Bug 1432728 - Add a microbenchmark for HasRTLChars(). r=gerv,jfkthame
authorHenri Sivonen <hsivonen@hsivonen.fi>
Tue, 23 Jan 2018 17:50:50 +0200
changeset 402203 a2cde1c294c06a693cdb1d3aa84d5c276cc90b51
parent 402202 7fe5e2760a88dcfc14d640b4aa5a95e1da4cc0a1
child 402204 6726ba56f817e6f8f1bc53305f3b21ae368f8037
push id59038
push userhsivonen@mozilla.com
push dateFri, 02 Feb 2018 06:16:52 +0000
treeherderautoland@a2cde1c294c0 [default view] [failures only]
perfherder[talos] [build metrics] [platform microbench] (compared to previous push)
reviewersgerv, jfkthame
bugs1432728
milestone60.0a1
first release with
nightly linux32
nightly linux64
nightly mac
nightly win32
nightly win64
last release without
nightly linux32
nightly linux64
nightly mac
nightly win32
nightly win64
Bug 1432728 - Add a microbenchmark for HasRTLChars(). r=gerv,jfkthame MozReview-Commit-ID: I0sAeNMtR0c
xpcom/tests/gtest/TestStrings.cpp
xpcom/tests/gtest/moz.build
xpcom/tests/gtest/wikipedia/README.txt
xpcom/tests/gtest/wikipedia/de.txt
xpcom/tests/gtest/wikipedia/ja.txt
xpcom/tests/gtest/wikipedia/ru.txt
xpcom/tests/gtest/wikipedia/th.txt
--- a/xpcom/tests/gtest/TestStrings.cpp
+++ b/xpcom/tests/gtest/TestStrings.cpp
@@ -12,16 +12,17 @@
 #include "nsReadableUtils.h"
 #include "nsCRTGlue.h"
 #include "mozilla/RefPtr.h"
 #include "mozilla/Unused.h"
 #include "nsTArray.h"
 #include "gtest/gtest.h"
 #include "gtest/MozGTestBench.h" // For MOZ_GTEST_BENCH
 #include "gtest/BlackBox.h"
+#include "nsBidiUtils.h"
 
 namespace TestStrings {
 
 using mozilla::fallible;
 using mozilla::BlackBox;
 
 void test_assign_helper(const nsACString& in, nsACString &_retval)
 {
@@ -1497,9 +1498,87 @@ MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfIsASCIIHund
 MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfIsASCIIExample3, [] {
     nsCString test(TestExample3);
     for (int i = 0; i < 100000; i++) {
       bool b = IsASCII(*BlackBox(&test));
       BlackBox(&b);
     }
 });
 
+MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfHasRTLCharsExample3, [] {
+    nsCString utf8(TestExample3);
+    nsString test;
+    CopyUTF8toUTF16(utf8, test);
+    for (int i = 0; i < 100000; i++) {
+      bool b = HasRTLChars(*BlackBox(&test));
+      BlackBox(&b);
+    }
+});
+
+// Originally ReadVPXFile in TestVPXDecoding.cpp
+static void
+ReadFile(const char* aPath, nsACString& aBuffer)
+{
+  FILE* f = fopen(aPath, "rb");
+  ASSERT_NE(f, (FILE *) nullptr);
+
+  int r = fseek(f, 0, SEEK_END);
+  ASSERT_EQ(r, 0);
+
+  long size = ftell(f);
+  ASSERT_NE(size, -1);
+  aBuffer.SetLength(size);
+
+  r = fseek(f, 0, SEEK_SET);
+  ASSERT_EQ(r, 0);
+
+  size_t got = fread(aBuffer.BeginWriting(), 1, size, f);
+  ASSERT_EQ(got, size_t(size));
+
+  r = fclose(f);
+  ASSERT_EQ(r, 0);
+}
+
+MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfHasRTLCharsDE, [] {
+    nsCString utf8;
+    ReadFile("de.txt", utf8);
+    nsString test;
+    CopyUTF8toUTF16(utf8, test);
+    for (int i = 0; i < 100000; i++) {
+      bool b = HasRTLChars(*BlackBox(&test));
+      BlackBox(&b);
+    }
+});
+
+MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfHasRTLCharsRU, [] {
+    nsCString utf8;
+    ReadFile("ru.txt", utf8);
+    nsString test;
+    CopyUTF8toUTF16(utf8, test);
+    for (int i = 0; i < 100000; i++) {
+      bool b = HasRTLChars(*BlackBox(&test));
+      BlackBox(&b);
+    }
+});
+
+MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfHasRTLCharsTH, [] {
+    nsCString utf8;
+    ReadFile("th.txt", utf8);
+    nsString test;
+    CopyUTF8toUTF16(utf8, test);
+    for (int i = 0; i < 100000; i++) {
+      bool b = HasRTLChars(*BlackBox(&test));
+      BlackBox(&b);
+    }
+});
+
+MOZ_GTEST_BENCH(Strings, PerfHasRTLCharsJA, [] {
+    nsCString utf8;
+    ReadFile("ja.txt", utf8);
+    nsString test;
+    CopyUTF8toUTF16(utf8, test);
+    for (int i = 0; i < 100000; i++) {
+      bool b = HasRTLChars(*BlackBox(&test));
+      BlackBox(&b);
+    }
+});
+
 } // namespace TestStrings
--- a/xpcom/tests/gtest/moz.build
+++ b/xpcom/tests/gtest/moz.build
@@ -89,11 +89,18 @@ LOCAL_INCLUDES += [
 
 GENERATED_FILES = [
     'dafsa_test_1.inc',
 ]
 dafsa_data = GENERATED_FILES['dafsa_test_1.inc']
 dafsa_data.script = '../../ds/make_dafsa.py'
 dafsa_data.inputs = ['dafsa_test_1.dat']
 
+TEST_HARNESS_FILES.gtest += [
+    'wikipedia/de.txt',
+    'wikipedia/ja.txt',
+    'wikipedia/ru.txt',
+    'wikipedia/th.txt',
+]
+
 FINAL_LIBRARY = 'xul-gtest'
 
 include('/ipc/chromium/chromium-config.mozbuild')
new file mode 100644
--- /dev/null
+++ b/xpcom/tests/gtest/wikipedia/README.txt
@@ -0,0 +1,9 @@
+The content of the .txt files in this directory originate from Wikipedia and
+is licensed the Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported license
+<https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode>.
+
+The content comes from the following revisions:
+de: https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Mars_(Planet)&oldid=158965843
+ja: https://ja.wikipedia.org/w/index.php?title=%E7%81%AB%E6%98%9F&oldid=61095795
+ru: https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9C%D0%B0%D1%80%D1%81&oldid=81533008
+th: https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B8%AD%E0%B8%B1%E0%B8%87%E0%B8%84%E0%B8%B2%E0%B8%A3&oldid=6511628
new file mode 100644
--- /dev/null
+++ b/xpcom/tests/gtest/wikipedia/de.txt
@@ -0,0 +1,487 @@
+Der Mars ist, von der Sonne aus gezählt, der vierte Planet im Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.
+
+Sein Durchmesser ist mit knapp 6800 Kilometer etwa halb so groß wie der der Erde, sein Volumen beträgt gut ein Siebtel des Erdevolumens. Damit ist der Mars nach dem Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems, hat jedoch eine ausgeprägte Geologie und die höchsten Vulkane des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von 228 Millionen Kilometern ist er rund 1,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.
+
+Die Masse des Mars beträgt etwa ein Zehntel der Erdmasse. Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,69 m/s², dies entspricht etwa 38 % der irdischen. Mit einer Dichte von 3,9 g/cm³ weist der Mars den geringsten Wert der terrestrischen Planeten auf. Deshalb ist die Schwerkraft auf ihm sogar geringfügig niedriger als auf dem kleineren, jedoch dichteren Merkur.
+
+Der Mars wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisenoxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der dünnen CO2-Atmosphäre verteilt hat. Seine orange- bis blutrote Farbe und seine Helligkeitsschwankungen sind auch verantwortlich für seine Namensgebung nach dem römischen Kriegsgott Mars.[3]
+
+In größeren Fernrohren deutlich sichtbar sind die zwei Polkappen und mehrere dunkle Ebenen, die sich im Frühjahr etwas verfärben. Fotos von Raumsonden zeigen eine teilweise mit Kratern bedeckte Oberfläche und starke Spuren früherer Tektonik (tiefe Canyons und fünf über 20 km hohe Vulkane). Marsroboter haben schon mehrere Gebiete geologisch untersucht.
+
+Der Mars besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde, die 1877 entdeckt wurden: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken).
+
+Das astronomische Symbol des Mars ist ♂.
+
+Umlauf und Rotation
+Umlaufbahn
+
+Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt.
+
+Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems.
+
+Jedoch hatte der Mars in der Vergangenheit eine weniger exzentrische Umlaufbahn. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002, weniger als die der Erde heute.[4] Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, die der Erde etwa 100.000 Jahre.[5] Mars hat jedoch noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität mit einer Periode von 2,2 Millionen Jahren, der den mit der Periode von 96.000 Jahren überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Der minimale Abstand zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden.[6]
+
+Es gibt vier bekannte Asteroiden, die sich mit dem Mars die gleiche Umlaufbahn teilen (Mars-Trojaner). Sie befinden sich auf den Lagrangepunkten L4 und L5, das heißt, sie eilen dem Planeten um 60° voraus oder folgen ihm um 60° nach.
+Rotation
+
+Der Mars rotiert in 24 Stunden und 37,4 Minuten um die eigene Achse (Siderischer Tag). In Bezug auf die Sonne ergibt sich daraus ein Marstag (auch Sol genannt) von 24:39:35. Die Äquatorebene des Planeten ist um 25,19° gegen seine Bahnebene geneigt (Erde 23,44°), somit gibt es Jahreszeiten ähnlich wie auf der Erde. Sie dauern jedoch fast doppelt so lang, weil das siderisches Marsjahr 687 Erdtage hat. Da die Bahn des Mars aber eine deutlich größere Exzentrizität aufweist, als die der Erde, und Mars-Nord tendenziell in Richtung der großen Bahn-Ellipsenachse weist, sind die Jahreszeiten unterschiedlich lang. In den letzten 300.000 Jahren variierte die Rotationsachse zwischen 22° und 26°. Zuvor lag sie mehrmals auch über 40°, wodurch starke Klimaschwankungen auftraten, es Vereisungen auch in der Äquatorregion gab und so die starken Bodenerosionen zu erklären sind.
+
+Der Nordpol des Mars weist zum nördlichen Teil des Sternbilds Schwan, womit sich die Richtung um etwa 40° von jener der Erdachse unterscheidet. Der marsianische Polarstern ist Deneb (mit leichter Abweichung der Achse Richtung Alpha Cephei).[7]
+
+Die Rotationsachse führt eine Präzessionsbewegung aus, deren Periode 170.000 Jahre beträgt (7× langsamer als die Erde). Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder-Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen.[8]
+Atmosphäre und Klima
+Über dem Marshorizont ist die Atmosphäre als dunstiger Schleier erkennbar. Links ist der einem Smiley ähnelnde Krater Galle zu sehen. Viking, 1976
+
+Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Dadurch ist der Atmosphärendruck sehr niedrig, und Wasser kann nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten.
+
+Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und sinken bis auf −85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa −55 °C.
+Atmosphäre
+→ Hauptartikel: Atmosphäre des Mars
+
+Die Marsatmosphäre besteht zu 95,3 % aus Kohlenstoffdioxid. Dazu kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff (1300 ppm) und Kohlenstoffmonoxid (800 ppm) sowie Spuren von Wasserdampf (210 ppm) und anderen Verbindungen oder Elementen.
+
+Die Atmosphäre ist ziemlich staubig. Sie enthält Teilchen mit etwa 1,5 µm im Durchmesser, die den Himmel über dem Mars in einem blassen gelb- bis orange-braunen Farbton erscheinen lassen.
+
+Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars im Schnitt nur 6,36 hPa (Hektopascal). Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 hPa auf der Erde sind dies nur 0,63 %, was dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe entspricht. Die Atmosphäre wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, das kaum Schutz vor den hochenergetischen Teilchen der Sonne bietet.
+Klima und Wetter
+Eiswolken über Mars, aufgenommen von Mars Pathfinder
+
+Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen sublimieren im Sommer teilweise, und kondensierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis.
+
+2008 entdeckte man mit Hilfe der Raumsonde Mars Express Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid. Sie befinden sich in bis zu 80 Kilometern Höhe und haben eine horizontale Ausdehnung von bis zu 100 km. Sie absorbieren bis zu 40 % des einstrahlenden Sonnenlichts und können damit die Temperatur der Oberfläche um bis zu 10 °C verringern.[9]
+
+Mit Hilfe des Lasers LIDAR der Raumsonde Phoenix wurde 2009 entdeckt, dass in der zweiten Nachthälfte fünfzig Tage nach der Sonnenwende winzige Eiskristalle aus dünnen Zirruswolken auf den Marsboden fielen.[10]
+Jahreszeiten
+Staubsturm in der Syria-Region, fotografiert von Mars Global Surveyor im Mai 2003
+
+Hätte Mars eine erdähnliche Umlaufbahn, würden die Jahreszeiten aufgrund der Achsenneigung ähnlich denen der Erde sein. Jedoch führt die vergleichsweise große Exzentrizität seines Orbits zu einer beträchtlichen Auswirkung auf die Jahreszeiten. Der Mars befindet sich während des Sommers in der Südhalbkugel und des Winters in der nördlichen Hemisphäre nahe dem Perihel seiner Bahn. Nahe dem Aphel ist in der südlichen Hemisphäre Winter und in der nördlichen Sommer.
+
+Das hat zur Folge, dass die Jahreszeiten in der südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt sind als in der nördlichen, wo das Klima ausgeglichener ist, als es sonst der Fall wäre. Die Sommertemperaturen im Süden können bis zu 30 °C höher sein als die vergleichbaren Temperaturen im Sommer des Nordens.[11] Die Jahreszeiten sind aufgrund der Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars unterschiedlich lang. Auf der Nordhalbkugel dauert der Frühling 199,6, der Sommer 181,7, der Herbst 145,6 und der Winter 160,1 irdische Tage.[12]
+Wind und Stürme
+
+Aufgrund der starken Tag-Nacht-Temperaturschwankungen der Oberfläche gibt es tägliche Morgen- und Abendwinde.[13]
+
+Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen. Die Aufnahmen von Marssonden zeigen auch Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen. Stürme auf dem Mars haben wegen der sehr dünnen Atmosphäre eine wesentlich geringere Kraft als Stürme auf der Erde. Selbst bei hohen Windgeschwindigkeiten werden nur kleine Partikel (Staub) aufgeweht.[14] Allerdings verbleibt aufgewehter Staub auf dem Mars wesentlich länger in der Atmosphäre als auf der Erde, da es keine Niederschläge gibt, die die Luft reinigen, und zudem die Gravitation geringer ist.
+
+Staubstürme treten gewöhnlich während des Perihels auf, da der Planet zu diesem Zeitpunkt 40 Prozent mehr Sonnenlicht empfängt als während des Aphels. Während des Aphels bilden sich in der Atmosphäre Wolken aus Wassereis, die ihrerseits mit den Staubpartikeln interagieren und so die Temperatur auf dem Planeten beeinflussen.[15] Die Windgeschwindigkeiten in der oberen Atmosphäre können bis zu 650 km/h erreichen, auf dem Boden immerhin fast 400 km/h.[16]
+Gewitter
+
+Bei heftigen Staubstürmen scheint es auch zu Gewittern zu kommen. Im Juni 2006 untersuchten Forscher mit einem Radioteleskop den Mars und stellten im Mikrowellenbereich Strahlungsausbrüche fest, wie sie bei Blitzen auftreten. In der Region, in der man die Strahlungsimpulse beobachtet hat, herrschte zu der Zeit ein heftiger Staubsturm mit hohen Staubwolken. Sowohl der beobachtete Staubsturm wie auch das Spektrum der Strahlungsimpulse deuten auf ein Staubgewitter mit Blitzen bzw. großen Entladungen hin.[17][18]
+Oberfläche
+Typisches Felsengestein auf der Marsoberfläche (aufgenommen von Mars Pathfinder)
+
+Die Oberfläche des Mars beträgt etwa ein Viertel der Erdoberfläche. Sie entspricht mit 144 Mio. km2 ungefähr der Gesamtoberfläche aller Kontinente der Erde (149 Mio. km2).
+
+Die rote Färbung seiner Oberfläche verdankt der Planet dem Eisenoxid-Staub, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Somit ist der Rote Planet ein „rostiger Planet“.
+
+Seine beiden Hemisphären sind sehr verschieden. Die Südhalbkugel stellt ein riesiges Hochland dar, das durchschnittlich 2–3 km über dem globalen Nullniveau liegt und ausgedehnte Schildvulkane aufweist. Die vielen Einschlagkrater belegen sein hohes Alter von fast 4 Milliarden Jahren. Dem steht die geologisch junge, fast kraterlose nördliche Tiefebene gegenüber. Sie liegt 3–5 km unter dem Nullniveau und hat ihre ursprüngliche Struktur durch noch ungeklärte geologische Prozesse verloren. Auslöser war möglicherweise eine gewaltige Kollision in der Frühzeit des Planeten.
+Gesteine
+→ Hauptartikel: Marsgestein
+
+An den Landestellen der Marssonden sind Gesteinsbrocken, sandige Böden und Dünen sichtbar. Die Marsgesteine weisen an der Oberfläche eine blasenartige Struktur auf und ähneln in ihrer Zusammensetzung irdischen Basalten, was bereits vor Jahrzehnten aus den auf der Erde (Antarktis) gefundenen Marsmeteoriten erschlossen wurde. Die roten Böden sind offensichtlich durch die Verwitterung von eisenhaltigen, vulkanischen Basalten entstanden.
+
+Die Pathfinder-Sonde fand 1997 außer verschiedensten Basalten auch quarzreichere Tiefengesteine ähnlich dem südamerikanischen Andesit, ferner das aus der Tiefe stammende Olivin und runde Kiesel aus Konglomeraten. Weitverbreitet ist metamorpher Regolith (ähnlich wie am Mond) und äolische Sedimente. Vereinzelt verwehter Sand aus schwefelhaltigen Staubteilchen.
+Areografie
+
+Die kartografische Darstellung und Beschreibung der Marsoberfläche ist die Areografie, von Ares (Άρης, griechisch für Mars) und grafein (γράφειν, griechisch für beschreiben). Die „Geologie“ des Mars wird mitunter dementsprechend als Areologie bezeichnet.
+
+Zur Festlegung von Positionen auf der Marsoberfläche dienen areografische Koordinaten, die definiert sind wie geografische Breite und Länge.
+Topografische Hemisphären
+Topografische Karte des Mars. Die blauen Regionen befinden sich unterhalb des festgelegten Nullniveaus, die roten oberhalb
+
+Auffallend ist die Dichotomie, die „Zweiteilung“, des Mars. Die nördliche und die südliche Hemisphäre unterscheiden sich deutlich, wobei man von den Tiefebenen des Nordens und den Hochländern des Südens sprechen kann. Der mittlere Großkreis, der die topografischen Hemisphären voneinander trennt, ist rund 40° gegen den Äquator geneigt. Der Massenmittelpunkt des Mars ist gegenüber dem geometrischen Mittelpunkt um etwa drei Kilometer in Richtung der nördlichen Tiefebenen versetzt.
+
+Auf der nördlichen Halbkugel sind flache sand- und staubbedeckte Ebenen vorherrschend, die Namen wie Utopia Planitia oder Amazonis Planitia erhielten. Dunkle Oberflächenmerkmale, die in Teleskopen sichtbar sind, wurden einst für Meere gehalten und erhielten Namen wie Mare Erythraeum, Mare Sirenum oder Aurorae Sinus. Diese Namen werden heute nicht mehr verwendet. Die ausgedehnteste dunkle Struktur, die von der Erde aus gesehen werden kann, ist Syrtis Major, die „große Syrte“.
+
+Die südliche Halbkugel ist durchschnittlich sechs Kilometer höher als die nördliche und besteht aus geologisch älteren Formationen. Die Südhalbkugel ist zudem stärker verkratert, wie zum Beispiel in der Hochlandregion Arabia Terra. Unter den zahlreichen Einschlagkratern der Südhalbkugel befindet sich auch der größte Marskrater, Hellas Planitia, die Hellas-Tiefebene. Das Becken misst im Durchmesser bis zu 2100 km. In seinem Innern maß Mars Global Surveyor 8180 m unter Nullniveau – unter dem Durchschnittsniveau des Mars – den tiefsten Punkt auf dem Planeten. Der zweitgrößte Einschlagkrater des Mars, Chryse Planitia, liegt im Randbereich der nördlichen Tiefländer.
+Übersichtskarte des Mars mit den größten Regionen
+
+Die deutlichen Unterschiede der Topografie können durch innere Prozesse oder aber ein Impaktereignis verursacht worden sein. In letzterem Fall könnte in der Frühzeit der Marsentstehung ein größerer Himmelskörper, etwa ein Asteroid, auf der Nordhalbkugel eingeschlagen sein und die silikatische Kruste durchschlagen haben. Aus dem Innern könnte Lava ausgetreten sein und das Einschlagbecken ausgefüllt haben.
+
+Wie sich gezeigt hat, hat die Marskruste unter den nördlichen Tiefebenen eine Dicke von etwa 40 km, die im Gegensatz zum stufenartigen Übergang an der Oberfläche nur langsam auf 70 km bis zum Südpol hin zunimmt. Dies könnte ein Indiz für innere Ursachen der Zweiteilung sein.
+Oberflächenstrukturen
+Gräben
+In der Bildmitte liegt das System der Mariner-Täler. Ganz links die Tharsis-Vulkane (Bildmosaik von Viking 1 Orbiter, 1980)
+
+Südlich am Äquator und fast parallel zu ihm verlaufen die Valles Marineris (die Mariner-Täler), das größte bekannte Grabensystem des Sonnensystems. Es erstreckt sich über 4000 km und ist bis zu 700 km breit und bis zu 7 km tief. Es handelt sich um einen gewaltigen tektonischen Bruch. In seinem westlichen Teil, dem Noctis Labyrinthus, verästelt er sich zu einem chaotisch anmutenden Gewirr zahlreicher Schluchten und Täler, die bis zu 20 km breit und bis zu 5 km tief sind.
+
+Noctis Labyrinthus liegt auf der östlichen Flanke des Tharsis-Rückens, einer gewaltigen Wulst der Mars-Lithosphäre quer über dem Äquator mit einer Ausdehnung von etwa 4000 mal 3000 Kilometern und einer Höhe von bis zu rund 10 Kilometern über dem nördlichen Tiefland. Die Aufwölbung ist entlang einer offenbar zentralen Bruchlinie von drei sehr hohen, erloschenen Schildvulkanen besetzt: Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons. Der Tharsis-Rücken und die Mariner-Täler dürften in ursächlichem Zusammenhang stehen. Wahrscheinlich drückten vulkanische Kräfte die Oberfläche des Planeten in dieser Region empor, wobei die Kruste im Bereich des Grabensystems aufgerissen wurde. Eine Vermutung besagt, dass diese vulkanische Tätigkeit durch ein Impaktereignis ausgelöst wurde, dessen Einschlagstelle das Hellas-Becken auf der gegenüberliegenden Seite des Mars sei. 2007 wurden im Nordosten von Arsia Mons sieben tiefere Schächte mit 100 bis 250 Metern Durchmesser entdeckt.
+Vulkane
+Olympus Mons, der mit 26 km höchste Berg im Sonnensystem
+Die komplexe Caldera des Olympus Mons
+
+Dem Hellas-Becken exakt gegenüber befindet sich der Vulkanriese Alba Patera. Er ragt unmittelbar am Nordrand des Tharsis-Rückens rund 6 km über das umgebende Tiefland und ist mit einem Basisdurchmesser von über 1200 km der flächengrößte Vulkan im Sonnensystem. Patera ist die Bezeichnung für unregelmäßig begrenzte Vulkane mit flachem Relief. Alba Patera ist anscheinend einmal durch einen Kollaps in sich zusammengefallen.
+
+Unmittelbar westlich neben dem Tharsis-Rücken und südwestlich von Alba Patera ragt der höchste Vulkan, Olympus Mons, 26,4 km über die Umgebung des nördlichen Tieflands. Mit einer Gipfelhöhe von etwa 21,3 km über dem mittleren Null-Niveau ist er die höchste bekannte Erhebung im Sonnensystem.
+
+Ein weiteres, wenn auch weniger ausgedehntes vulkanisches Gebiet ist die Elysium-Region nördlich des Äquators mit den Schildvulkanen Elysium Mons, Hecates Tholus und Albor Tholus.
+Stromtäler
+Kasei Vallis, das größte Stromtal des Mars
+
+Auf der Marsoberfläche verlaufen Stromtäler, die mehrere hundert Kilometer lang und mehrere Kilometer breit sein können. Die heutigen Trockentäler beginnen ziemlich abrupt und haben keine Zuflüsse. Die meisten entspringen an den Enden der Mariner-Täler und laufen nördlich im Chryse-Becken zusammen. In den Tälern erheben sich mitunter stromlinienförmige Inseln. Sie weisen auf eine vergangene Flutperiode hin, bei der über einen geologisch relativ kurzen Zeitraum große Mengen Wasser geflossen sein müssen. Es könnte sich um Wassereis gehandelt haben, das sich unter der Marsoberfläche befand, danach durch vulkanische Prozesse geschmolzen wurde und dann abgeflossen ist.
+
+Darüber hinaus finden sich an Abhängen und Kraterrändern Spuren von Erosionen, die möglicherweise ebenfalls durch flüssiges Wasser verursacht wurden.
+
+2006 proklamierte die NASA einen einzigartigen Fund: Auf einigen NASA-Fotografien, die im Abstand von sieben Jahren vom Mars gemacht wurden, lassen sich Veränderungen auf der Marsoberfläche erkennen, die eine gewisse Ähnlichkeit mit Veränderungen durch fließendes Wasser haben. Innerhalb der NASA wird nun diskutiert, ob es neben Wassereis auch flüssiges Wasser geben könnte.[19]
+Delta-Strukturen
+
+In alten Marslandschaften, z. B. im Eberswalde-Krater auf der Südhalbkugel oder in der äquatornahen Hochebene Xanthe Terra, finden sich typische Ablagerungen einstiger Flussdeltas.
+Tharsis-Tholus-Streifen, aufgenommen mit der Hirise-Kamera des Mars Reconnaissance Orbiters. Der Streifen ist links in der Mitte zu sehen. Rechts sind die Ausläufer von Tharsis Tholus.
+
+Seit längerem vermutet man, dass die tief eingeschnittenen Täler in Xanthe Terra einst durch Flüsse geformt wurden. Wenn ein solcher Fluss in ein größeres Becken, beispielsweise einen Krater, mündete, lagerte er erodiertes Gesteinsmaterial als Sedimente ab. Die Art der Ablagerung hängt dabei von der Natur dieses Beckens ab: Ist es mit dem Wasser eines Sees gefüllt, so bildet sich ein Delta. Ist das Becken jedoch trocken, so verliert der Fluss an Geschwindigkeit und versickert langsam. Es bildet sich ein sogenannter Schwemmkegel, der sich deutlich vom Delta unterscheidet.
+
+Jüngste Analysen von Sedimentkörpern auf Basis von Orbiter-Fotos weisen an zahlreichen Stellen in Xanthe Terra auf Deltas hin – Flüsse und Seen waren in der Marsfrühzeit also recht verbreitet.[20]
+Dark Slope Streaks
+
+Dunkle Streifen an Hängen sind auf dem Mars häufig zu sehen. Sie treten an steilen Hängen von Kratern, Mulden und Tälern auf und werden mit zunehmendem Alter heller. Manchmal beginnen sie in einem kleinen punktförmigen Bereich und werden dann zunehmend breiter. Man beobachtete, dass sie sich um Hindernisse, wie Mulden, weiterbewegen.
+
+Es wird angenommen, dass die Farbe von dunklen darunterliegenden Schichten stammt, die durch Lawinen von hellem Staub freigelegt werden. Es wurden jedoch auch andere Hypothesen aufgestellt, wie Wasser oder sogar der Wuchs von Organismen. Das Interessanteste an diesen dunklen Streifen (engl. dark slope streaks) ist, dass sie sich auch heute noch bilden.[21]
+Chaotische Gebiete
+
+Auf dem Mars gibt es zahlreiche Regionen mit einer Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsbrocken und tafelbergähnlichen Erhebungen. Sie werden auch „chaotische Gebiete“ genannt. Ariadnes Colles ist mit einer Fläche von etwa 29.000 km² so ein Gebiet. Es liegt im Terra Sirenum, einem südlichen Hochland des Mars. Dabei haben die Blöcke Ausmaße von einem bis zu zehn Kilometern Ausdehnung. Die größeren Blöcke ähneln Tafelbergen mit Erhebungen von bis zu 300 Metern.
+
+Es treten hierbei riefenartige Strukturen und „Runzelrücken“ (engl. wrinkle ridges) auf. Die Ursachen dafür sind vulkanisch-tektonische Bewegungen.[22]
+Gesteinsschichten und Ablagerungen
+Salzlager
+
+Mit Hilfe der Sonde Mars Odyssey wies die NASA ein umfangreiches Salzlager in den Hochebenen der Südhalbkugel des Mars nach. Vermutlich entstanden diese Ablagerungen durch Oberflächenwasser vor etwa 3,5 bis 3,9 Milliarden Jahren.[23]
+Carbonatvorkommen
+
+Mit Hilfe der Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter konnten Wissenschaftler Carbonat-Verbindungen in Gesteinsschichten rund um das knapp 1500 Kilometer große Isidis-Einschlagbecken nachweisen. Demnach wäre das vor mehr als 3,6 Milliarden Jahren existierende Wasser hier nicht sauer, sondern eher alkalisch oder neutral gewesen.
+
+Carbonatgestein entsteht, wenn Wasser und Kohlendioxid mit Kalzium, Eisen oder Magnesium in vulkanischem Gestein reagiert. Bei diesem Vorgang wird Kohlendioxid aus der Atmosphäre in dem Gestein eingelagert. Dies könnte bedeuten, dass der Mars früher eine dichte kohlendioxidreiche Atmosphäre hatte, wodurch ein wärmeres Klima möglich wurde, in dem es auch flüssiges Wasser gab.[24]
+
+Mit Hilfe von Daten des MRO wurden 2010 Gesteine entdeckt, die durch kosmische Einschläge aus der Tiefe an die Oberfläche befördert worden waren. Anhand ihrer spezifischen spektroskopischen Fingerabdrücke konnte festgestellt werden, dass sie hydrothermal (unter Einwirkung von Wasser) verändert wurden. Neben diesen Karbonat-Mineralen wurden auch Silikate nachgewiesen, die vermutlich auf die gleiche Weise entstanden sind. Dieser neue Fund beweise, dass es sich dabei nicht um örtlich begrenzte Vorkommen handele, sondern dass Karbonate in einer sehr großen Region des frühen Mars entstanden seien.[25]
+Hämatitkügelchen
+Hämatitkügelchen auf dem Felsen „Berry Bowl“
+
+Die Marssonde Opportunity fand im Gebiet des Meridiani Planum millimetergroße Kügelchen des Eisenminerals Hämatit. Diese könnten sich vor Milliarden Jahren unter Einwirkung von Wasser abgelagert haben. Darüber hinaus wurden Minerale gefunden, die aus Schwefel-, Eisen- oder Bromverbindungen aufgebaut sind, wie zum Beispiel Jarosit. Auf der entgegengesetzten Hemisphäre[26] des Mars fand die Sonde Spirit in den „Columbia Hills“ das Mineral Goethit, das ausschließlich unter dem Einfluss von Wasser gebildet werden kann.
+Kieselsäure
+
+Forscher entdeckten 2010 mit Hilfe von MRO Ablagerungen auf einem Vulkankegel, die von Wasser verursacht wurden. Sie konnten das Mineral als Kieselsäurehydrat identifizieren, das nur in Verbindung mit Wasser entstanden sein kann. Die Wissenschaftler nehmen an, dass, falls es auf dem Mars Leben gegeben hat, es sich dort in der hydrothermalen Umgebung am längsten hätte halten können.[27]
+Polkappen
+Die Nordpolregion, aufgenommen von Mars Global Surveyor
+→ Hauptartikel: Polkappen des Mars
+
+Der Mars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind. Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1000 Kilometern. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1½ km weniger ausgedehnt. Die Polarkappen zeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist.
+
+Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der dann jeweils der Sonne abgewandten Polkappe durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu.
+
+Da ein größerer, stabilisierender Mond fehlt, taumelt der Mars mit einer Periode von etwa 5 Millionen Jahren. Die Polarregionen werden daher immer wieder so stark erwärmt, dass das Wassereis schmilzt. Durch das abfließende Wasser entstehen die Riemen und Streifen an den Polkappen.
+Wasservorkommen
+
+Der Mars erscheint heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.
+Eisvorkommen an den Polen
+Die Südpolregion, aufgenommen von Viking Orbiter
+
+Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.[28]
+Weitere Eisvorkommen
+Beobachtete Veränderungen könnten Anzeichen für fließendes Wasser innerhalb der letzten Jahre sein.[19]
+
+Die schon lange gehegte Vermutung, dass sich unter der Oberfläche des Mars Wassereis befinden könnte, erwies sich 2005 durch Entdeckungen der ESA-Sonde Mars Express als richtig.
+
+Geologen gehen von wiederkehrenden Vereisungsperioden auf dem Mars aus, ähnlich irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies aus Orbiter-Fotos, die Spuren einstiger Gletscher in diesen äquatornahen Gebieten zeigen. Zusätzlich stützen auch Radarmessungen aus der Umlaufbahn die Existenz beträchtlicher Mengen an Bodeneis in ebendiesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet.[29]
+
+Auf der Europäischen Planetologenkonferenz EPSC im September 2008 in Münster wurden hochauflösende Bilder des Mars Reconnaissance Orbiters der NASA vorgestellt, die jüngste Einschlagkrater zeigen. Wegen der sehr dünnen Atmosphäre stürzen die Meteoriten praktisch ohne Verglühen auf die Marsoberfläche. Die fünf neuen Krater, die nur drei bis sechs Meter Durchmesser und eine Tiefe von 30 bis 60 cm aufweisen, wurden in mittleren nördlichen Breiten gefunden. Sie zeigen an ihrem Boden ein gleißend weißes Material. Wenige Monate später waren die weißen Flecken durch Sublimation verschwunden. Damit erhärten sich die Hinweise, dass auch weit außerhalb der Polgebiete Wassereis dicht unter der Marsoberfläche begraben ist.[30][31]
+Flüssiges Wasser
+
+Unter der Kryosphäre des Mars werden große Mengen flüssigen Wassers vermutet. Nahe oder an der Oberfläche ist es für flüssiges Wasser zu kalt, und Eis würde langsam verdunsten, da der Partialdruck von Wasser in der Marsatmosphäre zu gering ist.
+
+Es gibt jedoch Hinweise, dass die Raumsonde Phoenix Wassertropfen auf der Oberfläche entdeckt habe. Dabei könnten Perchlorate als Frostschutz wirken. Diese Salze haben die Eigenschaft, Wasser anzuziehen. Dies kann auch Wasserdampf aus der Atmosphäre sein. Bei ausreichender Konzentration der Salze könnte Wasser sogar bis −70 °C flüssig bleiben. Durch eine Durchmischung mit Perchloraten könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein.[32] 2010 fanden Forscher der Uni Münster Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern wie dem Russell-Krater flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos, die vom Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen wurden, entdeckten sie an steilen Hängen Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten. Dass die Rinnen nach unten dünner werden, deuten die Forscher als Versickern,[33] andere als Verdunsten.[34]
+
+Eine alternative Erklärung für die Erosionsrinnen schlugen Wissenschaftler der NASA 2010 vor: Kohlendioxid, das sich im marsianischen Winter bei unter -100 °C aus der Atmosphäre an den Berghängen als Trockeneis ansammelt, bei Erwärmung des Planeten als sublimiertes Gas die Hänge hinab"fließt" und dabei Staub erodiert.[35][36]
+
+Mit dem abbildenden Spektrometer (CRISM) des Mars Reconnaissance Orbiters konnten Spektren von aktiven (jahreszeitlich dunkleren) Rinnen gewonnen werden, deren Auswertung, 2015 veröffentlicht,[37] Magnesiumperchlorat, Magnesiumchlorat und Natriumperchlorat ergaben.
+Siehe auch: Extraterrestrischer Ozean
+Innerer Aufbau
+Illustration des vermuteten Marsaufbaus
+
+Über den inneren Aufbau des Mars ist nur wenig bekannt, da bislang nur begrenzt seismische Messungen vorgenommen werden konnten.
+
+Sein Inneres gliedert sich ähnlich dem Schalenaufbau der Erde in eine Kruste, einen Gesteinsmantel und einen Kern, der überwiegend aus Eisen und zu etwa 14 bis 17 Prozent aus Schwefel besteht. Der Kern beinhaltet etwa doppelt so viele leichte Elemente wie der Erdkern. Deshalb ist die Dichte des Kerns niedriger, als es bei einem reinen Eisenkern der Fall wäre.[38]
+
+Laut neueren experimentellen Simulationen der Bedingungen in der Übergangszone zwischen Mantel und Kern (Messungen des Mars Global Surveyor ergaben eine Temperatur von 1500 Grad Celsius und einen Druck von 23 Gigapascal) hat der Kern des Mars im Unterschied zu dem der Erde keinen inneren festen Bereich, sondern ist vollständig flüssig.[39] Dies belegt auch die Analyse der Bahndaten des Mars Global Surveyor. Dabei konnte nachgewiesen werden, dass der Mars einen flüssigen Kern mit einem Radius zwischen 1520 und 1840 km besitzt und damit eine höhere Temperatur hat, als zuvor angenommen wurde.
+
+Der Kern ist von einem Mantel aus Silicaten umgeben, der viele der tektonischen und vulkanischen Merkmale des Planeten formte, nun aber inaktiv zu sein scheint. Die durchschnittliche Dicke der Planetenkruste beträgt etwa 50 km, mit einem Maximum von 125 km.[38] Im Vergleich dazu ist die Erdkruste mit einer Dicke von durchschnittlich 40 km nur etwa ein Drittel so dick, wenn man die relative Größe der beiden Planeten berücksichtigt.
+Magnetfeld
+Magnetisierung des Mars – Rot und Blau kennzeichnen entgegengesetzte Richtungen des Magnetfelds, ein Drittel der Südhalbkugel
+
+Anders als die Erde und der Merkur besitzt der Mars kein globales Magnetfeld mehr, seit er es ca. 500 Millionen Jahre nach seiner Entstehung verlor. Vermutlich erlosch es, als der Zerfall radioaktiver Elemente nicht mehr genügend Wärmeenergie produzierte, um im flüssigen Kern Konvektionsströmungen anzutreiben. Weil der Mars keinen festen inneren Kern besitzt, konnte er den Dynamo-Effekt nicht auf die gleiche Art aufbauen wie die Erde.
+
+Dennoch ergaben Messungen einzelne und sehr schwache lokale Magnetfelder. Die Messung des Magnetfeldes wird erschwert durch die Magnetisierung der Kruste mit Feldstärken von bis zu 220 Nanotesla und durch externe Magnetfelder mit Stärken zwischen wenigen Nanotesla und bis zu 100 Nanotesla, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Marsatmosphäre entstehen und zeitlich sehr stark variieren. Nach den Analysen der Daten des Mars Global Surveyor konnte die Stärke des Magnetfeldes trotzdem sehr genau bestimmt werden – sie liegt bei weniger als 0,5 Nanotesla gegenüber 30 bis 60 Mikrotesla des Erdmagnetfeldes.
+
+Messungen von Magnetfeldlinien durch Mars Global Surveyor ergaben, dass Teile der planetaren Kruste durch das einstige Magnetfeld stark magnetisiert sind, aber mit unterschiedlicher Orientierung, wobei gleichgerichtete Bänder von etwa 1000 km Länge und 150 km Breite auftreten. Ihre Größe und Verteilung erinnert an die streifenförmigen Magnetanomalien auf den Ozeanböden der Erde. Durch sie wurde die Theorie der Plattentektonik gestützt, weshalb 1991 auch eine ähnliche Theorie für den Mars entwickelt wurde. Magnetische Beobachtungen auf dem Mars sind jedoch noch nicht detailliert genug, um sichere Schlussfolgerungen zu erlauben oder gar die Theorie zu bestätigen.
+
+Möglicherweise werden bei der mit der Zeit zwangsläufigen Abkühlung des Marskerns durch die damit einsetzende Auskristallisation des Eisens und die freigesetzte Kristallisationswärme wieder Konvektionen einsetzen, die ausreichen, dass der Planet in ein paar Milliarden Jahren wieder über ein globales Magnetfeld in alter Stärke verfügt.[39]
+Monde
+Die Umlaufbahnen von Phobos und Deimos
+Phobos (oben) und Deimos (unten) im Größenvergleich
+
+Zwei kleine Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken), umkreisen den Mars. Sie wurden 1877 von dem US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt und nach den in der Ilias überlieferten beiden Begleitern, die den Wagen des Kriegsgottes Ares (lat. Mars) ziehen, benannt.
+
+Phobos (Durchmesser 26,8 × 22,4 × 18,4 km) und Deimos (Durchmesser 15,0 × 12,2 × 10,4 km) sind zwei unregelmäßig geformte Felsbrocken. Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden, die vom Mars eingefangen wurden. Phobos’ große Halbachse beträgt 9.376 km, diejenige von Deimos 23.459 km. Phobos ist damit kaum mehr als 6.000 km von der Oberfläche des Mars entfernt, der Abstand ist geringer als der Durchmesser des Planeten.
+
+Die periodischen Umlaufbewegungen der beiden Monde befinden sich mit der Größe von 0,31891 (Phobos) und 1,262 Tagen (Deimos) zueinander in einer 1:4-Bahnresonanz.
+
+Die Umlaufzeit von Phobos ist kürzer als die Rotationszeit von Mars. Der Mond kommt dem Planeten durch die Gezeitenwechselwirkung auf einer Spiralbahn langsam immer näher und wird schließlich auf diesen stürzen oder durch die Gezeitenkräfte auseinandergerissen werden, so dass er für kurze Zeit zu einem Marsring wird. Für ihn berechneten DLR-Forscher, basierend auf neueren Daten der europäischen Raumsonde Mars Express, dass dies in ca. 50 Millionen Jahren geschehen wird. Deimos wird dagegen in einer noch ferneren Zukunft dem Mars entfliehen. Er driftet durch die Gezeitenwechselwirkung langsam nach außen, wie alle Monde, die langsamer (und nicht retrograd) um einen Planeten kreisen, als dieser rotiert.
+
+Ihre Existenz war schon lange vorher mehrmals literarisch beschrieben worden, zuletzt von Voltaire, der in seiner 1750 erschienenen Geschichte Micromégas über zwei Marsmonde schreibt. Es ist wahrscheinlich, dass Voltaire diese Idee von Jonathan Swift übernahm, dessen Buch Gullivers Reisen 1726 erschienen war. Darin wird im dritten Teil beschrieben, die Astronomen des Landes Laputa hätten „ebenfalls zwei kleinere Sterne oder Satelliten entdeckt, die um den Mars kreisen, wovon der innere vom Zentrum des Hauptplaneten genau drei seiner Durchmesser entfernt ist und der äußere fünf.“ Es wird vermutet, dass Swift von einer Fehlinterpretation Johannes Keplers gehört hatte. Der hatte das Anagramm, das Galileo Galilei 1609 an ihn schickte, um ihm die Entdeckung der Phasen der Venus mitzuteilen, als die Entdeckung zweier Marsmonde aufgefasst.
+Entstehungsgeschichte
+Datei:Mars.ogvMediendatei abspielen
+Animation, welche die Topographie des Mars zeigt. Olympus Mons → Mariner-Täler → Mars Südpol → Hellas-Becken → Mars Nordpol
+
+Anhand der astrogeologischen Formationenvielfalt und der Verteilung von Einschlagskratern kann ein Großteil der Geschichte des Planeten abgeleitet werden. Der Mars entstand, wie die übrigen Planeten des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren durch Zusammenballung kleinerer Körper, sogenannter Planetesimale, innerhalb der protoplanetaren Scheibe zu einem Protoplaneten. Vor 4 Milliarden Jahren bildete der im Innern noch glutflüssige planetare Körper eine feste Gesteinskruste aus, die einem heftigen Bombardement von Asteroiden und Kometen ausgesetzt war.
+Noachische Periode
+
+Die ältesten der heute noch vorhandenen Formationen, wie das Hellas-Becken, und die verkraterten Hochländer, wie Noachis Terra, wurden vor 3,8 bis 3,5 Milliarden Jahren, in der so genannten Noachischen Periode, gebildet. In dieser Periode setzte die Zweiteilung der Marsoberfläche ein, wobei die nördlichen Tiefländer gebildet wurden. Durch starke vulkanische Eruptionen wurden weite Teile des Planeten von Ablagerungen aus vulkanischer Lava und Asche bedeckt. Diese wurden an vielen Stellen durch Wind und Wasser wieder abgetragen und ließen ein Netzwerk von Tälern zurück.
+Hesperianische Periode
+
+Das geologische „Mittelalter“ des Mars wird als Hesperianische Periode bezeichnet. Sie umfasst den Zeitraum von vor 3,5 bis 1,8 Milliarden Jahren. In dieser Periode ergossen sich riesige Lavamengen aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste und bildeten weite Ebenen, wie Hesperia Planum. Es entstanden auch die ältesten Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, wobei die Gesteinskruste stark verformt wurde und sich das Grabensystem der Mariner-Täler öffnete. Es bildeten sich die gewaltigen Stromtäler, in denen große Wassermengen flossen und sich stellenweise aufstauten.
+
+Es entwickelte sich auf dem Mars ein Wasserkreislauf. Im Unterschied zur Erde gab es jedoch keinen Wetterzyklus mit Verdunstung, Wolkenbildung und anschließendem Niederschlag. Das Wasser versickerte im Untergrund und wurde später durch hydrothermale Prozesse wieder an die Oberfläche getrieben. Da jedoch der Planet immer weiter abkühlte, endete dieser Prozess vor etwa 1,5 Milliarden Jahren, und es hielten sich nur noch Gletscher an der Oberfläche. Zeichen dieser Aktivität sind vor kurzem entdeckte Moränen am Olympus Mons.[40]
+Amazonische Periode
+
+Das jüngste geologische Zeitalter des Mars wird als Amazonische Periode bezeichnet und begann vor 1,8 Milliarden Jahren. In dieser Phase entstanden die jüngeren Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, aus denen große Lavamassen flossen. So bildeten sich weite Ebenen aus wie zum Beispiel Amazonis Planitia.
+
+2008 fanden Forscher Hinweise auf Geysire auf dem Mars, die vor einigen Millionen Jahren aktiv gewesen sein dürften. Dabei hätten sie Fontänen von kohlensäurehaltigem Wasser einige Kilometer weit in die Höhe geschossen. Darauf deuten auch die Formen von Ablagerungen hin, die britische Forscher in der Nähe zweier ausgedehnter Grabensysteme entdeckten. Wahrscheinlich wurden diese Eruptionen durch Blasen aus Kohlendioxid ausgelöst. Dadurch wurde das Wasser aus einer Tiefe von bis zu vier Kilometern durch Spalten im Marsboden an die Oberfläche gedrückt. Die Fontänen müssen dabei mit einem so großen Druck herausgepresst worden sein, dass das schlammige Wasser erst in einer Entfernung von mehreren Kilometern von der Austrittsstelle wieder auf den Boden regnete oder, bedingt durch die tiefen Temperaturen, als Hagel niederging.[41]
+
+Gegenwärtig wird die Oberfläche des Mars hauptsächlich durch Winderosion und Hangrutschung geformt.
+Erforschung
+
+Aufgrund seiner großen Helligkeit war der Mars schon im frühen Altertum als Planet bekannt. Wegen seiner langen Planetenschleifen (die alle 2 Jahre in der Opposition auftreten) galten seine Bewegungen den Ägyptern als unvorhersehbar. Den Babyloniern gelang es zwar, sie näherungsweise vorauszusagen, sie schrieben die Bahnanomalien aber den Launen und der Gewalttätigkeit des Gottes Nergal zu.
+Vor dem Raumfahrtzeitalter
+Marsoberfläche nach Schiaparelli (1888)
+Mars auf einer astronomischen Zeichnung des 19. Jahrhunderts (Trouvelot, 1881)
+
+    Tycho Brahe (1546–1601) vermaß die Planetenpositionen des Mars mit bis dahin nicht gekannter Genauigkeit und ermöglichte es so Johannes Kepler (1571–1630), die elliptische Bahn des Planeten zu berechnen und die drei Keplerschen Gesetze abzuleiten.
+    Christiaan Huygens entdeckte 1659 eine dunkle, dreieckige Zone (Syrtis Major) auf der Marsoberfläche. Aus deren Positionsveränderungen errechnete er die Eigenrotation des Mars zu 24,5 Stunden (heutiger Wert: 24,623 Stunden).
+    Giovanni Domenico Cassini beschrieb 1666 die weißen Polkappen des Mars.
+    Wilhelm Herschel bestimmte 1784 die Neigung der Rotationsachse gegenüber der Umlaufbahn mit 25° (heutiger Wert 25,19°).
+    Wilhelm Beer fertigte 1830 die erste Marskarte an, Angelo Secchi 1863 schon in Farbe.
+    Richard Proctor veröffentlichte 1869 eine detaillierte Marskarte, die er aus Zeichnungen von William Rutter Dawes erstellte.
+    Giovanni Schiaparelli nahm 1877 auf der Marsoberfläche zarte Linienstrukturen wahr, die er „Canali“ (italienisch für „Rinnen“ oder „Gräben“) nannte und in eine detaillierte Karte eintrug. Er machte zunächst keine Angaben über den Ursprung der Canali (die er für breiter als 100 km schätzte), doch wurden sie in englischen Medien fälschlich als „Channel“ (Kanäle) übersetzt und bald als Werk intelligenter Marsbewohner interpretiert. Auf älteren Marskarten erhielten viele dieser Linien auch Namen. Während einige Astronomen Schiaparellis Beobachtungen bestätigten, wurde die Existenz der Canali von anderen angezweifelt und als Ergebnis optischer Täuschungen bezeichnet. Erst der Vorbeiflug der amerikanischen Mariner-Sonden beendete die Spekulationen, denn Fotos der Marsoberfläche zeigten keine so breiten Rinnen. Drei Canali entsprechen aber den riesigen Canyons Valles Marineris, andere zeichnen Geländestufen und Schattenlinien nach, einige auch längere Kraterketten.
+
+→ Hauptartikel: Marskanäle
+
+    Asaph Hall entdeckt bei der günstigen Opposition 1877 die beiden Marsmonde Phobos und Deimos.
+    Percival Lowell gründet 1894 das Lowell-Observatorium in Arizona, um die Marskanäle, ihre jahreszeitlichen Verfärbungen und allfällige Lebensspuren zu erforschen. Spektroskopisch findet man biologische Moleküle, die sich allerdings später als terrestrisch erweisen. In der Atmosphäre werden Spektrallinien von Sauerstoff entdeckt, dessen Volumsanteil aber überschätzt wird.
+    Eugène Antoniadi bestätigte zunächst die Marskanäle, kam aber 1909 am Riesenteleskop Meudon zum Schluss, sie würden nur in kleineren Fernrohren als solche erscheinen. In seinen detaillierten Marskarten – die bis zu den ersten Marssonden kaum mehr übertroffen wurden – zeichnete er sie als Folge diffuser Flecken ein.
+    Gerard Kuiper wies in den 1950ern Kohlendioxid in der Marsatmosphäre nach und glaubte bis zu den ersten Marssonden an die mögliche Existenz von Moosen oder Flechten.
+
+Im Raumfahrtzeitalter
+Die erste Nahaufnahme vom Mars, aufgenommen von Mariner 4
+
+Viele unbemannte Raumsonden wurden schon zum Mars entsandt, von denen einige sehr erfolgreich waren. Etwa die Hälfte der Missionen endete in einem Misserfolg, die meisten davon waren sowjetische Sonden. Im Unterschied zur Erkundung des Erdmondes gibt es bis heute keine Gesteinsproben, die vom Mars geholt wurden, so dass Marsmeteoriten die einzige Möglichkeit sind, Material vom Mars in irdischen Laboratorien zu erforschen. Bislang hat es auch noch keine bemannte Marsmission gegeben — ein aktueller Ansatz dafür ist Mars One.
+→ Hauptartikel: Chronologie der Marsmissionen
+1960er Jahre
+Darstellung auf einer ungarischen Sondermarke von 1964
+
+Die beiden sowjetischen Sonden Marsnik 1 und 2 wurden im Oktober 1960 gestartet, um am Mars vorbeizufliegen, erreichten aber noch nicht einmal die Erdumlaufbahn. 1962 versagten drei weitere sowjetische Sonden (Sputnik 22, Mars 1 und Sputnik 24), zwei von ihnen blieben im Erdorbit, die dritte verlor auf dem Weg zum Mars den Kontakt mit der Erde. Auch ein weiterer Versuch im Jahre 1964 schlug fehl.
+
+Zwischen 1962 und 1973 wurden zehn Mariner-Raumsonden vom Jet Propulsion Laboratory der NASA entwickelt und gebaut, um das innere Sonnensystem zu erforschen. Es waren relativ kleine Sonden, die meistens nicht einmal eine halbe Tonne wogen.
+
+Mariner 3 und Mariner 4 waren identische Raumsonden, die am Mars vorbeifliegen sollten. Mariner 3 wurde am 5. November 1964 gestartet, aber die Transportverkleidung löste sich nicht richtig, und die Sonde erreichte den Mars nicht.
+
+Drei Wochen später, am 28. November 1964, wurde Mariner 4 erfolgreich auf eine achtmonatige Reise zum Roten Planeten geschickt. Am 15. Juli 1965 flog die Sonde am Mars vorbei und lieferte die ersten Nahaufnahmen – insgesamt 22 Fotos – des Planeten. Die Bilder zeigten mondähnliche Krater, von denen einige mit Reif bedeckt zu sein scheinen.
+
+1969 folgten Mariner 6 und Mariner 7 und lieferten insgesamt 200 Fotos.
+1970er Jahre
+
+1971 missglückte der Start von Mariner 8, dafür erhielt die NASA im gleichen Jahr von Mariner 9 mehrere tausend Bilder.
+
+Ebenfalls 1971 landete mit der sowjetischen Mars 3 die erste Sonde weich auf dem Mars, nachdem Mars 2 wenige Tage zuvor gescheitert war. Der Funkkontakt brach jedoch 20 Sekunden nach der Landung ab. Mögliche Ursache war ein gerade tobender globaler Staubsturm, der den Lander umgeworfen haben könnte.
+Bild von Viking 1. Der große Felsen links von der Mitte ist etwa zwei Meter breit. Er wurde Big Joe getauft.
+
+In den 1970er-Jahren landeten die Viking-Sonden erfolgreich auf dem Mars und lieferten die ersten Farbbilder sowie Daten von Bodenproben: Viking 1 schaffte am 20. Juli 1976 als erste US-amerikanische Sonde eine weiche Landung. Die Sowjetunion versuchte noch weitere Landungen auf dem Mars, scheiterte jedoch.
+1980er Jahre
+
+Die einzigen Raumsonden, die in den 1980er Jahren zum Mars flogen, waren die beiden sowjetischen Fobos-Sonden. Sie wurden 1988 von Baikonur aus gestartet und sollten den Mars und seinen Mond Phobos untersuchen. Dafür waren sie im Rahmen einer internationalen Kooperation neben sowjetischen auch mit zahlreichen westlichen Instrumenten bestückt. Der Kontakt zu Fobos 1 brach jedoch schon auf dem Weg zum Mars wegen eines falschen Steuerbefehls ab. Fobos 2 erreichte eine Marsumlaufbahn und einige Daten und Bilder vom Mars wurden zur Erde übertragen. Danach wurde die Sonde zu Phobos gelenkt. Jedoch brach kurz vor dem Rendezvous auch der Kontakt zu Fobos 2 ab.
+1990er Jahre
+
+1992 wurde die US-Sonde Mars Observer gestartet. Sie ging 1993 kurz vor dem Einschwenken in die Umlaufbahn verloren.
+
+Am 16. November 1996 startete Mars 96, die erste russische Raumsonde seit dem Zusammenbruch der Sowjetunion. Doch versagte die Proton-Trägerrakete, so dass Mars 96 wieder in die Erdatmosphäre eintrat und verglühte.
+Der Marsrover Sojourner
+
+Besonderes Aufsehen erregte 1997 der Mars Pathfinder, bei dem zum ersten Mal ein kleines Marsmobil, der Rover Sojourner, eingesetzt wurde. Er landete publikumswirksam am 4. Juli, dem amerikanischen Unabhängigkeitstag, und lieferte viele Aufnahmen von der Umgebung der Landestelle, die von der NASA zum ersten Mal sofort im Internet veröffentlicht wurden.
+
+Eine weitere erfolgreiche Mission war 1997 die des Mars Global Surveyor, bei der die Marsoberfläche in einer hohen Auflösung kartografiert wurde. Am 2. November 2006 – fünf Tage vor dem 10-jährigen Jubiläum seines Starts – brach der Kontakt mit dem Satelliten ab.
+
+Das Scheitern der Marssonden Mars Climate Orbiter, der wegen eines Programmierfehlers in der Navigation verlorenging, und Mars Polar Lander, der wahrscheinlich wegen eines fehlerhaften Sensors bei der Landung aus größerer Höhe abstürzte, stellte 1999 einen herben Rückschlag für die Marsforschung dar.
+
+Auch die 1998 gestartete japanische Raumsonde Nozomi konnte den Mars nicht erreichen.
+2000er Jahre
+
+Seit dem 24. Oktober 2001 umkreist außer dem Global Surveyor noch 2001 Mars Odyssey den roten Planeten, der spezielle Instrumente zur Fernerkundung von Wasservorkommen an Bord hat.
+
+Von den bis 2002 insgesamt 33 Missionen zum Mars waren nur acht erfolgreich, allesamt US-amerikanisch.
+
+Am 2. Juni 2003 startete im Rahmen der ersten europäischen Marsmission die ESA-Raumsonde Mars Express mit dem Landegerät Beagle 2 erfolgreich zum Mars. Zwar landete Beagle 2 am 25. Dezember 2003 auf der Marsoberfläche, allerdings konnte der Funkkontakt niemals aufgebaut werden. 2014 wurde er auf Bildern des MRO entdeckt. Der Orbiter Mars Express arbeitet jedoch erfolgreich in der Marsumlaufbahn und konnte unter anderem viele Aufnahmen von Formationen machen, von denen man annimmt, dass sie ausgetrocknete oder ausgefrorene Flusstäler seien. Er kartiert den Planeten u. a. mittels Radar und einer Stereokamera im sichtbaren Licht, sowie spektroskopisch auch in Infrarot. Am 30. November 2005 fand die Sonde unter der Ebene Chryse Planitia ein Eisfeld mit 250 km Durchmesser.
+Marsrover Opportunity (MER-B)
+
+Am 10. Juni 2003 wurde die US-amerikanische Marssonde Spirit (MER-A) zum Mars gestartet. An Bord befand sich ein Rover, der nach der Landung drei Monate lang Gesteinsproben entnehmen und nach Spuren von früher vorhandenem Wasser suchen sollte. Die Landung erfolgte am 4. Januar 2004 im Krater Gusev, in den das Ma'adim Vallis mündet. Im April 2009 fuhr sich der Rover in einer Sandanhäufung fest und konnte seit dem 22. März 2010 auch nicht mehr kontaktiert werden (Stand: März 2011).
+
+Am 8. Juli 2003 wurde die baugleiche Sonde Opportunity (MER-B) mit einer Delta-II-Rakete gestartet. Sie landete am 25. Januar 2004 in der Tiefebene Meridiani Planum nahe dem Marsäquator, fast genau gegenüber von Spirit.[26] Die vom Rover gesammelten Beweise, dass der Mars einst warm und feucht war, wurden im Jahresrückblick der Fachzeitschrift Science mit der Wahl zum „Durchbruch des Jahres 2004“ gewürdigt. Opportunity ist noch immer aktiv (Stand: April 2015).
+vergrößern und Informationen zum Bild anzeigen
+Das Panoramabild, von dem hier nur ein Ausschnitt zu sehen ist, wurde aus hunderten Einzelbildern montiert, die Opportunity vom 6. Oktober bis 6. November 2006 aufgenommen hat. Es zeigt annähernd in Echtfarben den Victoria-Krater vom Cap Verde
+
+Am 12. August 2005 wurde die US-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter mit einer Atlas-V-Rakete auf die Reise geschickt und erreichte am 10. März 2006 den Mars. Sie soll ihn mit hochauflösenden Kameras kartografieren und auch nach geeigneten Landestellen für spätere Rover-Missionen suchen. Außerdem soll sie zur Hochgeschwindigkeits-Kommunikation zwischen zukünftigen Raumsonden auf der Marsoberfläche und der Erde dienen.
+Sonnenuntergang auf dem Mars beim Krater Gusev (Spirit am 19. Mai 2005)
+
+2007 fotografierte Mars Reconnaissance sieben fast kreisrunde schwarze und strukturlosen Flecken, die im Nordosten des Marsvulkans Arsia Mons liegen.[42] Der größte, genannt Jeanne, hat einen Durchmesser von etwa 150 Meter. Eine Schrägaufnahme der sonnenbeschienenen Seitenwand im August 2007 zeigte, dass es sich um einen mindestens 78 Meter tiefen senkrechten Schacht handeln muss. Diese Strukturen sind sehr wahrscheinlich vulkanischer Natur und durch den Einbruch einer nicht mehr tragfähigen Deckschicht entstanden.[43]
+
+Am 26. Dezember 2007 machte die High Resolution Stereo Camera des Mars Express Aufnahmen von Eumenides Dorsum, einem Bergrücken westlich der Tharsis-Region. Die Aufnahmen zeigen kilometerlange lineare Strukturen, die von Kanälen unterbrochen sind. Es handelt sich um durch Winderosion entstandene Yardangs (Windhöcker bzw. Sandwälle).
+
+Mit der Sonde Mars Odyssey wies die NASA im März 2008 eine umfangreiche Salzlagerstätte in den Hochebenen der Südhalbkugel nach. Die Wissenschaftler des JPL in Pasadena meinen, sie habe sich vor 3,5 bis 3,9 Milliarden Jahren gebildet. Vermutlich entstanden die Salze durch mineralienreiches Grundwasser, das an die Oberfläche gelangte und dort verdunstete. Die Bilder von „Mars Odyssey“ zeigen kanalähnliche Strukturen, die in den Salzbecken enden.[23] Insgesamt wurden über 200 Gebiete mit Salzvorkommen ausgemacht, die zwischen 1 und 25 km² groß sind. Die Entdeckung deutet darauf hin, dass der Mars vor langer Zeit ein wärmeres und deutlich feuchteres Klima hatte.[44]. Solche Klimaschwankungen dürften durch aperiodische Änderungen der Rotationsachse entstehen, deren Neigung (derzeit 25°) zwischen 14 und 50° variiert.[45]
+Die Orte der sieben erfolgreichen Marslandungen
+
+Am 26. Mai 2008 landete die Sonde Phoenix im nördlichen Polargebiet des Planeten. Sie suchte dort bis November 2008 im Boden nach Wassereis und „habitablen Zonen“, also für primitive Organismen bewohnbare Umgebungen. Ihr Roboterarm konnte Proben aus etwa 50 cm Tiefe holen, um sie dann in einem Minilabor zu analysieren. Phoenix entdeckte bei einer Grabung weiße Klümpchen, die nach einigen Tagen verschwanden. Man vermutete, dass es sich dabei um Wassereis handelt,[46] was am 31. Juli bestätigt wurde – beim Erhitzen einer Gesteinsprobe trat Wasserdampf aus.[47] Mit dem nasschemischen Labor MECA, das die wasserlöslichen Ionen im Marsboden bestimmte, konnten erhebliche Mengen an Perchloraten detektiert werden. Auf der Erde kommen Perchlorate in den ariden Wüstengebieten vor. Natriumperchlorat wird durch Oxidation von Natriumchlorid in der Atmosphäre erzeugt und dann mit dem Staub abgelagert.
+
+
+2010er Jahre
+Curiosity auf dem Mars
+
+Am 26. November 2011 um 15:02 UTC startete die Rover-Mission Mars Science Laboratory (Curiosity) der NASA mit einer Atlas V(541) von Cape Canaveral und landete am 6. August 2012 auf dem Mars. Der Rover kann weite Strecken zurücklegen und umfassende Untersuchungen eines großen Umkreises durchführen. Wichtigstes Projektziel sind geologische Analysen des Marsbodens.
+
+Am 18. November 2013 startete eine weitere NASA-Sonde zum Mars. Die Mission mit dem Projektnamen „Mars Atmosphere and Volatile Evolution“ (MAVEN) soll das Rätsel der verlorenen Atmosphäre aufklären.[48] Der Orbiter umkreist den Planeten seit dem 22. September 2014 und soll sich in fünf Tiefflügen annähern. Weiters wurde am 5. November 2013 eine indische Marsmission gestartet. Sie soll ebenfalls die Atmosphäre sowie verschiedene Oberflächenphänomene untersuchen.[49]
+
+ExoMars Rover ist ein europäischer Rover, dessen Start für 2020 geplant ist. Er soll speziell nach Spuren von Leben suchen. Die Finanzierung dieser Mission ist allerdings noch ungewiss.
+Geplante Missionen
+
+Weitere Pläne der NASA und ESA zur Marserforschung enthalten unter anderem das Aussetzen von kleineren Flugzeugen in der Atmosphäre und – nach 2020 – die Rückführung von Marsproben zur Erde (Mission Mars Sample Return).
+vergrößern und Informationen zum Bild anzeigen
+Panoramabild der Marsoberfläche, aufgenommen von der Sonde Pathfinder
+
+Im Januar 2004 kündigte der US-amerikanische Präsident George W. Bush Anstrengungen der USA für eine bemannte Marsmission an. Im Rahmen des Raumfahrtprogramms Constellation plante die NASA diese Flüge für die Zeit nach 2020. Der ehemalige NASA-Direktor Michael Griffin nannte die Zeit bis 2037. Constellation wurde aber durch die Nachfolgeregierung unter Barack Obama aus Kostengründen gestrichen.[50]
+
+Auch das langfristig angelegte europäische Raumfahrtprogramm Aurora strebt insbesondere die Landung eines Menschen auf dem Mars an und plant sie für das Jahr 2033.
+
+Darüber hinaus existieren im Rahmen von Visionen einer Marskolonisation Vorstellungen, den Mars durch Terraforming in weiter Zukunft in einen für den Menschen lebensfreundlicheren Planeten umzuwandeln. Robert Zubrin, Edwin Aldrin und andere namhafte Stimmen in den Vereinigten Staaten von Amerika treten mittlerweile dafür ein, auf dem Mars unter dem Motto Mars to Stay schon in naher Zukunft die erste menschliche Siedlung zu begründen: Das sei möglich und sinnvoll, weil es wesentlich weniger Aufwand erfordere, die ersten Marsfahrer dauerhaft auf dem Planeten siedeln zu lassen, als sie sogleich wieder zur Erde zurückzuholen.
+Möglichkeit von Leben
+→ Hauptartikel: Leben auf dem Mars
+
+Die Ökosphäre (oder habitable Zone) des Sonnensystems reicht von 0,95 bis 1,37 AE Abstand zur Sonne. Im Sonnensystem befindet sich nur die Erde innerhalb dieses Gürtels um die Sonne, der Mars liegt knapp außerhalb.
+
+Höheres oder gar intelligentes Leben gibt es auf dem Mars nicht, Wissenschaftler halten jedoch primitive Lebensformen (Mikroben) tiefer im Boden, um vor UV-Strahlen geschützt zu sein, für denkbar.[51] Tatsächlich haben die in der Antarktis im Inneren von Gesteinen lebenden Pilzarten Cryomyces antarcticus und Cryomyces minteri simulierte Mars-Umweltbedingungen relativ gut überstanden: Nach 18 Monaten auf der Internationalen Raumstation[52] enthielten knapp 10 % der Proben noch fortpflanzungsfähige Zellen.[53] Auch die Flechte Xanthoria elegans hat die simulierten Marsbedingungen während des Experiments überlebt.
+Vermutungen vor dem Raumzeitalter
+Marsoberfläche nach Oswald Lohse (1888). Auf der Karte ist das Kanalsystem Schiaparellis nicht eingezeichnet. Die von Lohse gewählten Namen für die „Seen“ und „Ozeane“ sind heute nicht mehr gebräuchlich
+
+Der Gedanke an die Möglichkeit von Leben auf dem Mars beflügelte oft die Fantasie der Menschen. Im 18. Jahrhundert beobachtete man, dass die dunklen Flecken auf der Marsoberfläche ihre Farbe änderten und wuchsen oder schrumpften. Man hielt sie für ausgedehnte Vegetationszonen, deren Ausdehnung sich mit den Jahreszeiten änderte.
+
+Durch Schiaparellis „Entdeckung“ der Marskanäle wurden die Spekulationen um intelligentes Leben auf dem Mars angefacht.
+
+So entstanden zahlreiche Legenden um vermeintliche Zivilisationen auf dem Mars. Die Diskussionen um die „Marsmenschen“ hielten etwa ein Jahrhundert an. Der US-Amerikaner Percival Lowell, einer der heftigsten Verfechter der Marskanäle-Theorie, gründete sogar eine eigene Sternwarte, um die Marsbewohner zu erforschen. Für ihn waren die Kanäle das Produkt außerirdischer Ingenieure, die geschaffen wurden, um die Marszivilisation vor einer großen Trockenheit zu retten. Lowell beschrieb seine Vorstellungen der Marswelt in zahlreichen Publikationen, die weite Verbreitung fanden.
+
+Obwohl nicht alle Astronomen die Kanäle sehen konnten und keine Fotos existierten, hielt sich die Theorie, begleitet von einer heftigen Debatte. Die Vorstellung von außerirdischem Leben übt bis heute eine Faszination auf die Menschen aus, die mit wissenschaftlichem Interesse alleine oft nicht erklärt werden kann. Erst die Ergebnisse der unbemannten Marsmissionen beendeten den Streit um die Kanäle.
+
+Untersuchungen durch Viking
+
+Als im Juli 1976 der Orbiter 1 der Viking-Mission Bilder der Cydonia-Region machte und diese zur Erde schickte, wurde der Mars in der Öffentlichkeit wieder zum Gesprächsthema. Eine der Aufnahmen zeigte eine Formation auf der Marsoberfläche, die einem menschlichen Gesicht ähnelte, das gen Himmel blickt. In der unmittelbaren Nähe wurden außerdem Strukturen entdeckt, die Pyramiden auf der Erde ähneln, sowie rechteckige Strukturen (von den Wissenschaftlern „Inka-Stadt“ getauft). Erst die Mission Mars Global Surveyor der NASA brachte im April 1998 für viele die Ernüchterung: Alle entdeckten Strukturen waren das Ergebnis natürlicher Erosion. Durch neue Bilder mit wesentlich höherer Auflösung wurde deutlich, dass auf dem Mars keine künstlichen Strukturen außerirdischer Intelligenz ersichtlich sind.
+Das Marsgesicht in der Cydonia-Region; Aufnahme des Orbiters von Viking 1, 1976
+
+Viking 1 und 2 hatten unter anderem die Aufgabe, der Frage nach dem Leben auf dem Mars nachzugehen. Dabei wurden ein chemisches und drei biologische Experimente durchgeführt. In dem chemischen Experiment wurde versucht, organische Substanzen im Marsboden nachzuweisen. Dazu wurde eine am MIT entwickelte GC/MS-Einheit (Kopplung eines Gaschromatographen mit einem Massenspektrometer) benutzt. Es konnten allerdings keine auf Kohlenstoff aufbauenden organischen Substanzen nachgewiesen werden.
+
+Das erste biologische Experiment beruhte auf Stoffwechselaktivitäten von Organismen. Eine Bodenprobe wurde mit einer Nährlösung benetzt und entstehende Gase registriert. Der Marsboden reagierte auf das Experiment mit Abgabe großer Mengen Sauerstoff. Im zweiten Experiment wurde eine Nährlösung mit radioaktiven Kohlenstoffatomen versehen und auf eine Probe gegeben. Als Ergebnis eines Stoffwechsels hätten sie unter den ausgeschiedenen Gasen nachgewiesen werden müssen. Tatsächlich wurden radioaktive Kohlenstoffatome nachgewiesen. Das dritte Experiment war ein Photosynthese-Experiment. Radioaktiv markiertes Kohlendioxid wurde dem Marsboden zugesetzt. Dieses Kohlendioxid hätte assimiliert werden und später nachgewiesen werden müssen. Auch dieses Ergebnis war positiv. Obwohl die Ergebnisse der biologischen Experimente positiv waren, gaben sie aufgrund des negativen Ergebnisses des GC/MS-Versuchs keinen schlüssigen Beweis für die Existenz oder Nichtexistenz von Leben auf dem Mars.
+1990er und 2000er Jahre
+Marsgesicht, Aufnahme von Mars Global Surveyor, 2001
+
+Im Jahr 1996 fanden David S. McKay und seine Mitarbeiter Strukturen im Marsmeteoriten ALH 84001, die sie als Spuren von fossilen Bakterien deuteten. Das in diesem Meteoriten gefundene, kettenartig angeordnete Magnetit ähnelt morphologisch dem bakteriellen Magnetit aus Magnetospirillum magnetotacticum. Allerdings wird die Beweiskraft der gefundenen Strukturen von vielen Wissenschaftlern angezweifelt, da diese auch auf rein chemischem Wege entstehen konnten.
+
+Am 23. Januar 2004 entdeckte die europäische Marssonde Mars Express am Südpol des Mars große Mengen gefrorenen Wassers, Ende Juli 2005 auch in einem nahe dem Nordpol gelegenen Krater.
+
+Ende März 2004 wurde bekannt, dass Forscher der NASA und der ESA unabhängig voneinander Methan in der Marsatmosphäre nachgewiesen haben. Ob das Methan geologischen Ursprungs ist oder etwa durch den Stoffwechsel von Mikroorganismen gebildet wurde, sollen weitere Untersuchungen zeigen.
+
+Ebenfalls Anfang 2004 entdeckte die Marssonde Opportunity Gesteine, die in offenstehendem Wasser abgelagert worden sein müssen und viele regelmäßig verteilte kugelige, bis 1 cm große Hämatit-Konkretionen enthalten. Solche Konkretionen kommen auch auf der Erde vor. Unter irdischen Bedingungen ist es wahrscheinlich, dass bei ihrer Entstehung Bakterien beteiligt sind. Ob dies auch für den Mars gilt, könnten nur Laboruntersuchungen auf der Erde zeigen.
+
+Weitere Mikrostrukturen, welche die Rover Spirit und Opportunity 2004 entdeckt hatten und in denen ein Teil der interessierten Öffentlichkeit Hinweise auf Leben hatte sehen wollen, erwiesen sich bei näherer Untersuchung als abiotisch oder künstlich, so zum Beispiel Schleifspuren auf durch die Instrumente bearbeiteten Gesteinsoberflächen oder Filamente, die sich als Textilfasern der Lande-Airbags herausstellten.
+
+Forschungsergebnisse auf der Erde bestätigen, dass es Leben auch in extremen Bedingungen geben kann. Bei Bohrungen im grönländischen Eis entdeckten Forscher der University of California, Berkeley im Jahre 2005 in drei Kilometern Tiefe eine auffallende Menge Methan. Dieses Gas produzierten methanogene Bakterien, die trotz unwirtlicher Lebensbedingungen wie Kälte, Dunkelheit und Nährstoffmangel im Eis überleben. Dabei erhalten sie sich nur mühsam am Leben – sie reparieren Erbgutschäden, vermehren jedoch nicht nennenswert ihre Population. Methanogene Mikroben sind eine Untergruppe der Archaebakterien, die sich auf Extremstandorte spezialisiert haben. So fanden sich im Jahr 2002 Mikroben in einer 15.000 Jahre alten heißen Quelle in Idaho. Die Bakterien zählen, wie schon der Name besagt, zu den ältesten Mikroorganismen der Erde. Die Wissenschaftler schätzen das Alter der in Grönland entdeckten Bakterienkolonie auf 100.000 Jahre und vermuten, dass das in der Atmosphäre des Roten Planeten nachgewiesene Methan nicht nur von chemischen Prozessen, sondern auch von solchen Mikroben stammen könnte.
+Aktuelle Forschung
+
+Mit dem Mars Science Laboratory wird versucht, neue Aufschlüsse über mögliches Leben auf dem Mars zu liefern. Es ist fraglich, ob der Mars-Rover tief genug bohren kann, um Leben oder zumindest Lebensreste zu finden. Aber eine Isotopenanalyse des Methans kann bereits weitere Aufschlüsse geben. Leben, wie es auf der Erde bekannt ist, bevorzugt leichtere Wasserstoffisotope.
+Beobachtung
+Stellung zur Erde und Bahneigenschaften
+Planetenschleife des Mars im Sternbild Wassermann im Jahr 2003
+
+Aufgrund der Bahneigenschaften der Planeten „überholt“ die Erde den Mars durchschnittlich alle 779 Tage auf ihrer inneren Bahn. Diesen Zeitraum, der zwischen 764 und 811 Tagen schwankt, nennt man synodische Periode. Befinden sich Sonne, Erde und Mars in dieser Anordnung auf einer Linie, so steht der Mars von der Erde aus gesehen in Opposition zur Sonne. Zu diesem Zeitpunkt ist Mars besonders gut zu beobachten, er steht dann als rötlicher „Stern“ auffallend hell am Nachthimmel. Beobachtet man den Mars regelmäßig, kann man feststellen, dass er vor und nach einer Opposition am Himmel eine Schleifenbewegung vollführt. Diese Planetenschleife (Oppositionsschleife) ergibt sich aus den Sichtwinkeln, die Mars bietet, während er von der Erde überholt wird.
+Marsoppositionen von 2003 bis 2018, relative Bewegung des Mars zur Erde, mit der Erde im Zentrum; Ansicht auf die Ekliptikebene
+
+Da die Planeten sich nicht auf idealen Kreisbahnen, sondern auf mehr oder weniger stark ausgeprägten elliptischen Bahnen bewegen, haben Erde und Mars zum Zeitpunkt der Oppositionen unterschiedliche Entfernungen zueinander. Diese können zwischen 55,6 und 101,3 Millionen Kilometern bzw. 0,37 und 0,68 AE betragen. Bei einer geringen Oppositionsentfernung spricht man von einer Perihelopposition, bei einer großen von einer Aphelopposition.
+Schwankung des minimalen Abstands Erde–Mars bei Oppositionen. Die tatsächlichen Werte sind an den einzelnen Punkten ablesbar. Die verbindende Kurve veranschaulicht die mathematische Gesetzmäßigkeit.
+
+Die alle 15 bis 17 Jahre stattfindenden Periheloppositionen bieten die besten Gelegenheiten, den Mars von der Erde aus mittels Teleskop zu beobachten. Der Planet hat dann einen scheinbaren Durchmesser von bis zu 25,8 Bogensekunden. Bei einer Aphelopposition ist er mit 14,1 Bogensekunden nur etwa halb so groß. Besonders erdnahe Oppositionen fanden im Abstand von jeweils 79 Jahren, zum Beispiel in den Jahren 1766, 1845, 1924 und 2003 statt. Am 28. August 2003 betrug der Abstand Erde–Mars 55,76 Millionen Kilometer. Dies war die geringste Distanz seit etwa 60.000 Jahren.[54][55] Erst im Jahre 2287 wird der Mars der Erde noch näher kommen, der Abstand beträgt dann 55,69 Millionen Kilometer.
+
+Im Teleskop erscheint der Mars zunächst als rötliches Scheibchen. Bei stärkerer Vergrößerung können die Polkappen und dunkle Oberflächenmerkmale wie die Große Syrte ausgemacht werden. Treten auf dem Mars größere Staubstürme auf, verblassen die Merkmale, da die Oberfläche von einer rötlichen Dunstschicht eingehüllt wird, die sich mitunter über Wochen halten kann. Durch den Einsatz von CCD-Kameras sind mittlerweile auch Amateurastronomen in der Lage, detailreiche Aufnahmen der Marsoberfläche zu erzielen, wie sie vor etwa zehn Jahren nur von den leistungsfähigsten Großteleskopen erstellt werden konnten.
+
+Ereignisse (Jahreszeitenbeginn gilt für die Nordhalbkugel):[56][57][58]
+Ereignis 	Frühlingsbeginn 	Aphel 	Sommerbeginn 	Herbstbeginn 	Perihel 	Winterbeginn
+Datum 	18. Juni 2015 	20. November 2015 	15. Februar 2014 	17. August 2014 	12. Dezember 2014 	11. Januar 2015
+Nächste
+Termine 	5. Mai 2017 	7. Oktober 2017 	3. Januar 2016 	4. Juli 2016 	29. Oktober 2016 	28. November 2016
+Ereignis 	Konjunktion 	Opposition
+Datum 	14. Juni 2015 	8. April 2014
+Nächste
+Termine 	27. Juli 2017 	22. Mai 2016
+Sichtbarkeiten
+→ Hauptartikel: Marspositionen
+
+Wegen der Exzentrizität der Marsbahn kann der erdnächste Punkt bis zu einer Woche vor oder nach der Opposition erreicht werden, und die scheinbare Helligkeit während der Opposition sowie der Erdabstand und der scheinbare Durchmesser während der Erdnähe können recht unterschiedlich ausfallen.
+
+Eine Opposition findet etwa alle zwei Jahre (779,94 Tage) statt. Dabei kann bei einer Perihelopposition die maximale scheinbare Helligkeit bis zu −2,91m erreichen. Zu diesem Zeitpunkt sind nur die Sonne, der Erdmond, die Venus und in seltenen Fällen Jupiter (bis zu −2,94m) noch heller. Bei Konjunktion hingegen erscheint Mars nur mehr mit einer Helligkeit von +1,8m.[1]
+Kulturgeschichte
+Beschäftigung mit dem Mars von der Antike bis in die Neuzeit
+Allegorische Darstellung des Mars als Herrscher der Tierkreiszeichen Widder und Skorpion, von Hans Sebald Beham, 16. Jahrhundert
+
+Der Mars bewegte die Menschheit von alters her besonders. Im alten Ägypten wurde Mars als „Horus der Rote“ bezeichnet. Da der Planet sich während seiner Oppositionsschleife (Planetenschleife) zeitweise rückläufig bewegt, sprachen die Ägypter davon, dass Mars rückwärts wandere. Der Name der ägyptischen Hauptstadt „Kairo“ leitet sich von „Al Qahira“ ab, dem altarabischen Namen für den Planeten Mars.
+
+Im indischen Sanskrit wird der Mars als „Mangal“ (verheißungsvoll), „Angaraka“ (Glühende Kohle) und „Kuja“ (der Blonde) bezeichnet. Er repräsentiert kraftvolle Aktion, Vertrauen und Zuversicht.
+
+Aufgrund seiner roten Färbung wurde der Mars in verschiedenen Kulturen mit den Gottheiten des Krieges in Verbindung gebracht. Die Babylonier sahen in ihm Nergal, den Gott der Unterwelt, des Todes und des Krieges. Für die Griechen und Römer der Antike repräsentierte er deren Kriegsgötter Ares beziehungsweise Mars. In der nordischen Mythologie steht er für Tyr, den Gott des Rechts und des Krieges. Die Azteken nannten ihn Huitzilopochtli, der Zerstörer von Menschen und Städten. Für die Chinesen war er Huoxing (chin. Huŏxīng, 火星), Stern des Feuers.
+
+In der Astrologie ist Mars unter anderem das Symbol der Triebkraft. Es wird dem Element Feuer, dem Planetenmetall Eisen, den Tierkreiszeichen Widder und Skorpion sowie dem 1. Haus zugeordnet.
+Rezeption in Literatur, Film, Videospiele und Musik
+
+Der Mars und seine fiktiven Bewohner sind auch Thema zahlreicher Romane und Verfilmungen.
+
+Ein Beispiel des 18. Jahrhunderts ist Carl Ignaz Geigers Roman Reise eines Erdbewohners in den Mars von 1790.
+
+1880 veröffentlichte Percy Greg seinen Roman Across the Zodiac, in dem er eine Reise in einem Raumschiff namens Astronaut zum Mars beschrieb.
+
+Die klassische Figur des kleinen grünen Männchens mit Antennen auf dem Kopf erschien erstmals 1913 in einem Comic und ist seitdem Klischee.
+
+Als der Astronom Percival Lowell Ende des 19. Jahrhunderts die Vorstellung entwickelte, die mit dem Fernrohr wahrnehmbaren Marskanäle seien künstlich angelegte Wasserkanäle, wurde diese Idee in der Science-Fiction-Literatur aufgegriffen und weitergesponnen. Dort wurde der Mars häufig als eine sterbende Welt vorgestellt, in deren kalten Wüstenregionen alte und weit entwickelte Zivilisationen ums Überleben kämpften.
+
+Kurd Laßwitz brachte 1897 seinen sehr umfangreichen Roman Auf zwei Planeten über einen Besuch bei den Marsbewohnern heraus.
+Angriff der Marsianer in Krieg der Welten von H. G. Wells. Buchillustration der französischen Ausgabe von Alvim Corréa von 1906
+
+In H. G. Wells’ bekanntem Roman Krieg der Welten, der 1898 erschien, verlassen die Marsianer ihre Heimatwelt, um die lebensfreundlichere Erde zu erobern. Die Menschheit, die den hochtechnisierten kriegerischen Marsianern hoffnungslos unterlegen ist, entgeht ihrer Auslöschung nur dadurch, dass die Invasoren von für Menschen harmlosen, irdischen Mikroben dahingerafft werden. Orson Welles verwendete den Stoff im Jahre 1938 in einem Hörspiel, wobei er die Marsianer in New Jersey landen ließ. Das Hörspiel wurde im Stil einer realistischen Reportage ausgestrahlt. Hörer, die sich später einschalteten, hielten die Invasion der Marsianer für Realität.
+
+Wells’ Romanvorlage wurde 1952 verfilmt, wobei die Handlung wiederum in die USA der Gegenwart verlegt wurde. Der Film erhielt für die damals bahnbrechenden Spezialeffekte einen Oscar.
+
+1923 brachte Tolstoi seinen Roman Aelita heraus, der von der Liebe eines sowjetischen Ingenieurs zur Marsprinzessin und dem Untergang der Zivilisation auf dem Planeten handelt. Dieses Werk wurde 1924 verfilmt.
+
+Im Jahr 1978 entstand der Film Unternehmen Capricorn. Er griff das Thema der Verschwörungstheorien zur Mondlandung auf, indem er es in sehr zugespitzter Form auf eine im Filmstudio vorgetäuschte Marsexpedition übertrug.
+
+Der 1996 entstandene Film Mars Attacks! setzt sich ironisch mit dem Thema Marsinvasion auseinander, wobei den Marsianern amerikanische Schnulzenmusik aus den 1950er Jahren zum Verhängnis wird.
+
+Unter der Regie von Brian De Palma wurden im Jahr 2000 mit dem Film Mission to Mars die Spekulationen um das Marsgesicht der Cydonia-Region als hinterlassenes Bauwerk dramatisch weitgehend thematisiert.
+
+Steven Spielbergs 2005 entstandenes Remake von Krieg der Welten nahm noch einmal das Thema auf und zeigte die Invasion von Außerirdischen auf der Erde aus der Sicht eines Familienvaters aus den USA.
+
+Weitere bekannte Science-Fiction-Filme, die auf dem Mars handeln, sind Red Planet (2000) und Die totale Erinnerung – Total Recall (1990).
+
+Edgar Rice Burroughs, der Autor von Tarzan, schrieb von 1917 bis 1943 die elfbändige Saga John Carter vom Mars, in der sich der irdische Held in marsianische Prinzessinnen verliebt und gegen Luftpiraten, grünhäutige Unholde, weiße Riesenaffen und andere Untiere kämpft.
+
+Die Mars-Chroniken (1950), eine stimmungsvolle Sammlung von Erzählungen des Schriftstellers Ray Bradbury, sind ebenfalls auf dem Mars angesiedelt.
+
+Große Beachtung erhielt die Marstrilogie, eine von Kim Stanley Robinson von 1993 bis 1996 verfasste Romanserie über die Besiedelung des Mars. Der besondere Ansatz dieser Geschichten liegt in der vorwiegend technischen Schilderung unter vollständigem Verzicht phantastischer Elemente.
+Die Route von Mark Watney in einer nachgestellten topographischen Kartierung des DLR-Instituts für Planetenforschung
+
+Der wohl prominenteste Auftritt des Mars in der Musik dürfte der erste Satz von Gustav Holsts Orchestersuite Die Planeten (1914–1916) sein, deren erster Satz Mars, the Bringer of War mit seinem drohend-martialischen Charakter die mythologische Gestalt Mars eindrucksvoll porträtiert.
+
+Bestsellerautor Andreas Eschbach verfasste von 2001 bis 2008 die Pentalogie Das Marsprojekt.
+
+2011 veröffentlichte Andy Weir den Science-Fiction-Roman Der Marsianer, in dem ein Astronaut nach einem Unfall auf dem Mars zurückgelassen wird und fortan um sein Überleben kämpfen muss. Mit Der Marsianer – Rettet Mark Watney erschien 2015 eine Verfilmung dieses Bestsellers.
+
+Helga Abret und Lucian Boa geben in ihrem Buch Das Jahrhundert der Marsianer (1984) einen literarischen Überblick über Erzählungen und Romane über den Mars und seine fiktiven Bewohner. Von der Beschreibung einer „ekstatischen Reise“ zum Mars (Itinerarium exstaticum coeleste, 1656) des Jesuitenpaters Athanasius Kircher bis hin zu Science-Fiction-Erzählungen des 20. Jahrhunderts reicht die Bandbreite der kommentierten Werke, mit denen die Autoren aufzuzeigen versuchen, dass „sich aus dem Zusammenwirken von Naturwissenschaften, Astronomie und Literatur ein moderner Mythos“[59] entwickelte.
+
new file mode 100644
--- /dev/null
+++ b/xpcom/tests/gtest/wikipedia/ja.txt
@@ -0,0 +1,151 @@
+
+
+火星(かせい、ラテン語: Mars マールス、英語: マーズ、ギリシア語: Άρης アレース)は、太陽系の太陽に近い方から4番目の惑星である。地球型惑星に分類され、地球の外側の軌道を公転している。
+
+英語圏では、その表面の色から、Red Planet(レッド・プラネット、「赤い惑星」の意)という通称がある。
+
+物理的性質[編集]
+地球と火星の大きさ比較。
+
+火星は地球型惑星に分類される、いわゆる硬い岩石の地表を持った惑星である。火星が赤く見えるのは、その表面に地球のような水の海が無く、地表に酸化鉄(赤さび)が大量に含まれているためである。直径は地球の半分ほどで、質量は地球の約 1/10 に過ぎないため、火星の地表での重力の強さは地球の40%ほどしかない。火星の表面積は、地球の表面積の約 1/4であるが、これは地球の陸地の面積(約1.5億km2)とほぼ等しい。火星の自転周期は地球のそれと非常に近く、火星の1日(1火星太陽日、1 sol)は、24時間39分35.244秒である。また地球と同じように太陽に対して自転軸を傾けたまま公転しているので、火星には季節が存在する。
+質量[編集]
+
+地球や金星と比べて火星の質量は小さい[2]。太陽系の惑星移動のモデルであるグランド・タックモデルによると、木星は火星形成前に一度火星軌道程度まで太陽に近づき、後に現在の軌道に落ち着いたとしている[2]。その際、火星の構成に使用されたであろう質量の小天体をはじき飛ばしてしまったため、火星が十分成長できなかった可能性を示唆している[2]。
+大気[編集]
+詳細は「火星の大気」を参照
+火星(この低軌道写真の中の地平線で見える)の薄い大気
+
+火星の大気は希薄で、地表での大気圧は約750Paと地球での平均値の約0.75%に過ぎない。逆に大気の厚さを示すスケールハイトは約11kmに達し、およそ6kmである地球よりも高い。これらはいずれも、火星の重力が地球よりも弱いことに起因している。大気が希薄なために熱を保持する作用が弱く、表面温度は最高でも約20℃である。大気の組成は二酸化炭素が95%、窒素が3%、アルゴンが1.6%で、他に酸素や水蒸気などの微量成分を含む。ただし、火星の大気の上層部は太陽風の影響を受けて宇宙空間へと流出していることが、ソビエト連邦の無人火星探査機のフォボス2号によって観測されている。したがって上記の火星の大気圧や大気組成は、長い目で見ると変化している可能性、そして今後も変化してゆく可能性が指摘されている。
+
+2003年に地球からの望遠鏡による観測で大気にメタンが含まれている可能性が浮上し、2004年3月のマーズ・エクスプレス探査機の調査による大気の解析でメタンの存在が確認された。現在観測されているメタンの量の平均値は体積比で約11±4 ppb である。
+
+火星の環境下では不安定な気体であるメタンの存在は、火星にメタンのガス源が存在する(または、少なくとも最近100年以内には存在していた)という興味深い事実を示唆している。ガスの生成源としては火山活動や彗星の衝突、あるいはメタン菌のような微生物の形で生命が存在するなどの可能性が考えられているが、いずれも未確認である。地球の海では、生物によってメタンが生成される際には同時にエタンも生成される傾向がある。一方、火山活動から放出されるメタンには二酸化硫黄が付随する。メタンは火星表面の所々に局所的に存在しているように見える事から、発生したメタンは大気中に一様に分布するよりも短時間で分解されていることがうかがえる。それゆえ、おそらく持続的に大気中に放出されているとも推測される。発生源に関する仮説でどれが最も有力かを推定するために、メタンと同時に放出される別の気体を検出する計画も現在進められている。
+
+火星大気には大きく変化する面もある。冬の数ヶ月間に極地方で夜が続くと、地表は非常に低温になり、大気全体の25%もが凝固して厚さ数メートルに達する二酸化炭素の氷(ドライアイス)の層をつくる。やがて、極に再び日光が当たる季節になると二酸化炭素の氷は昇華して、極地方に吹き付ける400km/hに達する強い風が発生する。これらの季節的活動によって大量の塵や水蒸気が運ばれ、地球と似た霜や大規模な巻雲が生じる。このような水の氷からなる雲の写真が2004年にオポチュニティによって撮影されている(撮影画像)。また、南極で二酸化炭素が爆発的に噴出した跡がマーズ・オデッセイによって撮影されている[3]。
+
+火星は短い時間尺度では温暖化していることを示唆する証拠も発見されている[4]。しかし21世紀初頭の火星は1970年代よりは寒冷である[5]。
+地質[編集]
+スピリットが抉った地表。明るいシリカ(二酸化ケイ素)が剝き出しになっている。
+
+火星の表面は主として玄武岩と安山岩の岩石からなっている。いずれも地球上ではマグマが地表近くで固まって生成する岩石であり、含まれる二酸化ケイ素 (SiO2) の量で区別される。火星では多くの場所が厚さ数メートルあるいはそれ以上の滑石粉のような細かい塵で覆われている。
+
+マーズ・グローバル・サーベイヤー探査機による火星の磁場の観測から、火星の地殻が向きの反転を繰り返すバンド状に磁化されていることが分かっている。この磁化バンドは典型的には幅160km、長さ1,000kmにわたっている。このような磁化のパターンは地球の海底に見られるものと似ている。1999年に発表された興味深い説によると、これらのバンドは過去の火星のプレートテクトニクス作用の証拠かもしれないと考えられている。しかしそのようなプレート活動があった証拠はまだ確認されていない[6]。2005年10月に発表された新たな発見は上記の説を支持するもので、地球で発見されている海底拡大によるテクトニクス活動と同様の活動が太古の火星にあったことを示している[7]。もしこれらが正しければ、これらの活動によって炭素の豊富な岩石が地表に運ばれることによって地球に近い大気が維持され、一方で磁場の存在によって火星表面が宇宙放射線から守られることになったかもしれない。またこれらとは別の理論的説明も提案されている。
+オポチュニティによって撮影された火星の岩石の顕微鏡写真。過去に水の作用によって作られたと考えられている。
+
+オポチュニティによる発見の中に、メリディアニ平原で採取した岩石から小さな球形の赤鉄鉱(ヘマタイト)が発見された。この球体は直径わずか数mmしかなく、数十億年前に水の多い環境の下で堆積岩として作られたものと考えられている。他にも鉄ミョウバン石など、硫黄、鉄、臭素を含む鉱物が発見されている。これらを含む多くの証拠から、学術誌「サイエンス」 2004年12月9日号において50名の研究者からなる研究グループは、「火星表面のメリディアニ平原では過去に液体の水が断続的に存在し、地表の下が水で満たされていた時代が何回かあった。液体の水は生命にとって鍵となる必要条件であるため、我々は火星の歴史の中でメリディアニでは生命の存在可能な環境が何度か作られていたと推測している」と結論している。メリディアニの反対側の火星表面では、コロンビア・ヒルズにおいてスピリットが針鉄鉱を発見している。これは(赤鉄鉱とは異なり)水が存在する環境で「のみ」作られる鉱物である。スピリットは他にも水の存在を示す証拠を発見している。
+
+マーズ・グローバル・サーベイヤーが2006年に撮影した写真から、クレーター内壁の斜面を液体が流れた痕跡が見つかったが、1999年に同じ場所を撮影した写真には写っておらず、それ以降にできたものと思われる。
+
+1996年、火星起源であると考えられている隕石「ALH84001」を調査していた研究者が、火星の生命によって残されたと思われる微小化石がこの隕石に含まれていることを報告した。2005年現在、この解釈についてはいまだに議論があり、合意は得られていない。
+地形[編集]
+火星の地形図。特徴的な地形として、西部のタルシス火山群(オリンポス山を含む)、タルシスの東にあるマリネリス峡谷、南半球のヘラス盆地などがある
+「火星の地形一覧」も参照
+
+火星の地形は大きく二通りに分かれており、特徴的である。北半球は溶岩流によって平らに均された平原(北部平原の成因としては大量の水による侵食説もある)が広がっており、一方、南半球は太古の隕石衝突による窪地やクレーターが存在する高地が多い。地球から見た火星表面もこのために二種類の地域に分けられ、両者は光の反射率であるアルベドが異なっている。明るく見える平原は赤い酸化鉄を多く含む塵と砂に覆われており、かつては火星の大陸と見立てられてアラビア大陸 (Arabia Terra) やアマゾニス平原 (Amazonis Planitia) などと命名されている。暗い模様は海と考えられ、エリトリア海 (Mare Erythraeum)、シレーヌス(セイレーンたち)の海 (Mare Sirenum)、オーロラ湾 (Aurorae Sinus) などと名づけられている。地球から見える最も大きな暗い模様は大シルチス (Syrtis Major) である。
+北極地の初夏極冠
+
+火星には水と二酸化炭素の氷からなる極冠があり、火星の季節によって変化する。二酸化炭素の氷は夏には昇華して岩石からなる表面が現れ、冬には再び氷ができる。楯状火山であるオリンポス山は標高27kmの太陽系最高の山である[8]。この山はタルシス高地と呼ばれる広大な高地にあり、この地方にはいくつかの大きな火山がある。火星には太陽系最大の峡谷であるマリネリス峡谷も存在する。この峡谷は全長4,000km、深さ7kmに達する。火星には多くのクレーターも存在する。最大のものはヘラス盆地で、明るい赤色の砂で覆われている。
+
+火星の最高地点と最低地点の標高差は約31kmである。オリンポス山の山頂 27km が最も高く、ヘラス盆地の底部、標高基準面の約 4km 下が最も低い。これと比べて地球の最高点と最低点(エベレストとマリアナ海溝)の差は19.7kmに過ぎない。両惑星の半径の差を考えると、火星が地球よりもおよそ3倍も凸凹であることを示している。
+
+21世紀初頭現在では、国際天文学連合 (IAU) の惑星系命名ワーキンググループが火星表面の地形名の命名を担当している。
+座標の基準[編集]
+
+火星には海がないので海抜という定義は使えない。従って高度0の面、すなわち平均重力面を選ぶ必要がある。火星の基準測地系は4階4次の球面調和関数重力場で定義され、高度0は温度273.16Kでの大気圧が610.5Pa(地球の約0.6%)となる面として定義されている。この圧力と温度は水の三重点に対応している。
+
+火星の赤道はその自転から定義されているが、基準子午線の位置は地球の場合と同様に任意の点が選ばれ、後世の観測者によって受け入れられていった。ドイツの天文学者ヴィルヘルム・ベーアとヨハン・ハインリッヒ・メドラーは1830年から32年にかけて最初の火星の体系的な地図を作成した際に、ある小さな円形の模様を基準点とした。彼らの選択した基準点は1877年に、イタリアの天文学者ジョヴァンニ・スキアパレッリが有名な火星図の作成を始めた際に基準子午線として採用された。1972年に探査機マリナー9号が火星の広範囲の画像を撮影した後、子午線の湾のベーアとメドラーの子午線上にある小さなクレーター(後にエアリー0と呼ばれる)がアメリカ、RAND社のメルトン・デーヴィスによって、惑星撮影時の制御点ネットワークを決める際により正確な経度0.0度の定義として採用された。
+「運河」[編集]
+
+火星にはかつて生命が存在したという考えのために、火星は人類の想像の世界の中で重要な位置を占めている。こういった考えは主に19世紀に多くの人々によって行われ、特にパーシヴァル・ローウェルやジョヴァンニ・スキアパレッリによる火星観測から生まれ、一般に知られるようになった、スキアパレッリは観測された模様をイタリア語: canali(溝)という語で記述した。これが英語: canal(運河)と誤訳され、ここから「火星の運河」という説が始まった[9]。これらの火星表面の模様は人工的な直線状の模様のように見えたために運河であると主張され、またある領域の明るさが季節によって変化するのは植物の成長によるものだと考えられた。これらの考えから火星人に関連した多くの話が生まれた。しかし今日では色の変化は塵の嵐のためであると考えられている。
+火星の衛星[編集]
+詳細は「火星の衛星」を参照
+
+火星にはフォボスとダイモスの2つの衛星が存在する。ともに1877年にアサフ・ホールによって発見され、ギリシア神話で軍神アレースの戦いに同行した息子のフォボス(「狼狽」の意)、ダイモス(「恐怖」の意)から名付けられた。アレースはローマ神話では戦争の神マルスとして知られている。
+火星探査[編集]
+ヴァイキング1号の着陸地点
+詳細は「火星探査」、「火星探査機」、および「火星にある人工物の一覧」を参照
+
+火星の地表や気候、地形を研究するために、ソ連、アメリカ、ヨーロッパ、日本によって今までに軌道探査機、着陸機、ローバーなどの多くの探査機が火星に送り込まれた。火星を目指した探査機のうち、約 2/3 がミッション完了前に、またはミッション開始直後に何らかの失敗を起こしている。この高い失敗率の一部は技術上の問題によるものと考えられるが、特に考えられる原因がないまま失敗したり交信が途絶えたりしたものも多く、研究者の中には冗談半分に地球-火星間の「バミューダトライアングル」と呼んだり、火星探査機を食べて暮らしている宇宙悪霊がいると言ったり、火星の呪いと言う人もいる。
+
+最も成功したミッションとしては、ソ連の火星探査機計画やアメリカのマリナー計画、バイキング計画、マーズ・グローバル・サーベイヤー、マーズ・パスファインダー、2001マーズ・オデッセイなどがある。グローバル・サーベイヤーは峡谷や土石流の写真を撮影し、帯水層と同様の液体の水が流れる水源が火星の地表または地表近くに存在する可能性を示唆した。2001マーズ・オデッセイは、火星の南緯60度以南の南極地方の地下約3m以内の表土には大量の水の氷が堆積していることを明らかにした。
+
+2003年、欧州宇宙機関 (ESA) はマーズ・エクスプレス・オービタと着陸機ビーグル2からなるマーズ・エクスプレス探査機を打ち上げた。マーズ・エクスプレス・オービタは火星の南極に水と二酸化炭素の氷が存在することを確認した。NASA はそれ以前に北極について、同様の氷が存在することを確認していた。ビーグル2との交信には失敗し、2004年2月初旬にビーグル2が失われたことが宣言された。
+スピリットによって撮影されたコロンビア・ヒルズのパノラマ画像。アメリカにあるカホキア墳丘という先住民遺跡にちなんで Cahokia panorama と呼ばれている
+
+同じ2003年に NASA はスピリット (MER-A)、オポチュニティ (MER-B) と命名された2機のマーズ・エクスプロレーション・ローバーを打ち上げた。2機とも2004年1月に無事に着陸し、全ての探査目標を調査した。当初計画されたミッションは90日間だったが、ミッションは数回延長され、いくつかの機械的トラブルは起きたものの、2007年現在もなお科学的成果を地球に送り続けている。最大の科学的成果は、両方の着陸地点で過去のある時期に液体の水が存在した証拠を発見したことである。また、火星の地上で撮影された旋風 (dust devil) が火星の地表を動いていく様子がスピリットによって検出された。この旋風はマーズ・パスファインダーで初めて撮影されていた。
+スピリットによって撮影された火星の旋風
+
+2012年にマーズ・サイエンス・ラボラトリーが火星に到着し、キュリオシティー着陸の過程を撮影した720p10fpsの高精細な動画が地球に送られた。 キュリオシティーには過去火星に投入された探査機の中では最高の解像度 (1600×1200) のカメラが搭載されており、次々に高精細なパノラマ画像が送られている。
+有人火星探査[編集]
+詳細は「有人火星探査」および「火星の植民」を参照
+有人火星探査の想像図。
+
+ヴェルナー・フォン・ブラウンをはじめ、多くの人々が有人月探査の次のステップは、有人火星探査であると考えてきた。有人探査の賛同者は、人間は無人探査機よりも幾分優れており、有人探査を進めるべきだと主張している。
+
+アメリカ合衆国のブッシュ大統領(父)は1989年に月および火星の有人探査構想を明らかにしたが、多額の予算を必要とするために断念された。また、ブッシュ大統領(息子)も2004年1月14日に「宇宙探査の将来」と題した新たな計画を発表した。これによると、アメリカは2015年までにもう一度月に有人探査機を送り、その後有人での火星探査の可能性を探ることとなっていた(コンステレーション計画)。また、ロシアも将来的に有人火星探査を行うことを予定しており、技術的・経済的に判断して2025年までには実現可能であるとしている。更にESAも、2030年までに人間を火星に送る「オーロラ・プログラム」と呼ばれる長期計画を持っている。
+
+特にネックとなるのは、火星への往復と滞在期間の合計で1年強から3年弱という、月探査とは比較にならない長期間のミッションであることと、運ばなければならない物資の量である。このため、火星の大気から帰還用燃料を製造する無人工場を先行して送り込み、有人宇宙船は往路分のみの燃料で火星に到達し、探査後に無人工場で製造されていた燃料で帰還するというプラン「マーズ・ダイレクト」なども提案されている。
+
+2010年、オバマ大統領はコンステレーション計画の中止を表明したが、同時に予算を新型のロケットエンジン開発などの将来性の高い新技術開発に振り向けるとしており、より短期間で火星に到達できる航行手段が実用化される事が期待される。また、同計画の代わりにオバマ大統領は、2030年代半ばを目標にした新たな有人火星探査計画も発表している。
+火星探査批判[編集]
+
+火星探査は近年根強く実施されているが、前述のように探査計画の約2/3が失敗に終わる上に、莫大な予算がかかるとして批判する声も大きい。「火星に水がかつてあった。それがどうした。我々の生活に関係あるのか? 予算を地球のために使うべきだ」というようなものである。実際には(アメリカ合衆国を例に取れば)国防費の1/20以下のNASAの予算の、更にごく一部が火星探査に割り当てられているに過ぎないのだが、こうした声を無視することも出来ず、探査計画の低コスト化が進められている。
+火星の観測[編集]
+天球上の火星の動き。
+
+16世紀デンマークの天文学者ティコ・ブラーエは、地球を中心に太陽(火星など惑星は太陽の周りを廻る)が廻る変則的な天動説をとっていたが、肉眼によるものでは最も精密に火星の軌道を観測した。ティコ(慣習として姓でなく名を通称とする)の助手であったヨハネス・ケプラーは師の死後、観測データを解析することで惑星の軌道が円ではなく楕円であること、さらに火星の軌道から他の惑星の軌道も楕円でありケプラーの法則に従うという地動説を主張した。公転速度が速く観測しやすい火星の軌道離心率が冥王星や水星に次いで大きい0.0934であったことも幸運であった。
+
+1877年の火星大接近とスキアパレッリの発表に始まった火星運河説に重大な疑問を投げかけたのが、エッジワース・カイパーベルトの提唱者の一人であるカイパーである。1947年、火星を赤外線帯で観測し、大気の成分が二酸化炭素であると主張した。地球大気の重要な成分である窒素、酸素、水蒸気の痕跡は見当たらず、文明を持つ火星人の存在はほぼ否定された。
+ハッブル宇宙望遠鏡が写した火星。
+
+地球は780日(2年と7週間と1日)ごとに火星を追い越し、そのときの距離は約8000万km(約4光分)まで接近する。しかし、火星軌道が楕円であるために最接近時の距離は変化する。火星の近日点付近で接近すれば接近距離は5600万km程度となるが、遠日点付近で接近すれば1億km程度と2倍近く距離が異なる。肉眼で観測していると、火星は通常、他の星とはっきり異なる黄色あるいはオレンジ色や赤っぽい色に見え、軌道を公転するにつれて地球から見る他のどの惑星よりも大きく明るさが変化する。これは、火星が地球から最も離れる時には最も近づいた時の7倍以上も距離が離れるためである。なお、太陽と同じ方向にある合前後の数ヶ月間は太陽の光で見えなくなることもある。最も観測に適した時期は32年ごとに2回、15年と17年をおいて交互にやってきて「大接近」と呼ばれる。この時期は常に7月終わりから9月終わりの間になる。この時期に火星を望遠鏡で見ると表面の様々な様子を詳細に見ることができる。低倍率でも見える特に目立つ特徴は極冠である。
+
+2003年8月27日9時51分13秒(世界時)に火星は過去60,000年で最も近く、55,758,006 kmまで地球に接近した(惑星光行差補正なしでの値)。この大接近は火星の近日点通過の3日後が火星の衝の翌日と重なったために生じたもので、地球から火星を特に見やすくなった。これ以前に最も近く接近したのは紀元前57617年9月12日と計算されている[10]。太陽系の重力計算の詳細な解析から、2287年には2003年よりも近い接近が起こると計算されている。しかし正確に見ていくと、この記録的な大接近は284年ごとに4回起きている別の大接近よりもごくわずかに近いだけであることが分かる。例えば、2003年8月27日の最接近距離が 0.37271AU であるのに対して1924年8月22日の最接近距離は 0.37284AU であり、2208年8月24日の接近は 0.37278AU である。
+
+2084年11月10日には火星から見て地球の太陽面通過が起こる。この時には太陽と地球、火星が一直線上に並ぶ。同様に火星から見た水星や金星の太陽面通過も起こる。火星の衛星であるダイモスは火星から見た角直径が太陽のそれより十分に小さいため、ダイモスによる部分日食も太陽面通過と見なせる。
+
+1590年10月13日には過去唯一の金星による火星食が起こり[11]、ドイツのハイデルベルクでメストリンによって観測された。
+火星起源の隕石[編集]
+「ALH84001」隕石
+
+地球上で発見されたもののうち、確実に隕石であり、かつ火星に起源を持つと思われる岩石がいくつか知られている。これらの隕石のうち2つからは古代の細菌の活動の痕跡かもしれない特徴が見つかっている。1996年8月6日、NASAは火星起源と考えられている「ALH84001」隕石の分析から、単細胞生命体の化石の可能性がある特徴が発見されたと発表した。しかしこの解釈にはいまだに議論の余地がある。
+
+『Solar System Research』2004年3月号 (38, p.97) に掲載された論文では、イエメンで発見されたカイドゥン隕石が火星の衛星フォボスに起源を持つ可能性があると示唆している。
+
+2004年4月14日にNASAは、オポチュニティによって調査された "Bounce" という名前の岩石が、1979年に南極で発見された隕石「EETA79001-B」と似た組成を持っていることを明らかにした[12]。この岩石はこの隕石と同じクレーターから飛散したか、あるいは火星表面の同じ地域にある別々のクレーターから飛ばされた可能性がある。
+氷の湖[編集]
+
+2005年7月29日、BBCは火星の北極地方のクレーターで氷の湖が発見されたと報じた[13]。ESAのマーズ・エクスプレス探査機に搭載された高解像度ステレオカメラで撮影されたこのクレーターの画像には、北緯70.5度、東経103度に位置し火星北極域の大半を占めるボレアリス平野にある無名のクレーターの底に平らな氷が広がっている様子がはっきりと写っている。このクレーターは直径35kmで深さ約2kmである。
+
+BBCの報道ではやや誇張されているが、元々のESAの発表ではこれが湖であるとは主張していない[14]。火星の数多くの他の場所に見られるものと同様に、この円板状の氷は暗く低温の砂丘の頂上(高度約200m)に薄い層状の霜が凝結してクレーターの底に広がったものである。報じられたこの氷が特に珍しいのは、霜のいくらかが一年中残りうるほどこの場所が高緯度にあるという点だけである。赤道付近は日中20℃を越すこともあり、高緯度でなければ氷は存在できない[15]。また、液体の水も、火星の大気は希薄、すなわち大気中の水蒸気圧が小さいため、火星表面のほとんどの地域ではすぐ蒸発してしまうので存在できない。液体の水が存在できるのはヘラス盆地など限られた場所のみである。
+火星の生命[編集]
+詳細は「火星の生命」を参照
+塩水のような液体が流れ出たとみられる跡。
+
+火星はかつては現在よりも確実に生命に適した環境だったという証拠が存在するが、火星にかつて実際に生命体が生存していたかどうかという疑問は未解決である。火星起源であると考えられている岩石(特に「ALH84001」隕石)に過去の生命活動の証拠が含まれていると考えている研究者もいるが、この主張に対しては現状では合意は得られていない。この隕石は数十億年前に生まれて以来、液体の水が存在できるような温度に一定期間さらされたことはないことを示す研究もある。
+
+バイキング探査機にはそれぞれの着陸地点で火星の土壌に含まれる微生物を検出するための実験装置が搭載され、陽性の結果をいくつか得たが、後に多くの科学者によって否定された。この件については現在も議論が続いている。また、火星の大気にメタンがごく微量存在している原因について、現在生命活動が進行しているという説が一つの解釈として提案されているが、生命活動に由来しない別の説の方がよりもっともらしいと一般に考えられている。
+
+現在の火星は、ハビタブルゾーン内(生命存在の可能な天体が、存在できる領域)にあるという[16]。
+
+将来植民地化が行なわれるとすれば、火星は(太陽系に属する地球以外の惑星と比較して)かなり生命の生存に適した条件にあるため、有力な選択肢となると思われる。
+人類と火星[編集]
+歴史と神話[編集]
+
+火星の名称 (Mars/マーズ) は、ローマ神話の神マルス(ギリシア神話の軍神アレース)から名付けられた。メソポタミアの民は赤い惑星に戦火と血を連想して彼らの戦神ネルガルの名を冠して以来、火星には各々の地でその地の戦神の名がつけられている(他の惑星名についてもほぼ同様の継承が認められる)。
+東洋[編集]
+
+火星は五行説に基づくオカルト的な[要出典]呼び名であって(五行説は東洋医学の基礎理論でもある)、学問上(天文史料)では熒惑(ケイコク、エイコク)といった。「熒」はしばしば同音の「螢」と誤られる。また、この場合の「惑」は「ワク」ではなく「コク」と読む。営惑とも書く。江戸時代には「なつひぼし」と訓じられた。そのため夏日星という和名もある。
+
+火星がさそり座のアンタレス(黄道の近くに位置しているため)に接近することを熒惑守心(熒惑心を守る)といい、不吉の前兆とされた。「心」とは、アンタレスが所属する星官(中国の星座)心宿のこと。
+占星術[編集]
+
+火星は七曜・九曜の1つで、10大天体の1つである。
+
+西洋占星術では、白羊宮の支配星で、天蝎宮の副支配星で、凶星である。積極性を示し、運動、争い、外科、年下の男に当てはまる[17]。
+惑星記号[編集]
+Mars symbol.ant.png
+
+火星の惑星記号はマルスを象徴する盾と槍を図案化したものが、占星術・天文学を通して用いられる。これを雌雄の表記に転用したのはカール・フォン・リンネであり、生殖器の図案ではない。
+火星を扱った作品[編集]
+詳細は「火星を扱った作品一覧」を参照
new file mode 100644
--- /dev/null
+++ b/xpcom/tests/gtest/wikipedia/ru.txt
@@ -0,0 +1,410 @@
+Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли. Названа в честь Марса — древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей оксидом железа.
+
+Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.
+
+У Марса есть два естественных спутника — Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого — «страх» и «ужас», имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос — 26,8×22,4×18,4 км, Деймос — 15×12,2×10,4 км)[6][7] и имеют неправильную форму.
+
+Начиная с 1960-х годов непосредственным исследованием Марса с помощью АМС занимались СССР (программы «Марс» и «Фобос»), США (программы «Маринер», «Викинг», «Mars Global Surveyor» и другие), Европейское космическое агентство (программа «Марс-экспресс») и Индия (программа «Мангальян»). На сегодняшний день, после Земли, Марс — самая подробно изученная планета Солнечной системы.
+
+Основные сведения[править | править вики-текст]
+
+Марс — четвёртая по удалённости от Солнца (после Меркурия, Венеры и Земли) и седьмая по размерам (превосходит по массе и диаметру только Меркурий) планета Солнечной системы[8]. Масса Марса составляет 10,7 % массы Земли (6,423·1023 кг против 5,9736·1024 кг для Земли), объём — 0,15 объёма Земли, а средний линейный диаметр — 0,53 диаметра Земли (6800 км)[7].
+
+Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан гора Олимп — самая высокая известная гора на планетах Солнечной системы[9] (самая высокая известная гора в Солнечной системе — на астероиде Веста[10]), а долины Маринер — самый крупный известный каньон на планетах (самый большой каньон в солнечной системе обнаружен на спутнике Плутона — Хароне[11]). Помимо этого, в июне 2008 года три статьи, опубликованные в журнале «Nature», представили доказательства существования в северном полушарии Марса самого крупного известного ударного кратера в Солнечной системе. Его длина — 10,6 тыс. км, а ширина — 8,5 тыс. км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший ударный кратер, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса[12].
+
+Марс имеет период вращения и смену времён года, аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.
+
+Вплоть до полёта к Марсу автоматической межпланетной станции «Маринер-4» в 1965 году многие исследователи полагали, что на его поверхности есть вода в жидком состоянии. Это мнение было основано на наблюдениях за периодическими изменениями в светлых и тёмных участках, особенно в полярных широтах, которые были похожи на континенты и моря. Тёмные длинные линии на поверхности Марса интерпретировались некоторыми наблюдателями как ирригационные каналы для жидкой воды. Позднее было доказано, что большинство этих тёмных линий являются оптической иллюзией[13].
+Великие противостояния Марса (расстояние до Земли менее 60 млн. км), 1830—2050 годы Дата 	Расст.,
+а. e.
+19 сентября 1830 	0,388
+18 августа 1845 	0,373
+17 июля 1860 	0,393
+5 сентября 1877 	0,377
+4 августа 1892 	0,378
+24 сентября 1909 	0,392
+23 августа 1924 	0,373
+23 июля 1939 	0,390
+10 сентября 1956 	0,379
+10 августа 1971 	0,378
+22 сентября 1988 	0,394
+28 августа 2003 	0,373
+27 июля 2018 	0,386
+15 сентября 2035 	0,382
+14 августа 2050 	0,374
+
+На самом деле из-за низкого давления вода не может существовать в жидком состоянии на большей части (около 70 %) поверхности Марса[14]. Вода в состоянии льда была обнаружена в марсианском грунте космическим аппаратом НАСА «Феникс»[15][16]. В то же время собранные марсоходами «Спирит» и «Opportunity» геологические данные позволяют предположить, что в далёком прошлом вода покрывала значительную часть поверхности Марса. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность[17]. По наблюдениям с космического аппарата «Mars Global Surveyor», некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают[18].
+
+С февраля 2009 по настоящее время орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывает три функционирующих космических аппарата: «Марс Одиссей», «Марс-экспресс» и «Mars Reconnaissance Orbiter». Это больше, чем около любой другой планеты, помимо Земли.
+
+Поверхность Марса в настоящий момент исследуют два марсохода: «Opportunity» и «Curiosity». На поверхности Марса также находятся несколько неактивных посадочных модулей и марсоходов, завершивших исследования.
+
+Марс хорошо виден с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает −2,91m (при максимальном сближении с Землёй), уступая по яркости лишь Юпитеру (и то далеко не всегда во время великого противостояния) и Венере (но лишь утром или вечером). Противостояние Марса можно наблюдать каждые два года. Последний раз такое явление на Земле наблюдалось с 9 по 14 апреля 2014 года[129 1]. Как правило, во время великого противостояния (то есть при совпадении противостояния с Землёй и прохождения Марсом перигелия своей орбиты) оранжевый Марс является ярчайшим объектом земного ночного неба (не считая Луны), но это происходит лишь один раз в 15—17 лет в течение одной-двух недель.
+Орбитальные характеристики[править | править вики-текст]
+
+Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,76 млн. км[19] (когда Земля находится точно между Солнцем и Марсом), максимальное — около 401 млн. км (когда Солнце находится точно между Землёй и Марсом).
+Расстояние между Землёй и Марсом (в а. е.) во время противостояний 2014—2061 гг.
+
+Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн. км (1,52 а. e.), период обращения вокруг Солнца равен 687 земным суткам[2]. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн. км. Наклонение орбиты Марса к плоскости эклиптики равно 1,85°[2].
+
+Марс ближе всего к Земле во время противостояния, когда планета находится на небе в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса и Земли. Раз в 15—17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи своего перигелия; в этих традиционно называемых великими противостояниях расстояние до планеты минимально (менее 60 млн км), и Марс достигает наибольшего углового размера 25,1″ и яркости −2,88m[20].
+Физические характеристики[править | править вики-текст]
+
+По линейному размеру Марс почти вдвое меньше Земли — его экваториальный радиус равен 3396,9 км (53,2 % земного). Площадь поверхности Марса примерно равна площади суши на Земле[21].
+
+Полярный радиус Марса примерно на 20 км меньше экваториального, хотя период вращения у планеты больший, чем у Земли, что даёт повод предположить изменение скорости вращения Марса со временем[22].
+Сравнение размеров Земли (средний радиус 6371 км) и Марса (средний радиус 3386,2 км)
+
+Масса планеты — 6,418·1023 кг (11 % массы Земли). Ускорение свободного падения на экваторе равно 3,711 м/с² (0,378 земного); первая космическая скорость составляет 3,6 км/с, вторая — 5,027 км/с.
+
+Период вращения планеты — 24 часа 37 минут 22,7 секунд (относительно звёзд), длина средних солнечных суток (называемых солами) составляет 24 часа 39 минут 35,24409 секунды, всего на 2,7 % длиннее земных суток. Марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток.
+
+Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к перпендикуляру плоскости орбиты под углом 25,19°[2]. Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности — так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и относительно тёплое.
+Атмосфера и климат[править | править вики-текст]
+Основные статьи: Атмосфера Марса, Климат Марса
+Атмосфера Марса, снимок получен искусственным спутником «Викинг» в 1976. Слева виден «кратер-смайлик» Галле
+
+Температура на планете колеблется от −153 °C[23] на полюсе зимой и до более +20 °C[24] на экваторе в полдень. Средняя температура составляет −50 °C[23].
+
+Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.
+
+По данным НАСА (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 210 ppm водяного пара, 0,08 % угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2,5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm[2] (состав приведён в объёмных долях).
+
+По данным спускаемого аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1—2 % аргона, 2—3 % азота, а 95 % — углекислый газ[25]. Согласно данным АМС «Марс-2» и «Марс-3», нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1,7×105 электронов/см³ расположен на высоте 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км[26].
+
+Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см, проведённое АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года, показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4,6×103 электронов/см³, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км[26].
+
+Разреженность марсианской атмосферы и отсутствие магнитосферы являются причиной того, что уровень ионизирующей радиации на поверхности Марса существенно выше, чем на поверхности Земли. Мощность эквивалентной дозы на поверхности Марса составляет в среднем 0,7 мЗв/сутки (изменяясь в зависимости от солнечной активности и атмосферного давления в пределах от 0,35 до 1,15 мЗв/сутки)[27] и обусловлена главным образом космическим излучением; для сравнения, на Земле среднемировая эквивалентная доза облучения от естественных источников, накапливаемая за год, равна 2,4 мЗв, в том числе от космических лучей 0,4 мЗв[28]. Таким образом, за один-два дня космонавт на поверхности Марса получит такую же эквивалентную дозу облучения, какую на поверхности Земли он получил бы за год.
+Атмосферное давление[править | править вики-текст]
+
+По данным НАСА на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет 636 Па (6,36 мбар). Плотность атмосферы у поверхности — около 0,020 кг/м³, общая масса атмосферы Марса — около 2,5×1016 кг[2].
+Изменение атмосферного давления на Марсе в зависимости от времени суток, зафиксированное посадочным модулем «Mars Pathfinder» в 1997 году
+
+В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Зимой 20—30 процентов всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты[29]. Сезонные перепады давления, по разным источникам, составляют следующие значения:
+
+    По данным НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 мбар на среднем радиусе[2];
+    По данным Encarta (2000): от 6 до 10 мбар[30];
+    По данным Zubrin и Wagner (1996): от 7 до 10 мбар[31];
+    По данным посадочного аппарата «Викинг-1»: от 6,9 до 9 мбар[2];
+    По данным посадочного аппарата «Mars Pathfinder»: от 6,7 мбар[29].
+
+В месте посадки зонда АМС «Марс-6» в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 мбар, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высо́ты и глуби́ны на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска, тропопауза находится на высоте примерно 30 км, где давление составляет 5×10−7 г/см³ (как на Земле на высоте 57 км)[32].
+Ударная впадина Эллада — самое глубокое место Марса, где можно зафиксировать самое высокое атмосферное давление.
+
+Область Эллада настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 мбар[14], что выше тройной точки воды (около 6,1 мбар)[33], поэтому при достаточно высокой температуре вода могла бы существовать там в жидком состоянии; при таком давлении, однако, вода закипает и превращается в пар уже при +10 °C[14].
+
+На вершине высочайшей горы Марса, 27-километрового вулкана Олимп, давление может составлять от 0,5 до 1 мбар[33].
+
+До высадки на поверхность Марса посадочных модулей давление было измерено за счёт ослабления радиосигналов с АМС «Маринер-4», «Маринер-6», «Маринер-7» и «Маринер-9» при их захождении за марсианский диск и выходе из-за марсианского диска — 6,5±2,0 мбар на среднем уровне поверхности, что в 160 раз меньше земного; такой же результат показали спектральные наблюдения АМС «Марс-3». При этом в расположенных ниже среднего уровня областях (например, в марсианской Амазонии) давление, согласно этим измерениям, достигает 12 мбар[34].
+
+Начиная с 1930-х годов, советские астрономы пытались определять давление атмосферы методами фотографической фотометрии — по распределению яркости вдоль диаметра диска в разных диапазонах световых волн. Французские учёные Б. Лио и О. Дольфюс производили с этой целью наблюдения поляризации рассеянного атмосферой Марса света. Сводку оптических наблюдений опубликовал американский астроном Ж. де Вокулёр в 1951 году, и по ним получалось давление 85\мбар, завышенное почти в 15 раз, поскольку не было отдельно учтено рассеяние света пылью, взвешенной в атмосфере Марса. Вклад пыли был приписан газовой атмосфере[35].
+Климат[править | править вики-текст]
+Циклон возле северного полюса Марса, снимки с телескопа «Хаббл» (27 апреля 1999 года).
+
+Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,1919°[5]; соответственно, на Марсе, так же как и на Земле, происходит смена времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в северном полушарии и лета в южном, афелий — во время разгара зимы в южном полушарии и соответственно лета в северном. Вследствие этого климат северного и южного полушарий различается. Для северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето; в южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое[36]. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности[37].
+
+По сведениям НАСА (2004 год), средняя температура составляет ~210 K (−63 °C). По данным посадочных аппаратов «Викинг», суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31 °C) («Викинг-1»), а скорость ветра 2—7 м/с (лето), 5—10 м/с (осень), 17—30 м/с (пылевой шторм)[2].
+
+По данным посадочного зонда «Марс-6», средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км) стратосфера имеет почти постоянную температуру 144 K[32].
+
+Исследователи из Центра имени Карла Сагана в 2007—2008 годах пришли к выводу, что в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Специалисты НАСА подтвердили эту гипотезу на основе анализа изменений альбедо разных частей планеты. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано[38][39]. В мае 2016 года исследователи из Юго-Западного исследовательского института в Боулдере (Колорадо) опубликовали в журнале Science статью, в которой предъявили новые доказательства идущего потепления климата (на основе анализа данных Mars Reconnaissance Orbiter). По их мнению, этот процесс длительный и идёт, возможно, уже в течение 370 тыс. лет.[40]
+
+Существуют предположения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат — тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди[41][42]. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 18 ± 4 °C[43].
+
+Главной особенностью общей циркуляции атмосферы Марса являются фазовые переходы углекислого газа в полярных шапках, приводящие к значительным меридиональным потокам. Численное моделирование общей циркуляции атмосферы Марса[44] указывает на существенный годовой ход давления с двумя минимумами незадолго перед равноденствиями, что подтверждается и наблюдениями по программе «Викинг». Анализ данных о давлении[45] выявил годовой и полугодовой циклы. Интересно, что, как и на Земле, максимум полугодовых колебаний зональной скорости ветра совпадает с равноденствиями[46]. Численное моделирование[44] выявляет также и существенный цикл индекса с периодом 4—6 суток в периоды солнцестояний. «Викингом» обнаружено подобие цикла индекса на Марсе с аналогичными колебаниями в атмосферах других планет.
+Пылевые бури и пыльные вихри[править | править вики-текст]
+
+Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10—40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса[47].
+Фотографии Марса, на которых видна пыльная буря (июнь — сентябрь 2001).
+
+22 сентября 1971 года в светлой области Noachis в южном полушарии началась большая пылевая буря. К 29 сентября она охватила двести градусов по долготе от Ausonia до Thaumasia, а 30 сентября закрыла южную полярную шапку. Буря продолжала бушевать вплоть до декабря 1971 года, когда на орбиту Марса прибыли советские станции «Марс-2» и «Марс-3». «Марсы» проводили съёмку поверхности, но пыль полностью скрывала рельеф — не видно было даже горы Олимп, возвышающейся на 27 км. В одном из сеансов съёмки была получена фотография полного диска Марса с чётко выраженным тонким слоем марсианских облаков над пылью. Во время этих исследований в декабре 1971 года пылевая буря подняла в атмосферу столько пыли, что планета выглядела мутным красноватым диском. Только примерно к 10 января 1972 года пылевая буря прекратилась, и Марс принял обычный вид[48].
+Пыльные вихри, сфотографированные марсоходом «Спирит» 15 мая 2005 года. Цифры в левом нижнем углу отображают время в секундах с момента первого кадра.
+
+Начиная с 1970-х годов, в рамках программы «Викинг», а также марсоходом «Спирит» и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это воздушные завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие в воздух большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют «пыльными демонами» — англ. dust devil), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. В марте 2005 года такой вихрь очистил солнечные батареи у марсохода «Спирит»[49][50].
+Поверхность[править | править вики-текст]
+Основная статья: Поверхность Марса
+Основные регионы[править | править вики-текст]
+Иней на поверхности Марса (снимок марсианской станции «Викинг-2», 18 мая 1979 года).
+	
+Участок кратера Гусева (мозаика снимков марсохода «Спирит»).
+	
+Топографическая карта Марса, по данным Mars Global Surveyor (1999). Нулевой меридиан Марса принят проходящим через кратер Эйри-0.
+
+Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями. Моря сосредоточены главным образом в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря — Ацидалийское и Большой Сирт.
+
+Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.
+
+Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся предметом дискуссий. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской поверхности.
+
+Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты «съехались» (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту Пангея на Земле, а затем «застыли» в этом положении. Другая гипотеза предполагает столкновение Марса с космическим телом размером с Плутон[51].
+
+Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд. лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике[52]).
+
+В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда.
+Долины Маринер на Марсе.
+
+В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов — Фарсида и Элизий. Фарсида — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и высочайшая известная в Солнечной системе[9] гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию[9] и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.
+
+По другим данным, высота Олимпа составляет 21 287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания — примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 км²[53]. Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км[54].
+
+Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долины Маринер — тянется в широтном направлении почти на 4000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 и глубины 7—10 км[55][56]; по размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долины Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом «Маринер-9» в 1971 году, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.
+Панорама ударного кратера Виктория диаметром около 800 метров, снятая марсоходом «Оппортьюнити». Панорама составлена из снимков, которые были получены за три недели, в период с 16 октября по 6 ноября 2006.
+Панорама ударного кратера Виктория диаметром около 800 метров, снятая марсоходом «Оппортьюнити». Панорама составлена из снимков, которые были получены за три недели, в период с 16 октября по 6 ноября 2006.
+Панорама поверхности Марса в районе Husband Hill, снятая марсоходом «Спирит» 23-28 ноября 2005.
+Панорама поверхности Марса в районе Husband Hill, снятая марсоходом «Спирит» 23-28 ноября 2005.
+Лёд и полярные шапки[править | править вики-текст]
+Северная полярная шапка в летний период, фото Марс Глобал Сервейор. Длинный широкий разлом, рассекающий шапку слева — Каньон Северный.
+
+Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Полярные шапки в максимуме разрастания могут достигать широты 50°. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет 1000 км[57]. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.
+
+Северная и Южная полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа[57] и вековой — водяного льда[58]. По данным со спутника «Марс-экспресс», толщина шапок может составлять от 1 м до 3,7 км. Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок[59][60].
+
+В 1784 году астроном У. Гершель обратил внимание на сезонные изменения размера полярных шапок, по аналогии с таянием и намерзанием льдов в земных полярных областях[61]. В 1860-х годах французский астроном Э. Ляи наблюдал волну потемнения вокруг тающей весенней полярной шапки, что тогда было истолковано как растекание талых вод и развитие растительности. Спектрометрические измерения, которые были проведены в начале XX века в обсерватории Ловелла во Флагстаффе В. Слайфером, однако, не показали наличия линии хлорофилла — зелёного пигмента земных растений[62].
+
+По фотографиям «Маринера-7» удалось определить, что полярные шапки имеют толщину в несколько метров, а измеренная температура 115 K (−158 °C) подтвердила возможность того, что она состоит из замёрзшей углекислоты — «сухого льда»[63].
+
+Возвышенность, которая получила название гор Митчелла, расположенная близ южного полюса Марса, при таянии полярной шапки выглядит как белый островок, поскольку в горах ледники тают позднее, в том числе и на Земле[64].
+
+Данные аппарата Mars Reconnaissance Orbiter позволили обнаружить под каменистыми осыпями у подножия гор значительный слой льда. Ледник толщиной в сотни метров занимает площадь в тысячи квадратных километров, и его дальнейшее изучение способно дать информацию об истории марсианского климата[65][66].
+Русла «рек» и другие особенности[править | править вики-текст]
+Дельта высохшей реки в кратере Эберсвальде (фото Mars Global Surveyor).
+Микрофотография конкреции гематита в марсианском грунте, снятая марсоходом «Оппортьюнити» 2 марта 2004 года (поле зрения 1,3 см), что свидетельствует о присутствии в геологическом прошлом воды в жидком состоянии[67].
+Так называемая «чёрная дыра» (колодец) диаметром более 150 м на поверхности Марса. Видна часть боковой стенки. Склон горы Арсия (фото «Марсианского разведывательного спутника»).
+Основная статья: Гидросфера Марса
+
+На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности[68].
+
+В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км²[69]. Намывшая дельту река имела в длину более 60 км[70].
+
+Данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют также о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат «Феникс» обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.
+
+Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся. «Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного», — заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек[71]. Дальнейший спектральный анализ показал присутствие в указанных областях перхлоратов — солей, способных обеспечить существование жидкой воды в условиях марсианского давления[72][73].
+
+28 сентября 2012 года на Марсе обнаружены следы пересохшего водного потока. Об этом объявили специалисты американского космического агентства НАСА после изучения фотографий, полученных с марсохода «Кьюриосити», на тот момент работавшего на планете лишь семь недель. Речь идёт о фотографиях камней, которые, по мнению учёных, явно подвергались воздействию воды[74].
+
+На вулканической возвышенности Фарсида обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата «Марсианский разведывательный спутник», сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а освещённая часть стенки уходит в глубину не менее чем на 178 метров. Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований[75].
+
+На Марсе имеется необычный регион — Лабиринт Ночи, представляющий собой систему пересекающихся каньонов[76]. Их образование не было связано с водной эрозией, и вероятная причина появления — тектоническая активность[77][78]. Когда Марс находится вблизи перигелия, над лабиринтом Ночи и долинами Маринера появляются высокие (40—50 км) облака. Восточный ветер вытягивает их вдоль экватора и сносит к западу, где они постепенно размываются. Их длина достигает нескольких сотен (до тысячи) километров, а ширина — нескольких десятков. Состоят они, судя по условиям в этих слоях атмосферы, тоже из водяного льда. Они довольно густые и отбрасывают на поверхность хорошо заметные тени. Их появление объясняют тем, что неровности рельефа вносят возмущения в воздушные потоки, направляя их вверх. Там они охлаждаются, а содержащийся в них водяной пар конденсируется[79].
+Грунт[править | править вики-текст]
+Фотография марсианского грунта в месте посадки аппарата «Феникс».
+
+Элементный состав поверхностного слоя грунта, определённый по данным посадочных аппаратов, неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы — кремнезём (20—25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого)[80][81].
+
+Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения[82][83]. «Фактически мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем», сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс[84]. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта (pH = 7,7) многие могут встретить на «своём заднем дворе», и он вполне пригоден для выращивания спаржи[85].
+
+В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда[86]. Орбитальный зонд «Марс Одиссей» также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда[87]. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решён в 2008 году, когда зонд «Феникс», севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта[15][88].
+
+Данные, полученные марсоходом Curiosity и обнародованные в сентябре 2013 года, показали, что содержание воды под поверхностью Марса гораздо выше, чем считалось ранее. В породе, из которой брал образцы марсоход, её содержание может достигать 2 % по весу[89].
+Геология и внутреннее строение[править | править вики-текст]
+
+В прошлом на Марсе, как и на Земле, происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер[90]. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле, и достигать гигантских размеров, говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов и, возможно, не позволяло достичь им такой высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом[91]. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов[92][93].
+Сравнение строения Марса и других планет земной группы
+
+Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (максимальная оценка — не более 125 км)[94], силикатной мантии и ядра радиусом, по разным оценкам, от 1480[94] до 1800 км[95]. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14—18 % (по массе) серы[95], причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам, формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов[91]. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит, в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, что фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества[96]. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта[97].
+
+Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов, поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт, и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа[98][99].
+Магнитное поле[править | править вики-текст]
+
+У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле.
+
+Согласно показаниям магнетометров станций «Марс-2» и «Марс-3», напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60 гамм, на полюсе — 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС «Марс-5», напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент планетарного диполя — 2,4×1022 эрстед·см²[100].
+Магнитное поле Марса
+
+Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля[101], наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане[102].
+
+По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции «Марс Глобал Сервейор»), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад — до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля[103]. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млрд. лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50—75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша и разрушился[104]. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе[105].
+Глобальная мозаика из 102 снимков, полученных искусственным спутником Марса «Викинг-1» 22 февраля 1980
+Геологическая история[править | править вики-текст]
+
+Согласно одной из гипотез, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра[106], а также потеря основного объёма атмосферы. Потеря легких атомов и молекул из атмосферы — следствие слабого притяжения Марса. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд. лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации, которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у самой его поверхности.
+
+Геологическая история Марса заключает в себя три нижеследующие эпохи[107][108]:
+
+Нойская эра[109] (названа в честь «Ноевой земли», района Марса): формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса. Продолжалась в период 4,5—3,5 млрд. лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами. Плато провинции Фарсида было, вероятно, сформировано в этот период с интенсивным обтеканием водой позднее.
+
+Гесперийская эра: от 3,5 млрд. лет назад до 2,9—3,3 млрд. лет назад. Эта эпоха отмечена образованием огромных лавовых полей.
+
+Амазонийская эра (названа в честь «Амазонской равнины» на Марсе): 2,9—3,3 млрд. лет назад до наших дней. Районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но во всём остальном они полностью различаются. Гора Олимп сформирована в этот период. В это время в других частях Марса разливались лавовые потоки.
+Спутники[править | править вики-текст]
+Основная статья: Спутники Марса
+См. также: Троянские астероиды Марса
+
+    Фобос, снятый 23 марта 2008 года спутником Mars Reconnaissance Orbiter
+
+    Деймос, снятый 21 февраля 2009 года спутником Mars Reconnaissance Orbiter
+
+    Прохождение Фобоса по диску Солнца. Снимки «Оппортьюнити»
+
+Естественными спутниками Марса являются Фобос и Деймос. Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Фобос и Деймос имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие (5261) Эврика из Троянской группы астероидов. Спутники названы в честь персонажей, сопровождающих бога Ареса (то есть Марса), — Фобоса и Деймоса, олицетворяющих страх и ужас, которые помогали богу войны в битвах[110].
+
+Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной (это вызвано эффектом приливного захвата и характерно для большинства спутников планет в Солнечной системе, в том числе для Луны). Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, и, в конце концов, приведёт к падению спутника на Марс (при сохранении текущей тенденции), или к его распаду[111]. Напротив, Деймос удаляется от Марса.
+
+Орбитальный период Фобоса меньше, чем период обращения Марса, поэтому для наблюдателя на поверхности планеты Фобос (в отличие от Деймоса и вообще от всех известных естественных спутников планет Солнечной системы, кроме Метиды и Адрастеи) восходит на западе и заходит на востоке[111].
+
+Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду, Фобос (26,8×22,4×18,4 км)[6] несколько крупнее Деймоса (15×12,2×11 км)[112]. Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.
+Жизнь[править | править вики-текст]
+Основная статья: Жизнь на Марсе
+История вопроса[править | править вики-текст]
+
+Популярная идея, что Марс населён разумными марсианами, широко распространилась в конце XIX века.
+
+Наблюдения Скиапарелли так называемых каналов, в сочетании с книгой Персиваля Лоуэлла по той же теме сделали популярной идею о планете, климат которой становился всё суше, холоднее, которая умирала и на которой существовала древняя цивилизация, выполняющая ирригационные работы[113].
+
+    Карта Марса Скиапарелли, 1888 г.
+
+    Марсианские каналы, зарисованные астрономом П. Лоуэллом, 1898.
+
+Другие многочисленные наблюдения и объявления известных лиц породили вокруг этой темы так называемую «Марсианскую лихорадку» (англ. Mars Fever)[114]. В 1899 году во время изучения атмосферных радиопомех с использованием приёмников в Колорадской обсерватории, изобретатель Никола Тесла наблюдал повторяющийся сигнал. Он высказал догадку, что это может быть радиосигнал с других планет, например, Марса. В интервью 1901 года Тесла сказал, что ему пришла в голову мысль о том, что помехи могут быть вызваны искусственно. Хотя он не смог расшифровать их значение, для него было невозможным то, что они возникли совершенно случайно. По его мнению, это было приветствие одной планеты другой[115].
+
+Гипотеза Теслы вызвала горячую поддержку известного британского учёного-физика Уильяма Томсона (лорда Кельвина), который, посетив США в 1902 году, сказал, что, по его мнению, Тесла поймал сигнал марсиан, посланный в США[116]. Однако ещё до отбытия из Америки Кельвин стал решительно отрицать это заявление: «На самом деле я сказал, что жители Марса, если они существуют, несомненно могут видеть Нью-Йорк, в частности, свет от электричества»[117].
+Фактические данные[править | править вики-текст]
+
+Научные гипотезы о существовании в прошлом жизни на Марсе присутствуют давно. По результатам наблюдений с Земли и данным космического аппарата «Марс-экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан. Позднее, в 2014 году, марсоход НАСА Curiosity зафиксировал всплеск содержания метана в атмосфере Марса и обнаружил органические молекулы в образцах, извлечённых в ходе бурения скалы Камберленд.[118]
+Распределение метана в атмосфере Марса в летний период в северном полушарии.
+
+В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий. Интересно, что в некоторых метеоритах марсианского происхождения обнаружены образования, по форме напоминающие клетки, хотя они и уступают мельчайшим земным организмам по размерам[118][119]. Одним из таких метеоритов является ALH 84001, найденный в Антарктиде в 1984 году.
+ALH84001 под микроскопом.
+
+Важные открытия сделаны марсоходом «Curiosity». В декабре 2012 года были получены данные о наличии на Марсе органических веществ, а также перхлоратов. Те же исследования показали наличие водяного пара в нагретых образцах грунта[120]. Интересным фактом является то, что «Curiosity» на Марсе приземлился на дно высохшего озера[121].
+
+Анализ наблюдений говорит, что планета ранее имела значительно более благоприятные для жизни условия, нежели теперь. Согласно программе «Викинг», осуществлённой в середине 1970-х годов, была проведена серия экспериментов для обнаружения микроорганизмов в марсианской почве. Она дала положительные результаты: например, временное увеличение выделения CO2 при помещении частиц почвы в воду и питательную среду. Однако затем данное свидетельство жизни на Марсе было оспорено учёными команды «Викингов»[122]. Это привело к их продолжительным спорам с учёным из NASA Гильбертом Левиным, который утверждал, что «Викинг» обнаружил жизнь. После переоценки данных «Викинга» в свете современных научных знаний об экстремофилах было установлено, что проведённые эксперименты были недостаточно совершенны для обнаружения этих форм жизни. Более того, эти тесты могли убить организмы, даже если последние содержались в пробах[123]. Тесты, проведённые в рамках программы «Феникс», показали, что почва имеет очень щелочной pH и содержит магний, натрий, калий и хлориды[124]. Питательных веществ в почве достаточно для поддержания жизни, однако жизненные формы должны иметь защиту от интенсивного ультрафиолетового света[125].
+
+На сегодняшний день условием для развития и поддержания жизни на планете считается наличие жидкой воды на её поверхности, а также нахождение орбиты планеты в так называемой зоне обитаемости, которая в Солнечной системе начинается за орбитой Венеры и заканчивается большой полуосью орбиты Марса[126]. Вблизи перигелия Марс находится внутри этой зоны, однако тонкая атмосфера с низким давлением препятствует появлению жидкой воды на длительный период. Недавние свидетельства говорят о том, что любая вода на поверхности Марса является слишком солёной и кислотной для поддержания постоянной земноподобной жизни[127].
+
+Отсутствие магнитосферы и крайне разрежённая атмосфера Марса также являются проблемой для поддержания жизни. На поверхности планеты идёт очень слабое перемещение тепловых потоков, она плохо изолирована от бомбардировки частицами солнечного ветра; помимо этого, при нагревании вода мгновенно испаряется, минуя жидкое состояние из-за низкого давления. Кроме того, Марс также находится на пороге т. н. «геологической смерти». Окончание вулканической активности, по всей видимости, остановило круговорот минералов и химических элементов между поверхностью и внутренней частью планеты[128].
+Терраформированный Марс в представлении художника.
+
+Близость Марса и относительное его сходство с Землёй породило ряд фантастических проектов терраформирования и колонизации Марса землянами в будущем.
+
+Марсоход Curiosity обнаружил сразу два источника органических молекул на поверхности Марса. Помимо кратковременного увеличения доли метана в атмосфере, аппарат зафиксировал наличие углеродных соединений в порошкообразном образце, оставшемся от бурения марсианской скалы. Первое открытие позволил сделать инструмент SAM на борту марсохода. За 20 месяцев он 12 раз измерил состав марсианской атмосферы. В двух случаях — в конце 2013 года и начале 2014 — Curiosity удалось обнаружить десятикратное увеличение средней доли метана. Этот всплеск, по мнению членов научной команды марсохода, свидетельствует об обнаружении локального источника метана. Имеет ли он биологическое или же иное происхождение, специалисты утверждать затрудняются вследствие нехватки данных для полноценного анализа.
+Астрономические наблюдения с поверхности Марса[править | править вики-текст]
+
+После посадок автоматических аппаратов на поверхность Марса появилась возможность вести астрономические наблюдения непосредственно с поверхности планеты. Вследствие астрономического положения Марса в Солнечной системе, характеристик атмосферы, периода обращения Марса и его спутников картина ночного неба Марса (и астрономических явлений, наблюдаемых с планеты) отличается от земной и во многом представляется необычной и интересной.
+Небесная сфера[править | править вики-текст]
+
+Северный полюс на Марсе, вследствие наклона оси планеты, находится в созвездии Лебедя (экваториальные координаты: прямое восхождение 21ч 10м 42с, склонение +52° 53.0′ и не отмечен яркой звездой: ближайшая к полюсу — тусклая звезда шестой величины BD +52 2880 (другие её обозначения — HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южный полюс мира (координаты 9ч 10м 42с и −52° 53,0) находится в паре градусов от звезды Каппа Парусов (видимая звёздная величина 2,5) — её, в принципе, можно считать Южной Полярной звездой Марса.
+
+Вид неба похож на наблюдаемый с Земли, с одним отличием: при наблюдении годичного движения Солнца по созвездиям Зодиака оно (как и другие планеты, включая Землю), выйдя из восточной части созвездия Рыб, будет проходить в течение 6 дней через северную часть созвездия Кита перед тем, как снова вступить в западную часть Рыб.
+
+Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красновато-розовый цвет[129], а в непосредственной близости к диску Солнца — от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь.
+Закат на Марсе 19 мая 2005 года. Снимок марсохода «Спирит», который находился в кратере Гусева.
+Закат на Марсе 19 мая 2005 года. Снимок марсохода «Спирит», который находился в кратере Гусева.
+
+В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина таких отличий от цветовой гаммы земного неба — свойства тонкой, разреженной, содержащей взвешенную пыль атмосферы Марса. На Марсе рэлеевское рассеяние лучей (которое на Земле и является причиной голубого цвета неба) играет незначительную роль, эффект его слаб, но проявляется в виде голубого свечения при восходе\закате Солнца, когда свет проходит более толстый слой воздуха. Предположительно, жёлто-оранжевая окраска неба также вызывается присутствием 1 % магнетита в частицах пыли, постоянно взвешенной в марсианской атмосфере и поднимаемой сезонными пылевыми бурями. Сумерки начинаются задолго до восхода Солнца и длятся долго после его захода. Иногда цвет марсианского неба приобретает фиолетовый оттенок в результате рассеяния света на микрочастицах водяного льда в облаках (последнее — довольно редкое явление)[129].
+Солнце и планеты[править | править вики-текст]
+
+Угловой размер Солнца, наблюдаемый с Марса, меньше видимого с Земли и составляет 2⁄3 от последнего. Меркурий с Марса будет практически недоступен для наблюдений невооружённым глазом из-за чрезвычайной близости к Солнцу. Самой яркой планетой на небе Марса является Венера, на втором месте — Юпитер (его четыре крупнейших спутника часть времени можно наблюдать без телескопа), на третьем — Земля[130].
+
+Земля по отношению к Марсу является внутренней планетой, так же, как Венера для Земли. Соответственно, с Марса Земля наблюдается как утренняя или вечерняя звезда, восходящая перед рассветом или видимая на вечернем небе после захода Солнца.
+
+Максимальная элонгация Земли на небе Марса составляет 38 градусов. Для невооружённого глаза Земля будет видна как яркая (максимальная видимая звёздная величина около −2,5m) зеленоватая звезда, рядом с которой будет легко различима желтоватая и более тусклая (около +0,9m) звёздочка Луны[131]. В телескоп оба объекта будут видны с одинаковыми фазами. Обращение Луны вокруг Земли будет наблюдаться с Марса следующим образом: на максимальном угловом удалении Луны от Земли невооружённый глаз легко разделит Луну и Землю: через неделю «звёздочки» Луны и Земли сольются в неразделимую глазом единую звезду, ещё через неделю Луна будет снова видна на максимальном расстоянии, но уже с другой стороны от Земли. Периодически наблюдатель на Марсе сможет видеть проход (транзит) Луны по диску Земли либо, наоборот, покрытие Луны диском Земли. Максимальное видимое удаление Луны от Земли (и их видимая яркость) при наблюдении с Марса будет значительно изменяться в зависимости от взаимного положения Земли и Марса, и, соответственно, расстояния между планетами. В эпохи противостояний оно составит около 17 минут дуги (около половины углового диаметра Солнца и Луны при наблюдении с Земли), на максимальном удалении Земли и Марса — 3,5 минуты дуги. Земля, как и другие планеты, будет наблюдаться в полосе созвездий Зодиака. Астроном на Марсе также сможет наблюдать прохождение Земли по диску Солнца; ближайшее такое явление произойдёт 10 ноября 2084 года[132].
+История изучения[править | править вики-текст]
+Основная статья: Исследование Марса
+Исследование Марса классическими методами астрономии[править | править вики-текст]
+Изображения Марса с разной степенью детализации в разные годы.
+
+Первые наблюдения Марса проводились до изобретения телескопа. Это были позиционные наблюдения с целью определения положений планеты по отношению к звёздам. Существование Марса как блуждающего объекта в ночном небе было письменно засвидетельствовано древнеегипетскими астрономами в 1534 году до н. э. Ими же было установлено ретроградное (попятное) движение планеты и рассчитана траектория движения вместе с точкой, где планета меняет своё движение относительно Земли с прямого на попятное[133].
+
+В вавилонской планетарной теории были впервые получены временные измерения планетарного движения Марса и уточнено положение планеты на ночном небе[134][135]. Пользуясь данными египтян и вавилонян, древнегреческие (эллинистические) философы и астрономы разработали подробную геоцентрическую модель для объяснения движения планет. Спустя несколько веков индийскими и исламскими астрономами был оценен размер Марса и расстояние до него от Земли. В XVI веке Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель для описания Солнечной системы с круговыми планетарными орбитами. Его результаты были пересмотрены Иоганном Кеплером, который ввёл более точную эллиптическую орбиту Марса, совпадающую с наблюдаемой.
+
+Голландский астроном Христиан Гюйгенс первым составил карту поверхности Марса, отражающую множество деталей. 28 ноября 1659 года он сделал несколько рисунков Марса, на которых были отображены различные темные области, позже сопоставленные с плато Большой Сирт[136].
+
+Предположительно первые наблюдения, установившие существование у Марса ледяной шапки на южном полюсе, были сделаны итальянским астрономом Джованни Доменико Кассини в 1666 году. В том же году он при наблюдениях Марса делал зарисовки видимых деталей поверхности и выяснил, что через 36 или 37 дней положения деталей поверхности повторяются, а затем вычислил период вращения — 24 ч. 40 м. (этот результат отличается от правильного значения менее чем на 3 минуты)[136].
+
+В 1672 году Христиан Гюйгенс заметил нечёткую белую шапочку и на северном полюсе[137]
+
+В 1888 году Джованни Скиапарелли дал первые имена отдельным деталям поверхности[138]: моря Афродиты, Эритрейское, Адриатическое, Киммерийское; озёра Солнца, Лунное и Феникс.
+
+Расцвет телескопических наблюдений Марса пришёлся на конец XIX — середину XX века. Во многом он обусловлен общественным интересом и известными научными спорами вокруг наблюдавшихся марсианских каналов. Среди астрономов докосмической эры, проводивших телескопические наблюдения Марса в этот период, наиболее известны Скиапарелли, Персиваль Ловелл, Слайфер, Антониади, Барнард, Жарри-Делож, Л. Эдди, Тихов, Вокулёр. Именно ими были заложены основы ареографии и составлены первые подробные карты поверхности Марса — хотя они и оказались практически полностью неверными после полётов к Марсу автоматических зондов.
+Исследование Марса космическими аппаратами[править | править вики-текст]
+Изучение с помощью орбитальных телескопов[править | править вики-текст]
+Космический телескоп «Хаббл».
+
+Для систематического исследования Марса были использованы[139] возможности космического телескопа «Хаббл» (КТХ или HST — Hubble Space Telescope), при этом были получены фотографии Марса с самым высоким разрешением из когда-либо сделанных на Земле[140]. КТХ может создать изображения полушарий, что позволяет промоделировать погодные системы. Наземные телескопы, оснащенные ПЗС, могут сделать фотоизображения Марса высокой чёткости, что позволяет в противостоянии регулярно проводить мониторинг планетной погоды[141].
+
+Рентгеновское излучение с Марса, впервые обнаруженное астрономами в 2001 году с помощью космической рентгеновской обсерватории «Чандра», состоит из двух компонентов. Первая составляющая связана с рассеиванием в верхней атмосфере Марса рентгеновских лучей Солнца, в то время как вторая происходит от взаимодействия между ионами с обменом зарядами[142].
+Исследование Марса межпланетными станциями[править | править вики-текст]
+
+С 1960-х годов к Марсу для подробного изучения планеты с орбиты и фотографирования поверхности были направлены несколько автоматических межпланетных станций (АМС). Кроме того, продолжалось дистанционное зондирование Марса с Земли в большей части электромагнитного спектра с помощью наземных и орбитальных телескопов, например, в инфракрасном для определения состава поверхности[143], в ультрафиолетовом и субмиллиметровом диапазонах — для исследования состава атмосферы[144][145], в радиодиапазоне — для измерения скорости ветра[146].
+Советские исследования[править | править вики-текст]
+Одна из первых цветных фотографий Марса, полученных с АМС «Марс-3».
+
+Советские исследования Марса включали в себя программу «Марс», в рамках которой с 1962 по 1973 год были запущены автоматические межпланетные станции четырёх поколений для исследования планеты Марс и околопланетного пространства. Первые АМС («Марс-1», «Зонд-2») исследовали также и межпланетное пространство.
+
+Космические аппараты четвёртого поколения (серия М-71 — «Марс-2», «Марс-3», запущены в 1971 году) состояли из орбитальной станции — искусственного спутника Марса и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией, комплектовавшейся марсоходом «ПрОП-М». Космические аппараты серии М-73С «Марс-4» и «Марс-5» должны были выйти на орбиту вокруг Марса и обеспечивать связь с автоматическими марсианскими станциями, которые несли АМС серии М-73П «Марс-6» и «Марс-7»; эти четыре АМС были запущены в 1973 году.
+
+Из-за неудач спускаемых аппаратов главная техническая задача всей программы «Марс» — проведение исследований на поверхности планеты с помощью автоматической марсианской станции — не была решена. Тем не менее, многие научные задачи, такие, как получение фотографий поверхности Марса и различные измерения атмосферы, магнитосферы, состава почвы являлись передовыми для своего времени[147]. В рамках программы была осуществлена первая мягкая посадка спускаемого аппарата на поверхность Марса («Марс-3», 2 декабря 1971 года) и первая попытка передачи изображения с поверхности.
+
+СССР осуществил также программу «Фобос» — две автоматические межпланетные станции, предназначенные для исследования Марса и его спутника Фобоса.
+
+Первая АМС «Фобос-1» была запущена 7 июля, а вторая, «Фобос-2» — 12 июля 1988 года[148]. Основная задача — доставка на поверхность Фобоса спускаемых аппаратов (ПрОП-Ф и ДАС) для изучения спутника Марса — осталась невыполненной. Однако, несмотря на потерю связи с обоими КА, исследования Марса, Фобоса и околомарсианского пространства, выполненные в течение 57 дней на этапе орбитального движения «Фобоса-2» вокруг Марса, позволили получить новые научные результаты о тепловых характеристиках Фобоса, плазменном окружении Марса, взаимодействии его с солнечным ветром.
+Американские исследования в XX веке[править | править вики-текст]
+Фотография района Кидония, сделанная станцией «Викинг-1» в 1976 году.
+
+В 1964 году в США был осуществлён первый удачный запуск к Марсу в рамках программы «Маринер». «Маринер-4» осуществил первое исследование с пролётной траектории и сделал первые снимки поверхности[149]. «Маринер-6» и «Маринер-7», запущенные в 1969 году, произвели с пролётной траектории первое исследование состава атмосферы с применением спектроскопических методик и определение температуры поверхности по измерениям инфракрасного излучения. В 1971 году «Маринер-9» стал первым искусственным спутником Марса и осуществил первое картографирование поверхности.
+
+Следующая программа США — «Викинг» — включала запуск в 1975 году двух идентичных космических аппаратов — «Викинг-1» и «Викинг-2», которые провели исследования с околомарсианской орбиты и на поверхности Марса, в частности, поиск жизни в пробах грунта. Каждый «Викинг» состоял из орбитальной станции — искусственного спутника Марса — и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией. Автоматические марсианские станции «Викингов» — первые космические аппараты, успешно работавшие на поверхности Марса и передавшие фотографии с места посадки. Жизнь не удалось обнаружить.
+
+Mars Pathfinder — посадочный аппарат НАСА, работавший на поверхности в 1996—1997 годах.
+Карта Марса
+Описание изображения
+
+Спирит Спирит
+
+Mars rover msrds simulation.jpg Оппортьюнити
+
+Марсопроходец Соджорнер
+
+Viking Lander model.jpg
+
+Викинг-1
+
+Viking Lander model.jpg Викинг-2
+
+Феникс Феникс
+
+Mars3 lander vsm.jpg Марс-3
+
+Кьюриосити Кьюриосити
+
+Maquette EDM salon du Bourget 2013 DSC 0192.JPG
+
+Скиапарелли
+В наше время[править | править вики-текст]
+
+    Соединённые Штаты Америки Mars Global Surveyor — орбитальный аппарат НАСА, осуществлявший картографирование поверхности в 1999—2007 годах.
+    Соединённые Штаты Америки «Феникс» — посадочный аппарат НАСА, работавший на поверхности в 2008 году.
+    Соединённые Штаты Америки «Спирит» — марсоход, работавший на поверхности в 2004—2010 годах.
+
+На настоящий момент (2016 год) на орбитах искусственных спутников Марса находятся несколько работающих АМС:
+
+    Соединённые Штаты Америки «Марс Одиссей» (с 24 октября 2001 года),
+    Европа «Марс-экспресс» (с 25 декабря 2003 года),
+    Соединённые Штаты Америки «Марсианский разведывательный спутник» (с 10 марта 2006 года),
+    Соединённые Штаты Америки «MAVEN» (с 21/22 сентября 2014 года)[150][151],
+    Индия «Mangalyaan» (c 24 сентября 2014 года)[152].
+    Европа «Трейс Гас Орбитер» (с 19 октября 2016 г.)
+
+На поверхности планеты работают марсоходы:
+
+    Соединённые Штаты Америки «Оппортьюнити» (с 25 января 2004 года),
+    Соединённые Штаты Америки «Кьюриосити» (Mars Science Laboratory) (с 6 августа 2012 года).
+
+Кроме того, к Марсу летит
+
+    Россия Европа Десантный модуль с посадочной платформой «Экзомарс» (с 14 марта 2016 года).
+
+В культуре[править | править вики-текст]
+Иллюстрация марсианского треножника из французского издания «Войны миров» 1906 года.
+Кадр из фильма Я. Протазанова «Аэлита» (1924).
+Основная статья: Марс в культуре
+
+К созданию фантастических произведений о Марсе писателей подталкивали начавшиеся в конце XIX века дискуссии учёных о возможности того, что на поверхности Марса существует не просто жизнь, а развитая цивилизация[153]. В это время был создан, например, знаменитый роман Г. Уэллса «Война миров», в котором марсиане пытались покинуть свою умирающую планету для завоевания Земли. В 1938 году в США радиоверсия этого произведения была представлена в виде новостной радиопередачи, что послужило причиной массовой паники, когда многие слушатели по ошибке приняли этот «репортаж» за правду[154]. В 1966 году писатели Аркадий и Борис Стругацкие написали сатирическое «продолжение» данного произведения под названием «Второе нашествие марсиан».
+
+В 1917—1964 годах вышло одиннадцать книг о Барсуме. Так называлась планета Марс в фантастическом мире, созданном Эдгаром Райсом Берроузом. В его произведениях планета была представлена как умирающая, жители которой находятся в непрерывной войне всех со всеми за скудные природные ресурсы. В 1938 году К. Льюис написал роман «За пределы безмолвной планеты».
+
+В числе важных произведений о Марсе также стоит отметить вышедший в 1950 году роман Рэя Брэдбери «Марсианские хроники», состоящий из отдельных слабо связанных между собой новелл, а также ряд примыкающих к этому циклу рассказов; роман повествует об этапах освоения человеком Марса и контактах с гибнущей древней марсианской цивилизацией.
+
+В вымышленной вселенной Warhammer 40,000 Марс является главной цитаделью Adeptus Mechanicus, первым из миров-кузниц. Фабрики Марса, покрывающие всю поверхность планеты, круглосуточно выпускают оружие и боевую технику для бушующей в Галактике войны.
+
+Примечательно, что Джонатан Свифт упомянул о спутниках Марса за 150 лет до того, как они были реально открыты, в 19-й части своего романа «Путешествия Гулливера»[155].
new file mode 100644
--- /dev/null
+++ b/xpcom/tests/gtest/wikipedia/th.txt
@@ -0,0 +1,412 @@
+ดาวอังคาร (อังกฤษ: Mars) เป็นดาวเคราะห์ลำดับที่สี่จากดวงอาทิตย์ เป็นดาวเคราะห์เล็กที่สุดอันดับที่สองในระบบสุริยะรองจากดาวพุธ ในภาษาอังกฤษได้ชื่อตามเทพเจ้าแห่งสงครามของโรมัน มักได้รับขนานนาม "ดาวแดง" เพราะมีออกไซด์ของเหล็กดาษดื่นบนพื้นผิวทำให้มีสีออกแดงเรื่อ[15] ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หินที่มีบรรยากาศเบาบาง มีลักษณะพื้นผิวคล้ายคลึงกับทั้งหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ และภูเขาไฟ หุบเขา ทะเลทราย ตลอดจนพิดน้ำแข็งขั้วดาวที่ปรากฏบนโลก คาบการหมุนรอบตัวเองและวัฏจักรฤดูกาลของดาวอังคารก็มีความคล้ายคลึงกับโลกซึ่งความเอียงก่อให้เกิดฤดูกาลต่าง ๆ ดาวอังคารเป็นที่ตั้งของโอลิมปัสมอนส์ ภูเขาไฟใหญ่ที่สุดบนดาวอังคารและสูงสุดอันดับสองในระบบสุริยะเท่าที่มีการค้นพบ และเป็นที่ตั้งของเวลส์มาริเนริส แคนยอนขนาดใหญ่อันดับต้น ๆ ในระบบสุริยะ แอ่งบอเรียลิสที่ราบเรียบในซีกเหนือของดาวปกคลุมกว่าร้อยละ 40 ของพื้นที่ทั้งหมดและอาจเป็นลักษณะการถูกอุกกาบาตชนครั้งใหญ่[16][17] ดาวอังคารมีดาวบริวารสองดวง คือ โฟบอสและดีมอสซึ่งต่างก็มีขนาดเล็กและมีรูปร่างบิดเบี้ยว ทั้งคู่อาจเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ถูกจับไว้[18][19] คล้ายกับทรอยของดาวอังคาร เช่น 5261 ยูเรกา
+
+ก่อนหน้าการบินผ่านดาวอังคารที่สำเร็จครั้งแรกของ มาริเนอร์ 4 เมื่อ 1965 หลายคนคาดว่ามีน้ำในรูปของเหลวบนพื้นผิวดาวอังคาร แนวคิดนี้อาศัยผลต่างเป็นคาบที่สังเกตได้ของรอยมืดและรอยสว่าง โดยเฉพาะในละติจูดขั้วดาวซึ่งดูเป็นทะเลและทวีป บางคนแปลความรอยมืดริ้วลายขนานเป็นร่องทดน้ำสำหรับน้ำในรูปของเหลว ภายหลัง มีการอธิบายว่าภูมิประเทศเส้นตรงเหล่านั้นเป็นภาพลวงตา แม้ว่าหลักฐานทางธรณีวิทยาที่ภารกิจไร้คนบังคับรวบรวมชี้ว่า ครั้งหนึ่งดาวอังคารเคยมีน้ำปริมาณมากปกคลุมบนพื้นผิว ณ ช่วงใดช่วงหนึ่งในระยะต้น ๆ ของอายุ[20] ในปี 2005 เรดาร์เผยว่ามีน้ำแข็งน้ำ (water ice) ปริมาณมากขั้วทั้งสองของดาว[21] และที่ละติจูดกลาง[22][23] ยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารสปิริต พบตัวอย่างสารประกอบเคมีที่มีโมเลกุลน้ำเมื่อเดือนมีนาคม 2007 ส่วนลงจอดฟีนิกซ์ พบตัวอย่างน้ำแข็งน้ำโดยตรงในดินส่วนตื้นของดาวอังคารเมื่อวันที่ 31 กรกฎาคม 2008[24]
+
+มียานอวกาศที่กำลังปฏิบัติงานอยู่เจ็ดลำ ห้าลำอยู่ในวงโคจร ได้แก่ 2001 มาร์สโอดิสซี มาร์สเอ็กซ์เพรส มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมเว็น และมาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน และสองลำบนพื้นผิว ได้แก่ ยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารออปพอร์ทูนิตี และยานมาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรีคิวริออซิตี การสังเกตโดย มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เปิดเผยว่ามีความเป็นไปได้ที่จะมีน้ำไหลในช่วงเดือนที่ร้อนที่สุดบนดาวอังคาร[25] ในปี 2013 ยานคิวริออซิตี ของนาซาค้นพบว่าดินของดาวอังคารมีน้ำเป็นองค์ประกอบระหว่างร้อยละ 1.5 ถึง 3 โดยมวล แม้ว่าน้ำนั้นจะติดอยู่กับสารประกอบอื่น ทำให้ไม่สามารถเข้าถึงได้โดยอิสระ[26]
+
+กำลังมีการสืบค้นเพื่อประเมินศักยภาพความสามารถอยู่อาศัยได้ในอดีตของดาวอังคาร ตลอดจนความเป็นไปได้ที่จะมีสิ่งมีชีวิตหลงเหลืออยู่ มีการสืบค้นบริเวณนั้นโดยส่วนลงจอด ไวกิง โรเวอร์ สปิริต และออปพอร์ทูนิตี ส่วนลงจอดฟีนิกซ์ และโรเวอร์ คิวริออซิตี[27][28] มีการวางแผนภารกิจทางชีวดาราศาสตร์ไว้แล้ว ซึ่งรวม มาร์ส 2020 และเอ็กโซมาร์สโรเวอร์ [29][30]
+
+ดาวอังคารสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจากโลกโดยง่ายซึ่งจะปรากฏให้เห็นเป็นสีออกแดง มีความส่องสว่างปรากฏได้ถึง −2.91[6] ซึ่งเป็นรองเพียงดาวพฤหัสบดี ดาวศุกร์ ดวงจันทร์ และดวงอาทิตย์ กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินโดยทั่วไปมีขีดจำกัดการมองเห็นรายละเอียดของภูมิประเทศขนาดประมาณ 300 กิโลเมตรเมื่อโลกและดาวอังคารเข้าใกล้กันมากที่สุดอันเป็นผลจากบรรยากาศของโลก[31]
+
+ลักษณะทางกายภาพ[แก้]
+โลกเทียบกับดาวอังคารโลกเทียบกับดาวอังคาร
+ไฟล์:Mars.ogvPlay media
+ภาพเคลื่อนไหว (00:40) แสดงภูมิประเทศสำคัญ
+ไฟล์:GMM-3 Mars Gravity.webmPlay media
+วีดีโอ (01:28) แสดงให้เห็นสนามแรงโน้มถ่วงของดาวอังคาร.
+
+ดาวอังคารมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณครึ่งหนึ่งของโลก และมีพื้นที่ผิวน้อยกว่าพื้นที่ผิวดินทั้งหมดของโลกรวมกันเพียงเล็กน้อย[6] ดาวอังคารมีความหนาแน่นน้อยกว่าโลก มีปริมาตรประมาณร้อยละ 15 ของโลก และมีมวลประมาณร้อยละ 11 ของมวลของโลก ถึงแม้ว่าดาวอังคารจะมีขนาดใหญ่กว่าและมีมวลมากกว่าดาวพุธก็ตาม แต่ดาวพุธมีความหนาแน่นสูงกว่า เป็นผลให้แรงโน้มถ่วงบริเวณพื้นผิวดาวเคราะห์ทั้งสองนั้นแทบจะเท่ากัน โดยดาวอังคารมีแรงดึงโน้มถ่วงสูงกว่าเพียงไม่ถึงร้อยละหนึ่ง ลักษณะปรากฏสีแดงปนส้มของพื้นผิวดาวอังคารมีสาเหตุมาจากไอเอิร์น(III) ออกไซด์ รู้จักกันในชื่อสามัญคือฮีมาไทต์หรือสนิมเหล็ก[32] อาจมองเห็นคล้ายกับบัตเตอร์สกอตช์[33] และสีอื่น ๆ ที่ปรากฏทั่วไปตามพื้นผิวนั้นมีได้ทั้งสีทอง สีน้ำตาล สีน้ำตาลอ่อน หรือสีออกเขียวขึ้นอยู่กับแร่องค์ประกอบ[33]
+โครงสร้างภายใน[แก้]
+
+เช่นเดียวกันกับโลก ดาวอังคารมีการแยกชั้นองค์ประกอบออกเป็นส่วนแก่นโลหะความหนาแน่นสูงซึ่งถูกห่อหุ้มอยู่ภายใต้ส่วนประกอบอื่น ๆ ที่มีความหนาแน่นน้อยกว่า[34] แบบจำลองปัจจุบันของโครงสร้างภายในแสดงรัศมีอาณาบริเวณของแก่นดาวอยู่ที่ประมาณ 1,794±65 กิโลเมตร (1,115±40 ไมล์) มีองค์ประกอบหลักเป็นเหล็กและนิกเกิล โดยมีกำมะถันรวมอยู่ด้วยประมาณร้อยละ 16-17[35] คาดว่าแก่นไอเอิร์น(II) ซัลไฟด์นั้นมีธาตุเบาเป็นองค์ประกอบมากกว่าแก่นของโลกถึงสองเท่า[36] แก่นดาวล้อมรอบไปด้วยเนื้อดาวซิลิเกตซึ่งประกอบขึ้นเป็นโครงสร้างทางธรณีสัณฐานและภูเขาไฟต่าง ๆ บนดาวเคราะห์ซึ่งในปัจจุบันเหมือนจะสงบนิ่ง นอกเหนือจากซิลิกอนและออกซิเจน ธาตุที่มีมากที่สุดในเปลือกผิวของดาวอังคารได้แก่ เหล็ก แมกนีเซียม อะลูมิเนียม แคลเซียม และโพแทสเซียม ความหนาเฉลี่ยของเปลือกดาวอยู่ที่ประมาณ 50 กิโลเมตร (31 ไมล์) มีความหนาสูงสุดที่ประมาณ 125 กิโลเมตร (78 ไมล์)[36] เปลือกโลกซึ่งมีความหนาเฉลี่ย 40 กิโลเมตร (25 ไมล์) ถือว่ามีความหนาเพียงหนึ่งในสามของเปลือกดาวอังคารเมื่อเปรียบสัมพัทธ์กับขนาดของดาวเคราะห์ทั้งคู่ ยานส่วนลงจอดอินไซต์ตามแผนกำหนดการในปี 2016 (พ.ศ. 2559) จะมีการใช้เครื่องมือตรวจวัดความไหวสะเทือนเพื่อให้ได้แบบจำลองโครงสร้างภายในดาวที่ชัดเจนมากยิ่งขึ้น[37]
+ธรณีวิทยาพื้นผิว[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ธรณีวิทยาดาวอังคาร
+
+ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หินประกอบขึ้นจากแร่ชนิดต่าง ๆ ที่มีซิลิกอน ออกซิเจน โลหะ ตลอดจนธาตุอื่น ๆ อีกหลายชนิดเป็นองค์ประกอบรวมกันเข้าเป็นหิน พื้นผิวของดาวอังคารมีหินบะซอลต์ชนิดโทเลอิทิกเป็นองค์ประกอบหลัก[38] แม้ว่าหลายส่วนเป็นหินชนิดที่มีซิลิกาสูงมากกว่าหินบะซอลต์ทั่วไปและอาจมีความคล้ายคลึงกับหินแอนดีไซต์บนโลกหรือแก้วซิลิเกต ภูมิภาคที่มีอัตราส่วนสะท้อนต่ำแสดงการมีเฟลด์สปาร์กลุ่มเพลจิโอเคลสหนาแน่น ในขณะที่ภูมิภาคที่มีอัตราส่วนสะท้อนต่ำทางตอนเหนือเผยให้เห็นการมีแผ่นซิลิเกตและแก้วชนิดที่มีซิลิกอนสูงด้วยความหนาแน่นสูงกว่าปกติ ในหลายส่วนของภูมิภาคที่ราบสูงตอนใต้ตรวจพบไพรอกซีนชนิดแคลเซียมสูงรวมอยู่เป็นปริมาณมาก นอกจากนั้นยังมีการพบฮีมาไทต์และโอลิวีนหนาแน่นในภูมิภาคจำเพาะบางแห่ง[39] พื้นที่ผิวส่วนใหญ่ถูกปกคลุมด้วยชั้นหนาของเม็ดฝุ่นไอเอิร์น(III) ออกไซด์ละเอียด[40][41]
+แผนที่ธรณีวิทยาของดาวอังคาร (USGS; 14 กรกฎาคม 2014) (แผนที่เต็ม / วิดีโอ)[42][43][44]
+
+ถึงแม้ว่าดาวอังคารจะไม่มีหลักฐานของโครงสร้างสนามแม่เหล็กระดับครอบคลุมทั่วทั้งดาวในปัจจุบัน[45] แต่ผลการสังเกตแสดงให้ทราบว่าหลายส่วนของเปลือกดาวถูกกระทำด้วยอำนาจแม่เหล็กและการพลิกผันสลับขั้วของสนามไดโพลเคยปรากฏมาแล้วในอดีต เพราะในทางบรรพวิทยาแม่เหล็ก แร่ที่มีความไวต่อแรงแม่เหล็กนั้นย่อมแสดงคุณสมบัติเช่นเดียวกันกับแถบสลับที่พบบนพื้นมหาสมุทรของโลก ทฤษฎีหนึ่งที่มีการตีพิมพ์ในปี 1999 (พ.ศ. 2542) และมีการตรวจสอบอีกครั้งในเดือนตุลาคม ปี 2005 (พ.ศ. 2548) (โดยอาศัยข้อมูลจากมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์) ชี้ว่าแนวแถบต่าง ๆ ที่เกิดขึ้นแสดงถึงกิจกรรมการแปรสัณฐานแผ่นธรณีภาคบนดาวอังคารเมื่อเวลากว่าสี่พันล้านปีก่อน ก่อนที่ไดนาโมของดาวเคราะห์จะหยุดลงเป็นผลให้สนามแม่เหล็กของดาวจางหายไป[46]
+
+ในช่วงการก่อกำเนิดระบบสุริยะ ดาวอังคารได้ถือกำเนิดขึ้นจากผลของกระบวนการสุ่มของมวลที่พอกพูนขึ้นแยกออกจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ดาวอังคารจึงมีคุณลักษณะทางเคมีที่จำเพาะพิเศษหลายประการตามตำแหน่งในระบบสุริยะ ธาตุต่าง ๆ ที่มีจุดเดือดค่อนข้างต่ำตัวอย่างเช่นคลอรีน ฟอสฟอรัส และกำมะถัน จะพบเป็นปกติบนดาวอังคารในระดับที่มากกว่าโลก เป็นไปได้ว่าธาตุเหล่านี้ถูกขับออกมาจากบริเวณใกล้ดวงอาทิตย์โดยลมสุริยะอันทรงพลังในช่วงต้นของอายุขัย[47]
+
+หลังการก่อกำเนิดดาวเคราะห์แล้ว ทั้งหมดล้วนตกเป็นเหยื่อของ "การระดมชนหนักครั้งสุดท้าย" กว่าร้อยละ 60 ของพื้นที่ผิวดาวอังคารแสดงบันทึกเหตุการณ์การระดมชนจากยุคนั้น[48][49][50] ในขณะที่เป็นไปได้ว่าพื้นที่ผิวส่วนที่เหลืออีกมากมายวางตัวอยู่ภายใต้แอ่งขนาดมโหฬารซึ่งก็เกิดขึ้นจากเหตุการณ์ดังกล่าว มีหลักฐานของแอ่งพุ่งชนขนาดมหึมาในบริเวณซีกโลกเหนือของดาวอังคารซึ่งแผ่ขยายกว้างราว 8,500 กิโลเมตร และยาวร่วม 10,600 กิโลเมตร (5,300 x 6,600 ไมล์) หรือมีขนาดใหญ่เป็นสี่เท่าของแอ่งไอต์เค็น-ขั้วใต้ของดวงจันทร์ ทำให้เป็นแอ่งจากการพุ่งชนที่มีขนาดใหญ่ที่สุดเท่าที่มีการค้นพบ[16][17] ทฤษฎีนี้เสนอว่าดาวอังคารถูกพุ่งชนโดยวัตถุขนาดเท่าดาวพลูโตเมื่อประมาณสี่พันล้านปีก่อน และคาดว่าเหตุการณ์นี้เองเป็นสาเหตุทำให้ดาวอังคารมีซีกดาวแตกต่างกันเป็นสองลักษณะอย่างชัดเจน เกิดแอ่งบอเรียลิสอันราบเรียบปกคลุมพื้นที่กว่าร้อยละ 40 ทางซีกเหนือของดาวเคราะห์[51][52]
+ภาพรังสรรค์โดยศิลปินแสดงภาพของดาวอังคารว่าน่าจะเป็นอย่างไรเมื่อสี่พันล้านปีก่อน[53]
+
+ประวัติศาสตร์ธรณีวิทยาของดาวอังคารสามารถแบ่งออกได้เป็นหลายช่วงเวลา แต่สำหรับช่วงเวลาหลักแล้วสามารถแบ่งได้เป็นสามยุคด้วยกัน[54][55]
+
+    ยุคโนอาเคียน (ตั้งชื่อตาม โนอาคิสเทร์รา หรือแผ่นดินของโนอาห์): เป็นช่วงกำเนิดพื้นผิวดาวอังคารที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ปรากฏ อยู่ในช่วงเวลาประมาณ 4.5 พันล้านปีก่อนจนถึง 3.5 พันล้านปีที่ผ่านมา พื้นผิวยุคโนอาเคียนเต็มไปด้วยริ้วรอยจากการพุ่งชนขนาดใหญ่ครั้งแล้วครั้งเล่า ส่วนโป่งธาร์ซิส ที่ราบสูงภูเขาไฟที่คาดว่าเกิดขึ้นในระหว่างยุคนี้พร้อมด้วยการท่วมท้นอย่างกว้างขวางของน้ำของเหลวในช่วงปลายยุค
+    ยุคเฮสเพียเรียน (ตั้งขื่อตาม เฮสเพียเรียนเพลนัม หรือที่ราบสูงตะวันตก): ราว 3.5 พันล้านปีก่อน จนถึงช่วงเวลาประมาณ 2.9 - 3.3 พันล้านปีที่ผ่านมา เป็นยุคที่มีรอยปรากฏชัดเจนของการเกิดที่ราบลาวาขนาดใหญ่
+    ยุคแอมะโซเนียน (ตั้งขื่อตาม แอมะโซนิสเพลนิเชีย หรือที่ราบแอมะซอน): นับตั้งแต่ 2.9 - 3.3 พันล้านปีก่อนจนถึงปัจจุบัน พิ้นผิวยุคนี้มีหลุมจากการพุ่งชนน้อยแต่ค่อนข้างหลากหลาย ภูเขาไฟโอลิมปัสเกิดขึ้นในยุคนี้ร่วมไปกับการไหลของลาวาอีกหลายที่บนดาวอังคาร
+
+กิจกรรมทางธรณีวิทยาบางอย่างยังคงเกิดขึ้นบนดาวอังคาร ที่หุบเขาอะธาบาสกามีร่องรอยการไหลของลาวาในลักษณะเป็นแผ่นอายุกว่า 200 ล้านปี ปรากฏร่องรอยการไหลของน้ำในพื้นผิวท่ามกลางรอยเลื่อนซึ่งเรียกว่าร่องแยกเซอร์เบอรัสด้วยอายุน้อยกว่า 20 ล้านปี บ่งชี้ว่าเป็นการพลุ่งขึ้นของภูเขาไฟเมื่อไม่นานมานี้เช่นกัน[56] วันที่ 19 กุมภาพันธ์ 2008 (พ.ศ. 2551) ภาพจากยานมาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์แสดงให้เห็นหลักฐานของหิมะที่พังทลายลงมาจากหน้าผาความสูง 700 เมตร[57]
+ดิน[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ดินดาวอังคาร
+ฝุ่นที่มีซิลิกาปริมาณสูง เผยให้เห็นโดยยานสำรวจดาวอังคารสปิริต
+
+ข้อมูลจากยานส่วนลงจอดฟีนิกซ์ที่ส่งกลับมาแสดงว่าดินดาวอังคารมีความเป็นด่างเล็กน้อยและประกอบด้วยธาตุต่าง ๆ อาทิเช่น แมกนีเซียม โซเดียม โพแทสเซียม และคลอรีน สารอาหารเหล่านี้สามารถพบได้ทั่วไปในสวนบนโลกและต่างก็จำเป็นต่อการเจริญเติบโตของพืช[58] การทดสอบโดนยานสำรวจเผยว่าดินดาวอังคารมีสมบัติเป็นด่างด้วยค่า พีเอชที่ 7.7 และมีเกลือเปอร์คลอเรตอยู่ราวร้อยละ 0.6[59][60][61][62]
+
+มีภูมิประเทศที่เป็นเส้นพาดขวางอยู่ทั่วไปบนดาวอังคารและที่เกิดขึ้นใหม่ ๆ ปรากฏบ่อยครั้งในบริเวณส่วนลาดที่สูงชันของหลุมตกกระทบ ร่องลึก และหุบเหว รอยเส้นพาดจะมีสีคล้ำในช่วงแรกแล้วค่อย ๆ จางลงเมื่อเวลาผ่านไป ในบางครั้งรอยเส้นเริ่มต้นในพื้นที่เล็ก ๆ ก่อนที่จะแผ่ขยายกว้างออกไปได้เป็นหลายร้อยเมตร สามารถมองเห็นได้ตามขอบของหินขนาดใหญ่และเครื่องกีดขวางต่าง ๆ ตามเส้นทางอีกด้วย ทฤษฎีที่ได้รับการยอมรับโดยทั่วไปกล่าวว่ารอยเส้นเหล่านั้นเป็นดินชั้นล่างซึ่งมีสีคล้ำแต่ถูกเปิดออกมาให้เห็นจากการพังทลายของฝุ่นสีจางทางด้านบนหรือโดยพายุฝุ่น[63] มีการเสนอคำอธิบายไปอีกหลายแนวทาง บางส่วนอธิบายว่าเกี่ยวข้องกับน้ำหรือแม้กระทั่งว่าเป็นการเจริญเติบโตของสิ่งมีชีวิต[64][65]
+อุทกวิทยา[แก้]
+ดูบทความหลักที่: น้ำบนดาวอังคาร
+ภาพถ่ายกำลังขยายสูงถ่ายโดยยานออปพอร์ทูนิตี แสดงการพอกตัวของฮีมาไทต์สีเทา ซึ่งบ่งชี้ว่าเคยมีน้ำในสถานะของเหลวปรากฏในอดีต
+
+น้ำของเหลวนั้นไม่สามารถดำรงอยู่ได้บนดาวอังคารเนื่องจากความกดอากาศที่ต่ำมากเพียงแค่หนึ่งในร้อยของโลก[66] เว้นแต่พื้นที่ลุ่มต่ำบางบริเวณในช่วงเวลาเพียงสั้น ๆ[67][68] แผ่นน้ำแข็งที่ขั้วดาวทั้งคู่มีสภาพที่พอจะให้น้ำในปริมาณมาก ๆ ได้[69][70] เฉพาะปริมาตรของน้ำแข็งขั้วใต้ของดาวหากละลายลงก็จะให้น้ำเพียงพอสำหรับปกคลุมพื้นผิวทั้งหมดของดาวเคราะห์ได้ด้วยความลึก 11 เมตร (36 ฟุต)[71] ชั้นดินเยือกแข็งคงตัวแผ่ขยายจากขั้วดาวลงมาจนถึงประมาณละติจูดที่ 60 องศา[69]
+
+คาดว่าน้ำแข็งปริมาณมากถูกจับเอาไว้ภายในไครโอสเฟียร์หนาของดาวอังคาร ข้อมูลเรดาร์จาก มาร์สเอ็กซ์เพรส และ มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมื่อกรกฎาคม 2005 (พ.ศ. 2548) แสดงน้ำแข็งปริมาณมหาศาลที่ขั้วทั้งสองของดาว[21][72] และในเดือนพฤศจิกายน 2008 (พ.ศ. 2551) พบในบริเวณละติจูดกลาง[22] ยานส่วนลงจอดฟีนิกซ์พบตัวอย่างน้ำแข็งโดยตรงในดินส่วนตื้นของดาวอังคารเมื่อวันที่ 31 กรกฎาคม 2008[24]
+
+ลักษณะทางธรณีสัณฐานที่มองเห็นบนดาวอังคารบ่งชี้อย่างหนักแน่นว่ามีน้ำของเหลวปรากฏบนพื้นผิวดาวเคราะห์ เส้นทางคดเคี้ยวขนาดใหญ่ที่โอบคลุมพื้นดินที่ถูกกัดเซาะหรือช่องทางการไหลออกนั้นตัดผ่านพื้นผิวโดยรอบกว่า 25 แห่ง คาดว่าร่องรอยเหล่านี้เป็นบันทึกประวัติศาสตร์ของกระบวนการกัดเซาะระหว่างที่มีการปลดปล่อยน้ำอย่างถล่มทลายออกมาจากชั้นหินอุ้มน้ำใต้พื้นผิว อย่างไรก็ตามโครงสร้างบางส่วนถูกตั้งสมมติฐานว่าเป็นผลมาจากการกระทำของธารน้ำแข็งหรือลาวา[73][74] ตัวอย่างหนึ่งที่มีขนาดใหญ่คือ มาดดิมวัลลิส ซึ่งมีความยาว 700 กิโลเมตร (430 ไมล์) และมีขนาดใหญ่มากยิ่งกว่าแกรนด์แคนยอนด้วยความกว้าง 20 กิโลเมตร (12 ไมล์) และความลึก 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) ในบางท้องที่ คาดว่าภูมิประเทศถูกกัดสร้างขึ้นมาโดยการไหลของน้ำตั้งแต่ช่วงต้น ๆ ของประวัติศาสตร์ดาวอังคาร[75] ช่องทางการไหลเหล่านี้ที่มีอายุน้อยที่สุดคาดว่าเพิ่งจะเกิดขึ้นเมื่อเวลาเพียงไม่กี่ล้านปีที่แล้ว[76] สำหรับที่อื่น ๆ โดยเฉพาะพื้นที่ที่เก่าแก่ที่สุดบนผิวดาวอังคาร โครงสร้างระดับเล็กย่อยตลอดจนเครือข่ายหุบเขาที่กระจายเป็นกิ่งก้านสาขาล้วนแผ่ขยายพาดขวางเป็นสัดส่วนอย่างมีนัยสำคัญในภาคพื้นภูมิประเทศ รูปลักษณะของหุบเขาเหล่านี้รวมทั้งการกระจายตัวแสดงนัยอย่างเด่นชัดว่าถูกเซาะสร้างโดยการไหลบ่าซึ่งเป็นผลลัพธ์มาจากฝนหรือหิมะที่ตกลงมาเมื่อยุคแรกของประวัติศาสตร์ดาวอังคาร การไหลของน้ำใต้ผิวดินและการผุดเซาะของน้ำบาดาลอาจแสดงบทบาทย่อยสำคัญในหลายเครือข่าย แต่หยาดน้ำฟ้าน่าจะเป็นสาเหตุหลักของริ้วร่องเกือบทั้งหมดในแต่ละกรณี[77]
+
+ร่วมไปกับผนังของหลุมอุกกาบาตหรือหุบเขาลึก มีลักษณะภูมิประเทศนับพันที่ปรากฏคล้ายคลึงกับโตรกห้วยบนพื้นดิน ห้วยต่าง ๆ นี้มักมีอยู่ในพื้นที่ราบสูงทางซีกใต้ของดาวและเผชิญกับเส้นศูนย์สูตร ทั้งหมดชี้ไปในแนวขั้วดาวที่ละติจูด 30 องศา นักวิจัยจำนวนหนึ่งเสนอว่ากระบวนการก่อกำเนิดเกี่ยวข้องกับน้ำของเหลวซึ่งอาจมาจากน้ำแข็งที่ละลาย[78][79] แม้ว่าจะมีอีกหลายคนแย้งว่ากลไกในการเกิดเกี่ยวข้องกับคาร์บอนไดออกไซด์เยือกแข็งหรือการเคลื่อนที่ของฝุ่นแห้ง[80][81] ไม่ปรากฏว่ามีโตรกห้วยที่ถูกกร่อนทำลายบางส่วนโดยการผุกร่อนตามสภาพอากาศ และก็สังเกตไม่พบในหลุมจากการพุ่งชนทั้งหลายที่มีความเด่นชัด จึงเป็นเครื่องชี้ว่าภูมิประเทศดังกล่าวยังมีอายุน้อยและอาจเป็นได้ว่ายังคงเกิดขึ้นในปัจจุบัน[79]
+
+ลักษณะทางธรณีวิทยาอื่นอีกหลายประการ เช่น ดินดอนสามเหลี่ยมปากแม่น้ำ และตะกอนน้ำพารูปพัดที่ถูกเก็บรักษาไว้ในหลุมอุกกาบาตต่าง ๆ เป็นพยานหลักฐานที่เสริมให้ทราบว่ามีสภาพแวดล้อมอุ่น-ชื้น ณ บางช่วงเวลาหรือหลายช่วงเวลาในประวัติศาสตร์ยุคต้นของดาวอังคาร[82] สภาวะแวดล้อมเช่นนี้เป็นสิ่งที่จำเป็นสำหรับการเกิดมีอย่างกว้างขวางของทะเลสาบหลุมอุกกาบาตที่ข้ามผ่านเป็นสัดส่วนขนาดใหญ่บนพื้นผิว และนับว่ายังเป็นหลักฐานอิสระทั้งในทางแร่วิทยา ตะกอนวิทยา และธรณีสัณฐานวิทยาอีกด้วย[83]
+ส่วนประกอบของหินบริเวณ "เยลโลไนฟ์เบย์" - หินเวนมีแคลเซียมและกำมะถันมากกว่าดินที่ถูกพามา - ผลจากเอพีเอกซ์เอส - คิวริออซิตี (มีนาคม 2013)
+
+หลักฐานนอกเหนือจากนี้ที่ยืนยันการที่ครั้งหนึ่งเคยมีน้ำของเหลวปรากฏบนผิวดาวอังคารมาจากการตรวจพบแร่ที่มีความจำเพาะ เช่น ฮีมาไทต์ และเกอไทต์ ซึ่งทั้งคู่บางครั้งจะก่อตัวในที่ที่มีน้ำ[84] ในปี 2004 (พ.ศ. 2547) ยานออปพอร์ทูนิตี ตรวจพบแร่จาโรไซต์ซึ่งก่อตัวขึ้นเฉพาะเมื่อมีน้ำในสภาพเป็นกรด เป็นเครื่องพิสูจน์ว่าครั้งหนึ่งเคยมีน้ำอยู่บนดาวอังคาร[85] หลักฐานเพิ่มเติมเกี่ยวกับน้ำของเหลวเมื่อไม่นานมานี้มาจากการค้นพบแร่ยิปซัมบนพื้นดินโดยยานสำรวจออปพอร์ทูนิตีของนาซา เมื่อธันวาคม 2011 (พ.ศ. 2554)[86][87] นอกจากนี้ ฟรานซิส แมคคับบิน หัวหน้าฝ่ายศึกษา นักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ที่มหาวิทยาลัยนิวเม็กซิโกในแอลบูเคอร์คี ตรวจสอบลักษณะไฮดรอกไซด์ในผลึกแร่จากดาวอังคาร แถลงว่าน้ำในแมนเทิลส่วนบนของดาวอังคารมีปริมาณเท่ากับหรือมากกว่าที่โลกมีอยู่ที่ระดับ 50 - 300 ส่วนในล้านส่วน ซึ่งมากเพียงพอที่จะครอบคลุมพื้นผิวทั้งหมดของดาวได้ด้วยความลึก 200 ถึง 1,000 เมตร (660 ถึง 3,280 ฟุต)[88]
+
+เมื่อวันที่ 18 มีนาคม 2013 (พ.ศ. 2556) นาซารายงานหลักฐานจากเครื่องตรวจวัดบนยานสำรวจคิวริออซิตี ของแร่ที่เกิดขึ้นโดยมีน้ำเป็นองค์ประกอบ อย่างเช่นไฮเดรตของแคลเซียมซัลเฟต ในตัวอย่างหินหลายชนิดรวมทั้งชิ้นส่วนที่แตกออกมาของหิน "ทินทินา" และหิน "ซัตตันอินเลียร์" เช่นเดียวกับเวนและโนดูลในหินอื่น ๆ เช่นหิน "นอร์" และหิน "เวอนิกเก"[89][90][91] การวิเคราะห์โดยใช้เครื่องมือดีเอเอ็นของยานสำรวจภาคพื้นให้หลักฐานเรื่องน้ำใต้ผิวดินว่ามีปริมาณกว่าร้อยละ 4 ลึกลงไปจนถึงระดับ 60 เซนติเมตร (24 นิ้ว) ในเส้นทางเคลื่อนผ่านของยานจากตำแหน่งจุดลงจอดแบรดบูรี ไปจนถึงพื้นที่ เยลโลไนฟ์เบย์ ในบริเวณภูมิภาคเกลเนก [89]
+
+นักวิจัยบางส่วนเชื่อว่าส่วนใหญ่ของพิ้นที่ราบต่ำทางตอนเหนือของดาวเคยถูกมหาสมุทรปกคลุมด้วยความลึกหลายร้อยเมตร ทั้งนี้ยังอยู่ในระหว่างการโต้แย้ง[92] ในเดือนมีนาคม 2015 (พ.ศ. 2558) นักวิทยาศาสตร์ระบุว่ามหาสมุทรดังกล่าวอาจมีขนาดราวมหาสมุทรอาร์กติกของโลก การวินิจฉัยนี้ได้มาจากการประเมินอัตราส่วนระหว่างน้ำและดิวเทอเรียมในบรรยากาศปัจจุบันของดาวอังคารเทียบกันกับอัตราส่วนที่พบบนโลก ปริมาณดิวเทอเรียมที่พบบนดาวอังคารมีมากกว่าที่ดำรงอยู่บนโลกถึงแปดเท่า บ่งชี้ว่าดาวอังคารครั้งโบราณกาลมีน้ำเป็นปริมาณมากอย่างมีนัยสำคัญ ผลสำรวจจากยานคิวริออซิตี มาพบในภายหลังว่ามีดิวเทอเรียมในอัตราส่วนสูงในหลุมอุกกาบาตเกล อย่างไรก็ตามค่าที่ได้ยังไม่สูงพอที่จะสนับสนุนว่าเคยมีมหาสมุทรอยู่ นักวิทยาศาสตร์รายอื่น ๆ เตือนว่าการศึกษาใหม่นี้ยังไม่ได้รับการยืนยัน และชี้ประเด็นว่าแบบจำลองภูมิอากาศดาวอังคารยังไม่ได้แสดงว่าดาวเคราะห์มีความอบอุ่นเพียงพอในอดีตที่ผ่านมาที่จะเอื้อให้น้ำคงอยู่ในรูปของเหลวได้[93]
+แผ่นขั้วโลก[แก้]
+ดูบทความหลักที่: น้ำแข็งขั้วโลกดาวอังคาร
+แผ่นน้ำแข็งขั้วเหนือช่วงต้นฤดูร้อน 1999 (พ.ศ. 2542)
+แผ่นน้ำแข็งขั้วใต้ในช่วงฤดูร้อน 2000 (พ.ศ. 2543)
+
+ดาวอังคารมีแผ่นน้ำแข็งถาวรอยู่ที่ขั้วทั้งสอง เมื่อถึงฤดูหนาวของแต่ละขั้วพื้นที่โดยรอบก็จะตกอยู่ในความมืดอย่างต่อเนื่อง การเยือกเย็นลงของพื้นผิวเป็นสาเหตุให้เกิดการเยือกแข็งสะสมของบรรยากาศกว่าร้อยละ 25 - 30 ลงมาเป็นแผ่น CO2 เยือกแข็ง (น้ำแข็งแห้ง)[94] เมื่อแต่ละขั้วกลับมาได้รับแสงแดดอีกครั้ง CO2 เยือกแข็งก็จะระเหิด เกิดเป็นลมขนาดมหึมากวาดซัดไปทั่วบริเวณขั้วด้วยอัตราเร็วถึง 400 กิโลเมตร/ชั่วโมง (250 ไมล์/ชั่วโมง) ปรากฏการณ์ตามฤดูกาลนี้ช่วยเคลื่อนย้ายฝุ่นและไอน้ำปริมาณมหาศาลให้ลอยสูงขึ้นคล้ายกับเมฆเซอร์รัสเยือกแข็งขนาดใหญ่บนโลก ยานสำรวจออปพอร์ทูนิตี ถ่ายภาพเมฆที่เป็นน้ำเยือกแข็งนี้ได้ในปี 2004 (พ.ศ. 2547)[95]
+
+แผ่นที่ขั้วโลกทั้งสองมีองค์ประกอบหลักกว่าร้อยละ 70 เป็นน้ำเยือกแข็ง สำหรับคาร์บอนไดออกไซด์เยือกแข็งจะสะสมตัวเป็นชั้นที่บางกว่าเมื่อเทียบกันโดยหนาประมาณหนึ่งเมตรบนแผ่นขั้วเหนือเฉพาะในช่วงฤดูหนาวเท่านั้น ในขณะที่แผ่นขั้วใต้เป็นแผ่นน้ำแข็งแห้งคงตัวปกคลุมด้วยความหนาประมาณแปดเมตร แผ่นน้ำแข็งแห้งคงตัวที่ปกคลุมยังขั้วใต้นี้เกลื่อนกล่นไปด้วยหลุมตื้น ๆ พื้นเรียบขอบโค้งเว้าไม่แน่นอนหรือลักษณะภูมิประเทศแบบเนยแข็งสวิส ภาพถ่ายซ้ำยังสถานที่เดิมแสดงให้เห็นการขยายตัวของรอยเหล่านี้ได้หลายเมตรต่อปี บอกให้ทราบว่าแผ่น CO2 คงตัวที่ปกคลุมขั้วใต้เบื้องบนแผ่นน้ำแข็งจากน้ำนั้นมีการสลายตัวไปตามเวลา[96] แผ่นปกคลุมขั้วเหนือมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 1,000 กิโลเมตร (620 ไมล์) ระหว่างฤดูร้อนของซีกเหนือของดาวอังคาร[97] และมีปริมาตรน้ำแข็งประมาณ 1.6 ล้านลูกบาศก์กิโลเมตร (380,000 ลูกบาศก์ไมล์) ซึ่งหากกระจายตัวอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งแผ่นก็จะมีความหนาถึง 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) [98] (เปรียบเทียบกับน้ำแข็งปริมาตร 2.85 ล้านลูกบาศก์กิโลเมตร (680,000 ลูกบาศก์ไมล์) ของแผ่นน้ำแข็งกรีนแลนด์) แผ่นชั้วใต้มีเส้นผ่าศูนย์กลาง 350 กิโลเมตร (220 ไมล์) และมีความหนา 3 กิโลเมตร (1.9 ไมล์)[99] ปริมาตรรวมของน้ำแข็งในแผ่นขั้วใต้รวมทั้งที่เก็บสะสมในชั้นบริเวณใกล้เคียงประมาณว่ามีอยู่กว่า 1.6 ล้านลูกบาศก์กิโลเมตร[100] แผ่นขั้วโลกทั้งคู่มีร่องรูปเกลียวปรากฏ ตามข้อมูลการวิเคราะห์จากชาเรดหรือเรดาร์สำรวจส่วนตื้นของดาวอังคารผ่านน้ำแข็ง แสดงว่าร่องดังกล่าวเป็นผลจากลมพัดลาดลงซี่งหมุนเป็นเกลียวเนื่องจากผลกระทบโคริโอลิส[101][102]
+
+การเยือกแข็งตามฤดูกาลในบางท้องที่ใกล้กับแผ่นน้ำแข็งขั้วใต้ทำให้เกิดชั้นใสของแผ่นน้ำแข็งแห้งหนาประมาณหนึ่งเมตรเหนือพื้นดิน เมื่อถึงฤดูใบไม้ผลิ แสงอาทิตย์ทำให้ใต้พื้นผิวอุ่นขึ้น ความดันจาก CO2 ระเหิดบริเวณข้างใต้แผ่นจะดัน ยก และสุดท้ายทำให้แผ่นแตกออก ซึ่งนำไปสู่การปะทุแบบไกเซอร์ของแก๊ส CO2 ผสมกับทรายบะซอลต์สีคล้ำหรือฝุ่น กระบวนการนี้เกิดขึ้นเร็ว สังเกตจากอวกาศได้ในเวลาเพียงไม่กี่วันหรืออาจเป็นหลายสัปดาห์ถึงหลายเดือน อัตราการเปลี่ยนแปลงค่อนข้างจะไม่ปกติในทางธรณีวิทยาโดยเฉพาะกับดาวอังคาร แก๊สที่เคลื่อนไหลไปข้างใต้แผ่นจนถึงตำแหน่งไกเซอร์จะกัดสลักรูปแบบคล้ายใยแมงมุมกระจายออกเป็นรัศมีตามช่องทางที่ผ่านใต้น้ำแข็ง กระบวนการที่เกิดขึ้นเหมือนกับภาคตรงข้ามของโครงข่ายการกัดเซาะจากน้ำที่ระบายลงหลุมที่ดึงจุกอุดออกไป[103][104][105][106]
+ภูมิศาสตร์และการตั้งชื่อภูมิประเทศพื้นผิว[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ภูมิศาสตร์ดาวอังคาร
+แผนที่ภูมิประเทศจากโมลา แสดงพื้นที่มีระดับสูง (สีแดงและสีส้ม) เป็นพื้นที่ส่วนใหญ่ในซีกโลกใต้ของดาวอังคาร ที่ราบลุ่ม (สีฟ้า) ทางตอนเหนือ ที่ราบสูงภูเขาไฟกำหนดขอบเขตที่ราบทางเหนือในบางบริเวณ ในขณะที่พื้นที่สูงมีแอ่งจากการพุ่งชนขนาดใหญ่หลายแห่ง
+
+แม้ว่าโยฮันน์ ไฮน์ริก ฟอน เมดเลอร์ และวิลเฮล์ม เบียร์จะเป็นที่จดจำอย่างดียิ่งว่าเป็นผู้วาดแผนที่ดวงจันทร์แต่พวกเขาก็เป็น "นักวาดแผนที่ดาวอังคาร" อันดับแรก พวกเขาเริ่มโดยกำหนดภูมิประเทศพื้นผิวดาวอังคารส่วนใหญ่ให้เป็นหลักฐานมั่นคง และโดยการนี้จึงสามารถวัดคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารได้อย่างแม่นยำมากขึ้น ในปี 1840 (พ.ศ. 2383) เมดเลอร์รวบรวมผลการสังเกตตลอดสิบปีของเขาแล้ววาดแผนที่ดาวอังคารขึ้นเป็นครั้งแรก แทนที่จะมีการตั้งชื่อให้กับจุดสังเกตต่าง ๆ อันหลายหลากนั้น เบียร์และเมดเลอร์กลับใช้วิธีง่าย ๆ โดยระบุด้วยตัวอักษร เมอริเดียนเบย์ (ไซนัสเมอริเดียนี) ถูกเรียกเป็นภูมิประเทศ "a"[107]
+
+ปัจจุบันนี้ภูมิประเทศบนดาวอังคารได้รับการตั้งชื่อจากหลายแหล่งที่มา ภูมิประเทศที่เห็นโดดเด่นจะตั้งชื่อตามเทววิทยาคลาสสิก หลุมอุกกาบาตที่ใหญ่กว่า 60 กิโลเมตรตั้งชื่อตามชื่อของนักวิทยาศาสตร์ นักเขียน และบุคคลอื่นใดที่มีบทบาทช่วยเหลือสนับสนุนในการศึกษาดาวอังคารซึ่งได้ล่วงลับไปแล้ว หลุมอุกกาบาตที่เล็กกว่า 60 กิโลเมตรลงมา ตั้งชื่อตามชื่อเมืองหรือหมู่บ้านบนโลกซึ่งจะต้องมีประชากรน้อยกว่า 100,000 คน หุบเขาขนาดใหญ่ได้ชื่อมาจาก คำ "ดาวอังคาร" หรือ ดาวฤกษ์" ในภาษาต่าง ๆ นานา ส่วนหุบเขาขนาดเล็กนั้นได้ชื่อจากชื่อของแม่น้ำ[108]
+
+ภูมิประเทศที่มีความโดดเด่นขนาดใหญ่ยังคงมีชื่อเรียกเดิมอยู่หลายชื่อ แต่ก็มักมีการปรับปรุงเพื่อให้สะท้อนองค์ความรู้ใหม่เกี่ยวกับธรรมชาติของภูมิประเทศนั้น ตัวอย่างเช่น นิกซ์โอลิมปิกา (หิมะแห่งโอลิมปัส) กลายมาเป็น โอลิมปัสมอนส์ (ภูเขาโอลิมปัส)[109] พื้นผิวดาวอังคารที่มองเห็นจากโลกแบ่งออกได้เป็นสองกลุ่มพื้นที่จากความแตกต่างของการสะท้อนแสง ที่ราบสีจางที่ปกคลุมด้วยฝุ่นและทรายอันอุดมไปด้วยออกไซด์ของเหล็กซึ่งมีสีแดงนั้น ครั้งหนึ่งเคยคิดกันว่าเป็น "ทวีป" ของดาวอังคาร จึงมีการตั้งชื่อทำนอง อะเรเบียเทร์รา (แผ่นดินแห่งอาระเบีย) หรืออย่าง แอมะโซนิสเพลนิเชีย (ที่ราบแอมะซอน) ภูมิประเทศคล้ำถูกคิดว่าเป็นทะเล ดังนั้นจึงตั้งชื่ออย่าง แมร์เอริเตรียม (ทะเลแดง) แมร์ไซเรนัม และออโรรีไซนัส ภูมิประเทศมืดคล้ำที่มีขนาดใหญ่ที่สุดที่มองเห็นจากโลกคือ เซียทิสเมเจอร์เพลนัม[110] แผ่นน้ำแข็งคงตัวทางขั้วเหนือได้ชื่อว่า เพลนัมบอเรียม ในขณะที่แผ่นทางขั้วใต้เรียกว่า เพลนัมออสเทรล
+
+เส้นศูนย์สูตรของดาวอังคารถูกกำหนดโดยการหมุนของดาว แต่ตำแหน่งของเมริเดียนแรกเป็นสิ่งที่ถูกระบุขึ้นเอง ดังเช่นตำแหน่งกรีนิชของโลก คือต้องเลือกกำหนดจุดชี้ขาดขึ้นมา เมดเลอร์และเบียร์ได้เลือกเส้นเมอริเดียนในปี 1830 (พ.ศ. 2373) สำหรับแผนที่แรกของดาวอังคาร ต่อมาภายหลังยานอวกาศมาริเนอร์ 9 ได้ให้ภาพดาวอังคารมากมายในปี 1972 (พ.ศ. 2515) หลุมอุกกาบาตขนาดเล็กซึ่งได้ชื่อภายหลังว่า แอรี-0 ในบริเวณ ไซนัสเมอริเดียนี ("อ่าวตรงกลาง" หรือ "อ่าวเมอริเดียน") ได้ถูกเลือกเป็นจุดนิยามลองจิจูดที่ 0.0 องศา เพื่อให้พ้องตรงกันกับเส้นที่ได้กำหนดไว้เดิม[111]
+
+เพราะดาวอังคารไม่มีมหาสมุทรดังนั้นจึงไม่มี "ระดับน้ำทะเล" พื้นผิวที่มีระดับการยกตัวเป็นศูนย์จึงถูกเลือกใช้เป็นระดับอ้างอิงแทนซึ่งเรียกว่า แอรีออยด์ [112] ของดาวอังคาร เปรียบดังจีออยด์บนพื้นผิวโลก ระดับความสูงที่มีค่าเท่ากับศูนย์ถูกกำหนด ณ ความสูงที่มีความดันบรรยากาศเท่ากับ 610.5 ปาสกาล (6.105 มิลลิบาร์)[113] ค่าความดันนี้สอดคล้องกับจุดสามสถานะของน้ำและมีค่าประมาณร้อยละ 0.6 ของความดันพื้นผิวที่ระดับน้ำทะเลบนโลก (0.006 บรรยากาศ)[114] ในทางปฏิบัติ ณ ปัจจุบัน พื้นผิวนี้ถูกกำหนดโดยตรงจากดาวเทียมตรวจวัดความโน้มถ่วง
+แผนที่สี่มุมดาวอังคาร[แก้]
+
+ภาพอิมเมจแมพดังต่อไปนี้ของดาวอังคารแบ่งออกเป็นแผนที่สี่มุมจำนวน 30 ชิ้น กำหนดโดยองค์การสำรวจธรณีวิทยาสหรัฐอเมริกา[115][116] แผนที่แต่ละชิ้นมีการกำกับตัวเลขพร้อมอักษรนำหน้า "MC" ย่อมาจาก "Mars Chart" หรือแผนภาพดาวอังคาร[117] ด้านบนคือแผนที่ตอนเหนือสุด ตำแหน่ง 0°N 180°W / 0°N 180°W อยู่ทางซ้ายสุดเหนือเส้นศูนย์สูตร ภาพแผนที่ได้มาจากมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์
+Mars Quad Map
+เกี่ยวกับภาพนี้
+0°N 180°W / 0°N 180°W
+0°N 0°W / 0°N -0°E
+90°N 0°W / 90°N -0°E
+MC-01
+
+แมร์บอเรียม
+MC-02
+
+ไดอะเครีย
+MC-03
+
+อาร์คาเดีย
+MC-04
+
+แมร์แอซิเดเลียม
+MC-05
+
+อิสมีเนียสลาคัส
+MC-06
+
+เคเซียส
+MC-07
+
+ซีเบรเนีย
+MC-08
+
+แอมะโซนิส
+MC-09
+
+ธาร์ซิส
+MC-10
+
+ลูนีเพลัส
+MC-11
+
+ออกเซียเพลัส
+MC-12
+
+อะเรเบีย
+MC-13
+
+เซียทิสเมเจอร์
+MC-14
+
+อะเมนเธส
+MC-15
+
+อิลีเซียม
+MC-16
+
+เมมโนเนีย
+MC-17
+
+ฟีนีซิส
+MC-18
+
+โคเพรตส์
+MC-19
+
+มาร์การิติเฟอร์
+MC-20
+
+ซาบีอัส
+MC-21
+
+ไออาพีเจีย
+MC-22
+
+ทีร์รีนัม
+MC-23
+
+อีโอลิส
+MC-24
+
+แฟธอนติส
+MC-25
+
+ธอเมเซีย
+MC-26
+
+อาร์จีเร
+MC-27
+
+โนอาคิส
+MC-28
+
+เฮลลาส
+MC-29
+
+เอริเดเนีย
+MC-30
+
+แมร์ออสเทรล
+
+
+ภูมิประเทศจากการถูกพุ่งชน[แก้]
+หลุมอุกกาบาตบอนเนวิลล์และฐานช่วยลงจอดของยานโรเวอร์สปิริต
+
+ภูมิประเทศของดาวอังคารมีการแยกออกเป็นสองลักษณะอย่างโดดเด่นคือ พื้นที่ราบแบนจากการไหลของลาวาทางซีกเหนือซึ่งผิดแผกเด่นชัดจากที่ราบสูงอันอุดมไปด้วยหลุมเล็กหลุมน้อยจากการถูกพุ่งชนมาแต่ครั้งโบราณกาลทางซีกใต้ การวิจัยในปี 2008 (พ.ศ. 2551) แสดงหลักฐานโน้มเอียงไปยังทฤษฎีที่เสนอขึ้นในปี 1980 (พ.ศ. 2523) ซึ่งกล่าวว่า ราวสี่พันล้านปีก่อน ซีกเหนือของดาวอังคารถูกพุ่งชนโดยวัตถุขนาดใหญ่ราวหนึ่งในสิบถึงสองในสามของดวงจันทร์ของโลก ถ้าทฤษฎีนี้เป็นจริงย่อมทำให้ซีกเหนือของดาวอังคารเป็นตำแหน่งของหลุมการพุ่งชนด้วยขนาดยาว 10,600 กิโลเมตร และกว้าง 8,500 กิโลเมตร (6,600 x 5,300 ไมล์) หรือโดยคร่าว ๆ แล้วเท่ากับพื้นที่ของยุโรป เอเชีย และออสเตรเลียทั้งหมดรวมกัน มีขนาดใหญ่ยิ่งกว่าแอ่งไอต์เค็น-ขั้วใต้ของดวงจันทร์และเป็นหลุมตกกระทบที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ[16][17]
+รอยจากดาวเคราะห์น้อยพุ่งชนดาวอังคารที่ใหม่มาก 3°20′N 219°23′E / 3.34°N 219.38°E - ซ้าย-ก่อน/27 มีนาคม & ขวา-หลัง/28 มีนาคม 2012 (MRO)[118]
+
+ดาวอังคารมีรอยตำหนิของหลุมจากการพุ่งชนมากมาย เฉพาะที่มีเส้นผ่าศูนย์กลางมากกว่า 5 กิโลเมตร (3.1 ไมล์) ขึ้นไป พบว่ามีจำนวนรวมกว่า 43,000 แห่ง[119] หลุมใหญ่ที่สุดที่มีการยืนยันแล้วคือแอ่งตกกระทบเฮลลาส ภูมิประเทศอัลเบโดจางมองเห็นได้ชัดเจนจากโลก[120] จากการที่ดาวอังคารมีมวลน้อย ความน่าจะเป็นที่จะถูกพุ่งชนจากวัตถุต่าง ๆ จึงอยู่ราวครึ่งหนึ่งของโลก แต่ด้วยตำแหน่งของดาวอังคารซึ่งใกล้เคียงกับแถบดาวเคราะห์น้อย ฉะนั้นจึงมีโอกาสมากขึ้นที่จะโดนจู่โจมโดยวัตถุมากมายจากแถบดังกล่าว ดาวอังคารยังคล้ายว่าจะถูกพุ่งชนโดยดาวหางคาบสั้นอยู่บ่อยครั้งอีกด้วย อย่างเช่นกลุ่มที่อยู่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดี[121] นอกเหนือจากนี้ หลุมอุกกาบาตที่พบบนดาวอังคารเมื่อเทียบกันแล้วยังน้อยกว่าที่พบบนดวงจันทร์ค่อนข้างมาก เพราะบรรยากาศของดาวอังคารสามารถปกป้องต้านทานต่ออุกกาบาตขนาดเล็กได้ หลุมอุกกาบาตบางแห่งมีลักษณะทางสัณฐานวิทยาที่แสดงว่าพื้นบริเวณนั้นเปียกชื้นภายหลังจากที่อุกกาบาตพุ่งชนแล้ว[122]
+ภูเขาไฟ[แก้]
+ภาพโอลิมปัสมอนส์จากยานไวกิงออร์บิเตอร์
+ดูบทความหลักที่: ภูเขาไฟบนดาวอังคาร
+
+ภูเขาไฟรูปโล่โอลิมปัสมอนส์ (เมาท์โอลิมปัส) เป็นภูเขาไฟที่ดับแล้วในบริเวณธาร์ซิส พื้นที่ราบสูงกว้างใหญ่ซึ่งยังมีภูเขาไฟขนาดใหญ่อื่นอีกหลายลูก โอลิมปัสมอนส์มีความสูงโดยประมาณกว่าสามเท่าของความสูงของเขาเอเวอเรสต์ซึ่งเทียบกันแล้วสูงเพียง 8.8 กิโลเมตร (5.5 ไมล์)[123] ทำให้ภูเขาไฟลูกนี้เป็นเขาที่สูงที่สุดหรือสูงเป็นอันดับสองในระบบสุริยะขึ้นอยู่กับวิธีการวัดซึ่งแตกต่างกันออกไป ทำให้ได้ค่าตัวเลขตั้งแต่ 21 ถึง 27 กิโลเมตร (13 ถึง 17 ไมล์)[124][125]
+ตำแหน่งธรณีภาค[แก้]
+เวลส์มาริเนริส (2001 Mars Odyssey)
+
+เวลส์มาริเนริส (เป็นรูปละตินของ หุบเขามาริเนอร์ หรือรู้จักในชื่อ อะกาธาดีมอน ในแผนที่คลองเก่า) เป็นหุบเขาขนาดใหญ่ มีความยาวร่วม 4,000 กิโลเมตร (2,500 ไมล์) และมีความลึกได้มากถึง 7 กิโลเมตร (4.3 ไมล์) ความยาวของเวลส์มาริเนริสเทียบเท่ากับความยาวของทวีปยุโรปและทอดยาวกินระยะทางกว่าหนึ่งในห้าของเส้นรอบวงของดาวอังคาร หากเทียบกันแล้ว แกรนด์แคนยอนบนโลกมีความยาวเพียง 446 กิโลเมตร (277 ไมล์) และมีความลึกเพียงเกือบ 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) เท่านั้น เวลส์มาริเนริสกำเนิดขึ้นจากการปูดนูนขึ้นของพื้นที่ธาร์ซิสจนเป็นสาเหตุให้เปลือกดาวเคราะห์ในพื้นที่เวลส์มาริเนริสแตกทลายออก มีการเสนอในปี 2012 (พ.ศ. 2555) ว่าเวลส์มาริเนริสไม่ได้เป็นเพียงแค่กราเบนแต่ยังเป็นขอบเขตระหว่างแผ่นเปลือกดาวที่ปรากฏการเคลื่อนตัวแบบเลื่อนผ่านกันกว่า 150 กิโลเมตร (93 ไมล์) ทำให้ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์ที่อาจจะมีการวางตัวของแผ่นธรณีภาคเป็นสองแผ่น[126][127]
+หลุมโพรง[แก้]
+
+ภาพจากเธมิสหรือระบบถ่ายภาพจากการปล่อยความร้อนซึ่งอยู่บนยาน 2001 มาร์สโอดิสซีของนาซา ได้เผยให้เห็นถึงปากทางเข้าถ้ำที่เป็นไปได้เจ็ดแห่งบริเวณด้านข้างของภูเขาไฟอาร์เซียมอนส์[128] มีการตั้งชื่อถ้ำเหล่านี้ตามชื่อของคนรักแต่ละคนของบรรดาผู้คนพบซึ่งเรียกรวม ๆ กันว่า "น้องสาวทั้งเจ็ด"[129] ปากทางเข้าถ้ำมีความกว้างวัดได้ตั้งแต่ 100 ไปจนถึง 252 เมตร (328 ถึง 827 ฟุต) และเชื่อว่ามีความลึกอย่างน้อย 73 ถึง 96 เมตร (240 ถึง 315 ฟุต) เนื่องจากแสงไม่สามารถส่องลงถึงพื้นของเกือบทุกถ้ำ จึงเป็นไปได้ว่าตัวถ้ำอาจทอดยาวลึกเข้าไปมากกว่าค่าขั้นต่ำที่ประเมินไว้และอาจขยายกว้างออกใต้พื้นผิว มีเฉพาะ "เดนา" เท่านั้นที่เป็นข้อยกเว้นเพราะสามารถมองเห็นพื้นถ้ำและวัดความลึกได้เท่ากับ 130 เมตร (430 ฟุต) ภายในถ้ำโพรงเหล่านี้น่าจะเป็นบริเวณที่ปลอดภัยจากอุกกาบาตขนาดเล็ก รังสีอัลตราไวโอเลต เปลวสุริยะ และอนุภาคพลังงานสูงต่าง ๆ ที่กระหน่ำชนพื้นผิวของดาวเคราะห์[130]
+บรรยากาศ[แก้]
+ดูบทความหลักที่: บรรยากาศของดาวอังคาร
+บรรยากาศที่หลุดหนีไปจากดาวอังคาร (คาร์บอน ออกซิเจน และไฮโดรเจน) โดยเมเว็นในรังสียูวี[131]
+
+ดาวอังคารสูญเสียแม็กนีโตสเฟียร์ไปเมื่อสี่พันล้านปีก่อน[132] อาจเพราะการชนมากมายหลายครั้งโดยดาวเคราะห์น้อย[133] ทำให้ลมสุริยะมีปฏิสัมพันธ์กระทบโดยตรงกับไอโอโนสเฟียร์ของดาวอังคาร ลดความหนาแน่นของบรรยากาศลงไปเรื่อย ๆ โดยปอกเปลื้องอะตอมจากบรรยากาศชั้นนอกให้หลุดลอยออกไป ทั้งมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์และมาร์สเอ็กซ์เพรสต่างก็ตรวจพบอนุภาคของบรรยากาศที่แตกตัวเป็นประจุลากเป็นหางยาวในห้วงอวกาศเบื้องหลังดาวอังคาร[132][134] และการสูญเสียบรรยากาศไปนี้กำลังอยู่ในการศึกษาโดยยานเมเว็น เมื่อเทียบกับโลกแล้วบรรยากาศของดาวอังคารเบาบางกว่ามาก ความกดอากาศบนพื้นผิว ณ ปัจจุบันอยู่ในช่วงตั้งแต่น้อยสุดที่ 30 ปาสกาล (0.030 กิโลปาสกาล) บนยอดโอลิมปัสมอนส์ ไปจนถึง 1,155 ปาสกาล (1.155 กิโลปาสกาล) ในเฮลลาสเพลนิเชีย โดยมีความกดอากาศเฉลี่ยที่ระดับพื้นผิวเท่ากับ 600 ปาสกาล (0.60 กิโลปาสกาล)[135] ความหนาแน่นบรรยากาศสูงสุดบนดาวอังคารมีค่าเทียบเท่ากับความดัน ณ จุดที่สูง 35 กิโลเมตร (22 ไมล์)[136] เหนือพื้นผิวโลก เป็นผลให้ความหนาแน่นบนพื้นผิวคิดเป็นเพียงร้อยละ 0.6 ของโลกเท่านั้น (101.3 กิโลปาสกาล) มีมาตราความสูงของบรรยากาศที่ประมาณ 10.8 กิโลเมตร (6.7 ไมล์)[137] ซึ่งสูงกว่าโลก (6 กิโลเมตร (3.7 ไมล์)) เพราะความโน้มถ่วงที่พื้นผิวดาวอังคารมีค่าเพียงร้อยละ 38 ของโลก รวมถึงผลชดเชยจากทั้งการมีอุณหภูมิต่ำและน้ำหนักโมเลกุลสูงกว่าค่าเฉลี่ยร้อยละ 50 ของบรรยากาศดาวอังคาร
+บรรยากาศที่เบาบางของดาวอังคาร มองเห็นจากขอบฟ้า
+
+บรรยากาศของดาวอังคารประกอบด้วยคาร์บอนไดออกไซด์ร้อยละ 96 อาร์กอนร้อยละ 1.93 และไนโตรเจนร้อยละ 1.89 ร่วมไปกับออกซิเจนและน้ำในปริมาณเล็กน้อย[6][138] บรรยากาศมีฝุ่นค่อนข้างมากโดยเป็นอนุภาคขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 1.5 ไมโครเมตร ซึ่งทำให้ท้องฟ้าของดาวอังคารดูเป็นสีน้ำตาลปนเหลืองเมื่อมองจากพื้นผิว[139]
+
+มีการตรวจพบมีเทนในบรรยากาศของดาวอังคารโดยมีเศษส่วนโมลที่ประมาณ 30 ส่วนในพันล้านส่วน[14][140] พบปรากฏในการพลูมของแก๊สและภาวะการณ์แสดงไปในทางว่ามีการปลดปล่อยมีเทนออกมาจากแถบท้องที่เฉพาะบางแห่ง ในช่วงกลางฤดูร้อนของซีกเหนือ การพลูมหลักมีปริมาณมีเทนอยู่ถึง 19,000 เมตริกตัน คาดการณ์ว่าแหล่งกำเนิดมีกำลังการปลดปล่อยราว 0.6 กิโลกรัมต่อวินาที[141][142] ข้อมูลที่พบชี้ว่าน่าจะมีบริเวณท้องที่ที่เป็นแหล่งกำเนิดสองแห่ง ศูนย์กลางแห่งแรกอยู่ใกล้ 30°N 260°W / 30°N 260°W และแห่งที่สองใกล้ 0°N 310°W / 0°N 310°W[141] ประมาณการว่าดาวอังคารจะต้องมีการผลิตมีเทนปริมาณ 270 ตันต่อปี[141][143]
+
+มีเทนสามารถอยู่ในบรรยากาศดาวอังคารได้เพียงเฉพาะช่วงเวลาจำกัดระยะหนึ่งเท่านั้นก่อนที่จะถูกทำลาย ประมาณว่ามีช่วงชีวิตยืนยาวได้ตั้งแต่ 0.6 ถึง 4 ปี[141][144] การที่มีมีเทนดำรงอยู่ทั้ง ๆ ที่เป็นสารที่ช่วงชีวิตสั้นเช่นนี้จึงบ่งชี้ว่าจะต้องมีแหล่งผลิตแก๊สดังกล่าวที่ยังดำเนินกิจกรรมอยู่ในปัจจุบัน ทั้งกิจกรรมของภูเขาไฟ การพุ่งชนโดยดาวหาง และการมีอยู่ของสิ่งมีชีวิตพวกจุลชีพที่สร้างมีเทนล้วนเป็นแหล่งผลิตที่เป็นไปได้ นอกจากนั้นมีเทนยังสามารถผลิตขึ้นได้โดยกระบวนการที่ไม่เกี่ยวข้องกับสิ่งมีชีวิตเรียกว่า เซอร์เพนทิไนเซชัน [b] (การสร้างเซอร์เพนทีน) โดยอาศัยน้ำ คาร์บอนไดออกไซด์ และแร่โอลิวีนซึ่งต่างก็พบได้ทั่วไปบนดาวอังคาร[145]
+แหล่งผลิตและกักเก็บมีเทน (CH4) ที่มีศักยภาพบนดาวอังคาร
+
+ยานสำรวจภาคพื้นคิวริออซิตี ซึ่งลงจอดบนดาวอังคารในเดือนสิงหาคม 2012 (พ.ศ. 2555) นั้นมีความสามารถตรวจวัดเพื่อแยกแยะความแตกต่างของมีเทนที่ได้จากแหล่งกำเนิดที่ต่างกันออกจากกันได้[146] แต่แม้ว่าการปฏิบัติภารกิจนั้นจะชี้ขาดได้จริง ๆ ว่าสิ่งมีชีวิตขนาดเล็กจิ๋วบนดาวอังคารเป็นผู้ให้กำเนิดมีเทน บรรดาสิ่งมีชีวิตเหล่านั้นก็เหมือนจะอยู่ต่ำลงไปเบื้องล่างพื้นผิวนอกเหนือขอบเขตที่ตัวยานจะเข้าถึง[147] การตรวจวัดแรกโดยเครื่องวัดสเปกตรัมเลเซอร์แบบปรับได้แสดงข้อมูลว่ามีมีเทนต่ำกว่า 5 ส่วนในพันล้านส่วน ณ จุดที่ทำการตรวจวัดในตำแหน่งลงจอด[148][149][150][151] เมื่อ 19 กันยายน 2013 (พ.ศ. 2556) นักวิทยาศาสตร์นาซาได้เผยผลการศึกษาคืบหน้าจากการตรวจวัดโดยคิวริออซิตี ว่า ตรวจไม่พบมีเทนในบรรยากาศในค่าการตรวจวัด 0.18±0.67 ส่วนในพันล้านส่วนปริมาตร สอดคล้องกับขอบเขตบนที่เฉพาะ 1.3 ส่วนในพันล้านส่วนปริมาตร (ขอบเขตความเชื่อมั่นร้อยละ 95) และจากผลลัพธ์นี้ทำให้สรุปได้ว่าความเป็นไปได้ที่จะมีกิจกรรมของจุลชีพที่สร้างมีเทนบนดาวอังคารในปัจจุบันนั้นลดลง[152][153][154]
+
+ยานมาร์สออร์บิเตอร์มิชชันของอินเดียมีปฏิบัติการค้นหามีเทนในบรรยากาศ[155] ในขณะที่เอ็กโซมาร์สเทรซแก๊สออร์บิเตอร์มีกำหนดการส่งขึ้นปฏิบัติการในปี 2016 (พ.ศ. 2559) เพื่อศีกษาให้เข้าใจมากยิ่งขึ้นเกี่ยวกับมีเทนรวมไปถึงสารที่ได้จากการแตกสลายของมีเทนด้วย เช่น ฟอร์มาลดีไฮด์ และเมทานอล[156]
+
+ในวันที่ 16 ธันวาคม 2014 (พ.ศ. 2557) นาซารายงานว่ายานโรเวอร์คิวริออซิตี ตรวจพบปริมาณมีเทนในบรรยากาศดาวอังคารเพิ่มสูงนับสิบเท่าในเฉพาะถิ่น ตัวอย่างที่ตรวจวัดได้ถือว่าสูงเป็นสิบเท่าในรอบ 20 เดือน แสดงการเพิ่มขึ้นในปลายปี 2013 และต้นปี 2014 โดยมีค่าเฉลี่ยของมีเทนเป็น 7 ส่วนในพันล้านส่วนในบรรยากาศ ซึ่งในเวลาก่อนหน้าหรือหลังจากนั้นค่าเฉลี่ยที่วัดได้อยู่ประมาณหนึ่งในสิบของค่าดังกล่าว[157][158]
+
+มีการตรวจพบแอมโมเนียอย่างคร่าว ๆ บนดาวอังคารแล้วเช่นกันโดยยานดาวเทียมมาร์สเอ็กซ์เพรส แต่ด้วยความที่เป็นสารช่วงชีวิตค่อนข้างสั้นจึงไม่เป็นที่แน่ชัดว่าถูกสร้างมาจากอะไร[159] แอมโมเนียนั้นไม่เสถียรในบรรยากาศของดาวอังคาร และจะแตกสลายไปในเวลาเพียงไม่กี่ชั่วโมง แหล่งกำเนิดหนึ่งที่น่าจะเป็นไปได้คือกิจกรรมของภูเขาไฟ[159]
+ออโรรา[แก้]
+
+ในปี 1994 (พ.ศ. 2537) ยานอวกาศมาร์สเอ็กซ์เพรสขององค์การอวกาศยุโรปพบการเรืองแสงอัลตราไวโอเลตจาก "ร่มแม่เหล็ก" ในซีกใต้ของดาว ดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็กที่ครอบคลุมทั้งดาวซึ่งจะนำทางอนุภาคมีประจุทั้งหลายให้เข้าสู่ชั้นบรรยากาศ ดาวอังคารมีสนามแม่เหล็กรูปร่มอยู่หลายแห่ง ส่วนใหญ่อยู่ในซีกใต้ซึ่งเป็นซากหลงเหลือของสนามซึ่งเคยครอบคลุมทั้งพิภพดาวแต่เสื่อมสลายไปเมื่อหลายพันล้านปีก่อน
+
+ในปลายเดือนธันวาคม 2014 (พ.ศ. 2557) ยานอวกาศเมเว็นของนาซาตรวจพบหลักฐานการแผ่กระจายเป็นบริเวณกว้างของออโรราบนซีกเหนือของดาวอังคาร และทอดต่ำลงถึงละติจูดประมาณ 20-30 องศาเหนือจากเส้นศูนย์สูตรดาวอังคาร ในขณะที่ออโรราบนโลกอยู่ในระยะสูง 100 ถึง 500 กิโลเมตรจากผิวดาวเคราะห์ แต่บนดาวอังคารอนุภาคที่ก่อให้เกิดออโรราทะลวงผ่านบรรยากาศของดาวเข้ามาสร้างออโรราขึ้นในระดับต่ำกว่า 100 กิโลเมตรจากพื้นผิว สนามแม่เหล็กในลมสุริยะโอบคลุมดาวอังคาร เข้าสู่บรรยากาศ และอนุภาคมีประจุตามเส้นแรงแม่เหล็กของลมสุริยะเข้าสู่บรรยากาศทำให้ออโรราเกิดขึ้นภายนอกร่มแม่เหล็ก[160]
+
+วันที่ 18 มีนาคม 2015 (พ.ศ. 2558) นาซารายงานการตรวจพบออโรราที่ยังไม่เป็นที่เข้าใจแน่ชัด และเมฆฝุ่นที่ยังไมมีคำอธิบายภายในบรรยากาศของดาวอังคาร[161]
+ภูมิอากาศ[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ภูมิอากาศของดาวอังคาร
+18 พฤศจิกายน 2012
+25 พฤศจิกายน 2012
+พายุฝุ่นบนดาวอังคาร ยานออปพอร์ทูนิตีและยานคิวริออซิตี มีเครื่องหมายกำกับ
+
+จากดาวเคราะห์ทั้งหมดในระบบสุริยะ ฤดูกาลของดาวอังคารมีความใกล้เคียงกับโลกมากที่สุด เนื่องจากความเอียงของแกนการหมุนของดาวทั้งสองที่คล้ายคลึงกัน ระยะเวลาของแต่ละฤดูกาลบนดาวอังคารมีความยาวประมาณสองเท่าของฤดูกาลบนโลก เพราะดาวอังคารมีระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่า หนึ่งปีของดาวอังคารจึงยาวนานร่วมสองปีของโลก อุณหภูมิบนพื้นผิวดาวอังคารผันแปรจากค่าต่ำสุดที่ประมาณ -143 องศาเซลเซียส (-225 องศาฟาเรนไฮต์) ที่บริเวณแผ่นขั้วดาวในฤดูหนาว[8] จนถึงค่าสูงสุดที่ประมาณ 35 องศาเซลเซียส (95 องศาฟาเรนไฮต์) ในฤดูร้อนบริเวณศูนย์สูตร[9] การมีช่วงอุณหภูมิที่กว้างมากเช่นนี้เป็นผลมาจากบรรยากาศที่เบาบางจนไม่สามารถกักเก็บความร้อนจากดวงอาทิตย์ได้มากนัก การมีความกดอากาศที่ต่ำ และการที่มีค่าความเฉื่อยความร้อนต่ำของดินบนดาวอังคาร[162] ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดาวอังคารคิดเป็น 1.52 เท่าเมื่อเทียบกับระยะจากดวงอาทิตย์ถึงโลก ทำให้ดาวอังคารได้รับแสงจากดวงอาทิตย์เพียงร้อยละ 43 ต่อหน่วยพื้นที่เมื่อเทียบกับโลก[163]
+
+ถ้าหากดาวอังคารมีวงโคจรแบบเดียวกับโลกแต่ละฤดูกาลของดาวอังคารก็จะเหมือนโลก แต่การมีความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรมากกว่าเมื่อเปรียบกันนี้เองที่ส่งผลกระทบสำคัญ ดาวอังคารเข้าใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดเมื่อเป็นฤดูร้อนในดาวซีกใต้ซึ่งดาวซีกเหนือก็จะเป็นฤดูหนาว และเข้าใกล้จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดเมื่อเป็นฤดูหนาวในดาวซีกใต้ซึ่งดาวซีกเหนือก็จะเป็นฤดูร้อน ผลที่ตามมาคือฤดูกาลในดาวซีกใต้จะรุนแรงมากกว่าและฤดูกาลในดาวซีกเหนือจะอ่อนเบากว่าอีกซีกหนึ่งในแต่ละกรณี อุณหภูมิในฤดูร้อนของดาวซีกใต้สามารถอุ่นได้มากกว่าอุณหภูมิในฤดูร้อนของดาวซีกเหนือได้ถึง 30 เคลวิน (30 องศาเซลเซียส หรือ 54 องศาฟาเรนไฮต์)[164]
+
+ดาวอังคารมีพายุฝุ่นที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ มีได้ตั้งแต่พายุในพื้นที่เล็ก ๆ ไปจนถึงพายุขนาดมโหฬารที่ครอบคลุมทั่วทั้งดาวเคราะห์ พายุเหล่านี้มักจะเกิดขึ้นเมื่อดาวอังคารเข้าใกล้ดวงอาทิตย์และแสดงให้เห็นการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิบนดาว[165]
+วงโคจรและการหมุน[แก้]
+ดูบทความหลักที่: วงโคจรของดาวอังคาร
+ดาวอังคารห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 230 ล้านกิโลเมตร (143 ล้านไมล์) คาบการโคจรเท่ากับ 687 วัน (โลก) แสดงด้วยวงสีแดง สีน้ำเงินคือวงโคจรโลก
+
+ดาวอังคารไกลจากดวงอาทิตย์ด้วยระยะทางเฉลี่ย 230 ล้านกิโลเมตรโดยประมาณ (143 ล้านไมล์, 1.5 หน่วยดาราศาสตร์) และมีคาบการโคจรเท่ากับ 687 วันของโลก หนึ่งวันสุริยะบนดาวอังคารยาวกว่าหนึ่งวันของโลกเพียงเล็กน้อยคือเท่ากับ 24 ชั่วโมง 39 นาที 35.244 วินาที หนึ่งปีของดาวอังคารเท่ากับ 1.8809 ปีของโลก หรือ 1 ปี 320 วัน กับอีก 18.2 ชั่วโมง[6]
+
+ดาวอังคารมีความเอียงของแกนเท่ากับ 25.19 องศา สัมพัทธ์กับระนาบการโคจรซึ่งคล้ายคลึงกับความเอียงของแกนโลก[6] เป็นผลให้ดาวอังคารมีฤดูกาลคล้ายโลกแม้ว่าแต่ละฤดูบนดาวอังคารจะยาวเกือบสองเท่าเพราะคาบการโคจรที่ยาวนานกว่า ณ ปัจจุบัน ขั้วเหนือของดาวอังคารมีการวางตัวชี้ไปใกล้กับดาวฤกษ์เดเนบ[11] ดาวอังคารผ่านจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดในเดือนกุมภาพันธ์ 2012 (พ.ศ. 2555)[166][167] ผ่านจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในเดือนมกราคม 2013 (พ.ศ. 2556)[166] จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดถัดไปคือมกราคม 2014 (พ.ศ. 2557)[166] และจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดถัดไปคือธันวาคมปีเดียวกัน[166]
+
+ดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรค่อนข้างเด่นชัดที่ประมาณ 0.09 เมื่อเทียบกับดาวเคราะห์อื่นอีกเจ็ดดวงในระบบสุริยะแล้ว มีเพียงดาวพุธเท่านั้นที่มีความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรมากกว่า เป็นที่ทราบว่าในอดีตดาวอังคารมีวงโคจรที่กลมมากกว่าในปัจจุบันมาก ที่ขณะหนึ่งเมื่อ 1.35 ล้านปีก่อน ดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์กลางที่ราว 0.002 ซึ่งน้อยยิ่งกว่าโลกในตอนนี้[168] วัฏจักรความเยื้องศูนย์กลางของดาวอังคารอยู่ที่ 96,000 ปีโลก เทียบกับโลกที่วัฏจักรเดียวกันอยู่ที่ 100,000 ปี[169] ดาวอังคารยังมีวัฏจักรความเยื้องศูนย์กลางอีกแบบหนึ่งที่กินเวลายาวนานกว่านี้ด้วยคาบราว 2.2 ล้านปีโลก ซึ่งมีความสำคัญบดบังกราฟวัฏจักร 96,000 ปี นับจาก 35,000 ปีที่ผ่านมา วงโคจรของดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์กลางเพิ่มขึ้นทีละน้อยเพราะผลกระทบเชิงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ ระยะที่ใกล้ที่สุดระหว่างโลกและดาวอังคารจะลดลงอย่างค่อยเป็นค่อยไปต่อเนื่องตลอดระยะเวลา 25,000 ปีข้างหน้า[170]
+การค้นหาสิ่งมีชีวิต[แก้]
+ดูบทความหลักที่: สิ่งมีชีวิตบนดาวอังคาร และ การทดลองทางชีววิทยาโดยยานส่วนลงจอดไวกิง
+ยานส่วนลงจอดไวกิง 1 - แขนสุ่มตัวอย่างสร้างร่องลึก ตักวัสดุเพื่อทำการทดสอบ (คริสเพลนิเชีย)
+
+ตามความเข้าใจในปัจจุบันเกี่ยวกับความสามารถอยู่อาศัยได้ของดาวเคราะห์ หรือความสามารถที่โลกใดโลกหนึ่งมีภาวะการณ์ทางสิ่งแวดล้อมเจริญพัฒนาขึ้นจนชีวิตอุบัติขึ้นได้ เช่นดาวเคราะห์ที่เอื้อให้มีน้ำของเหลวอยู่บนพื้นผิว เกณฑ์ที่ต้องการโดยมากคือวงโคจรของดาวเคราะห์นั้นต้องอยู่ในเขตอาศัยได้ ซึ่งในกรณีของดวงอาทิตย์คือตั้งแต่แถบพ้นจากดาวศุกร์ออกไปจนถึงระยะประมาณกึ่งแกนเอกของดาวอังคาร[171] ระหว่างการเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ดาวอังคารได้ล่วงเข้าไปในเขตนี้ แต่ด้วยความที่มีบรรยากาศเบาบาง ความกดอากาศที่ต่ำเป็นอุปสรรคไม่ให้น้ำของเหลวปกคลุมภูมิประเทศเป็นบริเวณกว้างได้ในช่วงระยะเวลาที่นานพอ การไหลของน้ำของเหลวในอดีตเป็นเครื่องพิสูจน์ว่าดาวอังคารมีศักยภาพสำหรับการอยู่อาศัยของสิ่งมีชีวิต หลักฐานที่พบใหม่บางประการชี้ว่าน้ำบนผิวดาวอังคารนั้นอาจจะเค็มเกินไปและมีความเป็นกรดมากเกินไปที่จะค้ำจุนสิ่งมีชีวิตบกโดยทั่ว ๆ ไปได้[172]
+
+การปราศจากสนามแม่เหล็กและบรรยากาศที่เบาบางอย่างยิ่งของดาวอังคารเป็นปัญหาที่ท้าทาย ดาวเคราะห์เองมีการถ่ายเทความร้อนผ่านพื้นผิวที่ต่ำ การป้องกันอันย่ำแย่ต่อการกระหน่ำโจมตีของลมสุริยะ และความอ่อนด้อยของความดันบรรยากาศจนไม่อาจกดน้ำลงมาให้อยู่ในสภาพของเหลวเพราะน้ำแข็งจะระเหิดไปจนหมด กล่าวได้ว่าดาวอังคารนั้นจวนที่จะตายหรือไม่ก็อาจจะตายไปแล้วในทางธรณีวิทยา เพราะการจบสิ้นลงของกิจกรรมภูเขาไฟย่อมเป็นที่ประจักษ์ว่าการแปรใช้ใหม่ของแร่ธาตุตลอดจนองค์ประกอบเคมีต่าง ๆ ระหว่างพื้นผิวกับบริเวณภายในดาวเคราะห์นั้นย่อมต้องจบสิ้นไปด้วย[173]
+หลุมอุกกาบาตอัลกา - ตรวจพบการทับถมของอุลกมณี (จุดสีเขียว), ตำแหน่งที่เป็นไปได้ว่าจะมีสิ่งมีชีวิตโบราณถูกเก็บรักษาไว้[174]
+
+หลักฐานบ่งบอกว่าครั้งหนึ่งดาวอังคารมีความเป็นมิตรต่อการอยู่อาศัยมากกว่าในทุกวันนี้อย่างมาก แต่จะมีสิ่งมีชีวิตดำรงสืบต่อมาบนดาวหรือไม่นั้นยังไม่มีคำตอบที่แน่ชัด ยานสำรวจไวกิงในช่วงกลางทศวรรษ 1970 (พ.ศ. 2513-) มีอุปกรณ์ที่ออกแบบมาเพื่อตรวจหาจุลินทรีย์ต่าง ๆ ในดินของดาวอังคาร ณ บริเวณลงจอดของแต่ละยานและต่างก็ได้ผลลัพธ์เป็นบวก รวมถึงการผลิต CO2 เพิ่มขึ้นเป็นครั้งคราวเมื่อได้สัมผัสกับน้ำและสารอาหาร สัญญาณของสิ่งมีชีวิตเหล่านี้ภายหลังได้ถูกโต้แย้งโดยนักวิทยาศาสตร์จำนวนหนึ่ง ผลที่ได้ยังคงเป็นที่อภิปรายถกเถียงเรื่อยมา โดยนักวิทยาศาสตร์นาซา กิลเบิร์ต เลวิน ยืนยันว่ายานไวกิงอาจตรวจพบสิ่งมีชีวิต การวิเคราะห์ข้อมูลจากไวกิงซ้ำอีกครั้งภายใต้องค์ความรู้ใหม่ในปัจจุบันเกี่ยวกับสิ่งมีชีวิตสุดขั้วรูปแบบต่าง ๆ ชี้ว่า การทดสอบโดยไวกิงไม่ได้ละเอียดซับซ้อนเพียงพอที่จะตรวจหารูปแบบสิ่งมีชีวิตเช่นนี้ ตัวการทดสอบเองยังอาจแม้กระทั่งฆ่าสิ่งมีชีวิต (ตามสมมติฐาน) เหล่านั้นไปเสียด้วยซ้ำ[175] ปฏิบัติการทดสอบโดยยานส่วนลงจอดฟีนิกซ์แสดงให้ทราบว่าดินมีค่าพีเอชเป็นด่าง ประกอบด้วยแมกนีเซียม โซเดียม โพแทสเซียม และคลอไรด์[176] ลำพังสารอาหารในดินอาจสามารถเกื้อหนุนสิ่งมีชีวิตได้ แต่สิ่งมีชีวิตยังคงต้องได้รับการป้องกันจากแสงอัลตราไวโอเลตอันแรงกล้า[177] การวิเคราะห์ล่าสุดเกี่ยวกับอุกกาบาตดาวอังคาร EETA79001 พบ ClO4- 0.6 ส่วนในล้านส่วน ClO3- 1.4 ส่วนในล้านส่วน และ NO3- 16 ส่วนในล้านส่วน เกือบทั้งหมดน่าจะมีที่มาจากดาวอังคารโดยตรง การมี ClO3- ชี้ว่าน่าจะมีสารประกอบออกซิเจน-คลอรีนที่สภาพออกซิไดซ์สูงชนิดอื่น อย่างเช่น ClO2- หรือ ClO ด้วย ทั้งสองถูกสร้างขึ้นโดยปฏิกิริยาออกซิเดชันของคลอรีนโดยรังสียูวี และการแตกสลาย ClO4- ด้วยรังสีเอกซ์ ด้วยเหตุนี้รูปแบบอินทรีย์หรือสิ่งมีชีวิตที่ทนทายาดและได้รับการป้องกันอย่างดี (ใต้พื้นผิว) เท่านั้นที่อาจอยู่รอดมาได้[178]
+
+นอกเหนือจากนี้ การวิเคราะห์ใหม่จากข้อมูลของห้องปฏิบัติการเคมีเปียกของยานฟีนิกซ์ แสดงให้เห็นว่า Ca(ClO4)2 ในดินตรงที่ยานฟีนิกซ์อยู่ไม่ได้มีปฏิสัมพันธ์กับน้ำของเหลวไม่ว่าจะรูปแบบใด ๆ อาจเป็นระยะเวลายาวนานถึง 600 ล้านปี เพราะหากว่ามีน้ำ สาร Ca(ClO4)2 ซึ่งละลายได้ดีมากเมื่อได้สัมผัสกับน้ำของเหลวย่อมเปลี่ยนไปเกิดเฉพาะ CaSO4 ขึ้น ผลที่ได้จึงเป็นเครื่องบ่งบอกถึงการมีสภาพแวดล้อมแห้งแล้งอย่างสาหัสโดยมีน้ำเล็กน้อยหรือไม่มีเลยที่จะมาปฏิสัมพันธ์ด้วย[179]
+
+นักวิทยาศาสตร์บางส่วนเสนอว่าเม็ดคาร์บอเนตเล็ก ๆ ที่พบในอุกกาบาตเอแอลเอช 84001ซึ่งคาดว่ามาจากดาวอังคารนั้น อาจเป็นซากจุลชีพดึกดำบรรพ์ที่หลงเหลืออยู่บนดาวอังคารเมื่อก้อนอุกกาบาตระเบิดกระเด็นออกมาจากพื้นผิวดาวอังคารโดยการพุ่งชนของดาวตกเมื่อราว 15 ล้านปีก่อน ข้อเสนอดังกล่าวยังคงเป็นที่เคลือบแคลง และยังมีการเสนอว่ารูปแบบที่เห็นอาจมีต้นกำเนิดแบบอนินทรีย์ที่พิเศษออกไปก็ได้[180]
+
+การตรวจพบทั้งมีเทนและฟอร์มาลดีไฮด์ปริมาณเล็กน้อยโดยยานโคจรรอบดาวอังคารล้วนถูกนำไปอ้างเป็นหลักฐานสนับสนุนความเป็นไปได้ว่ามีสิ่งมีชีวิต เนื่องจากสารประกอบเคมีทั้งคู่จะแตกสลายไปอย่างรวดเร็วในบรรยากาศของดาวอังคาร[181][182] ในอีกทางหนึ่ง สารเหล่านี้อาจมีการผลิตทดแทนโดยภูเขาไฟหรือกระบวนการทางธรณีวิทยาอื่น เช่น การสร้างเซอร์เพนทีน[145]
+
+อุลกมณีซึ่งเกิดขึ้นภายหลังดาวตกพุ่งชนในกรณีของโลกนั้นสามารถเก็บร่องรอยของสิ่งมีชีวิตไว้ได้ มีรายงานการพบอุลกมณีบนพื้นผิวของหลุมอุกกาบาตบนดาวอังคาร[183][184] ในทำนองเดียวกัน แก้วที่พบในหลุมอุกกาบาตบนดาวอังคารก็อาจเก็บรักษาร่องรองบางอย่างของสิ่งมีชีวิตไว้หากสถานที่นั้นเคยมีสิ่งมีชีวิตอยู่[185][186][187]
+ความสามารถอยู่อาศัยได้[แก้]
+ดูเพิ่มเติมที่: ความสามารถอยู่อาศัยได้ของดาวเคราะห์
+
+ศูนย์การบินและอวกาศเยอรมันค้นพบว่าไลเคนของโลกสามารถอยู่รอดได้ในสภาพแวดล้อมดาวอังคารจำลอง ทำให้การมีอยู่ของสิ่งมีชีวิตบนดาวอังคารเป็นเรื่องน่าเชื่อถือมากยิ่งขึ้นตามที่นักวิจัย ทิลแมน สปอห์น รายงาน[188] เงื่อนไขด้านอุณหภูมิ ความกดอากาศ แร่ธาตุ และแสงจำลองขึ้นโดยอาศัยข้อมูลจากยานสำรวจดาวอังคาร[188] เครื่องมือตรวจวัดสภาพแวดล้อมหรือเรมส์ออกแบบมาเพื่อสืบค้นเบาะแสใหม่ ๆ เกี่ยวกับคุณลักษณะการหมุนเวียนทั่วไปบนดาวอังคาร ระบบสภาพอากาศในระดับเล็ก วัฏจักรอุทกวิทยาท้องถิ่น ศักยภาพในการทำลายล้างของรังสียูวี และความสามารถอยู่อาศัยได้ใต้พื้นผิวซึ่งวางอยู่บนปฏิสัมพันธ์ระหว่างพื้นดินกับบรรยากาศ[189][190] เครื่องมือนี้เป็นส่วนหนึ่งของยาน คิวริออซิตี (มาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรี (MSL) หรือ ห้องปฏิบัติการวิทยาศาสตร์ดาวอังคาร) ซึ่งลงจอดบนดาวอังคารเมื่อเดือนสิงหาคม 2012 (พ.ศ. 2555)
+การสำรวจ[แก้]
+ดูบทความหลักที่: การสำรวจดาวอังคาร
+ทัศนียภาพของหลุมอุกกาบาตกูเซฟ ตำแหน่งที่ยานสปิริตโรเวอร์ สำรวจหินบะซอลต์ภูเขาไฟ
+
+นอกเหนือจากการสังเกตจากโลก ส่วนหนึ่งของข้อมูลใหม่ ๆ ของดาวอังคารได้มาจากยานสำรวจเจ็ดลำที่ยังอยู่ในระหว่างการปฏิบัติภารกิจทั้งบนและโคจรเหนือดาวอังคาร ประกอบด้วยยานในวงโคจรห้าลำและยานสำรวจภาคพื้นอีกสองลำ ได้แก่ 2001 มาร์สโอดิสซี [191] มาร์สเอ็กซ์เพรส มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมเว็น มาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน ออปพอร์ทูนิตี และคิวริออซิตี
+
+มีการส่งยานอวกาศไร้คนบังคับหลายสิบลำทั้งที่โคจรรอบ ยานส่วนลงจอด และยานสำรวจภาคพื้นไปยังดาวอังคารโดยสหภาพโซเวียต สหรัฐอเมริกา ยุโรป และ อินเดีย เพื่อศึกษาสภาพพื้นผิวของดาว ภูมิอากาศ และธรณีวิทยา สาธารณะชนทั่วไปสามารถขอดูรูปภาพดาวอังคารได้ผ่านทางโปรแกรมไฮวิช
+
+ยานคิวริออซิตี จากภารกิจมาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรีซึ่งส่งขึ้นสู่อวกาศเมื่อ 26 พฤศจิกายน 2011 (พ.ศ. 2554) และไปถึงดาวอังคารวันที่ 6 สิงหาคม 2012 (พ.ศ. 2555) ตามเวลาสากล มีขนาดใหญ่และล้ำหน้ามากยิ่งกว่ายานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารรุ่นก่อน โดยสามารถเคลื่อนที่ด้วยอัตราเร็ว 90 เมตร (300 ฟุต) ต่อชั่วโมง[192] การทดลองประกอบด้วยการใช้เลเซอร์ทดสอบตัวอย่างเพื่อหาองค์ประกอบทางเคมี สามารถประเมินสรุปหินต่าง ๆ ที่พบว่ามีองค์ประกอบอย่างไรได้ที่ระยะห่าง 7 เมตร (23 ฟุต)[193] วันที่ 10 กุมภาพันธ์ 2013 (พ.ศ. 2556) ยานคิวริออซิตี ได้มีการเก็บตัวอย่างหินส่วนลึกซึ่งถือเป็นการเจาะศึกษาตัวอย่างหินบนดาวเคราะห์ดวงอื่นเป็นครั้งแรกโดยการเจาะด้วยสว่านบนยาน[194]
+
+วันที่ 24 กันยายน 2014 (พ.ศ. 2557) ยานมาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน (มงคลยาน หรือ เอ็มโอเอ็ม) ซึ่งส่งขึ้นสู่อวกาศโดยองค์การวิจัยอวกาศอินเดียได้เข้าสู่วงโคจรดาวอังคาร โครงการเริ่มส่งยานจากโลกเมื่อ 5 พฤศจิกายน 2013 โดยมีเป้าหมายเพื่อศึกษาวิเคราะห์บรรยากาศและลักษณะภูมิประเทศของดาวอังคาร ยานมาร์สออร์บิเตอร์มิชชันใช้วงโคจรส่งเฮาห์แมนน์เพื่อหลุดออกจากอิทธิพลโน้มถ่วงของโลก และเหวี่ยงไปสู่เส้นทางยาวไกลเก้าเดือนสู่ดาวอังคาร ภารกิจนี้เป็นภารกิจเดินทางสู่ดาวเคราะห์อื่นโดยเอเชียที่ประสบความสำเร็จเป็นครั้งแรก[195]
+อนาคต[แก้]
+ดูบทความหลักที่: การสำรวจดาวอังคาร § เส้นเวลาการสำรวจดาวอังคาร
+
+มีแผนการส่งยานส่วนลงจอดอินไซต์ในเดือนมีนาคม 2016 (พ.ศ. 2559) ร่วมไปกับคิวบ์แซตคู่แฝดซึ่งจะบินผ่านดาวอังคารและคอยช่วยเชื่อมโยงกับภาคพื้นดิน ยานส่วนลงจอดและคิวบ์แซตทั้งคู่มีกำหนดการไปถึงดาวอังคารในเดือนกันยายน 2016[196]
+
+องค์การอวกาศยุโรปโดยความร่วมมือกับรอสคอสมอสจะมีการส่งเอ็กโซมาร์สเทรซแก๊สออร์บิเตอร์กับยานส่วนลงจอดสเกียปปาเรลลี ในปี 2016 และส่งยานสำรวจภาคพื้นเอ็กโซมาร์สในปี 2018 (พ.ศ. 2561) นาซามีแผนการส่งมาร์ส 2020 ยานสำรวจภาคพื้นชีววิทยาดาราศาสตร์ในปี 2020 (พ.ศ. 2563)
+
+ยานโคจรมาร์สโฮปของสหรัฐอาหรับเอมิเรตส์มีกำหนดการส่งในปี 2020 ซึ่งจะไปถึงวงโคจรของดาวอังคารในปี 2021 (พ.ศ. 2564) ยานจะทำการศึกษาบรรยากาศทั่วทั้งหมดของดาวอังคาร[197]
+
+มีการเสนอแผนปฏิบัติการส่งมนุษย์สู่ดาวอังคารหลายต่อหลายครั้งตลอดช่วงศตวรรษที่ 20 ต่อเนื่องมาจนถึงศตวรรษที่ 21 แต่ยังไม่มีแผนใดที่ดำเนินการจริงอย่างเร็วที่สุดก่อนปี 2025 (พ.ศ. 2568)
+ดาราศาสตร์บนดาวอังคาร[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ดาราศาสตร์บนดาวอังคาร
+โฟบอสผ่านหน้าดวงอาทิตย์ (ออปพอร์ทูนิตี, 10 มีนาคม 2004)
+การเฝ้าติดตามจุดมืดดวงอาทิตย์จากดาวอังคาร
+
+ด้วยการที่มีทั้งยานอวกาศในวงโคจร ยานส่วนลงจอด และยานสำรวจภาคพื้นมากมายหลายลำ ทำให้การศึกษาดาราศาสตร์จากดาวอังคารในปัจจุบันเป็นเรื่องที่เป็นไปได้ แม้ว่าดาวบริวารโฟบอสของดาวอังคารจะปรากฏให้เห็นด้วยขนาดเชิงมุมประมาณหนึ่งในสามของดวงจันทร์เต็มดวงที่มองเห็นจากโลก แต่สำหรับดาวบริวารดีมอสแล้วกลับปรากฏคล้ายกับดาวทั่วไปมากน้อยแล้วแต่กรณีและมองเห็นสว่างกว่าดาวศุกร์เมื่อมองจากโลกเพียงเล็กน้อย[198]
+
+มีปรากฏการณ์หลายอย่างที่รู้จักกันบนโลกซึ่งสังเกตพบบนดาวอังคาร เช่น ดาวตก และออโรรา[199] ปรากฏการณ์โลกเคลื่อนผ่านหน้าดวงอาทิตย์มองเห็นจากดาวอังคารจะเกิดขึ้นในวันที่ 10 พฤศจิกายน 2084 (พ.ศ. 2627)[200] นอกจากนั้นยังมีการเคลื่อนผ่านโดยดาวพุธ การเคลื่อนผ่านโดยดาวศุกร์ ตลอดจนดาวบริวารโฟบอสและดีมอสซึ่งมีขนาดเชิงมุมค่อนข้างเล็กทำให้อย่างมากที่สุดเกิดเป็น "สุริยุปราคา" บางส่วนเมื่อดาวทั้งสองเคลื่อนผ่าน (ดู การเคลื่อนผ่านของดีมอสจากดาวอังคาร)[201][202]
+
+วันที่ 19 ตุลาคม 2014 (พ.ศ. 2557) ดาวหางไซดิงสปริงผ่านเฉียดใกล้ดาวอังคารอย่างมาก จนโคม่าอาจครอบคลุมดาวอังคาร[203][204][205][206][207][208]
+การชม[แก้]
+ภาพเคลื่อนไหวแสดงการเคลื่อนถอยหลังปรากฏของดาวอังคารในปี 2003 เมื่อมองจากโลก
+
+เนื่องจากความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรดาวอังคาร เมื่อดาวอังคารอยู่ในตำแหน่งตรงข้ามกับดวงอาทิตย์จะมีความส่องสว่างปรากฏได้ตั้งแต่ -2.91[6] จนถึง -1.4 ความสว่างน้อยที่สุดของดาวอังคารคือ +1.6 เกิดขึ้นเมื่อดาวอยู่ด้านเดียวกันกับดวงอาทิตย์[10] ดาวอังคารมักปรากฏชัดว่ามีสีเหลือง สีส้ม หรือสีแดง แต่สีตามจริงของดาวอังคารนั้นใกล้เคียงกับสีของบัตเตอร์สกอตช์ สีแดงที่มองเห็นนั้นเป็นเพียงฝุ่นในบรรยากาศของดาวเคราะห์ ยานสำรวจภาคพื้นสปิริต ของนาซาได้ทำการถ่ายภาพภูมิทัศน์โคลนสีเขียวอมน้ำตาลร่วมกับหินสีน้ำเงินปนเทาและหย่อมทรายสีแดงจาง ๆ เอาไว้[209] ขณะที่อยู่ห่างออกไปจากโลกมากที่สุด จะมีระยะทางมากกว่าตอนที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดมากกว่าเจ็ดเท่า เมื่อถึงตำแหน่งที่ไม่เหมาะสมสำหรับการชม ดาวอังคารก็จะถูกบดบังโดยความเจิดจ้าของดวงอาทิตย์ได้เป็นเวลานานกว่าหนึ่งเดือน สำหรับเวลาที่เหมาะสมที่สุดในการชมเกิดขึ้นทุก ๆ ช่วง 15 - 17 ปี และมักเกิดขึ้นระหว่างปลายเดือนกรกฎาคมถึงปลายเดือนกันยายน เป็นจุดที่สามารถมองเห็นรายละเอียดพื้นผิวดาวอังคารได้ค่อนข้างมากด้วยกล้องโทรทรรศน์ สำหรับส่วนที่สังเกตเห็นได้ง่ายแม้ว่าจะใช้กล้องกำลังขยายต่ำคือแผ่นน้ำแข็งขั้วดาว[210]
+
+เมื่อดาวอังคารเข้ามายังตำแหน่งตรงข้ามดวงอาทิตย์ ก็จะเริ่มช่วงเวลาแห่งการเคลื่อนถอยหลัง หมายความว่าดาวอังคารจะมองเห็นเสมือนเคลื่อนที่ย้อนทางกลับหลังในลักษณะเป็นวงเมื่อเทียบดาวฤกษ์พื้นหลังต่าง ๆ ระยะเวลาของการเคลื่อนถอยหลังนี้ยาวได้จนถึงราว 72 วัน และดาวอังคารจะมีความสว่างเพิ่มขึ้นสูงสุดท่ามกลางการเคลื่อนที่ดังกล่าว[211]
+การเข้าใกล้มากที่สุด[แก้]
+สัมพัทธ์[แก้]
+
+ณ จุดที่เส้นลองจิจูดของดาวอังคารอยู่ในตำแหน่ง 180 องศาจากตำแหน่งของดวงอาทิตย์เมื่อโลกเป็นศูนย์กลางนั้นเรียกว่าตำแหน่งตรงข้าม ซึ่งเป็นเวลาที่ใกล้เคียงกับจุดที่เข้ามาใกล้โลกมากที่สุด เวลาการเกิดของตำแหน่งตรงข้าม สามารถห่างจากจุดเข้ามาใกล้โลกมากที่สุดได้มากถึง 8.5 วัน ระยะทางเข้าใกล้โลกมากที่สุดผันแปรได้ตั้งแต่ประมาณ 54[212] ถึง 103 ล้านกิโลเมตรขึ้นอยู่กับความรีของวงโคจรดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นสาเหตุทำให้ขนาดเชิงมุมผันแปรแตกต่างกัน[213] ดาวอังคารอยู่ในตำแหน่งตรงข้ามเมื่อวันที่ 8 เมษายน 2014 (พ.ศ. 2557) ด้วยระยะทางประมาณ 93 ล้านกิโลเมตร[214] การเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามครั้งถัดไปของดาวอังคารจะเกิดขึ้นในวันที่ 22 พฤษภาคม 2016 (พ.ศ. 2559) ด้วยระยะทาง 76 ล้านกิโลเมตร[214] ระยะเวลาเฉลี่ยระหว่างการเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามของดาวอังคารแต่ละครั้งหรือคาบซินอดิกคือ 780 วัน โดยจำนวนวันที่เกิดจริงอาจยาวนานจาก 764 ถึง 812 วัน[215]
+ดาวอังคารในตำแหน่งตรงข้ามจากปี 2003-2018 มองจากด้านบนของสุริยวิถีโดยมีโลกอยู่ตรงกลาง
+ค่าที่แน่นอนใกล้เคียงเวลาปัจจุบัน[แก้]
+
+ดาวอังคารเข้าใกล้โลกมากที่สุดและมีความสว่างปรากฏสูงที่สุดในรอบเกือบ 60,000 ปี ด้วยระยะทาง 55,758,006 กิโลเมตร (34,646,419 ไมล์, 0.37271925 หน่วยดาราศาสตร์) และมีความส่องสว่าง -2.88 เมื่อวันที่ 27 สิงหาคม 2003 (พ.ศ. 2546) 9:51:13 ตามเวลาสากล การเกิดครั้งนี้ห่างจากตำแหน่งตรงข้ามของดาวอังคารหนึ่งวัน และประมาณสามวันจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ทำให้มองเห็นจากโลกได้ง่ายเป็นพิเศษ การเข้าใกล้มากสุดก่อนหน้านี้คาดว่าเกิดขึ้นในวันที่ 12 กันยายน 57,617 ปีก่อนคริสต์ศักราช ครั้งต่อไปจะเกิดขึ้นในปี 2287 (พ.ศ. 2830)[216] การเข้าใกล้เป็นประวัติการณ์นี้จัดว่าใกล้กว่าการเข้าใกล้มากที่สุดร่วมสมัยอื่นเพียงเล็กน้อย ตัวอย่างเช่น ระยะใกล้ที่สุดเมื่อ 22 สิงหาคม 1924 (พ.ศ. 2467) ที่ 0.37285 หน่วยดาราศาสตร์ และระยะใกล้ที่สุดที่จะเกิดขึ้นเมื่อ 24 สิงหาคม 2208 (พ.ศ. 2751) ที่ 0.37279 หน่วยดาราศาสตร์[169]
+ประวัติศาสตร์การสังเกต[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ประวัติศาสตร์การสังเกตดาวอังคาร
+
+จุดที่โดดเด่นในประวัติศาสตร์การสังเกตดาวอังคารคือเมื่อดาวอังคารอยู่ในตำแหน่งตรงข้ามใกล้กับโลกและทำให้มองเห็นได้ง่ายที่สุดซึ่งเกิดขึ้นในทุกสองปี ที่เด่นชัดยิ่งขึ้นอีกคือการเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามขณะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวอังคารซึ่งเกิดขึ้นทุก ๆ 15 - 17 ปี นั่นหมายถึงการเข้าใกล้โลกมากยิ่งขึ้นด้วยจนทำให้เห็นความแตกต่างอย่างชัดเจน
+การสังเกตในยุคโบราณและยุคกลาง[แก้]
+
+การดำรงอยู่ของดาวอังคารในฐานะวัตถุหนึ่งที่เคลื่อนผ่านท้องฟ้ายามiราตรีได้ถูกบันทึกไว้โดยนักดาราศาสตร์อียิปต์โบราณ และเมื่อ 1534 ปีก่อนคริสต์ศักราช พวกเขาก็คุ้นเคยดีแล้วกับการเคลื่อนถอยหลังของดาวเคราะห์[217]ในยุคจักรวรรดิบาบิโลเนียใหม่ นักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลเนียได้มีการบันทึกปูมตำแหน่งของดาวเคราะห์ต่าง ๆ ตลอดจนพฤติกรรมของดาวเคราะห์ที่สังเกตได้เอาไว้อย่างเป็นระบบและสม่ำเสมอ สำหรับดาวอังคาร พวกเขาทราบว่าดาวจะโคจรครบ 37 คาบซินอดิก หรือ 42 รอบจักรราศีในทุก ๆ 79 ปี พวกเขายังได้คิดค้นระเบียบวิธีทางคณิตศาสตร์ขึ้นมาเพื่อให้เกิดความคลาดเคลื่อนเพียงเล็กน้อยในการทำนายตำแหน่งของดาวเคราะห์ทั้งหลาย[218][219]
+
+ในศตวรรษที่สี่ก่อนคริสต์ศักราช อาริสโตเติลตั้งข้อสังเกตว่าดาวอังคารได้หายไปเบื้องหลังดวงจันทร์ระหว่างการถูกบดบัง บ่งบอกว่าดาวอังคารนั้นต้องอยู่ห่างไกลออกไป[220] ทอเลมี ชาวกรีกที่อาศัยในอะเล็กซานเดรีย[221] ได้พยายามแก้ไขปัญหาการเคลื่อนไหวในวงโคจรของดาวอังคาร แบบจำลองของทอเลมีและงานทางดาราศาสตร์ที่เขารวบรวมขึ้น ปรากฏต่อมาเป็นชุดหนังสือหลายเล่มรู้จักกันในชื่ออัลมาเจสต์ ซึ่งได้กลายมาเป็นตำราอันทรงอิทธิพลต่อดาราศาสตร์ตะวันตกตลอดสิบสี่ศตวรรษถัดมา[222] งานนิพนธ์จากสมัยจีนโบราณยืนยันว่าดาวอังคารเป็นที่รู้จักโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนไม่ช้าไปกว่าศตวรรษที่สี่ก่อนคริสต์ศักราช[223] ในคริสต์ศตวรรษที่ห้า สุริยสิทธันต์ ตำราทางดาราศาสตร์อินเดีย มีการประมาณเส้นผ่าศูนย์กลางของดาวอังคารไว้[c][224] ในวัฒนธรรมเอเชียตะวันออก มักเรียกดาวอังคารตามประเพณีว่า "ดาวไฟ" (火星) โดยวางอยู่บนหลักธาตุทั้งห้า[225][226][227]
+
+ในช่วงคริสต์ศตวรรษที่สิบเจ็ด ไทโค บราเฮทำการวัดพารัลแลกซ์ในแต่ละวันของดาวอังคาร ซึ่งต่อมาโยฮันเนส เคปเลอร์ได้นำไปใช้คำนวณเบื้องต้นหาระยะทางสัมพัทธ์สู่ดาวเคราะห์[228] เมื่อกล้องโทรทรรศน์เป็นที่แพร่หลาย ได้มีการวัดค่าพารัลแลกซ์รายวันของดาวอังคารซ้ำอีกครั้งเนื่องในความพยายามที่จะหาระยะทางที่แม่นยำระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ โจวันนี โดเมนีโก กัสซีนีเป็นผู้ดำเนินการดังกล่าวเป็นบุคคลแรกในปี 1672 (พ.ศ. 2215) การวัดค่าพารัลแลกซ์ในช่วงแรก ๆ นั้นมีอุปสรรคสำคัญจากคุณภาพของตัวเครื่องมือเอง[229] การสังเกตปรากฏการณ์ดาวศุกร์บดบังดาวอังคารเพียงครั้งเดียวเกิดขึ้นในวันที่ 13 ตุลาคม 1590 (พ.ศ. 2133) โดยมิคาเอล แมสต์ลินที่ไฮเดลแบร์ก[230] ในปี 1610 (พ.ศ. 2153) กาลิเลโอ กาลิเลอีเป็นบุคคลแรกที่มองดูดาวอังคารผ่านกล้องโทรทรรศน์[231] บุคคลแรกที่วาดภาพดาวอังคารโดยแสดงลักษณะภูมิประเทศต่าง ๆ ด้วยคือนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ คริสตียาน เฮยเคินส์[232]
+"คลอง" ดาวอังคาร[แก้]
+แผนที่ดาวอังคารโดยโจวานนี สเกียปปาเรลลี
+ภาพร่างดาวอังคารจากการสังเกตโดยโลเวลล์ เวลาใดเวลาหนึ่งก่อนปี 1914 (ขั้วใต้อยู่ด้านบน)
+แผนที่ดาวอังคารจากกล้องฮับเบิล เห็นใกล้ตำแหน่งตรงข้ามปี 1999 (ขั้วเหนืออยู่ด้านบน)
+ดูบทความหลักที่: คลองบนดาวอังคาร
+
+เมื่อถึงคริสต์ศตวรรษที่สิบเก้า กำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์ได้เพิ่มมากขึ้นจนถึงระดับที่พอจำแนกแยกแยะรายละเอียดต่าง ๆ บนพื้นผิวได้ การเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวอังคารเมื่อวันที่ 5 กันยายน 1877 (พ.ศ. 2420) ปีนั้นเอง โจวานนี สเกียปปาเรลลี นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี ใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 22 เซนติเมตร (8.7 นิ้ว) ในมิลานได้สร้างแผนที่ดาวอังคารที่มีรายละเอียดปลีกย่อยขึ้นเป็นฉบับแรก แผนที่นี้มีเอกลักษณ์โดดเด่นด้วยภูมิประเทศที่เขาเรียกชื่อว่า คานาลี ซึ่งได้รับการเปิดเผยต่อมาในภายหลังว่าเป็นเพียงภาพลวงตา รอยเส้นตรงยืดยาวบนพื้นผิวดาวอังคารที่ถูกทึกทักเรียกว่าคานาลี เหล่านี้ โจวานนีได้ตั้งชื่อให้ตามอย่างชื่อแม่น้ำที่มีชื่อเสียงเป็นที่รู้จักบนโลก ศัพท์ที่เขาใช้มีความหมายว่า "ทางน้ำ" หรือ "ร่องน้ำ" ซึ่งนิยมแปลกันอย่างผิด ๆ ในภาษาอังกฤษว่า "คลอง"[233][234]
+
+จากอิทธิพลของการสังเกตก่อนหน้า เพอร์ซิวัล โลเวลล์ นักตะวันออกศึกษาได้ตั้งหอดูดาวขึ้นโดยมีกล้องโทรทรรศน์ขนาด 30 และ 45 เซนติเมตร (12 และ 18 นิ้ว) หอดูดาวนี้ได้ใช้ในการสำรวจดาวอังคารระหว่างโอกาสอันดีที่ผ่านมาในปี 1894 (พ.ศ. 2437) ตลอดจนการเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามที่ดีลดหลั่นลงมาหลังจากนั้น เขาตีพิมพ์หนังสือหลายเล่มเรื่องดาวอังคารรวมไปถึงสิ่งมีชีวิตบนนั้นซึ่งส่งอิทธิพลอย่างใหญ่หลวงต่อสาธารณะ[235] ยังมีการพบ คานาลี โดยนักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ เช่น อองรี โฌเซฟ เพร์โรแตง และหลุยส์ ตอลลง ที่เมืองนิสโดยใช้หนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในเวลานั้น[236][237]
+
+การเปลี่ยนแปลงตามฤดูกาลอันประกอบด้วยการถอยร่นของแผ่นขั้วดาวและการเกิดพื้นที่มืดในช่วงฤดูร้อนของดาวอังคาร เมื่อประจวบเข้ากับคลองมากมายจึงนำไปสู่การคาดเดาเกี่ยวกับสิ่งมีชีวิตบนดาวอังคาร และความเชื่อที่ยึดมั่นถือมั่นอย่างยาวนานว่าดาวอังคารมีผืนทะเลที่กว้างใหญ่กับพืชนานาพันธุ์ กล้องโทรทรรศน์ในขณะนั้นยังไม่มีกำลังขยายถึงขั้นที่สามารถให้หลักฐานยืนยันการคาดเดาใด ๆ ได้ เมื่อใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ขึ้นก็จะสังเกตเห็น คานาลี ตรงยาวที่ขนาดเล็กลง ระหว่างการสังเกตในปี 1909 (พ.ศ. 2452) โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 84 เซนติเมตร (33 นิ้ว) แฟลมมาริยงสังเกตพบรูปแบบที่ไม่เป็นระเบียบแต่ไม่เห็นคานาลี [238]
+
+แม้กระทั่งบทความในทศวรรษ 1960 (พ.ศ. 2503-) ยังมีการตีพิมพ์เรื่องชีววิทยาบนดาวอังคารโดยผลักไสคำอธิบายแนวทางอื่นออกไป คงไว้แต่ว่าสิ่งมีชีวิตบนนั้นนั่นเองเป็นเหตุของการเปลี่ยนตามฤดูกาลบนดาวอังคาร ภาวะการณ์โดยละเอียดทั้งเมแทบอลิซึมและวัฏจักรทางเคมีต่าง ๆ สำหรับระบบนิเวศที่ดำเนินได้จริงได้รับการตีพิมพ์[239]
+การเยือนโดยยานอวกาศ[แก้]
+ดูบทความหลักที่: การสำรวจดาวอังคาร
+
+ครั้นยานอวกาศไปเยือนถึงดาวอังคารระหว่างปฏิบัติการมาริเนอร์ของนาซาในช่วงทศวรรษ 1960 และ 70 แนวคิดเดิม ๆ ก็พินาศไปแบบไม่มีชิ้นดี นอกจากนี้ผลการทดลองตรวจหาสิ่งมีชีวิตโดยยานไวกิงในระหว่างปฏิบัติภารกิจ ทำให้สมมติฐานดาวเคราะห์มรณะที่ไม่น่าอยู่อย่างยิ่งก็ได้มาเป็นที่ยอมรับอย่างแพร่หลาย[240]
+
+ข้อมูลจากปฏิบัติการโดยยานมาริเนอร์ 9 และไวกิงได้นำมาใช้สร้างแผนที่ดาวอังคารที่ดียิ่งขึ้น และยิ่งดียิ่งขึ้นอย่างก้าวกระโดดด้วยปฏิบัติการโดยมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์ซึ่งส่งขึ้นในปี 1996 (พ.ศ. 2539) และดำเนินงานต่อเนื่องจนกระทั่งปลายปี 2006 (พ.ศ. 2549) ทำให้ได้แผนที่แสดงภูมิประเทศดาวอังคารที่ละเอียดลออครบถ้วนสมบูรณ์แม้กระทั่งสนามแม่เหล็กและแร่ธาตุบนพื้นผิวก็เป็นที่รับทราบ[241] แผนที่เหล่านี้สามารถเข้าถึงได้ทางออนไลน์ ตัวอย่างเช่น กูเกิลมาร์ส สำหรับมาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ และมาร์สเอ็กซ์เพรส ยังทำการสำรวจต่อเนื่องด้วยเครื่องไม้เครื่องมือใหม่ ๆ และช่วยสนับสนุนปฏิบัติการลงจอด นาซาได้เปิดให้เข้าใช้เครื่องมือทางออนไลน์คือ มาร์สเทร็ค ซึ่งให้ภาพปรากฏของดาวอังคารจากข้อมูลการสำรวจตลอด 50 ปี และ เอ็กซ์พีเรียนซ์คิวริออซิตี ซึ่งให้ภาพจำลองการท่องไปบนดาวอังคารแบบสามมิติพร้อมกับยานคิวริออซิตี[242]
+ในวัฒนธรรม[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ดาวอังคารในวัฒนธรรม และ ดาวอังคารในบันเทิงคดี
+Mars symbol.svg
+
+ดาวอังคารทางสากลนิยมได้ชื่อตามเทพเจ้าแห่งสงครามของโรมัน ในต่างวัฒนธรรม ดาวอังคารเป็นตัวแทนของความเข้มแข็ง ความเป็นชาย และความเยาว์วัย มีสัญลักษณ์เป็นรูปวงกลมที่มีลูกศรชี้ออกมาจากด้านขวาบน ซึ่งยังใช้เป็นสัญลักษณ์แทนเพศชายอีกด้วย
+
+จกกความล้มเหลวหลายต่อหลายครั้งของยาน-โครงการสำรวจดาวอังคาร เป็นผลให้กลุ่มวัฒนธรรมนอกกระแสนำไปเยาะเย้ยเสียดสีโดยกล่าวโทษตำหนิติเตียนว่าความล้มเหลวต่าง ๆ เป็นเพราะ "สามเหลี่ยมเบอร์มิวดา" ของโลก-ดาวอังคาร "คำสาปเทพอังคาร" หรือไม่ก็ "ผีปอบมหาดาราจักร" ที่ได้เขมือบเอายานสำรวจดาวอังคารไป[243]
+"ชาวดาวอังคาร" ผู้ทรงปัญญา[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ดาวอังคารในบันเทิงคดี
+
+ความคิดตามสมัยนิยมที่ว่าดาวอังคารเต็มไปด้วยชาวดาวอังคารผู้ทรงปัญญาเฉลียวฉลาดลงหลักปักฐานอยู่อาศัย ได้ปะทุขึ้นในช่วงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 การสังเกตพบ "คานาลี" ของสเกียปปาเรลลีเมื่อประสานเข้ากับหนังสือของเพอร์ซิวัล โลเวลล์ในประเด็นดังกล่าว ได้ผลักดันแนวคิดมาตรฐานเกี่ยวกับดาวอังคารว่าเป็นดาวเคราะห์ที่แห้งแล้ง หนาวเย็น ใกล้ดับสูญ ร่วมไปกับการมีอารยธรรมโบราณที่ก่อสร้างงานชลประทานมากมายเอาไว้[244]
+โฆษณาสบู่ในปี 1893 (พ.ศ. 2436) บนมโนคตินิยมว่าดาวอังคารมีคนอยู่อาศัย
+
+ด้วยหลายการสังเกตและถ้อยแถลงโดยบุคคลผู้มีความโดดเด่นในสังคมได้ทำให้เกิดสิ่งที่เรียกว่า "โรคคลั่งดาวอังคาร"[245] ในปี 1899 (พ.ศ. 2442) ขณะกำลังตรวจสอบคลื่นวิทยุในบรรยากาศด้วยเครื่องรับสัญญาณของเขาในห้องทดลองโคโลราโดสปริงส์ นิโคลา เทสลา นักประดิษฐ์ ได้สังเกตพบสัญญาณซ้ำ ๆ เขาสันนิษฐานในภายหลังว่าอาจเป็นการติดต่อสื่อสารทางวิทยุมาจากดาวเคราะห์ดวงอื่น ซึ่งเป็นไปได้ว่าคือดาวอังคาร บทสัมภาษณ์ในปี 1901 (พ.ศ. 2444) เทสลากล่าวว่า:
+
+    มันเป็นบางครั้งภายหลังจากความคิดที่ได้ผุดวาบขึ้นมาในใจของผม การรบกวนที่ผมสังเกตพบนั่นอาจเป็นได้ว่าคือการควบคุมทางปัญญา แม้ว่าผมจะไม่สามารถไขรหัสความหมายเหล่านั้นได้ มันเป็นไปไม่ได้เลยสำหรับผมที่จะคิดว่าสิ่งเหล่านั้นทั้งหมดเป็นเพียงอุบัติเหตุ ความรู้สึกที่ทวีขึ้นอย่างมั่นคงในตัวผมก็คือผมเป็นบุคคลแรกที่ได้ยินการปฏิสันถารของดาวเคราะห์หนึ่งสู่ดาวเคราะห์อื่น[246]
+
+ทฤษฎีของเทสลาได้รับการสนับสนุนโดยลอร์ดเคลวิน ผู้ซึ่งไปเยือนสหรัฐอเมริกาในปี 1902 (พ.ศ. 2445) มีรายงานถึงคำพูดของเขาว่าเขาคิดว่าเทสลาจับสัญญาณของชาวดาวอังคารที่ส่งมายังสหรัฐอเมริกาไว้ได้[247] เคลวินปฏิเสธ "อย่างหนักแน่น" ในรายงานฉบับนี้ไม่นานก่อนการเดินทางออกจากอเมริกา เขากล่าวว่า "อะไรที่ผมพูดไปจริง ๆ ก็คือ ชนชาวดาวอังคาร ถ้าพวกเขามีอยู่ ก็ไม่ต้องสงสัยเลยว่าคงเห็นนิวยอร์ก เพราะไฟฟ้าจะเรืองแสงออกมาจนเห็นได้ชัด"[248]
+
+ในบทความของนิวยอร์กไทมส์ ในปี 1901 เอ็ดเวิร์ด ชาลส์ พิกเคอริง ผู้อำนวยการหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดกล่าวว่า พวกเขาได้รับโทรเลขจากหอดูดาวโลเวลล์ในรัฐแอริโซนาที่ดูเหมือนจะยืนยันว่าดาวอังคารได้พยายามติดต่อสื่อสารกับโลก[249]
+
+    ในต้นเดือนธันวาคมปี 1900 (พ.ศ. 2443) เราได้รับโทรเลขจากหอดูดาวโลเวลล์ในแอริโซนาว่าเห็นลำของแสงฉายส่งออกจากดาวอังคาร (หอดูดาวโลเวลล์มีความชำนาญเป็นพิเศษเรื่องดาวอังคาร) เป็นเวลาเจ็ดสิบนาที ผมส่งต่อข้อเท็จจริงนี้ไปยังยุโรปและส่งสำเนาจัดรูปแบบใหม่อีกหลายชุดไปทั่วประเทศ ผู้สังเกตพบเป็นบุคคลที่ละเอียดถี่ถ้วน เชื่อถือได้ และเขาก็ไม่มีเหตุผลอะไรที่จะสงสัยว่าแสงนั่นมีอยู่จริง มันส่งมาจากจุดทางภูมิศาสตร์ที่รู้จักกันดีบนดาวอังคาร นั่นแหละคือทั้งหมด ตอนนี้เรื่องได้ไปทั่วโลกแล้ว ในยุโรปก็มีการกล่าวกันว่าฉันก็มีการติดต่อสื่อสารกับดาวอังคาร และเรื่องพิสดารเกินจริงสารพัดอย่างก็พุ่งพรวด ไม่ว่าแสงนั่นจะเป็นอะไร พวกเราไม่มีทางล่วงรู้ ไม่ว่านั่นจะทรงปัญญาหรือไม่ ใครก็ตอบไม่ได้ มันเป็นเรื่องที่อธิบายไม่ได้โดยแท้[249]
+
+ต่อมาภายหลังพิกเคอริงได้เสนอให้มีการก่อสร้างชุดกระจกเงาจำนวนมากในรัฐเทกซัสโดยมุ่งหมายเพื่อส่งสัญญาณถึงชาวดาวอังคาร[250]
+
+ในทศวรรษที่ผ่านมา แผนที่พื้นผิวดาวอังคารความละเอียดสูงได้สำเร็จสมบูรณ์โดยมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์ เปิดเผยให้เห็นว่าไม่มีสิ่งประดิษฐ์แปลกปลอมใด ๆ เลยที่แสดงว่ามีสิ่งมีชีวิตที่ "ทรงปัญญา" อยู่อาศัย แต่การนึกฝันในแบบวิทยาศาสตร์เทียมเกี่ยวกับสิ่งมีชีวิตทรงปัญญาบนดาวอังคารยังดำเนินต่อไปจากเหล่านักวิจารณ์ เช่น ริชาร์ด ซี. ฮอกแลนด์ การโต้แย้งเรื่อง คานาลี ดั้งเดิม การคาดฝันบางเรื่องวางอยู่บนลักษณะภูมิประเทศเล็ก ๆ ที่เห็นรายละเอียดไม่ชัดแต่นึกคิดเอาผ่านภาพที่ได้จากยานอวกาศ อย่างเช่น 'พีระมิด' และ 'ใบหน้าบนดาวอังคาร' นักดาราศาสตร์ดาวเคราะห์ คาร์ล เซแกน เขียนไว้ว่า::
+
+    ดาวอังคารกลายมาเป็นสมรภูมิแห่งเทพนิยายชนิดหนึ่งที่พวกเราชาวโลกได้ฉายออกมาซึ่งความหวังและความกลัว[234]
+
+ภาพประกอบมาร์เชียนสามขาจากหนังสือเดอะวอร์ออฟเดอะเวิลด์ส ของ เอช. จี. เวลส์ ฉบับฝรั่งเศส ปี 1906 (พ.ศ. 2449)
+
+การพรรณนาเรื่องดาวอังคารในนิยายได้รับการกระตุ้นเสริมด้วยโทนสีแดงเร้าอารมณ์ ผนวกกับการคาดเดาตามแบบวิทยาศาสตร์ในสมัยคริสต์ศตวรรษที่สิบเก้าว่าภาวะการณ์ต่าง ๆ บนพื้นผิวดาวจะต้องเกื้อหนุนไม่เฉพาะชีวิตเท่านั้นแต่ยังเป็นสิ่งมีชีวิตทรงปัญญาอีกด้วย[251] นำไปสู่การสร้างสรรค์งานในฐานบทดำเนินเรื่องของนิยายวิทยาศาสตร์จำนวนมาก หนึ่งในนั้นคือเรื่อง เดอะวอร์ออฟเดอะเวิลด์ส ของ เอช. จี. เวลส์ ซึ่งตีพิมพ์ในปี 1898 (พ.ศ. 2441) มีเนื้อหาว่าชาวดาวอังคารพยายามหลบหนีออกจากดาวเคราะห์ใกล้ตายของพวกเขาโดยการมารุกรานโลก ต่อมาภายหลังได้มีการทำเดอะวอร์ออฟเดอะเวิลด์ส ฉบับวิทยุในอเมริกา กระจายเสียงเมื่อวันที่ 30 ตุลาคม 1938 (พ.ศ. 2481) โดยออร์สัน เวลส์ซึ่งแสดงในรูปการรายงานข่าวแบบสด และเป็นที่ลือกระฉ่อนขึ้นมาทันทีเพราะไปทำให้สาธารณชนเกิดการตื่นตระหนกเมื่อผู้ฟังจำนวนมากเข้าใจผิดไปว่าสิ่งที่พวกเขาได้ยินเป็นเรื่องจริง[252]
+
+งานที่มีอิทธิพลประกอบด้วย เดอะมาร์เชียนครอนิเคิลส์ ของ เรย์ แบรดบูรี ซึ่งมีเนื้อหาว่านักสำรวจมนุษย์ได้ทำลายอารยธรรมชาวดาวอังคารโดยบังเอิญ นิยายชุด บาร์ซูม ของเอ็ดการ์ ไรซ์ เบอร์โรห์ นวนิยายเรื่องเอาท์ออฟเดอะไซเลนต์แพลเน็ต ของซี. เอส. ลิวอิส ในปี 1938[253] และอีกหลายชิ้นงานของโรเบิร์ต เอ. ไฮน์ไลน์ก่อนหน้าช่วงกลางคริสต์ทศวรรษหกสิบ[254]
+
+โจนาธาน สวิฟท์ได้มีการอ้างอิงถึงดวงจันทร์บริวารของดาวอังคารซึ่งเป็นเวลาก่อนหน้าการค้นพบจริงโดยเอเสฟ ฮอลล์กว่า 150 ปี โดยบรรยายรายละเอียดลักษณะวงโคจรของดาวเหล่านั้นได้ใกล้เคียงเป็นเหตุเป็นผลในบทที่ 19 ในนวนิยายของเขาเรื่อง กัลลิเวอร์แทรฟเวลส์[255]
+
+มาร์วินเดอะมาร์เชียน เป็นตัวการ์ตูนลักษณะชาวดาวอังคารที่เฉลียวฉลาด เริ่มปรากฏในโทรทัศน์เมื่อปี 1948 (พ.ศ. 2491) ในฐานะตัวละครหนึ่งในการ์ตูนภาพเคลื่อนไหวเรื่องลูนีทูนส์ของวอร์เนอร์บราเธอร์ส และยังดำเนินต่อมาในฐานเป็นส่วนหนึ่งของวัฒนธรรมนิยมจนปัจจุบัน[256]
+
+หลังจากยานอวกาศมาริเนอร์และไวกิงได้ส่งภาพดาวอังคารตามสภาพที่เป็นจริงมากมายกลับมา ว่าเป็นโลกที่แล้งร้าง ไร้ซึ่งชีวิตอย่างชัดแจ้ง และปราศจากคลองใด ๆ แนวคิดดั้งเดิมเกี่ยวกับดาวอังคารก็ถูกโละทิ้ง นำมาสู่สมัยนิยมแห่งเรื่องราวการสร้างนิคมอยู่อาศัยของมนุษย์บนดาวอังคารแบบสอดคล้องเที่ยงตรงตามจริง เรื่องที่เป็นที่รู้จักกันดีที่สุดเรื่องหนึ่งในลักษณะนี้คือ มาร์สไตรโลจี ของคิม สแตนลีย์ โรบินสัน อย่างไรก็ตาม การคาดเดาแบบวิทยาศาสตร์เทียมเกี่ยวกับใบหน้าบนดาวอังคารตลอดจนจุดลึกลับน่าพิศวงอื่น ๆ ซึ่งยานสำรวจอวกาศจับภาพได้ว่าเป็นร่องรอยของอารยธรรมโบราณ ยังเป็นแนวทางยอดนิยมในบันเทิงคดีแนววิทยาศาสตร์มาอย่างต่อเนื่อง โดยเฉพาะอย่างยิ่งในภาพยนตร์[257]
+ดาวบริวาร[แก้]
+ดูบทความหลักที่: ดาวบริวารของดาวอังคาร, โฟบอส และ ดีมอส
+ภาพ ไฮไรส์ ปรับระดับสีของโฟบอสแสดงชุดร่องที่ขนานกันเป็นส่วนใหญ่ และโซ่หลุมอุกกาบาตกับหลุมสติกนีย์ทางด้านขวา
+ภาพไฮไรส์ ปรับระดับสีของดีมอส (ไม่ตามสัดส่วนกับรูปบน) แสดงผืนเรโกลิธราบเรียบปกคลุมดาว
+
+ดาวอังคารมีดาวบริวารค่อนข้างเล็กสองดวง ได้แก่ โฟบอส (เส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 22 กิโลเมตร (14 ไมล์)) และ ดีมอส (เส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 12 กิโลเมตร (7.5 ไมล์)) โดยมีวงโคจรใกล้กับดาวเคราะห์แม่ ทฤษฎีที่อธิบายว่าทั้งคู่เป็นดาวเคราะห์น้อยที่ถูกจับเอาไว้เป็นที่นิยมมายาวนาน แต่สำหรับกำเนิดที่มานั้นยังคลุมเครือ[258] ดาวบริวารทั้งสองถูกค้นพบในปี 1877 (พ.ศ. 2420) โดยเอเสฟ ฮอลล์ ตั้งชื่อตามโฟบอส (ตระหนก/กลัว) และดีมอส (สยอง/น่าขนลุก) ซึ่งเป็นเทพในตำนานกรีก ร่วมไปกับเทพแอรีส เทพเจ้าแห่งสงครามบิดาของพวกเขา ชื่อดาวอังคารว่า "มาร์ส" นั้นคือชื่อเทพแอรีสตามแบบโรมัน[259][260] ในกรีกปัจจุบัน ดาวอังคารยังคงใช้ชื่อตามอย่างโบราณว่า Ares (Aris: Άρης)[261]
+
+จากพื้นผิวดาวอังคาร การเคลื่อนที่ของโฟบอสและดีมอสจะปรากฏให้เห็นแตกต่างออกไปจากดวงจันทร์ โฟบอสจะขึ้นทางทิศตะวันตก ตกทางทิศตะวันออก และกลับมาขึ้นอีกครั้งในเวลาเพียง 11 ชั่วโมง ส่วนดีมอสซึ่งอยู่นอกวงโคจรพ้องคาบพอดี ระยะคาบการโคจรของดาวจึงไม่ตรงพอดีกับคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์แม่ ดาวจะไม่ลอยค้างฟ้าในตำแหน่งเดิมแต่จะขึ้นตามปกติทางทิศตะวันออกอย่างช้า ๆ แม้ดีมอสจะมีคาบการโคจรราว 30 ชั่วโมง แต่ใช้เวลาถึง 2.7 วันระหว่างการขึ้นจนตกลับฟ้าไปสำหรับผู้สังเกตที่ศูนย์สูตร ซึ่งก็จะลับไปอย่างช้า ๆ คล้อยหลังการหมุนรอบตัวเองของดาวอังคาร[262]
+วงโคจรของโฟบอสและดีมอส (ตามสัดส่วน)
+
+เนื่องจากวงโคจรของโฟบอสต่ำกว่าระดับความสูงพ้องคาบ แรงไทดัลจากดาวอังคารจึงดึงวงโคจรของดาวให้ต่ำลงไปเรื่อย ๆ ทีละน้อย อีกประมาณ 50 ล้านปีข้างหน้า เป็นไปได้ว่าโฟบอสอาจพุ่งเข้าชนกับดาวอังคารหรือไม่ก็แตกสลายออกกลายเป็นโครงสร้างวงแหวนรอบดาวเคราะห์[262]
+
+กำเนิดของดาวบริวารทั้งสองนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก การมีอัตราส่วนสะท้อนต่ำและมีองค์ประกอบแบบหินคอนไดรต์กลุ่มคาร์บอเนเชียสทำให้มีความคล้ายคลึงกับดาวเคราะห์น้อยซึ่งช่วยสนับสนุนทฤษฎีการจับยึด วงโคจรที่ไม่เสถียรของโฟบอสเหมือนจะชี้ให้เห็นว่าเป็นการจับเอาไว้ที่ค่อนข้างใหม่ แต่ทั้งคู่มีวงโคจรที่กลมใกล้กับศูนย์สูตรซึ่งจัดว่าไม่ปกติสำหรับวัตถุที่ถูกจับไว้ได้และยังต้องการพลวัตการยึดจับที่สลับซับซ้อน การจับตัวพอกพูนขึ้นตั้งแต่ช่วงต้นของประวัติศาสตร์ดาวอังคารยังเป็นกรณีที่ถือว่าเป็นไปได้ ถ้าหากว่าจะไม่นับรวมลักษณะองค์ประกอบของทั้งคู่ที่คล้ายคลึงกับดาวเคราะห์น้อยมากกว่าที่จะเหมือนกับดาวอังคารซึ่งยังต้องรอการยืนยัน
+
+ความเป็นไปได้ในรูปแบบที่สามคือการมีวัตถุที่สามเข้ามาเกี่ยวข้องหรือเป็นชนิดหนึ่งของการแตกกระจายออกมาจากการพุ่งชน[263] หลักฐานหลายประการที่ได้มาค่อนข้างใหม่พบว่าโครงสร้างภายในของโฟบอสมีความพรุนสูง[264] และชี้ว่าองค์ประกอบภายในส่วนใหญ่เป็นฟิลโลซิลิเกตและแร่ธาตุอื่น ๆ ที่ทราบว่ามีบนดาวอังคาร[265] ทำให้ประเด็นการกำเนิดของโฟบอสว่ามาจากเศษวัตถุที่กระจายออกมาภายหลังการถูกพุ่งชนของดาวอังคารแล้วได้มารวมกันในวงโคจรรอบดาวแม่นั้นน่าเชื่อถือมากขึ้น[266] คล้ายกันกับทฤษฎีกระแสหลักเรื่องการกำเนิดดวงจันทร์ของโลก อย่างไรก็ตาม ค่าสเปกตรัมของแสงที่มองเห็นได้ถึงช่วงใกล้อินฟราเรด (VNIR) ของดาวบริวารทั้งสองของดาวอังคารมีความคล้ายคลึงกับที่วัดได้จากแถบดาวเคราะห์น้อยด้านนอก และมีรายงานว่าสเปกตรัมรังสีอินฟราเรดของโฟบอสไม่สอดคล้องกับคอนไดรต์ไม่ว่าจะกลุ่มใด[265]
+
+ดาวอังคารอาจจะมีดาวบริวารอื่นนอกเหนือจากนี้แต่มีขนาดเล็กด้วยเส้นผ่าศูนย์กลางราว 50 - 100 เมตร (160 ถึง 330 ฟุต) และคาดว่ามีวงแหวนฝุ่นอยู่ระหว่างโฟบอสกับดีมอส[19]