Limit cycles and the climate history of Mars
Blue Marble Space Institute of Science（蓝星空间科学研究所）
本研究提出火星早期气候存在间歇性极限环，通过碳酸盐-硅酸盐循环调节，解释了河道和三角洲的形成及火星气候历史。
2026-01-14 astro-ph.EP
Enabling martian habitability with silica aerogel via the solid-state greenhouse effect
今天火星表面的低温和高紫外线辐射水平目前排除了生命在任何地方的生存，除非是在有限的地下壁龛中。以前已经提出了几个使火星表面更适合居住的想法，但它们都涉及大规模的环境改造，在可预见的未来将远远超出人类的能力。在这里，我们提出了一个新的方法来解决这个问题。我们表明，火星表面的广泛地区可以通过固态模拟地球大气温室效应，在未来适合光合作用生命的居住。具体来说，我们通过实验和建模证明，在火星环境条件下，2至3厘米厚的二氧化硅（SiO2）气凝胶层将同时传输足够的可见光进行光合作用，阻挡有害的紫外线辐射，并将温度永久升高到水的熔点以上，而不需要任何内部热源。因此，在火星表面足够多冰的区域放置二氧化硅气凝胶保护层，可以使光合作用生命在那里生存，而随后的干预最小。这种使火星适宜居住的区域性方法比全球大气改造更容易实现。此外，它可以从最少的资源开始系统地开发，并可以在当今地球上的极端环境中进行进一步测试。
2019-07-22 astro-ph.EP
Nonthermal hydrogen loss at Mars: Contributions of photochemical mechanisms to escape and identification of key processes
本研究通过新开发的逃逸概率剖面分析47种光化学机制，明确火星非热氢逃逸的关键过程与占比，为理解火星干涸及金星非热逃逸研究提供参考。
2023-08-24 astro-ph.EP
Climate Cycling on Early Mars Caused by the Carbonate-Silicate Cycle
几十年来，科学家们一直试图解释早期火星上河流活动的证据，但关于产生它的机制尚未达成共识。一种假设认为，早期火星是由厚厚的温室气体大气变暖的。另一种说法认为，早期火星总体上是寒冷的，但偶尔会因撞击或火山活动增强而变暖。后一种假说很难产生形成火星山谷所需的降雨量，但与地球相比，推断出的低风化率是一致的。在这里，我们提供了一个地球物理机制，可能会导致早期火星上的冰川和冰川消退周期。我们的模型产生了戏剧性的气候周期，冰川期延长，温暖期持续长达1000万年，比其他情景变暖模型产生的时间长得多。这种循环的发生是因为恒星的日射量很低，并且因为CO2的释气不能跟上硅酸盐风化和碳酸盐沉积所消耗的CO2。虽然在我们的模型中，二氧化碳本身并不能使早期的火星冰川消退，但我们假设温室效应是由火星减少的地壳和地幔释放的大量氢气增强的。我们的假设可以通过未来的火星探测来检验，更好地建立山谷形成的时间尺度。
2016-09-02 astro-ph.EP
A Maximum Subsurface Biomass on Mars from Untapped Free Energy: CO and H2 as Potential Antibiosignatures
火星地表下是否存在现存的生命是一个悬而未决的问题。高浓度的光化学产生的CO和H2，否则氧化火星大气代表生物有用的自由能的未开发的来源。这些失去平衡的物种扩散到风化层中，因此地下微生物可以将它们作为能量和碳的来源。事实上，CO氧化和甲烷生成是地球上相对简单和进化古老的代谢。因此，假设消耗CO或H2的代谢会在火星上发展，火星大气中CO和H2的持续存在限制了地下代谢活动。在这里，我们约束这种最大的地下代谢活动在火星上使用1-D的光化学模型与一个假设的全球生物汇对大气中的CO和H2。我们增加生物汇，直到模型大气成分偏离观测丰度。我们发现最大的生物向下地下汇为1.5e8分子/cm ^2/s的CO和1.9e8分子/cm ^2/s的H2。这些转化为最大代谢生物量<10^27个细胞或<2 e11 kg，相当于地球生物量的<1 e-4至1 e-5，这取决于陆地的估计。扩散计算表明，这个生物量上限适用于火星地壳顶部几公里与大气层的低纬度到中纬度地区。这个生物量的限制是更强大的比以前的估计，因为我们测试多个可能的化能自养生态系统在一个广泛的参数空间的可调模型变量使用更新的光化学模型精确的大气浓度和不确定性从Currency。我们在火星地表下的稀疏或不存在生命的结果也表明了CO-O2和H2-O2的大气氧化还原对如何构成碳同位素特征，这可能与排除系外行星上的生命有关。
2018-11-20 astro-ph.EP
Revisiting the scattering greenhouse effect of CO2 ice clouds
二氧化碳冰云被认为在寒冷的类地行星中起着重要作用，这些行星的大气层以厚厚的二氧化碳为主。先前的各种研究表明，二氧化碳冰云的散射温室效应可能导致行星表面的大规模变暖。然而，所有这些研究都只采用简化的双流辐射转移方案来描述各向异性散射。使用精确的辐射转移模式与一般的离散纵坐标方法，这项研究重新审视这一重要的影响，并表明，积极的气候影响的二氧化碳云强烈高估了过去。修正后的散射温室效应可能对早期火星有重要意义，但也对早期地球这样的行星或宜居带外边界的位置有重要意义。
2016-01-06 astro-ph.EP
Oxygenated False Positive Biosignatures in Mars-like Exoplanet Atmospheres
Southeastern Universities Research Association（东南大学研究协会）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Mary W. Jackson NASA Headquarters（玛丽·W·杰克逊 NASA 总部）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）
研究发现类火星系外行星大气中氧气积累受氢气和水蒸气影响，非生物机制导致氧气丰度显著降低，对未来的系外行星探测策略有重要指导意义。
2026-03-11 astro-ph.EP
Habitability of waterworlds: runaway greenhouses, atmospheric expansion and multiple climate states of pure water atmospheres
纯水大气层有四种不同的稳定气候状态，可能存在于所谓的“水世界”。我把这些作为太阳常数的函数绘制出来，这些行星的大小从火星大小到10个地球质量不等。这些状态是：全球冰覆盖（Ts<245 K），寒冷潮湿（270 < Ts<290 K），炎热潮湿（350< Ts<550 K）和非常炎热干燥（Ts<900 K）。290< Ts <350 K或550 < Ts <900 K不存在稳定气候。湿热气候和冷湿气候的结合描述了液态水宜居带，其宽度和位置取决于行星的质量。在每个太阳常数下，两个或三个不同的气候状态是稳定的。这是太阳光的热发射和净吸收两者的强非线性的结果。在行星大小的范围内，我解释了大气层在变暖时向高空扩张的原因。发射面和吸收面（单位光学深度）移向高空，使它们的面积大于行星表面，因此发射更多的热辐射，吸收更多的阳光（前者占主导地位）。小行星的大气层由于引力较弱而膨胀得更多：火星的有效失控温室阈值大约高出35 Wm-2，地球或金星高出10 Wm-2，但对于10个地球质量的行星来说只高出几Wm-2。有一个潜在的（忽略膨胀）趋势，即失控的温室阈值随着行星的大小而增加（10个地球质量的行星比火星高40 Wm-2）。总结这些相反的趋势意味着金星大小（或略小）的行星最容易受到失控的温室效应的影响。纯水大气的宜居带非常狭窄，日照范围为太阳常数的0.07倍。一个更宽的宜居带需要背景气体和温室气体;地球上…
2015-03-16 astro-ph.EP physics.ao-ph
Characterization of a Thick Ozone Layer in Mars' Past
所有三个有大气层的类地行星都支持一定厚度的O3层。虽然目前只有地球的大气层足够大，足以对气候产生重大影响，但我们假设古代火星在火山静止期大气氧化时也可能支持厚厚的O3层。为了表征这样的O3层，并确定其反馈的火星气候的意义，我们采用一个一维逐线辐射对流模型在晴朗的天空条件下耦合到一个简单的光化学模型。大气压力，日照，和O2混合分数的参数空间进行了探索，找到有利于O3形成的条件。我们发现，一个实质性的O3层是最有可能的表面压力为0.3-1.0巴，并可能产生一个O3柱相当于现代地球的O2混合分数接近1%。然而，即使是较薄的O3层，显着的紫外线屏蔽的表面发生随着反馈的能量预算和大气的光化学。特别是，在中层大气中的CO2冷凝被抑制和H2O离解的特性被修改，从一个直接的光解为主的状态类似于现代火星转向一个更像地球的状态控制O（1D）攻击。
2013-03-15 astro-ph.EP
Impact degassing and atmospheric erosion on Venus, Earth, and Mars during the late accretion
众所周知，类地行星的大气层在吸积后期由于撞击、脱气和大气侵蚀而发生了变化。尽管这些过程具有共性，但在金星、地球和火星现今大气中稀有气体和氮的丰度之间存在明显的差距--大约两个数量级。行星表面的元素分配被认为在~ 4Ga的三个行星之间有显著的不同：金星上失控的温室，地球上的碳-硅酸盐循环和海洋形成，以及火星上的CO2-冰和H2O-冰形成。利用数值模式研究了金星、地球和火星吸积后期大气演化中元素分配的影响。我们设定了地球和火星上CO2和H2O分压的上限，这对应于相平衡和碳硅酸盐循环的状态。地球和火星的最终N2质量分别缩小了~40%和~15%。元素分区的效果被认为是不足以重现的差距。对于金星来说，原始大气层在晚期吸积过程中的幸存可能部分地解释了现在的大气层。而在火星上，由于太阳极端紫外线和风引起的大气逃逸也可能影响大气演变。
2018-05-18 astro-ph.EP
Far infrared measurements of absorptions by CH4+CO2 and H2+CO2 mixtures and implications for greenhouse warming on early Mars
我们提出了一个实验研究，在40和640厘米$^{-1}$之间的吸收，由CO $_2$，CH $_4$和H $_2$气体以及由H $_2$ +CO $_2$和CH $_4$ +CO $_2$混合物在室温下。一个傅里叶变换光谱仪关联到一个多程池，其光学器件进行调整，以获得152米的路径长度，被用来记录在总压力高达约0.98巴的透射光谱。这些测量提供了关于碰撞诱导吸收（CIA）带以及关于CO $_2$ 15 $μ$ m带的翼的信息。我们的纯气体的CIA的结果，在不确定性，与以前的测定，验证我们的实验和数据分析程序的协议。然后，我们考虑通过H $_2$ +CO $_2$和CH $_4$ +CO $_2$以及纯CO $_2$ 15 $μ$ m带的低频翼的CIA，据我们所知，没有先前的测量。我们通过实验证实了Wordsworth et al. 2017的理论预测，即在50-550 cm $^{-1}$区域，H $_2$ +CO $_2$和CH $_4$ +CO $_2$ CIA分别显著强于H $_2$ +N $_2$和CH $_4$ +N $_2$。然而，我们发现，这些记录的CIA的形状和强度与上述预测不同。对于纯CO的$_2$线翼，我们表明，无论是$χ$ -因子推导出的测量附近4 $μ$ m和线混合模型非常好地描述所观察到的强烈的亚洛伦兹行为在500-600厘米$^{-1}$区域。这些实验结…
2018-11-21 astro-ph.EP physics.atm-clus physics.chem-ph
Exosphere Modeling of Proxima b: A Case Study of Photochemical Escape with a Venus-like Atmosphere
在宜居带内围绕M-矮星运行的系外行星暴露在比我们太阳系中的类地行星经历的更极端的恒星环境中，这会显著影响系外行星的大气层，并影响其可居住性和可持续性。这项研究提供了第一个预测的热氧日冕结构和相关的光化学损失从1巴CO2为主的大气层的金星状的岩石系外行星，其中O2+离子的解离重组被认为是主要的源反应的中性O原子逃逸和形成的热O日冕（或外球面）在火星和金星。在三维磁流体动力学模型模拟电离层的基础上，采用三维蒙特卡罗程序模拟了Proxima Centauri b（PCb）的外逸层。我们的模拟结果表明，在一个轨道周期的PCb的恒星风动压的变化并不影响整体的空间结构的热O日冕，但有助于在全球热O逃逸率的变化，变化的数量级。当行星拥有其固有的磁场时，逃逸急剧增加，因为电离层随着全球磁场的存在而变得更加扩展。扩展的热O日冕可能会导致一个更广泛的H外逸层通过热H和热O之间的碰撞，这说明了考虑外逸层中的非热人口解释未来的观测的重要性。
2021-09-14 astro-ph.EP
A Hycean Interpretation of K2-18b Supported by Photochemical Atmospheric Compositional
Hokkaido University（北海道大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
通过结合一维光化学建模、辐射-对流平衡计算和传输光谱前向建模，研究K2-18b的海态大气是否与JWST传输光谱一致，发现海态模型在不引入DMS等额外物种的情况下能复现光谱数据，表明海态解释与数据一致。
2026-05-18 astro-ph.EP
Methane release on Early Mars by atmospheric collapse and atmospheric reinflation
早期火星河流的一个候选解释是由于表面释放的H $_2$或CH $_4$气体导致大气变暖。然而，目前还不清楚在一次事件中会释放多少气体。我们通过CH $_4$从包合物中快速释放的一种机制模拟CH $_4$释放。通过模拟CH $_4$ -笼形物释放如何受到火星的湿度和大气成分变化的影响，我们发现，CH $_4$笼形物的总释气的很大一部分发生在火星的第一次长期大气崩溃之后。这种大气崩溃引发的CH $_4$释放机制有三个阶段。(1)早期火星二氧化碳大气层的迅速崩溃引发了水冰从高地向两极的缓慢转移。(2)在随后的CO $_2$ -大气再膨胀和CO $_2$ -温室变暖时，低纬度包合物分解并释放甲烷气体。(3)然后甲烷会扰乱大气化学和地面温度，直到光化学过程破坏甲烷。在我们的模型中，我们发现在某些情况下，一个类似泰坦的薄雾层预计将形成，与早期火星表面上丰富的复杂非生物有机物的短暂沉积相一致。我们还发现，这种CH $_4$ -释放机制可以使早期火星变暖，但需要特殊的环境才能释放出10 $^{17}$ kg的CH $_4$，这是强烈变暖所需的最低限度。具体来说，只有当水合物稳定区最初被笼形物占据的比例超过10%时，以及当火星第一次长时间的大气崩溃发生在大气压力> 1巴时，才会发生强烈的变暖。
2019-12-05 astro-ph.EP
CO+ first-negative band emission: A tracer for CO in the Martian upper atmosphere
最近，搭载在火星大气和挥发物演变N（MAVEN）卫星上的成像紫外光谱仪（IUVS）观测到了火星高层大气中的CO $^+$第一负带临边发射。我们的目标是探索火星高层大气中的光化学过程，这驱动了这一波段的发射。建立了一个光化学模式，研究了火星高层大气CO $^+$第一负带发射（B $^2Σ^+ \rightarrow$ X $^2Σ^+$）的激发过程。CO $_2$和来自两种不同模型的CO的数密度分布，即，利用火星气候数据库（MCD）和火星全球电离层-热层（MGIT）资料，确定了该带辐射的临边强度。在MCD和MGIT模型中，CO密度分别增加4倍和8倍，模拟的CO $^+$第一负带临边强度分布与IUVS/MAVEN观测结果一致。在这种情况下，该带发射的强度显著地由太阳光子和光电子对CO的电离决定，并且CO $_2$的解离电离的作用可以忽略不计。由于CO是COPDMATHABMM（B $^2Σ^+$）的主要来源，我们建议利用观测到的CO $^+$第一负带发射强度反演150 km以上高度的火星高层大气CO密度。
2020-05-19 astro-ph.EP physics.space-ph
Could Cirrus Clouds Have Warmed Early Mars?
火星上古老的山谷网络的存在表明，3.8 Ga的气候足够温暖，允许大量的液态水在火星表面流动很长一段时间。然而，产生这种变暖的机制仍然存在争议。一种假设是，火星可能是在含有至少0.25 bar CO2的CO2-H2O大气中通过全球卷云甲板保持温暖的（Urata和Toon，2013）。来自其他过程的初始升温，例如，影响，将需要使这一模式的工作。这些结果是使用CAM三维全球气候模型生成的。在这里，我们使用一个单柱辐射对流气候模式来进一步研究卷云变暖假说。我们的计算表明，卷云甲板可能产生高于冰点的全球平均地面温度，但只有当卷云覆盖率接近75 - 100%，并且其他云的性质（例如，高度、光学深度、粒度）。然而，在更现实的卷云分数，或者如果云参数不是最佳的，卷云不提供必要的变暖，这表明其他温室效应的机制是必要的。
2016-08-12 astro-ph.EP
The geological and climatological case for a warmer and wetter early Mars
火星早期的气候仍然是一个激烈争论的话题。古代地形保存了与河道、湖盆甚至可能是海洋相一致的景观，因此也就保存了40亿年前火星表面流动的液态水。然而，尽管有地质证据，确定支持液态水的气候条件持续了多久仍然不确定。气候模型一直在努力产生足够温暖的表面条件，因为年轻的太阳微弱-即使假设早期的大气层密度更高。通过补充大气中的CO2和H2O变暖，二次温室气体或云可能会维持温暖的气候。或者，火星气候可能主要是寒冷和冰冷的，由陨石撞击，火山爆发，甲烷爆发或极限循环引发的短暂变暖事件。在这里，我们认为，温暖和半干旱的气候能够产生雨水是最符合地质和气候学的证据。
2018-10-03 astro-ph.EP
The Climate of Early Mars
早期火星气候的性质是行星科学中尚未回答的主要问题之一。关键的挑战依然存在，但新一波的轨道和现场观测以及气候建模的改进在过去十年中取得了重大进展。现在，多条地质证据表明，在3-4 Ga的诺亚纪晚期和西方纪早期，地表存在周期性温暖。火星在最初的10亿年里接收到的太阳辐射量很低，二氧化碳等温室气体的效率也很低，这意味着火星早期的稳定气候可能是寒冷的。一个更稠密的二氧化碳大气层会导致表面的绝热冷却，从而使水冰迁移到更高海拔的赤道和南部地区。短暂的变暖造成冰雪融化，水文循环暂时活跃，导致河谷网络和其他河流地貌受到侵蚀。变暖机制的确切细节尚不清楚，但影响，火山活动和轨道强迫都可能发挥了重要作用。火星大部分古老地形缺乏冰川作用的证据，这表明诺亚纪晚期的地表水不足以维持北部的海洋。虽然火星表面主要是不适合居住的，但早期的火星可能为微生物生命的发展提供了重要的机会。
2016-06-09 astro-ph.EP
Strong depletion of $^{13}$C in CO induced by photolysis of CO$_{2}$ in the Martian atmosphere calculated by a photochemical model
大气碳的同位素特征为火星大气的历史和火星有机物质的起源提供了独特的示踪剂。已知CO $_{2}$的光解会引起CO $_{2}$和CO之间碳的强烈同位素分馏。然而，它对火星大气中碳同位素组成的影响仍然不确定。在这里，我们开发了一个1-D的光化学模型，考虑通过CO $_{2}$的光解同位素分馏，以估计在火星大气中的CO和CO $_{2}$的碳同位素组成的垂直剖面。我们发现，由于通过CO $_{2}$光解的分馏，CO在$^{13}$ C中与CO $_{2}$相比是贫化的：在标准涡流扩散设置下，CO中$δ^{13}$ C的最小值约为每密耳$-170$。这一结果支持了这一假设，分馏大气CO是负责生产的$^{13}$ C-贫有机碳在火星沉积物中检测到的CurrencyRover通过CO转化为有机物质和它们的沉积在表面上。我们在这里报告的光解和运输诱导分馏的CO导致$\sim 15$ %减少推断的大气损失量时，结合当今分馏的大气和以前的研究碳逃逸到太空。火星大气中CO的分馏同位素组成可以通过ExoMars微量气体轨道飞行器（TGO）和地面望远镜进行观察，而分馏含碳物质产生的逸出离子物质可以通过火星卫星探测（MMX）进行检测未来。
2023-02-24 astro-ph.EP
Warming Early Mars with Climate Cycling: The Effect of CO2-H2 Collision-induced Absorption
解释早期火星表面存在液态水的证据对气候建模者来说是一个挑战，因为在诺亚纪晚期，太阳的亮度降低了30%。我们建议，额外的温室效应迫使CO2-H2碰撞引起的吸收是能够使地面温度以上冻结，并可以把早期的火星进入一个有限的循环制度。极限循环发生时，日照低，CO2出气率无法平衡与CO2的快速下降在温暖的风化期。处于这种状态的行星将在全球冰川和短暂的温暖气候阶段之间交替。这一机制能够解释火星记录中短暂温暖期的地貌证据。先前的研究表明，碰撞引起的CO2-H2吸收能够使早期火星冰川消退，但只有在高H2释气率（大于600 Tmol/年）和高表面压力（3至4巴）的情况下。我们使用新的理论推导的碰撞引起的吸收系数CO2-H2重新评估早期火星的气候极限循环假设。使用新的和更强的吸收系数在我们的1维辐射对流模型以及我们的能量平衡模型，我们发现，极限循环可以发生与H2放气率低至~300 Tmol/年，在表面压力低于3巴。我们的结果更接近早期火星表面压力和氢丰度的古参数。
2020-04-27 astro-ph.EP
A primordial atmospheric origin of hydrospheric deuterium enrichment on Mars
火星大气水（约6倍标准平均海水，SMOW）的氘氢比（D/H或2 H/1H）高于已知来源，需要行星浓缩。美国宇航局的火星科学实验室探测器Currency最近测量了>3 Gyr粘土的D/H比约为3x SMOW，表明大多数浓缩发生在火星历史的早期。与金星一样，火星的氘/氢富集被认为反映了相对于氘（2 H），1H（protium）优先损失到太空，但大量和早期氢损失的全球环境背景仍有待确定。在这里，我们适用于火星的原始大气演化的最新模型，连接的岩浆海洋的吸积时代与随后的水-海洋时代，并计算氘的行为与观察到的记录进行比较。我们发现，如果火星岩浆海洋在最后与原始大气平衡时发生化学还原，则会产生~2- 3倍的水圈氘富集，使H_2 O-CO_2成为最初的优势物种，并具有少量的H_2 O-CO_2丰度。还原性气体--特别是H2 --会导致温室效应，并阻止岩浆海洋时代后立即冻结的海洋。此外，压力-温度条件足够高，以产生海洋-大气H2O-H2同位素平衡，使得表面H2O相对于H2强烈浓缩氘，其优先吸收氚并从原始大气中逃逸。提出的原始富含氢气的释气和逃逸的情况表明，火星表面的化学条件在火星吸积之后立即有利于生命前化学的持续时间（>百万年）。
2022-09-21 astro-ph.EP
3D Modelling of the climatic impact of outflow channel formation events on Early Mars
火星的特点是由灾难性的地下水引起的地表洪水，形成了大量的外流通道，可能在西方时代改变了气候。特别是，据推测，这些事件可能引发了大量降雨，并导致后期山谷网络的形成。我们提出的3-D全球气候模式模拟的结果再现了短期和长期的气候影响的范围广泛的外流通道形成事件在寒冷的古代火星条件下。我们发现，这些事件中最强烈的事件（水体积高达10 $^7 $ km $^3$，并在温度高达320开尔文时释放）不能引发长期的温室效应全球变暖，无论外部条件如何有利（例如湿度和季节）。在任何情况下，在任何大气压下的外流通道形成事件都不能在$^{\circ}$ N以下的纬度产生降雨或显著的融雪。在长期，$\sim $ 45 $^{\circ}$和大气压力$>$ 80毫巴的结晶度，我们发现，湖冰（流出事件后迅速形成）是通过升华和绝热冷却机制逐步向南输送。与此同时，只要最初的水库没有完全升华，冰沉积物仍然存在于西Echus Chasma高原地区，在那里已经观察到与流出通道形成事件同时发生的水文活动的迹象。然而，由于冰的高度膨胀使火星温度更低，季节性太阳强迫产生的融雪很难实现。
2017-01-26 astro-ph.EP
Mars in the aftermath of a colossal impact
从火星陨石中推断出的火星地幔中高度亲铁元素（HSE）的丰度意味着晚单板（LV）质量增加约0.8wt%，具有广泛的铁磁性成分。一个有差异的谷神星大小（直径约1000公里）的天体对火星的后期吸积可以解释部分必要的LV质量，而地质年代学的限制表明，这必须发生在不晚于大约1000年。4480 Ma.在这里，我们分析的结果，假设的LV巨大的影响，火星与平滑粒子流体动力学模拟与分析理论。结果表明，一般来说，撞击物的金属核心大约有50%破碎成约10米的碎片，随后在再吸积时破碎成亚毫米的金属冰雹。与正面碰撞和撞击后逃逸的碰撞相比，这将返回一个有希望的HSE进入火星地幔的传递;在这两种情况下，<10%的撞击物核心材料被破碎并最终嵌入火星地幔。来自火星陨石的同位素证据，以及对大气测绘数据的解释表明，在早期诺亚纪（公元前200年）可能存在全球地表水水库。4100Ma）。因此，毫米大小的金属冰雹可以与火星水圈反应，产生约3巴的H2，这足以作为温室并保持火星早期的温暖。然而，我们也发现这种气氛是短暂的。根据早期太阳的极紫外线（EUV）通量，它的寿命通常短于300万年;如果太阳是一个缓慢的旋转体，那么较弱的EUV通量可以将其寿命延长到> 1000万年。密集的前诺亚时期的CO2大气应该会降低氢通过红外辐射的逃逸效率。一个更详细的流体动力学大气模型，这个早期的氢大气是必要的，以检查其对前诺亚火星的影响。
2019-06-21 astro-ph.EP
Estimating precipitation on early Mars using a radiative-convective model of the atmosphere and comparison with inferred runoff from geomorphology
我们比较大气降水的估计在火星诺亚-赫斯珀边界3.8 Gyr前计算的大气辐射对流柱模型与径流值估计从地貌分析的树枝状山谷网络放电率。在大气模型中，我们假设CO2-H2O-N2大气的表面压力从20 mb变化到3 bar，输入太阳光度降低到现代值的75%。从山谷网络分析的结果是几毫米d-1的液态水降水量（1.5-10.6毫米d-1，中位数为3.1毫米d-1）的顺序。大气模型的结果要低得多，降雪量约为0.001-1 mm d-1（取决于CO2分压）。因此，大气模型预测的降水量明显低于地貌分析的估计值。此外，全球平均地面温度低于冰点，即径流很可能与降水没有直接联系。因此，我们的研究结果强烈支持一个寒冷的早期火星与情节融雪作为径流的来源。我们的方法受到了大多数不受约束的参数的挑战，例如温室气体丰度、全球气象学（例如云）和行星参数（如影响大气结果的湿度），以及估计古代火星上的排放和径流的固有问题，例如缺乏对渗透和蒸发速率以及洪水时间尺度的了解，这些都会影响地貌数据。尽管如此，我们的工作是结合和解释早期火星大气和地貌研究中应用的定量工具的第一步。
2014-11-19 astro-ph.EP
Modeling Martian Atmospheric Losses over Time: Implications for Exoplanetary Climate Evolution and Habitability
在这封信中，我们利用复杂的三维数值模拟来评估火星大气离子和光化学损失的程度。我们表明，大气离子逃逸率显着更高（超过两个数量级），在过去的$\sim 4$ Ga相比，由于较强的太阳风和较高的紫外线通量从年轻的太阳。我们发现，原子热氧的光化学损失占主导地位的总离子损失在当前的时代，而大气离子损失可能是更重要的是在古代。我们简要地讨论了高大气离子逃逸率在古代火星的背景下，年轻的太阳型恒星和M-矮星周围的大气成分相似的系外行星的后续影响。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Modelling climate diversity, tidal dynamics and the fate of volatiles on TRAPPIST-1 planets
TRAPPIST-1行星对于研究我们太阳系以外的比较行星科学和可能的可居住性是非常宝贵的。首先，我们从N体模拟中得出可能的行星演化场景，并表明每个行星都可能处于同步旋转状态。然后，我们使用一个三维全球气候模型来探索TRAPPIST-1系统的冷行星的可能气候。特别是，我们研究了冷却行星所需的条件，以防止可能的挥发性物质因永久冷凝、不可逆转的掩埋或光化学破坏而丢失。我们还探讨了相同的挥发物（当在凝聚相）失控的温室过程的弹性。我们发现，由N2，CO或O2组成的背景大气对大气塌陷具有抵抗力。然而，TRAPPIST-1行星应该很难积累大量的温室气体，如CO2，CH 4或NH 3。二氧化碳很容易在夜面凝结，形成流向亚恒星区域的冰川。一个完整的CO2冰覆盖是可能的，只有在TRAPPIST-1g和h上，尽管CO2冰沉积物可能是重力不稳定的，并在地质学上的短时间内被埋在水冰壳下。鉴于TRAPPIST-1行星的极紫外线照射量很大（至少是泰坦通量的1000倍），CH 4和NH3应该会迅速光解，因此很难在大气中积累。然后，光化学雾可以沉积并形成托林的表面层。关于可居住性，我们确认，几巴的CO2将足以温暖的表面的TRAPPIST-1f和g以上的熔点的水。我们还表明，TRAPPIST-1 e是一个显着的候选人的表面可居住性。如果这颗行星今天是同步的，并且有丰富的水，那么它应该总是维持表面液态水，至少在亚恒星区…
2017-11-10 astro-ph.EP
Atmospheric Escape Rates from Mars - If it Orbited an Old M-Dwarf Star
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理学与行星科学系）；Lowell Center for Space Science and Technology, University of Massachusetts Lowell（马萨诸塞大学洛厄尔分校洛厄尔空间科学与技术中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Kansas（堪萨斯大学物理与天文系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；LATMOS/CNRS, Sorbonne University（索邦大学LATMOS/法国国家科学研究中心）；Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学系）；Department of Physics, College of Science, Rikkyo University（立教大学理学院物理系）；Faculty of Environment and Information Studies, Keio University（庆应义塾大学环境信息学部）
研究估算类火星行星围绕老红矮星巴纳德星运行时，大气逃逸率主要由热过程主导，比现今火星高2-5个数量级，表明其无法长期保留大气。
2026-03-12 astro-ph.EP
N2-associated surface warming on early Mars
早期的火星可能有一个温暖而稠密的大气层，允许表面存在液态水。然而，气候模式研究未能重现这些条件，即使是几个酒吧的二氧化碳大气。最近对早期火星气候的三维模拟显示，火星局部的平均地面温度仅略低于273 K。我们希望通过吸收线的压力加宽和碰撞引起的N2-N2吸收来研究N2分压增加对早期火星地面温度的影响。利用一维无辐射对流云的大气模式计算了温度廓线和地面条件。我们进行了一个参数的研究，在0.02巴和3巴之间的CO2分压从0到0.5巴的N2分压变化。这些值与现有的估计的初始，前Noachian水库是一致的。太阳日射量与诺亚纪晚期一致。我们的一维全球平均模拟清楚地表明，火星大气中N2含量的增加可能会增加地面温度。在0.5bar的高N2分压下，发现了高达13 K的额外温室变暖。尽管如此，即使在这个N2分压下，全球平均地面温度仍然低于273 K，即水的冰点。然而，考虑到N2引起的地表变暖的幅度和最近的3D研究结果表明，当地平均地面温度并不比273 K低得多，我们的研究结果意味着，大气N2的存在可能导致在某些地区几乎连续的可居住的平均地表条件。此外，大气中的水柱量增加了6倍，以响应地面变暖，这表明降水也可能增加时，增加N2分压。
2013-04-22 astro-ph.EP
Effect of O3 on the atmospheric temperature structure of early Mars
臭氧是地球大气中一种重要的辐射性痕量气体。臭氧的存在可以显著影响大气的热结构，并由此例如云的形成。光化学研究表明，臭氧可以在富含二氧化碳的大气中形成。我们研究臭氧对模拟早期火星大气温度结构的影响。用一维辐射-对流模型，我们计算了1巴二氧化碳大气的温度-压力分布。臭氧剖面是固定的、参数化的剖面。我们改变臭氧层最大值的位置和最大值的浓度。最大值位于上层和中层大气的不同压力水平（1-10毫巴）。结果表明，臭氧对地面温度的影响相对较小。然而，在臭氧浓度大的情况下，行星的臭氧浓度会显著降低。在整个中层和高层大气中，由于强烈的紫外线吸收，引入臭氧后温度会升高。中层大气的这种加热强烈地减少了二氧化碳冷凝区，因此可能形成二氧化碳云。由于臭氧浓度高，整个大气层中二氧化碳云的形成受到抑制。此外，由于中层大气的加热，当臭氧增加时，冷阱位于越来越高的压力下。这导致平流层更加潮湿，因此可能会增加早期火星上的水分流失率。然而，平流层H2O的增加会导致更多的HOx，这可能会有效地破坏臭氧。这一结果强调需要进行一致的气候化学计算，以评估温度结构、水含量和臭氧化学之间的反馈。此外，对流在高臭氧量下被抑制，导致稳定的分层大气。
2015-05-28 astro-ph.EP
Non-thermal production and escape of OH from the upper atmosphere of Mars
我们提出了一个理论分析的热OH分子的形成和动力学在火星上层大气中产生的热分子氢和高能氧原子的反应。高能氧的两个主要来源被认为是光化学生产，通过O $_{2}^{+}$离子的解离重组，并与快速原子产生的沉淀太阳风（SW）离子，主要是H $^+$和He $^{2+}$，和高能中性原子（ENA）之间的电荷交换碰撞的SW离子和大气气体的能量碰撞。激发碰撞的O与大气次级热原子，引起沉淀SW离子和ENA，也包括在我们的考虑。用最近的量子力学态-态截面描述了O + H $_2(v,j) \rightarrow$ H + OH $(v',j')$的非热反应，这使我们能够预测OH的激发转动和振动态$(v',j')$的非平衡分布和预期的发射光谱。一小部分产生的高温OH有足够的能量克服火星的引力势并逃逸到太空中，从而形成了热日冕。在低太阳活动条件下，我们估计了火星阳面的总逃逸通量约为$5\times10^{22}$ s $^{-1}$，约为O和H原子总逃逸率的0.1%.所描述的非热OH产生机制是通用的，并预计将有助于具有类似大气成分的行星、卫星和系外行星的大气演化。
2016-07-13 astro-ph.EP physics.chem-ph
Forbidden atomic oxygen emissions in the Martian dayside upper atmosphere
最近，欧洲航天局的ExoMars痕量气体轨道器（TGO）上的最低点和掩星火星发现（NOMAD）紫外和可见光谱仪同时测量了火星高层大气昼侧[OI] 2972和5577（绿色）排放的边缘排放强度。我们的目标是探索所有这些禁止原子氧发射（[OI] 2972，5577，6300，6464 <$）在火星白天高层大气中的光化学，以及在白天可见光谱中同时检测这些发射线的合适条件。本文建立了一个光化学模式，通过考虑火星上层大气中不同含氧物质的各种化学反应，研究了O（1 S）和O（1D）的产生和损失过程。通过将Fox（2004）模拟的中性密度剖面减少2倍，发现计算的[OI] 5577和2972日冕辐射临边强度剖面与NOMAD-TGO观测结果一致。在这种情况下，在120 km以下的高度，我们模拟的[OI] 6300发射的临边强度比NOMAD-TGO观测的[OI] 2972发射的临边强度小2到5倍，在这个距离以上，它与观测的上限相当。我们研究了各种参数对这些氧原子禁戒发射谱线的影响。我们计算的[OI] 6300 μ m辐射的临边强度，当火星在近日点附近和太阳的最大条件下，表明所有这些禁止的排放应在火星高层大气的昼侧的NOMAD-TGO可见光谱中观察到。对禁氧原子发射谱线进行更多的同步观测将有助于了解火星向阳面高层大气中含氧物质的光化学过程。
2020-12-10 astro-ph.EP physics.ao-ph
Comparison of "warm and wet" and "cold and icy" scenarios for early Mars in a 3D climate model
我们使用一个三维大气环流模型来比较原始的火星水文循环在“温暖和潮湿”和“寒冷和冰冷”的情况。在温暖和潮湿的情况下，需要人为地将异常高的太阳通量或强烈的温室变暖添加到气候模型中，以保持温暖的条件和无冰的北部海洋。降水表现出强烈的地表变化，Hellas盆地和塔尔西斯西部的降水率很高，但Margaritifer Sinus周围的降水率很低（尽管如此，观察到的流域网络排水密度很高）。在寒冷和结冰的情况下，雪的迁移是一个函数的湿度和表面压力，有限的幕式融化是可能的，通过季节性，火山和影响力的组合。在地面压力高于避免大气崩溃所需的压力（约0.5巴）和中等至高的湿度下，雪被输送到赤道高地地区，那里的山谷网络密度最高。伊奥利斯四边形的积雪量很高，这表明盖尔陨石坑不需要无冰的北部海洋来供水。在较低的表面压力和湿度下，H2O和CO2都被困在两极的冰中，赤道地区变得非常干燥。山谷网络分布与41.8度寒冷和结冰模拟产生的积雪呈正相关，但与温暖和潮湿模拟产生的降水无关。由于我们的模拟对不同气候情景下的降水模式做出了具体的预测，它们激发了未来有针对性的地质研究。
2015-06-16 astro-ph.EP
Model for Nitric oxide and its dayglow emission in the Martian upper atmosphere using NGIMS/MAVEN measured neutral and ion densities
由于缺乏必要的测量，对火星高层大气中一氧化氮（NO）化学的全面研究受到限制。NO是火星低层大气中一种丰富的奇数氮物种，其密度取决于几个光化学过程。我们已经开发了一个光化学模型来研究在火星高层大气的昼侧的NO密度占各种生产和损失机制。通过利用中性气体和离子质谱仪（NGIMS）的机载火星大气和挥发性演化（MAVEN）任务测量的中性和离子密度在深倾角8和9活动，我们模拟了NO数密度在火星阳光照射的高层大气的高度之间的120和200公里。利用模拟的NO密度计算了火星昼侧高层大气NO（1，0）γ波段的发射强度剖面。计算出的NO密度和γ谱带强度分布被认为是一致的成像紫外光谱仪（IUVS）机载MAVEN观测，也与其他建模研究。我们发现，当地的CO2和N2密度的变化可以导致NO密度的变化，因此其日光强度的2至5倍。由于NO是一种微量成分，其日光发射强烈掩盖CO卡梅伦带排放，我们建议，推导NO数密度的基础上，我们的方法可以限制其丰度在火星的昼侧高层大气。对（1-0）伽马波段发射的更多观测以及建模将有助于研究火星大气中NO的全球分布。
2022-03-29 astro-ph.EP physics.app-ph physics.space-ph
Seasonal thaws under mid-to-low pressure atmospheres on Early Mars
针对早期火星黯淡年轻太阳悖论，本研究利用ESTM模型和EOS辐射传输代码，发现1.3-2.0巴CO₂主导的大气在合适轨道参数下可产生季节性融化，中等含量CH₄可拓宽其参数空间。
2023-10-10 astro-ph.EP
3D modelling of the early Martian Climate under a denser CO2 atmosphere: Temperatures and CO2 ice clouds
根据地质证据，人们常说，由于厚厚的大气层的温室效应，早期火星的气候温暖到足以让液态水在表面流动。我们提出了早期火星气候的三维全球气候模拟，假设一个微弱的年轻太阳和二氧化碳大气压力在0.1和7巴之间。该模型包括一个详细的辐射转移模型，使用修订后的CO2气体碰撞引起的吸收特性，和CO2冰云微物理和辐射特性的参数化。通过使用不同的湿度值、轨道参数、云微尺度参数、大气尘埃负荷和表面特性，探索了各种可能的气候。与今天的火星不同，当压力高于一个巴的几分之一时，地面温度会随着高度的变化而变化，这是因为大气层垂直移动时会绝热冷却和加热。在大多数模拟中，CO2冰云覆盖了地球的大部分，但温室效应不超过+15 K。我们发现，二氧化碳大气不可能使地球上任何地方的年平均温度升高到0°C以上。大气崩溃成永久的二氧化碳冰帽预测压力高于3巴，或相反，如果湿度足够低，在压力低于1巴。夏季日平均地面温度高于0°C（这是一种可能形成河流的条件），在高纬度地区，但不是在大多数山谷网络观测的地方。在没有其他变暖机制的情况下，我们的气候模型结果因此与火星早期寒冷的情景相一致，其中必须发生非气候机制来解释液态水的证据。在华兹华斯等人的一篇配套论文中，我们模拟了这样一个星球上的水文循环。
2012-10-15 astro-ph.EP
A nitrogen-rich atmosphere on ancient Mars consistent with isotopic evolution models
火星大气中氮同位素的比例是制约火星大气演化的关键因素。然而，由于溅射和光化学过程造成的大气损失，预计重同位素的富集程度大于测量值。一个大规模的，多酒吧早期的二氧化碳为主的大气和最近的火山出气已被提出来解释这种差异，许多以前的模型已经假设大气氮迅速达到稳定状态，损失到空间平衡火山出气。在这里，我们使用随时间变化的模型表明，火星大气中氮的丰度和同位素组成可以用一系列进化情景来解释，在这些情景中，氮的初始分压足够高，无法达到稳定状态，氮水平逐渐下降到今天的值超过40亿年。我们的解决方案不需要一个多酒吧早期的CO2大气，并与火山出气地质测绘和大气中的36 Ar/38 Ar比表示一致。包括这些情景的蒙特卡罗模拟估计，在38亿年前形成山谷网络时，N2的分压为60 - 740毫巴（90%置信度，中值为310毫巴）。我们认为，如此高的氮分压可能对早期火星的变暖有很大的贡献。
2022-02-10 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
A coupled model of episodic warming, oxidation and geochemical transitions on early Mars
用大气演化模型来描述火星的地质仍然是一个重大挑战。火星地质学的特点是，过去的证据表明，表面存在间歇性的液态水，地球化学表明，从潮湿到干燥和氧化性更强的表面条件缓慢而间歇地过渡。在这里，我们提出了一个新的模型，将减少温室气体和氧化由于氢逃逸的随机注射，调查这些不同的意见负责的条件。我们发现，火星在其早期历史中可能反复地从还原（富含H2）过渡到氧化（富含O2）的大气条件。我们的模型预测了一个普遍寒冷的早期火星，年平均温度低于240 K。如果峰值还原气体释放率和背景CO2水平足够高，它仍然表现出足够的阶段性温暖间隔，以降解火山口壁，形成山谷网络，并创造其他河流/湖泊特征。我们的模型还预测了大气中O2的瞬时积累，这有助于解释盖尔陨石坑中锰氧化物等氧化矿物的发生。我们认为，明显的Noachian-Hesperian过渡页硅酸盐沉积到硫酸盐沉积约35亿年前可以解释为一个综合的结果，增加行星氧化，减少地下水的可用性和不断减弱的火流星撞击通量，这大大减缓了表面硫酸盐的再活化和热化学破坏。最终，火星早期气候和表面化学的快速和重复变化将为任何新兴的微生物生命带来挑战和机遇。
2021-03-11 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
VUV-absorption cross section of carbon dioxide from 150 to 800 K and applications to warm exoplanetary atmospheres
迄今为止，大多数系外行星的大气温度都明显高于300 K。它们通常靠近恒星，接收强烈的紫外光子通量，从而触发重要的光解离过程。真空紫外吸收截面的T依赖性知之甚少，导致大气模型中的不确定性。类似地，在类似于火星、金星和土卫六的高层大气的低T下测量的数据往往缺乏。我们的目标是量化ABS的T依赖性。行星大气中重要分子的截面。我们希望提供高分辨率的数据在T盛行在这些媒体和一个简单的参数化的吸收，以简化其在光化学模型中的使用。这项研究的重点是二氧化碳。我们用同步辐射在115- 200 nm波长范围内测量了CO的$_2$吸收截面。对于较长的波长（195- 230 nm），我们使用氘灯和1. 5 mJobin-Yvon光谱仪。我们使用这些数据在我们的一维热光化学模式，以研究它们对预测的大气成分的影响。CO $_2$的截面随温度的升高而增大。它可以分为两个部分：连续体和叠加在连续体上的精细结构。连续吸收的变化可以用三个高斯函数的和来表示。在高温下使用热光化学模型的数据修改显着的丰度和许多物种的光解速率，除了CO $_2$，如甲烷和氨。这些偏差对合成透射光谱有影响，导致高达5 ppm的变化。本文给出了CO分子$_2$在115 ~ 230 nm范围内的HR（$Δλ$ =0.03nm）吸收截面，温度范围为150 ~ 800 K。
2017-09-25 astro-ph.EP
3-D Global modelling of the early martian climate under a dense CO2+H2 atmosphere and for a wide range of surface water inventories
CO2+H2温室效应最近被认为是一个有希望的情景，足以使早期火星表面变暖，从而形成山谷网络和湖泊。在这里，我们提出了数值的3-D全球气候模拟的早期火星气候，我们已经进行了假设稠密的CO2+H2大气。我们的气候模型来自Forget et al.（2013）和Wordsworth et al.（2013）的早期工作，与火星冰川和湖泊长期演化的异步模型相结合。模拟在40°赤道进行，以研究（i）水含量和（ii）H2含量（添加到1或2巴的CO2中）如何塑造早期火星的气候和水文循环。我们表明，绝热冷却机制（华兹华斯等。2013），导致冰沉积物在寒冷的气候（所谓的“冰高地”）南部高地的积累也适用于温暖的气候，与撞击坑湖作为主要的水库。这产生的降雨主要集中在火星南部高地。如果调整（i）CO2和H2的量，（ii）水库的大小和位置，以及（iii）古老的地形（即通过删除Tharsis），模拟中的地表径流（来自降雨或融雪）的空间模式可以匹配-除了少数例外-观察到的山谷网络和撞击坑湖泊的分布。虽然我们的研究结果是在富含H2的CO2为主的大气中获得的，但它们也应该适用于评估早期火星上强大的长寿命温室气体的任何组合的影响。
2021-03-18 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Why are Mountaintops Cold? The Transition of Surface Lapse Rate on Dry Planets
本研究用气候模型揭示干燥行星表面递减率受温室效应和地表压力控制，温室效应主导转变，地形冷阱对干旱行星气候重要。
2023-11-16 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Anoxic Atmospheres on Mars Driven by Volcanism: Implications for Past Environments and Life
今天的火星没有活跃的火山活动，其大气层是氧化的，主要由CO2和H2O的光化学组成。使用一维光化学模型，我们考虑是否合理的火山气体流量可以切换过去火星大气的氧化还原状态，以减少条件。在我们的模型中，火山气体的总量和比例取决于源熔体的水含量，放气压力和氧逸度。我们发现，在合理的熔融参数下，过去的火星大气（到现在约为3.5 Gyr）很容易达到还原和缺氧的条件，火山活动水平适中，>0.14 km^3/年，完全在先前估计的范围内。与直觉相反的是，我们还发现，更多的还原熔体与较低的氧逸度需要更多的火山活动，以切换古大气从氧化还原。原因是，硫是更稳定的，在这样的熔体和含硫气体的绝对流量较低，超过补偿增加的比例H2和CO.这些结果意味着，古代火星应该经历过缺氧和减少大气的时期，即使通过亚马逊河流域中期，每当火山排气持续在足够的水平。减少缺氧条件可能有助于合成益生元有机化合物，如氨基酸，因此与火星上存在生命的可能性有关。此外，缺氧还原条件应该影响了在表面上形成或从大气中沉积的矿物质的类型，例如元素多硫（S8）作为过去还原气氛的标志。最后，我们的模型使我们能够估计火星历史上沉积的火山源大气硫酸盐的数量，大约为10^6至10^9 Tmol，其分布取决于假设的放气速率历史和岩浆源条件。
2021-03-24 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Higher Martian atmospheric temperatures at all altitudes increase the D/H fractionation factor and water loss
曾经在火星表面流动的大部分水很久以前就流失到太空中了，流失的总量仍然未知。通过研究氢（H）及其同位素氘（D）可以找到损失量的线索，氢（H）及其同位素氘（D）是大气水分子H $_2$ O和HDO解离时产生的。H和D的逃逸效率的差异（其导致D/H比增强）被称为分馏因子$f$。D/H比和$f$都是估算水分损失所必需的;因此，如果我们能够限制$f$的范围并了解是什么控制它，我们将能够更准确地估算水分损失。在这项研究中，我们使用的中性火星大气的一维光化学模型，以确定如何$f$依赖于假设的温度和水蒸气配置文件。我们发现，外基温度最强烈地控制热逃逸过程的$f$的值。当我们包括其他研究中的非热逃逸估计时，我们发现对流层顶温度也很重要。总的来说，对于标准火星大气，$f=0.002$用于热逃逸，$f=0.06$用于热+非热逃逸。我们估计火星已经失去了至少66-122米的水。重要的是，我们的研究结果表明，$f$的值严重依赖于D的非热逃逸，以及包括D/H分馏的建模研究必须模拟整个大气中的中性和离子过程。
2020-10-28 astro-ph.EP
Chaos, storms and climate on Mars
朱文泰峡谷附近高原上的通道网络具有火星上报告的最高排水密度。我们模拟了朱文泰高原上的冰冻降水，发现形成这些通道网络的触发因素可能是短暂的湖岸降水，并且它们不需要过去的温度高于今天。如果短期和局部事件解释了火星上的一些树枝状通道网络，这将削弱树枝状山谷网络与维持生命的地表气候条件之间的联系。我们的分析使用MRAMS模拟和HiRISE DTM。我们模拟了外流通道形成期间由短暂湖泊释放的水蒸气驱动的局部天气系统。在Juventae Chasma，平均降雪量在裂缝西南边缘达到最大值0.9 mm/hr水当量。厚云层的辐射效应提高了最大值。（最小，平均）平台地面温度高达24 K（9 K，17K）局部。关键的结果是，模拟的最大降水面积与绘制的Juventae高原通道网络显示出惊人的对应关系。三种独立的方法表明，这种拟合不太可能是我们使用积雪能量平衡模型来表明，如果雪具有灰尘的能量，（0.28），太阳光度为0.8（$\equiv$ 3.0Gya），则如果大气温室效应从（比今天高6 K），只有0.4%（21%）的湖泊引起的降水事件产生积雪融化。然而，与此相关的高密度云层覆盖导致的变暖将允许在更大范围的条件下融化。2在这些局部降水的情况下，全球气温不需要比今天高，地球上的其他地方仍然干燥。
2010-12-31 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Proton Irradiation of Primitive Atmospheres of Young Exoplanets and early Earth: $N_{\mathrm{2}}O$ Greenhouse Warming and Prebiotic Synthesis
Yokohama National University（横滨国立大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；American University（美利坚大学）；Kyoto University（京都大学）；Tokai-mura, Naka-gun, Ibaraki（茨城县那珂郡东海村）；Tokyo City University（东京都立大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；NASA Langley Research Center（美国国家航空航天局兰利研究中心）
研究通过质子辐照实验探讨了年轻系外行星和早期地球大气中N₂O的温室效应及前生物合成过程，展示了StEP事件对维持温带气候和促进前生物分子积累的作用。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Terraforming Mars: Mass, Forcing, and Industrial Throughput Constraints
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
通过系统级约束分析，评估了火星改造中大气压、温度、工业规模等关键限制，指出开放大气改造不可行，而区域封闭式改造在近期工业规模上可行。
2026-04-20 astro-ph.EP astro-ph.IM
A 3D model simulation of hydrogen chloride photochemistry on Mars: Comparison with satellite data
本研究将非均相氯化学纳入火星3D光化学模型，成功重现了MY 34和35期间卫星观测的HCl时空变化，证实非均相化学对描述HCl损失至关重要。
2025-06-23 astro-ph.EP physics.chem-ph
The environmental effects of very large bolide impacts on early Mars explored with a hierarchy of numerical models
我们使用一个层次的数值模型（3-D全球气候模型，1-D辐射对流模型和2-D地幔动力学模型）来探索早期火星大气，表面和内部的巨大影响的环境影响。使用1-D和3-D气候模拟相结合，我们表明，在火星上记录的最大的影响事件的环境影响的特点是：（一）短的影响引起的温暖期;（二）少量的水的水文循环;（三）洪水式降水;和（四）降水模式，是不相关的观测区域的山谷网络。我们表明，Segura等人2012年预测的撞击引起的稳定失控温室状态在物理上是不一致的。我们证实了Segura等人2008年和Urata & Toon 2013年的结果，即水冰云可以显着延长撞击后温暖期的持续时间，甚至云覆盖率低于Ramirez & Kasting 2017年的预测。然而，这种方案适用的云微物理特性范围非常窄。使用2-D地幔动力学模拟，我们发现，大的影响可以提高近地表的内部热通量高达几百毫瓦/米$^2$（即高达$\sim$ 10倍的环境通量）数百万年在撞击坑的边缘。然而，这样的内部热通量不足以保持火星表面高于水的熔点。我们的数值结果支持Palumbo & Head 2018的预测，即非常大的撞击引起的降雨可能导致陨石坑退化并形成平滑的平原，可能会消除以前可见的表面形态历史。这样的热液也可能导致形成的水蚀变产物的诺亚时代的地形。
2020-04-08 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Can Volcanism Build Hydrogen-Rich Early Atmospheres?
岩石行星大气层中的氢被用于通过N2-H2和CO2-H2温室效应扩大宜居带的论点，并提供适合于有效生产益生分子的大气条件。在地球和超级地球大小的天体上，富含H2的原始包层很快就会流失到太空中，火山放气可以作为氢源，只要它与大气层顶部的流失率平衡。在这里，我们表明，类地行星和类火星行星都可以在相关的岩浆fO 2范围内维持几个百分点的大气H2分数。一般来说，这需要氢逸出以稍微低于扩散极限的效率操作。我们使用的岩浆脱气，以确定哪些组合的岩浆氧化，火山通量和氢逃逸效率可以建立可观的水平的氢在行星的次级大气中。在一个类似于太古代地球的行星上，具有类似的岩浆fO 2，我们认为大气氢的混合比例可能在0.2- 3%的范围内。一颗行星在铁-Wustite（IW）缓冲区周围爆发岩浆（即，比太古代地球低~3 log fO 2单位），但在其他方面与早期地球相似的火山通量和H2损失率，可以维持大约10-20% H2的大气。对于一个早期的类火星行星，在IW周围有岩浆，但与地球相比，其表面压力和火山通量的范围较低，大气中的H2混合比例可能为2-8%。在早期的火星上，这种H2混合比例可能足以使火星冰川消退。然而，这些结果的敏感性，原生岩浆水含量和火山通量表明，需要改进的限制，早期火星的地壳循环效率和地幔水含量。
2020-07-23 astro-ph.EP physics.geo-ph
Low paleopressure of the Martian atmosphere estimated from the size distribution of ancient craters
火星大气层的衰减-主要是二氧化碳-是火星长期环境变化的一个组成部分，从曾经允许河流流动到今天的寒冷和干燥条件。陨石坑的最小尺寸可以作为行星大气古压力的代表，因为较薄的大气允许较小的物体以高速到达表面并形成陨石坑。火星上盖尔陨石坑附近的Aeolis Dorsa地区含有高密度的保存完好的古老陨石坑，这些陨石坑与河流沉积物互层，因此可以在河流活动期间限制大气密度。在这里，我们使用高分辨率的正射影像和数字地形模型从火星勘测轨道飞行器，以确定古老的陨石坑在Aeolis Dorsa的日期约3.6 Gyr前，并比较其大小分布与大气过滤模型的冲击。我们得到的上限为0.9 $\pm$ 0.1巴，上升到1.9 $\pm$ 0.2巴，如果边缘圆形台面-被解释为抗侵蚀的冲击坑的地板填充-被排除在外。我们假设目标属性适合沙漠冲积层：如果沉积物岩石样岩体强度类似于基岩的影响时，上限增加了一个因素，高达两个。如果火星在河流流动的时候没有稳定的多元大气层-正如我们的结果所表明的那样-那么温暖潮湿的CO2/H2O温室就被排除了，长期平均温度很可能低于冰点。
2017-12-10 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Non-thermal escape of the Martian CO$_2$ atmosphere over time: constrained by Ar isotopes
利用火星高层大气及其与太阳风相互作用的数值模型，模拟了从现在到$\sim 4.1$ 10亿年前（Ga）火星CO $_2$大气中由其离解产物C和O原子引起的离子逃逸。行星向散射拾取离子用于包括$^{36}$ Ar和$^{38}$ Ar同位素的外逸层粒子的溅射估计。总离子逃逸，溅射和光化学逃逸率进行了比较。对于3倍于现今太阳的太阳EUV通量$\geq$\（早于$\sim 2.6$ Ga），离子逃逸成为主导的大气非热损失过程，直到热逃逸在前诺亚世时期（早于$\sim 4.0\,-\,4.1$ Ga）占据主导地位。如果我们将CO $_2$相关解离产物的总逃逸时间外推到$\sim$ 4.1 Ga，则我们获得大于{在安静太阳风条件下通过非热逃逸的$\sim 0.4$ bar}的CO $_2$分压的{最大}理论当量。然而，表面-大气相互作用和/或极端太阳事件，如频繁的CME，可能会进一步增加这个值。通过将表面作为一个汇，高达0.9巴，或者在隐藏的碳酸盐储层的情况下甚至高达1.8巴，可能存在于4.1巴。$^{36}$ Ar/ $^{38}$ Ar同位素通过溅射和火山放气的分馏，从其最初的磁化率值5.3，如在41亿年前的火星陨石ALH 84001中测量的，然而，直到今天，对于假定的CO-$_2$分压{ $\sim0.01 -- 0.4$ \，bar，不含表面汇，和$\sim0.4 -- 1.8$ \…
2022-03-04 astro-ph.EP
Is the faint young Sun problem for Earth solved?
恒星演化模型预测，太阳光度在过去较低，在太古代（3. 8 - 2. 5 Ga）通常低20- 25%。尽管太阳变暗了，但有强有力的证据表明当时地球表面存在液态水。这个“微弱的年轻太阳问题”是古气候学中的一个基本问题，对早期地球、早期火星和系外行星的可居住性具有重要意义。根据温室气体、大气压力、云层、土地分布和地球自转速率的影响，提出了许多解决办法。在这里，我们回顾了地球的微弱年轻太阳问题，强调了早期地球大气层的最新地质和地球化学限制，以及3D全球气候模型和碳循环模型的最新结果。基于这些工作，我们认为，地球的微弱年轻太阳的问题已经基本上得到解决。未冻的太古代海洋可能是由更高浓度的二氧化碳维持的，这与最新的地质代用指标一致，可能是由于额外的变暖过程。这加强了碳循环在维持类地行星可居住性方面的预期关键作用。需要对太古代大气和三维完全耦合的大气-海洋模型进行额外的约束来验证这一结论。
2020-06-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
A systematic study of hot O production and escape from Martian atmosphere in response to enhanced EUV Irradiance from Solar Flares
本研究基于2017年9月10日太阳耀斑，系统分析了增强的极紫外辐射对火星热氧产生与逃逸的影响，发现逃逸通量随耀斑强度先增后减，且能量耗散过程在长时间尺度上对逃逸率有显著作用。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Oxygen isotope fractionation in the Martian atmosphere induced by CO$_2$ photolysis and O$_3$ formation
Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（地球生命研究所，东京科学大学）；Department of Earth and Space Sciences, University of Washington（华盛顿大学地球与空间科学系）；Department of Geophysics, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科地球物理学科）；Department of Complexity Science and Engineering, Graduate School of Frontier Sciences, The University of Tokyo（东京大学前沿科学研究生院复杂科学与工程系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家科学研究委员会）；Research Center for Advanced Science and Technology, The University of Tokyo（东京大学先进科学技术研究中心）；Department of Earth and Planetary Sciences, School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学大学理学院地球行星科学系）；Faculty of Environment and Information Studies, Keio University（庆应义塾大学环境信息学部）
研究火星大气中氧同位素分馏，通过开发含CO₂光解和O₃形成相关氧同位素分馏的一维光化学模型，发现化学分馏过程使逃逸物种重氧同位素贫化，增强氧向太空逃逸相关分馏，MMX任务或可探测。
2026-07-14 astro-ph.EP
Evolution of the solar activity over time and effects on planetary atmospheres. II. kappa^1 Ceti, an analog of the Sun when life arose on Earth
地球大气层的早期演化和生命的起源发生在地球的物理条件与现在的状态完全不同的时候。太阳辐射输入在高能光谱域中大大增强，为了详细模拟早期行星大气，需要了解太阳辐射输入。我们对邻近恒星kap^1 Cet的大气参数、演化状态和高能通量进行了研究，之前认为该恒星具有类似于早期太阳的性质。大气参数来自Fe I和Fe II的激发/电离平衡，轮廓拟合的H α和光谱能量分布。紫外辐照度来自FUSE和HST数据，绝对色球通量来自Halalpha线芯。通过仔细的光谱分析和对不同方法的比较，我们提出了kap^1 Cet的以下大气参数：Teff = 5665+/-30 K（H α剖面和能量分布），log g = 4.49+/-0.05 dex（演化和光谱）和[Fe/H] = +0.10+/-0.05 dex（Fe II谱线）。kap^1 Cet的紫外辐射特性表明，在210 ~ 300 nm之间，它的辐射通量比现在的太阳低35%左右，在170 nm处与太阳相当，在110 ~ 140 nm之间，它的辐射通量至少比太阳高2-7倍。使用几种指标可以确定kap^1 Cet的年龄在~0.4-0.8 Gyr之间，对理论HR图的分析表明质量约为1.04 Msun。因此，这颗恒星与地球上生命出现时的太阳非常相似，火星被认为已经失去了液态水的表面。光化学模型表明，增强的紫外线辐射导致的光解速率显着增加，与那些通常假设的早期地球…
2010-03-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
