3D Global Climate Simulations of Synthetic Mars Warming
University Observatory Munich, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians University of Munich（慕尼黑大学物理学院天文台）
本研究利用Generic Planetary Climate Model，通过三维全球气候模拟，探究单次注入辐射活性铝纳米颗粒替代自然尘埃能否克服火星希腊盆地冰-反照率冷却，触发自维持水汽温室效应。
2026-10-20 astro-ph.EP
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
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
H$_2$O$_2$-induced Greenhouse Warming on Oxidized Early Mars
在火星早期的氧化环境中存在液态水，这是由最近的火星探索中发现的富锰岩石推断出来的。富锰岩石所暗示的氧化气氛基本上由CO $_2$和H $_2$ O组成，没有任何还原的温室气体，如H $_2$和CH $_4$。然而，到目前为止，人们一直认为，如果没有减少温室气体的存在，早期的火星不可能足够温暖，以维持液态水的存在。在这里，我们提出H $_2$ O $_2$可能是负责加热氧化早期火星表面的气体。我们的一维大气模型表明，只有1 ppm的H $_2$ O $_2$就足以使行星表面变暖，因为它对远红外波长有很强的吸收，其中对于压力为3 bar的CO $_2$大气，地面温度可能达到273 K以上。由于在缓慢凝结条件下的快速光化学生成，潮湿和氧化的大气层预计将在其高层大气中保持足够量的H $_2$ O $_2$气体。我们的研究结果表明，在氧化的早期火星上可能保持着温暖潮湿的环境，从而表明其古老的大气氧化还原状态和可能的水环境之间可能存在联系。
2020-12-22 astro-ph.EP physics.ao-ph
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
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
Changing spatial distribution of water flow charts major change in Mars' greenhouse effect
早期的火星有河流，但火星从湿润到干燥转变的原因仍然未知。火星过去的气候可以利用气候敏感地貌的空间分布来探测。我们分析了全球水力地貌数据库，并确定了河流空间分布随时间的变化。这些变化简单地解释了由全球气候模式模拟的集合驱动的简化的融水模式的比较，作为$\gtrsim$ 10 K全球冷却的结果，从全球平均地面温度（T）$\ge$ 268 K到T $\sim$ 258 K，由于较弱的温室效应。换句话说，早期火星上形成河流的气候首先是温暖潮湿的，然后是寒冷潮湿的。令人惊讶的是，在我们的全球气候模式模拟集合中对温室效应的分析表明，这种转变主要是由非CO2辐射强迫减弱驱动的，而不是CO2辐射强迫的变化。
2022-05-31 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Testing the Early Mars H2-CO2 Greenhouse Hypothesis with a 1-D Photochemical Model
Ramirez等人（2014年）最近的一项研究表明，大气中含有1.3-4 bar的CO2和H2O，以及5-20%的H2，可以将早期火星的平均年和全球地面温度提高到水的冰点以上。如此温暖的温度似乎是产生降雨（或降雪）量所必需的，这些降雨（或降雪）量是雕刻古代火星山谷所必需的。在这里，我们使用我们最好的估计早期火星放气率，随着1-D光化学模型，以评估CO，CH 4和H2S的转换效率，CO2，SO2和H2。我们的释气估计假设火星在其地壳和内部之间积极地回收挥发物，就像今天的地球一样。还考虑了蛇纹石化和带状铁形成物沉积产生的H2。在这些假设下，维持约1-2%体积的H2浓度是可实现的，但达到5% H2需要额外的H2源或将氢逃逸速率减慢到低于扩散极限。如果火星早期的大气确实富含氢气，我们也许可以在岩石记录中找到证据。这里提出的假设与Curriculum Rover的新数据一致，这些数据显示了在Mt附近的Gale Crater中存在长寿湖泊的证据。点整打这也与测量的火星陨石的氧逸度相一致，这表明随着时间的推移，地幔氧化的证据。
2015-07-09 astro-ph.EP
Atmospheric dynamics of IR-active particles released from Mars' surface
Aeolis Research（埃俄利斯研究）；Northwestern University（西北大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Yale University（耶鲁大学）；University of Central Florida（中佛罗里达大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；MIT Haystack Observatory（麻省理工学院海斯塔克天文台）；European Center for Medium-Range Weather Forecasts（欧洲中期天气预报中心）；Universidade Federal do Paraná（巴拉那联邦大学）
研究通过火星大气模型探讨了红外活性颗粒释放对火星加热的影响，发现辐射-动力反馈机制在加热和区域扩散中起关键作用。
2026-03-04 astro-ph.EP physics.geo-ph
Hot Hydrogen Climates near the inner edge of the Habitable Zone
年轻的类地行星可以捕获或释放富含氢气的大气层，其中含有数十至数百巴的氢气，这些氢气可以持续1亿年或更长时间。虽然地球和类地系外行星上最早的可居住条件可能是在大气层仍然由H2主导的时候出现的，但对H2的气候影响仍然知之甚少。先前的研究表明，H2在宜居带的外缘诱导强烈的温室效应。在这里，我们使用一个一维辐射对流模式表明，H2也导致强烈的变暖附近的内边缘的宜居带。然而，与H2在外缘的温室效应不同，它在内缘附近的效应是由热力学驱动的：H2的大的热尺度高度允许大气储存比纯H2O大气或具有重背景气体（如N2或CO2）的大气更多的水蒸气，从而放大了H2O的温室效应。使用理想化的灰色计算，然后，我们提出了一个一般性的论点，不同的背景气体如何影响内边缘的宜居带。H2因其诱导新的“蛋奶酥”气候的能力而脱颖而出，这进一步支持了其变暖效应。我们的研究结果表明，如果靠近宜居带内边缘的行星上最早的条件是富含H2，那么它们可能也很热：1 bar的H2足以将地面温度提高到340 K以上，50 bar的H2足以将地面温度提高到450 K以上。
2019-07-30 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
Analytical Models of Exoplanetary Atmospheres. V. Non-gray Thermal Structure with Coherent Scattering
我们应用栅栏处理来模拟谱线对辐照大气热结构的影响。这些线可能是由于纯粹的吸收过程、纯粹的相干散射过程或吸收和散射的某种组合。如果这些谱线是纯粹的吸收过程，那么大气的表面层会更冷，而如果这些谱线是纯粹的相干各向同性散射，那么这种表面冷却就完全不存在。这些线条也导致了更深层次的气氛升温。然而，较深层的变暖与谱线形成的性质无关。考虑到短波和长波连续谱中的相干各向同性散射，在大气范围内产生了反温室变冷和温室变暖。相干各向同性散射线和连续的影响，在串联操作，以确定所产生的辐射大气的热结构。
2018-03-01 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
A research roadmap for assessing the feasibility of warming Mars
University of Chicago（芝加哥大学）；Astera Institute（Astera研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；MIT Haystack Observatory（麻省理工学院海斯塔克天文台）；JPL-Caltech（加州理工学院喷气推进实验室）；Harvard University（哈佛大学）；Northwestern University（西北大学）；Stanford University（斯坦福大学）；University of Florida, Gainesville（佛罗里达大学盖恩斯维尔分校）；Aeolis Research（Aeolis研究）；Pioneer Labs（先锋实验室）；Terraform Industries（地球化工业）；University of Central Florida（中佛罗里达大学）；Weill Cornell Medicine（威尔康奈尔医学院）；Breakthrough Initiatives（突破计划）；SynBioBeta；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本文提出通过三种互补方法评估加热火星的可行性，包括固态温室膜、轨道反射器和增强自然温室效应，同时讨论地球测试和潜在风险。
2026-04-02 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
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
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
The Runaway Greenhouse: implications for future climate change, geoengineering and planetary atmospheres
最终的气候紧急情况是“失控的温室”：炎热和富含水蒸气的大气层限制了热辐射向太空的排放，导致失控的变暖。只有当地表温度达到1400 K左右并发出近红外线辐射时，变暖才会停止，因为水不是一种好的温室气体。这将蒸发整个海洋并消灭所有行星生命。金星在过去经历了失控的温室效应，我们预计随着太阳光度的增加，地球将在大约20亿年内失控。但是，我们目前改变气候的活动是否会过早地带来这样一场灾难？在这里，我们回顾一下关于失控温室的已知信息来回答这个问题，描述了向外辐射的各种限制以及气候将如何在这些限制之间演变。好消息是，几乎所有的证据都使我们相信，即使在原则上，通过向大气中添加二氧化碳等不可冷凝的温室气体来引发完全失控的温室效应也是不可能的。然而，我们对高温和蒸汽大气的动力学、热力学、辐射传输和云物理学的理解还很薄弱。因此，我们不能完全排除人类行为可能导致过渡的可能性，如果不是完全失控，那么至少是比现在更温暖的气候状态。高气候敏感性可能会提供一个警告。如果我们，或者更有可能是我们遥远的后代，受到失控的温室的威胁，那么反射阳光的地球工程可能是生命的唯一希望。... [2句子削减，以满足arXiv字符限制].失控的温室效应在行星科学和天体生物学中也仍然相关：随着太阳系外行星更小，更接近它们的恒星，一些行星将处于失控的温室效应状态。
2012-01-08 astro-ph.EP physics.ao-ph
Modelling the long-term impacts of artificial warming on the Martian water cycle and surface ice distribution
Astera Institute（阿斯特拉研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
研究通过模型分析人工升温对火星水循环和冰分布的影响，指出升温后大气水蒸气增加，云反馈效应导致温度变化，但需更多数据支持可行性。
2026-03-02 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Increased insolation threshold for runaway greenhouse processes on Earth like planets
由于太阳的光度随着地质时间的推移而增加，地球气候预计会变暖，增加水分蒸发，这反过来又增强了大气温室效应。超过一定的临界日照，这种不稳定的温室效应反馈可以“失控”，直到所有的海洋蒸发。通过平流层湿度的增加，变暖也可能导致海洋在温室效应失控之前逃逸到太空。然而，这些过程的临界日射阈值仍然不确定，因为迄今为止，它们都是用一维模型进行评估的，这些模型不能解释动力学和云反馈效应，而动力学和云反馈效应是地球气候的关键稳定特征。在这里，我们使用一个三维全球气候模型来显示失控温室的阈值约为375 W/m $^2$，明显高于以前的想法。我们的模型是专门开发的，以量化类地行星在炎热和极端潮湿的大气中增加日照的气候反应。与以前的研究相比，我们发现，云有一个不稳定的反馈对长期变暖。然而，下沉，不饱和区所创造的哈德利环流有一个稳定的效果，是强大到足以推迟失控的温室极限，以更高的日照比从一维模型推断。此外，由于波长依赖的辐射效应，平流层仍然寒冷干燥，足以阻碍大气水分逃逸，即使是在大通量的情况下。这对金星早期的水历史有很强的影响，并扩大了其他恒星周围的宜居带的大小。
2013-12-11 astro-ph.EP physics.ao-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
Inverted Channel Belts and Floodplain Clays to the East of Tempe Terra, Mars: Implications for Persistent Fluvial Activity on Early Mars
火星早期的气候是尚未解决的主要问题之一。目前还不清楚早期的火星是温暖潮湿还是寒冷冰冷。火星上的形态特征，如蜿蜒的山脊，可以为解决这一问题提供关键的限制。在这里，我们调查了火星坦佩Terra东部的几个蜿蜒的山脊，发现它们可能记录了早期火星上持续的河流活动。我们的分析表明，这些山脊可能代表了在重要的地质时期内由曲流河形成的河道带和漫滩沉积的折返。层状蒙皂石矿物，沿山脊侧翼分布，可能是碎屑或自生洪泛平原粘土。我们的地层关系的解释表明，层状蒙皂石轴承材料之间的通道带沉积物，支持河漫滩的解释。我们的研究结果表明，一个持续的变暖事件已经持续了一个地质意义上的间隔（>1500年）在火星的诺亚纪时期。
2020-09-06 astro-ph.EP
Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. IV. On the scattering greenhouse effect of CO2 ice particles: Numerical radiative transfer studies
由于云的吸收和散射特性与波长有关，因此云对行星大气的气候有很大影响。特别是，潜在的温室效应的CO2冰云在类地太阳系外行星的大气层是特别感兴趣的，因为它可能会影响的位置，从而扩展的经典宜居带的外边界周围的主序星。通过求解辐射转移方程，研究了不同数值处理方法对CO2冰粒的辐射效应。高阶离散纵坐标方法和简单的双流方法的结果之间的比较揭示了一个潜在的散射效率的温室效应方面的大偏差。双流法高估了透射和反射的辐射，从而产生更高的散射温室效应。对于冷M型矮星的特殊情况，用高阶离散坐标方法计算，CO2冰粒没有表现出强的有效散射温室效应，而双流辐射转移方案则表现出正的净温室效应。因此，以前使用双流近似法对CO2冰云影响的研究高估了散射温室效应造成的大气变暖。因此，CO2冰粒的散射温室效应似乎不如先前估计的那么有效。在一般情况下，高阶辐射转移方法是必要的，以准确地描述CO2冰云的影响，我们的数值辐射转移研究表明。
2013-06-17 astro-ph.EP
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
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
Irradiated Atmospheres II: Interplay Between Scattering and Vertical-Mixing induced Energy Transport
本研究探讨辐照大气中散射与垂直混合的相互作用，发现其影响非线性：在中层大气增强温室或冷却效应，在低层减弱综合效应，并可能影响化学与云形成。
2025-03-25 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
Climate simulations of early Mars with estimated precipitation, runoff, and erosion rates
关于火星早期气候的争论是行星科学中最有趣的争论之一。虽然地质证据通常支持更温暖和更潮湿的气候，但气候模型很难模拟这种情况，导致一些人认为火星表面观察到的河流地质（例如山谷网络，修改景观）可能是在寒冷的气候中形成的。然而，正如我们最初使用单柱辐射-对流气候模型[Ramirez et al. 2014 a]预测的那样，早期火山活跃的火星上CO2-H2碰撞诱导吸收（CIA）导致的变暖可能使平均地面温度升高到冰点以上，后来的计算表明，这是可以实现的，氢浓度低至~ 1%。然而，这些预测应该用更复杂的模型来检验。在这里，我们使用一个先进的能量平衡模型，其中包括北部低地海洋表明，平均地面温度接近或略高于水的冰点是必要的雕刻山谷网络。我们的设想与已经提出的相对较大的海洋相一致。在随后的移除过程之前，山谷网络分布将是全球性的。在较低的平均地面温度和较小的海洋规模，降水和表面侵蚀效率减少。温暖期可能在1000万年以下，这可能表明不需要情景性变暖机制。一旦表面冰层覆盖超过CIA假设的阈值，大气崩溃和永久冰川条件就会发生。我们的研究结果支持早期温暖和半干旱气候与许多地质观测相一致。
2020-03-11 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
Analogous response of temperate terrestrial exoplanets and Earth's climate dynamics to greenhouse gas supplement
本文通过ExoCAM和CMIP6模拟对比TRAPPIST-1e与地球，发现CO2补充在非受照区域引发类似放大增温并改变全球环流，同时增加近地表稳定性、降低低气压稳定性，揭示两类行星气候动力学对温室气体补充具有一致的相对响应。
2023-07-05 astro-ph.EP physics.ao-ph
A Methane Extension to the Classical Habitable Zone
宜居带（HZ）是一个环绕恒星的区域，在那里，液态水可以存在于岩石行星的表面。传统的定义假定CO2和H2O是唯一的温室气体。在我们的太阳系中，这个经典的N2-CO2-H2O HZ的外缘延伸到近1.7 AU，超过这个范围，CO2的凝结和散射超过了它的温室效应。我们使用一个单柱辐射-对流气候模式来评估恒星温度在2，600至10，000 K（约A3至M8）之间的主序星的CH 4（10至约100，000 ppm）对经典宜居带（N2-CO2-H2O）的温室效应。假设N2-CO2-H2O大气，先前的研究表明，较冷的恒星更有效地加热类地行星。然而，我们发现，除了甲烷产生净温室效应（几十度）在行星轨道上的恒星热超过一个中K（约4500 K），而一个突出的反温室效应注意到周围的行星较冷的恒星。我们发现，10%CH4可以增加最热恒星（TEFF = 10，000 K）的经典HZ的宽度超过20%。相比之下，CH 4反温室效应可以将最冷恒星（TEFF = 2，600 K）的HZ缩小类似的百分比。我们发现，稠密的CO2-CH 4大气的外缘附近的较热的恒星可能建议居住，突出了包括二次温室气体的替代定义的HZ的重要性。我们参数化这个N2-CO2-H2O-CH 4宜居带的限制，并讨论在寻找地外生命的影响。
2018-05-08 astro-ph.EP
Fermi Resonance and the Quantum Mechanical Basis of Global Warming
该研究以第一性原理描述 CO2 的振转跃迁，揭示 $ν_1$ 与 $ν_2$ 费米共振决定其温室效应，并为地球及其他行星气候提供量子力学解释。
2024-01-26 astro-ph.EP physics.ao-ph
On the Possibility of Melting Water Ice during the Recent Past of Mars: Application to the Formation of Gullies
Sorbonne Université, Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS), École Polytechnique, École Normale Supérieure (ENS)（索邦大学、法国国家科学研究中心（CNRS）、巴黎综合理工学院、法兰西公学院）
研究通过气候模拟重新评估火星冰融化可能性，发现基于融化假说的沟壑形成机制不成立，提出季节性二氧化碳霜升华可能引发冰层暴露，但其有效性仍存疑。
2026-01-08 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
Early Mars volcanic sulfur storage in the cryosphere and formation of transient SO2-rich atmospheres during the Hesperian
在先前的论文（Chassefière等人，Icarus 223，878-891，2013），我们已经表明，释放到早期火星大气中的大多数火山硫可能以CO2-SO2包合物的形式被困在冰冻圈中。大量的硫，高达相当于~1巴大气中的SO2，将储存在诺亚冰冻圈中，然后在西方时期，由于二氧化碳压力迅速下降，大量释放到大气中。这将导致形成大型硫酸盐沉积物，主要在西方地形中观察到，而在诺亚纪没有或很少发现硫酸盐。在本文中，我们首先澄清我们以前的工作的一些方面。我们讨论了硫颗粒的较小冷却效应，甚至净变暖效应的可能性。我们指出的事实，CO2-SO2笼形物形成通过一个渐进的富集预先存在的水库CO2笼形物和讨论过程中可能涉及的缓慢形成的SO2丰富的上层冰冻圈。我们发现，在西方突然不稳定的情节可能会产生1000 ppmv的SO2在大气中，并有助于保持水的冰点以上的地面温度。
2016-02-10 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
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
Remote Life Detection Criteria, Habitable Zone Boundaries, and the Frequency of Earthlike Planets around M and Late-K Stars
恒星周围的宜居带（HZ）通常被定义为岩石行星表面可以保持液态水的区域。这一定义是恰当的，因为它考虑到了地球上存在的碳基光合作用生命的可能性，这些生命的丰度足以以一种可能被远程探测到的方式改变地球的大气层。然而，究竟需要什么样的条件才能保持液态水，这仍然是一个争论的话题。从历史上看，建模者一直局限于富含水的行星，二氧化碳和H2O是唯一重要的温室气体。最近，一些研究人员建议扩大定义，包括干旱的，“沙丘”行星的内边缘和行星捕获的H2大气的外缘，从而大大增加了HZ的宽度。这样的行星可能存在，但我们证明了0.59 AU或更小的内缘极限在物理上是不现实的。我们进一步认为，保守的HZ定义应用于设计未来的天基望远镜，但乐观的定义可能是有用的，在解释这些任务的数据。根据有效太阳通量Seff，最近重新计算的HZ边界是：最近的金星-1.78，失控温室-1.04，潮湿温室-1.01，最大温室-0.35，早期火星-0.32。基于不同的HZ定义的组合，开普勒观测到的晚K和M恒星周围潜在类地行星的频率在0.4-0.5之间。
2013-12-22 astro-ph.EP
Transient conditions for biogenesis on low-mass exoplanets with escaping hydrogen atmospheres
平衡温度低于地球的系外行星和形成后蒸发的原始氢大气应该会经历海洋可以在其表面形成的短暂时期，因为液态水可以在几千巴的压力下形成，H2-H2碰撞引起的吸收提供了显着的温室效应。过渡期的持续时间取决于行星的大小、初始H2存量和恒星类型，最长的过渡期通常发生在M类恒星周围的行星上。由于富含氢的大气中的还原化学物质很容易形成生命前化合物，这些行星上的条件可能有利于生命的出现。在这种条件下，任何新生生物的最终命运都将取决于它们适应（或改变）逐渐变冷的环境的能力。
2012-03-13 astro-ph.EP
Radiative forcings for 28 potential Archean greenhouse gases
尽管在太古代晚期日照减少，但有证据表明温暖的气候可能是由更强的温室效应维持的，即所谓的微弱年轻太阳问题（FYSP）。二氧化碳和甲烷通常被认为是这种增强的温室效应的主要成分，尽管已经提出了许多其他气体。我们提出了高精度的辐射强迫的CO2，CH 4和26其他气体，执行辐射转移计算线逐线分辨率和使用HITRAN 2012年线数据的背景压力为0.5，1，和2巴的大气N2。对于在2.8 Gyr BP（当前太阳光度的80%）下单独解析FYSP的CO2，在0.5 bar的大气N2下需要0.32 bar，在1 bar的大气N2下需要0.20 bar，或者在2 bar的大气N2下需要0.11 bar。对于CH 4，我们发现近红外吸收比以前认为的要强得多，这是由于HITRAN数据库的更新。对于0.5、1或2巴的背景压力，CH 4辐射强迫峰值为10.3、9或8.3 Wm-2，这可能限制了CH 4用于太古代变暖的效用。对于其他26种HITRAN气体，从0.1-1 ppmv的许多气体的浓度获得高达几个到10 Wm-2的辐射强迫。对于20种最强的气体，我们计算了由于重叠造成的辐射强迫的减少。我们还列出了这些气体的现代来源，汇，浓度和寿命，并总结了有关太古代来源和浓度的文献。我们建议这里提供的强迫既可以作为第一个参考，气体可能是好的温室气体，并作为一个标准的一套计算验证的辐射强迫计算的太古代。
2014-09-05 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
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
Aerosols and tides in the martian tropics during southern hemisphere spring equinox from Mars Climate Sounder data
我们分析了火星气候探测器在热带地区的温度和气溶胶数据，以研究大气潮汐及其与尘埃和水冰分布的关系。研究结果表明，在火星29-35年（MY 29-35）的南半球春分，在同一时间内，MY 29年出现了其他年份所没有的大幅度非迁移热潮。与其他年份相比，夜间温度最受干扰，在35-55公里高度处有强烈的逆温。对不同当地时间数据的分析表明，MY 29上午03：45的温度和水冰云与其他年份上午05：00的温度和水冰云更接近，这表明周日潮汐的相位向当地时间提前。这种相移，以及大幅度的非迁移热潮汐，似乎与早期的尘埃活动。在MY 29中，两次早期沙尘暴发生在热带地区的上升流附近，与哈德利环流有关，使沙尘能够被输送到更高的高度，在那里它具有更大的辐射影响。除了尘埃，水冰云也被发现影响潮汐结构。由于非迁移潮汐的相互作用，水冰云在夜间出现在两个离散的纵向区域。辐射冷却的增加导致云上下沉流的增加，导致绝热变暖的增加和逆温的加强。
2020-11-17 astro-ph.EP physics.ao-ph
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
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
Measurements and semi-empirical calculations of CO2+CH4 and CO2+H2 collision-induced absorption across a wide range of wavelengths and temperatures. Application for the prediction of early Mars surface temperature
最近出现了一种有希望的情景，使早期火星表面变暖，足以推动迄今为止在火星表面发现的山谷网络和其他古老的水特征的形成。在这里，我们提出了一系列的实验和计算，以更好地约束CO2+ CH 4和CO2+H2碰撞诱导的反射（CIA），以及它们对早期火星地面温度的预测的影响。首先，我们进行了一组新的实验测量（使用AILES线的SOLEIL同步加速器）的CO2+ CH 4和CO2+H2 CIAs。这些测量结果证实了Turbet et al. 2019，Icarus vol. 321的先前结果，同时显著降低了实验的不确定性。其次，我们将半经验模型拟合到这些CIA测量结果中，使我们能够在宽光谱域（0- 1500 cm-1）和宽温度范围（100- 600 K）内计算CO2+ CH 4和CO2+H2 CIA。最后，我们进行了1-D数值辐射对流气候计算（使用LMD通用模型），以计算预期的地面温度的表面上的早期火星的几个CO2，CH 4和H2的大气含量，考虑到这些修订后的CIA的辐射效应。这些计算表明，厚厚的CO2+H2为主的大气仍然是一个可行的解决方案，使火星表面升温到水的熔点以上，但不是CO2+ CH 4为主的大气。我们计算的CO2+ CH 4和CO2+H2 CIA光谱和预测的早期火星地面温度提供给社会供未来使用。
2020-04-08 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.atm-clus
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
Habitable Moist Atmospheres On Terrestrial Planets Near the Inner Edge Of the Habitable Zone Around M-dwarfs
位于低质量恒星和冷矮星的宜居带（HZ）中的类地行星最近受到了广泛关注，因为与G矮星周围的行星相比，它们较短的轨道周期增加了它们被发现和定性的机会。由于这些行星可能是潮汐锁定的，因此需要改进这种行星大气的3D数值模拟来指导目标选择。在这里，我们使用一个3-D气候系统模型，更新与新的水蒸气吸收系数来自HITRAN 2012数据库，研究海洋覆盖的行星在HZ的内边缘周围晚M到中K恒星（$2600$ K <= Teff <= 4500 K）。我们的研究结果表明，这些更新的水蒸气系数导致显着变暖相比，以前的研究，所以M-矮星周围的内部HZ是不接近早期的工作建议。假设背景为1 bar N2大气的行星同步旋转，我们发现Teff> 3000 K的恒星内部HZ的行星在我们的3-D气候模型中经历了经典的"温室效应"（平流层中H2O混合比> 10 - 3），其地面温度（~280 K）明显低于1-D气候模型（~340 K）。这意味着低质量恒星周围的一些行星可以同时经历水分流失并保持可居住性。然而，对于Teff <= 3000K的恒星，在内部HZ的行星可能直接过渡到失控状态，而完全绕过潮湿的温室失水。我们分析了行星的透射光谱在一个潮湿的温室制度，并发现有几个突出的H2O功能在JWST仪器范围内。因此，只依赖于标准的地球模拟光谱与24小时旋转周期周围的M-矮星的可居住性研究将错过强H2O功能，人们会期望看到同步…
2017-07-04 astro-ph.EP
3D simulations of TRAPPIST-1e with varying CO2, CH4 and haze profiles
本文利用Unified Model三维模拟潮汐锁定行星TRAPPIST-1e，研究CO2、CH4浓度及雾霾层对表面温度的影响，发现高CO2、低CH4和薄雾霾最有利于表面维持液态水。
2024-03-11 astro-ph.EP
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
