein Fokalebene-System, das Bilder mit bis zu 28 Gb (Gigabit) Daten in nur 6 Sekunden aufnehmen kann. HiRISE wird detaillierte Bilder (0,25 bis 1,3 m/Pixel) liefern, die etwa 1 % der Marsoberfläche während der 2-jährigen Hauptwissenschaftsphase (PSP), die im November 2006 beginnt, abdecken. Die meisten Bilder werden Farbdaten umfassen, die 20 % des potenziellen Sichtfelds abdecken. Eine oberste Priorität besteht darin, etwa 1000 Stereopaare aufzunehmen und präzise geometrische Korrekturen anzuwenden, um topographische Messungen mit einer vertikalen Genauigkeit von besser als 25 cm zu ermöglichen. Wir erwarten, während der 2-jährigen PSP mehr als 12 Tb HiRISE-Daten zurückzukehren und Pixel-Binning, die Umwandlung von 14 auf 8-Bit-Werte sowie ein verlustfreies Kompressionssystem zu verwenden, um die Abdeckung zu erhöhen. HiRISE-Bilder werden über 14 CCD-Sensoren aufgenommen, jeder mit 2 Ausgabekanälen und mehreren Optionen für das Pixel-Binning und die Anzahl der Time-Delay-and-Integration-Linien. HiRISE wird die Mars-Exploration unterstützen, indem es vergangene, gegenwärtige und zukünftige Landeplätze, gescheiterte Landeplätze sowie vergangene und potenziell zukünftige Rover-Verläufe lokalisiert und charakterisiert. Wir werden Kraterbildung, Vulkanismus, Tektonik, Hydrologie, sedimentäre Prozesse, Stratigraphie, äolische Prozesse, Massenbewegungen, Landschaftsentwicklung, saisonale Prozesse, Klimawandel, Spektrophotometrie, glaziale und periglaziale Prozesse, Polar-Geologie und Regolith-Eigenschaften untersuchen. Eine Internet-Website (HiWeb) wird es jedem auf der Welt ermöglichen, HiRISE-Ziele auf dem Mars vorzuschlagen und HiRISE-Datenprodukte leicht zu finden, anzusehen und herunterzuladen.

@article{doi1010292005je002605,
    author = "McEwen, A. S. und Eliason, E. M. und Bergstrom, James W. und Bridges, N. T. und Hansen, C. J. und Delamere, W. A. und Grant, J. A. und Gulick, V. C. und Herkenhoff, K. E. und Keszthelyi, L. und Kirk, R. L. und Mellon, M. T. und Squyres, S. W. und Thomas, Nicolas und Weitz, C. M.",
    title = "Mars Reconnaissance Orbiter's High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE)",
    year = "2007",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Die HiRISE-Kamera verfügt über einen Primärspiegel mit einem Durchmesser von 0,5 m, eine effektive Brennweite von 12 m und ein Fokalebene-System, das Bilder mit bis zu 28 Gb (Gigabit) Daten in nur 6 Sekunden aufnehmen kann. HiRISE wird detaillierte Bilder (0,25 bis 1,3 m/Pixel) liefern, die etwa 1 % der Marsoberfläche während der 2-jährigen Hauptwissenschaftsphase (PSP), die im November 2006 beginnt, abdecken. Die meisten Bilder werden Farbdaten umfassen, die 20 % des potenziellen Sichtfelds abdecken. Eine oberste Priorität besteht darin, etwa 1000 Stereopaare aufzunehmen und präzise geometrische Korrekturen anzuwenden, um topographische Messungen mit einer vertikalen Genauigkeit von besser als 25 cm zu ermöglichen. Wir erwarten, während der 2-jährigen PSP mehr als 12 Tb HiRISE-Daten zurückzukehren und Pixel-Binning, die Umwandlung von 14 auf 8-Bit-Werte sowie ein verlustfreies Kompressionssystem zu verwenden, um die Abdeckung zu erhöhen. HiRISE-Bilder werden über 14 CCD-Sensoren aufgenommen, jeder mit 2 Ausgabekanälen und mehreren Optionen für das Pixel-Binning und die Anzahl der Time-Delay-and-Integration-Linien. HiRISE wird die Mars-Exploration unterstützen, indem es vergangene, gegenwärtige und zukünftige Landeplätze, gescheiterte Landeplätze sowie vergangene und potenziell zukünftige Rover-Verläufe lokalisiert und charakterisiert. Wir werden Kraterbildung, Vulkanismus, Tektonik, Hydrologie, sedimentäre Prozesse, Stratigraphie, äolische Prozesse, Massenbewegungen, Landschaftsentwicklung, saisonale Prozesse, Klimawandel, Spektrophotometrie, glaziale und periglaziale Prozesse, Polar-Geologie und Regolith-Eigenschaften untersuchen. Eine Internet-Website (HiWeb) wird es jedem auf der Welt ermöglichen, HiRISE-Ziele auf dem Mars vorzuschlagen und HiRISE-Datenprodukte leicht zu finden, anzusehen und herunterzuladen.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2005je002605",
    doi = "10.1029/2005je002605",
    openalex = "W2028483491",
    references = "doi10100797894017103505, doi10100797894017103506, doi1010160016703789901506, doi101017cbo9780511573071, doi1010292000je001370, doi1010292000je001455, doi1010292006je002682, doi1010292006je002808, doi10102994wr00757, doi101038352589a0, doi101126science1090544, doi101126science1104559, doi101126science1108806, doi101126science1109087, doi101126science28854752330, doi101126science29054981927, openalexw2139291338, openalexw2267844404, openalexw2400329996"
}

Der Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) ist ein hyperspektraler Imager am Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)-Raumfahrzeug. CRISM besteht aus drei Subbaugruppen, einer gimbalten optischen Sensoreinheit (OSU), einer Datenverarbeitungseinheit (DPU) und der Gimbal-Motor-Elektronik (GME). Die Ziele von CRISM sind (1) die Kartierung der gesamten Oberfläche unter Verwendung eines Teils der Bänder zur Charakterisierung der Krustenmineralogie, (2) die Kartierung der Mineralogie von Schlüsselbereichen bei hoher spektraler und räumlicher Auflösung und (3) die Messung räumlicher und saisonaler Variationen in der Atmosphäre. Diese Ziele werden mit drei Haupttypen von Beobachtungen adressiert. Im Multispektral-Kartierungsmodus, mit der OSU auf Planetennadir gerichtet, werden Daten bei einem Teil von 72 Wellenlängen gesammelt, die wichtige mineralogische Absorptionen abdecken, und in Pixel-Fußabdrücke von 100 oder 200 m/Pixel gruppiert. Fast der gesamte Planet kann auf diese Weise kartiert werden. Im Zielmodus wird die OSU gescannt, um die meisten entlang der Bahn-Bewegungen zu entfernen, und ein Bereich von Interesse wird bei voller räumlicher und spektraler Auflösung kartiert (15–19 m/Pixel, 362–3920 nm bei 6,55 nm/Kanal). Zehn zusätzliche, räumlich gruppierte, abgekürzte Bilder werden vor und nach dem Hauptbild aufgenommen, die eine Emissionsphasenfunktion (EPF) der Stelle für atmosphärische Studien und die Korrektur von Oberflächen-Spektren für atmosphärische Effekte liefern. Im atmosphärischen Modus wird nur die EPF erfasst. Globale Gitter der resultierenden Beobachtungen mit geringerer Datenmenge werden wiederholt während des Marsjahres aufgenommen, um saisonale Variationen in atmosphärischen Eigenschaften zu messen. Rohdaten, kalibrierte und kartengestützte Daten werden der Gemeinschaft mit einer spektralen Bibliothek zur Unterstützung der Interpretation übergeben.

@article{doi1010292006je002682,
    author = "Murchie, S. L. and Arvidson, R. E. and Bedini, P. and Beißer, K. and Bibring, Jean-Pierre und Bishop, J. L. und Boldt, J. und Cavender, P. J. und Choo, T. und Clancy, R. T. und Darlington, E. H. und Marais, David L. Des und Espiritu, R. C. und Fort, D. und Green, R. und Guinness, E. A. und Hayes, J. R. und Hash, C. und Heffernan, K. J. und Hemmler, J. und Heyler, Gene A. und Humm, D. C. und Hutcheson, Joel C. und Izenberg, N. R. und Lee, R. und Lees, Jeffrey und Lohr, D. und Malaret, E. und Martin, T. Z. und McGovern, J. A. und McGuire, Patrick und Morris, R. V. und Mustard, John F. und Pelkey, S. M. und Rhodes, E. A. und Robinson, M. S. und Roush, T. und Schaefer, Edward D. und Seagrave, Gordon G. und Seelos, F. P. und Silverglate, Peter R. und Slavney, S. und Smith, M. D. und Shyong, Wen-Jong und Strohbehn, K. und Taylor, H. W. und Thompson, Patrick L. und Tossman, B. E. und Wirzburger, M. und Wolff, M. J.",
    title = "Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) on Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)",
    year = "2007",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "The Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) is a hyperspectral imager on the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) spacecraft. CRISM consists of three subassemblies, a gimbaled Optical Sensor Unit (OSU), a Data Processing Unit (DPU), and the Gimbal Motor Electronics (GME). CRISM's objectives are (1) to map the entire surface using a subset of bands to characterize crustal mineralogy, (2) to map the mineralogy of key areas at high spectral and spatial resolution, and (3) to measure spatial and seasonal variations in the atmosphere. These objectives are addressed using three major types of observations. In multispectral mapping mode, with the OSU pointed at planet nadir, data are collected at a subset of 72 wavelengths covering key mineralogic absorptions and binned to pixel footprints of 100 or 200 m/pixel. Nearly the entire planet can be mapped in this fashion. In targeted mode the OSU is scanned to remove most along‐track motion, and a region of interest is mapped at full spatial and spectral resolution (15–19 m/pixel, 362–3920 nm at 6.55 nm/channel). Ten additional abbreviated, spatially binned images are taken before and after the main image, providing an emission phase function (EPF) of the site for atmospheric study and correction of surface spectra for atmospheric effects. In atmospheric mode, only the EPF is acquired. Global grids of the resulting lower data volume observations are taken repeatedly throughout the Martian year to measure seasonal variations in atmospheric properties. Raw, calibrated, and map‐projected data are delivered to the community with a spectral library to aid in interpretation.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2006je002682",
    doi = "10.1029/2006je002682",
    openalex = "W2126230369",
    references = "doi101016jicarus200309010, doi101016s0034425798000649, doi1010292000je001455, doi1010292005je002605, doi1010292006je002808, doi101038nature04274, doi101126science1073722, doi101126science1108806, doi101126science1109087, doi101364ao27002502"
}

SHARAD (SHAllow RADar) ist ein Sonar-Radar, das von der Agenzia Spaziale Italiana (ASI) als Facility-Instrument für die Mars Reconnaissance Orbiter-Mission bereitgestellt wird. Seine 20-MHz-Zentrfrequenz und 10-MHz-Bandbreite ergänzen die Fähigkeit des MARSIS-Sonar-Radars mit niedrigerer Frequenz und relativ schmalerer Bandbreite. Ein gemeinsames italienisch-amerikanisches Team hat die Experimententwicklung geleitet und ist für die Datenanalyse und -interpretation verantwortlich. Das Radar sendet Signale mit einer Puls-Wiederholungs-Frequenz (PRF) von 700 Hz und sammelt Reflexionen sowohl von der Oberfläche als auch vom nahen Untergrund des Mars. Die vertikale und horizontale Auflösung beträgt jeweils 15 m (Freiraum) und 3–6 km (Querlinie) sowie 0,3–1 km (Längsrichtung). Das wissenschaftliche Ziel von SHARAD besteht darin, in ausgewählten Gebieten dielektrische Grenzflächen bis zu einer Tiefe von mehreren hundert Metern im marikanischen Untergrund zu kartieren und diese Ergebnisse im Hinblick auf das Vorkommen und die Verteilung erwarteter Materialien, einschließlich fester Gesteine, Boden, Wasser und Eis, zu interpretieren. Ein Signal-zu-Rausch-Verhältnis von ∼50 dB (für eine spiegelnde Oberflächenreflexion) wird mit 10 W abgestrahlter Leistung durch die Verwendung von Reichweiten- und Azimut-Fokussierung in der Boden-Datenverarbeitung erreicht. Vorverarbeitete Daten sowie reichweiten- und azimut-fokussierte Daten werden gemäß den Standards des Planetary Data System (PDS) formatiert und vom ASI Science Data Center (ASDC) sowie vom Geosciences Node des Planetary Data System (PDS) verfügbar gemacht. Wichtige Ziele für SHARAD umfassen die polaren geschichteten Ablagerungen, sedimentäre Stapel (insbesondere in Terra Meridiani), vergrabene Kanalsysteme, vergrabene Einschlagkrater, vulkanische Komplexe und flaches Eis, das im Gleichgewicht mit der Atmosphäre steht.

@article{doi1010292006je002745,
    author = "Seu, R. und Phillips, R. J. und Biccari, D. und Orosei, R. und Masdea, A. und Picardi, G. und Safaeinili, A. und Campbell, B. A. und Plaut, J. J. und Marinangeli, L. und Smrekar, S. E. und Nunes, D. C.",
    title = "SHARAD-Sonar-Radar am Mars Reconnaissance Orbiter",
    year = "2007",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "SHARAD (SHAllow RADar) ist ein Sonar-Radar, das von der Agenzia Spaziale Italiana (ASI) als Facility-Instrument für die Mars Reconnaissance Orbiter-Mission bereitgestellt wird. Seine 20-MHz-Zentrfrequenz und 10-MHz-Bandbreite ergänzen die Fähigkeit des MARSIS-Sonar-Radars mit niedrigerer Frequenz und relativ schmalerer Bandbreite. Ein gemeinsames italienisch-amerikanisches Team hat die Experimententwicklung geleitet und ist für die Datenanalyse und -interpretation verantwortlich. Das Radar sendet Signale mit einer Puls-Wiederholungs-Frequenz (PRF) von 700 Hz und sammelt Reflexionen sowohl von der Oberfläche als auch vom nahen Untergrund des Mars. Die vertikale und horizontale Auflösung beträgt jeweils 15 m (Freiraum) und 3–6 km (Querlinie) sowie 0,3–1 km (Längsrichtung). Das wissenschaftliche Ziel von SHARAD besteht darin, in ausgewählten Gebieten dielektrische Grenzflächen bis zu einer Tiefe von mehreren hundert Metern im marikanischen Untergrund zu kartieren und diese Ergebnisse im Hinblick auf das Vorkommen und die Verteilung erwarteter Materialien, einschließlich fester Gesteine, Boden, Wasser und Eis, zu interpretieren. Ein Signal-zu-Rausch-Verhältnis von ∼50 dB (für eine spiegelnde Oberflächenreflexion) wird mit 10 W abgestrahlter Leistung durch die Verwendung von Reichweiten- und Azimut-Fokussierung in der Boden-Datenverarbeitung erreicht. Vorverarbeitete Daten sowie reichweiten- und azimut-fokussierte Daten werden gemäß den Standards des Planetary Data System (PDS) formatiert und vom ASI Science Data Center (ASDC) sowie vom Geosciences Node des Planetary Data System (PDS) verfügbar gemacht. Wichtige Ziele für SHARAD umfassen die polaren geschichteten Ablagerungen, sedimentäre Stapel (insbesondere in Terra Meridiani), vergrabene Kanalsysteme, vergrabene Einschlagkrater, vulkanische Komplexe und flaches Eis, das im Gleichgewicht mit der Atmosphäre steht.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2006je002745",
    doi = "10.1029/2006je002745",
    openalex = "W1969322422"
}

Angesichts des intensiven Erforschungsprogramms der marianischen Oberflächenumgebung, das auf die menschliche Erforschung abzielt, bleiben einige Aspekte des modernen Klimas und der Meteorologie des Mars relativ unerforscht. Insbesondere besteht die Notwendigkeit genauer Messungen der vertikalen Profile der atmosphärischen Temperatur, des Wasserdampfs, des Staubs und der Kondensate, um die eng miteinander verbundenen Prozesse zu verstehen, von denen die Oberflächenbedingungen und jene abhängen, die bei der Landung von Landern auftreten. Die wichtigsten dieser fehlenden Daten sind genaue und umfassende Temperaturmessungen mit hoher vertikaler Auflösung. Das Mars Climate Sounder-Experiment auf dem Mars Reconnaissance Orbiter von 2005, das hier beschrieben wird, ist der neueste Versuch, die marianische Atmosphäre mit einer Abdeckung und Präzision zu charakterisieren, die von terrestrischen Wettersatelliten erreicht wird. Falls erfolgreich, wird erwartet, dass dies zu entsprechenden Verbesserungen unseres Verständnisses meteorologischer Phänomene führt und verbesserte allgemeine Zirkulationsmodelle der marianischen Atmosphäre für Klimastudien über eine Reihe von Zeitskalen hinweg ermöglicht.

@article{doi1010292006je002790,
    author = "McCleese, D. J. und Schofield, J. T. und Taylor, F. W. und Calcutt, S. B. und Foote, M. C. und Kass, D. M. und Leovy, Conway Β. und Paige, D. A. und Read, P. L. und Zurek, Richard W.",
    title = "Mars Climate Sounder: Eine Untersuchung der thermischen und Wasserdampfstruktur, der Staub- und Kondensatverteilungen in der Atmosphäre sowie des Energiehaushalts der Polregionen",
    year = "2007",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Angesichts des intensiven Erforschungsprogramms der marianischen Oberflächenumgebung, das auf die menschliche Erforschung abzielt, bleiben einige Aspekte des modernen Klimas und der Meteorologie des Mars relativ unerforscht. Insbesondere besteht die Notwendigkeit genauer Messungen der vertikalen Profile der atmosphärischen Temperatur, des Wasserdampfs, des Staubs und der Kondensate, um die eng miteinander verbundenen Prozesse zu verstehen, von denen die Oberflächenbedingungen und jene abhängen, die bei der Landung von Landern auftreten. Die wichtigsten dieser fehlenden Daten sind genaue und umfassende Temperaturmessungen mit hoher vertikaler Auflösung. Das Mars Climate Sounder-Experiment auf dem Mars Reconnaissance Orbiter von 2005, das hier beschrieben wird, ist der neueste Versuch, die marianische Atmosphäre mit einer Abdeckung und Präzision zu charakterisieren, die von terrestrischen Wettersatelliten erreicht wird. Falls erfolgreich, wird erwartet, dass dies zu entsprechenden Verbesserungen unseres Verständnisses meteorologischer Phänomene führt und verbesserte allgemeine Zirkulationsmodelle der marianischen Atmosphäre für Klimastudien über eine Reihe von Zeitskalen hinweg ermöglicht.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2006je002790",
    doi = "10.1029/2006je002790",
    openalex = "W2003158495"
}

Die Context Camera (CTX) am Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) ist ein Facility Instrument (d. h. von der Regierung bereitgestelltes Gerät, das von einem Wissenschaftsteam betrieben wird, das nicht für Design und Fertigung verantwortlich ist), das von Malin Space Science Systems und dem MRO Mars Color Imager Team (MARCI) entwickelt, gebaut und betrieben wird. Die CTX wird (1) Kontextbilder für von anderen MRO-Instrumenten erhaltene Daten bereitstellen, (2) Merkmale beobachten, die für das Mars-Explorationsprogramm der NASA von Interesse sind (z. B. Kandidaten für Landeplätze), und (3) eine wissenschaftliche Untersuchung, geleitet vom MARCI-Team, zu geologischen, geomorphologischen und meteorologischen Prozessen auf dem Mars durchführen. Die CTX besteht aus einer digitalen Elektronikbaugruppe; einem 350 mm f/3,25 Schmidt-Typ-Teleskop mit catadioptrischer Optik und einem Gesichtsfeld von 5,7°, das eine ∼30 km breite Streifenbahn von ∼290 km Höhe liefert; und einem CCD mit 5000 Elementen mit einem Bandpass von 500–700 nm und 7 μm Pixeln, was eine räumliche Auflösung von ∼6 m/Pixel aus der nahezu kreisförmigen, nahezu polaren Kartierungsorbit des MRO ergibt. Rohdaten werden zum Bordcomputer des MRO-Raumschiffs übertragen, um sie zu verarbeiten (z. B. Datenkompression), bevor sie zur Erde gesendet werden. Das Bodendatensystem und die Operationen basieren auf 9 Jahren Erfahrung mit der Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera im Orbit. Die CTX wurde 12 % der gesamten MRO-Datenrückgabe zugewiesen, oder etwa ≥3 Terabit für die nominale Mission. Dieses Datenvolumen würde ∼9 % des Mars bei 6 m/Pixel abdecken, aber überlappende Bilder (für Stereobilder, Mosaiken und Beobachtung von Änderungen und meteorologischen Ereignissen) werden diese Fläche reduzieren. Die CTX erzielte ihre ersten (Instrumenten-Check-out) Bilder des Mars am 24. März 2006.

@article{doi1010292006je002808,
    author = "Malin, M. C. und Bell, J. F. und Cantor, B. A. und Caplinger, M. A. und Calvin, W. M. und Clancy, R. T. und Edgett, K. S. und Edwards, Lawrence und Haberle, R. M. und James, P. B. und Lee, Steven W. und Ravine, M. A. und Thomas, P. C. und Wolff, M. J.",
    title = "Context Camera Investigation on board the Mars Reconnaissance Orbiter",
    year = "2007",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Die Context Camera (CTX) am Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) ist ein Facility Instrument (d. h. von der Regierung bereitgestelltes Gerät, das von einem Wissenschaftsteam betrieben wird, das nicht für Design und Fertigung verantwortlich ist), das von Malin Space Science Systems und dem MRO Mars Color Imager Team (MARCI) entwickelt, gebaut und betrieben wird. Die CTX wird (1) Kontextbilder für von anderen MRO-Instrumenten erhaltene Daten bereitstellen, (2) Merkmale beobachten, die für das Mars-Explorationsprogramm der NASA von Interesse sind (z. B. Kandidaten für Landeplätze), und (3) eine wissenschaftliche Untersuchung, geleitet vom MARCI-Team, zu geologischen, geomorphologischen und meteorologischen Prozessen auf dem Mars durchführen. Die CTX besteht aus einer digitalen Elektronikbaugruppe; einem 350 mm f/3,25 Schmidt-Typ-Teleskop mit catadioptrischer Optik und einem Gesichtsfeld von 5,7°, das eine ∼30 km breite Streifenbahn von ∼290 km Höhe liefert; und einem CCD mit 5000 Elementen mit einem Bandpass von 500–700 nm und 7 μm Pixeln, was eine räumliche Auflösung von ∼6 m/Pixel aus der nahezu kreisförmigen, nahezu polaren Kartierungsorbit des MRO ergibt. Rohdaten werden zum Bordcomputer des MRO-Raumschiffs übertragen, um sie zu verarbeiten (z. B. Datenkompression), bevor sie zur Erde gesendet werden. Das Bodendatensystem und die Operationen basieren auf 9 Jahren Erfahrung mit der Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera im Orbit. Die CTX wurde 12 % der gesamten MRO-Datenrückgabe zugewiesen, oder etwa ≥3 Terabit für die nominale Mission. Dieses Datenvolumen würde ∼9 % des Mars bei 6 m/Pixel abdecken, aber überlappende Bilder (für Stereobilder, Mosaiken und Beobachtung von Änderungen und meteorologischen Ereignissen) werden diese Fläche reduzieren. Die CTX erzielte ihre ersten (Instrumenten-Check-out) Bilder des Mars am 24. März 2006.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2006je002808",
    doi = "10.1029/2006je002808",
    openalex = "W2076509405",
    references = "doi10100797894017103506, doi1010292000je001370, doi1010292000je001455, doi1010292005je002605, doi1010292006je002682, doi101038nature04274, doi101126science1090544, doi101126science1109087, doi101126science28854752330, doi101126science29054981927"
}

Die eisreichen Schichtablagerungen am Südpol des Mars wurden mit dem Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding auf dem Mars-Express-Satelliten untersucht. Die Radarsignale dringen tief in die Ablagerungen ein (mehr als 3,7 Kilometer). Für den größten Teil des Gebiets wird eine Reflexion bei einer Laufzeitverzögerung detektiert, die mit einer Grenzfläche zwischen den Ablagerungen und dem Untergrund übereinstimmt. Die reflektierte Leistung von dieser Grenzfläche zeigt eine minimale Dämpfung des Signals an, was auf eine Zusammensetzung aus fast reinem Wassereis hindeutet. Es wurden Karten der Topographie der basal Grenzfläche und der Dicke der Schichtablagerungen erstellt. Innerhalb von 300 Kilometern vom Pol aus sind eine Reihe von vergrabenen Senken zu sehen. Die Dickenkarte zeigt eine asymmetrische Verteilung der Ablagerungen und Bereiche mit anomaler Dicke. Das Gesamtvolumen wird auf 1,6 x 10(6) Kubikkilometer geschätzt, was einer globalen Wasserschicht von etwa 11 Metern Dicke entspricht.

@article{doi101126science1139672,
    author = "Plaut, J. J. und Picardi, G. und Safaeinili, A. und Ivanov, A. B. und Milkovich, S. M. und Cicchetti, A. und Kofman, W. und Mouginot, J. und Farrell, W. M. und Phillips, R. J. und Clifford, Stephen M. und Frigeri, A. und Orosei, R. und Federico, Costanzo und Williams, I. P. und Gurnett, D. A. und Nielsen, Erling und Hagfors, T. und Heggy, Essam und Stofan, E. R. und Plettemeier, Dirk und Watters, T. R. und Leuschen, C. und Edenhofer, P.",
    title = "Subsurface-Radar-Sounding der Schichtablagerungen am Südpol des Mars",
    year = "2007",
    journal = "Science",
    abstract = "Die eisreichen Schichtablagerungen am Südpol des Mars wurden mit dem Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding auf dem Mars-Express-Satelliten untersucht. Die Radarsignale dringen tief in die Ablagerungen ein (mehr als 3,7 Kilometer). Für den größten Teil des Gebiets wird eine Reflexion bei einer Laufzeitverzögerung detektiert, die mit einer Grenzfläche zwischen den Ablagerungen und dem Untergrund übereinstimmt. Die reflektierte Leistung von dieser Grenzfläche zeigt eine minimale Dämpfung des Signals an, was auf eine Zusammensetzung aus fast reinem Wassereis hindeutet. Es wurden Karten der Topographie der basal Grenzfläche und der Dicke der Schichtablagerungen erstellt. Innerhalb von 300 Kilometern vom Pol aus sind eine Reihe von vergrabenen Senken zu sehen. Die Dickenkarte zeigt eine asymmetrische Verteilung der Ablagerungen und Bereiche mit anomaler Dicke. Das Gesamtvolumen wird auf 1,6 x 10(6) Kubikkilometer geschätzt, was einer globalen Wasserschicht von etwa 11 Metern Dicke entspricht.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1139672",
    doi = "10.1126/science.1139672",
    openalex = "W2100957654"
}

Ziele dieser Arbeit sind zweifach: Erstens, unsere Schätzungen der Meter‐bis‐Dezimeter‐skalierten Topographie und Hänge von Kandidaten für die Phoenix‐Mission zu berichten, basierend auf der Analyse von Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) Bildern mit einer typischen Pixelskala von 3 m und Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) Bildern bei 0,3 m pro Pixel, und zweitens, die geometrische Kalibrierung, Software und Verfahren im Detail zu dokumentieren, auf denen die photogrammetrische Analyse der HiRISE‐Daten basiert. Eine Kombination aus optischem Design‐Modellierung, Laborbeobachtungen, Sternbildern und Marsbildern bildet die Grundlage für die Software im Integrated Software for Imagers and Spectrometers (ISIS) 3 System des U.S. Geological Survey, die die Bilder für eine Vielzahl von Verzerrungen mit ein‐Pixel‐ oder Subpixel‐Genauigkeit korrigiert. Korrigierte Bilder werden im kommerziellen photogrammetrischen Softwarepaket SOCET SET (® BAE Systems) analysiert, was zu digitalen topographischen Modellen (DTMs) mit einem Gitterabstand von 1 m (3–4 Pixeln) führt, die nur minimale interaktive Bearbeitung erfordern. Photoclinometrie liefert DTMs mit ein‐Pixel‐Gitterabstand. Hänge aus MOC und HiRISE sind im gesamten interessierenden Breitengradbereich vergleichbar und verhalten sich günstiger als bei Missionen, die erfolgreich gelandet sind; nur die Mars Exploration Rover (MER) B‐Stelle in Meridiani Planum ist glatter. MOC‐Ergebnisse an mehreren Standorten haben root‐mean‐square (RMS) bidirektionale Hänge von 0,8–4,5° bei Baselines von 3–10 m. HiRISE Stereopaare (je eines pro endgültigem Kandidatenstandort und eines im früheren Standort) ergeben 1,8–2,8° Hänge bei 1‐m Baseline. Hänge von 1 m aus Photoclinometrie liegen nach Korrektur für Bildunschärfe ebenfalls im Bereich 2–3°. Hänge, die die 16° Phoenix Sicherheitsgrenze überschreiten, sind extrem selten.

@article{doi1010292007je003000,
    author = "Kirk, R. L. und Howington‐Kraus, E. und Rosiek, M. R. und Anderson, James A. und Archinal, B. A. und Becker, K. J. und Cook, D. und Galuszka, D. und Geissler, P. E. und Hare, T. M. und Holmberg, I. M. und Keszthelyi, L. und Redding, B. und Delamere, W. A. und Gallagher, D. L. und Chapel, Jim und Eliason, E. M. und King, Robert A. und McEwen, A. S.",
    title = "Ultrahochauflösende topographische Kartierung des Mars mit MRO HiRISE Stereobildern: Meter‐skalierte Hänge von Kandidaten für die Phoenix‐Landestellen",
    year = "2008",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Ziele dieser Arbeit sind zweifach: Erstens, unsere Schätzungen der Meter‐bis‐Dezimeter‐skalierten Topographie und Hänge von Kandidaten für die Phoenix‐Mission zu berichten, basierend auf der Analyse von Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) Bildern mit einer typischen Pixelskala von 3 m und Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) Bildern bei 0,3 m pro Pixel, und zweitens, die geometrische Kalibrierung, Software und Verfahren im Detail zu dokumentieren, auf denen die photogrammetrische Analyse der HiRISE‐Daten basiert. Eine Kombination aus optischem Design‐Modellierung, Laborbeobachtungen, Sternbildern und Marsbildern bildet die Grundlage für die Software im Integrated Software for Imagers and Spectrometers (ISIS) 3 System des U.S. Geological Survey, die die Bilder für eine Vielzahl von Verzerrungen mit ein‐Pixel‐ oder Subpixel‐Genauigkeit korrigiert. Korrigierte Bilder werden im kommerziellen photogrammetrischen Softwarepaket SOCET SET (® BAE Systems) analysiert, was zu digitalen topographischen Modellen (DTMs) mit einem Gitterabstand von 1 m (3–4 Pixeln) führt, die nur minimale interaktive Bearbeitung erfordern. Photoclinometrie liefert DTMs mit ein‐Pixel‐Gitterabstand. Hänge aus MOC und HiRISE sind im gesamten interessierenden Breitengradbereich vergleichbar und verhalten sich günstiger als bei Missionen, die erfolgreich gelandet sind; nur die Mars Exploration Rover (MER) B‐Stelle in Meridiani Planum ist glatter. MOC‐Ergebnisse an mehreren Standorten haben root‐mean‐square (RMS) bidirektionale Hänge von 0,8–4,5° bei Baselines von 3–10 m. HiRISE Stereopaare (je eines pro endgültigem Kandidatenstandort und eines im früheren Standort) ergeben 1,8–2,8° Hänge bei 1‐m Baseline. Hänge von 1 m aus Photoclinometrie liegen nach Korrektur für Bildunschärfe ebenfalls im Bereich 2–3°. Hänge, die die 16° Phoenix Sicherheitsgrenze überschreiten, sind extrem selten.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2007je003000",
    doi = "10.1029/2007je003000",
    openalex = "W2003498164",
    references = "doi1010079783662034774, doi101016104996609290019y, doi1010292000je001364, doi1010292005je002605, doi1010292006je002771, doi1010292006je002790, doi1010510004636120010923, doi101111j147797302005003431x, openalexw2943272530, openalexw2990075684"
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Lichttonige Böden wurden durch zufällige Ausgrabungen durch die Räder des Spirit-Rovers an acht Standorten in den Columbia Hills freigelegt. Ihre Vorkommen wurden basierend auf geomorphologischen Settings in vier Typen gruppiert. Bei drei Hauptaufschlüssen sind die lichttonigen Böden hydratisiert und sulfatreich. Die räumlichen Verteilungen verschiedener Typen salziger Böden variieren erheblich: mit zentimeter-skalierten Heterogenitäten in Paso Robles, Dead Sea, Shredded und Champagne-Penny, einer gut durchmischten Natur für lichttonige Böden in der Nähe und am Gipfel des Husband Hill sowie relativ homogenen Verteilungen in den beiden Schichten am Tyrone-Standort. Eolische, fumarolische und hydrothermale Fluidprozesse werden als verantwortlich für die Ablagerung, den Transport und die Akkumulation dieser lichttonigen Böden vorgeschlagen. Zusätzlich wurde eine Änderung im Pancam-Spektrum der Tyrone-gelblichen Böden nach der Exposition gegenüber aktuellen Mars-Oberflächenbedingungen für 175 Sol beobachtet. Diese Änderung wird als durch die Dehydratisierung von eisenhaltigen Sulfaten verursacht interpretiert, basierend auf Laborsimulationen, und deutet auf einen relativen Feuchtigkeitsgradienten unter der Oberfläche hin. Si-reiche Knollen und Böden wurden in der Nähe der Hauptaufschlüsse von S-reichen Böden beobachtet. Sie besitzen eine charakteristische Eigenschaft in Pancam-sichtbaren nahen-Infrarot (Vis-NIR)-Spektren, die möglicherweise diagnostisch für hydratisierte Spezies ist, und dieses spektrale Merkmal kann verwendet werden, um nach zusätzlichen Si-reichen Spezies zu suchen. Die Aufschlüsse von hydratisierten salzigen Böden in verschiedenen geomorphologischen Settings implizieren das potenzielle Vorkommen von hydratisierten Mineralien in ähnlichen Settings über ein viel größeres Gebiet. Hydratisierte Sulfate stellen einen der Kandidaten dar, die möglicherweise zum hohen Niveau des wasseräquivalenten Wasserstoffs in den äquatorialen Regionen beitragen, der vom Neutronenspektrometer auf Mars Odyssey detektiert wurde.

@article{doi1010292008je003126,
    author = "Wang, Alian und Bell, J. F. und Li, Ron und Johnson, J. R. und Farrand, W. H. und Cloutis, E. A. und Arvidson, R. E. und Crumpler, L. S. und Squyres, S. W. und McLennan, S. M. und Herkenhoff, K. E. und Ruff, Steven W. und Knudson, A. T. und Chen, Wei und Greenberger, R. N.",
    title = "Lichttonige salzige Böden und gleichzeitig vorkommende Si-reiche Spezies, entdeckt vom Mars-Explorations-Rover Spirit in den Columbia Hills",
    year = "2008",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Lichttonige Böden wurden durch zufällige Ausgrabungen durch die Räder des Spirit-Rovers an acht Standorten in den Columbia Hills freigelegt. Ihre Vorkommen wurden basierend auf geomorphologischen Settings in vier Typen gruppiert. Bei drei Hauptaufschlüssen sind die lichttonigen Böden hydratisiert und sulfatreich. Die räumlichen Verteilungen verschiedener Typen salziger Böden variieren erheblich: mit zentimeter-skalierten Heterogenitäten in Paso Robles, Dead Sea, Shredded und Champagne-Penny, einer gut durchmischten Natur für lichttonige Böden in der Nähe und am Gipfel des Husband Hill sowie relativ homogenen Verteilungen in den beiden Schichten am Tyrone-Standort. Eolische, fumarolische und hydrothermale Fluidprozesse werden als verantwortlich für die Ablagerung, den Transport und die Akkumulation dieser lichttonigen Böden vorgeschlagen. Zusätzlich wurde eine Änderung im Pancam-Spektrum der Tyrone-gelblichen Böden nach der Exposition gegenüber aktuellen Mars-Oberflächenbedingungen für 175 Sol beobachtet. Diese Änderung wird als durch die Dehydratisierung von eisenhaltigen Sulfaten verursacht interpretiert, basierend auf Laborsimulationen, und deutet auf einen relativen Feuchtigkeitsgradienten unter der Oberfläche hin. Si-reiche Knollen und Böden wurden in der Nähe der Hauptaufschlüsse von S-reichen Böden beobachtet. Sie besitzen eine charakteristische Eigenschaft in Pancam-sichtbaren nahen-Infrarot (Vis-NIR)-Spektren, die möglicherweise diagnostisch für hydratisierte Spezies ist, und dieses spektrale Merkmal kann verwendet werden, um nach zusätzlichen Si-reichen Spezies zu suchen. Die Aufschlüsse von hydratisierten salzigen Böden in verschiedenen geomorphologischen Settings implizieren das potenzielle Vorkommen von hydratisierten Mineralien in ähnlichen Settings über ein viel größeres Gebiet. Hydratisierte Sulfate stellen einen der Kandidaten dar, die möglicherweise zum hohen Niveau des wasseräquivalenten Wasserstoffs in den äquatorialen Regionen beitragen, der vom Neutronenspektrometer auf Mars Odyssey detektiert wurde.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2008je003126",
    doi = "10.1029/2008je003126",
    openalex = "W2157509927",
    references = "crossref1989evaporite, doi1010160016703784904083, doi101016b9780080166513500287, doi101016jchemgeo200406056, doi101016jjhydrol200612003, doi1010292005je002499, doi1010292007je003000, doi101126science1108806, doi101126science1109087, doi102138rmg2000407, doi106028jres081a011, openalexw1516867372, openalexw1601912106"
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@article{doi101038nature07097,
    author = "Mustard, John F. und Murchie, S. L. und Pelkey, S. M. und Ehlmann, B. L. und Milliken, R. E. und Grant, J. A. und Bibring, J. P. und Poulet, F. und Bishop, J. L. und Dobrea, E. Noe und Roach, L. H. und Seelos, F. P. und Arvidson, R. E. und Wiseman, S. M. und Green, R. und Hash, C. und Humm, D. C. und Malaret, E. und McGovern, J. A. und Seelos, K. D. und Clancy, T. und Clark, R. N. und Marais, David L. Des und Izenberg, N. R. und Knudson, A. T. und Langevin, Y. und Martin, T. Z. und McGuire, Patrick und Morris, R. V. und Robinson, M. S. und Roush, T. L. und Smith, M. D. und Swayze, Gregg A. und Taylor, H. W. und Titus, T. N. und Wolff, M. J.",
    title = "Hydratisierte Silikatminerale auf dem Mars, beobachtet vom Mars Reconnaissance Orbiter CRISM-Instrument",
    year = "2008",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature07097",
    doi = "10.1038/nature07097",
    openalex = "W2108201068",
    references = "doi1010292005je002605, doi1010292006je002682, doi1010292006je002808, doi101126science1108806, doi101126science1122659"
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@article{doi101038ngeo207,
    author = "Ehlmann, B. L. und Mustard, John F. und Fassett, C. I. und Schon, S. C. und Head, J. W. und Marais, David J. Des und Grant, J. A. und Murchie, S. L.",
    title = "Tonminerale in Deltablöcken und das Potenzial zur organischen Erhaltung auf dem Mars",
    year = "2008",
    journal = "Nature Geoscience",
    url = "https://doi.org/10.1038/ngeo207",
    doi = "10.1038/ngeo207",
    openalex = "W2048156731",
    references = "doi1010079783642859168, doi1010291998je000540, doi1010292005je002605"
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Chloride scheiden sich häufig während der Verdunstung von Oberflächenwasser oder Grundwasser sowie während des vulkanischen Ausgasens aus. Spektral unterscheidbare Oberflächenablagerungen, die mit chloridhaltigen Materialien übereinstimmen, wurden identifiziert und kartiert, indem Daten vom Thermal Emission Imaging System der Mars Odyssey 2001 verwendet wurden. Diese Ablagerungen finden sich in Regionen mit niedrigem Albedo in den südlichen Hochländern des Mars. Geomorphologische Beweise aus orbitalem Bildmaterial zeigen, dass diese Ablagerungen im Vergleich zu ihrer Umgebung helltonig sind und polygonal gefaltet sind. Die Ablagerungen sind klein (< ca. 25 km(2)), aber weltweit weit verbreitet und treten in mittleren bis späten Noachischen Landschaften auf, mit einigen Vorkommen in frühen Hesperianischen Landschaften. Die Identifizierung von Chloriden in den alten südlichen Hochländern deutet darauf hin, dass in der frühen Marsgeschichte Oberflächenwasser verfügbar und weit verbreitet war.

@article{doi101126science1150690,
    author = "Osterloo, M. M. und Hamilton, V. E. und Bandfield, J. L. und Glotch, T. D. und Baldridge, A. M. und Christensen, P. R. und Tornabene, L. L. und Anderson, F. S.",
    title = "Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars",
    year = "2008",
    journal = "Science",
    abstract = "Chlorides commonly precipitate during the evaporation of surface water or groundwater and during volcanic outgassing. Spectrally distinct surface deposits consistent with chloride-bearing materials have been identified and mapped using data from the 2001 Mars Odyssey Thermal Emission Imaging System. These deposits are found throughout regions of low albedo in the southern highlands of Mars. Geomorphologic evidence from orbiting imagery reveals these deposits to be light-toned relative to their surroundings and to be polygonally fractured. The deposits are small (< approximately 25 km(2)) but globally widespread, occurring in middle to late Noachian terrains with a few occurrences in early Hesperian terrains. The identification of chlorides in the ancient southern highlands suggests that near-surface water was available and widespread in early Martian history.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1150690",
    doi = "10.1126/science.1150690",
    openalex = "W1978489636",
    references = "doi1010291998je000540, doi1010292005je002605"
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Geochemische Modelle für Mars sagen die Bildung von Carbonaten während der wässrigen Verwitterung voraus. Carbonathaltige Gesteine waren zuvor noch nicht auf der Oberfläche von Mars nachgewiesen worden, aber Kartierungen des Mars Reconnaissance Orbiter zeigen eine regionale Gesteinsschicht mit Nahinfrarot-Spektraleigenschaften, die mit dem Vorhandensein von Magnesiumcarbonat in der Region Nili Fossae übereinstimmen. Das Carbonat ist eng mit sowohl phyllosilikathaltigen als auch olivinreichen Gesteinseinheiten verbunden und bildete sich wahrscheinlich während der noachischen oder frühen hesperischen Ära durch die Verwitterung von Olivin durch entweder hydrothermale Fluide oder oberflächennahes Wasser. Das Vorhandensein von Carbonat sowie begleitenden Tonmineralen deutet darauf hin, dass die Gewässer zum Zeitpunkt seiner Bildung neutral bis alkalisch waren und dass die saure Verwitterung, die als charakteristisch für hesperischen Mars vorgeschlagen wurde, diese Carbonate nicht zerstört hat und somit nicht alle wässrigen Umgebungen dominiert hat.

@article{doi101126science1164759,
    author = "Ehlmann, B. L. und Mustard, John F. und Murchie, S. L. und Poulet, F. und Bishop, J. L. und Brown, A. J. und Calvin, W. M. und Clark, R. N. und Marais, David J. Des und Milliken, R. E. und Roach, L. H. und Roush, T. L. und Swayze, Gregg A. und Wray, J. J.",
    title = "Orbital Identification of Carbonate-Bearing Rocks on Mars",
    year = "2008",
    journal = "Science",
    abstract = "Geochemische Modelle für Mars sagen die Bildung von Carbonaten während der wässrigen Verwitterung voraus. Carbonathaltige Gesteine waren zuvor noch nicht auf der Oberfläche von Mars nachgewiesen worden, aber Kartierungen des Mars Reconnaissance Orbiter zeigen eine regionale Gesteinsschicht mit Nahinfrarot-Spektraleigenschaften, die mit dem Vorhandensein von Magnesiumcarbonat in der Region Nili Fossae übereinstimmen. Das Carbonat ist eng mit sowohl phyllosilikathaltigen als auch olivinreichen Gesteinseinheiten verbunden und bildete sich wahrscheinlich während der noachischen oder frühen hesperischen Ära durch die Verwitterung von Olivin durch entweder hydrothermale Fluide oder oberflächennahes Wasser. Das Vorhandensein von Carbonat sowie begleitenden Tonmineralen deutet darauf hin, dass die Gewässer zum Zeitpunkt seiner Bildung neutral bis alkalisch waren und dass die saure Verwitterung, die als charakteristisch für hesperischen Mars vorgeschlagen wurde, diese Carbonate nicht zerstört hat und somit nicht alle wässrigen Umgebungen dominiert hat.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1164759",
    doi = "10.1126/science.1164759",
    openalex = "W1983475289",
    references = "doi1010292006je002682, doi101126science1122659"
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Wir entwerfen und implementieren Mars, einen MapReduce-Rahmenwerk, auf Grafikprozessoren (GPUs). MapReduce ist ein verteiltes Programmier-Rahmenwerk, das ursprünglich von Google für die einfache Entwicklung von Web-Suchanwendungen auf einer großen Anzahl von handelsüblichen CPUs vorgeschlagen wurde. Im Vergleich zu CPUs haben GPUs eine um eine Größenordnung höhere Rechenleistung und Speicherbandbreite, sind aber schwieriger zu programmieren, da ihre Architekturen als spezialisierte Co-Prozessoren konzipiert sind und ihre Programmierschnittstellen typischerweise für Grafik-Anwendungen gedacht sind. Als erster Versuch, die Leistung der GPU für MapReduce zu nutzen, haben wir Mars auf einer NVIDIA G80 GPU entwickelt, die über hundert Prozessoren enthält, und bewertet es im Vergleich zu Phoenix, dem State-of-the-Art MapReduce-Rahmenwerk auf Multi-Core CPUs. Mars verbirgt die Programmierkomplexität der GPU hinter der einfachen und vertrauten MapReduce-Schnittstelle. Es ist bis zu 16-mal schneller als sein CPU-basiertes Pendant für sechs gängige Web-Anwendungen auf einem Quad-Core-Maschine.

@article{doi10114514541151454152,
    author = "He, Bingsheng und Fang, Wenbin und Luo, Qiong und Govindaraju, Naga K. und Wang, Tuyong",
    title = "Mars",
    year = "2008",
    abstract = "Wir entwerfen und implementieren Mars, einen MapReduce-Rahmenwerk, auf Grafikprozessoren (GPUs). MapReduce ist ein verteiltes Programmier-Rahmenwerk, das ursprünglich von Google für die einfache Entwicklung von Web-Suchanwendungen auf einer großen Anzahl von handelsüblichen CPUs vorgeschlagen wurde. Im Vergleich zu CPUs haben GPUs eine um eine Größenordnung höhere Rechenleistung und Speicherbandbreite, sind aber schwieriger zu programmieren, da ihre Architekturen als spezialisierte Co-Prozessoren konzipiert sind und ihre Programmierschnittstellen typischerweise für Grafik-Anwendungen gedacht sind. Als erster Versuch, die Leistung der GPU für MapReduce zu nutzen, haben wir Mars auf einer NVIDIA G80 GPU entwickelt, die über hundert Prozessoren enthält, und bewertet es im Vergleich zu Phoenix, dem State-of-the-Art MapReduce-Rahmenwerk auf Multi-Core CPUs. Mars verbirgt die Programmierkomplexität der GPU hinter der einfachen und vertrauten MapReduce-Schnittstelle. Es ist bis zu 16-mal schneller als sein CPU-basiertes Pendant für sechs gängige Web-Anwendungen auf einem Quad-Core-Maschine.",
    url = "https://doi.org/10.1145/1454115.1454152",
    doi = "10.1145/1454115.1454152",
    openalex = "W2129817042",
    references = "doi101109hpca2007346181, doi101109sc200426, doi101111j14678659200701012x, doi10114510157061015800, doi10114511424731142511, doi10114512474801247602, doi10114513274521327492, doi107551mitpress75030030040, openalexw1660390307, openalexw2119547137"
}

@article{doi101016jepsl200906042,
    author = "Carr, M. H. und Head, J. W.",
    title = "Geologische Geschichte des Mars",
    year = "2009",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2009.06.042",
    doi = "10.1016/j.epsl.2009.06.042",
    openalex = "W2053544177",
    references = "doi10100797894017103504, doi10100797894017103505, doi10100797894017103506, doi1010160019103588900310, doi101016jicarus200404005, doi101016jicarus200806016, doi1010292000je001370, doi1010292000je001455, doi10102993je00225, doi101029jb091ib13p0e139, doi101038338487a0, doi101038343129a0, doi101038nature04274, doi101126science1073722, doi101126science1090544, doi101126science1109087, doi101126science1122659, doi101126science2845415790, doi102138rmg20066005"
}

@article{doi101016jicarus200909005,
    author = "Levy, J. S. und Marchant, D. R. und Head, J. W.",
    title = "Thermal contraction crack polygons on Mars: A synthesis from HiRISE, Phoenix, and terrestrial analog studies",
    year = "2009",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.09.005",
    doi = "10.1016/j.icarus.2009.09.005",
    openalex = "W2100961073",
    references = "doi101002ppp3430010104, doi1010160033589476900375, doi101016jpss200612003, doi102475ajs2578545"
}

Das noachische Terrain westlich des Isidis-Beckens beherbergt eine vielfältige Sammlung von Alterationsmineralien in Gesteinen, die verschiedene geomorphologische Einheiten innerhalb eines Gebiets von 100.000 km² in und in der Nähe der Nili Fossae umfassen. Vorherige Untersuchungen in dieser Region durch das Observatoire pour l'Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA)-Instrument an Bord des Mars Express zeigten große Vorkommen sowohl von mafischen Mineralien als auch von Eisen-Magnesium-Phyllosilikaten im stratigraphischen Kontext. Aufbauend auf den Entdeckungen von OMEGA hat der Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) mehr räumlich weit verbreitete und mineralogisch vielfältigere Alterationsmineralien gefunden als zuvor angenommen, die mehrere wässrige Umgebungen repräsentieren. Unter Verwendung von CRISM-Nahinfrarot-Spektrendaten erläutern wir die Grundlage für die Identifizierung von Eisen- und Magnesium-Smektiten (einschließlich sowohl Nontronit als auch magnesiumreicheren Varianten), Chlorit, Prehnit, Serpentin, Kaolinit, Kalium-Mica (Illit oder Muskovit), hydratisiertem (opalinem) Siliziumdioxid, dem Natrium-Zeolith Analcim und Magnesiumkarbonat. Die Detektion von Serpentin und Analcim auf dem Mars wird hier erstmals berichtet. Wir erläutern den geomorphologischen Kontext dieser Mineralien unter Verwendung von Daten aus hochauflösenden Kameras an Bord des MRO in Verbindung mit CRISM. Wir finden, dass die Verteilung der Alterationsmineralien nicht homogen ist; vielmehr treten sie in Provinzen mit charakteristischen Assemblagen von Alterationsmineralien auf. Wichtige Erkenntnisse sind (1) eine charakteristische Stratigraphie in und um die Nili Fossae, bei der Kaolinit und Magnesiumkarbonat in Gesteinseinheiten immer über Fe/Mg-Smektiten liegen und (2) Hinweise auf Mineralphasen und Assemblagen, die auf eine niedriggradige metamorphe oder hydrothermale wässrige Alteration in kraterreichen Gebieten hinweisen. Die Alterationsmineralien um die Nili Fossae sind typischer für solche, die aus neutralen bis alkalischen Bedingungen resultieren, als für solche, die aus sauren Bedingungen resultieren, die anscheinend den Großteil des Mars dominiert haben. Darüber hinaus deutet die mineralogische Vielfalt und der geologische Kontext der in der Region um die Nili Fossae gefundenen Alterationsmineralien auf mehrere Episoden von wässriger Aktivität in mehreren unterschiedlichen Umgebungen hin.

@article{doi1010292009je003339,
    author = "Ehlmann, B. L. und Mustard, John F. und Swayze, Gregg A. und Clark, R. N. und Bishop, J. L. und Poulet, F. und Marais, David J. Des und Roach, L. H. und Milliken, R. E. und Wray, J. J. und Barnouin, O. S. und Murchie, S. L.",
    title = "Identifizierung von hydratisierten Silikatmineralien auf dem Mars unter Verwendung von MRO-CRISM: Geologischer Kontext in der Nähe der Nili Fossae und Implikationen für wässrige Alteration",
    year = "2009",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Das noachische Terrain westlich des Isidis-Beckens beherbergt eine vielfältige Sammlung von Alterationsmineralien in Gesteinen, die verschiedene geomorphologische Einheiten innerhalb eines Gebiets von 100.000 km² in und in der Nähe der Nili Fossae umfassen. Vorherige Untersuchungen in dieser Region durch das Observatoire pour l'Minéralogie, l'Eau, les Glaces, et l'Activité (OMEGA)-Instrument an Bord des Mars Express zeigten große Vorkommen sowohl von mafischen Mineralien als auch von Eisen-Magnesium-Phyllosilikaten im stratigraphischen Kontext. Aufbauend auf den Entdeckungen von OMEGA hat der Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) mehr räumlich weit verbreitete und mineralogisch vielfältigere Alterationsmineralien gefunden als zuvor angenommen, die mehrere wässrige Umgebungen repräsentieren. Unter Verwendung von CRISM-Nahinfrarot-Spektrendaten erläutern wir die Grundlage für die Identifizierung von Eisen- und Magnesium-Smektiten (einschließlich sowohl Nontronit als auch magnesiumreicheren Varianten), Chlorit, Prehnit, Serpentin, Kaolinit, Kalium-Mica (Illit oder Muskovit), hydratisiertem (opalinem) Siliziumdioxid, dem Natrium-Zeolith Analcim und Magnesiumkarbonat. Die Detektion von Serpentin und Analcim auf dem Mars wird hier erstmals berichtet. Wir erläutern den geomorphologischen Kontext dieser Mineralien unter Verwendung von Daten aus hochauflösenden Kameras an Bord des MRO in Verbindung mit CRISM. Wir finden, dass die Verteilung der Alterationsmineralien nicht homogen ist; vielmehr treten sie in Provinzen mit charakteristischen Assemblagen von Alterationsmineralien auf. Wichtige Erkenntnisse sind (1) eine charakteristische Stratigraphie in und um die Nili Fossae, bei der Kaolinit und Magnesiumkarbonat in Gesteinseinheiten immer über Fe/Mg-Smektiten liegen und (2) Hinweise auf Mineralphasen und Assemblagen, die auf eine niedriggradige metamorphe oder hydrothermale wässrige Alteration in kraterreichen Gebieten hinweisen. Die Alterationsmineralien um die Nili Fossae sind typischer für solche, die aus neutralen bis alkalischen Bedingungen resultieren, als für solche, die aus sauren Bedingungen resultieren, die anscheinend den Großteil des Mars dominiert haben. Darüber hinaus deutet die mineralogische Vielfalt und der geologische Kontext der in der Region um die Nili Fossae gefundenen Alterationsmineralien auf mehrere Episoden von wässriger Aktivität in mehreren unterschiedlichen Umgebungen hin.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2009je003339",
    doi = "10.1029/2009je003339",
    openalex = "W2125610349",
    references = "doi10100797894017103506, doi1010292005je002605, doi1010292006je002682, doi1010292006je002808, doi101029jb095ib08p12653, doi101038nature04274, doi101126science1104559, doi101126science1108806, doi101126science1109087, doi101126science1122659, doi10113000167606197687725mobmoa20co2"
}

Mars-Aqueous-Mineralablagerungen wurden unter Verwendung von Daten untersucht und charakterisiert, die während der primären Wissenschaftsphase des Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) erfasst wurden, einschließlich Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars-Hyperspektralbilder, die den Wellenlängenbereich von 0,4–3,9 μm abdecken und mit Bildern höherer räumlicher Auflösung von HiRISE und Context Imager abgestimmt sind. Die neuen hochauflösenden Messungen des MRO, kombiniert mit früheren Daten vom Thermal Emission Spectrometer; Thermal Emission Imaging System; und Observatoire pour la Minéralogie, L'Eau, les Glaces et l'Activitié auf Mars Express, deuten darauf hin, dass Aque-Mineralien sowohl vielfältig als auch weit verbreitet auf der Marsoberfläche sind. Die Aque-Mineralien treten in 9–10 Klassen von Ablagerungen auf, die durch charakteristische Mineralassemblagen, Morphologien und geologische Settings gekennzeichnet sind. Phyllosilikate treten in mehreren Settings auf: in kompositionell geschichteten Decken, die hunderte von Metern dick sind und auf erosionsbeeinflussten noachischen Terrains aufliegen; in unteren Schichten von intrakraterischen Ablagerungsfächern; in Schichten mit potenziellen Chloriden in Sedimenten auf interkraterischen Ebenen; und als tausende tiefe Expositionen in Kratern und Klippen. Karbonathaltige Gesteine bilden eine dünne Einheit, die das Isidis-Becken umgibt. Hydratisierte Silikate treten mit hydratisierten Sulfaten in dünnen geschichteten Ablagerungen um den Valles Marineris auf. Hydratisierte Sulfate treten auch zusammen mit kristallinen eisenhaltigen Mineralien in dicken, geschichteten Ablagerungen in Terra Meridiani und im Valles Marineris sowie zusammen mit Kaolinit in Ablagerungen auf, die einige Hochlandkrater teilweise auffüllen. In diesem Papier beschreiben wir jede der Klassen von Ablagerungen, überprüfen Hypothesen zu ihren Ursprüngen, identifizieren neue Fragen, die durch bestehende Messungen gestellt werden, und betrachten ihre Implikationen für alte bewohnbare Umgebungen. Basierend auf aktuellen Daten könnten zwei bis fünf Klassen von noachischen Ablagerungen, die Phyllosilikate und Karbonate enthalten, in Aque-Umgebungen mit pH-Werten und Wasseraktivitäten entstanden sein, die für das Leben geeignet sind.

@article{doi1010292009je003342,
    author = "Murchie, S. L. und Mustard, John F. und Ehlmann, B. L. und Milliken, R. E. und Bishop, J. L. und McKeown, N. K. und Dobrea, E. Z. Noe und Seelos, F. P. und Buczkowski, D. L. und Wiseman, S. M. und Arvidson, R. E. und Wray, J. J. und Swayze, Gregg A. und Clark, R. N. und Marais, David J. Des und McEwen, A. S. und Bibring, Jean‐Pierre",
    title = "A synthesis of Martian aqueous mineralogy after 1 Mars year of observations from the Mars Reconnaissance Orbiter",
    year = "2009",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Martian aqueous mineral deposits have been examined and characterized using data acquired during Mars Reconnaissance Orbiter's (MRO) primary science phase, including Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars hyperspectral images covering the 0.4–3.9 μ m wavelength range, coordinated with higher–spatial resolution HiRISE and Context Imager images. MRO's new high‐resolution measurements, combined with earlier data from Thermal Emission Spectrometer; Thermal Emission Imaging System; and Observatoire pour la Minéralogie, L'Eau, les Glaces et l'Activitié on Mars Express, indicate that aqueous minerals are both diverse and widespread on the Martian surface. The aqueous minerals occur in 9–10 classes of deposits characterized by distinct mineral assemblages, morphologies, and geologic settings. Phyllosilicates occur in several settings: in compositionally layered blankets hundreds of meters thick, superposed on eroded Noachian terrains; in lower layers of intracrater depositional fans; in layers with potential chlorides in sediments on intercrater plains; and as thousands of deep exposures in craters and escarpments. Carbonate‐bearing rocks form a thin unit surrounding the Isidis basin. Hydrated silica occurs with hydrated sulfates in thin stratified deposits surrounding Valles Marineris. Hydrated sulfates also occur together with crystalline ferric minerals in thick, layered deposits in Terra Meridiani and in Valles Marineris and together with kaolinite in deposits that partially infill some highland craters. In this paper we describe each of the classes of deposits, review hypotheses for their origins, identify new questions posed by existing measurements, and consider their implications for ancient habitable environments. On the basis of current data, two to five classes of Noachian‐aged deposits containing phyllosilicates and carbonates may have formed in aqueous environments with pH and water activities suitable for life.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2009je003342",
    doi = "10.1029/2009je003342",
    openalex = "W2130232949",
    references = "doi1010079783642859168, doi101016jicarus200806016, doi1010291998je000540, doi1010292000je001370, doi1010292005je002605, doi1010292006je002682, doi1010292006je002808, doi1010292009je003339, doi101126science1090544"
}

Lebende Systeme produzieren mehr als 90 % des atmosphärischen Methans der Erde; der Rest hat geochemischen Ursprung. Auf dem Mars könnte Methan ein Anzeichen für einen der beiden Ursprünge sein. Mittels hochempfindlicher Infrarot-Spektrometer an drei bodengestützten Teleskopen haben wir Methan und Wasserdampf gleichzeitig auf dem Mars über mehrere Längengradintervalle im frühen und späten nördlichen Sommer 2003 und nahe dem Frühlingsäquinoktium 2006 gemessen. Wenn vorhanden, trat Methan in ausgedehnten Wolken auf, und die Maxima der Breitengradprofile deuten darauf hin, dass das Methan aus diskreten Regionen freigesetzt wurde. Im nördlichen Hochsommer enthielt die Hauptwolke etwa 19.000 metrische Tonnen Methan, und die geschätzte Quellstärke (≥0,6 Kilogramm pro Sekunde) war vergleichbar mit der des massiven Kohlenwasserstoff-Ausflusses bei Coal Oil Point in Santa Barbara, Kalifornien.

@article{doi101126science1165243,
    author = "Mumma, M. J. und Villanueva, Gerónimo und Novak, R. E. und Hewagama, T. und Bonev, B. P. und DiSanti, M. A. und Mandell, Avi M. und Smith, M. D.",
    title = "Starke Freisetzung von Methan auf dem Mars im nördlichen Sommer 2003",
    year = "2009",
    journal = "Science",
    abstract = "Lebende Systeme produzieren mehr als 90\% des atmosphärischen Methans der Erde; der Rest hat geochemischen Ursprung. Auf dem Mars könnte Methan ein Anzeichen für einen der beiden Ursprünge sein. Mittels hochempfindlicher Infrarot-Spektrometer an drei bodengestützten Teleskopen haben wir Methan und Wasserdampf gleichzeitig auf dem Mars über mehrere Längengradintervalle im frühen und späten nördlichen Sommer 2003 und nahe dem Frühlingsäquinoktium 2006 gemessen. Wenn vorhanden, trat Methan in ausgedehnten Wolken auf, und die Maxima der Breitengradprofile deuten darauf hin, dass das Methan aus diskreten Regionen freigesetzt wurde. Im nördlichen Hochsommer enthielt die Hauptwolke etwa 19.000 metrische Tonnen Methan, und die geschätzte Quellstärke (≥0,6 Kilogramm pro Sekunde) war vergleichbar mit der des massiven Kohlenwasserstoff-Ausflusses bei Coal Oil Point in Santa Barbara, Kalifornien.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1165243",
    doi = "10.1126/science.1165243",
    openalex = "W1987622845",
    references = "doi101006icar19941137, doi101016jicarus200407004, doi1010292000je001364, doi101038nature04274, doi101038nature07097, doi10106314823194, doi101126science1101732, doi101126science1102556, doi101126science1122659, doi101126science1127376"
}

Neue Impaktkrater an fünf Standorten in den mittleren Breiten des Mars haben Material aus Tiefen von Dezimetern ausgehoben, das eine Helligkeit und Farbe aufweist, die auf Wassereis hinweisen. Nahinfrarotspektren des größten Beispiels bestätigen diese Zusammensetzung, und wiederholte Bildaufnahmen zeigten über mehrere Monate ein Ausbleichen, wie es für sublimierendes Eis erwartet wird. Thermische Modelle einer Stelle zeigen, dass während dieser Ausbleichungsperiode Millimeter Sublimation stattfanden, was auf sauberes Eis hinweist, nicht auf Eis in Bodengittern. Unsere abgeleiteten Eis-Tisch-Tiefen sind mit Modellen konsistent, die einen höheren langfristigen durchschnittlichen atmosphärischen Wasserdampfgehalt verwenden als gegenwärtige Werte. Krater an den meisten dieser Standorte haben möglicherweise vollständig durch dieses saubere Eis gegraben und den Eis-Tisch auf zuvor nicht abgetastete Tiefen von Metern untersucht, wodurch eine erhebliche Heterogenität in der vertikalen Verteilung des Eises selbst offengelegt wurde.

@article{doi101126science1175307,
    author = "Byrne, Shane und Dundas, C. M. und Kennedy, M. R. und Mellon, M. T. und McEwen, A. S. und Cull, Selby und Daubar, I. J. und Shean, David und Seelos, K. D. und Murchie, S. L. und Cantor, B. A. und Arvidson, R. E. und Edgett, K. S. und Reufer, A. und Thomas, Nicolas und Harrison, T. N. und Posiolova, L. und Seelos, F. P.",
    title = "Verteilung von Grundeis in mittleren Breiten auf dem Mars aus neuen Impaktkratern",
    year = "2009",
    journal = "Science",
    abstract = "Neue Impaktkrater an fünf Standorten in den mittleren Breiten des Mars haben Material aus Tiefen von Dezimetern ausgehoben, das eine Helligkeit und Farbe aufweist, die auf Wassereis hinweisen. Nahinfrarotspektren des größten Beispiels bestätigen diese Zusammensetzung, und wiederholte Bildaufnahmen zeigten über mehrere Monate ein Ausbleichen, wie es für sublimierendes Eis erwartet wird. Thermische Modelle einer Stelle zeigen, dass während dieser Ausbleichungsperiode Millimeter Sublimation stattfanden, was auf sauberes Eis hinweist, nicht auf Eis in Bodengittern. Unsere abgeleiteten Eis-Tisch-Tiefen sind mit Modellen konsistent, die einen höheren langfristigen durchschnittlichen atmosphärischen Wasserdampfgehalt verwenden als gegenwärtige Werte. Krater an den meisten dieser Standorte haben möglicherweise vollständig durch dieses saubere Eis gegraben und den Eis-Tisch auf zuvor nicht abgetastete Tiefen von Metern untersucht, wodurch eine erhebliche Heterogenität in der vertikalen Verteilung des Eises selbst offengelegt wurde.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1175307",
    doi = "10.1126/science.1175307",
    openalex = "W2091034152",
    references = "doi1010292006je002808"
}

Eine kilometerdicke sedimentäre Sequenz im Gale-Krater zeigt stratigraphische Veränderungen in der Lithologie, die mit Übergängen in wässrigen und klimatischen Bedingungen übereinstimmen, die angeblich globaler Skala sind. Die Sequenz ist in zwei Formationen unterteilt, wobei die untere Formation einen Netto-Übergang in der Mineralogie von Ton/Sulfat zu Sulfat/Oxid-Assemblagen aufweist und von der darüberliegenden oberen Formation durch eine erosive Diskontinuität getrennt ist. Superposition und Kraterzählungen deuten darauf hin, dass Schichten in der unteren Formation entlang der noachisch-hesperischen Zeit-Stratigraphie-Grenze liegen, wohingegen Betten in der oberen Formation, die keine Signaturen aufweisen, die auf Tonminerale oder Sulfate hinweisen, dünner, regelmäßiger angeordnet und eindeutig jünger sind. Die beobachteten stratigraphischen Trends sind konsistent mit der Annahme, dass die Gesteine im Gale-Krater einen globalen Übergang von einem Klima, das die Bildung von Tonmineralen begünstigt, zu einem Klima, das die Bildung von Sulfaten und anderen Salzen begünstigt, aufzeichnen.

@article{doi1010292009gl041870,
    author = "Milliken, R. E. und Grotzinger, J. P. und Thomson, Bradley J.",
    title = "Das Paläoklima von Mars, wie es vom stratigraphischen Rekord im Gale-Krater erfasst wird",
    year = "2010",
    journal = "Geophysical Research Letters",
    abstract = "Eine kilometerdicke sedimentäre Sequenz im Gale-Krater zeigt stratigraphische Veränderungen in der Lithologie, die mit Übergängen in wässrigen und klimatischen Bedingungen übereinstimmen, die angeblich globaler Skala sind. Die Sequenz ist in zwei Formationen unterteilt, wobei die untere Formation einen Netto-Übergang in der Mineralogie von Ton/Sulfat zu Sulfat/Oxid-Assemblagen aufweist und von der darüberliegenden oberen Formation durch eine erosive Diskontinuität getrennt ist. Superposition und Kraterzählungen deuten darauf hin, dass Schichten in der unteren Formation entlang der noachisch-hesperischen Zeit-Stratigraphie-Grenze liegen, wohingegen Betten in der oberen Formation, die keine Signaturen aufweisen, die auf Tonminerale oder Sulfate hinweisen, dünner, regelmäßiger angeordnet und eindeutig jünger sind. Die beobachteten stratigraphischen Trends sind konsistent mit der Annahme, dass die Gesteine im Gale-Krater einen globalen Übergang von einem Klima, das die Bildung von Tonmineralen begünstigt, zu einem Klima, das die Bildung von Sulfaten und anderen Salzen begünstigt, aufzeichnen.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2009gl041870",
    doi = "10.1029/2009gl041870",
    openalex = "W1596847809",
    references = "doi101126science1090544"
}

Isotopenstudien zeigen, dass natürliches Perchlorat auf der Erde in ariden Umgebungen durch die Oxidation von Chlorverbindungen über Wege entsteht, die Ozon oder seine photochemischen Produkte beinhalten. Unter Bezugnahme auf diese Analogie schlagen wir vor, dass die aride Umgebung auf dem Mars möglicherweise durch die Wirkung atmosphärischer Oxidationsmittel zur Bildung von Perchlorat geführt hat. Eine Vielzahl hypothetischer Wege kann vorgeschlagen werden, einschließlich photochemischer Reaktionen, elektrostatischer Entladung und Gas-Feststoff-Reaktionen. Da Perchlorat-reiche Ablagerungen in der Atacama-Wüste der am nächsten liegenden Menge an Perchlorat entsprechen, das am Standort des NASA-Phoenix-Landers gemessen wurde, haben wir eine vorläufige Studie der Mittel zur Herstellung von Atacama-Perchlorat durchgeführt, um Licht über den Ursprung des martianischen Perchlorats zu werfen. Wir untersuchten Gasphasenwege unter Verwendung eines 1-D-Photochemie-Modells. Wir stellten fest, dass Perchlorat in ausreichenden Mengen produziert werden kann, um die Häufigkeit von Perchlorat in der Atacama zu erklären, ausgehend von einer vorgeschlagenen Gasphasenoxidation von Chlorflüchtigen zu Perchlorsäure. Die Machbarkeit der Gasphasenproduktion für die Atacama rechtfertigt zukünftige Untersuchungen der Gasphasenphotochemie als mögliche Quelle für martianisches Perchlorat.

@article{doi1010292009je003425,
    author = "Catling, David C. und Claire, Mark W. und Zahnle, Kevin und Quinn, R. C. und Clark, B. C. und Hecht, M. H. und Kounaves, Samuel P.",
    title = "Atmospheric origins of perchlorate on Mars and in the Atacama",
    year = "2010",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Isotopenstudien zeigen, dass natürliches Perchlorat auf der Erde in ariden Umgebungen durch die Oxidation von Chlorverbindungen über Wege entsteht, die Ozon oder seine photochemischen Produkte beinhalten. Unter Bezugnahme auf diese Analogie schlagen wir vor, dass die aride Umgebung auf dem Mars möglicherweise durch die Wirkung atmosphärischer Oxidationsmittel zur Bildung von Perchlorat geführt hat. Eine Vielzahl hypothetischer Wege kann vorgeschlagen werden, einschließlich photochemischer Reaktionen, elektrostatischer Entladung und Gas-Feststoff-Reaktionen. Da Perchlorat-reiche Ablagerungen in der Atacama-Wüste der am nächsten liegenden Menge an Perchlorat entsprechen, das am Standort des NASA-Phoenix-Landers gemessen wurde, haben wir eine vorläufige Studie der Mittel zur Herstellung von Atacama-Perchlorat durchgeführt, um Licht über den Ursprung des martianischen Perchlorats zu werfen. Wir untersuchten Gasphasenwege unter Verwendung eines 1-D-Photochemie-Modells. Wir stellten fest, dass Perchlorat in ausreichenden Mengen produziert werden kann, um die Häufigkeit von Perchlorat in der Atacama zu erklären, ausgehend von einer vorgeschlagenen Gasphasenoxidation von Chlorflüchtigen zu Perchlorsäure. Die Machbarkeit der Gasphasenproduktion für die Atacama rechtfertigt zukünftige Untersuchungen der Gasphasenphotochemie als mögliche Quelle für martianisches Perchlorat.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2009je003425",
    doi = "10.1029/2009je003425",
    openalex = "W2136283672"
}

Serpentin, kürzlich auf dem Mars unter Verwendung von Daten des Mars Reconnaissance Orbiter entdeckt, ist selten, findet sich jedoch in drei geologischen Settings: (1) in Mélange-Terrains am Claritas Rise und den Nili Fossae, (2) in Verbindung mit einigen Einschlagkratern in den südlichen Hochländern und (3) in Verbindung mit einem regionalen, olivinreichen stratigraphischen Einheiten in der Nähe des Isidis-Beckens. Jegliche derzeit aktiven Serpentinisierungsprozesse würden unter der Oberfläche stattfinden, und die Mineralprodukte wären mit Oberflächen- und Orbitaldaten nicht erkennbar; jedoch deutet das Vorkommen von Serpentin in mehreren noachischen Terrains auf aktive Serpentinisierungsprozesse in der Vergangenheit des Mars hin. Wichtige Implikationen sind die vergangene Produktion von Magnetit, die möglicherweise zur chemischen Relikt-Magnetisierung der Kruste des Mars beiträgt, und die Produktion von H2, das eine geeignete Energiequelle für chemosynthetisches mikrobielles Leben ist.

@article{doi1010292010gl042596,
    author = "Ehlmann, B. L. und Mustard, John F. und Murchie, S. L.",
    title = "Geologischer Rahmen serpentinöser Ablagerungen auf dem Mars",
    year = "2010",
    journal = "Geophysical Research Letters",
    abstract = "Serpentin, kürzlich auf dem Mars unter Verwendung von Daten des Mars Reconnaissance Orbiter entdeckt, ist selten, findet sich jedoch in drei geologischen Settings: (1) in Mélange-Terrains am Claritas Rise und den Nili Fossae, (2) in Verbindung mit einigen Einschlagkratern in den südlichen Hochländern und (3) in Verbindung mit einem regionalen, olivinreichen stratigraphischen Einheiten in der Nähe des Isidis-Beckens. Jegliche derzeit aktiven Serpentinisierungsprozesse würden unter der Oberfläche stattfinden, und die Mineralprodukte wären mit Oberflächen- und Orbitaldaten nicht erkennbar; jedoch deutet das Vorkommen von Serpentin in mehreren noachischen Terrains auf aktive Serpentinisierungsprozesse in der Vergangenheit des Mars hin. Wichtige Implikationen sind die vergangene Produktion von Magnetit, die möglicherweise zur chemischen Relikt-Magnetisierung der Kruste des Mars beiträgt, und die Produktion von H2, das eine geeignete Energiequelle für chemosynthetisches mikrobielles Leben ist.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2010gl042596",
    doi = "10.1029/2010gl042596",
    openalex = "W1752008511",
    references = "doi1010292009je003339"
}

Wir verwenden Daten des Thermal Emission Imaging Systems (THEMIS), um die globale Verteilung verschiedener Materialien zu identifizieren und zu charakterisieren, die als chloridhaltig auf der Marsoberfläche interpretiert werden. Vorher kartierte globale geochemische und physikalische Eigenschaften werden zusammen mit thermophysikalischen und morphologischen Beobachtungen verwendet, um die lokalen und regionalen Eigenschaften der Materialien zu bewerten. Die Ergebnisse unserer Untersuchung haben die Charakterisierung der Materialien von ∼200 auf ∼640 verschiedene Standorte erweitert, die über das gesamte Gebiet mit niedrigem Albedo in noachischen und hesperianischen Landschaften verstreut sind. Unsere Untersuchung zeigt auch, dass die Materialien in lokal thermophysikalisch unterschiedlichen Landschaften nachgewiesen werden und eine Reihe von Morphologien aufweisen. Die Topographie deutet darauf hin, dass die meisten Materialien in lokalen Tälern vorkommen, obwohl durchschneidende Beziehungen darauf hindeuten, dass einige Standorte in „geologischen Fenstern" liegen, was impliziert, dass die Materialien älter sein könnten als die Landschaften, in denen sie sich befinden. Sobald sie freigelegt sind, scheint die Materialien Erosion zu unterliegen, was möglicherweise der Grund ist, warum wir keine großen laterally ausgedehnten Materialien an der Oberfläche beobachten. Die Materialien sind überwiegend lokal in ihrer Natur, doch ihre Prävalenz über die südlichen Hochländer hinweg deutet darauf hin, dass sie einen oder mehrere global ubiquitären Prozessen entsprechen. Wir betrachten eine Reihe von Entstehungshypothesen, finden aber, dass die meisten Beobachtungen mit einer Entstehung durch das Stauen von Oberflächenabfluss oder Grundwasseranstieg übereinstimmen, obwohl Effloreszenz und hydrothermale Aktivität in einigen Gebieten ebenfalls möglich sein könnten. Die geschätzten Altersdaten der Materialien deuten darauf hin, dass die Bedingungen, die die Ablagerung der Materialien ermöglichten, bis zu 1 Milliarde Jahre lang bestanden.

@article{doi1010292010je003613,
    author = "Osterloo, M. M. und Anderson, F. S. und Hamilton, V. E. und Hynek, B. M.",
    title = "Geologischer Kontext vorgeschlagener chloridhaltiger Materialien auf dem Mars",
    year = "2010",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Wir verwenden Daten des Thermal Emission Imaging Systems (THEMIS), um die globale Verteilung verschiedener Materialien zu identifizieren und zu charakterisieren, die als chloridhaltig auf der Marsoberfläche interpretiert werden. Vorher kartierte globale geochemische und physikalische Eigenschaften werden zusammen mit thermophysikalischen und morphologischen Beobachtungen verwendet, um die lokalen und regionalen Eigenschaften der Materialien zu bewerten. Die Ergebnisse unserer Untersuchung haben die Charakterisierung der Materialien von ∼200 auf ∼640 verschiedene Standorte erweitert, die über das gesamte Gebiet mit niedrigem Albedo in noachischen und hesperianischen Landschaften verstreut sind. Unsere Untersuchung zeigt auch, dass die Materialien in lokal thermophysikalisch unterschiedlichen Landschaften nachgewiesen werden und eine Reihe von Morphologien aufweisen. Die Topographie deutet darauf hin, dass die meisten Materialien in lokalen Tälern vorkommen, obwohl durchschneidende Beziehungen darauf hindeuten, dass einige Standorte in „geologischen Fenstern" liegen, was impliziert, dass die Materialien älter sein könnten als die Landschaften, in denen sie sich befinden. Sobald sie freigelegt sind, scheint die Materialien Erosion zu unterliegen, was möglicherweise der Grund ist, warum wir keine großen laterally ausgedehnten Materialien an der Oberfläche beobachten. Die Materialien sind überwiegend lokal in ihrer Natur, doch ihre Prävalenz über die südlichen Hochländer hinweg deutet darauf hin, dass sie einen oder mehrere global ubiquitären Prozessen entsprechen. Wir betrachten eine Reihe von Entstehungshypothesen, finden aber, dass die meisten Beobachtungen mit einer Entstehung durch das Stauen von Oberflächenabfluss oder Grundwasseranstieg übereinstimmen, obwohl Effloreszenz und hydrothermale Aktivität in einigen Gebieten ebenfalls möglich sein könnten. Die geschätzten Altersdaten der Materialien deuten darauf hin, dass die Bedingungen, die die Ablagerung der Materialien ermöglichten, bis zu 1 Milliarde Jahre lang bestanden.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2010je003613",
    doi = "10.1029/2010je003613",
    openalex = "W2169071665",
    references = "doi1010292009je003548"
}

@article{doi101038ngeo891,
    author = "Achille, G. Di und Hynek, B. M.",
    title = "Alter Ozean auf dem Mars, gestützt durch die globale Verteilung von Deltas und Tälern",
    year = "2010",
    journal = "Nature Geoscience",
    url = "https://doi.org/10.1038/ngeo891",
    doi = "10.1038/ngeo891",
    openalex = "W2023934786",
    references = "doi101016jicarus200806016, doi1010292009je003548"
}

Dieser Artikel bietet eine Zusammenfassung der Mars Design Reference Architecture 5.0 (DRA 5.0) von 2010, die die neueste in einer Reihe von NASA-Mars-Referenzmissionen ist. Er bietet eine Vision eines möglichen Ansatzes für die menschliche Mars-Exploration, einschließlich der Nutzung von Constellation-Systemen. Die hier beschriebenen Strategien und Beispielimplementierungskonzepte sollten nicht als ein formaler Plan für die menschliche Mars-Exploration betrachtet werden, sondern bieten einen gemeinsamen Rahmen für die zukünftige Planung von Systemkonzepten, Technologieentwicklung und operationellen Tests sowie potenzielle Mars-Robotermissionen, Forschung, die an der Internationalen Raumstation durchgeführt wird, und zukünftige potenzielle Mond-Explorationsmissionen. Diese Zusammenfassung der Mars DRA 5.0 bietet einen Überblick über den allgemeinen Missionsansatz, die Oberflächenstrategie und Explorationsziele sowie die wichtigsten Systeme und Herausforderungen für die ersten drei Konzepte für menschliche Missionen zum Mars.

@article{doi101109aero20105446736,
    author = "Drake, Bret G. und Hoffman, Stephen J. und Beaty, D. W.",
    title = "Human exploration of Mars, Design Reference Architecture 5.0",
    year = "2010",
    abstract = "Dieser Artikel bietet eine Zusammenfassung der Mars Design Reference Architecture 5.0 (DRA 5.0) von 2010, die die neueste in einer Reihe von NASA-Mars-Referenzmissionen ist. Er bietet eine Vision eines möglichen Ansatzes für die menschliche Mars-Exploration, einschließlich der Nutzung von Constellation-Systemen. Die hier beschriebenen Strategien und Beispielimplementierungskonzepte sollten nicht als ein formaler Plan für die menschliche Mars-Exploration betrachtet werden, sondern bieten einen gemeinsamen Rahmen für die zukünftige Planung von Systemkonzepten, Technologieentwicklung und operationellen Tests sowie potenzielle Mars-Robotermissionen, Forschung, die an der Internationalen Raumstation durchgeführt wird, und zukünftige potenzielle Mond-Explorationsmissionen. Diese Zusammenfassung der Mars DRA 5.0 bietet einen Überblick über den allgemeinen Missionsansatz, die Oberflächenstrategie und Explorationsziele sowie die wichtigsten Systeme und Herausforderungen für die ersten drei Konzepte für menschliche Missionen zum Mars.",
    url = "https://doi.org/10.1109/aero.2010.5446736",
    doi = "10.1109/aero.2010.5446736",
    openalex = "W2101215876",
    references = "doi10100797894017103503, doi10100797894017103505, doi101023a1011989004263"
}

@article{doi101016jicarus201105002,
    author = "Thomson, Bradley J. und Bridges, N. T. und Milliken, R. E. und Baldridge, A. M. und Hook, Simon J. und Crowley, James K. und Marion, G. M. und de Souza Filho, Carlos Roberto und Brown, A. J. und Weitz, C. M.",
    title = "Constraints on the origin and evolution of the layered mound in Gale Crater, Mars using Mars Reconnaissance Orbiter data",
    year = "2011",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2011.05.002",
    doi = "10.1016/j.icarus.2011.05.002",
    openalex = "W2093662773",
    references = "doi1010292007je003000"
}

[1] Der Columbus-Krater in der Terra Sirenum-Region der südlichen Hochländer des Mars enthält helltonige Schichtablagerungen mit eingelagerten Sulfat- und Phyllosilikat-Mineralien, ein seltenes Vorkommen auf dem Mars. Hier untersuchen wir im Detail die Morphologie, thermophysikalischen Eigenschaften, Mineralogie und Stratigraphie dieser Ablagerungen; erforschen ihren regionalen Kontext und interpretieren die wasserbezogene Geschichte des Kraters. Hydratmineralhaltige Ablagerungen besetzen einen diskreten Ring um die Wände des Columbus-Kraters und sind auch unter jüngeren Materialien, möglicherweise Lavaströmen, auf seinem Boden freigelegt. In dem Krater identifizierte weit verbreitete Mineralien umfassen Gips, polyhydratisierte und monohydratisierte Mg/Fe-Sulfate sowie Kaolinit; lokalisierte Ablagerungen, die mit Montmorillonit, Fe/Mg-Phyllosilikaten, Jarosit, Alunit und kristallinem eisenoxidischem Oxid oder Hydroxid übereinstimmen, wurden ebenfalls nachgewiesen. Thermale Emissionsspektren deuten auf Gehalte dieser Mineralien im Bereich von mehreren zehn Prozent hin. Andere Krater im nordwestlichen Terra Sirenum enthalten ebenfalls Schichtablagerungen und Al/Fe/Mg-Phyllosilikate, aber Sulfate wurden bisher nur in den Columbus- und Cross-Kratern gefunden. Die interkraterischen Ebenen der Region enthalten verstreute Aufschlüsse von Al-Phyllosilikaten und einen isolierten Hügel mit opalischem Siliziumdioxid, zusätzlich zu häufigeren Fe/Mg-Phyllosilikaten mit Chloriden. Für die wasserbezogenen Ablagerungen in Columbus wird ein späten Noachium-Alter geschätzt, das mit einer Periode des inferred Grundwasser-Aufstiegs und der Verdunstung zusammenfällt, die (laut hier berichteten Modellergebnissen) Evaporite in Columbus und anderen Kratern in Terra Sirenum gebildet haben könnte. Hypothesen für den Ursprung dieser Ablagerungen umfassen die Grundwasserzementierung von kraterfüllenden Sedimenten und/oder direkte Ausfällung aus subaerischen Quellen oder in einem tiefen (∼900 m) Paläosee. Besonders unter dem Szenario des tiefen Sees, das wir bevorzugen, könnten chemische Gradienten im Columbus-Krater an diesem Ort auf dem frühen Mars ein bewohnbares Umfeld geschaffen haben.

@article{doi1010292010je003694,
    author = "Wray, J. J. und Milliken, R. E. und Dundas, C. M. und Swayze, Gregg A. und Andrews‐Hanna, J. C. und Baldridge, A. M. und Chojnacki, M. und Bishop, J. L. und Ehlmann, B. L. und Murchie, S. L. und Clark, R. N. und Seelos, F. P. und Tornabene, L. L. und Squyres, S. W.",
    title = "Columbus-Krater und andere mögliche durch Grundwasser gespeiste Paläoseen in Terra Sirenum, Mars",
    year = "2011",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "[1] Der Columbus-Krater in der Terra Sirenum-Region der südlichen Hochländer des Mars enthält helltonige Schichtablagerungen mit eingelagerten Sulfat- und Phyllosilikat-Mineralien, ein seltenes Vorkommen auf dem Mars. Hier untersuchen wir im Detail die Morphologie, thermophysikalischen Eigenschaften, Mineralogie und Stratigraphie dieser Ablagerungen; erforschen ihren regionalen Kontext und interpretieren die wasserbezogene Geschichte des Kraters. Hydratmineralhaltige Ablagerungen besetzen einen diskreten Ring um die Wände des Columbus-Kraters und sind auch unter jüngeren Materialien, möglicherweise Lavaströmen, auf seinem Boden freigelegt. In dem Krater identifizierte weit verbreitete Mineralien umfassen Gips, polyhydratisierte und monohydratisierte Mg/Fe-Sulfate sowie Kaolinit; lokalisierte Ablagerungen, die mit Montmorillonit, Fe/Mg-Phyllosilikaten, Jarosit, Alunit und kristallinem eisenoxidischem Oxid oder Hydroxid übereinstimmen, wurden ebenfalls nachgewiesen. Thermale Emissionsspektren deuten auf Gehalte dieser Mineralien im Bereich von mehreren zehn Prozent hin. Andere Krater im nordwestlichen Terra Sirenum enthalten ebenfalls Schichtablagerungen und Al/Fe/Mg-Phyllosilikate, aber Sulfate wurden bisher nur in den Columbus- und Cross-Kratern gefunden. Die interkraterischen Ebenen der Region enthalten verstreute Aufschlüsse von Al-Phyllosilikaten und einen isolierten Hügel mit opalischem Siliziumdioxid, zusätzlich zu häufigeren Fe/Mg-Phyllosilikaten mit Chloriden. Für die wasserbezogenen Ablagerungen in Columbus wird ein späten Noachium-Alter geschätzt, das mit einer Periode des inferred Grundwasser-Aufstiegs und der Verdunstung zusammenfällt, die (laut hier berichteten Modellergebnissen) Evaporite in Columbus und anderen Kratern in Terra Sirenum gebildet haben könnte. Hypothesen für den Ursprung dieser Ablagerungen umfassen die Grundwasserzementierung von kraterfüllenden Sedimenten und/oder direkte Ausfällung aus subaerischen Quellen oder in einem tiefen (∼900 m) Paläosee. Besonders unter dem Szenario des tiefen Sees, das wir bevorzugen, könnten chemische Gradienten im Columbus-Krater an diesem Ort auf dem frühen Mars ein bewohnbares Umfeld geschaffen haben.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2010je003694",
    doi = "10.1029/2010je003694",
    openalex = "W2136811107",
    references = "doi1010292007je003000, doi105962bhltitle45550"
}

@article{doi101038nature10582,
    author = "Ehlmann, B. L. und Mustard, John F. und Murchie, S. L. und Bibring, Jean‐Pierre und Meunier, Alain und Fraeman, A. A. und Langevin, Y.",
    title = "Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars",
    year = "2011",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature10582",
    doi = "10.1038/nature10582",
    openalex = "W1986859129",
    references = "doi10100797894017103506, doi1010160009254176900012, doi1010160016703789901506, doi1010292009je003339, doi10102993je00225, doi101038nature04274, doi101073pnas95126578, doi101126science1122659, doi101126science2765313734, doi101126science2845415790, openalexw2010625414, openalexw2139291338"
}

Das Mars Science Laboratory (MSL) verfügt über ein Instrumentenpaket, das Messungen vergangener und aktueller Umweltbedingungen durchführen kann. Die generierten Daten könnten uns verraten, ob Mars derzeit oder in der Vergangenheit Leben unterstützen konnte. Allerdings sind das Wissen über die Vergangenheit des Mars und die geologischen Prozesse, die am ehesten einen Aufzeichnung dieser Geschichte bewahren, spärlich und in einigen Fällen mehrdeutig. Auch physikalische, chemische und geologische Prozesse, die für die Erhaltung von Biosignaturen auf der Erde relevant sind, insbesondere unter Bedingungen zu Beginn ihrer Geschichte, als mikrobielles Leben vorherrschte, sind unvollständig bekannt. Hier präsentieren wir den Bericht einer Arbeitsgruppe, die von den Co-Chairs der NASA-MSL Project Science Group, John P. Grotzinger und Michael A. Meyer, eingesetzt wurde, um das Potenzial für die Bildung und Erhaltung von Biosignaturen auf dem Mars zu überprüfen und zu bewerten. Orbitalbilder bestätigen, dass geschichtete Gesteine in einigen Regionen des alten Mars kilometerdicke Schichten erreichten. Offensichtlich bestimmen Wechselwirkungen zwischen Sedimentations- und Erosionsprozessen die heutigen Expositionen, und unser Verständnis dieser Prozesse ist unvollständig. Das MSL kann Muster der stratigraphischen Entwicklung dokumentieren und bewerten sowie die Quellen geschichteter Materialien und deren nachfolgende Diagenese. Es kann auch andere potenzielle Biosignatur-Depots wie hydrothermale Umgebungen dokumentieren. Diese Fähigkeiten bieten eine beispiellose Gelegenheit, Schlüsselaspekte der Umweltentwicklung der frühen Mars-Oberfläche und Aspekte der diagenetischen Prozesse zu entschlüsseln, die seit dieser Zeit abgelaufen sind. Unter Berücksichtigung der MSL-Instrumentenlast haben wir folgende Klassen von Biosignaturen identifiziert, die innerhalb des MSL-Erkennungsfensters liegen: Organismenmorphologien (Zellen, Körperfossilien, Abgüsse), Biofabriken (einschließlich mikrobieller Matten), diagnostische organische Moleküle, isotopische Signaturen, Hinweise auf Biomineralisierung und Bioalteration, räumliche Muster in der Chemie und biogene Gase. Davon gelten biogene organische Moleküle und biogene atmosphärische Gase als die eindeutigsten und am leichtesten vom MSL nachweisbaren.

@article{doi101089ast20100506,
    author = "Summons, Roger E. und Amend, Jan P. und Bish, D. L. und Buick, Roger und Cody, George D. und Marais, David J. Des und Dromart, Gilles und Eigenbrode, J. L. und Knoll, Andrew H. und Sumner, D. Y.",
    title = "Preservation of Martian Organic and Environmental Records: Final Report of the Mars Biosignature Working Group",
    year = "2011",
    journal = "Astrobiology",
    abstract = "Das Mars Science Laboratory (MSL) verfügt über ein Instrumentenpaket, das Messungen vergangener und aktueller Umweltbedingungen durchführen kann. Die generierten Daten könnten uns verraten, ob Mars derzeit oder in der Vergangenheit Leben unterstützen konnte. Allerdings sind das Wissen über die Vergangenheit des Mars und die geologischen Prozesse, die am ehesten einen Aufzeichnung dieser Geschichte bewahren, spärlich und in einigen Fällen mehrdeutig. Auch physikalische, chemische und geologische Prozesse, die für die Erhaltung von Biosignaturen auf der Erde relevant sind, insbesondere unter Bedingungen zu Beginn ihrer Geschichte, als mikrobielles Leben vorherrschte, sind unvollständig bekannt. Hier präsentieren wir den Bericht einer Arbeitsgruppe, die von den Co-Chairs der NASA-MSL Project Science Group, John P. Grotzinger und Michael A. Meyer, eingesetzt wurde, um das Potenzial für die Bildung und Erhaltung von Biosignaturen auf dem Mars zu überprüfen und zu bewerten. Orbitalbilder bestätigen, dass geschichtete Gesteine in einigen Regionen des alten Mars kilometerdicke Schichten erreichten. Offensichtlich bestimmen Wechselwirkungen zwischen Sedimentations- und Erosionsprozessen die heutigen Expositionen, und unser Verständnis dieser Prozesse ist unvollständig. Das MSL kann Muster der stratigraphischen Entwicklung dokumentieren und bewerten sowie die Quellen geschichteter Materialien und deren nachfolgende Diagenese. Es kann auch andere potenzielle Biosignatur-Depots wie hydrothermale Umgebungen dokumentieren. Diese Fähigkeiten bieten eine beispiellose Gelegenheit, Schlüsselaspekte der Umweltentwicklung der frühen Mars-Oberfläche und Aspekte der diagenetischen Prozesse zu entschlüsseln, die seit dieser Zeit abgelaufen sind. Unter Berücksichtigung der MSL-Instrumentenlast haben wir folgende Klassen von Biosignaturen identifiziert, die innerhalb des MSL-Erkennungsfensters liegen: Organismenmorphologien (Zellen, Körperfossilien, Abgüsse), Biofabriken (einschließlich mikrobieller Matten), diagnostische organische Moleküle, isotopische Signaturen, Hinweise auf Biomineralisierung und Bioalteration, räumliche Muster in der Chemie und biogene Gase. Davon gelten biogene organische Moleküle und biogene atmosphärische Gase als die eindeutigsten und am leichtesten vom MSL nachweisbaren.",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2010.0506",
    doi = "10.1089/ast.2010.0506",
    openalex = "W2119246842",
    references = "doi101017s0094837300009994, doi1010291998je000540, doi101126science1165243"
}

Die Untersuchung der Sample Analysis at Mars (SAM) im Rahmen des Mars Science Laboratory (MSL) befasst sich mit der chemischen und isotopischen Zusammensetzung der Atmosphäre sowie der aus festen Proben extrahierten flüchtigen Stoffe. Die SAM-Untersuchung ist darauf ausgelegt, erheblich zum Missionsziel beizutragen, die Bewohnbarkeit des Mars quantitativ zu bewerten, was ein wesentlicher Schritt in der Suche nach vergangenen oder gegenwärtigem Leben auf dem Mars darstellt. SAM ist eine 40 kg schwere Instrumentensuite, die sich im Inneren des Curiosity-Rovers des MSL befindet. Die SAM-Instrumente bestehen aus einem Quadrupol-Massenspektrometer, einem abstimmbaren Laserspektrometer und einem 6-Säulen-Gaschromatographen, die alle über Feststoff- und Gasverarbeitungssysteme gekoppelt sind, um komplementäre Informationen über dieselben Proben bereitzustellen. Die SAM-Suite kann eine Reihe leichter Isotope messen und flüchtige Stoffe direkt aus der Atmosphäre oder thermisch aus festen Proben analysieren. Neben Messungen einfacher anorganischer Verbindungen und Edelgase wird SAM eine sensitive Suche nach organischen Verbindungen durchführen, entweder durch thermische oder chemische Extraktion aus gesiebten Proben, die vom Probenverarbeitungssystem am robotischen Arm des Curiosity-Rovers geliefert werden.

@article{doi101007s112140129879z,
    author = "Mahaffy, P. R. and Webster, Christopher R. and Cabane, M. and Conrad, P. G. and Coll, Patrice and Atreya, S. K. and Arvey, Robert and Barciniak, Michael and Benna, M. and Bleacher, L. V. and Brinckerhoff, W. B. and Eigenbrode, J. L. and Carignan, Daniel and Cascia, Mark and Chalmers, Robert A. and Dworkin, Jason P. and Errigo, Therese and Everson, Paula and Franz, H. B. and Farley, Rodger and Feng, Steven and Frazier, Gregory and Freissinet, Caroline and Glavin, D. P. and Harpold, Daniel and Hawk, Douglas and Holmes, Vincent and Johnson, Christopher S. and Jones, Andrea and Jordan, Patrick R. and Kellogg, James and Lewis, Jesse and Lyness, Eric and Malespin, C. A. and Martin, David K. and Maurer, John and McAdam, A. C. and McLennan, Douglas and Nolan, T. and Noriega, Marvin and Pavlov, Alexander A. and Prats, Benito and Raaen, E. and Sheinman, Oren and Sheppard, D. and Smith, James S. and Stern, J. C. and Tan, Florence and Trainer, M. G. and Ming, D. W. and Morris, R. V. and Jones, J. H. and Gundersen, Cindy and Steele, A. and Wray, J. J. and Botta, Oliver and Leshin, L. A. and Owen, Tobias and Battel, Steve and Jakosky, B. M. and Manning, H. L. K. and Squyres, S. W. and Navarro‐González, R. and McKay, Christopher P. and Raulin, F. and Sternberg, R. and Buch, A. and Sorensen, Paul and Kline-Schoder, Robert and Coscia, David and Szopa, Cyril and Teinturier, Samuel and Baffes, Curt and Feldman, Jason and Flesch, Greg and Forouhar, Siamak and Garcia, Ray and Keymeulen, Didier and Woodward, Steve and Block, Bruce and Arnett, Ken and Miller, Ryan and Edmonson, Charles and Gorevan, Stephen and Mumm, E.",
    title = "The Sample Analysis at Mars Investigation and Instrument Suite",
    year = "2012",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "The Sample Analysis at Mars (SAM) investigation of the Mars Science Laboratory (MSL) addresses the chemical and isotopic composition of the atmosphere and volatiles extracted from solid samples. The SAM investigation is designed to contribute substantially to the mission goal of quantitatively assessing the habitability of Mars as an essential step in the search for past or present life on Mars. SAM is a 40 kg instrument suite located in the interior of MSL's Curiosity rover. The SAM instruments are a quadrupole mass spectrometer, a tunable laser spectrometer, and a 6-column gas chromatograph all coupled through solid and gas processing systems to provide complementary information on the same samples. The SAM suite is able to measure a suite of light isotopes and to analyze volatiles directly from the atmosphere or thermally released from solid samples. In addition to measurements of simple inorganic compounds and noble gases SAM will conduct a sensitive search for organic compounds with either thermal or chemical extraction from sieved samples delivered by the sample processing system on the Curiosity rover's robotic arm.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-012-9879-z",
    doi = "10.1007/s11214-012-9879-z",
    openalex = "W2061420699",
    references = "doi101016jepsl200906042, doi101038338487a0, doi10103835059210, doi101073pnas1106493108, doi101126science1165243, doi101126science2845415790, doi101146annurevastro381427"
}

Geplant für eine Landung im August 2012, wurde die Mars Science Laboratory (MSL)-Mission initiiert, um die Bewohnbarkeit des Mars zu erforschen. Dies umfasst sowohl moderne Umgebungen als auch antike Umgebungen, die im stratigraphischen Gesteinsbericht am Landeplatz im Gale-Krater dokumentiert sind. Der Curiosity-Rover hat eine geplante Lebensdauer von mindestens einem Marsjahr (∼23 Monate) und eine Fahrfähigkeit von mindestens 20 km. Die wissenschaftliche Nutzlast des Curiosity wurde speziell zusammengestellt, um die Bewohnbarkeit zu bewerten, und umfasst einen Gaschromatographen-Massenspektrometer und Gasanalysator, der nach organischem Kohlenstoff in Gesteinen, Regolith-Feinmaterial und der Atmosphäre suchen wird (SAM-Instrument); einen Röntgenbeugungsinstrument, das die mineralogische Vielfalt bestimmen wird (CheMin-Instrument); fokussierbare Kameras, die Landschaften und Gesteins-/Regolith-Texturen in natürlicher Farbe abbilden können (MAHLI-, MARDI- und Mastcam-Instrumente); einen Alpha-Teilchen-Röntgenspektrometer zur Bestimmung der Gesteins- und Bodenchemie vor Ort (APXS-Instrument); ein Laser-induziertes Bruchspektrometer zur Fernerkundung der chemischen Zusammensetzung von Gesteinen und Mineralien (ChemCam-Instrument); ein aktives Neutronenspektrometer, das darauf ausgelegt ist, Wasser in Gesteinen/Regolith zu suchen (DAN-Instrument); eine Wetterstation zur Messung moderner Umweltvariablen (REMS-Instrument); und einen Sensor zur kontinuierlichen Überwachung der Hintergrund-Sonnen- und kosmischen Strahlung (RAD-Instrument). Die verschiedenen Elemente der Nutzlast werden zusammenarbeiten, um potenzielle Probenziele mit Fern- und vor-Ort-Messungen zu erkennen und zu untersuchen; Proben von Gestein, Boden und Atmosphäre zu gewinnen und sie in Bord-Analysegeräten zu analysieren; und die Umgebung um den Rover zu beobachten. Der 155 km im Durchmesser große Gale-Krater wurde als Feldstandort für Curiosity aufgrund mehrerer Merkmale ausgewählt: ein innerer Berg aus alten, flach liegenden Schichten, der fast 5 km über der Höhe des Landeplatzes aufragt; die unteren paar hundert Meter des Berges zeigen eine Progression mit relativer Altersstufen von tonhaltigen zu sulfathaltigen Schichten, die durch eine Diskontinuität von darüberliegenden wahrscheinlich wasserfreien Schichten getrennt sind; die Landellipse zeichnet sich durch eine Mischung aus Alluvialkegel und hoher thermischer Trägheit/hohem Albedo geschichteten Ablagerungen aus; und eine Reihe stratigraphisch/geomorphologisch distincter fluvieller Merkmale. Proben der Kraterwand und des Randgesteins sowie neuere bis aktuell aktive Oberflächenmaterialien können ebenfalls untersucht werden. Gale hat einen wohldefinierten regionalen Kontext und starke Beweise für eine Progression durch mehrere potenziell bewohnbare Umgebungen. Diese Umgebungen werden durch einen stratigraphischen Bericht von außergewöhnlicher Ausdehnung repräsentiert und sichern die Erhaltung eines reichen Berichts über die Umweltgeschichte des frühen Mars. Der innere Berg des Gale-Kraters wurde informell als Mount Sharp benannt, zu Ehren des bahnbrechenden Planetenforschers Robert Sharp. Die wichtigsten Teilsysteme des MSL-Projekts bestehen aus einem einzelnen Rover (mit wissenschaftlicher Nutzlast), einem Multi-Mission-Radioisotop-Thermoelektrischen Generator, einer Erde-Mars-Kreuzstrecke, einem Eintritts-, Abstiegs- und Landesystem, einem Startfahrzeug sowie den Missionsbetriebs- und Bodendatensystemen. Der primäre Kommunikationspfad für den Downlink erfolgt über den Mars Reconnaissance Orbiter. Der primäre Pfad für den Uplink zum Rover ist Direct-from-Earth. Die sekundären Pfade für den Downlink sind Direct-to-Earth und Relay über den Mars Odyssey Orbiter. Curiosity ist eine skalierte Version des 6-Rad-Antriebs, 4-Rad-Steuersystems, Rocker-Bogie-Systems der Mars Exploration Rovers (MER) Spirit und Opportunity sowie des Mars Pathfinder Sojourner. Wie Spirit und Opportunity bietet Curiosity drei primäre Navigationsmodi: Blind-Drive, visuelle Odometrie und visuelle Odometrie mit Gefahrenvermeidung. Die Erstellung von Geländekarten basierend auf HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) und anderen Fernerkundungsdaten wurde verwendet, um simuliertes Fahren mit Curiosity in diesen verschiedenen Modi durchzuführen, und ermöglichte die Auswahl des Gale-Krater-Landeplatzes, der das Klettern an der Basis eines Berges erfordert, um seine primären wissenschaftlichen Ziele zu erreichen. Das Sample Acquisition, Processing, and Handling (SA/SPaH)-Teilsystem ist für die Gewinnung von Gesteins- und Bodenproben von der Marsoberfläche und die Verarbeitung dieser Proben in Feinpartikel verantwortlich, die dann an die analytischen Wissenschaftsinstrumente verteilt werden. Das SA/SPaH-Teilsystem ist auch für die Platzierung der beiden Kontaktinstrumente (APXS, MAHLI) auf Gesteins- und Bodenzielen verantwortlich. SA/SPaH besteht aus einem Roboterarm und auf dem Arm montierten Geräten, die eine Bohrer, Bürste, Bodenschaufel, Probenverarbeitungseinheit sowie die mechanischen und elektrischen Schnittstellen zu den beiden Kontakt-Wissenschaftsinstrumenten umfassen. SA/SPaH umfasst auch Bohrerbit-Boxen, das organische Prüfmaterial und ein Beobachtungstray, die alle an der Vorderseite des Rovers montiert sind, sowie Einlassabdeckmechanismen, die über die SAM- und CheMin-Feststoffproben-Einlassrohre auf der Rover-Decke platziert werden.

@article{doi101007s1121401298922,
    author = "Grotzinger, J. P. and Crisp, J. A. and Vasavada, A. R. and Anderson, Robert C. and Baker, Charles J. and Barry, Robert and Blake, D. F. and Conrad, P. G. and Edgett, K. S. and Ferdowski, Bobak and Gellert, R. and Gilbert, John B. and Golombek, M. P. and Gómez‐Elvira, Javier and Hassler, Donald M. and Jandura, Louise and Litvak, M. L. and Mahaffy, P. R. and Maki, J. N. and Meÿer, Michael A. and Malin, M. C. and Митрофанов, И. Г. and Simmonds, John J. and Vaniman, D. T. and Welch, Richard V. and Wiens, R. C.",
    title = "Mars Science Laboratory Mission and Science Investigation",
    year = "2012",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "Geplant für einen Landeanflug im August 2012, wurde die Mars Science Laboratory (MSL) Mission initiiert, um die Habitabilität des Mars zu erforschen. Dies umfasst sowohl moderne Umgebungen als auch antike Umgebungen, die durch den stratigraphischen Gesteinsbericht am Landeort im Gale-Krater dokumentiert sind. Der Curiosity-Rover hat eine geplante Lebensdauer von mindestens einem Marsjahr (∼23 Monate) und eine Fahrfähigkeit von mindestens 20 km. Die wissenschaftliche Nutzlast des Curiosity wurde speziell zusammengestellt, um die Habitabilität zu bewerten, und umfasst einen Gaschromatographen-Massenspektrometer und Gasanalysator, der nach organischem Kohlenstoff in Gesteinen, Regolith-Feinpartikeln und der Atmosphäre suchen wird (SAM-Instrument); einen Röntgenbeugungsdiffraktometer, der die mineralogische Vielfalt bestimmen wird (CheMin-Instrument); fokussierbare Kameras, die Landschaften und Gesteins-/Regolith-Texturen in natürlicher Farbe abbilden können (MAHLI, MARDI und Mastcam-Instrumente); einen Alpha-Teilchen-Röntgenspektrometer zur Bestimmung der Gesteins- und Bodenchemie vor Ort (APXS-Instrument); ein Laser-induziertes Zerfallspektrometer zur Fernerkundung der chemischen Zusammensetzung von Gesteinen und Mineralien (ChemCam-Instrument); ein aktives Neutronenspektrometer, das darauf ausgelegt ist, Wasser in Gesteinen/Regolith zu suchen (DAN-Instrument); eine Wetterstation zur Messung moderner Umweltvariablen (REMS-Instrument); und einen Sensor zur kontinuierlichen Überwachung der Hintergrund-Solar- und kosmischen Strahlung (RAD-Instrument). Die verschiedenen Elemente der Nutzlast werden zusammenarbeiten, um potenzielle Probenziele mit Fern- und vor-Ort-Messungen zu erkennen und zu untersuchen; Proben von Gestein, Boden und Atmosphäre zu gewinnen und sie in Bord-Analysegeräten zu analysieren; und die Umgebung um den Rover zu beobachten. Der Gale-Krater mit einem Durchmesser von 155 km wurde als Feldstandort für Curiosity aufgrund mehrerer Merkmale ausgewählt: ein innerer Berg aus alten, flach liegenden Schichten, der fast 5 km über der Höhe des Landeorts aufragt; die unteren paar hundert Meter des Berges zeigen eine Abfolge mit relativen Altersstufen von tonhaltigen zu sulfathaltigen Schichten, die durch eine Diskontinuität von darüberliegenden wahrscheinlich wasserfreien Schichten getrennt sind; die Landellipse zeichnet sich durch eine Mischung aus Alluvialkegel- und hoher thermischer Trägheit/hohem Albedo geschichteten Ablagerungen aus; und eine Reihe stratigraphisch/geomorphologisch distincter fluvieller Merkmale. Proben der Kraterwand und des Randgesteins sowie neuere bis aktuell aktive Oberflächenmaterialien können ebenfalls untersucht werden. Gale hat einen wohldefinierten regionalen Kontext und starke Beweise für eine Abfolge durch mehrere potenziell habitable Umgebungen. Diese Umgebungen werden durch einen stratigraphischen Bericht von außergewöhnlicher Ausdehnung repräsentiert und sichern die Erhaltung eines reichen Berichts über die Umweltgeschichte des frühen Mars. Der innere Berg des Gale-Kraters wurde informell als Mount Sharp benannt, zu Ehren des bahnbrechenden Planetenforschers Robert Sharp. Die wichtigsten Teilsysteme des MSL-Projekts bestehen aus einem einzelnen Rover (mit wissenschaftlicher Nutzlast), einem Multi-Mission Radioisotopen-Thermoelektrischen Generator, einer Erde-Mars-Kreuzfahrtstufe, einem Eintritts-, Abstieg- und Landesystem, einem Startfahrzeug sowie den Missionsbetriebs- und Bodendatensystemen. Der primäre Kommunikationspfad für den Downlink erfolgt über den Mars Reconnaissance Orbiter. Der primäre Pfad für den Uplink zum Rover ist Direct-from-Earth. Die sekundären Pfade für den Downlink sind Direct-to-Earth und über den Mars Odyssey Orbiter. Curiosity ist eine skalierte Version des 6-Rad-Antriebs, 4-Rad-Steuersystems, Rocker-Bogie-Systems der Mars Exploration Rovers (MER) Spirit und Opportunity sowie des Mars Pathfinder Sojourner. Wie Spirit und Opportunity bietet Curiosity drei primäre Navigationsmodi: Blind-Drive, visuelle Odometrie und visuelle Odometrie mit Gefahrenvermeidung. Die Erstellung von Geländekarten basierend auf HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) und anderen Fernerkundungsdaten wurde verwendet, um simuliertes Fahren mit Curiosity in diesen verschiedenen Modi durchzuführen und ermöglichte die Auswahl des Gale-Krater-Landeorts, der das Klettern auf die Basis eines Berges erfordert, um seine primären wissenschaftlichen Ziele zu erreichen. Das Sample Acquisition, Processing, and Handling (SA/SPaH) Teilsystem ist für die Gewinnung von Gesteins- und Bodenproben von der Marsoberfläche und die Verarbeitung dieser Proben in Feinpartikel verantwortlich, die dann an die analytischen Wissenschaftsinstrumente verteilt werden. Das SA/SPaH-Teilsystem ist auch für die Platzierung der beiden Kontaktinstrumente (APXS, MAHLI) auf Gesteins- und Bodenzielen verantwortlich. SA/SPaH besteht aus einem Roboterarm und auf dem Arm montierten Geräten, die eine Bohrer, Bürste, Bodenschaufel, Probenverarbeitungseinheit sowie die mechanischen und elektrischen Schnittstellen zu den beiden Kontaktwissenschaftsinstrumenten umfassen. SA/SPaH umfasst auch Bohrerkopfboxen, das organische Prüfmaterial und ein Beobachtungstray, die alle an der Vorderseite des Rovers montiert sind, sowie Einlassabdeckmechanismen, die über die SAM- und CheMin-Feststoffproben-Einlassrohre auf der Rover-Decke platziert werden.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-012-9892-2",
    doi = "10.1007/s11214-012-9892-2",
    openalex = "W2087153461",
    references = "doi101126science1090544, doi101126science1165243, doi101126science29054981927"
}

@article{doi101007s1121401299122,
    author = "Maurice, S. und Wiens, R. C. und Saccoccio, M. und Barraclough, B. L. und Gasnault, O. und Forni, O. und Mangold, N. und Baratoux, David und Bender, Steve und Berger, Gilles und Bernardin, John D. und Berthé, Michel und Bridges, N. T. und Blaney, D. L. und Bouyé, M. und Caïs, Phillippe und Clark, B. C. und Clegg, S. M. und Cousin, A. und Cremers, David A. und Cros, A. und DeFlores, Lauren und Derycke, C. und Dingler, B. und Dromart, Gilles und Dubois, Bruno und Dupieux, M. und Durand, Éric und d’Uston, L. und Fabre, C. und Faure, B. und Gaboriaud, Alain und Gharsa, T. und Herkenhoff, K. und Kan, Ed und Kirkland, L. E. und Kouach, Driss und Lacour, J.-L. und Langevin, Y. und Lasue, J. und Mouëlic, Stéphane Le und Lescure, M. und Lewin, É. und Limonadi, D. und Manhès, G. und Mauchien, P. und McKay, Christopher P. und Meslin, Pierre‐Yves und Michel, Yann und Miller, E. und Newsom, H. E. und Orttner, G. und Paillet, A. und Parès, L. und Parot, Yann und Pérez, R. und Pinet, P. und Poitrasson, Franck und Quertier, Benjamin und Sallé, B. und Sotin, C. und Sautter, V. und Séran, H. C. und Simmonds, John J. und Sirven, Jean‐Baptiste und Stiglich, R. und Striebig, Nicolas und Thocaven, J.-J. und Toplis, M. J. und Vaniman, D. T.",
    title = "The ChemCam Instrument Suite on the Mars Science Laboratory (MSL) Rover: Science Objectives and Mast Unit Description",
    year = "2012",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-012-9912-2",
    doi = "10.1007/s11214-012-9912-2",
    openalex = "W2037431508",
    references = "doi101016jepsl200906042, openalexw101633874"
}

@article{doi101007s112140129916y,
    author = "Golombek, M. P. und Grant, J. A. und Kipp, D. und Vasavada, A. R. und Kirk, R. und Fergason, R. L. und Bellutta, P. und Calef, F. J. und Larsen, K. und Katayama, Yuji und Huertas, A. und Beyer, R. A. und Chen, A. und Parker, T. J. und Pollard, Brian D. und Lee, S. und Sun, Yuhang und Hoover, R. H. und Sladek, H. und Grotzinger, J. P. und Welch, Richard V. und Dobrea, E. Noe und Michalski, J. R. und Watkins, M. M.",
    title = "Auswahl des Landeplatzes für das Mars Science Laboratory",
    year = "2012",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-012-9916-y",
    doi = "10.1007/s11214-012-9916-y",
    openalex = "W2057007402",
    references = "doi1010292007je003000"
}

Einschlagkrater wurden seit vielen Jahrzehnten als Standardmetrik für eine Vielzahl planetarer Anwendungen verwendet, einschließlich Altersdatierung, geologischer Kartierung und stratigraphischer Beziehungen, als Tracer für Oberflächenprozesse und als Standorte für die Probenahme von Material aus der unteren Kruste und dem oberen Mantel. Die Nutzung von Kratern für diese und andere Untersuchungen wird erheblich durch einen einheitlichen Katalog von Kratern über die gesamte Fläche von Interesse hinweg unterstützt. Folglich wurden seit Jahrzehnten Kataloge von Kratern für den Mond und andere Planeten entwickelt. Wir stellen einen neuen globalen Katalog von Marskratern vor, der statistisch vollständig für Durchmesser D ≥ 1 km ist. Er enthält 384.343 Krater, und für jeden Krater werden detaillierte positional, morphologische Daten des Inneren, morphologische Daten der Ejecta und morphometrische Daten sowie Informationen über den Modifikationszustand aufgeführt, sofern diese bestimmt werden konnten. In diesem Artikel erläutern wir, wie die Datenbank erstellt wurde, welche verschiedenen Felder zugewiesen wurden und welche statistischen Unsicherheiten und Kontrollen vorliegen. In unserem Begleitartikel (Robbins und Hynek, 2012) diskutieren wir die ersten breiten wissenschaftlichen Anwendungen und Ergebnisse dieser Arbeit.

@article{doi1010292011je003966,
    author = "Robbins, S. J. und Hynek, B. M.",
    title = "A new global database of Mars impact craters ≥1 km: 1. Database creation, properties, and parameters",
    year = "2012",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Einschlagkrater wurden seit vielen Jahrzehnten als Standardmetrik für eine Vielzahl planetarer Anwendungen verwendet, einschließlich Altersdatierung, geologischer Kartierung und stratigraphischer Beziehungen, als Tracer für Oberflächenprozesse und als Standorte für die Probenahme von Material aus der unteren Kruste und dem oberen Mantel. Die Nutzung von Kratern für diese und andere Untersuchungen wird erheblich durch einen einheitlichen Katalog von Kratern über die gesamte Fläche von Interesse hinweg unterstützt. Folglich wurden seit Jahrzehnten Kataloge von Kratern für den Mond und andere Planeten entwickelt. Wir stellen einen neuen globalen Katalog von Marskratern vor, der statistisch vollständig für Durchmesser D ≥ 1 km ist. Er enthält 384.343 Krater, und für jeden Krater werden detaillierte positional, morphologische Daten des Inneren, morphologische Daten der Ejecta und morphometrische Daten sowie Informationen über den Modifikationszustand aufgeführt, sofern diese bestimmt werden konnten. In diesem Artikel erläutern wir, wie die Datenbank erstellt wurde, welche verschiedenen Felder zugewiesen wurden und welche statistischen Unsicherheiten und Kontrollen vorliegen. In unserem Begleitartikel (Robbins und Hynek, 2012) diskutieren wir die ersten breiten wissenschaftlichen Anwendungen und Ergebnisse dieser Arbeit.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2011je003966",
    doi = "10.1029/2011je003966",
    openalex = "W2063135069",
    references = "doi1010292006je002808"
}

Der Nachweis organischer Substanzen auf dem Mars ist eines der Hauptziele zukünftiger Mars-Landermissionen. Dennoch wird die Degradation organischer Moleküle durch kosmische Strahlung auf dem Mars oft ignoriert. Wir berechnen die Raten der Strahlendosis-Akkumulation durch solare und galaktische kosmische Strahlung in verschiedenen Tiefen des oberflächennahen Mars-Unterbodens. Wir zeigen, dass ein 1-Milliarden-Jahre alter Ausbruch auf dem Mars eine Dosis von ∼500 MGy in den oberen 0–2 cm und ∼50 MGy in Tiefen von 5–10 cm akkumuliert. Wir zeigen, dass die Erhaltung alter komplexer organischer Moleküle im oberflächennahen (∼10 cm Tiefe) Unterboden von Gesteinen höchst problematisch sein könnte, wenn das Alter der Exposition eines geologischen Ausbruchs 300 Myr überschreiten würde. Wir zeigen, dass einfachere organische Moleküle mit Massen von ∼100 amu eine gute Chance haben sollten, im oberflächennahen Unterboden von Gesteinen zu überleben. Implikationen für die Probenstrategie der bevorstehenden Marsmissionen werden diskutiert.

@article{doi1010292012gl052166,
    author = "Pavlov, A. A. and Pavlov, A. A. and Vasilyev, G. and Ostryakov, V. M. and Pavlov, A. K. and Pavlov, A. K. and Mahaffy, P. R.",
    title = "Degradation of the organic molecules in the shallow subsurface of Mars due to irradiation by cosmic rays",
    year = "2012",
    journal = "Geophysical Research Letters",
    abstract = "Detection of the organic matter on Mars is one of the main goals of the future Martian landing missions. Yet, the degradation of organic molecules by cosmic ray irradiation on Mars is often ignored. We calculate the radiation dose accumulation rates from solar and galactic cosmic rays at various depths in the shallow Martian subsurface. We demonstrate that a 1‐billion‐year outcrop on Mars accumulates the dosage of ∼500 MGy in the top 0–2 cm and ∼50 MGy at 5–10 cm depths. We show that the preservation of ancient complex organic molecules in the shallow (∼10 cm depth) subsurface of rocks could be highly problematic if the exposure age of a geologic outcrop would exceed 300 Myr. We demonstrate that more simple organic molecules with masses ∼100 amu should have a good chance to survive in the shallow subsurface of rocks. Implications to the sampling strategy for the oncoming Martian missions are discussed.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2012gl052166",
    doi = "10.1029/2012gl052166",
    openalex = "W1831615840",
    references = "doi101016jepsl200906042"
}

Die Oberfläche des Mars hat den Aufzeichnungen früher Umgebungen erhalten, in denen seine basaltische Kruste durch flüssiges Wasser verändert wurde. Diese wässrigen Umgebungen haben in Form hydrologischer Morphologien und Verwitterungsminerale überdauert, einschließlich Tonmineralien und hydratisierter Salze. Da diese Minerale auf der Erde wässrige Umgebungen erforschen, die mit biologischer Aktivität vereinbar sind, ist das Verständnis ihrer Bildungsprozesse auf dem Mars von großer exobiologischer Relevanz und bietet zudem Einblicke in die nun ausgelöschten antiken Wasserumgebungen der Erde. Mittels Fernerkundung haben wir eine groß angelegte Untersuchung der Verteilung, Zusammensetzung, des Alters und der geomorphologischen Settings von Hydrous minerals auf dem Mars durchgeführt, die eine verschärfte globale Sicht auf die frühen wässrigen Umgebungen und ihre Entwicklung über die Zeit bieten. Wässrige Verwitterung scheint auf planetarer Ebene Tonmineralien produziert zu haben, doch diese beschränken sich auf die ältesten beobachtbaren Terrains auf dem Mars (∼4 Gyr). Allerdings wurden auch sehr diverse wässrige Umgebungen gefunden, die weit verbreitete, komplexe wässrige Settings von der Oberfläche bis zu kilometer tiefen Tiefen und über einen Zeitraum von mehr als 1 Gyr hinweg andeuten. Durch die Erstellung eines robusten statistischen Samples von Detektionen versuchen die hier abgeleiteten globalen Trends, einen breiten Überblick über unser aktuelles Verständnis von Hydrous minerals auf dem Mars zu geben und Kontext für lokalere, vertiefte Analysen zu bieten. Zusammengefasst deuten diese Trends darauf hin, dass auf dem Mars zumindest vorübergehende Bedingungen existiert haben, die möglicherweise günstig für präbiotische bis biologische Aktivität waren.

@article{doi1010292012je004145,
    author = "Carter, John und Poulet, F. und Bibring, Jean‐Pierre und Mangold, N. und Murchie, S. L.",
    title = "Hydrous minerals on Mars as seen by the CRISM and OMEGA imaging spectrometers: Updated global view",
    year = "2012",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Die Oberfläche des Mars hat den Aufzeichnungen früher Umgebungen erhalten, in denen seine basaltische Kruste durch flüssiges Wasser verändert wurde. Diese wässrigen Umgebungen haben in Form hydrologischer Morphologien und Verwitterungsminerale überdauert, einschließlich Tonmineralien und hydratisierter Salze. Da diese Minerale auf der Erde wässrige Umgebungen erforschen, die mit biologischer Aktivität vereinbar sind, ist das Verständnis ihrer Bildungsprozesse auf dem Mars von großer exobiologischer Relevanz und bietet zudem Einblicke in die nun ausgelöschten antiken Wasserumgebungen der Erde. Mittels Fernerkundung haben wir eine groß angelegte Untersuchung der Verteilung, Zusammensetzung, des Alters und der geomorphologischen Settings von Hydrous minerals auf dem Mars durchgeführt, die eine verschärfte globale Sicht auf die frühen wässrigen Umgebungen und ihre Entwicklung über die Zeit bieten. Wässrige Verwitterung scheint auf planetarer Ebene Tonmineralien produziert zu haben, doch diese beschränken sich auf die ältesten beobachtbaren Terrains auf dem Mars (∼4 Gyr). Allerdings wurden auch sehr diverse wässrige Umgebungen gefunden, die weit verbreitete, komplexe wässrige Settings von der Oberfläche bis zu kilometer tiefen Tiefen und über einen Zeitraum von mehr als 1 Gyr hinweg andeuten. Durch die Erstellung eines robusten statistischen Samples von Detektionen versuchen die hier abgeleiteten globalen Trends, einen breiten Überblick über unser aktuelles Verständnis von Hydrous minerals auf dem Mars zu geben und Kontext für lokalere, vertiefte Analysen zu bieten. Zusammengefasst deuten diese Trends darauf hin, dass auf dem Mars zumindest vorübergehende Bedingungen existiert haben, die möglicherweise günstig für präbiotische bis biologische Aktivität waren.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2012je004145",
    doi = "10.1029/2012je004145",
    openalex = "W1484635710",
    references = "doi101016jicarus200806016, doi1010292006je002682, doi1010292009je003339, doi1010292009je003548, doi101038nature10582, openalexw2045435453"
}

Zusammenfassung Der Gale-Krater ist mit sedimentären Ablagerungen gefüllt, einschließlich eines Hügels aus geschichteten Ablagerungen, Aeolis Mons. Unter Verwendung von Orbitaldaten kartierten wir die Krater-Auffüllungen und maßen ihre Geometrie, um deren Ursprung zu bestimmen. Das Sediment von Aeolis Mons wird als primär Luftfall-Material wie Staub, vulkanische Asche, feinkörnige Impaktprodukte und möglicherweise Schnee, der sich aus der Atmosphäre niedergelassen hat, sowie windverwehte Sande, die im Kraterzentrum zementiert sind, interpretiert. Unconformity-Oberflächen zwischen den geologischen Einheiten sind Belege für Ablagerungspausen. Kraterboden-Material, das um Aeolis Mons und auf der Kraterwand abgelagert wurde, wird als alluviale und kolluviale Ablagerungen interpretiert. Morphologische Hinweise deuten darauf hin, dass nach der Bildung des untersten Teils von Aeolis Mons (die Small yardangs-Einheit und die Massenbewegungs-Ablagerungen) ein flacher See existierte. Eine Reihe von Merkmalen, einschließlich strukturiertem Boden und möglichen Gletschern aus Gestein, deuten auf periglaziale Prozesse mit einer Permafrost-Umgebung nach den ersten Hunderttausenden von Jahren nach seiner Bildung hin, die auf ~3,61 Ga im späten Noachium/frühen Hesperium datiert sind. Episodisches Schmelzen von Schnee im Krater könnte die Bildung von Sulfaten und Tonen in Aeolis Mons, die Bildung von Gletschern aus Gestein und die Erosion tiefer Schluchten und Täler entlang seiner Flanken sowie auf der Kraterwand und dem Kraterkamm verursacht haben, sowie die Bildung eines Sees in den tiefsten Bereichen von Gale.

@article{doi1010022012je004322,
    author = "Deit, L. Le und Hauber, Ernst und Fueten, Frank und Pondrelli, M. und Rossi, Angelo Pio und Jaumann, Ralf",
    title = "Sequenz der Auffüllungsereignisse im Gale-Krater, Mars: Ergebnisse aus Morphologie, Stratigraphie und Mineralogie",
    year = "2013",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Der Gale-Krater ist mit sedimentären Ablagerungen gefüllt, einschließlich eines Hügels aus geschichteten Ablagerungen, Aeolis Mons. Unter Verwendung von Orbitaldaten kartierten wir die Krater-Auffüllungen und maßen ihre Geometrie, um deren Ursprung zu bestimmen. Das Sediment von Aeolis Mons wird als primär Luftfall-Material wie Staub, vulkanische Asche, feinkörnige Impaktprodukte und möglicherweise Schnee, der sich aus der Atmosphäre niedergelassen hat, sowie windverwehte Sande, die im Kraterzentrum zementiert sind, interpretiert. Unconformity-Oberflächen zwischen den geologischen Einheiten sind Belege für Ablagerungspausen. Kraterboden-Material, das um Aeolis Mons und auf der Kraterwand abgelagert wurde, wird als alluviale und kolluviale Ablagerungen interpretiert. Morphologische Hinweise deuten darauf hin, dass nach der Bildung des untersten Teils von Aeolis Mons (die Small yardangs-Einheit und die Massenbewegungs-Ablagerungen) ein flacher See existierte. Eine Reihe von Merkmalen, einschließlich strukturiertem Boden und möglichen Gletschern aus Gestein, deuten auf periglaziale Prozesse mit einer Permafrost-Umgebung nach den ersten Hunderttausenden von Jahren nach seiner Bildung hin, die auf \textasciitilde 3,61 Ga im späten Noachium/frühen Hesperium datiert sind. Episodisches Schmelzen von Schnee im Krater könnte die Bildung von Sulfaten und Tonen in Aeolis Mons, die Bildung von Gletschern aus Gestein und die Erosion tiefer Schluchten und Täler entlang seiner Flanken sowie auf der Kraterwand und dem Kraterkamm verursacht haben, sowie die Bildung eines Sees in den tiefsten Bereichen von Gale.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2012je004322",
    doi = "10.1002/2012je004322",
    openalex = "W1728838134",
    references = "doi101016jepsl200912041, doi101016jpss200612003, doi101016jpss201003015, doi102475ajs2578545"
}

@article{doi101016jpss201303006,
    author = "Tanaka, Kenneth L. und Robbins, S. J. und Fortezzo, C. M. und Skinner, J. A. und Hare, T. M.",
    title = "The digital global geologic map of Mars: Chronostratigraphic ages, topographic and crater morphologic characteristics, and updated resurfacing history",
    year = "2013",
    journal = "Planetary and Space Science",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.pss.2013.03.006",
    doi = "10.1016/j.pss.2013.03.006",
    openalex = "W2020615976",
    references = "doi101016jepsl200912041, doi101016jpss201003015"
}

@article{doi101038ngeo2014,
    author = "McEwen, A. S. und Dundas, C. M. und Mattson, S. und Toigo, A. D. und Ojha, L. und Wray, J. J. und Chojnacki, M. und Byrne, Shane und Murchie, S. L. und Thomas, Nicolas",
    title = "Wiederkehrende Hanglinien in den äquatorialen Regionen des Mars",
    year = "2013",
    journal = "Nature Geoscience",
    url = "https://doi.org/10.1038/ngeo2014",
    doi = "10.1038/ngeo2014",
    openalex = "W2086277408",
    references = "doi1010292007je003000"
}

Wir berichten über Daten zum Marsmeteoriten Northwest Africa (NWA) 7034, der einige petrologische und geochemische Merkmale mit bekannten Marsmeteoriten der SNC-Gruppe (d. h. Shergottite, Nakhlite und Chassignite) teilt, aber auch einige einzigartige Merkmale aufweist, die ihn von dieser Gruppe ausschließen würden. NWA 7034 ist eine geochemisch angereicherte Krusten-Gesteinszusammensetzung, die basalten und der durchschnittlichen Marskruste ähnelt, die von den jüngsten Rover- und Orbiter-Missionen gemessen wurde. Es bildete sich vor 2,089 ± 0,081 Milliarden Jahren während der frühen Amazonium-Ära in der geologischen Geschichte des Mars. NWA 7034 enthält eine Zehnerpotenz mehr einheimisches Wasser als die meisten SNC-Meteoriten, wobei bis zu 6000 ppm außerirdisches H(2)O während der gestuften Erhitzung freigesetzt wurden. Es weist zudem Bulk-Sauerstoffisotopenwerte von Δ(17)O = 0,58 ± 0,05 ‰ und einen durchschnittlichen Sauerstoffisotopenwert des während der Erhitzung freigesetzten Wassers von Δ(17)O = 0,330 ± 0,011 ‰ auf, was auf das Vorhandensein mehrerer Sauerstoff-Reservoire auf dem Mars hindeutet.

@article{doi101126science1228858,
    author = "Agee, C. B. und Wilson, N. V. und McCubbin, F. M. und Ziegler, K. und Polyak, Victor J. und Sharp, Z. D. und Asmerom, Yemane und Nunn, M. und Shaheen, Robina und Thiemens, M. H. und Steele, A. und Fogel, Marilyn L. und Bowden, R. und Glamoclija, M. und Zhang, Zhisheng und Elardo, S. M.",
    title = "Unique Meteorite from Early Amazonian Mars: Water-Rich Basaltic Breccia Northwest Africa 7034",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "Wir berichten über Daten zum Marsmeteoriten Northwest Africa (NWA) 7034, der einige petrologische und geochemische Merkmale mit bekannten Marsmeteoriten der SNC-Gruppe (d. h. Shergottite, Nakhlite und Chassignite) teilt, aber auch einige einzigartige Merkmale aufweist, die ihn von dieser Gruppe ausschließen würden. NWA 7034 ist eine geochemisch angereicherte Krusten-Gesteinszusammensetzung, die basalten und der durchschnittlichen Marskruste ähnelt, die von den jüngsten Rover- und Orbiter-Missionen gemessen wurde. Es bildete sich vor 2,089 ± 0,081 Milliarden Jahren während der frühen Amazonium-Ära in der geologischen Geschichte des Mars. NWA 7034 enthält eine Zehnerpotenz mehr einheimisches Wasser als die meisten SNC-Meteoriten, wobei bis zu 6000 ppm außerirdisches H(2)O während der gestuften Erhitzung freigesetzt wurden. Es weist zudem Bulk-Sauerstoffisotopenwerte von Δ(17)O = 0,58 ± 0,05 ‰ und einen durchschnittlichen Sauerstoffisotopenwert des während der Erhitzung freigesetzten Wassers von Δ(17)O = 0,330 ± 0,011 ‰ auf, was auf das Vorhandensein mehrerer Sauerstoff-Reservoire auf dem Mars hindeutet.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1228858",
    doi = "10.1126/science.1228858",
    openalex = "W2048335161",
    references = "doi101038nature10582"
}

Der Curiosity-Rover entdeckte feinkörnige sedimentäre Gesteine, die als Hinweis auf einen antiken See interpretiert werden und Beweise für eine Umwelt bewahren, die geeignet wäre, eine auf Chemolithoautotrophie basierende martianische Biosphäre zu unterstützen. Dieses wässrige Umfeld wurde durch einen neutralen pH-Wert, eine geringe Salinität und variable Redox-Zustände sowohl von Eisen- als auch von Schwefelarten gekennzeichnet. Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Schwefel, Stickstoff und Phosphor wurden direkt als wesentliche biogene Elemente gemessen; durch Schlussfolgerung wird angenommen, dass Phosphor verfügbar war. Die Umwelt hatte wahrscheinlich eine Mindestdauer von Hunderten bis zu Zehntausenden von Jahren. Diese Ergebnisse unterstreichen die biologische Lebensfähigkeit fluviolakustriner Umgebungen in der post-noachischen Geschichte des Mars.

@article{doi101126science1242777,
    author = "Grotzinger, J. P. and Sumner, D. Y. and Kah, Linda C. and Stack, K. M. and Gupta, Sanjeev and Edgar, L. A. and Rubin, David M. and Lewis, K. W. and Schieber, Jüergen and Mangold, N. and Milliken, R. E. and Conrad, P. G. and DesMarais, David J. and Farmer, Jack D. and Siebach, K. L. and Calef, F. J. and Hurowitz, J. A. and McLennan, S. M. and Ming, D. W. and Vaniman, D. T. and Crisp, J. A. and Vasavada, A. R. and Edgett, K. S. and Malin, M. C. and Blake, D. F. and Gellert, R. and Mahaffy, P. R. and Wiens, R. C. and Maurice, S. and Grant, J. A. and Wilson, Sharon A. and Anderson, Robert C. and Beegle, L. W. and Arvidson, R. E. and Hallet, B. and Sletten, R. S. and Rice, M. S. and Bell, J. F. and Griffes, J. L. and Ehlmann, B. L. and Anderson, R. B. and Bristow, T. F. and Dietrich, W. E. and Dromart, Gilles and Eigenbrode, J. L. and Fraeman, A. A. and Hardgrove, C. and Herkenhoff, K. E. and Jandura, Louise and Kocurek, Gary and Lee, S. and Leshin, L. A. and Léveillé, Richard and Limonadi, D. and Maki, J. N. and McCloskey, Scott and Meÿer, Michael A. and Minitti, M. E. and Newsom, H. E. and Oehler, Dorothy Z. and Okon, A. and Palucis, M. C. and Parker, T. J. and Rowland, Scott K. and Schmidt, M. E. and Squyres, S. W. and Steele, A. and Stolper, E. M. and Summons, Roger E. and Treiman, A. H. and Williams, R. M. E. and Yingst, Aileen and Team, MSL Science and Kemppinen, Osku and Bridges, Nathan and Johnson, J. R. and Cremers, David A. and Godber, Austin and Wadhwa, M. and Wellington, Danika and McEwan, Ian and Newman, Claire and Richardson, M. I. and Charpentier, Antoine and Péret, Laurent and King, P. L. and Blank, Jennifer G. and Weigle, Gerald and Li, Shuai and Robertson, Kevin M. and Sun, V. Z. and Baker, Michael and Edwards, Christopher S. and Farley, Kenneth A. and Miller, Hayden and Newcombe, Megan and Pilorget, Cedric and Brunet, Claude and Hipkin, Victoria and Léveillé, Richard",
    title = "A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "The Curiosity rover discovered fine-grained sedimentary rocks, which are inferred to represent an ancient lake and preserve evidence of an environment that would have been suited to support a martian biosphere founded on chemolithoautotrophy. This aqueous environment was characterized by neutral pH, low salinity, and variable redox states of both iron and sulfur species. Carbon, hydrogen, oxygen, sulfur, nitrogen, and phosphorus were measured directly as key biogenic elements; by inference, phosphorus is assumed to have been available. The environment probably had a minimum duration of hundreds to tens of thousands of years. These results highlight the biological viability of fluvial-lacustrine environments in the post-Noachian history of Mars.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1242777",
    doi = "10.1126/science.1242777",
    openalex = "W2054921843",
    references = "doi101086628623, doi101126science1122659, doi101126science29054981927, doi101306212f7e4b2b2411d78648000102c1865d"
}

Von dem Curiosity-Rover am Yellowknife Bay auf dem Mars untersuchte Sedimentgesteine stammen aus Quellen, die sich von einer durchschnittlich martianischen Krustenzusammensetzung zu einer beeinflussten durch alkalische Basalte entwickelt haben. Es gibt keine Hinweise auf chemische Verwitterung, was auf aride, möglicherweise kalte paläoklimatische Bedingungen sowie schnelle Erosion und Ablagerung hindeutet. Das Fehlen vorhergesagter geochemischer Variationen zeigt, dass Magnetit und Phyllosilikate durch Diagenese unter niedrigen Temperaturen, bei circumneutralen pH-Werten und unter wasserdominierten Bedingungen entstanden sind. Analysen diagenetischer Merkmale (einschließlich Konkretionen, angehobener Rillen und Brüche) mit hoher räumlicher Auflösung zeigen, dass sie jeweils aus eisen- und halogenreichen Komponenten, magnesium-eisen-chloridreichen Komponenten und hydratisierten Calciumsulfaten bestehen. Die Zusammensetzung eines kreuzenden, dikeartigen Merkmals ist mit einer sedimentären Intrusion konsistent. Die Geochemie dieser Sedimentgesteine liefert weitere Belege für diverse Ablagerungs- und diagenetische sedimentäre Umgebungen während der frühen Geschichte des Mars.

@article{doi101126science1244734,
    author = "McLennan, S. M. and Anderson, R. B. and Bell, J. F. and Bridges, J. C. and Calef, F. J. and Campbell, John and Clark, B. C. and Clegg, S. M. and Conrad, P. G. and Cousin, A. and Marais, David J. Des and Dromart, Gilles and Dyar, M. D. and Edgar, L. A. and Ehlmann, B. L. and Fabre, C. and Forni, O. and Gasnault, O. and Gellert, R. and Gordon, S. and Grant, J. A. and Grotzinger, J. P. and Gupta, Sanjeev and Herkenhoff, K. E. and Hurowitz, J. A. and King, P. L. and Mouëlic, Stéphane Le and Leshin, L. A. and Léveillé, Richard and Lewis, K. W. and Mangold, N. and Maurice, S. and Ming, D. W. and Morris, R. V. and Nachon, M. and Newsom, H. E. and Ollila, A. and Perrett, G. M. and Rice, M. S. and Schmidt, M. E. and Schwenzer, S. P. and Stack, K. M. and Stolper, Edward M. and Sumner, D. Y. and Treiman, A. H. and VanBommel, S. J. and Vaniman, D. T. and Vasavada, A. R. and Wiens, R. C. and Yingst, R. A. and Team, MSL Science and Kemppinen, Osku and Bridges, Nathan and Johnson, J. R. and Minitti, M. E. and Cremers, David A. and Farmer, Jack D. and Godber, Austin and Wadhwa, M. and Wellington, Danika and McEwan, Ian and Newman, Claire and Richardson, M. I. and Charpentier, Antoine and Péret, Laurent and Blank, Jennifer G. and Weigle, Gerald and Li, Shuai and Milliken, R. E. and Robertson, Kevin M. and Sun, V. Z. and Baker, Michael B. and Edwards, Christopher S. and Farley, Kenneth and Griffes, Jennifer and Miller, Hayden and Newcombe, Megan and Pilorget, Cedric and Siebach, Kirsten and Brunet, C. and Hipkin, Victoria and Marchand, Geneviève and Sánchez, Pablo Sobrón and Favot, Laurent and Cody, George D. and Steele, A. and Flückiger, Lorenzo and Lees, David and Nefian, Ara and Martin, Mildred and Gailhanou, M. and Westall, Francès and Israël, G. and Agard, Christophe and Baroukh, Julien and Donny, Christophe and Gaboriaud, Alain and Guillemot, Philippe and Lafaille, Vivian and Lorigny, Éric",
    title = "Elementare Geochemie von Sedimentgesteinen am Yellowknife Bay, Gale-Krater, Mars",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "Von dem Curiosity-Rover am Yellowknife Bay auf dem Mars untersuchte Sedimentgesteine stammen aus Quellen, die sich von einer durchschnittlich martianischen Krustenzusammensetzung zu einer beeinflussten durch alkalische Basalte entwickelt haben. Es gibt keine Hinweise auf chemische Verwitterung, was auf aride, möglicherweise kalte paläoklimatische Bedingungen sowie schnelle Erosion und Ablagerung hindeutet. Das Fehlen vorhergesagter geochemischer Variationen zeigt, dass Magnetit und Phyllosilikate durch Diagenese unter niedrigen Temperaturen, bei circumneutralen pH-Werten und unter wasserdominierten Bedingungen entstanden sind. Analysen diagenetischer Merkmale (einschließlich Konkretionen, angehobener Rillen und Brüche) mit hoher räumlicher Auflösung zeigen, dass sie jeweils aus eisen- und halogenreichen Komponenten, magnesium-eisen-chloridreichen Komponenten und hydratisierten Calciumsulfaten bestehen. Die Zusammensetzung eines kreuzenden, dikeartigen Merkmals ist mit einer sedimentären Intrusion konsistent. Die Geochemie dieser Sedimentgesteine liefert weitere Belege für diverse Ablagerungs- und diagenetische sedimentäre Umgebungen während der frühen Geschichte des Mars.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1244734",
    doi = "10.1126/science.1244734",
    openalex = "W2112430193",
    references = "doi101017cbo9780511977848, doi101038nature10582"
}

Zusammenfassung Die Untersuchung von Hyperspektraldaten vom Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) und vom Observatoire pour la Minéralogie, L'Eau, les Glaces et l'Activitié (OMEGA) auf Mars Express hat eine zunehmend diverse Suite von Mineralien auf der Marsoberfläche enthüllt. Hier wird ein überarbeiteter Satz von 60 spektralen Parametern vorgestellt, die aus korrigierter spektraler Reflexion bei Schlüsselwellenlängen in CRISM-Zielbeobachtungen abgeleitet wurden und darauf ausgelegt sind, die bekannte Vielfalt der Oberflächenmineralogie auf Mars einzufangen; diese werden als „Zusammenfassungsprodukte“ bezeichnet. Einige der Zusammenfassungsprodukte haben eine starke Verbindung zu OMEGA-spektralen Parameterberechnungen; dieser Artikel stellt zudem neu abgeleitete Parameter vor, die Standorte mit kürzlich entdeckten spektralen Signaturen hervorheben. Typstandorte für die Vielfalt der derzeit identifizierten mineralischen spektralen Signaturen wurden in einer Bibliothek zusammengefasst, die in dieser Arbeit vorgestellt wird. Unsere Analyse zeigt, dass der überarbeitete Satz von Zusammenfassungsprodukten die bekannte spektrale Vielfalt der Oberfläche einfängt und erfolgreich Standorte mit unterschiedlichen spektralen Signaturen hervorhebt und unterscheidet. Die überarbeiteten spektralen Parameterberechnungen und verwandten Produkte bieten ein nützliches Werkzeug für die wissenschaftliche Interpretation sowie für die Auswahl von Landeplätzen und Operationen zukünftiger Missionen.

@article{doi1010022014je004627,
    author = "Viviano, C. E. und Seelos, F. P. und Murchie, S. L. und Kahn, E. G. und Seelos, K. D. und Taylor, H. W. und Taylor, K. und Ehlmann, B. L. und Wiseman, S. M. und Mustard, John F. und Morgan, M. Frank",
    title = "Revised CRISM spectral parameters and summary products based on the currently detected mineral diversity on Mars",
    year = "2014",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Die Untersuchung von Hyperspektraldaten vom Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) und vom Observatoire pour la Minéralogie, L'Eau, les Glaces et l'Activitié (OMEGA) auf Mars Express hat eine zunehmend diverse Suite von Mineralien auf der Marsoberfläche enthüllt. Hier wird ein überarbeiteter Satz von 60 spektralen Parametern vorgestellt, die aus korrigierter spektraler Reflexion bei Schlüsselwellenlängen in CRISM-Zielbeobachtungen abgeleitet wurden und darauf ausgelegt sind, die bekannte Vielfalt der Oberflächenmineralogie auf Mars einzufangen; diese werden als „Zusammenfassungsprodukte“ bezeichnet. Einige der Zusammenfassungsprodukte haben eine starke Verbindung zu OMEGA-spektralen Parameterberechnungen; dieser Artikel stellt zudem neu abgeleitete Parameter vor, die Standorte mit kürzlich entdeckten spektralen Signaturen hervorheben. Typstandorte für die Vielfalt der derzeit identifizierten mineralischen spektralen Signaturen wurden in einer Bibliothek zusammengefasst, die in dieser Arbeit vorgestellt wird. Unsere Analyse zeigt, dass der überarbeitete Satz von Zusammenfassungsprodukten die bekannte spektrale Vielfalt der Oberfläche einfängt und erfolgreich Standorte mit unterschiedlichen spektralen Signaturen hervorhebt und unterscheidet. Die überarbeiteten spektralen Parameterberechnungen und verwandten Produkte bieten ein nützliches Werkzeug für die wissenschaftliche Interpretation sowie für die Auswahl von Landeplätzen und Operationen zukünftiger Missionen.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2014je004627",
    doi = "10.1002/2014je004627",
    openalex = "W1874374897",
    references = "doi1010292009je003339, doi101038nature10582, doi101146annurevearth060313055024"
}

@article{doi101016jicarus201411011,
    author = "Carter, John und Loizeau, D. und Mangold, N. und Poulet, F. und Bibring, Jean‐Pierre",
    title = "Widespread surface weathering on early Mars: A case for a warmer and wetter climate",
    year = "2014",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.11.011",
    doi = "10.1016/j.icarus.2014.11.011",
    openalex = "W2021033398",
    references = "doi101016jepsl200912041, doi1010292009je003548"
}

Eine Arbeitsgruppe des Mars Exploration Program Analysis Group (MEPAG) hat die Beschreibung der Special Regions auf dem Mars als Orte, an denen terrestrische Organismen sich möglicherweise vermehren könnten (gemäß der COSPAR-Raumfahrt-Schutzrichtlinie), überprüft und aktualisiert. Diese Überprüfung und Aktualisierung wurde von einem internationalen Team (SR-SAG2) durchgeführt, das sowohl aus der biologischen Wissenschaft als auch aus der Mars-Explorations-Community stammt und sich auf das Verständnis konzentrierte, wann und wo Special Regions auftreten könnten. Die Studie nutzte kürzlich verfügbare Daten über die Mars-Umgebung und terrestrische Organismen und baute auf einer früheren Analyse der Mars Special Regions (2006) durch ein ähnliches Team auf. Seitdem wurde eine neue Menge hochrelevanter Informationen vom Mars Reconnaissance Orbiter (gestartet 2005) und Phoenix (2007) sowie Daten von Mars Express und den Zwillingen Mars Exploration Rovers (alle 2003) generiert. Ergebnisse wurden auch aus dem Mars Science Laboratory (gestartet 2011) gewonnen. Neben Marsdaten gibt es eine beträchtliche Menge neuer Daten zu den bekannten Umweltgrenzen des Lebens auf der Erde – einschließlich des Potenzials, dass terrestrisches mikrobielles Leben unter Mars-Umgebungsbedingungen überleben und sich vermehren kann. Die Analyse von SR-SAG2 umfasste eine Untersuchung neuer Mars-Modelle, die für natürliche Umweltvariationen in der Wasseraktivität und Temperatur relevant sind; eine Überprüfung und Neubewertung der aktuellen Parameter, die verwendet werden, um Special Regions zu definieren; sowie aktualisierte Karten und Beschreibungen der Mars-Umgebungen, die zur Behandlung als „Unsicher" oder „Spezial" empfohlen werden, entweder als natürliche Merkmale oder als solche, die möglicherweise durch den Einfluss zukünftiger gelandeter Raumfahrzeuge gebildet wurden. Signifikante Änderungen in unserem Wissen über die Fähigkeiten terrestrischer Organismen und die Existenz möglicherweise bewohnbarer Mars-Umgebungen haben zu einem neuen Verständnis geführt, wo Mars Special Regions identifiziert und geschützt werden können. Das SR-SAG hat auch die Auswirkungen der Special Regions auf potenzielle zukünftige bemannte Missionen zum Mars berücksichtigt, sowohl als Standorte potenzieller Ressourcen als auch als Orte, die unbeabsichtigt durch menschliche Aktivität kontaminiert werden sollten.

@article{doi101089ast20141227,
    author = "Rummel, John D. and Beaty, D. W. and Jones, Melissa A. and Bakermans, Corien and Barlow, N. G. and Boston, Penelope J. and Chevrier, V. F. and Clark, B. C. and de Vera, Jean‐Pierre and Gough, R. V. and Hallsworth, John E. and Head, J. W. and Hipkin, V. and Kieft, Thomas L. and McEwen, A. S. and Mellon, M. T. and Mikucki, Jill A. and Nicholson, Wayne L. and Omelon, Christopher R. and Peterson, R. C. and Roden, Eric and Lollar, Barbara Sherwood and Tanaka, Kenneth L. and Viola, D. and Wray, J. J.",
    title = "A New Analysis of Mars “Special Regions”: Findings of the Second MEPAG Special Regions Science Analysis Group (SR-SAG2)",
    year = "2014",
    journal = "Astrobiology",
    abstract = {A committee of the Mars Exploration Program Analysis Group (MEPAG) has reviewed and updated the description of Special Regions on Mars as places where terrestrial organisms might replicate (per the COSPAR Planetary Protection Policy). This review and update was conducted by an international team (SR-SAG2) drawn from both the biological science and Mars exploration communities, focused on understanding when and where Special Regions could occur. The study applied recently available data about martian environments and about terrestrial organisms, building on a previous analysis of Mars Special Regions (2006) undertaken by a similar team. Since then, a new body of highly relevant information has been generated from the Mars Reconnaissance Orbiter (launched in 2005) and Phoenix (2007) and data from Mars Express and the twin Mars Exploration Rovers (all 2003). Results have also been gleaned from the Mars Science Laboratory (launched in 2011). In addition to Mars data, there is a considerable body of new data regarding the known environmental limits to life on Earth-including the potential for terrestrial microbial life to survive and replicate under martian environmental conditions. The SR-SAG2 analysis has included an examination of new Mars models relevant to natural environmental variation in water activity and temperature; a review and reconsideration of the current parameters used to define Special Regions; and updated maps and descriptions of the martian environments recommended for treatment as "Uncertain" or "Special" as natural features or those potentially formed by the influence of future landed spacecraft. Significant changes in our knowledge of the capabilities of terrestrial organisms and the existence of possibly habitable martian environments have led to a new appreciation of where Mars Special Regions may be identified and protected. The SR-SAG also considered the impact of Special Regions on potential future human missions to Mars, both as locations of potential resources and as places that should not be inadvertently contaminated by human activity.},
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2014.1227",
    doi = "10.1089/ast.2014.1227",
    openalex = "W1993772166",
    references = "doi101016jepsl200906042, doi1010292004je002240, doi1010292007jg000677, doi1010292009je003339, doi101126science1165243, doi101130g223521, doi101130spe70p1, doi101146annurevearth060313055024"
}

Berichte über Plumes oder Flecken aus Methan in der Marsatmosphäre, die über monatliche Zeitskalen variieren, konnten bisher nicht erklärt werden. Basierend auf Messungen vor Ort über einen Zeitraum von 20 Monaten durch den abstimmbaren Laserspektrometer des Instruments Sample Analysis at Mars an Bord von Curiosity am Gale-Krater berichten wir vom Nachweis von Hintergrundwerten für atmosphärisches Methan mit einem Mittelwert von 0,69 ± 0,25 ppbv (parts per billion by volume) im 95%-Konfidenzintervall (KI). Diese Häufigkeit liegt unter den Modellabschätzungen für die ultraviolette Degradation von akkretierten interplanetaren Staubpartikeln oder kohlenstoffhaltigen Chondrit-Materialien. Zusätzlich wurden in vier aufeinanderfolgenden Messungen über einen Zeitraum von 60 Sol (wobei 1 Sol ein Mars-Tage ist) erhöhte Methanwerte von 7,2 ± 2,1 ppbv (95% KI) beobachtet, was darauf hindeutet, dass der Mars episodisch Methan aus einer zusätzlichen, unbekannten Quelle produziert.

@article{doi101126science1261713,
    author = "Webster, Christopher R. und Mahaffy, P. R. und Atreya, S. K. und Flesch, Gregory J. und Mischna, M. A. und Meslin, Pierre‐Yves und Farley, Kenneth A. und Conrad, P. G. und Christensen, L. E. und Pavlov, Alexander A. und Martín‐Torres, Javier und Zorzano, María‐Paz und McConnochie, T. H. und Owen, Tobias und Eigenbrode, J. L. und Glavin, D. P. und Steele, A. und Malespin, C. A. und Archer, P. D. und Sutter, B. und Coll, Patrice und Freissinet, Caroline und McKay, Christopher P. und Moores, John E. und Schwenzer, S. P. und Bridges, J. C. und Navarro‐González, R. und Gellert, R. und Lemmon, M. T. und das MSL Science Team",
    title = "Methan-Nachweis und Variabilität am Gale-Krater auf dem Mars",
    year = "2014",
    journal = "Science",
    abstract = "Berichte über Plumes oder Flecken aus Methan in der Marsatmosphäre, die über monatliche Zeitskalen variieren, konnten bisher nicht erklärt werden. Basierend auf Messungen vor Ort über einen Zeitraum von 20 Monaten durch den abstimmbaren Laserspektrometer des Instruments Sample Analysis at Mars an Bord von Curiosity am Gale-Krater berichten wir vom Nachweis von Hintergrundwerten für atmosphärisches Methan mit einem Mittelwert von 0,69 ± 0,25 ppbv (parts per billion by volume) im 95%-Konfidenzintervall (KI). Diese Häufigkeit liegt unter den Modellabschätzungen für die ultraviolette Degradation von akkretierten interplanetaren Staubpartikeln oder kohlenstoffhaltigen Chondrit-Materialien. Zusätzlich wurden in vier aufeinanderfolgenden Messungen über einen Zeitraum von 60 Sol (wobei 1 Sol ein Mars-Tage ist) erhöhte Methanwerte von 7,2 ± 2,1 ppbv (95% KI) beobachtet, was darauf hindeutet, dass der Mars episodisch Methan aus einer zusätzlichen, unbekannten Quelle produziert.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1261713",
    doi = "10.1126/science.1261713",
    openalex = "W1977251152",
    references = "doi101126science1165243"
}

Zusammenfassung Wir präsentieren Ergebnisse aus geomorphologischen Kartierungen und sichtbaren bis nahinfraroten spektralen Analysen des Jezero-Becken-Paleosees und seines zugehörigen Einzugsgebiets. Das Ziel dieser Studie ist es, die Herkunft der sedimentären Ablagerungen innerhalb dieses offenen Beckensees unter Verwendung eines Quell-zu-Senker-Ansatzes zu verstehen. Zwei Fächerablagerungen, die sich innerhalb des Beckens befinden, weisen charakteristische sichtbare bis nahinfrarote mineralogische Signaturen auf, die vom Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) gemessen wurden. Das nördliche Fächer ist spektral durch eine Mischung aus Mg-reichem Carbonat und Olivin gekennzeichnet, während das westliche Fächer durch Fe/Mg-Smektit (z. B. Saponit oder Nontronit) mit variablen Mengen an Mg-reichem Carbonat und Olivin in isolierten Aufschlüssen charakterisiert ist. Die Einzugsgebiete dieser Ablagerungen enthalten eine Vielzahl von geomorphologischen Einheiten, die wahrscheinlich Sediment zum Jezero-Becken-Paleosee geliefert haben, da die fluviatilen Täler, die das Becken speisten, diese Einheiten durchschneiden. Die geomorphologischen Einheiten umfassen Aufschlüsse von Fe/Mg-Smektit-, Olivin- und Mg-reichem Carbonat-führendem Gelände. Wir zeigen, dass der Unterschied in der Mineralogie der Fächerablagerungen eine Funktion der flächigen Exposition der wichtigsten geomorphologischen Einheiten innerhalb ihrer Einzugsgebiete ist. Dies deutet darauf hin, dass die spektral dominierenden wässrigen Alterungsminerale in den Fächerablagerungen primär detrital oder transportiert sind und nicht in situ entstanden sind. Wir schließen, dass die wässrige Alterung der Einheiten im Einzugsgebiet vor der fluviatilen Aktivität stattfand, die die Täler des Jezero-Becken-Paleosee-Systems geformt hat, und dass die beiden Perioden der wässrigen Aktivität nicht genetisch miteinander verbunden sind.

@article{doi1010022014je004782,
    author = "Goudge, T. A. und Mustard, John F. und Head, J. W. und Fassett, C. I. und Wiseman, S. M.",
    title = "Assessing the mineralogy of the watershed and fan deposits of the Jezero crater paleolake system, Mars",
    year = "2015",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Wir präsentieren Ergebnisse aus geomorphologischen Kartierungen und sichtbaren bis nahinfraroten spektralen Analysen des Jezero-Becken-Paleosees und seines zugehörigen Einzugsgebiets. Das Ziel dieser Studie ist es, die Herkunft der sedimentären Ablagerungen innerhalb dieses offenen Beckensees unter Verwendung eines Quell-zu-Senker-Ansatzes zu verstehen. Zwei Fächerablagerungen, die sich innerhalb des Beckens befinden, weisen charakteristische sichtbare bis nahinfrarote mineralogische Signaturen auf, die vom Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) gemessen wurden. Das nördliche Fächer ist spektral durch eine Mischung aus Mg-reichem Carbonat und Olivin gekennzeichnet, während das westliche Fächer durch Fe/Mg-Smektit (z. B. Saponit oder Nontronit) mit variablen Mengen an Mg-reichem Carbonat und Olivin in isolierten Aufschlüssen charakterisiert ist. Die Einzugsgebiete dieser Ablagerungen enthalten eine Vielzahl von geomorphologischen Einheiten, die wahrscheinlich Sediment zum Jezero-Becken-Paleosee geliefert haben, da die fluviatilen Täler, die das Becken speisten, diese Einheiten durchschneiden. Die geomorphologischen Einheiten umfassen Aufschlüsse von Fe/Mg-Smektit-, Olivin- und Mg-reichem Carbonat-führendem Gelände. Wir zeigen, dass der Unterschied in der Mineralogie der Fächerablagerungen eine Funktion der flächigen Exposition der wichtigsten geomorphologischen Einheiten innerhalb ihrer Einzugsgebiete ist. Dies deutet darauf hin, dass die spektral dominierenden wässrigen Alterungsminerale in den Fächerablagerungen primär detrital oder transportiert sind und nicht in situ entstanden sind. Wir schließen, dass die wässrige Alterung der Einheiten im Einzugsgebiet vor der fluviatilen Aktivität stattfand, die die Täler des Jezero-Becken-Paleosee-Systems geformt hat, und dass die beiden Perioden der wässrigen Aktivität nicht genetisch miteinander verbunden sind.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2014je004782",
    doi = "10.1002/2014je004782",
    openalex = "W1920771549",
    references = "doi10100797814757115239, doi101016jicarus200806016, doi1010292006je002808, doi1010292009je003339, doi1010292009je003548, doi101130001676061951621tceoda20co2"
}

Zusammenfassung Wir verwenden ein 3‐D-Allgemeinzirkulationsmodell, um den primitiven martianischen hydrologischen Zyklus in „warm and wet" und „cold and icy" Szenarien zu vergleichen. Im warm and wet Szenario ist ein anomal hoch solarer Fluss oder eine intensive Treibhauswärmung, die künstlich zum Klimamodell hinzugefügt wird, erforderlich, um warme Bedingungen und ein eisfreies nördliches Ozeanbecken aufrechtzuerhalten. Die Niederschläge zeigen starke Oberflächenvariationen, mit hohen Raten um das Hellas-Becken und westlich von Tharsis, aber niedrigen Raten um Margaritifer Sinus (wo die beobachtete Dichte des Entwässerungsnetzwerks der Täler dennoch hoch ist). Im cold and icy Szenario ist die Schneemigration eine Funktion sowohl der Exzentrizität als auch des Oberflächenluftdrucks, und begrenzte episodisches Schmelzen ist durch Kombinationen von saisonalen, vulkanischen und Impakt-Forcings möglich. Bei Oberflächenluftdrücken oberhalb derer, die erforderlich sind, um atmosphärischen Kollaps zu vermeiden (∼0,5 bar) und moderater bis hoher Exzentrizität, wird Schnee in die äquatorialen Hochlandregionen transportiert, wo die Konzentration von Tälernetzwerken am höchsten ist. Die Schneeanhäufung im Aeolis-Quadrant ist hoch, was darauf hindeutet, dass ein eisfreies nördliches Ozeanbecken nicht erforderlich ist, um Wasser zum Gale-Krater zu liefern. Bei niedrigeren Oberflächenluftdrücken und Exzentrizitäten werden sowohl H 2 O als auch CO 2 als Eis an den Polen eingefangen und die äquatorialen Regionen werden extrem trocken. Die Verteilung des Tälernetzwerks korreliert positiv mit der Schneeanhäufung, die durch die cold and icy Simulation bei 41,8 ∘ Exzentrizität erzeugt wird, aber unkorreliert mit den Niederschlägen, die durch die warm and wet Simulation erzeugt werden. Da unsere Simulationen spezifische Vorhersagen für Niederschlagsmuster unter verschiedenen Klimaszenarien treffen, motivieren sie zukünftige gezielte geologische Studien.

@article{doi1010022015je004787,
    author = "Wordsworth, Robin und Kerber, L. und Pierrehumbert, Raymond T. und Forget, F. und Head, J. W.",
    title = "Vergleich von „warm and wet" und „cold and icy" Szenarien für den frühen Mars in einem 3‐D-Klimamodell",
    year = "2015",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Wir verwenden ein 3‐D-Allgemeinzirkulationsmodell, um den primitiven martianischen hydrologischen Zyklus in „warm and wet" und „cold and icy" Szenarien zu vergleichen. Im warm and wet Szenario ist ein anomal hoch solarer Fluss oder eine intensive Treibhauswärmung, die künstlich zum Klimamodell hinzugefügt wird, erforderlich, um warme Bedingungen und ein eisfreies nördliches Ozeanbecken aufrechtzuerhalten. Die Niederschläge zeigen starke Oberflächenvariationen, mit hohen Raten um das Hellas-Becken und westlich von Tharsis, aber niedrigen Raten um Margaritifer Sinus (wo die beobachtete Dichte des Entwässerungsnetzwerks der Täler dennoch hoch ist). Im cold and icy Szenario ist die Schneemigration eine Funktion sowohl der Exzentrizität als auch des Oberflächenluftdrucks, und begrenzte episodisches Schmelzen ist durch Kombinationen von saisonalen, vulkanischen und Impakt-Forcings möglich. Bei Oberflächenluftdrücken oberhalb derer, die erforderlich sind, um atmosphärischen Kollaps zu vermeiden (∼0,5 bar) und moderater bis hoher Exzentrizität, wird Schnee in die äquatorialen Hochlandregionen transportiert, wo die Konzentration von Tälernetzwerken am höchsten ist. Die Schneeanhäufung im Aeolis-Quadrant ist hoch, was darauf hindeutet, dass ein eisfreies nördliches Ozeanbecken nicht erforderlich ist, um Wasser zum Gale-Krater zu liefern. Bei niedrigeren Oberflächenluftdrücken und Exzentrizitäten werden sowohl H 2 O als auch CO 2 als Eis an den Polen eingefangen und die äquatorialen Regionen werden extrem trocken. Die Verteilung des Tälernetzwerks korreliert positiv mit der Schneeanhäufung, die durch die cold and icy Simulation bei 41,8 ∘ Exzentrizität erzeugt wird, aber unkorreliert mit den Niederschlägen, die durch die warm and wet Simulation erzeugt werden. Da unsere Simulationen spezifische Vorhersagen für Niederschlagsmuster unter verschiedenen Klimaszenarien treffen, motivieren sie zukünftige gezielte geologische Studien.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2015je004787",
    doi = "10.1002/2015je004787",
    openalex = "W1875794043",
    references = "doi1010292009je003548"
}

@article{doi101007s112140150139x,
    author = "Jakosky, B. M. und Lin, R. P. und Grebowsky, J. M. und Luhmann, J. G. und Mitchell, David F. und Beutelschies, G. und Priser, T. und Acuña, M. H. und Andersson, L. und Baird, Darren und Baker, D. N. und Bartlett, R. O. und Benna, M. und Bougher, S. W. und Brain, D. A. und Carson, D. und Cauffman, Sandra und Chamberlin, Phillip C. und Chaufray, Jean‐Yves und Cheatom, Oscar und Clarke, J. T. und Connerney, J. E. P. und Cravens, T. E. und Curtis, D. und Delory, G. T. und Demcak, Stuart und DeWolfe, A. W. und Eparvier, F. G. und Ergun, R. E. und Eriksson, A. I. und Espley, J. R. und Fang, Xiaohua und Folta, David und Fox, Jane L. und Gomez-Rosa, Carlos und Habenicht, S. und Halekas, J. S. und Holsclaw, G. M. und Houghton, M. B. und Howard, R. A. und Jarosz, M. und Jedrich, Nicholas M. und Johnson, Micah und Kasprzak, W. T. und Kelley, M. S. und King, T. und Lankton, M. R. und Larson, D. E. und Leblanc, François und Lefèvre, Franck und Lillis, R. J. und Mahaffy, P. R. und Mazelle, C. und McClintock, W. E. und McFadden, J. und Mitchell, D. L. und Montmessin, Franck und Morrissey, James R. und Peterson, W. K. und Possel, W. und Sauvaud, J. A. und Schneider, N. M. und Sidney, Wayne und Sparacino, S. und Stewart, A. I. F. und Tolson, R. und Toublanc, D. und Waters, Conor und Woods, T. N. und Yelle, R. V. und Zurek, Richard W.",
    title = "The Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) Mission",
    year = "2015",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-015-0139-x",
    doi = "10.1007/s11214-015-0139-x",
    openalex = "W2053823809",
    references = "doi101016jicarus200806016, doi101126science1090544, doi101126science1122659, doi101126science2845415790, openalexw2045435453"
}

@article{doi101038ngeo2546,
    author = "Ojha, L. und Wilhelm, Mary Beth und Murchie, S. L. und McEwen, A. S. und Wray, J. J. und Hanley, J. und Massé, M. und Chojnacki, M.",
    title = "Spektrale Hinweise auf hydratisierte Salze in wiederkehrenden Hanglinien auf dem Mars",
    year = "2015",
    journal = "Nature Geoscience",
    url = "https://doi.org/10.1038/ngeo2546",
    doi = "10.1038/ngeo2546",
    openalex = "W2152001765",
    references = "doi1010292005je002605, doi1010292006je002682, doi101146annurevearth060313055024"
}

Die Landformen im nördlichen Gale-Krater auf dem Mars zeigen dicke Sequenzen sedimentärer Gesteine. Basierend auf Bildern, die vom Curiosity-Rover aufgenommen wurden, interpretieren wir diese Aufschlüsse als Beleg für vergangene fluviatile, deltaische und lacustrine Umgebungen. Die Degradation der Kraterwand und des Kraterufers hat diese Sedimente wahrscheinlich geliefert, die von der Wand nach innen vorrückten und sowohl den Krater als auch ein inneres Seebecken mit einer Dicke von mindestens 75 Metern füllten. Dieses intrakraterische Seesystem existierte wahrscheinlich intermittierend für Tausende bis Millionen von Jahren, was auf ein relativ feuchtes Klima hindeutet, das Feuchtigkeit zum Kraterufer lieferte und Sedimente über Bäche in das Seebecken transportierte. Die Ablagerungen im Gale-Krater wurden dann exhumiert, wahrscheinlich durch windgetriebene Erosion, wodurch der Aeolis Mons (Mount Sharp) entstand.

@article{doi101126scienceaac7575,
    author = "Grotzinger, J. P. und Gupta, Sanjeev und Malin, M. C. und Rubin, David M. und Schieber, Jüergen und Siebach, K. L. und Sumner, D. Y. und Stack, K. M. und Vasavada, A. R. und Arvidson, R. E. und Calef, F. J. und Edgar, Lauren und Fischer, W. und Grant, J. A. und Griffes, J. L. und Kah, Linda C. und Lamb, Michael P. und Lewis, K. W. und Mangold, N. und Minitti, M. E. und Palucis, M. C. und Rice, M. S. und Williams, R. M. E. und Yingst, R. A. und Blake, D. F. und Blaney, D. L. und Conrad, P. G. und Crisp, J. A. und Dietrich, W. E. und Dromart, Gilles und Edgett, K. S. und Ewing, R. C. und Gellert, R. und Hurowitz, J. A. und Kocurek, Gary und Mahaffy, Paul und McBride, M. J. und McLennan, S. M. und Mischna, M. und Ming, D. W. und Milliken, R. E. und Newsom, H. E. und Oehler, Dorothy Z. und Parker, T. J. und Vaniman, D. T. und Wiens, R. C. und Wilson, Sharon A.",
    title = "Ablagerung, Exhumierung und Paläoklima einer alten Seesedimentablagerung im Gale-Krater, Mars",
    year = "2015",
    journal = "Science",
    abstract = "Die Landformen im nördlichen Gale-Krater auf dem Mars zeigen dicke Sequenzen sedimentärer Gesteine. Basierend auf Bildern, die vom Curiosity-Rover aufgenommen wurden, interpretieren wir diese Aufschlüsse als Beleg für vergangene fluviatile, deltaische und lacustrine Umgebungen. Die Degradation der Kraterwand und des Kraterufers hat diese Sedimente wahrscheinlich geliefert, die von der Wand nach innen vorrückten und sowohl den Krater als auch ein inneres Seebecken mit einer Dicke von mindestens 75 Metern füllten. Dieses intrakraterische Seesystem existierte wahrscheinlich intermittierend für Tausende bis Millionen von Jahren, was auf ein relativ feuchtes Klima hindeutet, das Feuchtigkeit zum Kraterufer lieferte und Sedimente über Bäche in das Seebecken transportierte. Die Ablagerungen im Gale-Krater wurden dann exhumiert, wahrscheinlich durch windgetriebene Erosion, wodurch der Aeolis Mons (Mount Sharp) entstand.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.aac7575",
    doi = "10.1126/science.aac7575",
    openalex = "W1895144666",
    references = "doi101038ngeo730, doi10108000221680309499956, doi101111j136530911977tb00128x, doi101126science1090544, doi1013065ceadd7616bb11d78645000102c1865d"
}

Die Natur des frühen martianischen Klimas ist eine der wichtigsten unbeantworteten Fragen der Planetenforschung. Es bleiben wesentliche Herausforderungen bestehen, doch eine neue Welle von orbitalen und in-situ-Beobachtungen sowie Verbesserungen der Klimamodellierung haben in den letzten zehn Jahren zu bedeutenden Fortschritten geführt. Mehrere Linien geologischer Evidenz deuten nun auf eine episodisch warme Oberfläche während der späten Noachischen und frühen Hesperischen Perioden vor 3–4 Milliarden Jahren hin. Der niedrige solare Fluss, den Mars in seinen ersten Milliarden Jahren erhielt, und die Ineffizienz plausibler Treibhausgase wie CO₂ bedeuten, dass das stationäre frühe martianische Klima wahrscheinlich kalt war. Eine dichtere CO₂-Atmosphäre hätte eine adiabatische Abkühlung der Oberfläche verursacht und damit die Migration von Wassereis in die höher gelegenen äquatorialen und südlichen Regionen des Planeten bewirkt. Vorübergehende Erwärmung führte zum Schmelzen von Schneedecken und Eisablagerungen sowie zu einem vorübergehend aktiven hydrologischen Zyklus, was zur Erosion der Talnetzwerke und anderer fluviatiler Merkmale führte. Die genauen Details der Erwärmungsmechanismen bleiben unklar, doch Einschläge, Vulkanismus und orbitale Zwänge spielten wahrscheinlich eine wichtige Rolle. Das Fehlen von Beweisen für Gletschervorkommen über weite Teile des alten Mars-Terrains deutet darauf hin, dass das Oberflächenwasserinventar der späten Noachischen Periode nicht ausreichte, um einen nördlichen Ozean aufrechtzuerhalten. Obwohl die Oberfläche hauptsächlich unwirtlich war, könnte der frühe Mars dennoch bedeutende Möglichkeiten für die Entwicklung von mikrobiellem Leben geboten haben.

@article{doi101146annurevearth060115012355,
    author = "Wordsworth, Robin D.",
    title = "The Climate of Early Mars",
    year = "2016",
    journal = "Annual Review of Earth and Planetary Sciences",
    abstract = "Die Natur des frühen martianischen Klimas ist eine der wichtigsten unbeantworteten Fragen der Planetenforschung. Es bleiben wesentliche Herausforderungen bestehen, doch eine neue Welle von orbitalen und in-situ-Beobachtungen sowie Verbesserungen der Klimamodellierung haben in den letzten zehn Jahren zu bedeutenden Fortschritten geführt. Mehrere Linien geologischer Evidenz deuten nun auf eine episodisch warme Oberfläche während der späten Noachischen und frühen Hesperischen Perioden vor 3–4 Milliarden Jahren hin. Der niedrige solare Fluss, den Mars in seinen ersten Milliarden Jahren erhielt, und die Ineffizienz plausibler Treibhausgase wie CO₂ bedeuten, dass das stationäre frühe martianische Klima wahrscheinlich kalt war. Eine dichtere CO₂-Atmosphäre hätte eine adiabatische Abkühlung der Oberfläche verursacht und damit die Migration von Wassereis in die höher gelegenen äquatorialen und südlichen Regionen des Planeten bewirkt. Vorübergehende Erwärmung führte zum Schmelzen von Schneedecken und Eisablagerungen sowie zu einem vorübergehend aktiven hydrologischen Zyklus, was zur Erosion der Talnetzwerke und anderer fluviatiler Merkmale führte. Die genauen Details der Erwärmungsmechanismen bleiben unklar, doch Einschläge, Vulkanismus und orbitale Zwänge spielten wahrscheinlich eine wichtige Rolle. Das Fehlen von Beweisen für Gletschervorkommen über weite Teile des alten Mars-Terrains deutet darauf hin, dass das Oberflächenwasserinventar der späten Noachischen Periode nicht ausreichte, um einen nördlichen Ozean aufrechtzuerhalten. Obwohl die Oberfläche hauptsächlich unwirtlich war, könnte der frühe Mars dennoch bedeutende Möglichkeiten für die Entwicklung von mikrobiellem Leben geboten haben.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev-earth-060115-012355",
    doi = "10.1146/annurev-earth-060115-012355",
    openalex = "W2416138856",
    references = "doi101016jepsl200906042, doi101016jepsl201110040, doi1010292009je003339, doi1010292009je003548, doi101038nature10582, doi101146annurevearth060313055024"
}

Zusammenfassung Der Beweis für reichlich flüssiges Wasser auf dem frühen Mars trotz der schwachen jungen Sonne ist ein langjähriges Problem in der planetaren Forschung. Hier präsentieren wir neue ab initio spektroskopische und zeilenweise Klimaberechnungen des Erwärmungspotenzials reduzierter Atmosphären auf dem frühen Mars. Wir zeigen, dass die Stärke sowohl der CO2–H2- als auch der CO2–CH4-Kollisions-induzierten Absorption (CIA) zuvor erheblich unterschätzt wurde. Im Gegensatz zu früheren Erwartungen könnte Methan auf dem frühen Mars aufgrund der CO2–CH4-CIA im kritischen Spektralbereich von 250–500 cm−1 als starkes Treibhausgas gewirkt haben. In Atmosphären mit 0,5 bar CO2 oder mehr erhöhen Prozentwerte von H2 oder CH4 die jährlichen Durchschnittsoberflächentemperaturen um Zehntelgrade, wobei die Temperaturen bei Drücken von 1,25–2 bar und 2–10% H2 und CH4 273 K erreichen. Methan und Wasserstoff, die nach der wässrigen Alterung der Kruste des Mars entstanden, könnten mit vulkanisch entgastem CO2 kombiniert haben, um vorübergehende Atmosphären dieser Zusammensetzung vor 4,5–3,5 Ga zu bilden. Unsere Ergebnisse deuten auch darauf hin, dass bewohnte Exoplaneten flüssiges Wasser an der Oberfläche in erheblichen Entfernungen von ihren Hauptsternen beibehalten könnten.

@article{doi1010022016gl071766,
    author = "Wordsworth, Robin und Kalugina, Yulia N. und Lokshtanov, S.E. und Vigasin, A. A. und Ehlmann, B. L. und Head, J. W. und Sanders, Cecilia und Wang, Huize",
    title = "Transient reducing greenhouse warming on early Mars",
    year = "2017",
    journal = "Geophysical Research Letters",
    abstract = "Zusammenfassung Der Beweis für reichlich flüssiges Wasser auf dem frühen Mars trotz der schwachen jungen Sonne ist ein langjähriges Problem in der planetaren Forschung. Hier präsentieren wir neue ab initio spektroskopische und zeilenweise Klimaberechnungen des Erwärmungspotenzials reduzierter Atmosphären auf dem frühen Mars. Wir zeigen, dass die Stärke sowohl der CO2–H2- als auch der CO2–CH4-Kollisions-induzierten Absorption (CIA) zuvor erheblich unterschätzt wurde. Im Gegensatz zu früheren Erwartungen könnte Methan auf dem frühen Mars aufgrund der CO2–CH4-CIA im kritischen Spektralbereich von 250–500 cm−1 als starkes Treibhausgas gewirkt haben. In Atmosphären mit 0,5 bar CO2 oder mehr erhöhen Prozentwerte von H2 oder CH4 die jährlichen Durchschnittsoberflächentemperaturen um Zehntelgrade, wobei die Temperaturen bei Drücken von 1,25–2 bar und 2–10\% H2 und CH4 273 K erreichen. Methan und Wasserstoff, die nach der wässrigen Alterung der Kruste des Mars entstanden, könnten mit vulkanisch entgastem CO2 kombiniert haben, um vorübergehende Atmosphären dieser Zusammensetzung vor 4,5–3,5 Ga zu bilden. Unsere Ergebnisse deuten auch darauf hin, dass bewohnte Exoplaneten flüssiges Wasser an der Oberfläche in erheblichen Entfernungen von ihren Hauptsternen beibehalten könnten.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2016gl071766",
    doi = "10.1002/2016gl071766",
    openalex = "W2545903499",
    references = "doi1010292009je003548"
}

The Colour and Stereo Surface Imaging System (CaSSIS) ist das Hauptbildgebungssystem an Bord des europäischen Weltraumagenturs ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), der am 14. März 2016 gestartet wurde. CaSSIS soll mit einer moderat hohen Auflösung (4,6 m/Bildpunkt) gezielte Bilder des Mars mit einer Rate von 10–20 Bildern pro Tag von einer ungefähr kreisförmigen Umlaufbahn 400 km über der Oberfläche aufnehmen. Jedes Bild kann in bis zu vier Farben aufgenommen werden, und die Stereofähigkeit wird durch den Einsatz eines neuartigen Rotationsmechanismus vorgesehen. Ein typisches Produkt aus einer Bildaufnahme wird ein $9.5~\mbox{km} \times {\sim}45~\mbox{km}$ Streifen in voller Farbe und Stereo sein, der in einem einzigen Überflug des Ziels entsteht und dadurch atmosphärische Einflüsse reduziert, die inhärent in Stereo- und Farbprodukten aus früheren hochauflösenden Bildgebern sind. Dieser Artikel beschreibt das Instrument, einschließlich mehrerer neuartiger technischer Lösungen, die erforderlich sind, um die wissenschaftlichen Anforderungen zu erfüllen.

@article{doi101007s1121401704211,
    author = "Thomas, N. und Cremonese, G. und Ziethe, R. und Gerber, M. und Brändli, Mathias und Bruno, G. und Erismann, M. und Gambicorti, L. und Gerber, T. und Ghose, K. und Gruber, Mario und Gubler, P. und Mischler, H. und Jost, J. und Piazza, D. und Pommerol, A. und Rieder, Markus und Roloff, V. und Servonet, A. und Trottmann, W. und Uthaicharoenpong, T. und Zimmermann, C. und Vernani, Dervis und Johnson, Micah und Pelò, E. und Weigel, Thomas und Viertl, Jacques und Roux, Nicolas und Lochmatter, P. und Sutter, G. und Casciello, A. und Hausner, T. und Veltroni, Iacopo Ficai und Deppo, Vania Da und Orleański, P. und Nowosielski, Witold und Zawistowski, Tomasz und Szalaı̈, S. und Sodor, B. und Tulyakov, Stepan und Troznai, G. und Banaskiewicz, M. und Bridges, J. C. und Byrne, Shane und Debei, S. und El‐Maarry, M. R. und Hauber, Ernst und Hansen, C. J. und Ivanov, A. B. und Keszthelyi, L. und Kirk, R. L. und Kuzmin, R. O. und Mangold, N. und Marinangeli, L. und Markiewicz, W. J. und Massironi, Matteo und McEwen, A. S. und Okubo, C. H. und Tornabene, L. L. und Wajer, P. und Wray, J. J.",
    title = "The Colour and Stereo Surface Imaging System (CaSSIS) für den ExoMars Trace Gas Orbiter",
    year = "2017",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "The Colour and Stereo Surface Imaging System (CaSSIS) ist das Hauptbildgebungssystem an Bord des europäischen Weltraumagenturs ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), der am 14. März 2016 gestartet wurde. CaSSIS soll mit einer moderat hohen Auflösung (4,6 m/Bildpunkt) gezielte Bilder des Mars mit einer Rate von 10–20 Bildern pro Tag von einer ungefähr kreisförmigen Umlaufbahn 400 km über der Oberfläche aufnehmen. Jedes Bild kann in bis zu vier Farben aufgenommen werden, und die Stereofähigkeit wird durch den Einsatz eines neuartigen Rotationsmechanismus vorgesehen. Ein typisches Produkt aus einer Bildaufnahme wird ein $9.5\textasciitilde \mbox{km} \times {\sim}45\textasciitilde \mbox{km}$ Streifen in voller Farbe und Stereo sein, der in einem einzigen Überflug des Ziels entsteht und dadurch atmosphärische Einflüsse reduziert, die inhärent in Stereo- und Farbprodukten aus früheren hochauflösenden Bildgebern sind. Dieser Artikel beschreibt das Instrument, einschließlich mehrerer neuartiger technischer Lösungen, die erforderlich sind, um die wissenschaftlichen Anforderungen zu erfüllen.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-017-0421-1",
    doi = "10.1007/s11214-017-0421-1",
    openalex = "W2282278185",
    references = "doi101016jpss200612003"
}

Die zweite ExoMars-Mission wird 2020 gestartet, um einen antiken Standort zu erreichen, der ein hohes Potenzial für vergangene Bewohnbarkeit und zur Erhaltung physikalischer und chemischer Biosignaturen (sowie abiotischer/präbiotischer Organik) aufweist. Die Mission wird einen Lander mit Instrumenten für atmosphärische und geophysikalische Untersuchungen sowie einen Rover bereitstellen, der mit der Suche nach Anzeichen von aussterbendem Leben betraut ist. Der ExoMars-Rover wird mit einem Bohrer ausgestattet sein, um Material von Felsausbrüchen und in der Tiefe bis zu 2 m zu sammeln. Diese Fähigkeit zur Probenahme im Untergrund bietet die bisher beste Chance, Zugang zu chemischen Biosignaturen zu erhalten. Unter Verwendung der leistungsstarken Pasteur-Payload-Instrumente wird das ExoMars-Wissenschaftsteam eine umfassende Suche nach Spuren von Leben durchführen und nach corroborierenden geologischen Kontextinformationen suchen. Schlüsselwörter: Biosignaturen-ExoMars-Landestellen-Mars-Rover-Suche nach Leben. Astrobiology 17, 471-510.

@article{doi101089ast20161533,
    author = "Vago, Jorge L. und Westall, Francès und Teams, Landing S Pasteur Instrument und Coates, A. J. und Jaumann, R. und Korablev, Oleg und Ciarletti, Valérie und Митрофанов, И. Г. und Josset, Jean‐Luc und Sanctis, M. C. De und Bibring, Jean‐Pierre und Rull, F. und Goesmann, F. und Steininger, H. und Goetz, W. und Brinckerhoff, W. und Szopa, Cyril und Raulin, F. und Westall, Francès und Edwards, Howell G. M. und Whyte, Lyle G. und Fairén, Alberto González und Bibring, Jean‐Pierre und Bridges, J. C. und Hauber, Ernst und Ori, G. G. und Werner, Stéphanie C. und Loizeau, D. und Kuzmin, R. O. und Williams, R. M. E. und Flahaut, J. und Forget, F. und Vago, Jorge L. und Rodionov, D. und Korablev, Oleg und Svedhem, H. und Sefton‐Nash, E. und Kminek, Gerhard und Lorenzoni, L. und Joudrier, Luc und Михайлов, В. С. und Zashchirinskiy, Alexander und Alexashkin, S. N. und Calantropio, F. und Merlo, Andrea und Poulakis, Pantelis und Witasse, Olivier und Bayle, Olivier und Bayón, Silvia und Meierhenrich, Uwe J. und Carter, John und García‐Ruiz, Juan Manuel und Baglioni, P. und Haldemann, A. F. C. und Ball, Andrew und Debus, A. und Lindner, Robert und Haessig, Frédéric und Monteiro, David und Trautner, R. und Voland, Christoph und Rebeyre, Pierre und Goulty, Duncan und Didot, F. und Durrant, Stephen und Zekri, Eric und Koschny, D. und Toni, Andrea De und Visentin, Gianfranco und Zwick, Martin und van Winnendael, M. und Azkarate, Martín und Carreau, Christophe und das ExoMars-Projektteam",
    title = "Habitability on Early Mars and the Search for Biosignatures with the ExoMars Rover",
    year = "2017",
    journal = "Astrobiology",
    abstract = "Die zweite ExoMars-Mission wird 2020 gestartet, um einen antiken Standort zu erreichen, der ein hohes Potenzial für vergangene Bewohnbarkeit und zur Erhaltung physikalischer und chemischer Biosignaturen (sowie abiotischer/präbiotischer Organik) aufweist. Die Mission wird einen Lander mit Instrumenten für atmosphärische und geophysikalische Untersuchungen sowie einen Rover bereitstellen, der mit der Suche nach Anzeichen von aussterbendem Leben betraut ist. Der ExoMars-Rover wird mit einem Bohrer ausgestattet sein, um Material von Felsausbrüchen und in der Tiefe bis zu 2 m zu sammeln. Diese Fähigkeit zur Probenahme im Untergrund bietet die bisher beste Chance, Zugang zu chemischen Biosignaturen zu erhalten. Unter Verwendung der leistungsstarken Pasteur-Payload-Instrumente wird das ExoMars-Wissenschaftsteam eine umfassende Suche nach Spuren von Leben durchführen und nach corroborierenden geologischen Kontextinformationen suchen. Schlüsselwörter: Biosignaturen-ExoMars-Landestellen-Mars-Rover-Suche nach Leben. Astrobiology 17, 471-510.",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2016.1533",
    doi = "10.1089/ast.2016.1533",
    openalex = "W2738005120",
    references = "doi101016jearscirev201601005, doi101016s0301926800001224, doi101038nature04764, doi101038nature10582, doi10108010409230490460765"
}

Im Jahr 2012 landete NAsAs Rover Curiosity auf dem Mars, um sein Potenzial als Lebensraum für vergangenes Leben zu bewerten und den paläoklimatischen Rekord zu untersuchen, der in sedimentären Gesteinen innerhalb des ~150-Kilometer-durchmessers großen Gale-Impaktkraters erhalten ist. Geologische Rekonstruktionen auf Basis von Curiosity-Rover-Daten haben eine antike, bewohnbare Seenumgebung enthüllt, die von Flüssen gespeist wurde, die in den Krater münden. Wir synthetisieren geochemische und mineralogische Daten aus Seeboden-Mudsteinen, die während der ersten 1300 martianischen Sonnentage der Rover-Operationen im Gale gesammelt wurden. Wir präsentieren Beweise für eine Seeredox-Schichtung, die durch Tiefenabhängige Variationen in der Konzentration atmosphärischer Oxidationsmittel und gelöster Salze etabliert wurde. Paläoklimatische Proxy-Daten deuten darauf hin, dass ein Übergang von kälteren zu wärmeren Klimabedingungen in der Stratigraphie erhalten ist. Schließlich wird eine späte Phase der geochemischen Modifikation durch salzhaltige Flüssigkeiten erkannt.

@article{doi101126scienceaah6849,
    author = "Hurowitz, J. A. und Grotzinger, J. P. und Fischer, Woodward W. und McLennan, S. M. und Milliken, R. E. und Stein, N. und Vasavada, A. R. und Blake, D. F. und Dehouck, E. und Eigenbrode, J. L. und Fairén, Alberto González und Frydenvang, J. und Gellert, R. und Grant, J. A. und Gupta, Sanjeev und Herkenhoff, K. E. und Ming, D. W. und Rampe, E. B. und Schmidt, M. E. und Siebach, K. L. und Stack-Morgan, K. und Sumner, D. Y. und Wiens, R. C.",
    title = "Redox-Schichtung eines antiken Sees im Gale-Krater, Mars",
    year = "2017",
    journal = "Science",
    abstract = "Im Jahr 2012 landete NAsAs Rover Curiosity auf dem Mars, um sein Potenzial als Lebensraum für vergangenes Leben zu bewerten und den paläoklimatischen Rekord zu untersuchen, der in sedimentären Gesteinen innerhalb des \textasciitilde 150-Kilometer-durchmessers großen Gale-Impaktkraters erhalten ist. Geologische Rekonstruktionen auf Basis von Curiosity-Rover-Daten haben eine antike, bewohnbare Seenumgebung enthüllt, die von Flüssen gespeist wurde, die in den Krater münden. Wir synthetisieren geochemische und mineralogische Daten aus Seeboden-Mudsteinen, die während der ersten 1300 martianischen Sonnentage der Rover-Operationen im Gale gesammelt wurden. Wir präsentieren Beweise für eine Seeredox-Schichtung, die durch Tiefenabhängige Variationen in der Konzentration atmosphärischer Oxidationsmittel und gelöster Salze etabliert wurde. Paläoklimatische Proxy-Daten deuten darauf hin, dass ein Übergang von kälteren zu wärmeren Klimabedingungen in der Stratigraphie erhalten ist. Schließlich wird eine späte Phase der geochemischen Modifikation durch salzhaltige Flüssigkeiten erkannt.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.aah6849",
    doi = "10.1126/science.aah6849",
    openalex = "W2620979631",
    references = "doi101016jepsl200906042, doi101130b263281"
}

Variable Methankonzentrationen in der Atmosphäre des Mars haben teilweise eine Erklärung entzogen, weil die Messungen zeitlich oder örtlich nicht wiederholbar sind. Wir berichten über In-situ-Messungen im Gale-Krater, die über einen Zeitraum von 5 Jahren vom Tunable Laser Spectrometer am Curiosity-Rover durchgeführt wurden. Die Hintergrundkonzentrationen von Methan haben einen Mittelwert von 0,41 ± 0,16 ppbv (95% Konfidenzintervall) und zeigen eine starke, wiederholbare saisonale Variation (0,24 bis 0,65 ppbv). Diese Variation ist größer als diejenige, die entweder aus der ultravioletten Zersetzung von auf der Oberfläche durch Impakt angelieferten organischen Verbindungen oder aus dem jährlichen Oberflächenluftdruckzyklus vorhergesagt wird. Die große saisonale Variation im Hintergrund und das Auftreten höherer, vorübergehender Spitzen (~7 ppbv) sind konsistent mit kleinen, lokalisierten Quellen von Methan, die aus oberflächennahen oder unterirdischen Reservoirs des Mars freigesetzt werden.

@article{doi101126scienceaaq0131,
    author = "Webster, Christopher R. und Mahaffy, P. R. und Atreya, S. K. und Moores, John E. und Flesch, Gregory J. und Malespin, C. A. und McKay, Christopher P. und Martínez, Germán und Smith, C. L. und Martín‐Torres, Javier und Gomez-Elvira, Javier und Zorzano, María‐Paz und Wong, Michael H. und Trainer, M. G. und Steele, A. und Archer, Doug und Sutter, B. und Coll, Patrice und Freissinet, Caroline und Meslin, Pierre‐Yves und Gough, R. V. und House, Christopher H. und Pavlov, Alexander A. und Eigenbrode, J. L. und Glavin, D. P. und Pearson, John C. und Keymeulen, Didier und Christensen, L. E. und Schwenzer, S. P. und Navarro‐González, R. und Pla‐García, Jorge und Rafkin, Scot und Vicente‐Retortillo, Á. und Kahanpää, Henrik und Viúdez‐Moreiras, Daniel und Smith, M. D. und Harri, Ari‐Matti und Genzer, María und Hassler, Donald M. und Lemmon, M. T. und Crisp, J. A. und Sander, Stanley P. und Zurek, Richard W. und Vasavada, A. R.",
    title = "Hintergrundkonzentrationen von Methan in der Atmosphäre des Mars zeigen starke saisonale Schwankungen",
    year = "2018",
    journal = "Science",
    abstract = "Variable Methankonzentrationen in der Atmosphäre des Mars haben teilweise eine Erklärung entzogen, weil die Messungen zeitlich oder örtlich nicht wiederholbar sind. Wir berichten über In-situ-Messungen im Gale-Krater, die über einen Zeitraum von 5 Jahren vom Tunable Laser Spectrometer am Curiosity-Rover durchgeführt wurden. Die Hintergrundkonzentrationen von Methan haben einen Mittelwert von 0,41 ± 0,16 ppbv (95\% Konfidenzintervall) und zeigen eine starke, wiederholbare saisonale Variation (0,24 bis 0,65 ppbv). Diese Variation ist größer als diejenige, die entweder aus der ultravioletten Zersetzung von auf der Oberfläche durch Impakt angelieferten organischen Verbindungen oder aus dem jährlichen Oberflächenluftdruckzyklus vorhergesagt wird. Die große saisonale Variation im Hintergrund und das Auftreten höherer, vorübergehender Spitzen (\textasciitilde 7 ppbv) sind konsistent mit kleinen, lokalisierten Quellen von Methan, die aus oberflächennahen oder unterirdischen Reservoirs des Mars freigesetzt werden.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.aaq0131",
    doi = "10.1126/science.aaq0131",
    openalex = "W2806842645",
    references = "doi101126science1165243"
}

Das Vorhandensein von flüssigem Wasser an der Basis der marschalen Polkappen wurde lange vermutet, aber nicht beobachtet. Wir untersuchten die Planum Australe-Region mit dem MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding)-Instrument, einem Niederfrequenz-Radar an Bord der Mars Express-Sonde. Radarprofile, die zwischen Mai 2012 und Dezember 2015 gesammelt wurden, enthalten Belege für unter dem Eis der Südpolaren Schichtablagerungen gefangenes flüssiges Wasser. Innerhalb eines gut definierten, 20 Kilometer breiten Bereichs, der im Zentrum bei 193°O, 81°S liegt und von deutlich weniger reflektierenden Bereichen umgeben ist, sind anomal helle Untergrundreflexionen erkennbar. Eine quantitative Analyse der Radarsignale zeigt, dass dieses helle Merkmal eine hohe relative dielektrische Permittivität (>15) aufweist, die der von wasserhaltigen Materialien entspricht. Wir interpretieren dieses Merkmal als einen stabilen Körper aus flüssigem Wasser auf dem Mars.

@article{doi101126scienceaar7268,
    author = "Orosei, R. und Lauro, Sebastian Emanuel und Pettinelli, Elena und Cicchetti, A. und Coradini, M. und Cosciotti, Barbara und Paolo, Federico Di und Flamini, Enrico und Mattei, Elisabetta und Pajola, M. und Soldovieri, Francesco und Cartacci, M. und Cassenti, Francesco und Frigeri, A. und Giuppi, S. und Martufi, Riccardo und Masdea, A. und Mitri, Giuseppe und Nenna, C. und Noschese, R. und Restano, Marco und Seu, R.",
    title = "Radarbelege für untergletscherliches flüssiges Wasser auf dem Mars",
    year = "2018",
    journal = "Science",
    abstract = "Das Vorhandensein von flüssigem Wasser an der Basis der marschalen Polkappen wurde lange vermutet, aber nicht beobachtet. Wir untersuchten die Planum Australe-Region mit dem MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding)-Instrument, einem Niederfrequenz-Radar an Bord der Mars Express-Sonde. Radarprofile, die zwischen Mai 2012 und Dezember 2015 gesammelt wurden, enthalten Belege für unter dem Eis der Südpolaren Schichtablagerungen gefangenes flüssiges Wasser. Innerhalb eines gut definierten, 20 Kilometer breiten Bereichs, der im Zentrum bei 193°O, 81°S liegt und von deutlich weniger reflektierenden Bereichen umgeben ist, sind anomal helle Untergrundreflexionen erkennbar. Eine quantitative Analyse der Radarsignale zeigt, dass dieses helle Merkmal eine hohe relative dielektrische Permittivität (>15) aufweist, die der von wasserhaltigen Materialien entspricht. Wir interpretieren dieses Merkmal als einen stabilen Körper aus flüssigem Wasser auf dem Mars.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.aar7268",
    doi = "10.1126/science.aar7268",
    openalex = "W2884720674",
    references = "doi1010160012825295900195, doi1010160165168492901034, doi1010292000je001364, doi1010292006je002745, doi1010292009je003425, doi101098rsta19040024, doi101126science1122165, doi101126science1139672, doi101126science1172466, doi101126scienceaar7268"
}

epizentrale Distanz und ein Potenzial, mehrere Dutzend Erdbeben und etwa fünf Impakte pro Jahr zu detektieren. In dieser Arbeit beschreiben wir zunächst die wissenschaftlichen Ziele des Experiments und die Begründung für die Definition seiner Anforderungen. Anschließend geben wir eine detaillierte Beschreibung der Hardware, von den Sensoren über das Einsatzsystem bis hin zur zugehörigen Leistungsfähigkeit, einschließlich der Übertragungsfunktionen der seismischen und Temperatursensoren. Abschließend beschreiben wir den Bodenabschnitt des Experiments, einschließlich Datenverarbeitungsdienste, Öffentlichkeits- und Bildungsnetzwerke, und geben eine Beschreibung des Formats an, das für die zukünftige Datenverteilung verwendet werden soll. ELEKTRONISCHES ZUSATZMATERIAL: Die Online-Version dieses Artikels (10.1007/s11214-018-0574-6) enthält Zusatzmaterial, das für autorisierte Benutzer verfügbar ist.

@article{doi101007s1121401805746,
    author = "Lognonné, Philippe and Banerdt, W. B. and Giardini, Domenico and Pike, W. T. and Christensen, Ulrich R. and Laudet, Ph. and de Raucourt, S. and Zweifel, P. and Calcutt, S. B. and Bierwirth, M. and Hurst, K. and Ijpelaan, F. and Umland, Jeffrey W. and Llorca-Cejudo, R. and Larson, S. and García, R. and Kedar, S. and Knapmeyer‐Endrun, Brigitte and Mimoun, D. and Mocquet, A. and Panning, M. P. and Weber, R. C. and Sylvestre-Baron, A. and Pont, G. and Verdier, Nicolas and Kerjean, L. and Facto, Linda and Gharakanian, V. and Feldman, Jason and Hoffman, Tom and Klein, Daniel B. and Klein, Kerry and Onufer, Nicholas and Paredes-Garcia, J. and Petkov, Mihail P. and Willis, J. R. and Smrekar, S. E. and Drilleau, M. and Gabsi, T. and Nebut, T. and Robert, O. and Tillier, S. and Moreau, C. and Parise, Miriam and Aveni, G. and Charef, S. Ben and Bennour, Y. and Camus, T. and Dandonneau, P. A. and Desfoux, C. and Lecomte, B. and Pot, Olivier and Revuz, P. and Mance, D. and tenPierick, J. and Bowles, Neil E. and Charalambous, Constantinos and Delahunty, Aifric and Hurley, J. and Irshad, R. and Liu, Huafeng and Mukherjee, A. and Standley, I. M. and Stott, Alexander und Temple, Joan und Warren, T. und Eberhardt, Michel und Kramer, Aron und Kühne, W. und Miettinen, E.-P. und Monecke, M. und Aicardi, C. und André, M. und Baroukh, Julien und Borrien, A. und Bouisset, A. und Boutte, P. und Brethomé, K. und Brysbaert, C. und Carlier, T. und Deleuze, M. und Desmarres, Jean-Michel und Dilhan, D. und Doucet, Cheryl und Faye, Delphine und Faye-Refalo, N. und Navarro‐González, R. und Imbert, C. und Larigauderie, C. und Locatelli, Elisabetta und Luno, Laure und Meyer, Jan-christian und Mialhe, F. und Mouret, J. M. und Nonon, M. und Pahn, Y. und Paillet, A. und Pasquier, P. und Pérez, Gabriel und Pérez, R.",
    title = "SEIS: Insight's Seismic Experiment for Internal Structure of Mars",
    year = "2019",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "epizentrale Distanz und ein Potenzial, mehrere Dutzend Erdbeben und etwa fünf Impakte pro Jahr zu detektieren. In dieser Arbeit beschreiben wir zunächst die wissenschaftlichen Ziele des Experiments und die Begründung für die Definition seiner Anforderungen. Anschließend geben wir eine detaillierte Beschreibung der Hardware, von den Sensoren über das Einsatzsystem bis hin zur zugehörigen Leistungsfähigkeit, einschließlich der Übertragungsfunktionen der seismischen und Temperatursensoren. Abschließend beschreiben wir den Bodenabschnitt des Experiments, einschließlich Datenverarbeitungsdienste, Öffentlichkeits- und Bildungsnetzwerke, und geben eine Beschreibung des Formats an, das für die zukünftige Datenverteilung verwendet werden soll. ELEKTRONISCHES ZUSATZMATERIAL: Die Online-Version dieses Artikels (10.1007/s11214-018-0574-6) enthält Zusatzmaterial, das für autorisierte Benutzer verfügbar ist.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-018-0574-6",
    doi = "10.1007/s11214-018-0574-6",
    openalex = "W2914713473"
}

Das im Noachium stehende Jezero-Krater ist der einzige bekannte Ort auf dem Mars, an dem klare orbitale Detektionen von Carbonaten in unmittelbarer Nähe zu klaren fluviolacustrinen Merkmalen gefunden werden, die auf die frühere Anwesenheit eines Paläosees hinweisen; jedoch ist unklar, ob die Carbonate im Jezero mit der lacustrinen Aktivität zusammenhängen. Diese Unterscheidung ist entscheidend für die Bewertung des astrobiologischen Potenzials der Stelle, da lacustrine Carbonate auf der Erde in der Lage sind, Biosignaturen in Maßstäben zu bewahren, die von einer gelandeten Mission wie dem Mars 2020 Rover nachweisbar sein könnten, der geplant ist, im Februar 2021 in Jezero zu landen. In dieser Studie führen wir eine detaillierte Untersuchung der mineralogischen und morphologischen Eigenschaften geologischer Einheiten innerhalb des Jezero-Kraters durch, um den Ursprung der Carbonate im Becken und ihre zeitliche Einordnung relativ zur fluviolacustrinen Aktivität besser zu eingrenzen. Unter Verwendung von orbitalen sichtbaren/nahinfraroten Hyperspektralbildern vom Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) zusammen mit hochauflösenden Bildern und digitalen Höhenmodellen identifizieren wir eine distincte Carbonat-führende Einheit, die „Marginal Carbonates", die entlang des inneren Randes des Kraters, in der Nähe des größten Zufluss-Tals und des westlichen Deltas, liegt. Basierend auf ihren starken Carbonat-Signaturen, topographischen Eigenschaften und ihrer Lage im Krater schlagen wir vor, dass diese Einheit authigene lacustrine Carbonate bewahren könnte, die in der küstennahen Umgebung des Jezero-Paläosees ausgefällt wurden. Der Vergleich mit Carbonat-Ablagerungen von terrestrischen geschlossenen Beckenseen deutet darauf hin, dass die Marginal Carbonates, wenn sie lacustrinen Ursprungs sind, makro- und mikroskopische Biosignaturen in mikrobiolithischen Gesteinen wie Stromatoliten bewahren könnten, von denen einige wahrscheinlich vom Mars 2020 nachweisbar sein würden. Die Marginal Carbonates könnten nur eine Phase einer komplexen fluviolacustrinen Geschichte im Jezero-Krater darstellen, da wir feststellen, dass die spektrale Vielfalt der fluviolacustrinen Ablagerungen im Krater mit einem langlebigen Seesystem übereinstimmt, das die Ablagerung und Erosion regionaler geologischer Einheiten katalogisiert. Somit könnte der Jezero-Krater einen einzigartigen Rekord der Evolution von Oberflächenumgebungen, Klimata und Bewohnbarkeit auf dem frühen Mars enthalten.

@article{doi101016jicarus2019113526,
    author = "Horgan, B. und Anderson, R. B. und Dromart, Gilles und Amador, E. S. und Rice, M. S.",
    title = "The mineral diversity of Jezero crater: Evidence for possible lacustrine carbonates on Mars",
    year = "2019",
    journal = "Icarus",
    abstract = "Das im Noachium stehende Jezero-Krater ist der einzige bekannte Ort auf dem Mars, an dem klare orbitale Detektionen von Carbonaten in unmittelbarer Nähe zu klaren fluviolacustrinen Merkmalen gefunden werden, die auf die frühere Anwesenheit eines Paläosees hinweisen; jedoch ist unklar, ob die Carbonate im Jezero mit der lacustrinen Aktivität zusammenhängen. Diese Unterscheidung ist entscheidend für die Bewertung des astrobiologischen Potenzials der Stelle, da lacustrine Carbonate auf der Erde in der Lage sind, Biosignaturen in Maßstäben zu bewahren, die von einer gelandeten Mission wie dem Mars 2020 Rover nachweisbar sein könnten, der geplant ist, im Februar 2021 in Jezero zu landen. In dieser Studie führen wir eine detaillierte Untersuchung der mineralogischen und morphologischen Eigenschaften geologischer Einheiten innerhalb des Jezero-Kraters durch, um den Ursprung der Carbonate im Becken und ihre zeitliche Einordnung relativ zur fluviolacustrinen Aktivität besser zu eingrenzen. Unter Verwendung von orbitalen sichtbaren/nahinfraroten Hyperspektralbildern vom Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) zusammen mit hochauflösenden Bildern und digitalen Höhenmodellen identifizieren wir eine distincte Carbonat-führende Einheit, die „Marginal Carbonates", die entlang des inneren Randes des Kraters, in der Nähe des größten Zufluss-Tals und des westlichen Deltas, liegt. Basierend auf ihren starken Carbonat-Signaturen, topographischen Eigenschaften und ihrer Lage im Krater schlagen wir vor, dass diese Einheit authigene lacustrine Carbonate bewahren könnte, die in der küstennahen Umgebung des Jezero-Paläosees ausgefällt wurden. Der Vergleich mit Carbonat-Ablagerungen von terrestrischen geschlossenen Beckenseen deutet darauf hin, dass die Marginal Carbonates, wenn sie lacustrinen Ursprungs sind, makro- und mikroskopische Biosignaturen in mikrobiolithischen Gesteinen wie Stromatoliten bewahren könnten, von denen einige wahrscheinlich vom Mars 2020 nachweisbar sein würden. Die Marginal Carbonates könnten nur eine Phase einer komplexen fluviolacustrinen Geschichte im Jezero-Krater darstellen, da wir feststellen, dass die spektrale Vielfalt der fluviolacustrinen Ablagerungen im Krater mit einem langlebigen Seesystem übereinstimmt, das die Ablagerung und Erosion regionaler geologischer Einheiten katalogisiert. Somit könnte der Jezero-Krater einen einzigartigen Rekord der Evolution von Oberflächenumgebungen, Klimata und Bewohnbarkeit auf dem frühen Mars enthalten.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.113526",
    doi = "10.1016/j.icarus.2019.113526",
    openalex = "W2986677734",
    references = "doi1010073540323449, doi1010079783642523359, doi101007s1034701604846, doi101016jearscirev200810005, doi101016jicarus200806016, doi1010291998je000540, doi1010292006je002808, doi101146annurevearth042711105327, doi101146annurevearth060313055024, doi103389fbioe201600004"
}

Zusammenfassung des Executive Summary: Die Rückführung von Proben von der Oberfläche des Mars war seit vielen Jahren ein Ziel der internationalen Mars-Wissenschaftsgemeinschaft. Die Bestätigung durch NASA und ESA der Bedeutung der Mars-Exploration führte dazu, dass die Agenturen das internationale MSR Objectives and Samples Team (iMOST) einrichteten. Das Ziel des Teams ist es, die wissenschaftlichen und ingenieurtechnischen Ziele einer Mars Sample Return (MSR)-Mission im Hinblick auf Proben neu zu bewerten und zu aktualisieren. Das iMOST-Team hat sich auch zur Aufgabe gemacht, die Messungen und die Probenarten zu definieren, die die Ziele am besten adressieren können. Für MSR wurden sieben Ziele definiert, die über zwei Jahrzehnte zurückverfolgbar sind und internationale Prioritäten widerspiegeln. Die ersten beiden Ziele sind weiter in Teilziele unterteilt. Im Hauptteil des Berichts wird die Bedeutung jedes Ziels für die Wissenschaft und/oder das Ingenieurwesen beschrieben, kritische Messungen, die die Ziele adressieren würden, werden spezifiziert, und die Arten von Proben, die am ehesten Schlüsselinformationen tragen würden, werden identifiziert. Diese sieben Ziele bieten einen Rahmen, um zu demonstrieren, wie die erste Reihe zurückgebrachter Marsproben die zukünftige Marswissenschaft und -exploration beeinflussen würde. Sie haben auch Implikationen für die Art und Weise, wie analoge Untersuchungen für Proben durchgeführt werden könnten, die von zukünftigen Missionen von anderen Himmelskörpern des Sonnensystems zurückgebracht werden, insbesondere solchen, die biologisch relevante oder sensible Materialien beherbergen könnten, wie z. B. Ozeanwelten (Europa, Enceladus, Titan) und andere. Zusammenfassung der Ziele und Teilziele für MSR, identifiziert durch iMOST Ziel 1 Interpretation der primären geologischen Prozesse und Geschichte, die den geologischen Fossilbericht des Mars gebildet haben, mit einem Schwerpunkt auf der Rolle des Wassers. Absicht Um das geologische Umfeld zu untersuchen, das am Mars 2020 Landeort vertreten ist, einen definitiven geologischen Kontext für gesammelte Proben zu liefern und jegliche Merkmale zu detaillieren, die mit vergangenen biologischen Prozessen in Verbindung stehen könnten. Dieses Ziel ist in fünf Teilziele unterteilt, die an verschiedenen Landeorten gelten würden. Charakterisierung der wesentlichen stratigraphischen, sedimentologischen und Faziesvariationen einer Sequenz von Mars-Sedimentgesteinen. Absicht Um den erhaltenen Mars-Sedimentbericht zu verstehen. Proben Eine Reihe von Sedimentgesteinen, die den Bereich der Variation abdecken. Bedeutung Grundlegende Eingaben in die Geschichte des Wassers, des Klimawandels und der Möglichkeit des Lebens. Verständnis eines alten marinen hydrothermalen Systems durch Untersuchung seiner Mineralisationsprodukte und morphologischen Ausdrucksformen. Absicht Um mindestens ein potenziell lebensförderndes „bewohnbares" Umfeld zu bewerten. Proben Eine Reihe von Gesteinen, die durch hydrothermale Fluide gebildet und/oder verändert wurden. Bedeutung Identifikation eines potenziell bewohnbaren geochemischen Umfelds mit hohem Erhaltungspotenzial. Verständnis der Gesteine und Mineralien, die ein tiefes Untergrundgrundwasserumfeld repräsentieren. Absicht Um die Rolle des Wassers im Untergrund definitiv zu bewerten. Proben Serien von Gesteinen/Adern, die Wasser/Gestein-Interaktionen im Untergrund repräsentieren. Bedeutung Könnten die längstlebenden bewohnbaren Umgebungen und ein Schlüssel zum hydrologischen Zyklus darstellen. Verständnis von Wasser/Gestein/Atmosphäre-Interaktionen an der Mars-Oberfläche und wie sie sich im Laufe der Zeit verändert haben. Absicht Um zeitvariable Faktoren einzuschränken, die notwendig sind, um Aufzeichnungen von mikrobiellem Leben zu erhalten. Proben Regolith, Paläoböden und Evaporite. Bedeutung Subaerische oberflächennahe Prozesse könnten mikrobielles Leben unterstützen und erhalten. Bestimmung der Petrogenese von marinen magmatischen Gesteinen in Zeit und Raum. Absicht Um eine definitive Charakterisierung von magmatischen Gesteinen auf dem Mars zu liefern. Proben Verschiedene Serien von alten magmatischen Gesteinen. Bedeutung Thermochemischer Bericht des Planeten und Natur des Inneren. Ziel 2 Bewertung und Interpretation des potenziellen biologischen Verlaufs des Mars, einschließlich der Analyse zurückgebrachter Proben auf Beweise für Leben. Absicht Um die Natur und den Umfang der Mars-Bewohnbarkeit zu untersuchen, die Bedingungen und Prozesse, die Leben unterstützt oder herausgefordert haben, wie verschiedene Umgebungen die Erhaltung von Biosignaturen beeinflusst haben könnten und nichtbiologische „Imitationen" geschaffen haben, und nach Biosignaturen vergangenen oder gegenwärtigen Lebens zu suchen. Dieses Ziel hat drei Teilziele: Bewertung und Charakterisierung von Kohlenstoff, einschließlich möglicher organischer und präbiotischer Chemie. Proben Alle Proben, die im Rahmen von Ziel 1 gesammelt wurden. Bedeutung Jegliche biologische molekulare Gerüststruktur auf dem Mars wäre wahrscheinlich kohlenstoffbasiert. Analyse auf das Vorhandensein von Biosignaturen vergangenen Lebens an Orten, die bewohnbare Umgebungen beherbergten und jegliche Biosignaturen hätten erhalten können. Proben Alle Proben, die im Rahmen von Ziel 1 gesammelt wurden. Bedeutung Bietet die Mittel zur Entdeckung uralten Lebens. Bewertung der Möglichkeit, dass nachgewiesene Lebensformen lebendig sind oder vor kurzem lebendig waren. Proben Alle Proben, die im Rahmen von Ziel 1 gesammelt wurden. Bedeutung Planetarer Schutz und möglicherweise die wichtigste wissenschaftliche Entdeckung überhaupt. Ziel 3 Quantitative Bestimmung des evolutionären Zeitraums des Mars. Absicht Um eine auf Radioisotopen basierende Zeitskala für wichtige Ereignisse, einschließlich magmatischer, tektonischer, fluvialer und Impakt-Ereignisse sowie die Bildung wichtiger sedimentärer Ablagerungen und geomorphologischer Merkmale, zu liefern. Proben Alte magmatische Gesteine, die kritische stratigraphische Intervalle begrenzen oder mit kraterdatierten Oberflächen korrelieren.

@article{doi101111maps13242,
    author = "Beaty, D. W. and Grady, M. M. and McSween, H. Y. and Sefton‐Nash, E. and Carrier, Brandi L. and Altieri, Francesca and Amelin, Y. and Ammannito, E. and Anand, M. and Benning, Liane G. and Bishop, J. L. and Borg, L. E. and Boucher, Dale and Brucato, J. R. and Busemann, H. and Campbell, Kathleen A. and Czaja, Andrew D. and Debaille, Vinciane and Marais, David J. Des and Dixon, Mike and Ehlmann, B. L. and Farmer, Jack D. and Fernández‐Remolar, David C. and Filiberto, J. and Fogarty, J. and Glavin, D. P. and Goreva, Y. S. and Hallis, L. J. and Harrington, A. D. and Hausrath, Elisabeth M. and Herd, C. D. K. and Horgan, B. and Humayun, M. and Kleine, T. and Kleinhenz, Julie and Mackelprang, Rachel and Mangold, N. and Mayhew, L. E. and McCoy, J. T. and McCubbin, F. M. and McLennan, S. M. and Moser, D. E. and Moynier, Frédéric and Mustard, John F. and Niles, P. B. and Ori, G. G. and Raulin, F. and Rettberg, Petra and Rucker, Michelle A. and Schmitz, Nicole and Schwenzer, S. P. and Sephton, Mark A. and Shaheen, R. and Sharp, Z. D. and Shuster, David L. and Siljeström, Sandra and Smith, C. L. and Spry, J. Andy and Steele, A. and Swindle, T. D. and ten Kate, I. L. and Tosca, Nicholas J. and Usui, Tomohiro and Kranendonk, Martin J. Van and Wadhwa, M. and Weiss, B. P. and Werner, Stéphanie C. and Westall, Francès and Wheeler, Raymond M. and Zipfel, J. and Zorzano, María‐Paz",
    title = "The potential science and engineering value of samples delivered to Earth by Mars sample return",
    year = "2019",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Executive Summary Return of samples from the surface of Mars has been a goal of the international Mars science community for many years. Affirmation by NASA and ESA of the importance of Mars exploration led the agencies to establish the international MSR Objectives and Samples Team (iMOST). The purpose of the team is to re‐evaluate and update the sample‐related science and engineering objectives of a Mars Sample Return (MSR) campaign. The iMOST team has also undertaken to define the measurements and the types of samples that can best address the objectives. Seven objectives have been defined for MSR, traceable through two decades of previously published international priorities. The first two objectives are further divided into sub‐objectives. Within the main part of the report, the importance to science and/or engineering of each objective is described, critical measurements that would address the objectives are specified, and the kinds of samples that would be most likely to carry key information are identified. These seven objectives provide a framework for demonstrating how the first set of returned Martian samples would impact future Martian science and exploration. They also have implications for how analogous investigations might be conducted for samples returned by future missions from other solar system bodies, especially those that may harbor biologically relevant or sensitive material, such as Ocean Worlds (Europa, Enceladus, Titan) and others. Summary of Objectives and Sub‐Objectives for MSR Identified by iMOST Objective 1 Interpret the primary geologic processes and history that formed the Martian geologic record, with an emphasis on the role of water. Intent To investigate the geologic environment(s) represented at the Mars 2020 landing site, provide definitive geologic context for collected samples, and detail any characteristics that might relate to past biologic processes This objective is divided into five sub‐objectives that would apply at different landing sites. Characterize the essential stratigraphic, sedimentologic, and facies variations of a sequence of Martian sedimentary rocks. Intent To understand the preserved Martian sedimentary record. Samples A suite of sedimentary rocks that span the range of variation. Importance Basic inputs into the history of water, climate change, and the possibility of life Understand an ancient Martian hydrothermal system through study of its mineralization products and morphological expression. Intent To evaluate at least one potentially life‐bearing “habitable” environment Samples A suite of rocks formed and/or altered by hydrothermal fluids. Importance Identification of a potentially habitable geochemical environment with high preservation potential. Understand the rocks and minerals representative of a deep subsurface groundwater environment. Intent To evaluate definitively the role of water in the subsurface. Samples Suites of rocks/veins representing water/rock interaction in the subsurface. Importance May constitute the longest‐lived habitable environments and a key to the hydrologic cycle. Understand water/rock/atmosphere interactions at the Martian surface and how they have changed with time. Intent To constrain time‐variable factors necessary to preserve records of microbial life. Samples Regolith, paleosols, and evaporites. Importance Subaerial near‐surface processes could support and preserve microbial life. Determine the petrogenesis of Martian igneous rocks in time and space. Intent To provide definitive characterization of igneous rocks on Mars. Samples Diverse suites of ancient igneous rocks. Importance Thermochemical record of the planet and nature of the interior. Objective 2 Assess and interpret the potential biological history of Mars, including assaying returned samples for the evidence of life. Intent To investigate the nature and extent of Martian habitability, the conditions and processes that supported or challenged life, how different environments might have influenced the preservation of biosignatures and created nonbiological “mimics,” and to look for biosignatures of past or present life. This objective has three sub‐objectives: Assess and characterize carbon, including possible organic and pre‐biotic chemistry. Samples All samples collected as part of Objective 1. Importance Any biologic molecular scaffolding on Mars would likely be carbon‐based. Assay for the presence of biosignatures of past life at sites that hosted habitable environments and could have preserved any biosignatures. Samples All samples collected as part of Objective 1. Importance Provides the means of discovering ancient life. Assess the possibility that any life forms detected are alive, or were recently alive. Samples All samples collected as part of Objective 1. Importance Planetary protection, and arguably the most important scientific discovery possible. Objective 3 Quantitatively determine the evolutionary timeline of Mars. Intent To provide a radioisotope‐based time scale for major events, including magmatic, tectonic, fluvial, and impact events, and the formation of major sedimentary deposits and geomorphological features. Samples Ancient igneous rocks that bound critical stratigraphic intervals or correlate with crater‐dated surfaces.",
    url = "https://doi.org/10.1111/maps.13242",
    doi = "10.1111/maps.13242",
    openalex = "W2922358052",
    references = "doi101016jicarus201712046, doi101016jprecamres201308001, doi101111maps12639, doi101111sed12205, doi101126scienceaar7268, doi101130g398221"
}

Familie. Die dynamische Natur dieser Seen scheint die biologischen, biochemischen und geologischen Komponenten des Ökosystems in großem Maße zu beeinflussen. Inter- und intraseenische Variationen in der Verteilung mikrobieller Gemeinschaften waren signifikant und konnten nur in geringem Maße durch zugrundeliegende Umweltbedingungen erklärt werden. Die Gemeinschaften werden wahrscheinlich maßgeblich von kleinräumigen lokalen Effekten beeinflusst, die durch Variationen in geologischen Settings und dynamische Interaktionen verursacht werden, die durch aeolischen Transport sowie Überschwemmungs- und Verdunstungsereignisse entstehen.

@article{doi103389fmicb201900779,
    author = "Aerts, Joost W. und van Spanning, Rob J. M. und Flahaut, J. und Molenaar, Douwe und Bland, P. A. und Genge, Matt J. und Ehrenfreund, P. und Martins, Zita",
    title = "Mikrobielle Gemeinschaften in Sedimenten aus vier leicht sauren ephemeren Salzseen im Yilgarn-Kraton (Australien) – Terrestrische Analogien zu altem Mars",
    year = "2019",
    journal = "Frontiers in Microbiology",
    abstract = "Familie. Die dynamische Natur dieser Seen scheint die biologischen, biochemischen und geologischen Komponenten des Ökosystems in großem Maße zu beeinflussen. Inter- und intraseenische Variationen in der Verteilung mikrobieller Gemeinschaften waren signifikant und konnten nur in geringem Maße durch zugrundeliegende Umweltbedingungen erklärt werden. Die Gemeinschaften werden wahrscheinlich maßgeblich von kleinräumigen lokalen Effekten beeinflusst, die durch Variationen in geologischen Settings und dynamische Interaktionen verursacht werden, die durch aeolischen Transport sowie Überschwemmungs- und Verdunstungsereignisse entstehen.",
    url = "https://doi.org/10.3389/fmicb.2019.00779",
    doi = "10.3389/fmicb.2019.00779",
    openalex = "W2944699685",
    references = "doi101126scienceaar7268"
}

@article{doi101007s1121402000762y,
    author = "Farley, Kenneth A. und Williford, Kenneth H. und Stack, K. M. und Bhartia, R. und Chen, Al und de la Torre, M. und Hand, K. P. und Goreva, Y. S. und Herd, C. D. K. und Hueso, R. und Liu, Yang und Maki, J. N. und Martínez, Germán und Moeller, R. und Nelessen, Adam und Newman, Claire und Nunes, D. C. und Ponce, Adrian und Spanovich, N. und Willis, Peter A. und Beegle, L. W. und Bell, J. F. und Brown, A. J. und Hamran, S. E. und Hurowitz, J. A. und Maurice, S. und Paige, D. A. und Rodríguez‐Manfredi, J. A. und Schulte, M. und Wiens, R. C.",
    title = "Mars 2020 Mission Overview",
    year = "2020",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-020-00762-y",
    doi = "10.1007/s11214-020-00762-y",
    openalex = "W3110256918",
    references = "doi10100797894017103505, doi101016jepsl200906042, doi101016jicarus200806016, doi101038nature04764"
}

@article{doi101016jchemer2020125605,
    author = "Rampe, E. B. und Blake, D. F. und Bristow, T. F. und Ming, D. W. und Vaniman, D. T. und Morris, R. V. und Achilles, C. N. und Chipera, S. J. und Morrison, Shaunna M. und Tu, Valerie und Yen, A. S. und Castle, N. und Downs, G. W. und Downs, Robert T. und Grotzinger, J. P. und Hazen, Robert M. und Treiman, A. H. und Peretyazhko, T. und Marais, David J. Des und Walroth, Richard C. und Craig, Patricia und Crisp, J. A. und Lafuente, B. und Morookian, John Michael und Sarrazin, P. und Thorpe, M. T. und Bridges, J. C. und Edgar, L. A. und Fedo, Christopher M. und Freissinet, Caroline und Gellert, R. und Mahaffy, P. R. und Newsom, H. E. und Johnson, J. R. und Kah, Linda C. und Siebach, K. L. und Schieber, Jüergen und Sun, V. Z. und Vasavada, A. R. und Wellington, Danika und Wiens, R. C.",
    title = "Mineralogie und Geochemie von sedimentären Gesteinen und eolischen Sedimenten im Gale-Krater, Mars: Eine Übersicht nach sechs Erdjahren der Erkundung mit Curiosity",
    year = "2020",
    journal = "Geochemistry",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.chemer.2020.125605",
    doi = "10.1016/j.chemer.2020.125605",
    openalex = "W3002486190",
    references = "doi101146annurevearth060313055024"
}

Die InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport)-Mission begann im Februar 2019 mit der Erfassung hochwertiger seismischer Daten auf dem Mars. Diese Manuskript dokumentiert die Seismizität, die von SEIS, dem Seismometer der InSight, von diesem Zeitpunkt bis Ende März 2020 beobachtet wurde. Innerhalb des InSight-Projekts ist der Marsquake Service (MQS) für die schnelle Überprüfung aller von InSight gesammelten seismischen Daten, die Erkennung von Ereignissen, die wahrscheinlich seismischen Ursprungs sind, sowie die Kuratierung und Veröffentlichung seismischer Kataloge verantwortlich. Im ersten Jahr der Datenerfassung haben MQS 465 seismische Ereignisse identifiziert, die wir als regionale und teleseismische Marsbeben interpretieren. Seismische Ereignisse werden in 2 verschiedene Ereignisfamilien gruppiert: die Niederfrequenzfamilie wird von Energie bei langen Perioden unter 1 s dominiert, und die Hochfrequenzfamilie umfasst primär Energie bei und oberhalb von 2,4 Hz. Die Ereignisgrößen, basierend auf marspezifischen Skalen, reichen von 1,3 bis 3,7. Eine dritte Klasse von Ereignissen mit sehr kurzer Dauer, aber hochfrequenten Ausbrüchen wurde 712-mal beobachtet. Diese sind wahrscheinlich mit einer lokalen Quelle verbunden, die durch thermische Spannungen angetrieben wird. Dieser Artikel beschreibt die bisher gesammelten Daten der Mission und die Verfahren, unter denen MQS operiert; fasst den Inhalt des aktuellen MQS-seismischen Katalogs zusammen; und präsentiert die Schlüsselfunktionen der Ereignisse, die wir bisher beobachtet haben, unter Verwendung der größten Ereignisse als Beispiele.

@article{doi101016jpepi2020106595,
    author = "Clinton, John und Ceylan, Savas und van Driel, Martin und Giardini, Domenico und Stähler, Simon C. und Böse, Maren und Charalambous, Constantinos und Dahmen, Nikolaj und Horleston, Anna und Kawamura, Taïchi und Khan, A. und Orhand‐Mainsant, G. und Scholz, John‐Robert und Euchner, F. und Banerdt, W. B. und Lognonné, Philippe und Banfield, D. und Beucler, É. und García, R. und Kedar, S. und Panning, M. P. und Perrin, C. und Pike, W. T. und Smrekar, S. E. und Spiga, Aymeric und Stott, Alexander",
    title = "The Marsquake catalogue from InSight, sols 0–478",
    year = "2020",
    journal = "Physics of The Earth and Planetary Interiors",
    abstract = "Die InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport)-Mission begann im Februar 2019 mit der Erfassung hochwertiger seismischer Daten auf dem Mars. Dieses Manuskript dokumentiert die Seismizität, die von SEIS, dem Seismometer der InSight, von diesem Zeitpunkt bis Ende März 2020 beobachtet wurde. Innerhalb des InSight-Projekts ist der Marsquake Service (MQS) für die schnelle Überprüfung aller von InSight gesammelten seismischen Daten, die Erkennung von Ereignissen, die wahrscheinlich seismischen Ursprungs sind, sowie die Kuratierung und Veröffentlichung seismischer Kataloge verantwortlich. Im ersten Jahr der Datenerfassung haben MQS 465 seismische Ereignisse identifiziert, die wir als regionale und teleseismische Marsbeben interpretieren. Seismische Ereignisse werden in 2 verschiedene Ereignisfamilien gruppiert: die Niederfrequenzfamilie wird von Energie bei langen Perioden unter 1 s dominiert, und die Hochfrequenzfamilie umfasst primär Energie bei und oberhalb von 2,4 Hz. Die Ereignisgrößen, basierend auf marspezifischen Skalen, reichen von 1,3 bis 3,7. Eine dritte Klasse von Ereignissen mit sehr kurzer Dauer, aber hochfrequenten Ausbrüchen wurde 712-mal beobachtet. Diese sind wahrscheinlich mit einer lokalen Quelle verbunden, die durch thermische Spannungen angetrieben wird. Dieser Artikel beschreibt die bisher gesammelten Daten der Mission und die Verfahren, unter denen MQS operiert; fasst den Inhalt des aktuellen MQS-seismischen Katalogs zusammen; und präsentiert die Schlüsselfunktionen der Ereignisse, die wir bisher beobachtet haben, unter Verwendung der größten Ereignisse als Beispiele.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.pepi.2020.106595",
    doi = "10.1016/j.pepi.2020.106595",
    openalex = "W3094160404",
    references = "doi101038s415610200544y"
}

Zusammenfassung Der Vera Rubin Ridge (VRR) ist ein erosionsbeständiges Merkmal am nordwestlichen Hang des Mount Sharp im Gale-Krater auf dem Mars, und orbitale sichtbare/kurzwellige Infrarotmessungen deuten darauf hin, dass er rotes Hämatit enthält. Das Mars Science Laboratory Curiosity-Rover führte eine umfassende Kampagne auf dem VRR durch, um seine Mineralogie, Geochemie und Sedimentologie zu untersuchen, um die Ablagerungs- und diagenetische Geschichte des Ridges zu bestimmen und die Prozesse einzuschränken, durch die sich das Hämatit gebildet haben könnte. Röntgendiffraktometrie (XRD)-Daten des CheMin-Instruments von vier Proben, die auf und unter dem VRR gebohrt wurden, zeigen Unterschiede in der Eisen-, Phyllosilikat- und Sulfatmineralogie sowie in der Hämatitkorngröße. Hämatit ist über den gesamten Ridge verbreitet, und sein Nachweis in einem grauen Felsausbruch deutet auf lokalisierte Regionen mit grobkörnigem Hämatit hin, der sich häufig aus warmen Fluiden bildet. Breite XRD-Peaks für Hämatit in einer Probe unter dem VRR und die Häufigkeit von FeO T im amorphen Bestandteil deuten auf das Vorhandensein von nanokristallinem Hämatit und amorphen Fe-Oxiden/-oxyhydroxiden hin. Gut kristallisierte Akaganéit und Jarosit sind in zwei Proben vorhanden, die vom VRR gebohrt wurden, was auf zumindest begrenzte Verwitterung durch saure-salzige Fluide hindeutet. Zusammengebrochener Nontronit ist unter dem VRR vorhanden, aber Proben vom VRR enthalten Phyllosilikate mit d(001) = 9,6 Å, möglicherweise von Ferripyrophyllit oder einer säureveränderten Smektit. Die wahrscheinlichsten Zementierungsmittel, die den Ridge geschaffen haben, sind Hämatit und opaline Siliziumdioxid. Wir vermuten, dass späte Diagenese viel der mineralogischen Variation auf dem Ridge erklären kann, bei der mehrere Fluid-Episoden mit variierendem pH, Salzgehalt und Temperatur die Gesteine veränderten, was zur Ausfällung und Kristallisation von Phasen führte, die sonst nicht im Gleichgewicht sind.

@article{doi1010292019je006306,
    author = "Rampe, E. B. und Bristow, T. F. und Morris, R. V. und Morrison, Shaunna M. und Achilles, C. N. und Ming, D. W. und Vaniman, D. T. und Blake, D. F. und Tu, Valerie und Chipera, S. J. und Yen, A. S. und Peretyazhko, T. und Downs, Robert T. und Hazen, Robert M. und Treiman, A. H. und Grotzinger, J. P. und Castle, N. und Craig, Patricia und Marais, David J. Des und Thorpe, M. T. und Walroth, Richard C. und Downs, G. W. und Fraeman, A. A. und Siebach, K. L. und Gellert, R. und Lafuente, B. und McAdam, A. C. und Meslin, Pierre‐Yves und Sutter, B. und Salvatore, M. R.",
    title = "Mineralogie des Vera Rubin Ridge vom Mars Science Laboratory CheMin-Instrument",
    year = "2020",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Der Vera Rubin Ridge (VRR) ist ein erosionsbeständiges Merkmal am nordwestlichen Hang des Mount Sharp im Gale-Krater auf dem Mars, und orbitale sichtbare/kurzwellige Infrarotmessungen deuten darauf hin, dass er rotes Hämatit enthält. Das Mars Science Laboratory Curiosity-Rover führte eine umfassende Kampagne auf dem VRR durch, um seine Mineralogie, Geochemie und Sedimentologie zu untersuchen, um die Ablagerungs- und diagenetische Geschichte des Ridges zu bestimmen und die Prozesse einzuschränken, durch die sich das Hämatit gebildet haben könnte. Röntgendiffraktometrie (XRD)-Daten des CheMin-Instruments von vier Proben, die auf und unter dem VRR gebohrt wurden, zeigen Unterschiede in der Eisen-, Phyllosilikat- und Sulfatmineralogie sowie in der Hämatitkorngröße. Hämatit ist über den gesamten Ridge verbreitet, und sein Nachweis in einem grauen Felsausbruch deutet auf lokalisierte Regionen mit grobkörnigem Hämatit hin, der sich häufig aus warmen Fluiden bildet. Breite XRD-Peaks für Hämatit in einer Probe unter dem VRR und die Häufigkeit von FeO T im amorphen Bestandteil deuten auf das Vorhandensein von nanokristallinem Hämatit und amorphen Fe-Oxiden/-oxyhydroxiden hin. Gut kristallisierte Akaganéit und Jarosit sind in zwei Proben vorhanden, die vom VRR gebohrt wurden, was auf zumindest begrenzte Verwitterung durch saure-salzige Fluide hindeutet. Zusammengebrochener Nontronit ist unter dem VRR vorhanden, aber Proben vom VRR enthalten Phyllosilikate mit d(001) = 9,6 Å, möglicherweise von Ferripyrophyllit oder einer säureveränderten Smektit. Die wahrscheinlichsten Zementierungsmittel, die den Ridge geschaffen haben, sind Hämatit und opaline Siliziumdioxid. Wir vermuten, dass späte Diagenese viel der mineralogischen Variation auf dem Ridge erklären kann, bei der mehrere Fluid-Episoden mit variierendem pH, Salzgehalt und Temperatur die Gesteine veränderten, was zur Ausfällung und Kristallisation von Phasen führte, die sonst nicht im Gleichgewicht sind.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2019je006306",
    doi = "10.1029/2019je006306",
    openalex = "W3037842049",
    references = "doi1010160009254176900012, doi101038s415610200544y"
}

@article{doi101038s4155002012006,
    author = "Lauro, Sebastian Emanuel und Pettinelli, Elena und Caprarelli, Graziella und Guallini, Luca und Rossi, Angelo Pio und Mattei, Elisabetta und Cosciotti, Barbara und Cicchetti, Andrea und Soldovieri, Francesco und Cartacci, Marco und Paolo, Federico Di und Noschese, Raffaella und Orosei, Roberto",
    title = "Mehrere subglaziale Wasserkörper unter dem Südpol des Mars enthüllt durch neue MARSIS-Daten",
    year = "2020",
    journal = "Nature Astronomy",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41550-020-1200-6",
    doi = "10.1038/s41550-020-1200-6",
    openalex = "W3091133455",
    references = "doi101126scienceaar7268"
}

@article{doi101038s4156102005340,
    author = "Banfield, D. und Spiga, Aymeric und Newman, Claire und Forget, F. und Lemmon, M. T. und Lorenz, R. D. und Murdoch, Naomi und Viúdez‐Moreiras, Daniel und Pla‐García, Jorge und García, R. und Lognonné, Philippe und Karatekin, Özgür und Perrin, C. und Martire, Léo und Teanby, N. A. und Hove, Bart Van und Maki, J. N. und Kenda, B. und Mueller, Nils und Rodríguez, S. und Kawamura, Taïchi und McClean, John und Stott, Alexander und Charalambous, Constantinos und Millour, Ehouarn und Johnson, C. L. und Mittelholz, Anna und Määttänen, Anni und Lewis, S. R. und Clinton, John und Stähler, Simon C. und Ceylan, Savas und Giardini, Domenico und Warren, T. und Pike, W. T. und Daubar, I. J. und Golombek, M. P. und Rolland, Lucie und Widmer‐Schnidrig, Rudolf und Mimoun, D. und Beucler, É. und Jacob, A. W. B. und Łucas, Antoine und Baker, Mariah und Ansan, V. und Hurst, K. und Mora‐Sotomayor, Luis und Navarro, Sara und Torres, J. und Lepinette, A. und Molina, A. und Marín, M. und Gómez‐Elvira, Javier und Peinado, V. und Rodríguez‐Manfredi, J. A. und Carcich, B. und Sackett, Stephen S. und Russell, Christopher und Spohn, Tilman und Smrekar, S. E. und Banerdt, W. B.",
    title = "Die Atmosphäre von Mars wie von InSight beobachtet",
    year = "2020",
    journal = "Nature Geoscience",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41561-020-0534-0",
    doi = "10.1038/s41561-020-0534-0",
    openalex = "W3007080254",
    references = "doi101038s415610200544y"
}

Die seismische Aktivität und das Rauschen auf dem Mars werden seit Januar 2019 vom Seismometer des InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) Lander überwacht. Nachts ist der Mars extrem ruhig; das seismische Rauschen ist zwischen 4 s und 30 s Perioden etwa 500-mal niedriger als das mikroseismische Rauschen der Erde. Das aufgezeichnete seismische Rauschen nimmt tagsüber aufgrund von Bodendeformationen, die durch konvektive atmosphärische Wirbel und bodenübertragenes windgeneriertes Lander-Rauschen induziert werden, zu. Hier beschränken wir Eigenschaften der Kruste unterhalb von InSight, indem wir Signale von atmosphärischen Wirbeln und vom Hämmern des InSight-Wärmefluss- und physikalischen Eigenschaften (HP3)-Instrumentes sowie die drei größten bis September 2019 detektierten Marsbeben verwenden. Aus der Receiver-Funktion-Analyzen schließen wir, dass die obersten 8–11 km der Kruste stark verändert und/oder zerklüftet sind. Wir messen die Krustendiffusivität und die intrinsische Dämpfung mittels Multistreuungsanalyse und finden, dass die seismische Dämpfung etwa dreimal größer ist als auf dem Mond, was darauf hindeutet, dass die Kruste kleine Mengen an Flüchtlingen enthält. Die Kruste unter dem InSight-Lander auf dem Mars ist bis 8–11 km Tiefe verändert oder zerklüftet und kann nach einer Analyse des seismischen Rauschens und der Wellenstreuung, die vom Seismometer von InSight aufgezeichnet wurden, Fluktigkeiten tragen.

@article{doi101038s415610200536y,
    author = "Lognonné, Philippe and Banerdt, W. B. and Pike, W. T. and Giardini, Domenico and Christensen, Ulrich R. and García, R. and Kawamura, Taïchi and Kedar, S. and Knapmeyer‐Endrun, Brigitte and Margerin, Ludovic and Nimmo, F. and Panning, M. P. and Tauzin, Benoît and Scholz, John‐Robert and Antonangeli, Daniele and Barkaoui, Salma and Beucler, É. and Bissig, Felix and Brinkman, Nienke and Calvet, Marie and Ceylan, Savas and Charalambous, Constantinos and Davis, Paul M. and van Driel, Martin and Drilleau, M. and Fayon, Lucile and Joshi, Rakshit and Kenda, B. and Khan, Amir and Knapmeyer, Martin and Lekić, V. and McClean, John and Mimoun, D. and Murdoch, Naomi and Pan, Lu and Perrin, C. and Pinot, Baptiste and Pou, L. and Ménina, Sabrina and Rodríguez, S. and Schmelzbach, Cédric and Schmerr, N. C. and Sollberger, David and Spiga, Aymeric and Stähler, Simon C. and Stott, Alexander and Stutzmann, É. and Tharimena, Saikiran and Widmer‐Schnidrig, Rudolf and Андерссон, Фредрик and Ansan, V. and Beghein, Caroline and Böse, Maren and Bozdağ, E. and Clinton, John and Daubar, I. J. and Delage, Pierre and Fuji, Nobuaki and Golombek, M. P. and Grott, Matthias and Horleston, Anna and Hurst, K. and Irving, J. C. E. and Jacob, A. W. B. and Knollenberg, J. and Krasner, Sanford and Krause, C. and Lorenz, R. D. and Michaut, Chloé and Myhill, Robert and Nissen‐Meyer, Tarje and ten Pierick, Jan and Plesa, Ana‐Catalina and Quantin‐Nataf, Cathy and Robertsson, Johan O. A. and Rochas, L. and Schimmel, Martín and Smrekar, S. E. and Spohn, Tilman and Teanby, N. A. and Tromp, Jeroen and Vallade, Julien and Verdier, Nicolas and Vrettos, Christos and Weber, R. C. and Banfield, D. and Barrett, Elizabeth Ann and Bierwirth, M. and Calcutt, S. B. and Compaire, Nicolas and Johnson, C. L. and Mance, D. and Euchner, F. and Kerjean, L. and Mainsant, G. and Mocquet, A. and Rodríguez‐Manfredi, J. A. and Pont, G. and Laudet, Ph. and Nebut, T.",
    title = "Constraints on the shallow elastic and anelastic structure of Mars from InSight seismic data",
    year = "2020",
    journal = "Nature Geoscience",
    abstract = "Mars's seismic activity and noise have been monitored since January 2019 by the seismometer of the InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) lander. At night, Mars is extremely quiet; seismic noise is about 500 times lower than Earth's microseismic noise at periods between 4 s and 30 s. The recorded seismic noise increases during the day due to ground deformations induced by convective atmospheric vortices and ground-transferred wind-generated lander noise. Here we constrain properties of the crust beneath InSight, using signals from atmospheric vortices and from the hammering of InSight's Heat Flow and Physical Properties (HP3) instrument, as well as the three largest Marsquakes detected as of September 2019. From receiver function analysis, we infer that the uppermost 8–11 km of the crust is highly altered and/or fractured. We measure the crustal diffusivity and intrinsic attenuation using multiscattering analysis and find that seismic attenuation is about three times larger than on the Moon, which suggests that the crust contains small amounts of volatiles. The crust beneath the InSight lander on Mars is altered or fractured to 8–11 km depth and may bear volatiles, according to an analysis of seismic noise and wave scattering recorded by InSight's seismometer.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41561-020-0536-y",
    doi = "10.1038/s41561-020-0536-y",
    openalex = "W3008551921",
    references = "doi101038s415610200544y"
}

Die InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport)-Mission landete am 26. November 2018 in der Elysium Planitia auf dem Mars und legte ihren Seismometer bis Ende Februar 2019 vollständig aus. Die Mission zielt darauf ab, seismische Aktivität auf dem Mars zu detektieren, zu charakterisieren und zu lokalisieren, sowie die innere Struktur, Zusammensetzung und Dynamik des Planeten weiter einzuschränken. Hier präsentieren wir Seismometerdaten, die bis zum 30. September 2019 aufgezeichnet wurden, die zeigen, dass der Mars seismisch aktiv ist. Wir identifizieren 174 Marsbeben, bestehend aus zwei distincten Populationen: 150 Ereignisse mit geringer Magnitude und hoher Frequenz mit Wellen, die auf Krustentiefe propagieren, und 24 Ereignisse mit niedriger Frequenz und subkrustaler Magnitude Mw 3–4 mit Wellen, die auf verschiedenen Tiefen im Mantel propagieren. Diese Marsbeben haben spektrale Eigenschaften, die denen der auf der Erde und dem Mond beobachteten Seismizität ähneln. Wir bestimmen, dass zwei der größten detektierten Marsbeben in der Nähe des Cerberus Fossae Bruchsystems lokalisiert waren. Aus den aufgezeichneten Seismizitätseignissen bestimmen wir die Dämpfung in der Kruste und im Mantel und finden Hinweise auf eine potenzielle Schicht mit niedriger S-Wellengeschwindigkeit im oberen Mantel. Der Mars ist seismisch aktiv: Bis zum 30. September 2019 wurden 24 subkrustale Marsbeben der Magnitude 3–4 und 150 kleinere Ereignisse identifiziert, basierend auf einer Analyse der Seismometerdaten vom InSight-Lander.

@article{doi101038s4156102005398,
    author = "Giardini, Domenico und Lognonné, Philippe und Banerdt, W. B. und Pike, W. T. und Christensen, Ulrich R. und Ceylan, Savas und Clinton, John und van Driel, Martin und Stähler, Simon C. und Böse, Maren und García, R. und Khan, A. und Panning, M. P. und Perrin, C. und Banfield, D. und Beucler, É. und Charalambous, Constantinos und Euchner, F. und Horleston, Anna und Jacob, A. W. B. und Kawamura, Taïchi und Kedar, S. und Mainsant, G. und Scholz, John‐Robert und Smrekar, S. E. und Spiga, Aymeric und Agard, Christophe und Antonangeli, Daniele und Barkaoui, Salma und Barrett, Elizabeth Ann und Combes, P. und Conejero, Vincent und Daubar, I. J. und Drilleau, M. und Ferrier, C. und Gabsi, T. und Гудкова, Т. В. und Hurst, K. und Karakostas, Foivos und King, Scott D. und Knapmeyer, Martin und Knapmeyer‐Endrun, Brigitte und Llorca-Cejudo, R. und Łucas, Antoine und Luno, Laure und Margerin, Ludovic und McClean, John und Mimoun, D. und Murdoch, Naomi und Nimmo, F. und Nonon, M. und Pardo, Constanza und Rivoldini, Attilio und Rodríguez‐Manfredi, J. A. und Samuel, Henri und Schimmel, Martín und Stott, Alexander und Stutzmann, É. und Teanby, N. A. und Warren, T. und Weber, R. C. und Wieczorek, M. A. und Yana, Charles",
    title = "The seismicity of Mars",
    year = "2020",
    journal = "Nature Geoscience",
    abstract = "Die InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport)-Mission landete am 26. November 2018 in der Elysium Planitia auf dem Mars und legte ihren Seismometer bis Ende Februar 2019 vollständig aus. Die Mission zielt darauf ab, seismische Aktivität auf dem Mars zu detektieren, zu charakterisieren und zu lokalisieren, sowie die innere Struktur, Zusammensetzung und Dynamik des Planeten weiter einzuschränken. Hier präsentieren wir Seismometerdaten, die bis zum 30. September 2019 aufgezeichnet wurden, die zeigen, dass der Mars seismisch aktiv ist. Wir identifizieren 174 Marsbeben, bestehend aus zwei distincten Populationen: 150 Ereignisse mit geringer Magnitude und hoher Frequenz mit Wellen, die auf Krustentiefe propagieren, und 24 Ereignisse mit niedriger Frequenz und subkrustaler Magnitude Mw 3–4 mit Wellen, die auf verschiedenen Tiefen im Mantel propagieren. Diese Marsbeben haben spektrale Eigenschaften, die denen der auf der Erde und dem Mond beobachteten Seismizität ähneln. Wir bestimmen, dass zwei der größten detektierten Marsbeben in der Nähe des Cerberus Fossae Bruchsystems lokalisiert waren. Aus den aufgezeichneten Seismizitätseignissen bestimmen wir die Dämpfung in der Kruste und im Mantel und finden Hinweise auf eine potenzielle Schicht mit niedriger S-Wellengeschwindigkeit im oberen Mantel. Der Mars ist seismisch aktiv: Bis zum 30. September 2019 wurden 24 subkrustale Marsbeben der Magnitude 3–4 und 150 kleinere Ereignisse identifiziert, basierend auf einer Analyse der Seismometerdaten vom InSight-Lander.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41561-020-0539-8",
    doi = "10.1038/s41561-020-0539-8",
    openalex = "W3006706642",
    references = "doi101038s415610200544y"
}

Die NASA-Mission InSight (Interior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) landete am 26. November 2018 in der Elysium Planitia auf dem Mars. Ihr Ziel ist es, die innere Struktur, Zusammensetzung und den thermischen Zustand des Mars zu bestimmen sowie die gegenwärtige Seismizität und Einschlagkrater-Raten einzuschränken. Solche Informationen sind entscheidend für das Verständnis der Differenzierung und der nachfolgenden thermischen Evolution des Mars und damit der Kräfte, die die Oberflächengeologie und flüchtige Prozesse des Planeten prägen. Hier berichten wir über einen Überblick über die ersten zehn Monate der geophysikalischen Beobachtungen durch InSight. Bis zum 30. September 2019 wurden vom Seismometer des Landers 174 seismische Ereignisse aufgezeichnet, darunter über 20 Ereignisse mit Moment-Magnitude Mw = 3–4. Die bisherigen Detektionen sind mit tektonischen Ursprüngen vereinbar, es wurde noch keine durch Einschläge verursachte Seismizität beobachtet, und sie deuten auf einen seismisch aktiven Planeten hin. Eine Bewertung dieser Detektionen legt nahe, dass die Häufigkeit globaler seismischer Ereignisse unter ungefähr Mw = 3 derjenigen terrestrischer Intraplatten-Seismizität ähnelt, es jedoch weniger große Erdbeben gibt; keine Erdbeben mit einer Magnitude über Mw = 4 wurden beobachtet. Die anderen Instrumente des Landers – zwei Kameras, Sensoren für atmosphärischen Druck, Temperatur und Wind, ein Magnetometer und ein Radiometer – haben weit mehr als die beabsichtigten unterstützenden Daten zur Charakterisierung des Rauschens des Seismometers geliefert: Messungen des Magnetfeldes deuten auf ein lokales Magnetfeld hin, das zehnmal stärker ist als orbitale Schätzungen, und meteorologische Messungen zeigen eine dynamischere Atmosphäre als erwartet, die barokline und Gravitationswellen sowie konvektive Wirbel beherbergt. Da die Mission für ein ganzes Martjahr oder länger vorgesehen ist, werden diese Ergebnisse durch weitere Messungen des InSight-Landers erweitert. Geophysikalische und meteorologische Messungen des NASA-InSight-Landers auf dem Mars offenbaren einen seismisch aktiven Planeten und liefern Informationen über die inneren, oberflächlichen und atmosphärischen Vorgänge des Mars.

@article{doi101038s415610200544y,
    author = "Banerdt, W. B. and Smrekar, S. E. and Banfield, D. and Giardini, Domenico and Golombek, M. P. and Johnson, C. L. and Lognonné, Philippe and Spiga, Aymeric and Spohn, Tilman and Perrin, C. and Stähler, Simon C. and Antonangeli, Daniele and Asmar, S. W. and Beghein, Caroline and Bowles, Neil E. and Bozdağ, E. and Chi, Peter and Christensen, Ulrich R. and Clinton, John and Collins, G. S. and Daubar, I. J. and Dehant, V. and Drilleau, M. and Fillingim, Matthew and Folkner, W. M. and García, R. and Garvin, J. B. and Grant, J. A. and Grott, Matthias and Grygorczuk, Jerzy and Hudson, T. L. and Irving, J. C. E. and Kargl, G. and Kawamura, Taïchi and Kedar, S. and King, Scott D. and Knapmeyer‐Endrun, Brigitte and Knapmeyer, Martin and Lemmon, M. T. and Lorenz, R. D. and Maki, J. N. and Margerin, Ludovic and McLennan, S. M. and Michaut, Chloé and Mimoun, D. and Mittelholz, Anna and Mocquet, A. and Morgan, Paul and Mueller, Nils and Murdoch, Naomi and Nagihara, S. and Newman, Claire and Nimmo, F. and Panning, M. P. and Pike, W. T. and Plesa, Ana-Catalina and Rodríguez, S. and Rodríguez‐Manfredi, J. A. and Russell, C. T. and Schmerr, N. C. and Siegler, M.A. and Stanley, S. and Stutzmann, É. and Teanby, N. A. and Tromp, Jeroen and van Driel, Martin and Warner, N. H. and Weber, R. C. and Wieczorek, M. A.",
    title = "Initial results from the InSight mission on Mars",
    year = "2020",
    journal = "Nature Geoscience",
    abstract = "NASA's InSight (Interior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) mission landed in Elysium Planitia on Mars on 26 November 2018. It aims to determine the interior structure, composition and thermal state of Mars, as well as constrain present-day seismicity and impact cratering rates. Such information is key to understanding the differentiation and subsequent thermal evolution of Mars, and thus the forces that shape the planet's surface geology and volatile processes. Here we report an overview of the first ten months of geophysical observations by InSight. As of 30 September 2019, 174 seismic events have been recorded by the lander's seismometer, including over 20 events of moment magnitude Mw = 3–4. The detections thus far are consistent with tectonic origins, with no impact-induced seismicity yet observed, and indicate a seismically active planet. An assessment of these detections suggests that the frequency of global seismic events below approximately Mw = 3 is similar to that of terrestrial intraplate seismic activity, but there are fewer larger quakes; no quakes exceeding Mw = 4 have been observed. The lander's other instruments—two cameras, atmospheric pressure, temperature and wind sensors, a magnetometer and a radiometer—have yielded much more than the intended supporting data for seismometer noise characterization: magnetic field measurements indicate a local magnetic field that is ten-times stronger than orbital estimates and meteorological measurements reveal a more dynamic atmosphere than expected, hosting baroclinic and gravity waves and convective vortices. With the mission due to last for an entire Martian year or longer, these results will be built on by further measurements by the InSight lander. Geophysical and meteorological measurements by NASA's InSight lander on Mars reveal a planet that is seismically active and provide information about the interior, surface and atmospheric workings of Mars.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41561-020-0544-y",
    doi = "10.1038/s41561-020-0544-y",
    openalex = "W3008984412",
    references = "doi101006icar20026921, doi101007s1121401603219, doi101007s1121401805746, doi101016jpepi201204002, doi1010292000je001364, doi101038s4156102005340, doi101038s415610200536y, doi101038s4156102005398, doi101126science2845415790, doi104401ag3472"
}

Um das Potenzial des Mars, sowohl Leben beherbergen als auch nutzbare Ressourcen für zukünftige menschliche Erkundung bereitzustellen, zu bewerten, ist es von entscheidender Bedeutung, die Wassersituation auf dem Planeten zu verstehen. Daher wurden Studien durchgeführt, um jegliche Beweise für die Vergangenheit oder Gegenwart von Wasser auf dem Mars zu ermitteln. Während die Anwesenheit von reichlich Wasser auf dem Mars sehr früh in seiner Geschichte weitgehend akzeptiert ist, kann in seiner modernen Form nur ein Bruchteil dieses Wassers gefunden werden, entweder als Eis oder in der Struktur des reichlich vorhandenen, wasserreichen Materials des Mars eingeschlossen. Wasser auf dem Planeten wird durch verschiedene Beweise bewertet, wie Gesteine und Mineralien, martianische Achondrite, geringvolumige transiente salzige Ausflüsse (z. B. Dünenströme, reaktivierte Rillen, Hangstreifen usw.), tägliche oberflächennahe Bodenfeuchtigkeit (z. B. Messungen durch Curiosity und Phoenix Lander), geomorphologische Darstellung (möglicherweise von Seen und Flusstälern) und Grundwasser, zusammen mit weiteren Beweisen, die durch Sondenerkundungen und Rover-Entdeckungen gewonnen wurden. Eine der wichtigsten Beweislinien ist ein antikes Flussbett im Gale-Krater, das auf antike Mengen von „kräftigem" Wasser auf dem Mars hindeutet. Vor langer Zeit existierten günstige Bedingungen für mikrobielles Leben an der Oberfläche des Mars, da dieser wahrscheinlich periodisch feucht war. Allerdings macht seine derzeitige trockene Oberfläche es fast unmöglich, als geeignete Umgebung für lebende Organismen; daher haben Wissenschaftler die unterirdischen Umgebungen des Planeten als die besten potenziellen Standorte für die Erforschung von Leben auf dem Mars erkannt. Infolgedessen hat die moderne Forschung darauf abgezielt, unterirdisches Wasser zu entdecken, was zur Entdeckung einer großen Menge unterirdischen Eises 2016 durch die NASA und eines subglazialen Sees 2018 durch italienische Wissenschaftler führte. Dennoch bleibt die Anwesenheit von Leben in der Geschichte des Mars eine offene Frage. In diesem vereinigenden Kontext fasst die aktuelle Übersicht Ergebnisse aus einer Vielzahl von Studien und Berichten zusammen, die sich mit der Geschichte des Wassers auf dem Mars befassen, sowie mit allen damit verbundenen Diskussionen über die Möglichkeit des Bestehens von lebenden Organismen auf dem Planeten.

@article{doi103390galaxies8020040,
    author = "Nazari‐Sharabian, Mohammad und Aghababaei, Mohammad und Karakouzian, Moses und Karami, Mehrdad",
    title = "Wasser auf dem Mars – Eine Literaturreview",
    year = "2020",
    journal = "Galaxies",
    abstract = "Um das Potenzial des Mars, sowohl Leben beherbergen als auch nutzbare Ressourcen für zukünftige menschliche Erkundung bereitzustellen, zu bewerten, ist es von entscheidender Bedeutung, die Wassersituation auf dem Planeten zu verstehen. Daher wurden Studien durchgeführt, um jegliche Beweise für die Vergangenheit oder Gegenwart von Wasser auf dem Mars zu ermitteln. Während die Anwesenheit von reichlich Wasser auf dem Mars sehr früh in seiner Geschichte weitgehend akzeptiert ist, kann in seiner modernen Form nur ein Bruchteil dieses Wassers gefunden werden, entweder als Eis oder in der Struktur des reichlich vorhandenen, wasserreichen Materials des Mars eingeschlossen. Wasser auf dem Planeten wird durch verschiedene Beweise bewertet, wie Gesteine und Mineralien, martianische Achondrite, geringvolumige transiente salzige Ausflüsse (z. B. Dünenströme, reaktivierte Rillen, Hangstreifen usw.), tägliche oberflächennahe Bodenfeuchtigkeit (z. B. Messungen durch Curiosity und Phoenix Lander), geomorphologische Darstellung (möglicherweise von Seen und Flusstälern) und Grundwasser, zusammen mit weiteren Beweisen, die durch Sondenerkundungen und Rover-Entdeckungen gewonnen wurden. Eine der wichtigsten Beweislinien ist ein antikes Flussbett im Gale-Krater, das auf antike Mengen von „kräftigem" Wasser auf dem Mars hindeutet. Vor langer Zeit existierten günstige Bedingungen für mikrobielles Leben an der Oberfläche des Mars, da dieser wahrscheinlich periodisch feucht war. Allerdings macht seine derzeitige trockene Oberfläche es fast unmöglich, als geeignete Umgebung für lebende Organismen; daher haben Wissenschaftler die unterirdischen Umgebungen des Planeten als die besten potenziellen Standorte für die Erforschung von Leben auf dem Mars erkannt. Infolgedessen hat die moderne Forschung darauf abgezielt, unterirdisches Wasser zu entdecken, was zur Entdeckung einer großen Menge unterirdischen Eises 2016 durch die NASA und eines subglazialen Sees 2018 durch italienische Wissenschaftler führte. Dennoch bleibt die Anwesenheit von Leben in der Geschichte des Mars eine offene Frage. In diesem vereinigenden Kontext fasst die aktuelle Übersicht Ergebnisse aus einer Vielzahl von Studien und Berichten zusammen, die sich mit der Geschichte des Wassers auf dem Mars befassen, sowie mit allen damit verbundenen Diskussionen über die Möglichkeit des Bestehens von lebenden Organismen auf dem Planeten.",
    url = "https://doi.org/10.3390/galaxies8020040",
    doi = "10.3390/galaxies8020040",
    openalex = "W3023166381",
    references = "doi101126scienceaar7268"
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Zusammenfassung Bei der NASA-Rover-Mission 2020 zum Krater Jezero ist die Fernbestimmung der Textur, Mineralogie und Chemie von Gesteinen unerlässlich, um ein Gebiet schnell und gründlich zu charakterisieren und die Auswahl von Proben für den Rücktransport zur Erde zu optimieren. Als Teil der Nutzlast von Perseverance ist SuperCam ein Bündel aus fünf Techniken, die kritische und komplementäre Beobachtungen mittels Laser-induzierter Breakdown-Spektroskopie (LIBS), zeitaufgelöster Raman- und Lumineszenzspektroskopie (TRR/L), sichtbarer und nahinfraroter Spektroskopie (VISIR), hochauflösender Farbbildgebung (RMI) und akustischer Aufzeichnung (MIC) liefern. SuperCam arbeitet in Fernentfernungen, hauptsächlich zwischen 2 und 7 m, während es Daten in Skalen von sub-mm bis mm bereitstellt. Wir berichten über die wissenschaftlichen Ziele von SuperCam im Kontext der Missionsziele von Mars 2020 und zeigen, wie die verschiedenen Techniken diese Fragen beantworten können. Das Instrument besteht aus drei separaten Teilsystemen: Die Mast-Einheit wurde in Frankreich entwickelt und gebaut; die Body-Einheit wird von den Vereinigten Staaten bereitgestellt; der Halter für das Kalibrierungsziel wurde von Spanien beigesteuert, und die Ziele selbst vom gesamten Wissenschaftsteam. Diese Veröffentlichung konzentriert sich auf das Design, die Entwicklung und die Tests der Mast-Einheit; Begleitartikel beschreiben die anderen Einheiten. Das Ziel dieser Arbeit ist es, ein Verständnis der getroffenen technischen Entscheidungen, der auferlegten Einschränkungen und schließlich der validierten Leistung des Flugmodells zu vermitteln, sobald es die Erde verlässt, und es wird als Grundlage für Mars-Operationen und die zukünftige Datenverarbeitung dienen.

@article{doi101007s1121402100807w,
    author = "Maurice, S. and Wiens, R. C. and Bernardi, P. and Caïs, Ph. and Robinson, S. and Nelson, T. and Gasnault, O. and Réess, Jean-Michel and Deleuze, M. and Rull, F. and Manrique, J. A. and Abbaki, S. and Anderson, R. B. and André, Y. and Angel, S. Michael and Arana, Gorka and Battault, T. and Beck, Pierre and Benzerara, Karim and Bernard, Sylvain and Berthias, J. P. and Beyssac, Olivier and Bonafous, Marion and Bousquet, Bruno and Boutillier, Mathieu and Cadu, Alexandre and Castro, Kepa and Chapron, F. and Chide, Baptiste and Clark, Kenneth P. and Clavé, Elise and Clegg, S. M. and Cloutis, E. A. and Collin, C. and Córdoba-Lanús, Elizabeth and Cousin, A. and Dameury, J.-C. and D'anna, Willy and Daydou, Y. and Debus, A. and DeFlores, Lauren and Dehouck, E. and Delapp, D. and de los Santos, G. and Donny, Christophe and Doressoundiram, A. and Dromart, Gilles and Dubois, Bruno and Dufour, Arnaud and Dupieux, M. and Egan, Miles J. and Ervin, Joan and Fabre, C. and Fau, A. and Fischer, Woodward W. and Forni, O. and Fouchet, Thierry and Frydenvang, J. and Gauffre, S. and Gauthier, M. and Gharakanian, V. and Gilard, O. and Gontijo, I. and Navarro‐González, R. and Granena, David and Grotzinger, J. P. and Hassen‐Khodja, Réda and Heim, Marina and Hello, Y. and Hervet, Gilles and Humeau, Olivier and Jacob, Xavier and Jacquinod, S. and Johnson, J. R. and Kouach, Driss and Lacombe, Gaétan and Lanza, N. and Lapauw, L. and Laserna, J. J. and Lasue, J. and Deit, L. Le and Mouëlic, Stéphane Le and Comte, Éric and Lee, Q.-M. and Legett, Carey and Léveillé, Richard und Lewin, É. und Leyrat, C. und López-Reyes, G. und Lorenz, R. D. und Lucero, Briana und Madariaga, Juan Manuel und Madsen, S.N. und Madsen, M. B. und Mangold, N. und Manni, Florent und Mariscal, Jean-François und Martínez‐Frías, Jesús und Mathieu, Karine und Mathon, Romain",
    title = "The SuperCam Instrument Suite on the Mars 2020 Rover: Science Objectives and Mast-Unit Description",
    year = "2021",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "Zusammenfassung Bei der NASA-Rover-Mission 2020 zum Krater Jezero ist die Fernbestimmung der Textur, Mineralogie und Chemie von Gesteinen unerlässlich, um ein Gebiet schnell und gründlich zu charakterisieren und die Auswahl von Proben für den Rücktransport zur Erde zu optimieren. Als Teil der Nutzlast von Perseverance ist SuperCam ein Bündel aus fünf Techniken, die kritische und komplementäre Beobachtungen mittels Laser-induzierter Breakdown-Spektroskopie (LIBS), zeitaufgelöster Raman- und Lumineszenzspektroskopie (TRR/L), sichtbarer und nahinfraroter Spektroskopie (VISIR), hochauflösender Farbbildgebung (RMI) und akustischer Aufzeichnung (MIC) liefern. SuperCam arbeitet in Fernentfernungen, hauptsächlich zwischen 2 und 7 m, während es Daten in Skalen von sub-mm bis mm bereitstellt. Wir berichten über die wissenschaftlichen Ziele von SuperCam im Kontext der Missionsziele von Mars 2020 und zeigen, wie die verschiedenen Techniken diese Fragen beantworten können. Das Instrument besteht aus drei separaten Teilsystemen: Die Mast-Einheit wurde in Frankreich entwickelt und gebaut; die Body-Einheit wird von den Vereinigten Staaten bereitgestellt; der Halter für das Kalibrierungsziel wurde von Spanien beigesteuert, und die Ziele selbst vom gesamten Wissenschaftsteam. Diese Veröffentlichung konzentriert sich auf das Design, die Entwicklung und die Tests der Mast-Einheit; Begleitartikel beschreiben die anderen Einheiten. Das Ziel dieser Arbeit ist es, ein Verständnis der getroffenen technischen Entscheidungen, der auferlegten Einschränkungen und schließlich der validierten Leistung des Flugmodells zu vermitteln, sobald es die Erde verlässt, und es wird als Grundlage für Mars-Operationen und die zukünftige Datenverarbeitung dienen.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-021-00807-w",
    doi = "10.1007/s11214-021-00807-w",
    openalex = "W3153678752",
    references = "doi101016jicarus201405038, doi101080014904512011619636, doi101146annurevearth060313055024"
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Zusammenfassung Chinas erste Mars-Entdeckungsmission (HuoXing-1) wurde als „Tianwen-1" benannt, was „Himmelsuntersuchung" bedeutet. Tianwen-1 wurde am 23. Juli 2020 gestartet. In diesem Artikel werden die wissenschaftlichen Ziele früherer und aktueller Mars-Entdeckungsmissionen weltweit überprüft, und die wissenschaftlichen Ziele, Nutzlasten und vorläufige wissenschaftliche Untersuchungspläne Chinas erster Mars-Entdeckungsmission werden vorgestellt, und die erwarteten wissenschaftlichen Leistungen werden analysiert.

@article{doi101007s11214021008329,
    author = "Li, Chunlai und Zhang, Rongqiao und Yu, Deng-Yun und Dong, Guangliang und Liu, Jianjun und Geng, Yan und Sun, Zezhou und Yan, Wei und Ren, Xin und Su, Yan und Zuo, Wei und Zhang, Tielong und Cao, Jinbin und Fang, Guangyou und Yang, Jianfeng und Shu, Rong und Lin, Yangting und Zou, Yongliao und Liu, Dawei und Liu, Bin und Kong, Deqing und Zhu, Xinying und Ouyang, Ziyuan",
    title = "Chinas Mars-Entdeckungsmission und wissenschaftliche Untersuchung",
    year = "2021",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "Zusammenfassung Chinas erste Mars-Entdeckungsmission (HuoXing-1) wurde als „Tianwen-1" benannt, was „Himmelsuntersuchung" bedeutet. Tianwen-1 wurde am 23. Juli 2020 gestartet. In diesem Artikel werden die wissenschaftlichen Ziele früherer und aktueller Mars-Entdeckungsmissionen weltweit überprüft, und die wissenschaftlichen Ziele, Nutzlasten und vorläufige wissenschaftliche Untersuchungspläne Chinas erster Mars-Entdeckungsmission werden vorgestellt, und die erwarteten wissenschaftlichen Leistungen werden analysiert.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-021-00832-9",
    doi = "10.1007/s11214-021-00832-9",
    openalex = "W3165775674",
    references = "doi101126scienceaar7268"
}

-Wellen-Schattenzone bei teleseismischen Entfernungen. Durch die Kombination der seismischen Einschränkungen mit geodynamischen Modellen sagen wir voraus, dass die Kruste im Vergleich zum primitiven Mantel um einen Faktor von 13 bis 20 angereichert ist an wärmeerzeugenden Elementen. Diese Anreicherung ist größer als von der Gammastrahlen-Oberflächenkartierung angedeutet und weist einen moderaten bis erhöhten Oberflächen-Wärmefluss auf.

@article{doi101126scienceabf2966,
    author = "Khan, Amir und Ceylan, Savas und van Driel, Martin und Giardini, Domenico und Lognonné, Philippe und Samuel, Henri und Schmerr, N. C. und Stähler, Simon C. und Durán, Cecilia und Huang, Quancheng und Kim, Doyeon und Broquet, Adrien und Charalambous, Constantinos und Clinton, John und Davis, Paul M. und Drilleau, M. und Karakostas, Foivos und Lekić, V. und McLennan, S. M. und Maguire, Ross und Michaut, Chloé und Panning, M. P. und Pike, W. T. und Pinot, Baptiste und Plasman, Matthieu und Scholz, John‐Robert und Widmer‐Schnidrig, Rudolf und Spohn, Tilman und Smrekar, S. E. und Banerdt, W. B.",
    title = "Upper mantle structure of Mars from InSight seismic data",
    year = "2021",
    journal = "Science",
    abstract = "-Wellen-Schattenzone bei teleseismischen Entfernungen. Durch die Kombination der seismischen Einschränkungen mit geodynamischen Modellen sagen wir voraus, dass die Kruste im Vergleich zum primitiven Mantel um einen Faktor von 13 bis 20 angereichert ist an wärmeerzeugenden Elementen. Diese Anreicherung ist größer als von der Gammastrahlen-Oberflächenkartierung angedeutet und weist einen moderaten bis erhöhten Oberflächen-Wärmefluss auf.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.abf2966",
    doi = "10.1126/science.abf2966",
    openalex = "W3183495692",
    references = "doi101038s415610200544y"
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Beobachtungen von Orbitalfahrzeugen haben gezeigt, dass der Krater Jezero auf dem Mars einen markanten, fächerförmigen Körper aus sedimentärem Gestein enthält, der an seinem westlichen Rand abgelagert wurde. Der Perseverance-Rover landete im Februar 2021 im Krater Jezero. Wir analysieren Bilder, die vom Rover in den drei Monaten nach der Landung aufgenommen wurden. Der Fächer hat Felswände, die von der Umlaufbahn aus unsichtbar waren und die hydrologische Entwicklung des Kraters Jezero dokumentieren. Wir interpretieren das Vorhandensein geneigter Schichten in diesen Felswänden als Beleg für Deltas, die in einen See vorstießen. Im Gegensatz dazu bestehen die obersten Fächer-Schichten aus Blockkonglomeraten, die eine Ablagerung durch episodische Hochenergie-Überschwemmungen implizieren. Diese sedimentäre Abfolge deutet auf einen Übergang von anhaltender hydrologischer Aktivität in einem persistenten Seeumfeld zu hochenergetischen, kurzzeitigen fluvialen Strömungen hin.

@article{doi101126scienceabl4051,
    author = "Mangold, N. und Gupta, Sanjeev und Gasnault, O. und Dromart, Gilles und Tarnas, Jesse und Sholes, Steven und Horgan, B. und Quantin-Nataf, C. und Brown, A. J. und Mouëlic, Stéphane Le und Yingst, R. A. und Bell, J. F. und Beyssac, Olivier und Bosak, Tanja und Calef, F. J. und Ehlmann, B. L. und Farley, Kenneth A. und Grotzinger, J. P. und Hickman‐Lewis, Keyron und Holm‐Alwmark, Sanna und Kah, Linda C. und Martínez‐Frías, Jesús und McLennan, S. M. und Maurice, S. und Núñez, Jorge I. und Ollila, A. und Pilleri, P. und Rice, J. W. und Rice, M. S. und Simon, J. I. und Shuster, David L. und Stack, K. M. und Sun, V. Z. und Treiman, A. H. und Weiss, B. P. und Wiens, R. C. und Williams, Amy J. und Williams, N. R. und Williford, Kenneth H.",
    title = "Der Perseverance-Rover enthüllt ein antikes Delta-See-System und Ablagerungen von Überschwemmungen im Krater Jezero, Mars",
    year = "2021",
    journal = "Science",
    abstract = "Beobachtungen von Orbitalfahrzeugen haben gezeigt, dass der Krater Jezero auf dem Mars einen markanten, fächerförmigen Körper aus sedimentärem Gestein enthält, der an seinem westlichen Rand abgelagert wurde. Der Perseverance-Rover landete im Februar 2021 im Krater Jezero. Wir analysieren Bilder, die vom Rover in den drei Monaten nach der Landung aufgenommen wurden. Der Fächer hat Felswände, die von der Umlaufbahn aus unsichtbar waren und die hydrologische Entwicklung des Kraters Jezero dokumentieren. Wir interpretieren das Vorhandensein geneigter Schichten in diesen Felswänden als Beleg für Deltas, die in einen See vorstießen. Im Gegensatz dazu bestehen die obersten Fächer-Schichten aus Blockkonglomeraten, die eine Ablagerung durch episodische Hochenergie-Überschwemmungen implizieren. Diese sedimentäre Abfolge deutet auf einen Übergang von anhaltender hydrologischer Aktivität in einem persistenten Seeumfeld zu hochenergetischen, kurzzeitigen fluvialen Strömungen hin.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.abl4051",
    doi = "10.1126/science.abl4051",
    openalex = "W3202970776",
    references = "doi1010292007je003000"
}

. Allerdings sind seit der Bereitstellung bodengestützter Detektionsergebnisse durch Viking-2 bereits 45 Jahre vergangen. Hier berichten wir über eine in situ durchgeführte Bodenradar-Erkundung der Mars-Untergeststruktur in einem südlichen Randbereich der Utopia Planitia, die vom Zhurong-Rover der Tianwen-1-Mission durchgeführt wurde. Ein detailliertes Profil des Untergrundbildes wurde entlang der etwa 1.171 m langen Strecke des Rovers erstellt und zeigt eine etwa 70 m dicke, mehrschichtige Struktur unter einer weniger als 10 m dicken Regolithschicht. Obwohl alternative Modelle einer weiteren Prüfung bedürfen, deutet das neue Radarbild auf das Auftreten episodischer hydraulischer Überschwemmungssedimentation hin, die als Auffüllung des Beckens der Utopia Planitia während des späten Hesperian bis zum Amazonian interpretiert wird. Obwohl keine direkten Hinweise auf das Vorhandensein von flüssigem Wasser im Bereich der Radardetektionstiefe gefunden wurden, können wir das Vorhandensein von Salzeis im Untergrund der Landestelle nicht ausschließen.

@article{doi101038s41586022051475,
    author = "Li, Chao und Zheng, Yikang und Wang, Xin und Zhang, Jinhai und Wang, Yibo und Chen, Ling und Zhang, Lei und Zhao, Pan und Liu, Yike und Lv, Wenmin und Liu, Yang und Zhao, Xu und Hao, Jinlai und Sun, Weijia und Liu, Xiaofeng und Jia, Bojun und Li, Juan und Lan, Haiqiang und Fa, Wenzhe und Pan, Yongxin und Wu, Fu‐Yuan",
    title = "Layered subsurface in Utopia Basin of Mars revealed by Zhurong rover radar",
    year = "2022",
    journal = "Nature",
    abstract = ". Allerdings sind seit der Bereitstellung bodengestützter Detektionsergebnisse durch Viking-2 bereits 45 Jahre vergangen. Hier berichten wir über eine in situ durchgeführte Bodenradar-Erkundung der Mars-Untergeststruktur in einem südlichen Randbereich der Utopia Planitia, die vom Zhurong-Rover der Tianwen-1-Mission durchgeführt wurde. Ein detailliertes Profil des Untergrundbildes wurde entlang der etwa 1.171 m langen Strecke des Rovers erstellt und zeigt eine etwa 70 m dicke, mehrschichtige Struktur unter einer weniger als 10 m dicken Regolithschicht. Obwohl alternative Modelle einer weiteren Prüfung bedürfen, deutet das neue Radarbild auf das Auftreten episodischer hydraulischer Überschwemmungssedimentation hin, die als Auffüllung des Beckens der Utopia Planitia während des späten Hesperian bis zum Amazonian interpretiert wird. Obwohl keine direkten Hinweise auf das Vorhandensein von flüssigem Wasser im Bereich der Radardetektionstiefe gefunden wurden, können wir das Vorhandensein von Salzeis im Untergrund der Landestelle nicht ausschließen.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41586-022-05147-5",
    doi = "10.1038/s41586-022-05147-5",
    openalex = "W4297242811",
    references = "doi101126scienceaar7268"
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