Перейти до вмісту

Користувач:Dmytro Tvardovskyi/Чернетка/Марс

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Марс ♂
Фотографія Марса, зроблена космічним телескопом Габбл 2001 року
Позначення
Названа на честьМарса - бога війни
Орбітальні характеристики
Епоха J2000
Велика піввісь227 939 100 км
1,523679 а. о.
Перигелій206 669 000 км
1,381497 а. о.
Афелій249 209 300 км
1,665861 а. о.
Ексцентриситет0,093315
Орбітальний період686,971 день
1,8808 років
668,5991 сонячних діб Марса
Синодичний період779,96 день
2,135 років
Середня орбітальна швидкість24,077 км/с
Нахил орбіти1,850° до екліптики
5,65° до сонячного екватора
1,67° до незмінної площини
Довгота висхідного вузла49,562°
Аргумент перицентру286,537°
Супутники2(Фобос і Деймос)
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус3396,2 ± 0,1 км
0,533 Землі
Полярний радіус3376,2 ± 0,1 км
0,531 Землі
Сплюснутість0,005 89 ± 0,000 15
Площа поверхні144 799 500 км²
0,284 Землі
Об'єм1,6318× 1011 км³
0,151 Землі
Маса6,4185× 1023 кг
0,107 Землі
Середня густина3,9335 ± 0,0004 г/см³
Прискорення вільного падіння на поверхні3,711 м/с²
0,376 g
Друга космічна швидкість5,027 км/с
Період обертання24 год 37 хв
Сонячна доба24 год 40 хв
Екваторіальна швидкість обертання868,22 км/г
241,17 м/с
Нахил осі25,19°
Пряме піднесення північного полюса21 год 10 мін 44 с
317,68143°
Схилення північного полюса52,88650°
Альбедо0,15 (геометричне) або 0,25 (сферичне)
Темп. поверхні мін. сер. макс.
Кельвін 186 K 227 K 308 K
Цельсій −143 °C −63 °C +35 °C
Видима зоряна величина+1,83 до −3,00
Кутовий розмір3,5–25,59"
Атмосфера
Тиск на поверхні0,636 (0,4–0,87) кПа
Склад95,32 % діоксиду вуглецю
2,7 % азоту
1,6 % аргону
0,13 % кисню
0,08 % монооксиду вуглецю
0,17 % інші гази

Марс — четверта планета Сонячної системи за відстанню від Сонця. Відома з давніх часів, оскільки є одним з найяскравіших об'єктів на небі та видима неозброєним оком. Названа на честь Марса — давньоримського бога війни. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червонуватий колір поверхні, який є наслідком наявності великої кількості мінералу маґгеміту — γ-оксиду заліза(III).

Це кам'яниста планета земного типу з розрідженою атмосферою. Марс невеликий відносно інших планет Сонячної системи, є сьомим за розміром і масою, перевершуючи за цими показниками тільки Меркурій (на приблизно 40 % за розмірами і майже вдвічі — за масою). Водночас, Земля перевершує Марс за розмірами в приблизно 2 рази, а за масою — в майже 10 разів. Загальна площа поверхні Марса приблизно дорівнює всій площі земної суші, тобто, складає близько 30 % загальної площі поверхні Землі. Поверхнева гравітація менша за земну майже втричі, прискорення вільно падіння на поверхні складає приблизно 3,72 м/с². У планети є два супутники, Фобос (грец. φόβος, дос. «страх») і Деймос (грец. Δείμος «жах»), які були названі на честь двох дітей Ареса й Афродіти (Марса й Венери в римській міфології).

Рельєф поверхні Марсу дуже різноманітний: кам'янисті рівнини, численні кратери, гори, згаслі вулкани (серед них найвища вершина в Сонячній системі — гора Олімп), рифтоподібні системи каньйонів[1] (зокрема долини Марінера) та полярні шапки з льодовиків. В розрідженій атмосфері іноді відбуваються пилові бурі, а також можуть утворюватися короткотривалі вихори, подібні до земних «пилових дияволів» (англ. dust devil)[2]. На поверхні Марса є численні сліди наявності в далекому минулому великих запасів рідкої води. Вчені також припускають, що в далекому минулому на поверхні Марса могло існувати життя (принаймні на рівні мікроорганізмів), однак переконливих доказів на користь цієї гіпотези наразі не знайдено.

Марс є одним з найбільш досліджених космічних об'єктів, до нього з 1960 року було відправлено 50 безпілотних місій, а на його поверхні перебуває 6 марсоходів, з яких 2 — Curiosity та Perseverance — є активними станом на 2024 рік. Також існують плани запуску пілотованих місій, хоча наразі вони втілювалися в життя лише в науково-фантастичних творах та фільмах.

Орбіта та обертання

[ред. | ред. код]

Радіус орбіти Марса приблизно складає 1.52 астрономічні одиниці. Орбіта є доволі витягнутою за мірками Сонячної системи, її ексцентриситет складає 0.093, що в 5.6 разів перевищує аналогічний показник для Землі[3] і поступається лише Меркурію, ексцентриситет орбіти якого складає 0.205[4]. В наслідок цього відстань між Марсом і Сонцем змінюється від приблизно 207 млн км у перигелії до 249 млн км в афелії[3].

Відстань при максимальному зближенні (протистоянні) Землі та Марса в середньому складає 78 млн км, однак під час великих протистоянь, тобто коли протистояння відбувається поблизу перигелію орбіти Марса, відстань може зменшуватися до 54.6 млн км. Максимальна відстань між планетами становить понад 400 мільйонів кілометрів[3]. Оскільки радіус орбіти Марса більший за радіус орбіти Землі, то для марсіанського спостерігача наша планета є внутрішньою. Це, зокрема, робить можливим спостереження фаз Землі, подібних до фаз Венери та Меркурія, що і було знято космічним апаратом Mars Global Surveyor в 2003 році та Mars Reconnaissance Orbiter в 2007[5].

На Марсі, як і на Землі, є зміна пор року в наслідок нахилу осі обертання до площини орбіти. Пори року аналогічні до земних, однак їх тривалість помітно відрізняється від чверті марсіанського року, що спричинено значно більшим ексцентриситетом орбіти, ніж в Землі. Загальна ж тривалість всіх чотирьох сезонів майже вдвічі більша за тривалість земних, оскільки вона прямо пропорційна майже вдвічі довшому марсіанського року. Завдяки наявності атмосфери, зміна сезонів є помітною на поверхні Марса: наприклад, весною починається сезон пилових бур, які можуть покрити майже всю планету[6][7].

Один оберт Марсу навколо своєї осі займає 24 години 39 хвилин 35 секунд, тобто лише на 2.7% більше тривалості земної доби. Тривалість марсіанської доби називають сол (лат. sol - Сонце). Марсіанський рік складає приблизно 687 земних діб (1.88 земного року) або 667 солів[8].

Геологічна історія

[ред. | ред. код]
Докладніше: Геологічна історія Марса

Геологічну історію Марса можна розділити на кілька періодів за двома шкалами: основі першої лежить підрахунок кратерів, а в основі другої - зміни в мінеральному складі порід. На основі підрахунку кратерів поділяють на донойський час (період формування планети) та три періоди: нойський, гесперійський та амазонський[9][10].

  1. Донойський час - від 4.5 до 3.8-4.1 мільярдів років тому - формування Марсіанської дихотомії[en], утворення рівнин Аргір та Ісіди[11].
  2. Нойський період - від 4.1 до 3.7 мільярдів років тому - формування більшості великих елементів рельєфу поверхні, зокрема регіону Тарсис та численних мереж річок. Припускається наявність великих озер та океанів з рідкою водою.
  3. Гесперійський період - від 3.7 до 3.0 мільярдів років тому - формування великих лавових полів, гори Олімп, формування морів та озер в північній півкулі[12].
  4. Амазонський період - від 3.0 мільярдів років тому до сьогодення - поступове зникнення магнітного поля, є сліди присутності води в рідкому стані впродовж певного часу[13].

За "мінеральною" шкалою, що базується на спостереженнях апарата Mars Express, історія Марса поділяється на 3 ери, які в англомовній літературі отримали назви Phyllocian, Theiikian та Siderikan[14]:

  1. Phyllocian - від 4.5 до 4.0 мільярдів років тому - формування філосилікатів у лужному середовищі в марсіанських породах за участі води.
  2. Theiikian - від 4.0 до 3.5 мільярдів років тому - викиди в атмосферу великої кількості діоксиду сірки, одного з продуктів численних вулканічних вивержень.
  3. Siderikan - від 3.5 мільярдів років тому до сьогодення - характеризується зменшенням кількості води, зниженням вулканічної активності та поступовим окисленням багатих на залізо гірських пород.

Внутрішня будова

[ред. | ред. код]

Дослідження сейсмічної активності, проведені апаратом InSight в 2018-2022 роках, дозволили зареєструвати понад 1300 марсотрусів[15] та визначити деталі внутрішньої будови планети. Марс має розплавлене зовнішнє ядро, тверде внутрішнє ядро та частково розплавлену мантію[16]. Серед інших, нещодавно виявлених порід, переважають магматичні гірські породи.

Ядро Марса

Згідно з даними, отриманими місією NASA InSight, діаметр ядра Марса оцінюється в межах від 1,700 до 1,850 км, що значно менше від земного ядра. Проте яЯдро Марса є дуже великим відносно розміру планети. Радіус ядра, за даними місії Mars Pathfinder, складає від 1300 до 2000 кілометрів[17], а за даними апарата InSight - 1830 км[18], тобто понад половину радіусу планети. Для порівняння - внутрішнє ядро Землі має радіус 1220 км[19][20], що складає лише близько 20% від її радіусу. За допомогою сейсмографа SEIS, встановленого на поверхні Марса, вдалося зібрати дані про марсотруси, що дозволило дослідникам зробити висновки про структуру ядра. Воно складається переважно з рідкого заліза з домішками нікелю та сірки, що знижує його густину порівняно з ядром Землі[21][22].

Мантія

Мантія Марса складається з одного шару, що значно відрізняє її від подвійної мантії Землі, також вона простягається від ядра до кори, і, як і на Землі, вона складається з силікатів, що містять магній і залізо[23]. Деякі дослідження вказують на те, що рання вулканічна активність на Марсі була інтенсивнішою, ніж тепер, і могла формувати гігантські вулкани, як, наприклад, Олімп. Товщина марсіанської мантії сягає приблизно 1560 км[18][24].

Кора

Товщина кори складає 10-20 км[25]. Вона може складатися з двох або навіть трьох шарів, складається в основному з базальтів[26] і вулканічних порід, але є також свідчення про наявність кремнеземистих порід, що свідчить про складніші геологічні процеси на ранніх етапах історії планети[27][28].

☁

Рельєф

[ред. | ред. код]

Марсіанський рельєф дуже різноманітний та нерівномірний, він складається декількох десятків великих об'єктів, кожен з яких має розмір від сотень до тисяч кілометрів та безлічі дрібніших. Середня висота півкуль відрізняється на кілька кілометрів. Це явище відоме під назвою Марсіанська дихотомія[en][29][30].

Найбільші елементи рельєфу

[ред. | ред. код]

Більшість північної півкулі Марса займає Велика Північна рівнина. В північній півкулі знаходяться Амазонська рівнина, гора Альба, регіон Tempe Terra[en], Золота рівнина та рівнина Утопія[31].

Поблизу екватора розташовані[31]:

Більшість південної півкулі Марса займає Південна височина, також в південній півкулі знаходяться рівнина Аргір, регіон Noachis Terra[en], рівнина Еллада та Плато Гесперія[31].

Марсіанські гірські породи

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські породи

Марс — це планета земної групи, поверхня якої складається з мінералів, що містять кремній і оксиген, металів та інших елементів, які зазвичай утворюють гірські породи. Поверхня Марсу переважно складається з толеїтового базальту, який утворився внаслідок танення і слабкого вивітрення. Деякі території більш багаті на діоксид кремнію, ніж звичайний базальт, та можуть бути схожими на андезитові породи на Землі або кварцове скло. Кремнієві та вапняно-лужні породи трапляються рідко, або майже відсутні[32]. Є свідчення про концентрацію плагіоклазу в регіонах з низьким альбедо, серед яких північні регіони демонструють вищу за норму концентрацію філосилікатів і скла з високим вмістом кремнію. Частини південних нагір’їв містять значну кількість піроксенів з високим вмістом кальцію. Були виявлені локалізовані концентрації гематиту та олівіну[33]. Значна частина поверхні планети вкрита товстим шаром дрібнозернистого пилу оксиду заліза (III)[34].

Вулкани

[ред. | ред. код]
Докладніше: Вулканізм на Марсі

Близько 30% поверхні Марса вкрито вулканами та застиглими лавомими потоками, що залишилися майже незмінними з моменту формування. Припускається, що окрім цього, ще доволі значний відсоток поверхні планети вкритий потоками лави, які піддалися ерозії та іншим зовнішнім факторам[35]. Розміри деяких застиглих лавових полів[en] можуть сягати понад 1000 кілометрів[36]. Детально дослідивши рельєф лише частини поверхні Марса, група американських вчених в 2018 році нарахувала понад 600 вулканів[35]. Для порівняння - на поверхні Землі відомо, за різними даними, від 1283[37] до 1350[38] активних вулканів.

За всю історію досліджень, жодного виверження вулкану на поверхні Марса не було зареєстровано[39]. Згідно результатів різноманітних досліджень, марсіанські вулкани мають вік від 500 мільйонів до 3.7-4 мільярдів років[40][41]. Активний вулканізм на Марсі зупинився щонайменше кілька сотень мільйонів років тому[42][43]. Однак, в 2011 році були виявлені окремі регіони поверхні планети вкриті лавовими потоками віком не більше кількох десятків мільйонів років[44]. Окрім того, в 2020 були відкриті сліди вулканічної активності віком всього 53 000 років[45].

Завдяки відустності тектонічних плит, марсіанські вулкани можуть сягати значно більшої висоти над рівнем навколишнього рельєфу. Місце витоку лави залишається нерухомим, як наслідок - значно більше розплавленої породи встигає витікти з надр планети за час активності вулкану[46]. Частина вулканів за структурою схожі на щитові вулкани на Місяці, однак мають значно більшу висоту[25]. Деякі вулкани схожі на земні, наприклад, гора Елізій, яка має форму, дуже до вулкану Мауна-Кея на Гаваях[47].

Найбільшим та найвідішим з марсіанських вулканів є найвища веришна Сонячної системи - гора Олімп. В одному з перших досліджень, зробленому на основі знімків апарата Mariner, розрахунки показали висоту вулкану в 22±1 км[48]. Сучасні розрахунки вказують на висоту в 21.1 км відносно місцевого рельєфу[49] та 26 км відносно рівнини, на якій розташований[50]. Олімп покриває площу понад 300 000 км2, що дорівнює майже половині площі України[51].

Значний внесок в дослідження поверхні Марса, зокрема вулканів, був зроблений приладом THEMIS (скорочення від англ. Thermal Emission Imaging System), розміщеному на борту апарату Mars Odyssey[52].

Гори невулканічного походження

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські гори

Окрім великої кількості вулканів, на поверхні Марса існують окремі гори невулканічного походження. Наприклад, починаючи з 2012 року марсохід Curiosity досліджував гору Еоліда[53]. Марсохід витратив понад 2 роки, щоб дістатися підніжжя гори[54] і в результаті виявив, що вона є накопиченням величезної кількості осадових порід, що ймовірно утворилася внаслідок ерозії. Вік порід склав понад 2 мільярди років, а загальна висота гори - від 4.5 до 5.5 кілометрів відносно навколишнього рельєфу[55]. Підніжжя гори довгий час під водою стародавнього озера, яке колись існувало в кратері Гейла[56]. Інший об'єкт невулканічного походження - гора Гусака - також утворилася в результаті ерозії, однак вже не в наслідок накопичення порід, а навпаки - їх вимивання[57].

Через відсутність тектонічної активності, на Марсі немає великих гірських хребтів[58], однак є значно менші хребти, що складаються з ряду відносно невисоких гір. Прикладом є гори Кентавра, які також утворилися в наслідок ерозії[59].

Пагорби

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські пагорби

Численні пагорби є частиною рельєфу Марса. Вони можуть бути одиночними, як ті, які досліджував марсохід Curiosity[60] або утворювати цілі хребти з пагорбів. Подекуди ці хребти утворюють на поверхні візерунки майже правильної геометричної форми[61]. Походження пагорбів теж різноманітне - деякі складаються з осадових порід, деякі були утворені в наслідок ерозії[60][61]. Породи, з яких складаються пагорби, теж дуже строкаті: марсохід Spirit осліджуючи регіон Columbia Hills[en], знайшов 6 типів порід[62].

Кратери

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські кратери

Більшість поверхні Марса всіяна численними метеоритними кратерами - від маленьких, діаметром кілька метрів[63] до величезних, діаметром до 2300 км[64] і потенційно - до 4500 км[65]. Через розріджену атмосферу будь-який астероїд, що має розмір від кількох десятків сантиметрів, може пролетіти крізь неї майже неушкодженим, врізатися в поверхню і утворити кратер[66]. Дослідники виділяють п'ять типів марсіанських кратерів, які в англомовній літературі отримали позначення Rampant, Pancake, LARLE, Pedestal та Expanded[67][68], вони відрізняються формою частини, розташованої за межами кратерного валу.

Деякі кратери в далекому минулому були принаймні частково заповнені водою, утворюючи озера. В 2017 році в кратері Гейла були знайдені сліди стародавнього озера, яке створювало потенційно придатні для існування мікроорганізмів умови[69][70][71].

Впродовж дослідження Марса за допомогою марсоходів, прилади цих апаратів фіксували ударні хвилі від зіткнення невеликих астероїдів з поверхнею планети. Наприклад, сейсмограф апарату InSight зафіксував чотири зіткнення, які були пізніше ототожнені з новими кратерами на поверхні Марса[72].

Долини

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські долини

На Марсі розташовано декілька десятків об'єктів, що отримали назву "долини" (лат. vallis, множ. valles). Вони мають довжину від кількох кілометрів (наприклад, Tinia Valles[en] - 17.8 км[73]) до найбільшої системи каньйонів в Сонячній системі - долин Марінера, що простяглися на понад 3000 кілометрів, мають ширину 600 км та глибину 8 км[74]. Припускається, що цей величезний каньйон є розломом в марсіанській корі[75]. Альтернативна гіпотеза полягає в утворенні долин в наслідок ерозії, викликаної лавовими потоками з гори Павича[76].

Печери

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські печери

В 2007 році НАСА повідомило про відкриття кількох чорних западин на поверхні Марса, які під час подальшого аналізу виявивилися входами в печери. Розміри цих отворів сягають від 100 до 250 метрів. Добові зміни температури всередині печер склали лише третину від добових змін зовні. На думку авторів дослідження, подібні печери можуть як захищати від несприятливих умов навколишнього середовища потенційне марсіанське життя, так і стати прихистком для потенційних колоністів[77].

Рівнини

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські рівнини

На Марсі знаходиться 10 великих рівнин розміром від 900 до 3600 кілометрів: Ацидалійська[78], Амазонська[79], Аркадія[80], Аргір[81], Золота[82], Елізій[83], Еріданія[en][84], Еллада[85], Ісіди[86] та Утопія[87]. Походження цих рівнин різне. Наприклад, рівнина Еллада є найбільшим на планеті ударним кратером, діаметром 2300 кілометрів, який утворився приблизно 3.8-4.1 мільярдів років тому в часи пізнього важкого бомбардування[64][88]. Різниця по висоті між кратерним валом та найглибшою точкою рівники складає 9 кілометрів[89]. Інша рівнина - Ацидалійська - має три гіпотези формування за результатами різних досліджень. Вона або утворилася в наслідок ерозії[90], або була дном стародавнього марсіанського океану[91], або утворилася внаслідок руху величезних льодовиків[92].

Плато

[ред. | ред. код]
Докладніше: Марсіанські плато

Станом на 2015 рік на марсіанській поверхні виділяли 31 плато, які мають підтверджені назви і координати, два з цих плато спочатку мали інші назви і були перейменовані Міжнародним астрономічним союзом[93]. Походження різних плато також відрізняється. Припускається, що плато Дедалія розташована в центрі величезного ударного кратера діаметром 4500 кілометрів, який так само утворився під час епохи пізнього важкого бомбардування[65]. Плато Гесперія має вулканічну природу і утворено з потоків застиглої лави[94], так саме як і величезне плато Тарсис[95][96].

Магнітне поле і магнітосфера

[ред. | ред. код]
Докладніше: Магнітне поле Марса

Сучасний Марс не має магнітного поля, аналогічного земному[97]. Однак, в далекому минулому, близько 4.5 мільядрів років тому, Марс завдяки ефекту магнітного динамо міг мати магнітне поле, індукцією близько 50 мкТ[97][98]. Вимірювання залишкової намагніченості інших марсіанських метеоритів, віком 1.3-1.4 мільядри років, показали суттєве зменшення індукції до приблизно 5 мкТ[99][100].

Сучасне магнітне поле Марса є не планетарним, а локальним і утворюється внаслідок залишкової намагніченості марсіанських порід. Розподіл намагніченості досліджувався апаратами Mars Global Surveyor та MAVEN[101][102]. Вимірювання з марсіанської орбіти вказують на значення до 22 нТ[103]. Апарат InSight провів вимірювання в зоні посадки на рівнині Елізій, отримавши значення до 2 мкТ[104]. В розподілі намагніченості порід спостерігається дихотомія, схожа на нерівномірний розподіл висот - середнє значення намагніченості в південній півкулі значно вище за намагніченість в північній[105].

Атмосфера та клімат

[ред. | ред. код]
Докладніше: Атмосфера Марса та Клімат Марса

Через більшу відстань до Сонця, Марс отримує значно меншу кількість енергії від зорі та як наслідок, має значно нижчу ефективну температуру поверхні - до -63°C[106]. Середня температура поверхні планети вища на декілька градусів і складає -58°C[106][107]. Така різниця виникає завдяки хімічному складу атмосфери. Марсіанська атмосфера на понад 95% складається з вуглекислого газу, 2.7% - з нітрогену, 1.6% аргону та лише 0.13% кисню[108]. Вуглекислий газ викликає парниковий ефект, втримуючи частину теплового випромінювання планети[109], однак цей ефект приблизно в 6 разів значно менший за земний, оскільки атмосферний тиск значно нижчий[110][111]. Атмосферний тиск на поверхні планети складає 6.35 мілібар або 0.63% від тиску земної атмосфери[108].

Клімат у Кратері Гейла (2012–2015)
Показник Січ Лют Бер Кві Тра Чер Лип Сер Вер Жов Лис Гру Рік
Абсолютний максимум, °C 6 6 1 0 7 14 20 19 7 7 8 8
Середній максимум, °C −7 −20 −23 −20 −4 0,0 2 1 1 4 −1 −3 −5,7
Середній мінімум, °C −82 −86 −88 −87 −85 −78 −76 −69 −68 −73 −73 −77 −78,5
Абсолютний мінімум, °C −95 −127 −114 −97 −98 −125 −84 −80 −78 −78 −83 −110
Джерело: Centro de Astrobiología,[112] Mars Weather,[113] NASA Quest,[114] SpaceDaily[115]

Не зважаючи на таку розрідженість, в атмосфері Марса постійно відбуваються зміни погоди, деякі з них навіть помітні при спостереженні з Землі. Біля поверхні іноді з'являються "пилові дияволи" (англ. dust devil), подібні до земних пилових вихорів[116]. Вони спостерігаються орбітальними апаратами[116], а деякі з них потрапили на відео, зняті марсоходами[117]. Пилові бурі є значно масштабнішими і раз на 5.5 земних років охоплюють всю планету[116]. Механізм утворення настільки масштабних пилових бур досі не є добре дослідженим[118][119]. Окрім вищезгаданих пилових бур і дияволів, в атмосфері Марса спостерігаються хмари з водяної пари, які формуються кожного марсіанського року[120][121].

Велика кількість пилу в атмосфері заважала роботі більшості марсоходів, оскільки їх живлення відбувалося за рахунок сонячних батарей. Коли ті поступово вкривалися пилом, надходження електроенергії суттєво знижувалося, унеможливлюючи використання деяких наукових інструментів[122]. Декілька разів пилові бурі завдяки великій швидкості вітру частково очищали сонячні панелі роверів від накопиченого раніше пилу, тим самим забезпечуючи можливість продовжити місію[123]. Серед дослідників Марса цей метод очистки навіть отримав окрему назву - cleaning event[124]. Однак, не завжди сонячні панелі очищалися після бурі. Наприклад, марсохід Opportunity повністю припинив свою роботу після пилової бурі 2018 року[125]. Для уникнення подібних проблем, марсоходи Perseverance та Curiosity були оснащені багатоцільовими радіоізотопними термоелектричними генераторами, який має забезпечують безперебійне живлення незалежно від марсіанських погодніх умов[126][127].

Супутники Марса

[ред. | ред. код]
Докладніше: Фобос (супутник) та Деймос (супутник)

Супутники Марса: Фобос і Деймос

Марс має два природні супутники - Фобос і Деймос, які є одними з найменших супутників у Сонячній системі. Обидва мають нерегулярну форму, малу масу та низьке альбедо, що робить їх подібними до астероїдів. Хоча ці супутники є об'єктами активних досліджень, їх походження залишається предметом наукових дискусій.

Розміри Фобоса складають близько 27 кілометрів, Деймоса - 15 км[128]. Обидва супутники були відкриті американським астрономом Асафом Голлом в 1877 році[128][129]. Вони були названі на честь двох синів бога війни з грецької міфології. Самі назви були запропоновані Генрі Джоржем Маданом, після чого його пропозицію підтримав Голл і опублікував запропоновані назви супутників у своїй статті 1878 року[130].

Фобос — більший із двух супутників. Він обертається дуже близько до поверхні Марса — на відстані лише 6 000 км, здійснюючи три оберти навколо планети за одну марсіанську добу. Через близькість до планети Фобос поступово наближається до Марса на 1,8 метра кожні 100 років.[131] Фобос має надзвичайно тонку атмосферу і значні перепади температур. На освітленому Сонцем боці температура може досягати -4°C, тоді як на затіненому боці вона падає до -112°C[132]

Найбільший кратер на Фобосі — Стікні — має діаметр 9 км, що складає значну частину поверхні супутника. Цей кратер, як і інші менші кратери на поверхні Фобоса, є результатом частих зіткнень із метеоритами, що спричиняють появу поверхневих тріщин.

Деймос є меншим супутником Марса. Один з найменших супутників у Сонячній Системі. Він знаходиться далі від планети, на відстані близько 20 000 км, і здійснює один оберт навколо Марса за 30 годин. Поверхня Деймоса більш гладка, ніж у Фобоса, через накопичення пилу, що заповнює кратери.[133] Його кратери значно менші і менш помітні, ніж на Фобосі. Найбільший кратер на Деймосі має діаметр близько 2,3 км. Супутник обертається на досить великій відстані і з меншою швидкістю, що робить його орбіту більш тривалою та стабільною. Він обертається синхронно з Марсом, тобто завжди показує одну й ту саму сторону до планети.[134]

Існує декілька гіпотез щодо походження супутників Марса[135].

Захоплені астероїди

Ця гіпотеза припускає, що Фобос і Деймос є астероїдами, захопленими гравітацією Марса з навколоземної або навколосонячної орбіти. Вважається, що ці астероїди могли походити з поясу астероїдів між Марсом і Юпітером або з зовнішньої частини Сонячної системи.Згідно однієї з них, Фобос і Деймос раніше були великим астероїдами головного поясу, які були захопалені гравітацією Марса. На користь цієї теорії свідчать низьке альбедо та хімічний склад, однак, орієнтація орбіт супутників поблизу екваторіальної площини Марса є рідкісною для гравітаційно захоплених супутників.[136]

Утворення внаслідок удару

Інша гіпотеза передбачає, що Фобос і Деймос утворилися після зіткнення великого космічного тіла з Марсом на ранніх етапах існування планети. Це зіткнення могло вивільнити матеріал з поверхні Марса, який з часом об'єднався, утворивши супутники. Така теорія схожа на гіпотезу походження Місяця після зіткнення Землі з великим протопланетним об'єктом[137]

Формування через акреційний диск

Ще одна менш популярна гіпотеза полягає в тому, що Фобос і Деймос утворилися з залишків матеріалу після формування самого Марса. Після утворення планети навколо неї могла залишитися речовина, яка з часом конденсувалася в супутники. Ця гіпотеза менше підтримується науковими даними, оскільки передбачає, що супутники мали б такий самий склад як і Марс[138].[139][140][141][142][143][144]

Дослідження Марса

[ред. | ред. код]

Античні та середньовічні спостереження

[ред. | ред. код]

XVII-XIX століття

[ред. | ред. код]

XX століття

[ред. | ред. код]

XIX століття

[ред. | ред. код]

Майбутні місії

[ред. | ред. код]

Пошуки життя

[ред. | ред. код]

Придатність для життя

[ред. | ред. код]
Докладніше: Життя на Марсі

Пошуки рідкої води

[ред. | ред. код]
Докладніше: Вода на Марсі

Лід та вічна мерзлота

[ред. | ред. код]

Марс в культурі

[ред. | ред. код]

Фільми

[ред. | ред. код]

Марс став постійно з'являтися у фільмах починаючи з 20-го століття у науково-фантастичних сюжетах. Перші фільми, зокрема “Подорож на Марс” (1910) показали Марс як місце пригод і зіткнення з інопланетним життям.[145] “Війна світів” (1953) розвинула тему вторгнення марсіан на Землю. "Згадати все" (1990) - класичний фільм з Арнольдом Шварценеггером, заснований на оповіданні Філіпа Діка, це один з культових фільмів, де Марс є не лише місцем дії, а й символом втечі від реальності. "Червона планета" (2000) - привертає увагу до проблем адаптації людини до інопланетних умов. У сучасних фільмах, як “Марсіанин” (2015) Рідлі Скотта, використовується реалістична наука і технології, які роблять Марс досяжним.[146] Дослідник Томас Кент Міллер у своїй книзі “Mars in the Movies” підкреслює вплив фільмів про Марс на культурний дискурс і науково-фантастичний жанр загалом, показуючи, як із часом змінювалися уявлення про планету — від місця небезпеки до потенційного нового дому для людства. [147]

Література

[ред. | ред. код]

"Подорож на Марс" (1894) Густава Поупа, зображали Марс як інший світ, подібний до утопії. «Війна світів» (1898) Герберта Уеллса, де марсіани нападають на Британію, відображала ідею колоніалізму, демонструючи страх перед вторгненням розвиненої цивілізації.[148] У XX столітті інтерес до Марса зріс завдяки науковим відкриттям. Рей Бредбері, у своїх "Марсіанських хроніках" (1950) створює історію колонізації Марса людьми. [149] Артур Кларк опублікував "Піски Марса", де розглянув наукові експедиції та можливість створення поселень на планеті.[150] Роман "Марсіанин" (2011) Енді Вейра популяризував ідею колонізації Марса. Кім Стенлі Робінсон створив трилогію про Марс, до якої входять романи "Червоний Марс" (1992), "Зелений Марс" (1993) і "Синій Марс" (1996). Робінсон зображує реалістичний сценарій перетворення Марса на придатну для життя планету. "Червоний світанок" (2014) Пірса Брауна - це роман у якому Марс постає як символ боротьби за рівність і свободу. Марс залишається символом нескінченного прагнення людини до відкриттів.

Музика

[ред. | ред. код]

Найвідоміший твір, натхненний Марсом - це "Марс, провісник війни"англійського композитора Густава Голста (1914). Голст використовує потужні ритми, що символізують агресію, завдяки чому цей твір став асоціюватися з космічною і військовою темами в музиці. Джон Вільямс запозичив її мотиви у створенні знаменитого "Маршу Імперії" для "Зоряних воєн" [151] Пісня "Життя на Марсі?" (1971) Девіда Боуї ставить питання про існування життя на Марсі. "Марсіанська симфонія" Бенджаміна Іббетта є сучасною оркестровою роботою, що використовує справжні записи звуків із Марса, шум марсіанського вітру та дані з марсохода Perseverance.[152]

Художники різних епох використовували Марс як символ війни, незвіданості, планета, що уособлює страх і загрозу, наразі він залишається символічним об’єктом у сучасному мистецтві, що відображає людські прагнення, пошук нових світів і жагу до досліджень.

Джерела

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Марс // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 268—271. — ISBN 966-613-263-X.
  2. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. NASA’s Perseverance Captures Dust-Filled Martian Whirlwind. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 17 квітня 2024.
  3. ↑ а б в Mars Fact Sheet. nssdc.gsfc.nasa.gov. Процитовано 19 квітня 2024.
  4. ↑ Mercury Fact Sheet. nssdc.gsfc.nasa.gov. Процитовано 19 квітня 2024.
  5. ↑ 20 Years Ago: First Image of Earth from Mars and Other Postcards of Home - NASA (амер.). 7 березня 2024. Процитовано 19 квітня 2024.
  6. ↑ Seasons in the Martian Year as the Red Planet Orbits the Sun - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 19 квітня 2024.
  7. ↑ riztys (10 червня 2010). Orbit & Rotation of Mars: Planet Mars’ Year, Day, Spin & Revolution. Planet Facts (амер.). Процитовано 28 жовтня 2024.
  8. ↑ Mars' Calendar. The Planetary Society (англ.). Процитовано 19 квітня 2024.
  9. ↑ Melosh, H. Jay (25 серпня 2011). Planetary Surface Processes (вид. 1). Cambridge University Press. doi:10.1017/cbo9780511977848. ISBN 978-0-521-51418-7.
  10. ↑ Tanaka, Kenneth L. (30 листопада 1986). The stratigraphy of Mars. Journal of Geophysical Research: Solid Earth (англ.). Т. 91, № B13. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. ISSN 0148-0227. Процитовано 25 липня 2024.
  11. ↑ Carr, Michael H.; Head, James W. (2010-06). Geologic history of Mars. Earth and Planetary Science Letters (англ.). Т. 294, № 3-4. с. 185—203. doi:10.1016/j.epsl.2009.06.042. Процитовано 25 липня 2024.
  12. ↑ Fuller, Elizabeth R.; Head, James W. (2002-10). Amazonis Planitia: The role of geologically recent volcanism and sedimentation in the formation of the smoothest plains on Mars. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 107, № E10. doi:10.1029/2002JE001842. ISSN 0148-0227. Процитовано 25 липня 2024.
  13. ↑ Salese, Francesco; Di Achille, Gaetano; Neesemann, Adrian; Ori, Gian Gabriele; Hauber, Ernst (2016-02). Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars: FLUVIAL SYSTEMS AT MOA VALLES, MARS. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 121, № 2. с. 194—232. doi:10.1002/2015JE004891. Процитовано 25 липня 2024.
  14. ↑ Bibring, Jean-Pierre; Langevin, Yves; Mustard, John F.; Poulet, François; Arvidson, Raymond; Gendrin, Aline; Gondet, Brigitte; Mangold, Nicolas; Pinet, P. (21 квітня 2006). Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science (англ.). Т. 312, № 5772. с. 400—404. doi:10.1126/science.1122659. ISSN 0036-8075. Процитовано 25 липня 2024.
  15. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. NASA’s InSight Records Monster Quake on Mars. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 22 липня 2024.
  16. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. A Year of Surprising Science From NASA's InSight Mars Mission. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 22 липня 2024.
  17. ↑ Schematic of Mars Interior - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 22 липня 2024.
  18. ↑ а б https://www.jpl.nasa.gov. NASA’s InSight Reveals the Deep Interior of Mars. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 22 липня 2024.
  19. ↑ Engdahl, E. R.; Flinn, E. A.; Masse, R. P. (1 грудня 1974). Differential PKiKP Travel Times and the Radius of the Inner Core. Geophysical Journal International (англ.). Т. 39, № 3. с. 457—463. doi:10.1111/j.1365-246X.1974.tb05467.x. ISSN 0956-540X. Процитовано 22 липня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  20. ↑ Engdahl, E. R.; Flinn, E. A.; Masse, R. P. (1 грудня 1974). Differential PKiKP Travel Times and the Radius of the Inner Core. Geophysical Journal International (англ.). Т. 39, № 3. с. 457—463. doi:10.1111/j.1365-246X.1974.tb05467.x. ISSN 0956-540X. Процитовано 22 липня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  21. ↑ Ringwood, A. E.; Clark, S. P. (1971-11). Internal Constitution of Mars. Nature (англ.). Т. 234, № 5324. с. 89—92. doi:10.1038/234089a0. ISSN 1476-4687. Процитовано 28 жовтня 2024.
  22. ↑ Mars Global Surveyor - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 28 жовтня 2024.
  23. ↑ Starr, Michelle (23 липня 2021). A Detailed Map of The Internal Structure of Mars Has Been Revealed For The First Time. ScienceAlert (амер.). Процитовано 28 жовтня 2024.
  24. ↑ Zurich, Franziska Schmid-ETH (2 серпня 2021). Crust, mantle, and core of Mars are quite different from Earth's. Futurity (амер.). Процитовано 28 жовтня 2024.
  25. ↑ а б Michalski, Joseph R.; Deanne Rogers, A.; Edwards, Christopher S.; Cowart, Aster; Xiao, Long (12 лютого 2024). Diverse volcanism and crustal recycling on early Mars. Nature Astronomy (англ.). Т. 8, № 4. с. 456—462. doi:10.1038/s41550-023-02191-7. ISSN 2397-3366. Процитовано 22 липня 2024.
  26. ↑ Michalski, Joseph R.; Deanne Rogers, A.; Edwards, Christopher S.; Cowart, Aster; Xiao, Long (2024-04). Diverse volcanism and crustal recycling on early Mars. Nature Astronomy (англ.). Т. 8, № 4. с. 456—462. doi:10.1038/s41550-023-02191-7. ISSN 2397-3366. Процитовано 28 жовтня 2024.
  27. ↑ Mars's crust more complex, evolved than previously thought. ScienceDaily (англ.). Процитовано 28 жовтня 2024.
  28. ↑ https://pubs.geoscienceworld.org/msa/ammin/article/100/11-12/2380/40331/Petrology-on-Mars
  29. ↑ Sharp, Robert P. (10 липня 1973). Mars: Fretted and chaotic terrains. Journal of Geophysical Research (англ.). Т. 78, № 20. с. 4073—4083. doi:10.1029/JB078i020p04073. Процитовано 23 липня 2024.
  30. ↑ Whitten, Dorothea S.; Whitten, Norman E., ред. (1993). Imagery & creativity: ethnoaesthetics and art worlds in the Americas. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1247-8.
  31. ↑ а б в Map of Mars with major regions labeled. The Planetary Society (англ.). Процитовано 23 липня 2024.
  32. ↑ McSween, Harry Y.; Taylor, G. Jeffrey; Wyatt, Michael B. (8 травня 2009). Elemental Composition of the Martian Crust. Science (англ.). Т. 324, № 5928. с. 736—739. doi:10.1126/science.1165871. ISSN 0036-8075. Процитовано 23 квітня 2024.
  33. ↑ Bandfield, Joshua L. (2002-06). Global mineral distributions on Mars. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 107, № E6. doi:10.1029/2001JE001510. ISSN 0148-0227. Процитовано 23 квітня 2024.
  34. ↑ Christensen, Philip R.; Bandfield, Joshua L.; Bell III, James F.; Gorelick, Noel; Hamilton, Victoria E.; Ivanov, Anton; Jakosky, Bruce M.; Kieffer, Hugh H.; Lane, Melissa D. (27 червня 2003). Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results. Science (англ.). Т. 300, № 5628. с. 2056—2061. doi:10.1126/science.1080885. ISSN 0036-8075. Процитовано 23 квітня 2024.
  35. ↑ а б Buban, H. C.; Skinner, J. A.; Skinner, L. A. (03/2018). Building a Martian Volcano Database: Criteria, Process, and Status (англ.). Т. <html class=no-js lt-ie9 lt-ie8 lt-ie7. 49th Annual Lunar and Planetary Science Conference. с. 2382. Bibcode:2018LPI....49.2382B.
  36. ↑ Crown, David A.; Mest, Scott C. (11/2014). Geology of the Tyrrhenus Mons Lava Flow Field, Mars (англ.). Т. 46. AAS/Division for Planetary Sciences Meeting Abstracts #46. с. 413.02. Bibcode:2014DPS....4641302C.
  37. ↑ Global Volcanism Program | How many active volcanoes are there?. Smithsonian Institution | Global Volcanism Program (англ.). Процитовано 22 липня 2024.
  38. ↑ How many active volcanoes are there on Earth? | U.S. Geological Survey. www.usgs.gov. Процитовано 22 липня 2024.
  39. ↑ NASA - Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet. web.archive.org. 17 січня 2009. Процитовано 22 липня 2024.
  40. ↑ NASA Confirms Thousands of Massive, Ancient Volcanic Eruptions on Mars - NASA (амер.). 15 вересня 2021. Процитовано 22 липня 2024.
  41. ↑ Michalski, Joseph R.; Bleacher, Jacob E. (2013-10). Supervolcanoes within an ancient volcanic province in Arabia Terra, Mars. Nature (англ.). Т. 502, № 7469. с. 47—52. doi:10.1038/nature12482. ISSN 0028-0836. Процитовано 22 липня 2024.
  42. ↑ Hauck, Steven A.; Phillips, Roger J. (2002-07). Thermal and crustal evolution of Mars. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 107, № E7. doi:10.1029/2001JE001801. ISSN 0148-0227. Процитовано 22 липня 2024.
  43. ↑ Baloga, S. M.; Mouginis‐Mark, P. J.; Glaze, L. S. (2003-07). Rheology of a long lava flow at Pavonis Mons, Mars. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 108, № E7. doi:10.1029/2002JE001981. ISSN 0148-0227. Процитовано 22 липня 2024.
  44. ↑ Hauber, E.; Brož, P.; Jagert, F.; Jodłowski, P.; Platz, T. (2011-05). Very recent and wide-spread basaltic volcanism on Mars: RECENT WIDE-SPREAD VOLCANISM ON MARS. Geophysical Research Letters (англ.). Т. 38, № 10. с. n/a–n/a. doi:10.1029/2011GL047310. Процитовано 22 липня 2024.
  45. ↑ Horvath, David G.; Moitra, Pranabendu; Hamilton, Christopher W.; Craddock, Robert A.; Andrews-Hanna, Jeffrey C. (2021-09). Evidence for geologically recent explosive volcanism in Elysium Planitia, Mars. Icarus (англ.). Т. 365. с. 114499. doi:10.1016/j.icarus.2021.114499. Процитовано 22 липня 2024.
  46. ↑ Mars in a Minute: How Did Mars Get Such Enormous Mountains? - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 22 липня 2024.
  47. ↑ Higuchi, S.; Kurita, K. (04/2014). Morphometric similarities between Elysium Mons and Mauna Kea (PDF) (англ.). Т. 9. European Planetary Science Congress. с. EPSC2014-560. Bibcode:2014EPSC....9..560H.
  48. ↑ Whitehead, A.B. (1974-06). The elevation of Olympus Mons from limb photography. Icarus (англ.). Т. 22, № 2. с. 189—196. doi:10.1016/0019-1035(74)90117-1. Процитовано 22 липня 2024.
  49. ↑ Plescia, J. B. (2004-03). Morphometric properties of Martian volcanoes. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 109, № E3. doi:10.1029/2002JE002031. ISSN 0148-0227. Процитовано 22 липня 2024.
  50. ↑ A small planet with dramatic landscapes. www.esa.int (англ.). Процитовано 22 липня 2024.
  51. ↑ Frankel, Charles (2005). Worlds on fire: volcanoes on the Earth, the moon, Mars, Venus, and Io. Cambridge, UK ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80393-9.
  52. ↑ Edwards, C. S.; Christensen, P. R.; Hill, J. (20 жовтня 2011). Mosaicking of global planetary image datasets: 2. Modeling of wind streak thicknesses observed in Thermal Emission Imaging System (THEMIS) daytime and nighttime infrared data. Journal of Geophysical Research (англ.). Т. 116, № E10. doi:10.1029/2011JE003857. ISSN 0148-0227. Процитовано 22 липня 2024.
  53. ↑ NASA's Curiosity Rover Explores a Mountain on Mars - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  54. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. NASA's Mars Curiosity Rover Arrives at Martian Mountain. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  55. ↑ Gale Crater's History Book | Mars Odyssey Mission THEMIS. themis.mars.asu.edu. Процитовано 23 липня 2024.
  56. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. NASA's Curiosity Rover Team Confirms Ancient Lakes on Mars. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  57. ↑ Leonard, Gregory J.; Tanaka, Kenneth L. (2001). GEOLOGIC MAP OF THE HELLAS REGION OF MARS (PDF) (англ.) . U.S. Geological Survey.
  58. ↑ Mars surface characteristics have consequences for the Martian atmosphere. BIRA-IASB (англ.). Процитовано 23 липня 2024.
  59. ↑ Expresní astronomické informace. web.archive.org. 28 січня 2007. Процитовано 23 липня 2024.
  60. ↑ а б NASA’s Curiosity Captures Stunning Views of a Changing Mars Landscape - NASA (амер.). 22 червня 2022. Процитовано 23 липня 2024.
  61. ↑ а б https://www.jpl.nasa.gov. Similar-Looking Ridges on Mars Have Diverse Origins. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  62. ↑ Squyres, Steven W.; Arvidson, Raymond E.; Blaney, Diana L.; Clark, Benton C.; Crumpler, Larry; Farrand, William H.; Gorevan, Stephen; Herkenhoff, Kenneth E.; Hurowitz, Joel (2006-02). Rocks of the Columbia Hills. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 111, № E2. doi:10.1029/2005JE002562. ISSN 0148-0227. Процитовано 23 липня 2024.
  63. ↑ Collins, G. S.; Newland, E. L.; Schwarz, D.; Coleman, M.; McMullan, S.; Daubar, I. J.; Miljković, Katarina; Neidhart, Tanja; Sansom, Eleanor (2022-07). Meteoroid Fragmentation in the Martian Atmosphere and the Formation of Crater Clusters. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 127, № 7. doi:10.1029/2021JE007149. ISSN 2169-9097. Процитовано 24 липня 2024.
  64. ↑ а б Schultz, Richard A.; Frey, Herbert V. (30 серпня 1990). A new survey of multiring impact basins on Mars. Journal of Geophysical Research: Solid Earth (англ.). Т. 95, № B9. с. 14175—14189. doi:10.1029/JB095iB09p14175. ISSN 0148-0227. Процитовано 24 липня 2024.
  65. ↑ а б Craddock, Robert A.; Greeley, Ronald; Christensen, Philip R. (10 липня 1990). Evidence for an ancient impact basin in Daedalia Planum, Mars. Journal of Geophysical Research: Solid Earth (англ.). Т. 95, № B7. с. 10729—10741. doi:10.1029/JB095iB07p10729. ISSN 0148-0227. Процитовано 24 липня 2024.
  66. ↑ Strickland, Ashley (29 червня 2024). Mars gets hit by hundreds of basketball-size space rocks every year. CNN (англ.). Процитовано 24 липня 2024.
  67. ↑ Kieffer, Hugh H., ред. (1992). Mars. Space science series. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  68. ↑ Weiss, David K.; Head, James W. (2014-05). Ejecta mobility of layered ejecta craters on Mars: Assessing the influence of snow and ice deposits. Icarus (англ.). Т. 233. с. 131—146. doi:10.1016/j.icarus.2014.01.038. Процитовано 24 липня 2024.
  69. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. High-Silica 'Halos' Shed Light on Wet Ancient Mars. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  70. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. Curiosity Peels Back Layers on Ancient Martian Lake. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  71. ↑ Hurowitz, J. A.; Grotzinger, J. P.; Fischer, W. W.; McLennan, S. M.; Milliken, R. E.; Stein, N.; Vasavada, A. R.; Blake, D. F.; Dehouck, E. (2 червня 2017). Redox stratification of an ancient lake in Gale crater, Mars. Science (англ.). Т. 356, № 6341. doi:10.1126/science.aah6849. ISSN 0036-8075. Процитовано 23 липня 2024.
  72. ↑ Garcia, Raphael F.; Daubar, Ingrid J.; Beucler, Éric; Posiolova, Liliya V.; Collins, Gareth S.; Lognonné, Philippe; Rolland, Lucie; Xu, Zongbo; Wójcicka, Natalia (2022-10). Newly formed craters on Mars located using seismic and acoustic wave data from InSight. Nature Geoscience (англ.). Т. 15, № 10. с. 774—780. doi:10.1038/s41561-022-01014-0. ISSN 1752-0894. Процитовано 24 липня 2024.
  73. ↑ Tinia Valles. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  74. ↑ Valles Marineris: The Grand Canyon of Mars - NASA (амер.). Процитовано 24 липня 2024.
  75. ↑ Yin, A. (1 серпня 2012). Structural analysis of the Valles Marineris fault zone: Possible evidence for large-scale strike-slip faulting on Mars. Lithosphere (англ.). Т. 4, № 4. с. 286—330. doi:10.1130/L192.1. ISSN 1941-8264. Процитовано 24 липня 2024.
  76. ↑ Leone, Giovanni (2014-05). A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars. Journal of Volcanology and Geothermal Research (англ.). Т. 277. с. 1—8. doi:10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011. Процитовано 24 липня 2024.
  77. ↑ NASA Orbiter Finds Possible Cave Skylights on Mars - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 23 липня 2024.
  78. ↑ Planetary Names: Planitia, planitiae: Acidalia Planitia on Mars. archive.ph. 1 червня 2016. Процитовано 24 липня 2024.
  79. ↑ Fuller, E.R.; Head, J.W. (2002). GEOLOGIC HISTORY OF THE SMOOTHEST PLAINS ON MARS (AMAZONIS PLANITIA) AND ASTROBIOLOGICAL IMPLICATIONS (PDF) (англ.) . Lunar and Planetary Science XXXIII.
  80. ↑ Arcadia Planitia. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  81. ↑ Argyre Planitia. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  82. ↑ Chryse Planitia. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  83. ↑ Elysium Planitia. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  84. ↑ Eridania Planitia. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  85. ↑ Hellas Planitia. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 24 липня 2024.
  86. ↑ Tornabene, Livio L.; Moersch, Jeffrey E.; McSween, Harry Y.; Hamilton, Victoria E.; Piatek, Jennifer L.; Christensen, Phillip R. (2008-10). Surface and crater‐exposed lithologic units of the Isidis Basin as mapped by coanalysis of THEMIS and TES derived data products. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 113, № E10. doi:10.1029/2007JE002988. ISSN 0148-0227. Процитовано 24 липня 2024.
  87. ↑ McGill, George E. (10 березня 1989). Buried topography of Utopia, Mars: Persistence of a giant impact depression. Journal of Geophysical Research: Solid Earth (англ.). Т. 94, № B3. с. 2753—2759. doi:10.1029/JB094iB03p02753. ISSN 0148-0227. Процитовано 24 липня 2024.
  88. ↑ Acuña, M. H.; Connerney, J. E. P.; F., N.; Ness; Lin, R. P.; Mitchell, D.; Carlson, C. W.; McFadden, J.; Anderson, K. A. (30 квітня 1999). Global Distribution of Crustal Magnetization Discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment. Science (англ.). Т. 284, № 5415. с. 790—793. doi:10.1126/science.284.5415.790. ISSN 0036-8075. Процитовано 24 липня 2024.
  89. ↑ Palumbo, Ashley M.; Head, James W. (2018-04). Impact cratering as a cause of climate change, surface alteration, and resurfacing during the early history of Mars. Meteoritics & Planetary Science (англ.). Т. 53, № 4. с. 687—725. doi:10.1111/maps.13001. ISSN 1086-9379. Процитовано 24 липня 2024.
  90. ↑ Pan, L.; Ehlmann, B. L. (28 березня 2014). Phyllosilicate and hydrated silica detections in the knobby terrains of Acidalia Planitia, northern plains, Mars. Geophysical Research Letters (англ.). Т. 41, № 6. с. 1890—1898. doi:10.1002/2014GL059423. ISSN 0094-8276. Процитовано 24 липня 2024.
  91. ↑ Ivanov, M.A.; Hiesinger, H.; Erkeling, G.; Reiss, D. (2015-03). Evidence for large reservoirs of water/mud in Utopia and Acidalia Planitiae on Mars. Icarus (англ.). Т. 248. с. 383—391. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.013. Процитовано 24 липня 2024.
  92. ↑ Conway, Susan J.; Mangold, Nicolas (2013-07). Evidence for Amazonian mid-latitude glaciation on Mars from impact crater asymmetry. Icarus (англ.). Т. 225, № 1. с. 413—423. doi:10.1016/j.icarus.2013.04.013. Процитовано 24 липня 2024.
  93. ↑ Planetary Names: Search Results. web.archive.org. 27 лютого 2015. Процитовано 24 липня 2024.
  94. ↑ Geologic map of Mars (англ.). 1978. doi:10.3133/i1083. Процитовано 24 липня 2024.
  95. ↑ Phillips, Roger J.; Zuber, Maria T.; Solomon, Sean C.; Golombek, Matthew P.; Jakosky, Bruce M.; Banerdt, W. Bruce; Smith, David E.; Williams, Rebecca M. E.; Hynek, Brian M. (30 березня 2001). Ancient Geodynamics and Global-Scale Hydrology on Mars. Science (англ.). Т. 291, № 5513. с. 2587—2591. doi:10.1126/science.1058701. ISSN 0036-8075. Процитовано 24 липня 2024.
  96. ↑ Carr, Michael H.; Head, James W. (2010-06). Geologic history of Mars. Earth and Planetary Science Letters (англ.). Т. 294, № 3-4. с. 185—203. doi:10.1016/j.epsl.2009.06.042. Процитовано 24 липня 2024.
  97. ↑ а б Milbury, C.; Schubert, G.; Raymond, C. A.; Smrekar, S. E.; Langlais, B. (2012-10). The history of Mars' dynamo as revealed by modeling magnetic anomalies near Tyrrhenus Mons and Syrtis Major. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 117, № E10. doi:10.1029/2012JE004099. ISSN 0148-0227. Процитовано 24 липня 2024.
  98. ↑ Weiss, Benjamin P.; Vali, Hojatollah; Baudenbacher, Franz J.; Kirschvink, Joseph L.; Stewart, Sarah T.; Shuster, David L. (2002-08). Records of an ancient Martian magnetic field in ALH84001. Earth and Planetary Science Letters (англ.). Т. 201, № 3-4. с. 449—463. doi:10.1016/S0012-821X(02)00728-8. Процитовано 24 липня 2024.
  99. ↑ Shaw, John; Hill, Mimi J; Openshaw, Steven J (2001-08). Investigating the ancient Martian magnetic field using microwaves. Earth and Planetary Science Letters (англ.). Т. 190, № 3-4. с. 103—109. doi:10.1016/S0012-821X(01)00381-8. Процитовано 24 липня 2024.
  100. ↑ Volk, Michael W. R.; Fu, Roger R.; Mittelholz, Anna; Day, James M. D. (2021-05). Paleointensity and Rock Magnetism of Martian Nakhlite Meteorite Miller Range 03346: Evidence for Intense Small‐Scale Crustal Magnetization on Mars. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 126, № 5. doi:10.1029/2021JE006856. ISSN 2169-9097. Процитовано 24 липня 2024.
  101. ↑ Johnson, Catherine L.; Mittelholz, Anna; Langlais, Benoit; Russell, Christopher T.; Ansan, Véronique; Banfield, Don; Chi, Peter J.; Fillingim, Matthew O.; Forget, Francois (2020-03). Crustal and time-varying magnetic fields at the InSight landing site on Mars. Nature Geoscience (англ.). Т. 13, № 3. с. 199—204. doi:10.1038/s41561-020-0537-x. ISSN 1752-0894. Процитовано 24 липня 2024.
  102. ↑ Langlais, Benoit; Thébault, Erwan; Houliez, Aymeric; Purucker, Michael E.; Lillis, Robert J. (2019-06). A New Model of the Crustal Magnetic Field of Mars Using MGS and MAVEN. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 124, № 6. с. 1542—1569. doi:10.1029/2018JE005854. ISSN 2169-9097. PMC 8793354. PMID 35096494. Процитовано 24 липня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки з PMC з іншим форматом (посилання)
  103. ↑ Acuña, M. H.; Connerney, J. E. P.; F., N.; Ness; Lin, R. P.; Mitchell, D.; Carlson, C. W.; McFadden, J.; Anderson, K. A. (30 квітня 1999). Global Distribution of Crustal Magnetization Discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment. Science (англ.). Т. 284, № 5415. с. 790—793. doi:10.1126/science.284.5415.790. ISSN 0036-8075. Процитовано 24 липня 2024.
  104. ↑ Johnson, Catherine L.; Mittelholz, Anna; Langlais, Benoit; Russell, Christopher T.; Ansan, Véronique; Banfield, Don; Chi, Peter J.; Fillingim, Matthew O.; Forget, Francois (2020-03). Crustal and time-varying magnetic fields at the InSight landing site on Mars. Nature Geoscience (англ.). Т. 13, № 3. с. 199—204. doi:10.1038/s41561-020-0537-x. ISSN 1752-0894. Процитовано 24 липня 2024.
  105. ↑ Tikoo, Sonia M.; Evans, Alexander J. (31 травня 2022). Dynamos in the Inner Solar System. Annual Review of Earth and Planetary Sciences (англ.). Т. 50, № 1. с. 99—122. doi:10.1146/annurev-earth-032320-102418. ISSN 0084-6597. Процитовано 24 липня 2024.
  106. ↑ а б Haberle, R.M. (2015). SOLAR SYSTEM/SUN, ATMOSPHERES, EVOLUTION OF ATMOSPHERES | Planetary Atmospheres. Encyclopedia of Atmospheric Sciences (англ.). Elsevier. с. 168—177. doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1. ISBN 978-0-12-382225-3.
  107. ↑ Catling, David C.; Kasting, James F. (2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Cambridge, UK: Cambridge university press. ISBN 978-0-521-84412-3.
  108. ↑ а б Facts about Mars. www.esa.int (англ.). Процитовано 25 липня 2024.
  109. ↑ Carbon dioxide now more than 50% higher than pre-industrial levels | National Oceanic and Atmospheric Administration. www.noaa.gov (англ.). 3 червня 2022. Процитовано 25 липня 2024.
  110. ↑ Haberle, R.M. (2015). SOLAR SYSTEM/SUN, ATMOSPHERES, EVOLUTION OF ATMOSPHERES | Planetary Atmospheres. Encyclopedia of Atmospheric Sciences (англ.). Elsevier. с. 168—177. doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1. ISBN 978-0-12-382225-3.
  111. ↑ Catling, David; Kasting, James F. (2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84412-3.
  112. ↑ Mars Weather. Centro de Astrobiología. 2015. Архів оригіналу за 25 жовтня 2015. Процитовано 31 травня 2015. {{cite web}}: Проігноровано невідомий параметр |df= (довідка)
  113. ↑ Mars Weather. Twitter.com. Centro de Astrobiología. Архів оригіналу за 10 квітня 2019. Процитовано 10 вересня 2015.
  114. ↑ Mars Facts. NASA Quest. NASA. Архів оригіналу за 16 березня 2015. Процитовано 31 травня 2015.
  115. ↑ Hoffman, Nick (19 жовтня 2000). White Mars: The story of the Red Planet Without Water. ScienceDaily. Архів оригіналу за 23 квітня 2018. Процитовано 31 травня 2015.
  116. ↑ а б в The Fact and Fiction of Martian Dust Storms - NASA (амер.). 18 вересня 2015. Процитовано 10 серпня 2024.
  117. ↑ Catalog Page for PIA24039. photojournal.jpl.nasa.gov. Процитовано 10 серпня 2024.
  118. ↑ Kok, Jasper F; Parteli, Eric J R; Michaels, Timothy I; Karam, Diana Bou (1 жовтня 2012). The physics of wind-blown sand and dust. Reports on Progress in Physics. Т. 75, № 10. с. 106901. doi:10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN 0034-4885. Процитовано 10 серпня 2024.
  119. ↑ Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (2018-03). The cascade from local to global dust storms on Mars: Temporal and spatial thresholds on thermal and dynamical feedback. Icarus (англ.). Т. 302. с. 514—536. doi:10.1016/j.icarus.2017.11.032. Процитовано 10 серпня 2024.
  120. ↑ Mars Express: Keeping an eye on a curious cloud | Red Planet Report. redplanet.asu.edu. Процитовано 11 серпня 2024.
  121. ↑ Mars Express keeps an eye on curious cloud. www.esa.int (англ.). Процитовано 11 серпня 2024.
  122. ↑ Nowakowski, Tomasz; Astrowatch.net; Astrowatch.net. Europe's ExoMars mission arrives in the middle of dust season. phys.org (англ.). Процитовано 10 серпня 2024.
  123. ↑ NASA - NASA Mars Rover Churns Up Questions With Sulfur-Rich Soil. web.archive.org. 27 липня 2010. Процитовано 11 серпня 2024.
  124. ↑ #author.fullName}. Mystery of Mars rover's 'carwash' rolls on. New Scientist (амер.). Процитовано 11 серпня 2024.
  125. ↑ https://www.jpl.nasa.gov. NASA to Hold Media Teleconference on Martian Dust Storm, Mars Opportunity Rover. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 11 серпня 2024.
  126. ↑ Mars 2020: Perseverance Rover - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 10 серпня 2024.
  127. ↑ WebCite query result (PDF). webcitation.org. Процитовано 10 серпня 2024.
  128. ↑ а б Howell, Charles Q. ChoiContributions from Elizabeth; Wall, Mike; updated, Daisy Dobrijevic last (11 липня 2022). Mars: What We Know About the Red Planet. Space.com (англ.). Процитовано 12 вересня 2024.
  129. ↑ ESA Science & Technology - Martian moons: Phobos. sci.esa.int. Процитовано 13 вересня 2024.
  130. ↑ Hall, A. (1878-01). Names of the satellites of mars. Astronomische Nachrichten (англ.). Т. 92, № 3. с. 47—48. doi:10.1002/asna.18780920304. ISSN 0004-6337. Процитовано 13 вересня 2024.
  131. ↑ Phobos - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 21 жовтня 2024.
  132. ↑ NASA Solar System Exploration. NASA Solar System Exploration. Процитовано 21 жовтня 2024.
  133. ↑ Deimos - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 21 жовтня 2024.
  134. ↑ Massey, Nina (24 квітня 2023). Flyby of Mars’ moon Deimos provides most detailed images ever captured. The Standard (англ.). Процитовано 21 жовтня 2024.
  135. ↑ Burns, Joseph A. (1 січня 1992). Contradictory clues as to the origin of the Martian moons. In: Mars (A93-27852 09-91) (англ.). Процитовано 13 вересня 2024.
  136. ↑ A giant impact: Solving the mystery of how Mars' moons formed. ScienceDaily (англ.). Процитовано 21 жовтня 2024.
  137. ↑ Pioneering images of both martian moons. www.esa.int (англ.). Процитовано 21 жовтня 2024.
  138. ↑ Kohler, Susanna (23 вересня 2016). Explaining the Birth of the Martian Moons. AAS Nova (амер.). Процитовано 13 вересня 2024.
  139. ↑ Kuramoto, Kiyoshi; Kawakatsu, Yasuhiro; Fujimoto, Masaki; Araya, Akito; Barucci, Maria Antonietta; Genda, Hidenori; Hirata, Naru; Ikeda, Hitoshi; Imamura, Takeshi (20 січня 2022). Martian moons exploration MMX: sample return mission to Phobos elucidating formation processes of habitable planets. Earth, Planets and Space. Т. 74, № 1. с. 12. doi:10.1186/s40623-021-01545-7. ISSN 1880-5981. Процитовано 18 жовтня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  140. ↑ Andert, T. P.; Rosenblatt, P.; Pätzold, M.; Häusler, B.; Dehant, V.; Tyler, G. L.; Marty, J. C. (2010-05). Precise mass determination and the nature of Phobos. Geophysical Research Letters (англ.). Т. 37, № 9. doi:10.1029/2009GL041829. ISSN 0094-8276. Процитовано 18 жовтня 2024.
  141. ↑ ESA Science & Technology - Martian moons: Phobos. sci.esa.int. Процитовано 18 жовтня 2024.
  142. ↑ published, Nola Taylor Tillman (8 грудня 2017). Mars' Moons: Facts About Phobos & Deimos. Space.com (англ.). Процитовано 18 жовтня 2024.
  143. ↑ Ernst, Carolyn M.; Daly, R. Terik; Gaskell, Robert W.; Barnouin, Olivier S.; Nair, Hari; Hyatt, Benjamin A.; Al Asad, Manar M.; Hoch, Kielan K. W. (25 червня 2023). High-resolution shape models of Phobos and Deimos from stereophotoclinometry. Earth, Planets and Space. Т. 75, № 1. с. 103. doi:10.1186/s40623-023-01814-7. ISSN 1880-5981. PMC 10290967. PMID 37378051. Процитовано 18 жовтня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки з PMC з іншим форматом (посилання) Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  144. ↑ academic.oup.com https://academic.oup.com/mnras/article/516/1/465/6660653. Процитовано 18 жовтня 2024. {{cite web}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  145. ↑ updated, Elizabeth Howell last (22 листопада 2018). The Best Mars Movies to Celebrate the Red Planet!. Space.com (англ.). Процитовано 13 листопада 2024.
  146. ↑ Levine, Adam (15 вересня 2022). 20 Movies About Mars That You Should Watch Next. Looper (амер.). Процитовано 13 листопада 2024.
  147. ↑ Miller, James (11 серпня 2017). 10 Best Sc-Fi Movies about Mars (амер.). Процитовано 13 листопада 2024.
  148. ↑ Editor, OUPblog (7 грудня 2012). The discovery of Mars in literature. OUPblog (англ.). Процитовано 13 листопада 2024.
  149. ↑ Mars Symbolism - Meanings in Literature and Culture - Literary Devices (амер.). 15 травня 2023. Процитовано 13 листопада 2024.
  150. ↑ Tuttle, John (27 квітня 2018). The Literature of Mars: A Brief History. The Millions (амер.). Процитовано 13 листопада 2024.
  151. ↑ Dayal, Geeta. Music for Mars: 10 Songs to Celebrate Curiosity's Epic Landing. Wired (амер.). ISSN 1059-1028. Процитовано 14 листопада 2024.
  152. ↑ Metcalfe, Tom (20 червня 2024). Bringing Mars to Earth with Music. Nautilus (амер.). Процитовано 14 листопада 2024.

Подальше читання

[ред. | ред. код]

Зовнішні посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Користувач:Dmytro_Tvardovskyi/Чернетка/Марс&oldid=43892824