目前，火星表面的低温和高紫外线辐射水平使生命在任何地方都无法生存，除非可能在有限的地下空间。
人们已经提出了几个使火星表面更适于居住的想法，但这些想法都涉及到大规模的环境改造，在可预见的未来，这将远远超出人类的能力。在这里，我们提出了一种解决这个问题的新方法。我们表明，通过一种类似于地球大气温室效应的固态模拟物，火星表面的广大区域在未来可能适合光合生物居住。具体来说，我们通过实验和建模证明，在火星环境条件下，a 2-3 厘米厚的硅气凝胶层将同时传输足够的可见光进行光合作用，阻止有害的紫外线辐射，并将其下方的温度永久升高到水的熔点以上，而无需任何内部热源。因此，在火星表面富含冰的区域放置硅气凝胶屏障，可以使光合生命在那里生存，而随后的干预最少。这种使火星宜居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，并可以在当今地球的极端环境中进一步测试。
主要
火星表面大约需要50k的升温，才能将低至中纬度地区的年平均温度提高到液态水的熔点以上。火星目前的大气层太薄，无法显著减弱紫外线(UV)，也无法提供超过几开氏度的温室效应。然而，对火星极地二氧化碳冰帽上的黑点的观察表明，它们通过一种被称为固态温室效应的行星现象(10,11,12,13)而暂时变暖，这种现象发生在阳光被半透明的雪或冰层内部吸收的时候(14,15)。固态温室效应最强的是那些对可见光部分透明，但导热系数和红外透过率低的材料(图1)。虽然二氧化碳和水冰在火星上很常见，但它们太易挥发，无法为生命提供坚固的固态温室屏障。硅具有更有利的性质，因为它在火星表面温度下具有化学稳定性和耐火性。固体二氧化硅对可见光是透明的，但对波长小于200-400 nm的紫外线和波长大于~2 μm的红外是不透明的，这取决于杂质(如羟基)的丰度。然而，固体二氧化硅(0.8-1.6 W m−1 K−1)(参考文献16)的热导率太高，不允许强烈的升温效应。
二氧化硅气凝胶由相互连接的二氧化硅团块组成的纳米级网络组成，其体积大于97%的空气，在已知材料中具有最低的热导率(在1bar压力下为~0.02 W m−1 K−1，在火星大气压下为0.01 W m−1 K−1)17。由于这些特性，硅气凝胶在许多工程领域获得了突出的地位，包括在地球上被动式加热建筑的设计，甚至在火星探索漫游者号上，薄薄的气凝胶层被用来提供夜间隔热。因此，在火星条件下，二氧化硅气凝胶极有可能产生强烈的固态温室效应。
我们进行了实验，以证明在类似火星的日晒水平下，二氧化硅气凝胶固态温室层的升温潜力。我们的实验装置由一层硅气凝胶颗粒或瓷砖(见图2)组成，其位于低反射率的基底上，周围环绕着隔热材料(见方法)。仪器暴露在太阳模拟器的可见辐射下。入射到该层上的宽带通量用日晒计测量，温度由校准的玻璃珠热敏电阻记录。
图3显示了气凝胶颗粒层和瓦片层与100-200 W m−2范围内接收到的可见通量的实验结果。相比之下，地球的全球平均接收通量是342 W m−2，而火星是147 W m−2。可以看出，对于厚度为3厘米、通量为150 W m−2的气凝胶颗粒层，其温差超过45 K。气凝胶瓦具有较高的可见光透射率，其造成的温差高约10 K，仅在厚度为2 cm时就可达到>50 K。我们的实验结果表明，在类似火星的日晒水平下，在2-3厘米厚的硅气凝胶层下可以升温到液态水的熔点或更高。可获得的升温峰值可能更高(见方法)，因为在我们的实验设置中，热量是通过侧壁和基底热损失和对流损失的。我们还测量了气凝胶颗粒和瓦片在紫外线下的透射，发现UVA和UVB (280-400 nm)有很强的衰减，最危险的UVC (220-275 nm)辐射几乎完全衰减(图4)。
虽然提高表面温度和阻止紫外线辐射是允许生命在火星上生存的两个最关键的考虑因素，但由于大气压力、营养物可用性和灰尘沉积，还需要考虑其他限制因素。盐水可以在纯水冰点以下保持液态，这可以将温度要求降低到273℃以下 K我们在此假设20，尽管对于足够高的盐度，可居住性将仅限于嗜盐生物。火星和地球上二氧化碳分压较高有利于植物生长，但总气压较低意味着在273℃时 K或更高，硅气凝胶温室防护罩的下侧需要保持相对大气的轻微压力，以避免垂直或横向的水蒸气损失。这将对它们的结构特性提出光要求，这可能通过在硅气凝胶中穿插薄层固体透明材料或通过有机聚合物增强物21,22得到满足。大多数营养物质似乎在火星表面很容易获得，其中一些（如铁和硫）的丰度高于地球23。火星上氮气的低分压可能对不适应的陆地微生物固氮造成挑战。然而，在火星表面原位观察到的硝酸盐沉积物是氮的一个可能的替代来源24。
火星上最适合创建当地支持生命的区域的位置是那些结合了光和地表水的关键资源，同时最大限度地减少危险，如过度的尘埃沉积。在全年太阳通量高的纬度带(45°S-45°N)，有许多中纬度地点，在那里观测表明存在近地表冰25、26、27和气候模式模拟28表明灰尘积累率应该很低。图4显示了在固体温室二氧化硅气凝胶层存在下，火星地下温度演化的辐射-热耦合计算结果(Deuteronilus Mensae)。我们的模型考虑了火星日晒和气凝胶辐射传输的变化、气凝胶和风化层的热传导以及与风化层冰融化/冻结相关的潜热(见方法)。如图5所示，假设存在2.5厘米厚的气凝胶层，地下几米深处的温度足够高，使得液态水在这个位置存在数年之后遍布火星。
我们的研究结果表明，通过固态温室效应，火星表面的区域在未来可以被修改，以允许生命在那里生存，而基础设施或维护要比其他方法少得多。永久温暖地区的建立将对未来人类在火星上的活动有许多好处，也将成为天体生物学实验的根本利益所在，并可能成为促进生命探测努力的一种手段。固态温室变暖的概念也可以应用于当今地球上恶劣环境的研究，如南极洲和智利的阿塔卡马沙漠。
在未来的工作中，研究传统的硅气凝胶制造技术适应火星环境的难度将是很重要的。然而，考虑到地球上的生命能够改变其环境，考虑生物最终能在多大程度上对维持火星的可居住条件做出贡献也是很有趣的。在地球上，已经有多种生物利用二氧化硅作为建筑材料，包括六层海绵和硅藻浮游植物30,31。特别是硅藻可以长到几毫米长，产生直径约1-10纳米的无定晶硅颗粒(小于硅气凝胶网络的平均孔径)17,32，并且已经知道在其他领域的生物纳米技术应用有很高的潜力31,33。因此，未来研究是否可以通过合成生物学方法直接生产高可见光透过率、低热导率的二氧化硅层将是一件有趣的事情。如果这是可能的，结合这里描述的结果，它可能最终允许在火星上发展一个自我维持的生物圈。
由于火星有可能在近期或中期变得适于光合作用生命的居住，因此必须考虑重要的伦理和哲学问题。最明显的是，如果火星今天仍然存在生命，那么它的生存或探测可能会受到地球上微生物存在的阻碍。然而，还没有任务在火星上发现生命，所以如果它确实存在，它很可能局限于地下非常特定的区域。这里研究的方法不会导致固态温室以外的地球生命的生存，所以它不太可能对火星生命的搜索造成比人类在火星表面存在更大的风险。尽管如此，围绕着将地球上的生命转移到火星的行星保护问题是很重要的，因此，这种使火星适宜居住的方法所带来的天体生物学风险，需要仔细权衡，以权衡对火星科学和未来人类探索的好处。
方法
实验
我们的实验装置包括一个18厘米× 18厘米的可变厚度固态温室层，周围用聚苯乙烯进行隔热，太阳模拟器位于该层的上方，提供不同水平的可见辐照度(补充图1)。对于固态温室层，我们使用了二氧化硅气凝胶颗粒(半径在700 μm到4 mm之间;Lumira, Cabot气凝胶)和瓦(10厘米× 10厘米× 1厘米;大型疏水硅砖，天工厂)。在粒子实验中，整个层都充满了粒子，而在瓦片实验中，瓦片被放置在中心，其余体积都充满了粒子。可见反照率<0.01的浅堆黑色毡(原星植绒捕光材料)被放置在气凝胶层下面，以最大限度地吸收来自太阳模拟器的入射可见光辐射。
温度数据通过一系列紧凑型（0.8 毫米直径）负温度系数热敏电阻。热敏电阻相对于参考数字温度计（可追踪型号1235D30）进行校准，校准范围为0 摄氏度和100度 °C，将其悬浮在连续搅拌的水浴中，同时记录温度计读数和热敏电阻电阻。然后使用最小二乘拟合，根据公式确定电阻作为温度的函数
R = C (TT0)β
（1)
式中，R为电阻，单位为千欧姆，T为温度，单位为开尔文，T0 = 273.15 K为参考温度，C和β为校准常数。校正结果和C和β的最佳拟合值见补充图2。我们还测试了在相同温度下单个热敏电阻之间的电阻差异，发现它与感兴趣的温度范围内的其他误差源相比是最小的。热敏电阻分别连接在固态温室设备的底座、顶部和外部，并连接到一个与多路复用/ESP8266微控制器相连的分压器电路，用于数据采集。我们还使用了一个小型热成像相机(Seek热成像仪)作为对热敏电阻记录的温度数据的额外检查，并诊断在实验设置期间热通量升高的侧区和基底区。
可见照明模拟太阳通量由250 W保护脉冲启动金属卤化物灯提供。选择金属卤化物光源是因为它在大多数波长接近零空气质量(AM0)太阳光谱比其他光源(如氙弧35)更接近，成本更低，爆炸风险更低。灯被包裹在一个风扇冷却的灯箱中，灯箱的天花板是镜面的，侧壁是黑色的，以最大限度地将准直的光线传输到气凝胶层(补充图1)。在灯和实验之间放置了一个玻璃屏障，以防止灯爆炸失效。在玻璃开始显著吸收的波长(2-3 μm)以上的太阳通量的百分比大约是几个百分点，因此，在我们的结果中，防护罩对近红外辐射的吸收没有被判定为一个重要的误差来源。硅气凝胶的光学特性在可见波长范围内没有显著变化，因此，在火星表面，金属卤化物灯光谱和太阳光谱之间相对较小的差异也不是我们结果的不确定性的重要来源。灯被放置在二氧化硅气凝胶样品上方20到30厘米之间。一个实验室插孔用于调整气凝胶层和日晒计的高度，以改变接收到的辐射通量。所有的实验都进行到达到热平衡为止，热平衡是通过观察硅气凝胶层底部和顶部的温度变化率和变化值来判断的。通常，每次实验都要花费大约2小时。实验在环境压力和本底温度298±1 K下进行。
用一流的双玻璃圆顶日射仪(Hukseflux Instruments SR-11型)测量了入射到样品上的宽带可见通量。使用的SR-11模型的灵敏度为14.22 × 10−6±0.15 V / W m−2，因此有±1%的校准误差。在日晒计的技术文献中，实地观测时在赤道纬度的每小时不确定性估计为±3.1%，的价值我们声明时使用的流量测量不确定性(见补充图。3)。入射通量的空间变化是通过移动记录日射强度计跨0.15米×0.15米网格在3厘米间隔(补充图。4)。颞可变性的通量也测量和发现< 2% 2 h间隔(补充图4)紫外透射实验使用了一个紧凑的4 W双管紫外灯，在365 nm (UVA和UVB)或254 nm (UVC)范围内发出辐射峰值。对于紫外线测量(见补充表1)，我们使用校准认证的Sper Scientific UVA, UVB和UVC探测器，其引用精度为±4%。UVA和UVB检测器的峰值灵敏度范围为350 ~ 360 nm，校准点为365 nm; UVC检测器的峰值灵敏度范围为255 ~ 265 nm，校准点为254 nm。
温度误差分析
对于温差测量，我们考虑了四个来源的误差:数据采集数字化误差，分压器电阻的不确定度和校准参数C和β的误差。如果采用10位数据采集系统，数字化误差为3.3 V/210 = 3.2 mV，即3.2 mV;分压器电阻误差为1%，10 kΩ电阻误差为0.1 kΩ。C和β的误差由对数线性最小二乘拟合计算得到，如图2所示。
由式(1)和分压器方程可知，气凝胶层底部与顶部的温差为
ΔT (Vb, Va) = (Vb)−T (Va) = T0 [(R1, bVbC (V0−Vb)) 1 /β−(R1, aVaC (V0−Va)) 1 /β)
(2)
V0 = 3.3 V峰值电压,T (Va)是top-of-layer温度、T (Vb)是基础温度和Vi和R1,我分别对应的输出电压和分频器电路固定电阻位置我。我们在弗吉尼亚州传播的不确定性,R1, Vb, R1, b, C和β通过泰勒展开,假设小uncertainties37。在ΔT中得到的估计不确定性，用于产生图3中的误差条，如图5所示。
理论与数值分析
固态温室效应潜势的极端上限
固态温室效应的理想上限可以通过考虑导热系数为零的材料得出，该材料在某些截止波长λc以下完全透明，但在较长波长下吸收。在这种情况下，冷却只能通过可见光中该层底部的辐射来实现，并且基本能量平衡变得非常重要
π∫0λcBλ[T] dλ= Fb
（3)
其中λ为波长，Bλ[T]为普朗克光谱辐照度，T为基温，Fb为在层基吸收的可见辐射(波长小于λc)。给定Bλ[T]的标准定义，方程(3)可以用寻根法求解。火星每年接收到的全球平均太阳通量约为150 W m−2。设λc = 2 μm, Fb = 150 W m−2，则式(3)得T = 721 K，接近金星表面温度。将λc移到更小的值会导致更大的T值，温度逐渐趋近于太阳光谱有效黑体温度为λc→0。
固态温室层的最佳厚度
更现实的是，我们可以确定固态温室层所需的厚度，以最大限度地提高表面温度，当它的消光光学深度在可见光中不可忽略时，就像所有真实的材料一样。在这里，我们忽略了三维和基础传导效应，并假设导热系数恒定。我们还假设固体温室层有效地吸收了红外辐射，因此导热是该层热传输的主要方式。这一分析建立在先前关于雪和冰中的固态温室效应的理论研究的基础上。
如果固体温室层在可见光中有非零消光系数，则Fb将取决于总层厚度h。然后，总变暖将取决于可见光辐射衰减和该层提供的隔热之间的平衡。由热扩散方程可知，层内稳态温度梯度为39
dTdz =−Fbκ(h)
(4）
其中，κ为固体温室层导热系数，z为层高。从0到h的积分
ΔT =结核−Ta = Fb (h) hκ
（5)
其中Tb和Ta分别是层底和层顶的温度。为了求峰值温差作为h的函数，我们求导得到
dΔTdh = Fb (h) hκ+ Fbκ(h)
（６）
然后我们设dΔT/dh为零，得到Fb(h) ' h =−Fb(h)(这里Fb(h)上的素数表示对h的微分)现在，如果
Fb (h) =身上−τ(h) /μ¯¯¯=身上−αh /μ¯¯¯
(7）
在足总入射太阳能通量层,τ是图层垂直路径灭绝光学深度,α是一层消光系数中的可见光和μ¯是平太阳天顶角cos,它立即遵循最大的光学深度变暖τm是τm /μ¯= 1和最优层高度嗯
嗯=μ¯/α
（8)
假设对于1 cm厚的硅气凝胶瓦/颗粒层，T=e−τ=0.8和0.6，则α = 22.3 m−1和51.1 m−1,hm = 4.5 cm和2.0 cm， μ¯=1。后者的值与气凝胶颗粒情况下达到的最大增温层深度相当接近(见图3)，略有不同可能是由于多重散射效应。由式(5)可得理论最大温差
ΔTm =μ¯身上−1ακ
（9）
已知Fa = 150w m−2 and κ = 0.02 W m−1 K−1，ΔTm = 124 K表示瓦片，ΔTm = 54 K表示颗粒。在我们的实验中获得的温差低于这个值，因为我们使用的气凝胶层厚度仅为3厘米，对流、侧壁和基底传导的损失在我们相对较小的设备中不可忽略。
火星固态温室变暖的一维数值模型
我们的火星固态温室效应数值模型计算了气凝胶层的日平均辐射传输、在下面的风化层中通过扩散传递的热量以及太阳天顶角作为时间和位置的函数。来自火星大气的下降的太阳辐射和热辐射是使用火星气候数据库(MCD)版本5.3气气学情景(http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/access.html)2。太阳天顶角模型与参考文献40(另见参考文献39)中描述的类似，通过参考文献41中描述的方法考虑了火星轨道倾角、偏心度和近日点的季节角，通过开普勒方程42将季节角与时间联系起来。我们的模型输出是在标准火星条件下验证的，对照参考文献43中的图1，并与MCD结果进行比较。
模型中通过热扩散进行地下热输运
chρ∂T∂T =∂∂z(κr∂∂zT型)+ q (z)
(10）
在这里，z是深度，κr是风化层导热系数，ch是热容，ρ是密度，q是由于潜热影响的局部加热速率。我们通过空间域的中心差分和显式的时间前进来求解方程(10)。
模型域从表面向下延伸至80米深度,我们积分时间15个火星年(补充表2)。我们忽略横向热量损失,所以我们的模型是适合一个设置的水平程度固态温室层是几十米或更多的在两个方向上。由于固态温室层只有几厘米厚，我们假设它在每一步都处于热平衡状态。层顶的热平衡被认为是
σT4a结核−−冷杉= F1 =κ的发
(11）
其中，FIR是来自火星大气的向下热辐射(由MCD提供)，Tb是直接位于层下的温度，κ和h的定义如式(4)所示。这种方法忽略了由于感知或潜在大气影响而对地表的额外加热或冷却。由于火星大气层的密度很低，它们是次要的。这个方程是在每个时间步上通过寻根法求出Ta的。固体温室层的导热系数为0.01 W m−1 K−1，这是给定大气压在0.1 bar下的硅气凝胶导热系数的适当值(参考文献17)。紧接着在固态温室层下面的温度是根据
chρ∂结核病∂t = (F2 +晶圆厂−F1) /Δz
（12）
其中F2为下一层的传导热流，Δz为次地表数值离散厚度，Fabs为太阳吸收通量。被吸收的太阳通量被模拟为
晶圆厂= Fsole−τ/μ¯(t,λ)
（13）
这里，Fsol是火星表面的日平均太阳通量(由MCD提供)，μ¯(t，λ)是日晒模型在时间t和纬度λ时的日平均太阳天顶角余弦输出。最后，τ = αh是固体温室层垂直路径消光的光学深度，与我们之前的分析一致。由于多重散射效应，我们保守地忽略了对层基的漫射可见通量。
在MCD结果的基础上，我们将模拟的初始地表温度取为该地点的年平均地表温度。初始风化层温度梯度设置为火星地热，根据Fgeo = 30 mW m−2和平均风化层电导率2w m−1 K−1的假设，我们将其设为15 K km−1，参照参考文献44。在底部边界，我们假设固定热流等于Fgeo。
我们假设风化层为多孔且被冰饱和，冰体积混合比设为0.5，对应于Deuteronilus Mensae等富含冰的中纬度地区。通过对玄武岩和水冰进行加权平均，确定了风化层密度和显热容。我们发现我们的结果对假定的冰/岩石比率的敏感性相当低。我们在热力计算中考虑了冰冻结和水融化时的潜热，通过跟踪每一层的冰和水的浓度随时间变化，方法与参考文献12类似。然后，当热量进入某一层而冰仍然存在时，我们迫使温度保持在273.15 K或以下，并假设这些热量完全用于融化冰。类似的约束也适用于液态水在冷却条件下的冻结。我们的数值模型已经通过解析解(高斯脉冲的传播)进行了验证，并验证了在每一个时间步骤中节省能源和整体水质量到机器精度。
