Тераформування Марса

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Художня ілюстрація етапів тераформування Марса.

Тераформування Марса — це гіпотетичний процес, при якому марсіанський клімат, поверхня та відомі властивості планети мали б бути послідовно зміненими з метою зробити великі простори на поверхні Марса більш придатними для людського життя, таким чином полегшуючи колонізацію планети, а також роблячи цю колонізацію набагато більш безпечною та стійкою.

Концепція базується на припущенні, що середовище планети може бути зміненим з використанням штучних засобів. Крім того, здійсненність такого творення планетарної біосфери на Марсі ще не була визначена. Було запропоновано декілька методів, втілення окремих з яких вимагає неймовірних ресурсних та грошових витрат, а також декілька інших — таких, які зараз є технологічно досяжними.[1]

Мотивація та етика[ред.ред. код]

Майбутній приріст населення та потреби в ресурсах можуть обумовити необхідність колонізації об'єктів, відмінних від Землі, таких як Марс, Місяць та найближчі планети. Колонізація космосу полегшить людству збір енергетичних та матеріальних ресурсів, наявних у Сонячній системі.[2]

З багатьох точок зору Марс є найбільш подібним до Землі з усіх планет, які входять до Сонячної системи. Вважається,[3] що Марс колись, на ранніх етапах своєї історії, справді мав ще більш подібне середовище до того, яке існує на сучасній Землі, мав густішу атмосферу та багато води, яку втратив за період у декілька сотень мільйонів років. Маючи за основу подібність та близькість «Червоної планети» до Землі, Марс може виявитись найбільш доцільним та ефективним об'єктом для тераформування з-поміж всіх космічних тіл у Сонячній системі.

До етичної проблематики належить небезпека потенційного витіснення місцевих марсіанських форм життя земними, якщо такі форми життя, хоч би й мікробні, таки справді існують.

Перешкоди та обмеження[ред.ред. код]

Марсіанське середовище створює декілька значних перешкод, які треба подолати для успішності тераформування, до того ж, масштаби тераформування можуть бути обмеженими певними ключовими факторами середовища.

Слабка гравітація[ред.ред. код]

Див. також: Невагомість

Поверхнева гравітація на Марсі становить 38% від земної. Невідомо, чи цього достатньо для того, аби запобігти виникненню проблем зі здоров'ям людей, які можуть бути пов'язані з невагомістю.[4]

До того ж, слабка гравітація (а тому низька друга космічна швидкість) Марса, можуть значно ускладнити утримування атмосфери навколо планети, якщо порівнювати її із масивнішою Землею чи Венерою.[5] Як Земля, так і Венера, здатні утримувати густі атмосфери, незважаючи на те, що вони піддаються більш інтенсивному сонячному вітру, який, як вважається, здатен руйнувати газові оболонки планет. Тому можуть виявитись необхідними постійні робочі джерела атмосферних газів на Марсі для того, аби протягом тривалого часу утримувати достатню густину атмосфери, необхідну для нормальної життєдіяльності людей.

Протистояння впливу космічної погоди[ред.ред. код]

У Марса відсутня магнітосфера, що створює додаткові перешкоди, пов'язані із потребою пом'якшення впливу сонячної радіації та утримування атмосфери. Вважається, що поля, виявлені на Марсі, є залишками магнітосфери, яка була зруйнована в ранні періоди існування планети.

Брак магнітосфери вважається однією з причин того, що атмосфера Марса настільки розріджена. Марсіанськими орбітальними апаратами було виявлено викидання марсіанських атмосферних атомів, яке відбувається під впливом сонячного вітру. Тим не менш, спостереження Венери чітко демонструють, що брак магнітосфери не унеможливлює існування густої атмосфери на планеті.

Земля рясніє молекулами води, оскільки її іоносфера пронизується магнітосферою. Іони водню, присутні в іоносфері, рухаються дуже швидко, зважаючи на їх малу масу, але вони не можуть дістатися відкритого космосу, оскільки траєкторія їх руху відхиляється під впливом магнітного поля Землі. Венера, натомість, має густу атмосферу, але лише незначні сліди водяної пари (20 ppm) тому, що не має магнітного поля. Марсіанська атмосфера теж втрачає воду, яка легко пробивається у відкритий космос. На Землі додатковий захист від руйнації атмосфери забезпечує озоновий шар. Ультрафіолетове випромінювання блокується ще до того, як йому може вдатися розщепити воду на водень та кисень. Оскільки дуже мала кількість водних випарів дістається тропосфери, а озоновий шар міститься у верхній частині стратосфери, дуже мала кількість молекул води розщеплюється на водень та кисень.

Магнітне поле Землі становить 31 мкТл. Марс потребував би такої ж інтенсивності магнітного поля, аби в той же спосіб нівелювати вплив сонячного вітру попри більш віддалене розташування відносно Сонця, якщо порівнювати із розташуванням Землі. На сьогодні не існує технологій для нарощування магнітного поля в планетарному масштабі.

Важливість магнітосфери була піддана сумніву. В минулому на Землі часто бували періоди, протягом яких магнітосфера змінювала напрямок,[6] однак життя продовжувало існувати навіть після цього. Густа атмосфера, така як на Землі, могла б також забезпечити захист від сонячної радіації навіть за відсутності магнітосфери.[7]

Переваги[ред.ред. код]

Див. також: Атмосфера Марса
Гіпотетично тераформований Марс

Як вважають сучасні теоретики, Марс існує на дальньому краю зони, придатної для життя — регіону Сонячної системи, де ще могло б розвинутись та існувати життя. Марс знаходиться на межі регіону, відомого як розширена зона, придатна для життя, де парникові гази могли б підтримати існування води в рідкому стані на поверхні, за наявності необхідного атмосферного тиску. Тому Марс має потенціал для підтримування гідросфери та біосфери.[8]

Брак як магнітного поля, так і геологічної активності на Марсі можуть бути результатом порівняно малого розміру планети, що дозволило її внутрішнім шарам охолонути набагато швидше, ніж це відбувається на Землі, проте окремі деталі цього процесу все ще залишаються незрозумілими.

Було висловлено припущення, що Марс колись, на ранніх етапах свого розвитку, мав середовище, порівняно подібне до того, яке є зараз на Землі.[9] Хоча й існують свідчення про те, що рідка вода колись існувала на марсіанській поверхні, зараз вона існує в основному лише на полюсах, одразу ж під поверхнею планети, у вигляді багаторічної мерзлоти. 26 вересня 2013 року науковці NASA повідомили, що марсохід «К'юріосіті» виявив на Марсі багаті, легко доступні запаси води (масова частка від 1.5 до 3%) у зразках ґрунту, взятих в районі Rocknest, Aeolis Palus, у кратері Ґейл.[10][11][12][13][14]

Ґрунт та атмосфера Марса містять чимало елементів, найнеобхідніших для життя (сірка, азот, кисень, водень, фосфор тощо).[15]

Великі поклади водяного льоду існують під поверхнею Марса, а також на поверхні на полюсах планети, де він змішаний із сухим льодом, замороженим CO2. Значні запаси води зберігаються на південному полюсі Марса, яка, якби стопилася, теоретично могла б утворити глобальний планетарний океан глибиною 11 метрів.[16] Замерзлий двоокис вуглецю (CO2) на полюсах сублімується в атмосферу в період марсіанського літа, а невеликі залишки води поблизу поверхні змітаються з полюсів потоками вітру, швидкість яких досягає в середньому 40 км/год. В ході сезонних природних явищ значна кількість пилу та водяної пари транспортуються в атмосферу планети, в результаті чого стає можливим утворення перистих хмар, подібних до земних.[17]

Більшість всього кисню в атмосфері Марса міститься у формі двоокису вуглецю (CO2), який є основним компонентом атмосфери. Молекулярний оксиген (O2) існує лише у залишкових кількостях. Значні запаси елементального оксигену також трапляються у оксидах металів на поверхні Марса, а також у ґрунті, у формі пер-нітратів.[18] Аналіз зразків ґрунту, взятих космічним апаратом «Фенікс» виявив наявність перхлоратів, які використовувались для відокремлення оксигену в хімічному генераторі оксигену.[19] Міг би бути застосований електроліз для перетворення води на оксиген та гідроген, якби було достатньо рідкої води та електроенергії.[20]

Запропоновані методи та стратегії[ред.ред. код]

Порівняння сухої атмосфери
Марс Земля
Тиск 0.6 кПа 101.3 кПа
Діоксид вуглецю (CO2) 96.0% 0.04%
Аргон (Ar) 2.1% 0.93%
Азот (N2) 1.9% 78.08%
Оксиген (O2) 0.145% 20.94%
Художня ілюстрація тераформованого Марса (центрована на марсіанському регіоні Тарсис)
Художня ілюстрація тераформованого Марса. Цей варіант приблизно відцентрований на головному меридіані та 30° північної широти, а також на гіпотетичному океані із рівнем моря, який міститься на висоті приблизно два кілометри нижче середньої висоти поверхні планети. Океан вкриває водою ті місця на Марсі, які відомі сьогодні як Vastitas Borealis, Acidalia Planitia, Chryse Planitia, та Xanthe Terra; Видимі ділянки суші — це Tempe Terra зліва, Aonia Terra внизу, Terra Meridiani справа внизу, та Arabia Terra справа вгорі. Річки, які наповнюють океан справа внизу — розташовані в районі сучасних рівнин Valles Marineris та Ares Vallis, а велике озеро внизу справа — міститься в місцевості, сьогодні відомій як Aram Chaos.

Процес тераформування Марса спровокував би три взаємопов'язані зміни: розбудову атмосфери, збереження тепла у ній, а також уникнення відтоку атмосферних частинок у відкритий космос. Атмосфера Марса порівняно розріджена, і має дуже низький поверхневий тиск. Оскільки вона складається в основному із CO2 — відомого парникового газу, — то як тільки температура на поверхні Марса почне підвищуватись, вуглекислий газ може допомогти у збереженні термальної енергії поблизу поверхні. Більш того, разом із нагріванням планети, в атмосферу потрапить ще більше CO2 в результаті танення замерзлих покладів цього газу на полюсах, тим самим посилиться парниковий ефект. Це означає, що такі два процеси розбудови та нагрівання атмосфери будуть взаємодоповнювальними, а тому сприятимуть тераформуванню.

Гігантські потоки повітря, створювані рухом газів в атмосфері, можуть провокувати масштабні, потужні пилові бурі, які теж сприятимуть нагріванню атмосфери (шляхом поглинання сонячного випромінювання).

Сублімація двоокису вуглецю[ред.ред. код]

На сьогодні на марсіанському південному полюсі, а також у складі реголіту (ґрунту) на Марсі є достатньо двоокису вуглецю (CO2), який, якби був сублімований у газову форму в результаті підвищення температури на планеті всього на декілька градусів, спромігся би підвищити атмосферний тиск на 30 кПа,[21] що відповідало б тиску на висоті вершини Евересту, де атмосферний тиск становить 33.7 кПа. І хоча люди не змогли б дихати таким повітрям, сам атмосферний тиск був би вищим за межу Армстронга, а тому теперішня потреба у костюмах із регуляцією тиску стала б нерелевантною. Фітопланктон також спромігся би перетворювати розчинений CO2 в кисень, що є дуже важливим, оскільки, за законом Генрі, низька температура на Марсі призведе до високого значення відношення розчиненого CO2 до атмосферного CO2 у затопленому північному басейні.

Імпортування аміаку[ред.ред. код]

Інший хитромудрий метод полягає у використанні аміаку як потужного парникового газу. Існує ймовірність, що велика його кількість існує в замороженому вигляді на карликових планетах, які рухаються по власних орбітах у віддалених областях Сонячної системи. Можливо, буде знайдений спосіб транспортування цих планетоїдів та введення їх в атмосферу Марса.[22] Оскільки аміак (NH3) за масою складається в основному з азоту, він зможе також забезпечити наявність буферного газу в атмосфері. Підтримувані, не надто руйнівні падіння космічних тіл на Марс посприяють підвищенню температури та маси атмосфери.

Потреба в наявності буферного газу є перешкодою, яку доведеться долати будь-яким потенційним будівникам атмосфери. На Землі азот є основним атмосферним компонентом, оскільки він складає аж до 78% атмосфери. Марс потребуватиме подібного компоненту, який працював би як буферний газ, хоча й не обов'язково в такому самому кількісному відношенні. Отримання необхідної кількості азоту, аргону чи будь-якого іншого порівняно інертного газу є досить складним.

Імпортування вуглеводнів[ред.ред. код]

Іншим методом формування марсіанської атмосфери могло б стати імпортування метану або інших вуглеводнів,[23][24] які є досить поширеними в атмосфері Титана (та на його поверхні). Метан міг би бути введений в атмосферу Марса, де він послужив би для підсилення парникового ефекту.

Метан (або інші вуглеводні) могли б посприяти у підвищенні атмосферного тиску. Ці гази також можуть бути використані для виробництва води та CO2 для марсіанської атмосфери:

CH4 + 4 Fe2O3CO2 + 2 H2O + 8 FeO

Ця реакція могла б бути ініційована під впливом теплової енергії або марсіанського сонячного ультрафіолетового опромінення. Значні кількості продуктів, які утворюються в результаті такої реакції (CO2 та вода) необхідні для фотосинтезу, який мав би стати наступним етапом тераформування.

Імпортування водню[ред.ред. код]

Розглядається також імпортування водню, необхідного для трансформації атмосфери та гідросфери Марса.[25] Так, водень міг би продукувати хімічні реації із оксидом заліза(III), який міститься у марсіанському ґрунті, в результаті чого утворювалася б вода:

H2 + Fe2O3H2O + 2FeO

Залежно від рівня діоксиду вуглецю в атмосфері, імпортування гідрогену та реакції за його участю утворювали б теплову енергію, воду та графіт внаслідок реакції Боша. Натомість, взаємодія водню із діоксидом вуглецю через реакцію Сабатьє спричинилася б до утворення метану та води.

Використання фторовмісних сполук[ред.ред. код]

Оскільки для підтримування життя людської популяції потрібна довготривала стабільність клімату, було запропоноване використання особливо потужних фторовмісних парникових газів, які, можливо, включатимуть гексафторид сірки чи галокарбони, такі як хлорофторовуглець (CFC) та перфторовуглець (PFC).[26] Ці гази є найбільш ймовірними кандидатами на штучне введення у марсіанську атмосферу, оскільки вони мають значний вплив як парникові гази, в кілька разів сильніший, аніж CO2. Таке введення може бути виконане із залученням порівняно малих коштів шляхом відправлення ракет, навантажених стисненим CFC-газом, пунктом призначення для яких було б зіткнення із поверхнею Марса.[18] Коли б ці ракети розбивалися об поверхню планети, вони б випускали свій вантаж у атмосферу. Постійний наплив таких «CFC-ракет» мав би підтримуватися протягом трохи більше ніж десятиліття, перш ніж атмосфера Марса зазнає хімічних змін і стане теплішою.

Для того, аби сублімувати на південному полюсі льодовики із CO2, потрібна була б наявність приблизно 0.3 мікробар CFC-газів у атмосфері Марса. Така кількість є еквівалентною масі приблизно у 39 мільйонів метричних тонн. І така кількість є втричі більшою, аніж загальна кількість хлорофторовуглецю, який був вироблений на Землі починаючи з 1972 й закінчуючи 1992 роком (коли виробництво CFC було заборонене в результаті підписання міжнародного договору). Мінералогічні дослідження Марса дозволяють стверджувати, що елементарний фтор присутній у загальній хімічній композиції Марса в кількості 32 ppm від маси, тоді як для Землі відповідна цифра становить 19.4 ppm.[26]

Пропозиція видобувати фторовмісні мінерали як джерело CFC- та PFC-газів підтримується тим переконанням, що, оскільки наявність на Марсі цих мінералів, передбачається, повинна бути такою ж, як і на Землі, такий процес видобутку зміг би підтримати виробництво необхідної кількості оптимальних сполук, необхідних для створення парникового ефекту (CF3SCF3, CF3OCF2OCF3, CF3SCF2SCF3, CF3OCF2NFCF3, C12F27N). А це, в свою чергу, дозволить утримувати температуру на Марсі на «комфортному» рівні. В теорії це могло б стати одним із шляхів утримування атмосфери, подібної до Земної, за умови, що така буде сформована на Марсі з використанням інших методів.[26]

Використання орбітальних дзеркал[ред.ред. код]

Дзеркала, виготовлені із тонкої алюмінізованої термопластикової плівки можуть бути розміщені на навколомарсіанській орбіті для підвищення загального рівня інсоляції планети.[1] Таким чином можна було б спрямовувати сонячне світло на поверхню Марса, тим самим напряму збільшуючи температуру повітря при поверхні планети. Таке дзеркало могло б бути розташоване як статит, використовуючи свій потенціал сонячного вітрила для підтримування нерухомої позиції на орбіті відносно Марса — поблизу полюсів, аби сублімувати наявні на них льодові покриви із замерзлого CO2, тим самим роблячи внесок і в нагрівання атмосфери через підсилення парникового ефекту.

Послаблення альбедо[ред.ред. код]

Послаблення альбедо марсіанської поверхні зробило б використання отримуваного нею сонячного світла більш ефективним.[27] Таку дію можна виконати шляхом розповсюдження по поверхні Марса темного пилу із його супутників — Фобоса та Деймоса, які належать до найчорніших тіл Сонячної системи. Альтернативним способом послаблення альбедо могло б також стати розповсюдження темних екстремофільних мікробних форм життя, таких як лишайники, водорості та бактерії. Тоді поверхня вбирала б більше сонячного світла, тим самим сприяючи нагріванню атмосфери.

І якби дійсно вдалося запровадити на планеті ріст і розмноження водоростей та іншого рослинного зеленого життя, це робило б незначний внесок і в розповсюдження кисню в атмосфері, однак цього було б недостатньо для того, аби люди могли дихати. Процес перетворення хімічних елементів для утворення кисню значною мірою залежить від наявності води. CO2 зазвичай трансформується у вуглеводні.[28] 26 квітня 2012 року науковці повідомили, що у лабораторії симуляцій середовища (Mars Simulation Laboratory), якою опікується Німецький аерокосмічний центр, в результаті експерименту вдалося виявити лишайник, який зміг вижити і навіть проявив неабиякі здібності до адаптації в плані фотосинтетичної активності за період симуляції марсіанського середовища, який тривав 34 дні.[29][30]

Бомбардування астероїдами[ред.ред. код]

Інший спосіб підвищення температури полягає у спрямовуванні невеликих астероїдів на поверхню Марса. Це може бути виконано шляхом використання розміщених у космосі лазерів, які коригували б траєкторії астероїдів, або ж котримсь із інших методів, запропонованих для вирішення проблеми захисту Землі від астероїдів. Енергія зіткнення у цьому випадку працювала б як джерело тепла. Цього тепла, можливо, було б достатньо для сублімації CO2, а також, якщо на цій стадії процесу тераформування буде присутня вода в рідкому стані, енергія, яка виділяється при падінні астероїда, могла б перетворити її на водяну пару, яка теж є різновидом парникового газу. Астероїди також можна було б підбирати за їх хімічним складом — наприклад, якщо обирати астероїди з високим вмістом аміаку, то в результаті падіння аміак вивільниться і потрапить в атмосферу у вигляді ще одного додаткового парникового газу. В марсіанському ґрунті на той час можуть бути сформовані поклади нітратів,[21] і потрапляння астероїдів у місцевості із цими покладами може вивільнювати додаткову кількість азоту та оксигену в атмосферу.

Термодинаміка тераформування[ред.ред. код]

Загальний об'єм енергії, необхідної для сублімації CO2 у льодовій шапці південного полюса, моделюється дослідниками Зубріном та Мак-Кеєм.[1] Для того, аби запустити довготривалий парниковий ефект, необхідно підвищити температуру на полюсах на чотири кельвіни. Якщо для цього застосовувати орбітальні дзеркала, було б необхідно 120 МВте-років для виготовлення дзеркал, достатньо великих для того, аби випарувати полярні шапки. Цей метод вважається найефективнішим з-поміж усіх, однак водночас є найменш практичним. Якщо ж використовувати потужні галовуглецеві парникові гази, було б необхідно близько 1000 МВте-років для досягнення такого ж нагрівання. І якщо цей метод видається неефективним у порівнянні із використанням космічним дзеркал, він, однак, вважається найбільш практичним. При застосуванні методу бомбардування астероїдами, необхідно було б приблизно чотири аміаковмісних астероїди масою близько 10 мільярдів тонн кожен — для запуску безперервного парникового ефекту, який мав би спричинитися до восьмиградусного підвищення температури.

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б в (англ.)Robert M. Zubrin (Pioneer Astronautics), Christopher P. McKay. NASA Ames Research Center (1993?). «Technological Requirements for Terraforming Mars». 
  2. (англ.)Savage, Marshall T. (1994). «The Millennial Project: Colonizing the Galaxy in Eight Easy Steps». Little, Brown and Company (Amazon.com). ASIN 0316771635. Процитовано 28-09-2013. 
  3. (англ.)Wall, Mike (08-04-2013). «Most of Mars' Atmosphere Is Lost in Space». Space.com. Процитовано 09-04-2013. 
  4. (англ.)«Gravity Hurts (so Good)». NASA. 2001. 
  5. (англ.)Lundin Rickard, Stanislav Barabash Evolution of the Martian atmosphere and hydrosphere: Solar wind erosion studied by ASPERA-3 on Mars Express // Planetary and Space Science, 52 (2004) (11) С. 1059–71. — DOI:10.1016/j.pss.2004.07.020. Процитовано 03-05-2013.
  6. (англ.)Phillips, Tony (29-12-2003). «Earth's Inconstant Magnetic Field». Science@Nasa. Процитовано 17-03-2012. 
  7. (англ.)«Four questions about Magnetic Reversals». 
  8. (англ.)«NASA's Mars Exploration Program's Science Theme». 
  9. Dr. Tony Phillips (21-11-2008). «Solar Wind Rips Up Martian Atmosphere». NASA. 
  10. (англ.)Lieberman, Josh (26-09-2013). «Mars Water Found: Curiosity Rover Uncovers 'Abundant, Easily Accessible' Water In Martian Soil». iSciencetimes. Процитовано 26-09-2013. 
  11. (англ.)Leshin, L. A. et al Volatile, Isotope, and Organic Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover // Science (journal), 341 (September 27, 2013). — DOI:10.1126/science.1238937. Процитовано 26-09-2013.
  12. (англ.)Grotzinger John Introduction To Special Issue: Analysis of Surface Materials by the Curiosity Mars Rover // Science (journal), 341 (26-09-2013). — DOI:10.1126/science.1244258. Процитовано 27-09-2013.
  13. (англ.)Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Webster, Guy; Martialay, Mary (26-09-2013). «Curiosity's SAM Instrument Finds Water and More in Surface Sample». NASA. Процитовано 27-09-2013. 
  14. (англ.)Webster, Guy; Brown, Dwayne (26-09-2013). «Science Gains From Diverse Landing Area of Curiosity». NASA. Процитовано 27-09-2013. 
  15. (англ.)«NASA Rover Finds Conditions Once Suited for Ancient Life on Mars». NASA. 12-03-2013. 
  16. R.C. Radar Probes Frozen Water at Martian Pole // Science News, 171 (March 2007) (13). — DOI:10.1002/scin.2007.5591711315.(необхідна підписка)
  17. (англ.)«Clouds Move Across Mars Horizon». NASA. 
  18. а б (англ.)Lovelock, James; Allaby, James (1984). The Greening of Mars. St. Martin's Press. ISBN 9780312350246. 
  19. (англ.)Hecht et al. «Detection of Perchlorate and the Soluble Chemistry of Martian Soil at the Phoenix Lander Site». Science Magazine. Процитовано 13-01-2014. 
  20. (англ.)«Nuclear-powered co-electrolysis for Mars combined life support and methanol production» (PDF). 
  21. а б (англ.)USA. «Mars -- Making the New Earth: Living on Mars». National Geographic. Процитовано 2011-08-20. 
  22. (англ.)Dandridge M. Cole; Donald William Cox (1964). Islands in Space: The Challenge of the Planetoids. Chilton Books. с. 126–127. 
  23. (англ.)Mat Conway (2007-02-27). «Now We're There: Terraforming Mars». Aboutmyplanet.com. Процитовано 2011-08-20. 
  24. (англ.)«Terraforming - Can we create a habitable planet?». 
  25. (англ.) «Mars Atmospheric Resources». Johnson Space Center. 28-09-1998. 
  26. а б в (англ.) Keeping Mars warm with new super greenhouse gases // Proceedings of the National Academy of Sciences, 98 (2001) (5) С. 2154–2157. — DOI:10.1073/pnas.051511598.
  27. (англ.)Peter Ahrens. «The Terraformation of Worlds» (PDF). Nexial Quest. Процитовано 2007-10-18. 
  28. (англ.)«Plants Don’t Convert CO2 into O2». 
  29. (англ.)Baldwin, Emily (26-04-2012). «Lichen survives harsh Mars environment». Skymania. Процитовано 27-04-2012. 
  30. (англ.)de Vera, J.-P.; Kohler, Ulrich (26-04-2012). «The adaptation potential of extremophiles to Martian surface conditions and its implication for the habitability of Mars». European Geosciences Union. Процитовано 27-04-2012. 

Посилання[ред.ред. код]