Mars

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
(Przekierowano z Mars (planeta))
Skocz do: nawigacja, szukaj
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy planety. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Mars Astronomiczny symbol Marsa

Kliknij obrazek, aby go powiększyć
Zdjęcie Marsa zrobione przez sondę Viking 1

Odkrycie
Odkrywca Nieznany
Data odkrycia Znany w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca 227 936 637 km
1,523 662 31 j.a.
Obwód orbity 1,429 Tm (mld km)
9,553 j.a.
Mimośród 0,0935
Peryhelium 206 644 545 km
1,381 333 46 j.a.
Aphelium 249 228 730 km
1,665 991 16 j.a.
Rok gwiazdowy 686,9601 dni
(1,8808 lat)
Synodyczny okres obiegu 779,96 dni
2,135 lat
Prędkość orbitalna min. 21,97 km/s
śred. 24,13 km/s
maks. 26,50 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki 1,850 61°
(5,65° względem równika słonecznego)
Długość węzła wstępującego 49,57854°
Argument perycentrum 286,46230°
Satelity naturalne 2
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa 6804,9 km
(0,533 Ziemi)
Średnica biegunowa 6754,8 km
(0,531 Ziemi)
Spłaszczenie 0,00736
Powierzchnia 1,448×108 km²
(0,284 Ziemi)
Objętość 1,638×1011 km³
(0,151 Ziemi)
Masa 6,4185×1023 kg
(0,105 Ziemi)
Gęstość 3,934 g/cm³
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku 3,69 m/s²
(0,376 g)
Prędkość ucieczki 5,027 km/s
Okres obrotu 1,025 957 d (24 h 37 min)
Prędkość obrotu 868,22 km/h (na równiku)
Nachylenie osi
planety
25,19°
Deklinacja 52,886 50°
Albedo 0,15
Temp. powierzchni*
– minimalna 133K (-140 °C)
– średnia 210K (-63 °C)
– maksymalna 293K (20 °C)
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne 0,7-0,9 kPa
Dwutlenek węgla 95,32%
Azot 2,7%
Argon 1,6%
Tlen 0,13%
Tlenek węgla 0,07%
Para wodna 0,03%
Tlenek azotu 0,01%
Neon 2,5 ppm
Krypton 300 ppb
Ksenon 80 ppb
Ozon 30 ppb
Metan 10,5 ppb

Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca. Występują tu także inne rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24,6229 godziny (24 h 37 min 22s). Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki obszar równinny Vastitas Borealis na półkuli północnej obejmuje 40% powierzchni planety i może być pozostałością ogromnego uderzenia[1][2]. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny.

Do czasu pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku spekulowano na temat obecności ciekłej wody na powierzchni planety. Podstawą spekulacji były obserwowane okresowe zmiany jasności obszarów powierzchni, w szczególności w pobliżu biegunów, które w obserwacjach teleskopowych wydawały się morzami i kontynentami. Długie ciemne linie na powierzchni, nazwane kanałami marsjańskimi, były interpretowane przez niektórych jako kanały nawadniające wybudowane przez istoty rozumne. Ich obserwacje wytłumaczono później jako złudzenie optyczne, ale ze wszystkich planet w Układzie Słonecznym poza Ziemią, występowanie na Marsie wody, a tym samym warunków do życia, jest najbardziej prawdopodobne[3]. Badania geologiczne zebrane przez bezzałogowe misje sugerują, że Mars posiadał kiedyś duże zasoby wody na powierzchni, a małe wypływy wód podobne do gejzerów mogły mieć miejsce w ciągu ostatniej dekady[4]. W roku 2005 dane radarowe wykazały obecność dużych ilości lodu zarówno na biegunach[5][6], jak i na średnich szerokościach geograficznych[7][8]. Lądownik Phoenix 31 lipca 2008 roku stwierdził bezpośrednio obecność wody w próbce regolitu, pobranej w okolicach biegunowych[9].

Mars ma dwa księżyce, Fobosa i Deimosa, które są małe i mają nieregularny kształt. Mogą one być przechwyconymi planetoidami, podobnymi do planetoidy trojańskiej (5261) Eureka, krążącej na orbicie planety, chociaż obecnie zyskuje na popularności hipoteza, że powstały one z materii wyrzuconej z Marsa. Wokół Marsa krążą trzy sztuczne satelity, 2001 Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Orbiter. Na powierzchni są aktywne łaziki Opportunity misji Mars Exploration Rover i Curiosity misji Mars Science Laboratory oraz kilka innych, nieaktywnych, lądowników z zarówno udanych, jak i nieudanych misji.

Mars może być łatwo dostrzeżony z Ziemi gołym okiem. W wielkiej opozycji względem Słońca, jego jasność osiąga -2,91[10]; jasnością przewyższają go wówczas tylko Jowisz, Wenus, Księżyc i Słońce.

Warunki fizyczne[edytuj | edytuj kod]

Ziemia i Mars w identycznej skali

Mars ma promień równy około połowy promienia Ziemi, około 15% objętości Ziemi, a przy tym 11% jej masy, co oznacza, że jego gęstość jest nieco mniejsza niż Ziemi. Jego powierzchnia jest tylko nieznacznie mniejsza niż całkowita powierzchnia lądów na Ziemi[10]. Chociaż Mars jest większy i bardziej masywny od Merkurego, to Merkury ma większą gęstość. W efekcie na powierzchni obu planet występuje niemal identyczne natężenie pola grawitacyjnego. Rozmiary Marsa są pośrednie pomiędzy rozmiarami Ziemi i Księżyca. Rdzawoczerwony kolor powierzchni Marsa jest spowodowany przez tlenek żelaza(III), bardziej znany jako hematyt, główny składnik rdzy[11].

Geologia[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Geologia Marsa.
Mars przypomina budową Ziemię: pod skorupą znajduje się gruby płaszcz, a w głębi planety jądro, złożone głównie z żelaza

Na podstawie obserwacji orbitalnych oraz badań meteorytów marsjańskich, wydaje się, że powierzchnia Marsa jest złożona głównie z bazaltu. Niektóre dowody sugerują, że część powierzchni jest bogatsza w krzemionkę niż bazalt i mogą ją tworzyć skały podobne do ziemskich andezytów, jednak można to także wytłumaczyć obecnością amorficznej krzemionki. Znaczna część powierzchni Marsa jest pokryta pyłem tlenku żelaza[12][13].

Na Marsie nie występuje globalne dipolowe pole magnetyczne podobne do ziemskiego[14]. Planeta posiada natomiast słabe pole magnetyczne o lokalnym charakterze. Obserwacje dokonane przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że w skorupie planety znajdują się na przemian położone pasma o przeciwnej biegunowości magnetycznej[15] o szerokości przeważnie około 160 km i długości około 1000 km. Podobne struktury (liniowe anomalie magnetyczne) można znaleźć na dnie ziemskich oceanów. Istnienie pasm sugeruje występowanie w przeszłości ruchów płyt tektonicznych oraz obecności dipolowego pola magnetycznego, generowanego ruchem płynnego jądra. Obecnie we wnętrzu planety nie funkcjonuje mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego[16].

Aktualne modele wnętrza planety zakładają istnienie jądra o promieniu 1480 km, składającego się głównie z żelaza i w około 14-17% z siarki, występującej głównie jako siarczek żelaza, jest ono częściowo płynne i ma dwukrotnie mniejszą gęstość niż materiał jądra Ziemi. Jądro otoczone jest krzemianowym płaszczem, którego aktywność przyczyniła się do powstania wielu obszarów tektonicznych i wulkanicznych na powierzchni, ale teraz wydaje się być nieaktywny. Zewnętrzna warstwa to skorupa planety, jej średnia grubość to około 50 km, a maksymalnie 125 km[17]. Skorupa ziemska ma średnio 40 km, a w stosunku do rozmiaru planety jest trzy razy cieńsza niż skorupa Marsa.

W okresie powstawania Układu Słonecznego w dysku protoplanetarnym otaczającym Słońce w wyniku procesu akrecji ziaren skalnych i pyłu powstały planety, w tym Mars. Wiele cech jego składu chemicznego wynika z jego położenia w Układzie Słonecznym. Pierwiastki o stosunkowo niskiej temperaturze wrzenia, takie jak chlor, fosfor i siarka są powszechniejsze na Marsie niż na Ziemi; zostały one prawdopodobnie usunięte z obszarów bliższych Słońcu przez wiatr słoneczny[18]. Prawdopodobnie w wyniku tego samego zjawiska pierwotna zawartość tlenu na Marsie była większa niż na Ziemi. Tlen reagował z żelazem, w wyniku czego powierzchnia planety zyskała swój kolor; Mars ma znacznie większą zawartość żelaza w skorupie i płaszczu niż Ziemia, w której większość żelaza skupiła się w jądrze.

Historia geologiczna[edytuj | edytuj kod]

Wulkaniczne płaskowyże (czerwony) i baseny uderzeniowe (niebieski) dominują na mapie topograficznej Marsa

Po utworzeniu się planet, w historii Układu Słonecznego miał miejsce epizod Wielkiego Bombardowania. Około 60% powierzchni Marsa tworzą wyżyny noszące liczne ślady uderzeń z tego okresu[19][20][21]. Znaczna część pozostałej powierzchni Marsa powstała prawdopodobnie przez ogromne wypływy lawy po uderzeniach. Największy taki nizinny obszar znajduje się na północnej półkuli Marsa, ma wymiary 10600 km na 8500 km i jest około cztery razy większy niż Basen Biegun Południowy – Aitken na Księżycu, największy z potwierdzonych basenów uderzeniowych[1][2]. Jedna z hipotez powstania tego obszaru sugeruje, że Mars został uderzony przez ciało wielkości Plutona około cztery miliardy lat temu. To wydarzenie, uważane za przyczynę dychotomii półkul Marsa, stworzyło basen uderzeniowy Borealis, wygładzony następnie przez wylewy lawy, który obejmuje 40% powierzchni planety[22][23].

Historię geologiczną Marsa można podzielić na kilka sposobów. Najczęściej wykorzystywany jest podział stratygraficzny na trzy podstawowe systemy, zbudowany w oparciu o rozkład kraterów na powierzchni i ich późniejsze modyfikacje (erozję). Wyznaczenie absolutnego wieku skał z różnych systemów jest bardzo niepewne, dlatego granice czasowe okresów geologicznych Marsa są trudne do określenia i zmieniają się[24][25] w miarę rozwoju wiedzy[26]: Okres noachijski Okres hesperyjski Okres amazoński

Miliony lat
  • Okres noachijski – najstarszy okres w historii Marsa, z którego zachowały się skały odsłonięte na powierzchni. Obejmuje czas pomiędzy 4,1 a 3,7 miliarda lat temu, kiedy trwało Wielkie Bombardowanie, a klimat planety mógł być ciepły i wilgotny. Powstały wówczas liczne doliny rzeczne, a północne równiny Marsa przez dziesiątki, a może nawet setki milionów lat[27] mógł pokrywać ocean[28][29].
  • Okres hesperyjski – średni okres w historii Marsa. Trwał od 3,7 do około 3 miliardów lat temu (lub dłużej). Charakteryzował się wciąż intensywnym wulkanizmem i występowaniem potężnych powodzi, które mogły ponownie napełnić basen północnego oceanu. W rejonach okołorównikowych istniały jeszcze niewielkie jeziora powstałe ze stopionego lodu[30].
  • Okres amazoński – najmłodszy okres w historii Marsa, który rozpoczął się ok. 3 miliardy lat temu i trwa do dziś. Generalnie jest zimny i suchy, charakteryzuje się powstawaniem lodowców i osadów lodowcowych. Obserwacje wskazują na istnienie wypływów wody z lodowców na średnich szerokościach geograficznych Marsa w ciągu ostatnich kilkuset milionów lat.

Niewielka aktywność geologiczna na Marsie miała miejsce także w niedawnej przeszłości geologicznej. Doliną Athabasca około 200 milionów lat temu płynęła lawa. W kanale Cerberus Fossae woda płynęła mniej niż 20 milionów lat temu, wskazano również niedawne intruzje wulkaniczne[31]. 19 lutego 2008 roku zdjęcia z sondy Mars Reconnaissance Orbiter ukazały zejście lawiny ze zbocza skalnego o wysokości 700 m.

Regolit[edytuj | edytuj kod]

Skalista powierzchnia Marsa, sfotografowana przez Mars Pathfinder

Dane przesłane przez lądownik Phoenix wskazują, że marsjański regolit ma odczyn lekko zasadowy i zawiera pierwiastki takie jak magnez, sód, potas i chlor. Te składniki znajdują się także w glebach na Ziemi i są niezbędnym składnikiem odżywczym dla roślin[32][33]. Doświadczenia przeprowadzone przez lądownik wykazały, że pH marsjańskiego gruntu jest równe 8,3 i może on zawierać śladowe ilości nadchloranów.

Ciemna smuga na zboczu wulkanu Tharsis Tholus, zdjęcie z aparatu HiRISE sondy MRO; kaldera wulkanu znajduje się po prawej stronie

Na całej powierzchni Marsa, na stromych zboczach kraterów, kanionów i dolin powszechnie występują wyróżniające się odcieniem smugi; często też pojawiają się nowe. Są one początkowo ciemne, jaśniejąc z biegiem czasu. Czasami takie smugi rozpoczynają się na małym obszarze, a następnie rozprzestrzeniają się na setki metrów. Zaobserwowano również smugi biegnące wzdłuż krawędzi skał oraz innych przeszkód naturalnych, leżących w poprzek ich pierwotnego biegu. Według najpopularniejszej hipotezy smugi te tworzą się, kiedy spodnie warstwy podłoża zostają odsłonięte po zejściu lawin jasnego pyłu, lub przejściu burz pyłowych[34]. Istnieje jednak kilkanaście możliwych wyjaśnień tego zjawiska, w tym tezy zakładające udział wody[35], czy nawet obecność organizmów żywych[36][37].

Hydrologia[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Ocean na Marsie.
Zdjęcie mikroskopijnej formacji skalnej, powstałej w obecności wody, wykonane przez łazik Opportunity

Ze względu na niskie ciśnienie atmosferyczne woda w stanie ciekłym nie może obecnie istnieć na powierzchni Marsa, z wyjątkiem najniżej położonych terenów w pobliżu równika, gdzie może pojawiać się na krótki czas[38][39]. Duże ilości lodu są uwięzione w kriosferze Marsa, czapy polarne wydają się być w dużej mierze złożone z zamarzniętej wody[40][41]. Dane radarowe z Mars Express i Mars Reconnaissance Orbiter wskazują na duże ilości lodu wodnego zarówno w okolicach biegunów (lipiec 2005)[5][42], jak i na średnich szerokościach geograficznych (listopad 2008)[7]. 31 lipca 2008 roku lądownik Phoenix pobrał próbki lodu bezpośrednio z marsjańskiego regolitu[9]. Objętość lodu w czapach polarnych jest znaczna; gdyby uległy stopieniu, wody wystarczyłoby do pokrycia obszaru równego powierzchni planety do głębokości 11 metrów[43] (w rzeczywistości pokryłaby ona tylko marsjańskie niziny). Wieczna zmarzlina rozciąga się od bieguna do około 60° szerokości planetograficznej[40].

Obecnie sądzi się, że w odległej przeszłości występowały na Marsie wielkie przepływy mas wody; największy miał miejsce w okresie, gdy tworzył się obszar Valles Marineris, stając się wielkim systemem kanałów odpływowych dla wód podpowierzchniowych. Mniejsza powódź mogła mieć miejsce około 5 mln lat temu, kiedy powstawały uskoki tworzące Cerberus Fossae, pozostawiając obszar będący prawdopodobnie powierzchnią zamarzniętego morza na równinie Elysium Planitia, którego środek znajduje się w obszarze Cerberus Palus[44]. Morfologię tego regionu można jednak wytłumaczyć wypływami lawy, tworzącymi podobnie spękaną powierzchnię[45], które pokryły teren wcześniej zalany lawą przez erupcję szczelinową w obszarze Athabasca Valles[46]. Nierówności powierzchni o skali decymetrów, bezwładność cieplna zbliżona do równin krateru Gusiewa i obecność stożków freatycznych potwierdzają hipotezę lawowego pochodzenia tego terenu[46]. Ponadto ułamek masowy wody w tym obszarze do głębokości kilkudziesięciu centymetrów to tylko około 4%[47], które można łatwo przypisać minerałom uwodnionym[48], co nie potwierdza obecności lodu w pobliżu powierzchni.

Kamera wysokiej rozdzielczości na orbiterze Mars Global Surveyor dostarczyła zdjęcia, znacznie wzbogacające wiedzę na temat historii wody na powierzchni Marsa. Pomimo istnienia wielu olbrzymich kanałów powodziowych i „drzewiastych” sieci dopływów, nie występują tu mniejsze struktury, które mogłyby wskazywać na pochodzenie wód powodziowych. Być może procesy wietrzenia zatarły je, co wskazywałoby, że kanały te są stare. Na ścianach kraterów i kanionów odnaleziono tysiące rys, podobnych do małych ziemskich wąwozów. Znajdują się one głównie na wyżynach półkuli południowej, na zboczach skierowanych w stronę równika; wszystkie znajdują się na południe od 30° szerokości areograficznej[49]. Nie zostały znalezione żadne wąwozy częściowo zdegradowane na skutek wietrzenia, nie ma też nakładających się na nie kraterów, co oznacza, że są to bardzo młode twory.

Dwie fotografie, wykonane w odstępie sześciu lat, ukazują wąwóz z prawdopodobnie nowo powstałymi osadami. Michael Meyer, główny naukowiec programu eksploracji Marsa w NASA twierdzi, że tylko przepływ materiału o dużej zawartości wody w stanie ciekłym może utworzyć taki układ gruzu skalnego, o takiej barwie. Czy jest to woda z opadów atmosferycznych, wypływów podziemnych, czy też z innego źródła, pozostaje kwestią otwartą[50]. Zostały zasugerowane także inne wyjaśnienia, w tym możliwość tworzenia osadów przez szron dwutlenku węgla lub przez ruch pyłu na powierzchni[51][52].

Dalszymi dowodami, że na powierzchni Marsa występowała ciekła woda, jest wykrycie specyficznych minerałów takich jak hematyt i getyt, które czasem powstają w obecności wody[53]. Część argumentów za istnieniem w przeszłości zbiorników wodnych i przepływów została zanegowana przez dokładną analizę zdjęć o wysokiej rozdzielczości (około 30 cm na piksel), wykonanych przez Mars Reconnaissance Orbiter. Na zdjęciach tych nie obserwuje się form, które powstają na brzegach zbiorników wodnych[54]. Jednakże w 2004 roku łazik Opportunity wykrył obecność minerału jarosytu w skale El Capitan, w odsłonięciu nazwanym Opportunity Ledge. Znaleziony minerał powstaje tylko w obecności kwaśnej wody[55].

Czapy polarne[edytuj | edytuj kod]

Północna czapa lodowa Marsa

Mars ma dwie stałe polarne czapy lodowe. Podobnie jak na Ziemi, w czasie polarnej zimy czapa lodowa pozostaje w ciągłej ciemności, co prowadzi do ochłodzenia powierzchni i atmosfery, oraz wytrącenia się w grubej warstwy CO2 w postaci suchego lodu[56]. Kiedy biegun zostaje ponownie wystawiony na działanie promieni słonecznych, zamrożony CO2 sublimuje, tworząc silne wiatry (do 400 km/h) wiejące z okolicy biegunów. To sezonowe zjawisko transportuje duże ilości pyłu i pary wodnej, co podobnie jak na Ziemi, tworzy szron i duże chmury typu cirrus. Chmury lodu wodnego były fotografowane przez łazik Opportunity w 2004 roku[57].

Czapy polarne na obu biegunach składają się głównie z lodu wodnego. Zestalony dwutlenek węgla gromadzi się na północnej czapie polarnej w postaci cienkiej warstwy, o grubości do około jednego metra jedynie w czasie nocy polarnej, podczas gdy południową czapę polarną pokrywa stale suchy lód o grubości około ośmiu metrów[58]. Północna czapa polarna ma średnicę około 1000 kilometrów podczas lata na tej półkuli[59] i zawiera około 1,6 miliona kilometrów sześciennych lodu, który, gdyby go rozprowadzić równomiernie na całej powierzchni, tworzyłby warstwę grubości 2 km[60]. Dla porównania, lądolód na Grenlandii ma 2,85 miliona kilometrów sześciennych. Południowa czapa polarna ma średnicę 350 km i 3 km grubości[61]. Całkowitą objętość lodu w południowej czapie polarnej wraz z sąsiednimi warstwami osadów również szacuje się na 1,6 milionów kilometrów sześciennych[62]. Na obu polarnych czapach widoczne są spiralne kaniony; uważa się, że formy te są rezultatem różnic w ogrzewaniu słonecznym, sublimacji lodu i kondensacji pary wodnej[63][64].

Sezonowe zamrażanie i rozmrażanie w południowej pokrywie lodowej tworzy pająkowate promieniowe kanały o głębokości 1 metra, wyryte w lodzie przez światło słoneczne. Następnie sublimacja CO2 i prawdopodobnie także wody przyczynia się do wzrostu ciśnienia w ich wnętrzu, co z kolei powoduje erupcje zimnych płynów, często zmieszanych z ciemnym bazaltowym piaskiem lub błotem, podobne do gejzerów[65][66][67][68]. Proces ten zachodzi szybko, w skali kilku dni, tygodni lub miesięcy, co jest szybkością dość nietypową w geologii – w szczególności na Marsie.

Geografia[edytuj | edytuj kod]

Olympus Mons, najwyższa góra w Układzie Słonecznym

Chociaż Johann Heinrich Mädler i Wilhelm Beer zapisali się w historii astronomii raczej jako twórcy map Księżyca, to byli też twórcami pierwszych map Marsa. Zaczęli od stwierdzenia, że większość cech powierzchni Marsa jest stała i określili dokładnie okres rotacji planety. W 1840 roku, po dziesięciu latach obserwacji, Mädler przedstawił pierwszą mapę Marsa. Zamiast nadawać nazwy różnym obiektom, astronomowie po prostu oznaczyli je literami; Sinus Meridiani został wówczas oznaczony literą „a”[69].

Obecne nazwy obiektów i obszarów na powierzchni Marsa pochodzą z wielu źródeł. Duże cechy albedo zachowują zwykle starsze nazwy, choć są one często aktualizowane dla oddania ich natury. Na przykład jasne miejsce nazwane „śniegami Olimpu” (Nix Olympica) okazało się być w rzeczywistości chmurą towarzyszącą olbrzymiej górze Olimp (Olympus Mons)[70]. Powierzchnia Marsa widziana z Ziemi dzieli się na dwa rodzaje obszarów o różnym albedo (jasności). Jaśniejsze równiny pokryte pyłem i piaskiem bogatym w czerwonawe tlenki żelaza były kiedyś uważane za marsjańskie „kontynenty” i nadawano im nazwy takie jak Arabia Terra („ziemia Arabii”) lub Amazonis Planitia („równina Amazonii”). Ciemne obszary uważano za morza, stąd też ich nazwy: Mare Erythraeum („morze Erytrejskie”), Mare Sirenum („morze Syren”) i Aurorae Sinus („zatoka zórz”). Największy ciemny obszar widziany z Ziemi to Syrtis Major[71]. Północny płaskowyż polarny nazwano Planum Boreum, podczas gdy południowy – Planum Australe.

Współrzędne areograficzne[edytuj | edytuj kod]

Równik Marsa jest definiowany przez jego obrót, ale położenie południka zerowego można określić, tak jak na Ziemi, przez wybór dowolnego punktu. Mädler i Beer wybrali linię południka zerowego w 1830 roku, tworząc pierwsze mapy Marsa. Po analizie zdjęć Marsa z Marinera 9 w 1972 roku za punkt o zerowej długości areograficznej (od greckiej nazwy planety: Ἄρης) wybrano mały krater (nazwany później Airy-0), znajdujący się na Meridiani Planum; wybór ten odpowiada jego pierwotnemu określeniu[72].

Ponieważ Mars nie ma oceanów, nie ma też „poziomu morza”, który naturalnie można uznać za położony na zerowej wysokości. Poziom odniesienia określono tu przez wysokość, na której panuje ciśnienie atmosferyczne 6,105 hPa[73]. Ciśnienie to odpowiada punktowi potrójnemu wody i jest równe około 0,6% ciśnienia na poziomie morza na Ziemi (0,006 atm)[74].

Widok krateru Victoria z Cape Verde. Jest to mozaika, stworzona ze zdjęć wykonanych od 16 października do 6 listopada 2006 roku przez łazik Opportunity, w kolorach zbliżonych do naturalnych.
Widok krateru Victoria z Cape Verde. Jest to mozaika, stworzona ze zdjęć wykonanych od 16 października do 6 listopada 2006 roku przez łazik Opportunity, w kolorach zbliżonych do naturalnych.

Kratery uderzeniowe[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Lista kraterów na Marsie.

Na powierzchni Marsa odnaleziono 43 tys. kraterów uderzeniowych o średnicy co najmniej 5 km[75], nie licząc mniejszych. Największym potwierdzonym spośród nich jest basen Hellas, wyraźnie jaśniejszy od otaczających wyżyn i dobrze widoczny z Ziemi[76]. Ze względu na mniejszą od ziemskiej masę Marsa, prawdopodobieństwo kolizji obiektu z nim jest o połowę mniejsze niż z Ziemią, jednak Mars znajduje się bliżej pasa planetoid, co z kolei zwiększa szanse na uderzenie przez pochodzące z niego ciała. Jest on również bardziej narażony na uderzenia komet krótkookresowych, które poruszają się wewnątrz orbity Jowisza[77]. Pomimo tego na Marsie jest znacznie mniej kraterów niż na Księżycu, ponieważ atmosfera Marsa zapewnia ochronę przed małymi meteoroidami. Wygląd niektórych kraterów sugeruje, że po uderzeniu meteorytu doszło do wypływu wody[78].

Badania z 2008 roku wsparły hipotezę z 1980 roku, że uderzająca dwudzielność topografii Marsa jest wynikiem wielkiego zderzenia[79]. Północne równiny Vastitas Borealis, wypłaszczone przez wylewy lawy i kontrastujące z południowymi wyżynami, usianymi dawnymi kraterami, miałyby być pozostałością basenu uderzeniowego. Hipoteza ta stwierdza, że cztery miliardy lat temu w północną półkulę Marsa uderzył obiekt o średnicy od 1/10 do 2/3 Księżyca. Zderzenie to utworzyło na północnej półkuli Marsa basen uderzeniowy o 10 600 km długości i 8500 km szerokości, czyli o powierzchni Europy, Azji i Australii razem wziętych, większy niż Basen Biegun Południowy – Aitken, największy potwierdzony krater w Układzie Słonecznym[1][2].

Obszary przekształcone tektonicznie[edytuj | edytuj kod]

Obrazy jaskiń lawowych na Marsie, uzyskanych przez instrument THEMIS na pokładzie orbitera 2001 Mars Odyssey; noszą one nieformalne nazwy: (A) Dena (B) Chloe (C) Wendy (D) Annie (E) Abby (z lewej) i Nikki, i (F) Jeanne

Wulkan tarczowy Olympus Mons (góra Olimp), o wysokości 26 km, jest najwyższą znaną górą w Układzie Słonecznym[80]. Jest to wygasły wulkan położony na rozległym wyżynnym obszarze Tharsis, na którym występuje także kilka innych dużych wulkanów. Olympus Mons jest ponad trzy razy wyższy niż Mount Everest, który ma niewiele ponad 8,8 km[81]. Na Marsie znajduje się jeszcze jedna duża wyżyna wulkaniczna, Elysium, z wulkanami sięgającymi 14 km (Elysium Mons).

Duży kanion, Valles Marineris, określany także na starszych mapach jako kanał Agathadaemon, ma długość 4tys. km i głębokość do 7 km. Długość Valles Marineris odpowiada rozciągłości Europy, rozciąga się on na jedną piątą obwodu Marsa. Dla porównania, Wielki Kanion Kolorado na Ziemi ma tylko 446 km długości i prawie 2 km głębokości. Valles Marineris powstał w wyniku potężnego wybrzuszenia skorupy w rejonie Tharsis, które spowodowało zapadnięcie skorupy w sąsiadującym obszarze. Kolejnym dużym kanionem jest Ma'adim Vallis (nazwa Ma’adim oznacza Marsa w języku hebrajskim), o długości 700 km, szerokości 20 km i głębokości do 2 km, który również jest większy od Kanionu Kolorado. Jest możliwe, że był on zalany wodą w przeszłości[82].

Jaskinie[edytuj | edytuj kod]

Obrazy z instrumentu Thermal Emission Imaging System (THEMIS) na pokładzie orbitera 2001 Mars Odyssey, wykonującego zdjęcia w podczerwieni i świetle widzialnym, wskazały siedem prawdopodobnych otworów jaskiń lawowych na zboczach wulkanu Arsia Mons[83]; jaskinie te noszą wspólną nazwę „siedem sióstr”[84]. Wejścia do jaskiń mają od 100 m do 252 m szerokości, a ich głębokość jest szacowana na co najmniej 73 m do 96 m głębokości. Ponieważ światło nie dochodzi do dna większości jaskiń, jest prawdopodobne, że są one znacznie głębsze niż te oszacowania i rozszerzają się pod powierzchnią. Jaskinia Dena jest jedynym wyjątkiem, jej dno jest widoczne, znajduje się na głębokości 130 m. Wnętrza tych komór mogą być chronione przed mikrometeorytami, promieniowaniem UV, rozbłyskami słonecznymi i cząstkami o wysokiej energii, które bombardują powierzchnię planety[85]. Jaskinie odkryto także na zboczach dwóch innych wulkanów pasma Tharsis Montes.

Atmosfera[edytuj | edytuj kod]

Zdjęcie orbitalne Marsa z niskiej orbity, nad brzegiem planety widoczna cienka, zapylona atmosfera
Zawartość metanu w atmosferze Marsa podczas lata na północnej półkuli – mapa NASA
Information icon.svg Osobny artykuł: Atmosfera Marsa.

Mars utracił magnetosferę 4 miliardy lat temu[86], od tego czasu cząstki wiatru słonecznego docierają bezpośrednio do jonosfery planety, gdzie zderzają się z cząsteczkami cienkiej atmosfery, nadając im dużą prędkość, umożliwiającą ucieczkę z jej pola grawitacyjnego. Mars Global Surveyor i Mars Express wykryły te zjonizowane cząsteczki, uciekające w przestrzeń kosmiczną[86][87]. W porównaniu do Ziemi, atmosfera Marsa jest bardzo cienka. Ciśnienie na powierzchni osiąga zaledwie 30 Pa (0,30 hPa) na szczycie Olympus Mons, zaś na dnie basenu Hellas sięga 1155 Pa (11,55 hPa); średnie ciśnienie atmosferyczne na Marsie to 600 Pa[88]. Na Ziemi takie ciśnienie panuje na wysokości 35 km nad powierzchnią morza[89]; stanowi to mniej niż 1% ciśnienia przy powierzchni Ziemi (1013 hPa). Ciśnienie w atmosferze Marsa spada wraz z wysokością wolniej niż na Ziemi, względny spadek e razy (w przybliżeniu 2,7 razy) następuje co około 10,8 km[90] (na Ziemi co około 6 km). Wynika to ze znacznie mniejszego przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni Marsa (około 38% ziemskiego). Wpływ tego czynnika jest do pewnego stopnia łagodzony przez niższą temperaturę i wyższą o około 50% średnią masę cząsteczkową atmosfery, które to efekty zwiększają gęstość atmosfery mającą wpływ na ciśnienie.

Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla, 3% azotu, 1,6% argonu oraz śladowe ilości tlenu i wody[10]. Jest także silnie zapylona, pył tworzą cząstki o średnicy około 1,5 mikrometra, nadające marsjańskiemu niebu płowy kolor przy obserwacji z powierzchni[91].

Metan został wykryty w marsjańskiej atmosferze w stężeniu objętościowym około 30 ppb[92][93]; tworzy on rozszerzone pióropusze, co oznacza, że jest uwalniany z oddzielnych, niewielkich pod względem powierzchni źródeł. Na półkuli północnej główny pióropusz zawiera podczas lata 19 tys. ton metanu, a wydajność źródła szacowana jest na 0,6 kilograma na sekundę[94][95]. Profile sugerują, że mogą istnieć dwa źródła metanu, pierwsze skupione w pobliżu 30°N, 260°W, a drugie w pobliżu 0°, 310°W[94]. Czas życia metanu w atmosferze Marsa może wynosić od 4 lat ziemskich do tylko 0,6 roku ziemskiego[94][96]. Szybka wymiana gazu oznaczałaby istnienie aktywnego źródła gazu na planecie. Wśród możliwych źródeł wymienia się: aktywność wulkaniczną, upadki komet oraz obecność metanogennych form życia. Metan może być również wytwarzany w procesie niebiologicznym zwanym serpentynizacją, z udziałem wody, dwutlenku węgla i oliwinu, które występują na Marsie[97]. W czerwcu roku 2012 opublikowano wyniki testów laboratoryjnych z których wynikało, że metan może być produkowany w procesie naświetlania promieniami UV spadających na planetę bogatych w węgiel meteorytów[98]. Szacuje się, że Mars musi uwalniać 270 ton metanu na rok[94][99].

Klimat[edytuj | edytuj kod]

Mars w czerwcu 2001 roku i podczas burzy piaskowej we wrześniu 2001, zdjęcia Kosmicznego Teleskopu Hubble’a
Burza pyłowa

Spośród wszystkich planet w Układzie Słonecznym, pory roku na Marsie są najbardziej podobne do ziemskich, a to ze względu na podobne nachylenie osi obrotu obydwu planet do płaszczyzny orbity. Jednak z powodu większej odległości Marsa od Słońca, pory roku na nim są około dwa razy dłuższe niż na Ziemi. Temperatura powierzchni Marsa waha się, spadając do około -87 °C podczas zimy i dochodząc do -5 °C w lecie[38]. Niższe temperatury wynikają z tego, że planeta jest 1,52 razy dalej od Słońca niż Ziemia, w wyniku czego na jego powierzchnię dociera 43 procent energii padającej na taką samą powierzchnię na Ziemi[100]. Duże zmiany z kolei wynikają z małej pojemności cieplnej cienkiej atmosfery (ze względu na niskie ciśnienie) i bezwładności cieplnej marsjańskiego gruntu, który nie może na długo gromadzić ciepła słonecznego[101].

Wpływ na klimat na Marsie ma także stosunkowo duży mimośród jego orbity. Mars znajduje się w pobliżu peryhelium, gdy na półkuli południowej jest lato, a na północnej zima, zaś w pobliżu aphelium na półkuli południowej jest zima, a na północnej lato. W rezultacie, pory roku na półkuli południowej są bardziej surowe niż na półkuli północnej, gdzie różnice między latem a zimą są mniejsze. Temperatura latem na południu może być do 30 °C wyższa niż w lecie na północy, na tej samej szerokości areograficznej[102].

Na Marsie występują największe burze piaskowe w Układzie Słonecznym. Mogą one mieć zarówno zasięg lokalny, jak też obejmować całą planetę. Występują częściej, gdy Mars jest najbliżej Słońca, w wyniku czego jego powierzchnia jest silniej ogrzewana[103]. W ich trakcie wiatr może osiągać nawet 300 km/h[104].

Orbita i obrót[edytuj | edytuj kod]

Średnia odległość Marsa od Słońca to około 230 mln km (1,52 AU), a czas obiegu wokół Słońca (rok marsjański) jest równy 687 dni ziemskich, co odpowiada 1,8809 roku ziemskiego (1 rok, 320 dni i 18,2 godziny). Doba słoneczna na Marsie jest niewiele dłuższa niż ziemska i ma 24 godziny, 39 minut i 35,244 sekundy[10].

Nachylenie osi obrotu Marsa (odchylenie od prostej prostopadłej do płaszczyzny orbity) to 25,19°, jest ono podobne do nachylenia osi obrotu Ziemi[10]. W rezultacie pory roku na Marsie są podobne do ziemskich, choć prawie dwa razy dłuższe z uwagi na dłuższy rok. W obecnej orientacji biegun północny Marsa wskazuje kierunek zbliżony do położenia gwiazdy Deneb[105].

Orbita Marsa ma stosunkowo duży mimośród, równy około 0,09; wśród planet Układu Słonecznego tylko orbita Merkurego ma większą ekscentryczność. W przeszłości orbita Marsa była bardziej kołowa niż obecnie, jej mimośród zmienia się w wyniku oddziaływania grawitacyjnego z innymi planetami. 1,35 miliona lat temu (lat ziemskich) ekscentryczność orbity Marsa wynosiła około 0,002, dużo mniej niż dzisiaj ma orbita Ziemi[106]. Okres zmian mimośrodu Marsa to 96 tys. lat ziemskich, w porównaniu analogiczny cykl dla Ziemi ma okres 100 tys. lat[107]. Mars ma też znacznie dłuższy cykl zmian ekscentryczności o okresie 2,2 mln lat ziemskich, ale ma on mniejszą amplitudę i na wykresie zmian ekscentryczności jest zakrywany przez cykl krótszy. Przez ostatnie 35 tys. lat mimośród jego orbity był nieco większy niż dziś, ze względu na efekty grawitacyjne innych planet. Minimalna odległość między Ziemią a Marsem będzie nadal powoli zmniejszała się przez następne 25 tys. lat[108].

ThePlanets Orbits Ceres Mars PolarView.svg Porównanie orbit Marsa (czerwona) i Ceres (żółta), planety karłowatej krążącej w pasie planetoid. Obraz po lewej ukazuje orbity z północnego bieguna ekliptyki, zaś po prawej z węzła wstępującego. Część orbity na południe od ekliptyki jest zaznaczona ciemniejszym kolorem. Peryhelium (q) i aphelium (Q) są opatrzone datami ostatnich przejść. ThePlanets Orbits Ceres Mars.svg

Księżyce[edytuj | edytuj kod]

Księżyce Marsa: Fobos (po lewej) i Deimos (po prawej)
Information icon.svg Osobny artykuł: Księżyce Marsa.

Mars posiada dwa małe księżyce o nieregularnych kształtach, których orbity są bardzo bliskie planety: Fobosa i Deimosa. Mogą być one przechwyconymi planetoidami lub ciałami utworzonymi z materii wyrzuconej przez uderzenia z powierzchni planety[109][110].

Oba zostały odkryte w 1877 roku przez Asapha Halla. Ich nazwy pochodzą od imion synów greckiego boga wojny Aresa, Fobosa (jego imię znaczy „strach”) i Dejmosa („trwoga”), którzy w mitologii greckiej towarzyszyli ojcu w bitwach. Odpowiednikiem Aresa w mitologii Rzymian był Mars[111][112].

Obserwowany z powierzchni Marsa ruch Fobosa i Deimosa bardzo różni się od ruchu naszego Księżyca. Fobos znajduje się bardzo blisko planety i jego okres obiegu to zaledwie 7,66 godziny, znacznie mniej niż czas obrotu Marsa wokół własnej osi, przez co jego pozorny ruch na niebie jest przeciwny do ruchu Słońca. Fobos wschodzi na zachodzie, a zachodzi na wschodzie, a jego pozorny czas obiegu to około 11 godzin, przez co wschód następuje częściej niż 2 razy na dobę marsjańską. Deimos krąży nieznacznie dalej niż orbita synchroniczniczna, jego pozorny ruch jest zgodny z ruchem Słońca, ale bardzo powolny. Obiega on planetę w 30 godzin, ale do czasu, gdy ponownie znajdzie się w tym samym miejscu na nieboskłonie, mija aż 5,28 marsjańskiego dnia[113]. Oba satelity wykazują obrót synchroniczny z obiegiem, podobnie jak Księżyc ziemski, przez co z powierzchni Marsa widoczna jest zawsze ta sama strona księżyców.

Ponieważ orbita Fobosa jest poniżej orbity synchronicznej, siły pływowe pochodzące od planety stopniowo obniżają jego orbitę, obecnie w tempie 1,8 m na wiek. W ciągu najbliższych 50 milionów lat, po przekroczeniu granicy Roche’a, wszystkie niezwiązane skały oderwą się od jego powierzchni, a księżyc może nawet zostać rozerwany, tworząc pierścień wokół planety, lub zderzyć się z powierzchnią Marsa[113]. Deimos znajduje się znacznie dalej od planety, siły pływowe są na nim niewielkie, ale teoretycznie podobnie jak ziemski Księżyc powoli oddala się on od planety.

Pochodzenie obu księżyców nie jest jasne. Do niedawna uznawano, że ze względu na niskie albedo i skład podobny do chondrytów węglistych, są one podobne do planetoid i zapewne zostały one w przeszłości przechwycone przez grawitację planety. Niestabilna orbita Fobosa wydaje się wskazywać, że przechwycenie nastąpiło stosunkowo niedawno. Oba mają jednak orbity położone bardzo blisko równika, co jest bardzo nietypowe dla przechwyconych obiektów, a dynamika przechwycenia jest trudna do wyjaśnienia. Akrecja we wczesnej historii Marsa to inna wiarygodna możliwość, która jednak nie wyjaśnia, dlaczego ich skład wydaje się przypominać planetoidy, a nie Marsa.

Trzecią możliwością jest udział w ich powstaniu dodatkowego ciała[114]. Nowe dowody obserwacyjne wskazują, że Fobos ma silnie porowate wnętrze[115] i sugerują, że zawiera on głównie krzemiany warstwowe i inne minerały znane z Marsa[116], wskazując na jego powstanie z materii wyrzuconej przez uderzenie w powierzchnię planety, która później połączyła się w ciało na orbicie[110]. Podobnie, według teorii wielkiego zderzenia, powstał ziemski Księżyc. Podczas gdy widma powierzchni księżyców w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni przypominają widma planetoid, widmo Fobosa w dalszej podczerwieni nie przypomina żadnych chondrytów[116].

Planetoidy trojańskie[edytuj | edytuj kod]

Podobnie jak Jowisz, Mars posiada na swojej orbicie planetoidy krążące z okresem obiegu równym okresowi obiegu planety, czyli tzw. planetoidy trojańskie. Są to: (5261) Eureka – pierwsza odkryta planetoida trojańska Marsa, 1998 VF31, 1999 UJ7, oraz 2007 NS2.

Obserwacje[edytuj | edytuj kod]

Ruch wsteczny Marsa w 2003 roku, obserwowany z Ziemi
Opozycje Marsa w latach 2003-2018 widziane sponad płaszczyzny ekliptyki, w układzie związanym z Ziemią (w środku)

Obserwowany gołym okiem z Ziemi Mars ma wyraźnie żółty, pomarańczowy lub czerwony kolor, a jego jasność zmienia się w trakcie ruchu po orbicie silniej niż jakiejkolwiek innej planety. Rzeczywisty kolor powierzchni Marsa jest bliższy karmelowego, a widoczne zaczerwienienie nadaje mu pył w atmosferze planety; uwzględniając to, łazik NASA Spirit przekazał zdjęcia krajobrazu w błotnistym, zielono-brązowym kolorze, z niebiesko-szarymi skałami i plamami jasnoczerwonego piasku[117]. Obserwowana wielkość gwiazdowa Marsa zmienia się od +1,8 w pobliżu koniunkcji, do -2,91 w opozycji w peryhelium[10]. W najdalszym od Ziemi położeniu, planeta znajduje się ponad siedem razy dalej od niej, niż w najbliższym. W warunkach najmniej korzystnych dla obserwacji, potrafi giniąć w blasku Słońca przez miesiące. W najbardziej korzystnych warunkach, zdarzających się co 15 lub 17 lat i zawsze pomiędzy późnym lipcem a końcem września, Mars pokazuje bogactwo szczegółów powierzchni w teleskopach. Szczególnie zauważalne, nawet przy małym powiększeniu, są lodowe czapy polarne[118].

Mars zbliżając się do opozycji zaczyna poruszać się ruchem wstecznym, co oznacza, że zakreśla pętlę na tle gwiazd, cofając się względem swojego zwykłego kierunku ruchu. Ruch wsteczny planety trwa około 72 dni, Mars osiąga swoją maksymalną jasność w połowie tego okresu[119].

Największe zbliżenia[edytuj | edytuj kod]

Względne[edytuj | edytuj kod]

Sytuację, w której Mars i Słońce znajdują się dokładnie po przeciwnych stronach Ziemi, nazywamy opozycją. Przypada ona zawsze blisko czasu, gdy odległość między Marsem a Ziemią jest najmniejsza; opozycję od momentu największego zbliżenia może dzielić do 8,5 dnia. Odległość obu ciał przy największym (dla danego cyklu orbitalnego) zbliżeniu zmienia się od około 54[120] do 103 milionów kilometrów, ze względu na eliptyczność obu orbit, co powoduje podobne zmiany średnicy kątowej Marsa[121]. Poprzednia opozycja miała miejsce 29 stycznia 2010, kolejna przypadła 3 marca 2012, w odległości około 100 milionów km[122]. Kolejne opozycje Marsa występują średnio co 780 dni, czas ten nazywany jest synodycznym okresem obiegu; może on zmieniać się od 764 do 812 dni[123].

Największe zbliżenia w historii[edytuj | edytuj kod]

Największe zbliżenia Marsa do Ziemi w czasie ostatnich 60 tys. lat miało miejsce 27 sierpnia 2003 (o godzinie 9:51:13 czasu uniwersalnego), planety zbliżyły się na odległość 55 758 006 km (0,372719 j.a.), a obserwowana wielkość gwiazdowa Marsa sięgnęła -2,88m. Stało się to, gdy Mars był o jeden dzień od opozycji i około trzech dni od przejścia przez peryhelium. Szacuje się, że ostatnie większe zbliżenie Marsa wydarzyło się 12 września 57 617 roku p.n.e., zaś następne zdarzy się już 29 sierpnia 2287 roku[124]. Jednak ta rekordowo mała odległość była tylko nieznacznie mniejsza niż przy innych niedawnych zbliżeniach. Na przykład minimalna odległość z 22 sierpnia 1924 to 0,37285 j.a., a minimalna odległość 24 sierpnia 2208 będzie równa 0,37279 j.a.[107]

Historyczne obserwacje[edytuj | edytuj kod]

Wędrówki Marsa na nocnym niebie zostały zauważone przez starożytnych astronomów egipskich, a przed 1534 rokiem p.n.e był im znany jego ruch wsteczny[125]. Astronomowie babilońscy w okresie państwa nowobabilońskiego prowadzili regularne zapisy pozycji planet i systematyczne obserwacje ich zachowań. O Marsie wiedzieli, że w czasie 79 lat mieści się jego 37 okresów synodycznych lub 42 obiegi zodiaku przez planetę. Wynaleźli też metody arytmetyczne dokonywania drobnych poprawek do przewidywanych pozycji planet[126][127].

W IV wieku p.n.e Arystoteles stwierdził, że Mars zniknął za Księżycem podczas okultacji, wykazując tym samym, że planeta jest dalej[128]. Ptolemeusz, Grek żyjący w Aleksandrii, próbował rozwiązać problem ruchu orbitalnego planet, w tym Marsa[129]. Teoria geocentryczna Ptolemeusza i jego praca zbiorowa na temat astronomii, przedstawiona w wielotomowym dziele Almagest, stała się niekwestionowanym fundamentem wiedzy astronomicznej na następne czternaście wieków[130]. Literatura starożytnych Chin potwierdza, że Mars był znany chińskim astronomom nie później niż w czwartym wieku p.n.e.[131] W V wieku naszej ery, hinduscy astronomowie w traktacie astronomicznym Surja Siddhanta oszacowali średnicę Marsa[132]. W VIII wieku perski astronom Yaqub ibn Tariq, w pracy Az-Zīj al-Mahlul min as-Sindhind li-Darajat Daraja, próbował oszacować odległość między Ziemią a Marsem[133].

W XVII wieku, Tycho Brahe zmierzył paralaksę dobową Marsa, a Johannes Kepler użył jej do obliczania orientacyjnej odległości do planety[134]. Gdy teleskop stał się dostępny, ponownie zmierzono dobową paralaksę Marsa, w celu określenia odległości Słońce-Ziemia, po raz pierwszy dokonał tego Giovanni Cassini w 1672. Jednakże te wczesne pomiary były utrudnione przez jakość instrumentów[135]. W 1610 Galileo Galilei po raz pierwszy oglądał Marsa przez teleskop[136]. Holenderski astronom Christiaan Huygens jako pierwszy zaobserwował szczegóły jego powierzchni (Syrtis Major), oraz określił okres obrotu planety[137].

Marsjańskie „kanały”[edytuj | edytuj kod]

Mapa Marsa wykonana przez Giovanniego Schiaparellego, z encyklopedii wydanej w 1888 roku
Szkic powierzchni planety, wykonany przez Lowella przed rokiem 1914
Mapa Marsa stworzona ze zdjęć Kosmicznego Teleskopu Hubble’a wykonanych w pobliżu opozycji w 1999
Information icon.svg Osobny artykuł: Kanały marsjańskie.

W XIX wieku rozdzielczość teleskopów osiągnęła poziom wystarczający do identyfikacji cech powierzchni Marsa. 5 września 1877 roku miała miejsce opozycja Marsa będącego w peryhelium, gdy planeta była szczególnie blisko Ziemi. Włoski astronom Giovanni Schiaparelli wykorzystał tę sytuację, aby z pomocą swojego 22 cm teleskopu wykonać pierwszą mapę Marsa. Zaobserwował na tej planecie, jak mu się wydawało, długie proste struktury, które nazwał po włosku canali, a które później okazały się być złudzeniem optycznym. Uznał je za naturalne zjawisko i nadał im nazwy znanych rzek na Ziemi. Włoskie słowo canali, oznaczające „rowy”, zostało przetłumaczone na angielski jako „kanały”; doprowadziło to do wielu spekulacji na temat inteligentnych istot budujących kanały na Marsie, co raczej drażniło Schiaparellego[138][139].

Zafascynowany tym odkryciem, orientalista Percival Lowell założył obserwatorium, które miało do dyspozycji teleskopy 300 i 450 mm. Obserwatorium było wykorzystywane do obserwacji Marsa w 1894 roku i przy następnych, mniej korzystnych opozycjach. Opublikował kilka książek o Marsie i życiu na planecie, które miały wielki wpływ na społeczeństwo[140]. Kanały obserwowali również inni astronomowie, tacy jak Henri Perrotin i Louis Thollon w Nicei, używający jednego z największych ówczesnych teleskopów[141][142].

Sezonowe zmiany (zmniejszanie się czap polarnych i ciemnych obszarów podczas marsjańskiego lata) w połączeniu z obserwacjami kanałów doprowadziły do licznych spekulacji na temat życia na Marsie, w tym do długo utrzymującego się przekonania, że na planecie istnieją rozległe morza i roślinność. Ówczesne teleskopy nie miały wystarczającej rozdzielczości, by dostarczyć rozstrzygających dowodów; wraz z budową coraz większych i doskonalszych teleskopów coraz mniej długich, prostych linii było obserwowanych. W 1909 roku Flammarion, prowadząc obserwacje przez 840 mm teleskop, stwierdził, że dostrzega na Marsie liczne nieregularne wzory, ale żadnych kanałów[143].

Wyprawy badawcze[edytuj | edytuj kod]

Model lądownika sondy Mars 3
Miejsce lądowania Vikinga 1
Information icon.svg Osobny artykuł: Badania Marsa.

Wiele sond kosmicznych, włączając w to orbitery, lądowniki i łaziki, zostało wysłanych w kierunku Marsa przez ZSRR, USA, Europę, oraz Japonię, aby zbadać powierzchnię planety, jej klimat oraz strukturę geologiczną. Aktualny koszt wysłania z powierzchni Ziemi na powierzchnię Marsa 1 kg ładunku oscyluje w pobliżu 309 tys. dolarów[144].

Około 2/3 wszystkich misji na Marsa nie zostało zakończonych powodzeniem, ulegając awarii przed ukończeniem lub nawet w początkowym etapie lotu. Chociaż wysoki odsetek niepowodzeń wynika z różnych problemów technicznych, liczba drobnych awarii lub przypadków niewyjaśnionej utraty łączności jest tak duża, że w NASA przez wiele lat żartowano o „wielkim galaktycznym upiorze”, który żeruje na statkach kosmicznych lecących na Marsa[145].

Zakończone misje[edytuj | edytuj kod]

Widok z lądownika Phoenix

Pierwszego udanego przelotu w pobliżu Marsa dokonał w 1964 roku Mariner 4. W dniu 14 listopada 1971 Mariner 9 stał się pierwszą sondą na orbicie innej planety, wchodząc na orbitę wokół Marsa[146]. Pierwszego udanego lądowania na powierzchni dokonała radziecka sonda Mars 3 z programu Mars, wyniesiona w 1971 roku, ale kontakt z nią został utracony w przeciągu 20 sekund po lądowaniu. W 1975 NASA wysłała sondy programu Viking, który składał się z dwóch orbiterów wyposażonych w lądowniki, które pomyślnie wylądowały na planecie w 1976 roku. Viking 1 pozostał operacyjny przez sześć lat, Viking 2 przez trzy. Lądowniki Viking przekazały kolorowe panoramy powierzchni Marsa i wykonały eksperymenty biologiczne, których celem było poszukiwanie śladów życia na planecie, a orbitery wykonały mapy powierzchni na tyle szczegółowe, że nadal pozostają w użyciu[147].

Sondy radzieckiego programu Fobos zostały wysłane na Marsa w 1988 roku, w celu badania planety i jej księżyców. Kontakt z Fobosem 1 został stracony w drodze na Marsa, natomiast Fobos 2 z powodzeniem fotografował Marsa i Fobosa, ale uległ uszkodzeniu zanim odłączono dwa lądowniki, który miały wylądować na powierzchni tego księżyca[148].

Po zakończonej niepowodzeniem misji orbitera Mars Observer w 1992 roku, NASA wysłała w 1996 roku sondę Mars Global Surveyor. Ta misja zakończyła się pełnym sukcesem, kończąc swoją podstawową misję mapowania powierzchni planety na początku 2001 roku. Kontakt z sondą został utracony w listopadzie 2006 roku, podczas trzeciego programu rozszerzonego, po dokładnie 10 latach w przestrzeni kosmicznej. Wyniesiony w tym samym oknie startowym, miesiąc po Surveyor, lądownik Mars Pathfinder z łazikiem Sojourner wylądował w dolinie Ares Vallis na Marsie latem 1997 roku. Także ta misja była sukcesem i wzbudziła duże zainteresowanie, po części ze względu na znaczną liczbę zdjęć, które zostały przesłane na Ziemię[149].

Kolejną sondą NASA, która wylądowała na Marsie, był lądownik Phoenix, który dotarł w okolice północnej czapy polarnej planety 25 maja 2008 roku[150]. Lądownik posiadał ramię o długości 2,5 m, zdolne wkopać się na metr w marsjański grunt, oraz mikroskopową kamerę o rozdzielczości jednej tysięcznej grubości ludzkiego włosa. 15 czerwca 2008 roku kamery lądownika przekazały obraz jasnej substancji w miejscu lądowania, którą zidentyfikowano jako lód wodny; uległ on sublimacji przed 20 czerwca[151][152]. Misja została uznana za zakończoną 10 listopada 2008 roku, gdyż inżynierowie nie byli już w stanie skontaktować się z lądownikiem[153].

Trwające misje[edytuj | edytuj kod]

Platforma lądownika łazika Spirit

W 2001 roku misję rozpoczął orbiter NASA 2001 Mars Odyssey, który nadal (stan z kwietnia 2012) pozostaje czynny na orbicie Marsa[154]. Wchodzący w skład wyposażenia sondy spektrometr promieniowania gamma wykrył znaczne ilości wodoru w górnej warstwie regolitu na Marsie. Uważa się, że wodór ten jest związany w postaci cząsteczek wody, tworzących wieloletnią zmarzlinę.

W 2003 roku, Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) rozpoczęła misję Mars Express, składającą się z orbitera Mars Express i lądownika Beagle 2. Misja Beagle 2 nie powiodła się. Podczas opadania stracono kontakt z lądownikiem i został on uznany za utracony. Na początku 2004 roku zespół odpowiedzialny za urządzenie PFS (Planetary Fourier Spectrometer) na pokładzie orbitera ogłosił, że wykryto metan w marsjańskiej atmosferze. W czerwcu 2006 roku ESA doniosła także o odkryciu lokalnych zorzy na Marsie[155] (pomimo braku globalnego pola magnetycznego).

Również w 2003 roku NASA rozpoczęła program Mars Exploration Rover, składający się z dwóch łazików o nazwach Spirit (MER-A) i Opportunity (MER-B). Obydwie sondy pomyślnie wylądowały w styczniu 2004 roku i osiągnęły lub przekroczyły wszystkie podstawowe cele misji. Do najważniejszych wyników naukowych należy znalezienie dowodów, że woda istniała na powierzchni Marsa w przeszłości i to w obydwu miejscach lądowań. Wiry marsjańskiego pyłu i wiatr sporadycznie oczyszczały panele słoneczne obu łazików, tym samym zwiększając ich żywotność[156]. Łazik Spirit utracił mobilność w 2009 roku, a w marcu 2010 ostatecznie stracono z nim kontakt[157][158]. Opportunity, po przebadaniu odsłonięć warstw geologicznych w mniejszych kraterach, dotarł w sierpniu 2011 roku do dużego krateru Endeavour, gdzie ma prowadzić dalsze badania[159].

Wysłana w 2005 roku sonda NASA Mars Reconnaissance Orbiter, na orbitę planety dotarła 10 marca 2006 roku. Orbiter tworzy mapy terenu i pogody Marsa, aby znaleźć odpowiednie miejsca lądowania dla przyszłych lądowników. Układ transmisji danych z sondy na Ziemię został znacznie ulepszony, przez co ma on większą przepustowość niż wszystkie poprzednie misje razem wzięte. MRO przesłał m.in. pierwsze zdjęcia lawin, schodzących ze zboczy w pobliżu bieguna północnego planety[160].

26 listopada 2011 r. rozpoczęła się misja Mars Science Laboratory z łazikiem Curiosity, który jest większy, szybszy (do 90 m/h) i wyposażony w doskonalsze przyrządy niż Mars Exploration Rovers. Eksperymenty chemiczne uwzględniają chromatograf, spektrometr gazowy i laser, które mogą analizować skład skał w odległości do 13 m[161]. Lądowanie łazika na powierzchni planety nastąpiło 6 sierpnia 2012 roku.

Przyszłe misje[edytuj | edytuj kod]

Najbliższą z przyszłych misji marsjańskich jest planowany na 2013 rok lot amerykańskiego orbitera MAVEN, który ma prowadzić badania atmosfery planety[162].

W 2016 i 2018 roku ESA wspólnie z Roskosmos planują wysłanie podwójnej misji ExoMars. Pierwsza część misji ma składać się z orbitera poszukującego śladów metanu i innych gazów śladowych w atmosferze planety oraz z niewielkiego lądownika stacjonarnego. Wysłany w 2018 roku łazik będzie mógł wykonywać wiercenia do głębokości 2 m w poszukiwaniu związków organicznych[163].

Załogowa wyprawa na Marsa została określona przez Stany Zjednoczone jako główny długoterminowy cel programu Wizji Eksploracji Kosmosu, który ogłosił w 2004 roku ówczesny prezydent USA George W. Bush[164]. NASA i Lockheed Martin rozpoczęły prace nad statkiem kosmicznym Orion (wcześniej Crew Exploration Vehicle), który miał umożliwić ponowne lądowanie na Księżycu do 2020 roku, jako krok w kierunku ekspedycji na Marsa. W 2007 roku administrator NASA Michael D. Griffin stwierdził, że agencja zamierza sprowadzić człowieka na Marsa przed 2037[165]. Ze względu na cięcia budżetowe powrót na Księżyc został wykreślony z najbliższych planów NASA, ale lot na Marsa w latach 30. XXI wieku nadal jest w planach[166].

ESA ma nadzieję, że lądowanie człowieka na Marsie nastąpi między 2030 a 2035[167]. Poprzedzą ją kolejno coraz większe sondy, począwszy od ExoMars[168] i wspólnej misji NASA/ESA Mars Sample Return Mission[169], której data realizacji, ze względu na koszty, pozostaje nieustalona.

Mars Direct jest propozycją stosunkowo taniej misji załogowej na Marsa, zaproponowaną przez założyciela Mars Society Roberta Zubrina. Do wyniesienia w przestrzeń kosmiczną dużych mas wykorzystane miały by być przyszłe rakiety klasy Saturn V, aby pominąć budowę statku na orbicie okołoziemskiej[170]. Pewien wariant projektu zakłada, że astronauci nie będą natychmiast wracali na Ziemię, jeśli w ogóle mieliby kiedykolwiek powrócić[171].

Information icon.svg Zobacz też: Mars One.

Astronomia na Marsie[edytuj | edytuj kod]

Symulacja tranzytu Ziemi i Księżyca w 2084 roku, widzianego z Marsa

Dzięki orbiterom, lądownikom i łazikom, jest obecnie możliwa obserwacja zjawisk astronomicznych z Marsa. Podczas gdy Fobos widziany z równika Marsa ma jedną trzecią średnicy kątowej Księżyca widzianego z Ziemi, Deimos oglądany gołym okiem wyglądałby bardziej na gwiazdę niż na księżyc (3' średnicy kątowej) i byłby nieco jaśniejszy niż Wenus widziana z Ziemi[172].

Różne zjawiska znane z Ziemi są obecnie obserwowane na Marsie, na przykład meteory i zorze[155]. Z Marsa można obserwować przejście Merkurego na tle tarczy Słońca (tranzyt Merkurego), tranzyt Wenus, a także tranzyty Ziemi, z których najbliższy wystąpi 10 listopada 2084[173]. Księżyc Fobos ma na tyle małą średnicę kątową, że może powodować tylko częściowe zaćmienie Słońca; w przypadku Deimosa stopień przesłonięcia tarczy słonecznej jest znikomy, dlatego mówi się o tranzycie Deimosa, a nie o zaćmieniu[174][175].

Zachód Słońca na Marsie uwieczniony przez łazik Spirit z krateru Gusiewa, 19 maja 2005 roku


Życie[edytuj | edytuj kod]

Poszukiwania istot inteligentnych[edytuj | edytuj kod]

Reklama mydła z 1893, wykorzystująca popularne przekonanie, że Mars jest zamieszkany

Pogląd, że Mars zamieszkany jest przez inteligentnych Marsjan był szczególnie popularny pod koniec XIX wieku. Obserwacje Giovanniego Schiaparelliego i książki Percivala Lowella doprowadziły do powstania obrazu Marsa jako wysychającej, ochładzającej się planety, na której starożytna cywilizacja stworzyła wielkie kanały nawadniające[176].

Wiele innych obserwacji i oświadczeń znanych osobistości złożyło się na zjawisko kulturalne, zwane „marsjańską gorączką” (Mars Fever)[177]. W 1899 roku, podczas badania szumu radiowego atmosfery, wykorzystując swoje odbiorniki w laboratorium Colorado Springs, wynalazca Nikola Tesla obserwował powtarzające się sygnały, które następnie uznał za komunikaty radiowe z innej planety, przypuszczalnie z Marsa. W 1901 Tesla w wywiadzie powiedział:

Quote-alpha.png
Dopiero jakiś czas później w moim umyśle błysnęła myśl, że obserwowane zaburzenia mogą być spowodowane przez inteligentne działanie. Pomimo że nie mogłem odczytać ich sensu, było dla mnie niemożliwym, aby myśleć o nich jako o czymś zupełnie przypadkowym. Ciągle rośnie we mnie uczucie, że byłem pierwszym, który usłyszał pozdrowienie z innej planety[178].

Teorie Tesli zyskały poparcie Lorda Kelvina, który podczas wizyty w Stanach Zjednoczonych w 1902 roku miał powiedzieć, iż myśli, że Tesla wychwycił sygnały wysyłane z Marsa do Stanów Zjednoczonych[179]. Jednak Kelvin stanowczo zaprzeczył tym doniesieniom niedługo przed wyjazdem z Ameryki: Co naprawdę powiedziałem, to że mieszkańcy Marsa, jeśli istnieją, byliby niewątpliwie w stanie zobaczyć Nowy Jork, w szczególności w blasku energii elektrycznej[180].

W 1901 roku w artykule The New York Timesa dyrektor Harvard College Observatory, Edward Charles Pickering, powiedział, że otrzymał telegram od Lowell Observatory w Arizonie, który zdawał się potwierdzać, że Mars próbował komunikować się z Ziemią:

Quote-alpha.png
Na początku grudnia 1900 roku, otrzymaliśmy z Lowell Observatory w Arizonie telegram, że zaobserwowano wiązkę światła z kierunku Marsa (obserwatorium Lowella specjalizowało się w obserwacjach Marsa), która trwała siedemdziesiąt minut. Przekazałem tę informację do Europy, oraz rozesłałem neostylowe kopie na cały kraj. Tamtejszy obserwator jest ostrożnym i pewnym człowiekiem i nie ma powodu, by wątpić, że to światło istniało. Zostało podane, że pochodził ze znanego punktu geograficznego na Marsie. To wszystko. Teraz historia poszła na cały świat. W Europie twierdzą, że byłem w kontakcie z Marsem, powstają na tym tle wszelkiego rodzaju wyolbrzymienia. Czymkolwiek było to światło, nie mamy możliwości poznania. Czy to była inteligencja, czy nie, nikt tego nie może potwierdzić. To jest absolutnie niewytłumaczalne[181].

Pickering zaproponował później utworzenie zestawu luster w Teksasie z zamiarem komunikacji z Marsjanami[182].

Jeszcze w latach sześćdziesiątych XX wieku publikowano artykuły o biologii Marsa, odrzucające inne wyjaśnienia sezonowych zmian na planecie. Publikacje zawierały nawet szczegółowe scenariusze metabolizmu i cykli chemicznych funkcjonowania ekosystemu[183].

Dopiero po 1960 roku sondy NASA, wysłane na planetę w programie Mariner, rozwiały te mity na temat Marsa. Badania z lat 70. XX w. prowadzone przez lądownik programu Viking nie wykryły żadnych śladów życia, a przedstawiły powierzchnię planety jako surową i niegościnną dla życia[184].

Przy użyciu danych z tych misji sporządzono mapy Marsa, lecz dopiero sonda Mars Global Surveyor, wystrzelona w 1996 i pracująca do końca 2006 roku, sporządziła kompletne i niezwykle szczegółowe mapy topografii, pola magnetycznego i składników mineralnych powierzchni Marsa[185], wykazując całkowity brak śladów zamieszkania Marsa przez inteligentne istoty. Mapy te są obecnie dostępne w Internecie, na przykład w serwisie Google Mars.

Pseudonaukowe spekulacje na temat inteligentnego życia na Marsie trwają jednak do dziś. Niektóre oparte są na drobnych elementach postrzeganych w skali obrazów kosmicznych, takich jak „piramidy” i „Marsjańska Twarz”. Astronom Carl Sagan stwierdził:

Quote-alpha.png
Mars stał się swego rodzaju mityczną areną, na której ścierają się nasze ziemskie nadzieje i obawy[139].
Marsjańska Twarz – formacja geologiczna w rejonie Cydonii, sfotografowana w 1976 roku przez sondę Viking

Współczesne poglądy[edytuj | edytuj kod]

Według obecnej wiedzy do powstania i utrzymania się życia niezbędne jest występowanie ciekłej wody na powierzchni planety. Wymaganie to określa strefę, zwaną ekosferą, w jakiej musi krążyć ona wokół gwiazdy; dla Słońca obszar ten rozciąga się obecnie na zewnątrz orbity Wenus, do odległości bliskiej długości półosi wielkiej orbity Marsa[186]. W pobliżu peryhelium Mars znajduje się wewnątrz tego regionu, ale niskie ciśnienie atmosferyczne uniemożliwia istnienie ciekłej wody na większości obszarów – lód nie topnieje, ale sublimuje do postaci pary wodnej z pominięciem cieczy. Występowanie zbiorników wodnych i dużych przepływów wskazuje, że w przeszłości na planecie panowały lepsze warunki do rozwoju życia niż obecnie, ale to nie rozstrzyga, czy żywe organizmy w ogóle na niej istniały. Najnowsze badania sugerują, że wody na powierzchni Marsa mogły być zbyt słone i kwaśne, by mogło się w nich rozwinąć życie podobne do ziemskiego[187].

Brak magnetosfery i bardzo cienka atmosfera Marsa stanowią duże wyzwania dla życia: transport ciepła na powierzchni jest niewielki, ochrona przed bombardowaniem meteorytami i wiatrem słonecznym jest słaba, a ciśnienie atmosferyczne nie wystarcza do utrzymania wody w stanie ciekłym. Prócz tego Mars jest prawie, a być może całkowicie nieaktywny geologicznie; koniec aktywności wulkanicznej sprawił, że nie ma tu obiegu substancji mineralnych pomiędzy powierzchnią i wnętrzem planety[188], jaki zachodzi na Ziemi.

Sondy Viking w połowie lat 70. prowadziły eksperymenty mające na celu wykrycie drobnoustrojów w marsjańskiej glebie w miejscach lądowania; wyniki zostały początkowo uznane za słabo pozytywne. Stwierdzono m.in. czasowy wzrost zawartości CO2 w próbce wystawionej na działanie wody i substancji odżywczych. Jednak wniosek ten był później kwestionowany przez wielu naukowców, prowadząc do długiej debaty; pracujący dla NASA Gilbert Levin stwierdził, że Viking mógł znaleźć życie. Ponowne analizy obecnie 30-letnich danych z Vikinga, w świetle współczesnej wiedzy o ekstremofilnych formach życia, sugerują, że testy Vikinga nie były wystarczająco zaawansowane, aby wykryć takie formy życia. Badania mogły nawet zabić hipotetyczne organizmy[189]. Testy przeprowadzone przez lądownik Phoenix wykazały, że grunt jest bardzo alkaliczny (ma wysokie pH) i zawiera związki magnezu, sodu, potasu i chloru. Zawartość składników odżywczych w regolicie może być wystarczająca do utrzymania życia, ale musi być ono chronione przed intensywnym promieniowaniem ultrafioletowym[190].

W 1996 roku w Centrum Lotów Kosmicznych imienia Lyndona B. Johnsona, w pochodzącym z Marsa meteorycie ALH 84001 zostały znalezione nietypowe mikroskopijne struktury. Niektórzy naukowcy sugerowali, że kształty te mogą być zachowanymi skamieniałościami bakterii żyjących niegdyś na Marsie, które wraz ze skałą zostały wyrzucone w przestrzeń kosmiczną, a po 15 milionach lat podróży dotarły na Ziemię. Wątpliwości budził od początku rozmiar tych struktur, mniejszych od wszystkich ziemskich bakterii. Wykazano także, że podobne twory mogą powstać w procesie nieorganicznym, bez udziału istot żywych[191].

Małe ilości metanu i formaldehydu niedawno wykryte przez orbitery Marsa mogą wskazywać na istnienie życia, ponieważ związki te szybko rozkładają się w atmosferze Marsa i muszą być na bieżąco uzupełniane[192][193]. Ale możliwe jest, że związki te są uwalniane przez procesy wulkaniczne lub geologiczne, takie jak serpentynizacja[97].

W 2013 roku łazik Curiosity odnalazł na powierzchni Marsa nadchlorany – substancje niszczące organiczne związki węgla. Oznacza to że ewentualne marsjańskie organizmy muszą żyć głębiej pod powierzchnią[194].

Mars w kulturze[edytuj | edytuj kod]

Nazwa Mars pochodzi od rzymskiego boga wojny. W różnych kulturach, Mars reprezentuje męskość i młodość. Jego symbol, koło ze strzałką skierowaną w prawo i do góry, stosowany jest także jako symbol płci męskiej.

W dawnych Chinach Marsowi zgodnie z teorią pięciu elementów przypisywano żywioł ognia, południową część świata i kolor czerwony. Jego pojawienie się na niebie uznawano za zły znak, zapowiadający wojnę[195].

Nazwę Mars nosi baton czekoladowy produkowany przez Mars Incorporated[196]. MARS to marka papierosów produkowana przez firmę Mars Incorporated. Mars odnosi się do typów pistoletów Bergmann i Webley. Nazwę Mars noszą francuskie miejscowości w regionie Langwedocja-Roussillon, Rodan-Alpach i Limousin.

W literaturze, filmie i muzyce[edytuj | edytuj kod]

Ilustracja maszyny bojowej Marsjan z francuskiego wydania Wojny światów H.G. Wellsa z 1906 roku

Jonathan Swift w 19 rozdziale swojej powieści Podróże Guliwera opisał księżyce Marsa, około 150 lat przed ich faktycznym odkryciem przez Asapha Halla, opis dość trafnie opisywał ich orbity. Wyobrażenie, że planeta posiada dwa księżyce jest jednak jeszcze starsze i pochodzi od Keplera, który w 1610 roku mylnie odczytał anagram Galileusza i uznał, że ów astronom odkrył satelity Marsa[197].

Wyobraźnię twórców stymulowała intensywna czerwień powierzchni Marsa oraz dziewiętnastowieczne naukowe spekulacje, że warunki na powierzchni nie tylko mogą podtrzymywać życie, ale życie inteligentne[198]. Przypuszczenia te dały początek scenariuszom science fiction, wśród nich opublikowanej w 1898 roku przez H.G. Wellsa powieści Wojna światów, w których Marsjanie szukając ucieczki z umierającej planety, dokonują inwazji na Ziemię. Stworzona przez Orsona Wellesa adaptacja radiowa Wojny światów, została zaprezentowana 30 października 1938 roku w stacji CBS jako relacja na żywo, stając się przyczyną paniki wśród mieszkańców New Jersey, kiedy wielu słuchaczy wzięło ją za prawdę[199][200].

Inne znane dzieła, w których znaczącą rolę odgrywał Mars i Marsjanie to m.in.: zbiór Kroniki marsjańskie Raya Bradbury, w którym ludzcy odkrywcy przypadkowo niszczą cywilizację Marsa, cykl Barsoom Edgara Rice Burroughsa, książka Z milczącej planety C. S. Lewisa[201] i szereg książek Roberta Heinleina, pisanych do połowy lat sześćdziesiątych[202].

Arthur C. Clarke swoją pierwszą powieść Piaski Marsa (1951) poświęcił jego zasiedlaniu przez ludzi. Wydarzenia opisane w trylogii Kima Stanleya Robinsona: Czerwony Mars (1992)[203], Zielony Mars (1994)[204] i Błękitny Mars (1996)[205] oparte są na wizji kolonizacji i przystosowywania tej planety do ludzkich potrzeb. Autor koncentrował się jednak nie na aspektach technicznych przedsięwzięcia, lecz na wizji budowy nowego społeczeństwa ludzi – Marsjan. Również znany amerykański pisarz Ben Bova, poruszył tematykę eksploracji Marsa w trylogii Mars (1992), Powrót na Marsa (1999) i Życie na Marsie (2008), zawartej w cyklu Droga przez Układ Słoneczny.

Motyw marsjańskiej kolonii, walczącej o niezależność od Ziemi, jest elementem fabuły powieści Grega Beara i Kima Stanleya Robinsona, a także w filmie Pamięć absolutna na podstawie opowiadania Philipa K. Dicka i w serialu telewizyjnym Babilon 5. Niektóre gry wideo również korzystają z tego elementu, w tym Red Faction. Mars (i jego księżyce), były również miejscem akcji popularnych gier serii Doom i Martian Gothic.

Pierwszym polskim pisarzem, który poruszy temat Marsa. Stanisław Lem w swojej pierwszej powieści Człowiek z Marsa (1947) przedstawił jakby własną wizję Wojny światów[206]. Już w tej powieści pojawił się przewodni motyw niemożności porozumienia pomiędzy przedstawicielami odmiennych cywilizacji. W opowiadaniu Ananke (1971) temat kanałów marsjańskich, badań i kolonizacji Marsa jest jednym z ważnych motywów zaś sama planeta została nazwana świnią[207].

Kolejnym polskim pisarzem, który poruszył tematykę kolonizacji Marsa i kształtowania się tamtejszego społeczeństwa był Rafał Kosik. W swojej powieści Mars (2003) przedstawił wizję zdegenerowanej marsjańskiej cywilizacji, chylącej się ku upadkowi oraz katastrofy ekologicznej do której doprowadziło nieumiejętne przeprowadzenie terraformacji[208].

Po tym jak sondy kosmiczne Mariner i Viking przysłały zdjęcia ukazujące rzeczywiste oblicze Marsa, martwego i pozbawionego kanałów, te wyobrażenia Marsa zostały zarzucone na rzecz realistycznych wyobrażeń przyszłej kolonizacji Marsa przez ludzkość, z których do najbardziej znanych należy trylogia marsjańska (Czerwony Mars, Zielony Mars i Błękitny Mars) Kima Robinsona. Jednak pseudonaukowe spekulacje na temat Twarzy na Marsie i innych tajemniczych obiektów zauważonych przez sondy kosmiczne powodują, że życie na Marsie to nadal popularny motyw w twórczości science fiction, zwłaszcza w filmie[209].

Komiksowa postać inteligentnego Marsjanina Marvina pojawiła się w telewizji w 1948 roku w animowanej serii Zwariowane melodie i nadal jest obecna w kulturze masowej[210].

Polski artysta Kazik Staszewski na płycie Melassa nagrał piosenkę o inwazji Marsjan na Polskę pod tytułem Mars Napada[211]. Brytyjska grupa rockowa Muse skomponowała piosenkę pod tytułem Knights of Cydonia nawiązującą do Cydonii – obszaru znanego z Marsjańskiej Twarzy.

Filmy o Marsie[edytuj | edytuj kod]

Do tematyki związanej z Marsem (a także Marsjanami) odnosi się wiele filmów – oto niektóre z nich:

Gry komputerowe[edytuj | edytuj kod]

  • Doom – seria gier typu FPS, których fabuła rozgrywa się w bazie naukowo-wojskowej na Marsie.
  • Chaser – FPS z 2003 roku; na Marsie ma miejsce tylko część gry.
  • Red Faction – cała historia odbywa się na Marsie.
  • UFO: Afterlight – Bitwa o Marsa – trzecia część serii UFO.
  • Earth 2160 – na Marsie ma miejsce tylko część gry.
  • Mass Effect – Mars jest wspominany, jako miejsce odkrycia przez ludzi w 2148 ruin należących do starożytnej cywilizacji – Protean. W trzeciej odsłonie serii rozgrywa się tam jedna misja.
  • Dark Colony – gra strategiczna z 1997, której scenariusz skupia się na konflikcie dwóch ras: ludzi i obcych, Taar, którzy przybyli skolonizować Czerwoną Planetę po tym, gdy ludzkość odkryła na niej „nadzwyczajne źródło energii”. Dzięki niej możliwe było utworzenie ekosystemu niezbędnego do funkcjonowania życia.

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 Ashley Yeager: Impact May Have Transformed Mars. ScienceNews.org, 19.07.2008. [dostęp 2010-11-20].
  2. 2,0 2,1 2,2 Ian Sample: Cataclysmic impact created north-south divide on Mars. W: London [on-line]. Science @ guardian.co.uk, 26 czerwca 2008. [dostęp 2010-11-20].
  3. Trudy E. Bell, Tony Phillips: Once Upon a Water Planet. Science @ NASA, 12.03.2002. [dostęp 2010-11-20].
  4. NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars. NASA/JPL, 6.12.2006. [dostęp 2010-11-20].
  5. 5,0 5,1 Water ice in crater at Martian north pole. ESA, 28.07.2005. [dostęp 2010-11-20].
  6. G. Webster, D. Beasley: Orbiter’s Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars. NASA, 20.09.2005. [dostęp 2010-11-20].
  7. 7,0 7,1 Scientists Discover Concealed Glaciers on Mars at Mid-Latitudes. University of Texas at Austin, 20.11.2008. [dostęp 2014-07-31]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-31)].
  8. Mars pictures reveal frozen sea. ESA, 21.02.2005. [dostęp 2010-11-20].
  9. 9,0 9,1 NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended. Science @ NASA, 31.07.2008. [dostęp 2008-08-01].
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 David R. Williams: Mars Fact Sheet. W: National Space Science Data Center [on-line]. NASA, 1.09.2004. [dostęp 2010-11-20].
  11. Mark Peplow: How Mars got its rust. W: BioEd Online [on-line]. MacMillan Publishers Ltd. [dostęp 2007-03-10].
  12. Philip R. Christensen, et al.. Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results. „Science”. 300 (5628), s. 2056–2061, 27.06.2003. doi:10.1126/science.1080885. PMID 12791998. 
  13. Matthew P. Golombek. The Surface of Mars: Not Just Dust and Rocks. „Science”. 300 (5628), s. 2043–2044, 27.06.2003. doi:10.1126/science.1082927. PMID 12829771. 
  14. Theresa Valentine, Lishan Amde: Magnetic Fields and Mars. Mars Global Surveyor @ NASA, 9.11.2006. [dostęp 2010-11-20].
  15. Magnetic Strips Preserve Record of Ancient Mars. NASA. [dostęp 2010-11-20].
  16. New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth. NASA/Goddard Space Flight Center. [dostęp 2006-03-17].
  17. Dave Jacqué: APS X-rays reveal secrets of Mars’ core. Argonne National Laboratory, 26.09.2003. [dostęp 2010-11-20]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-01-18)].
  18. A. N. Halliday, H. Wänke, J.-L. Birck, R. N. Clayton. The Accretion, Composition and Early Differentiation of Mars. „Space Science Reviews”. 96 (1/4), s. 197–230, 2001. doi:10.1023/A:1011997206080. Bibcode2001SSRv...96..197H. 
  19. V. N. Zharkov: The role of Jupiter in the formation of planets. 1993, s. 7–17.
  20. Jonathan I. Lunine, John Chambers, Alessandro Morbidelli, Laurie A. Leshin. The origin of water on Mars. „Icarus”. 165 (1), s. 1–8, wrzesień 2003. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6. Bibcode2003Icar..165....1L. 
  21. N.G. Barlow: MEVTV Workshop on Early Tectonic and Volcanic Evolution of Mars. LPI Technical Report 89-04. H. Frey (red.). Cz. Conditions on Early Mars: Constraints from the Cratering Record. Easton, Maryland: Lunar and Planetary Institute, 5-7.10.1988, s. 15.
  22. Giant Asteroid Flattened Half of Mars, Studies Suggest. Scientific American. [dostęp 2008-06-27].
  23. Kenneth Chang: Huge Meteor Strike Explains Mars’s Shape, Reports Say. New York Times, 26.06.2008. [dostęp 2010-11-20].
  24. K. L. Tanaka. The Stratigraphy of Mars. „Journal of Geophysical Research”. 91 (B13), s. E139–E158, 1986. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. 
  25. William K. Hartmann, Gerhard Neukum. Cratering Chronology and the Evolution of Mars. „Space Science Reviews”. 96 (1/4), s. 165–194, kwiecień 2001. doi:10.1023/A:1011945222010. Bibcode2001SSRv...96..165H. 
  26. Michael H. Carr, James W. Head III. Geologic history of Mars. „Earth and Planetary Science Letters”. 294, s. 185–203, 2010. doi:10.1016/j.epsl.2009.06.042. 
  27. Globalna wilgotna historia Marsa. astronomia.teleskopy.net. [dostęp 2010-11-20].
  28. Dane z sondy NASA sugerują zróżnicowane środowisko wodne na starożytnym Marsie. astronomia.teleskopy.net. [dostęp 2010-11-20].
  29. Powodzie lodowcowe na Marsie. astronomia.teleskopy.net. [dostęp 2010-11-20].
  30. Zdjęcia wskazują, że na Marsie istniały jeziora. astronomia.teleskopy.net. [dostęp 2010-11-20].
  31. Karl L. Mitchell, Lionel Wilson. Mars: recent geological activity: Mars: a geologically active planet. „Astronomy & Geophysics”. 44 (4), s. 4.16–4.20, sierpień 2003. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.44416.x. Bibcode2003A&G....44d..16M. 
  32. Alicia Chang: Scientists: Salt in Mars soil not bad for life. Associated Press, 5.08.2008. [dostęp 2010-11-20].
  33. NASA Spacecraft Analyzing Martian Soil Data. JPL. [dostęp 2010-11-20].
  34. Dust Devil Etch-A-Sketch (ESP_013751_1115). NASA/JPL/University of Arizona, 2.07.2009. [dostęp 2010-11-20].
  35. Norbert Schorghofer, Oded Aharonson, Samar Khatiwala. Slope streaks on Mars: Correlations with surface properties and the potential role of water. „Geophysical Research Letters”. 29. s. 41-1 – 41-3. doi:10.1029/2002GL015889 (ang.). 
  36. A. Horváth, T. Gánti, Sz. Bérczi, E. Szathmáry: Biogenic ringed Dark Dune Spots on Mars?. [dostęp 2011-09-13].
  37. Tibor Gánti, András Horváth, Albert Gesztesi, Eörs Szathmáry: Dark Dune Spots: Possible Biomarkers on Mars?. 2003. [dostęp 2014-07-31]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-31)].
  38. 38,0 38,1 NASA, Mars: Facts & Figures. [dostęp 2010-11-20].
  39. Jennifer L. Heldmann, et al.. Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions. „Journal of Geophysical Research”. 110, 7.05.2005. doi:10.1029/2004JE002261. [dostęp 2010-11-20]. Cytat: conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water (...) Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]. 
  40. 40,0 40,1 V.-P. Kostama, M. A. Kreslavsky, J. W. Head. Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement. „Geophysical Research Letters”. 33, 3.06.2006. doi:10.1029/2006GL025946. [dostęp 2007-08-12]. Cytat: Martian high-latitude zones are covered with a smooth, layered ice-rich mantle. 
  41. Shane Byrne, Andrew P. Ingersoll. A Sublimation Model for Martian South Polar Ice Features. „Science”. 299 (5609), s. 1051–1053, 2003. doi:10.1126/science.1080148. PMID 12586939. 
  42. David Whitehouse: Long history of water and Mars. BBC News, 24 stycznia 2004. [dostęp 2010-11-20].
  43. Mars’ South Pole Ice Deep and Wide. NASA, 15 marca 2007. [dostęp 2010-11-20].
  44. John B. Murray, et al.. Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars’ equator. „Nature”. 434 (703), s. 352–356, 17 marca 2005. doi:10.1038/nature03379. PMID 15772653. 
  45. Richard A. Kerr. Ice or Lava Sea on Mars? A Transatlantic Debate Erupts. „Science”. 307 (5714), s. 1390–1391, 4.03.2005. doi:10.1126/science.307.5714.1390a. PMID 15746395. 
  46. 46,0 46,1 W. L. Jaeger, et al.. Athabasca Valles, Mars: A Lava-Draped Channel System. „Science”. 317 (5845), s. 1709–1711, 21.09.2007. doi:10.1126/science.1143315. PMID 17885126. 
  47. W. V. Boynton, et al.. Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars. „Journal of Geophysical Research, Planets”. 112. doi:10.1029/2007JE002887. 
  48. W. C. Feldman, et al.. Topgraphic control of hydrogen deposits at low latitudes to midlatitudes of Mars. „Journal of Geophysical Research”. 110, 30.11.2005. doi:10.1029/2005JE002452. 11009. 
  49. Michael C. Malin. Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars. „Science”. 288 (5475), s. 2330–2335, 30.06.2000. doi:10.1126/science.288.5475.2330. PMID 10875910. 
  50. NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars. NASA, 6.12.2006. [dostęp 2010-11-20].
  51. Water flowed recently on Mars. BBC, 6.12.2006. [dostęp 2010-11-20].
  52. Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests. NASA, 6.12.2006.
  53. Mineral in Mars ‘Berries’ Adds to Water Story. 3.03.2004. [dostęp 2010-11-20]. [zarchiwizowane z tego adresu (2007-11-09)].
  54. A. S. McEwen, et al.. A Closer Look at Water-Related Geologic Activity on Mars. „Science”. 317 (5845), s. 1706–1709, 21.09.2007. doi:10.1126/science.1143987. PMID 17885125. 
  55. Mars Exploration Rover Mission: Science. 12.07.2007. [dostęp 2010-01-10].
  56. J. T. Mellon, W. C. Feldman, T. H. Prettyman. The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars. „Icarus”. 169 (2), s. 324–340, 2003. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.022. [dostęp 2010-11-20]. 
  57. Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds. , grudzień 13, 2004. NASA. [dostęp 2010-11-20]. 
  58. David Darling: Mars, polar caps. W: Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  59. MIRA’s Field Trips to the Stars Internet Education Program. [dostęp 2010-11-20].
  60. Michael H. Carr. Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate. „Journal of Geophysica Research”. 108 (5042), s. 24, 2003. doi:10.1029/2002JE001963. [dostęp 2010-11-20]. 
  61. Tony Phillips: Mars is Melting, Science at NASA. [dostęp 2010-11-20].
  62. J. J. Plaut. Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars. „Science”. 315, s. 92, 2007. doi:10.1126/science.1139672. PMID 17363628. 
  63. J. D. Pelletier. How do spiral troughs form on Mars?. „Geology”. 32, s. 365–367, 2004. doi:10.1130/G20228.2. [dostęp 2010-11-20]. 
  64. Mars polar cap mystery solved. 22.09.2008. [dostęp 2010-11-20].
  65. NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap. , 16.08.2006. NASA. [dostęp 2010-11-20]. 
  66. H. H. Kieffer: Annual Punctuated CO2 Slab-ice and Jets on Mars. 2000. [dostęp 2010-11-20].
  67. G. Portyankina: Simulations of Geyser-type Eruptions in Cryptic Region of Martian South. 2006. [dostęp 2010-11-20].
  68. Hugh H. Kieffer. CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars’ seasonal south polar ice cap. „Nature”. 442 (7104), s. 793–796, 30.05.2006. doi:10.1038/nature04945. PMID 16915284. [dostęp 2009-09-02]. 
  69. William Sheehan: Areographers. W: The Planet Mars: A History of Observation and Discovery [on-line]. [dostęp 2006-06-13].
  70. Viking and the Resources of Mars. W: Humans to Mars: Fifty Years of Mission Planning, 1950–2000 [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  71. H. Frommert, C. Kronberg: Christiaan Huygens. [dostęp 2010-11-20].
  72. B. A. Archinal, M. Caplinger. Mars, the Meridian, and Mert: The Quest for Martian Longitude. „Abstract #P22D-06”, jesień 2002. American Geophysical Union. Bibcode2002AGUFM.P22D..06A. 
  73. W. Zeitler, T. Ohlhof, H. Ebner. Recomputation of the global Mars control-point network. „Photogrammetric Engineering & Remote Sensing”. 66 (2), s. 155–161, luty 2000. [dostęp 2014-07-31]. 
  74. Cynthia J. Lunine: Earth: evolution of a habitable world. Cambridge University Press, 1999, s. 183. ISBN 0521644232.
  75. Shawn Wright: Infrared Analyses of Small Impact Craters on Earth and Mars. 4.04.2003. [dostęp 26.02.2007]. [zarchiwizowane z tego adresu (12.06.2007)].
  76. Mars Global Geography. W: Windows to the Universe [on-line]. 27.04.2001. [dostęp 2010-11-20].
  77. G. W. Wetherill. Problems Associated with Estimating the Relative Impact Rates on Mars and the Moon. „Earth, Moon, and Planets”. 9, s. 227, 1999. doi:10.1007/BF00565406. [dostęp 2010-11-20]. 
  78. Francois M. Costard. The spatial distribution of volatiles in the Martian hydrolithosphere. „Earth, Moon, and Planets”. 45, s. 265–290, czerwiec 1989. doi:10.1007/BF00057747. Bibcode1989EM&P...45..265C. 
  79. T. Zbigniew Dworak, Konrad Rudnicki: Świat planet. Wyd. 3. Warszawa: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, 1988, s. 106, seria: Biblioteka problemów. ISBN 83-01-08236-4.
  80. Craig Glenday: Guinness World Records. Random House, Inc., 2009, s. 12. ISBN 0553592564.
  81. Junyong Chen. Progress in technology for the 2005 height determination of Qomolangma Feng (Mt. Everest). „Science in China Series D: Earth Sciences”. 49 (5), s. 531–538, maj 2006. doi:10.1007/s11430-006-0531-1. 
  82. B. K. Lucchitta, C. E. Rosanova: Valles Marineris; The Grand Canyon of Mars. 26.08.2003. [dostęp 2010-11-20].
  83. G. E. Cushing, T. N. Titus, J. J. Wynne, P. R. Christensen: Themis Observes Possible Cave Skylights on Mars. 2007. [dostęp 2007-08-02].
  84. NAU researchers find possible caves on Mars. . 4 (12), 28.03.2007. Northern Arizona University. [dostęp 2010-11-20]. 
  85. Researchers find possible caves on Mars. , 17.03.2007. [dostęp 2010-11-20]. 
  86. 86,0 86,1 Tony Philips: The Solar Wind at Mars. 2001. [dostęp 2010-11-20].
  87. R. Lundin. Solar Wind-Induced Atmospheric Erosion at Mars: First Results from ASPERA-3 on Mars Express. „Science”. 305 (5692), s. 1933–1936, 2004. doi:10.1126/science.1101860. PMID 15448263. 
  88. Alexander A. Bolonkin: Artificial Environments on Mars. Springer Berlin Heidelberg, 2009, s. 599–625. ISBN 9783642036293.
  89. Atkinson, Nancy: The Mars Landing Approach: Getting Large Payloads to the Surface of the Red Planet. 17.07.2007. [dostęp 2010-11-20].
  90. Michael H. Carr: The surface of Mars. Cambridge University Press, 2006, s. 16. ISBN 0521872014.
  91. M. T. Lemmon. Atmospheric Imaging Results from Mars Rovers. „Science”. 306 (5702), s. 1753–1756, 2004. doi:10.1126/science.1104474. PMID 15576613. 
  92. V. Formisano, S. Atreya, T. Encrenaz, N. Ignatiev i inni. Detection of Methane in the Atmosphere of Mars. „Science”. 306, s. 1758–1761, 2004. doi:10.1126/science.1101732. PMID 15514118. 
  93. Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere. , 30 marca 2004. ESA. [dostęp 2010-11-20]. 
  94. 94,0 94,1 94,2 94,3 Michael J. Mumma. Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003. „Science”. 323 (5917), s. 1041–1045, 20.02.2009. doi:10.1126/science.1165243. PMID 19150811. 
  95. Eric Hand. Plumes of methane identified on Mars. , 21.10.2008. Nature News. [dostęp 2010-11-20]. 
  96. Lefèvre Franck. Observed variations of methane on Mars unexplained by known atmospheric chemistry and physics. „Nature”. 460 (7256), s. 720–723, 6.08.2009. doi:10.1038/nature08228. PMID 19661912. [dostęp 2010-11-20]. 
  97. 97,0 97,1 C. Oze, M. Sharma. Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars. „Geophysical Research Letters”. 32, s. L10203, 2005. doi:10.1029/2005GL022691. 
  98. Keppler, Frank, Vigano, Ivan, McLeod, Andy, Ott, Ulrich i inni. Ultraviolet-radiation-induced methane emissions from meteorites and the Martian atmosphere. „Nature”. 486 (7401), s. 93-96, 2012. doi:10.1038/nature11203. 
  99. Vladimir A. Krasnopolsky. Some problems related to the origin of methane on Mars. „Icarus”. 180 (2), s. 359–367, luty 2005. doi:10.1016/j.icarus.2005.10.015. 
  100. Jeffrey Kluger: Mars, in Earth’s Image. 1.09.1992. [dostęp 2010-11-20].
  101. Mars’ desert surface... W: MGCM Press release [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  102. Jason C. Goodman: The Past, Present, and Possible Future of Martian Climate. MIT, 22.09.1997. [dostęp 2010-11-20]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-01-05)].
  103. Tony Philips: Planet Gobbling Dust Storms. W: Science @ NASA [on-line]. 16.07.2001. [dostęp 2006-06-07].
  104. Ciekawostki dotyczące Marsa.
  105. Nadine G. Barlow: Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere. Cambridge University Press, 2008, s. 21, seria: Cambridge planetary science. ISBN 0521852269.
  106. Mars’ Orbital eccentricity over time. W: Solex [on-line]. 2003. [dostęp 2007-07-20].
  107. 107,0 107,1 Jean Meeus: When Was Mars Last This Close?. marzec 2003. [dostęp 2014-07-31]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-31)].
  108. Ron Baalke: Mars Makes Closest Approach In Nearly 60,000 Years. 22.08.2003. [dostęp 2008-01-18].
  109. Close Inspection for Phobos. W: ESA website [on-line]. [dostęp 2006-06-13].
  110. 110,0 110,1 The martian moon Phobos may have formed by catastrophic blast. „Astronomy magazine”, 20 listopada 2010. [dostęp 2010-11-20]. 
  111. Ares Attendants: Deimos & Phobos. W: Greek Mythology [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  112. G. E. Hunt, W. H. Michael, D. Pascu, J. Veverka i inni. The Martian satellites – 100 years on. „Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society”. 19, s. 90–109, marzec 1978. Bibcode1978QJRAS..19...90H. 
  113. 113,0 113,1 Bill Arnett: Phobos. W: nineplanets [on-line]. 20.11.2004. [dostęp 2010-11-20].
  114. Scott Ellis: Geological History: Moons of Mars. [dostęp 2007-12-22]. (Internet Archive).
  115. Precise mass determination and the nature of Phobos. „Geophysical Research Letters”. 37 (L09202), 7.05.2010. American Geophysical Union. doi:10.1029/2009GL041829. [dostęp 2010-11-20]. 
  116. 116,0 116,1 M. Giuranna: European Planetary Science Congress Abstracts, Vol. 5. 2010. [dostęp 2010-11-20].
  117. John Lloyd: The QI Book of General Ignorance. Britain: Faber and Faber Limited, 2006, s. 102, 299. ISBN 978-0-571-24139-2.
  118. Akkana Peck: Mars Observing FAQ. W: Shallow Sky [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  119. Michael Zeilik: Astronomy: the Evolving Universe. Wyd. 9th. Cambridge University Press, 2002, s. 14. ISBN 0521800900.
  120. Jacques Laskar: Primer on Mars oppositions. 14.08.2003. [dostęp 2010-11-14]. (Solex 11).
  121. Close Encounter: Mars at Opposition. NASA, 3.11.2005. [dostęp 2010-11-20].
  122. William Sheehan: Appendix 1: Oppositions of Mars, 1901--2035. W: The Planet Mars: A History of Observation and Discovery [on-line]. 2.02.1997. [dostęp 2010-11-20].
  123. Po opozycji 12 lutego 1995 kolejna nastąpiła 17 marca 1997. Po opozycji 13 lipca 2065 następna nastąpi dopiero 2 października 2067. Zobacz też: Astropro 3000-year Sun-Mars Opposition Tables (ang.).
  124. Joe Rao: NightSky Friday – Mars and Earth: The Top 10 Close Passes Since 3000 B.C. W: Space.com [on-line]. 22.08.2003. [dostęp 2009-05-20]. (Internet Archive).
  125. B. Novakovic. Senenmut: An Ancient Egyptian Astronomer. „Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade”. 85, s. 19–23, październik 2008. Bibcode2008POBeo..85...19N. 
  126. John David North: Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology. University of Chicago Press, 2008, s. 48–52. ISBN 0226594416.
  127. Noel M. Swerdlow: The Babylonian theory of the planets. Princeton University Press, 1998, s. 34–72. ISBN 0691011966.
  128. Charles Lane Poor: The solar system: a study of recent observations. G. P. Putnam’s sons, 1908, s. 193.
  129. David Michael Harland: Cassini at Saturn: Huygens results. 2007, s. 1. ISBN 0-387-26129-X. [dostęp 2010-11-20].
  130. Charles E. Hummel: The Galileo connection: resolving conflicts between science & the Bible. InterVarsity Press, 1986, s. 35–38. ISBN 0-87784-500-X. [dostęp 2010-11-15].
  131. Joseph Needham, Colin A. Ronan: The Shorter Science and Civilisation in China: An Abridgement of Joseph Needham’s Original Text. Wyd. 3rd. Cambridge University Press, 1985, s. 187. ISBN 0521315360.
  132. Richard Thompson. Planetary Diameters in the Surya-Siddhanta. . 11 (2), s. 193–200 [193–6], 1997. [dostęp 2010-03-13]. 
  133. Eduard Sachau: Alberuni’s India: an account of the religion, philosophy, literature, geography, chronology, astronomy, customs, laws and astrology of India about A.D. 1030. Routledge, 2001, s. 68. ISBN 0415244986.
  134. Reni Taton: Planetary Astronomy from the Renaissance to the Rise of Astrophysics, Part A, Tycho Brahe to Newton. Cambridge University Press, 2003, s. 109. ISBN 0521542057.
  135. Stephen Breyer. Mutual Occultation of Planets. „Sky and Telescope”. 57 (3), s. 220, marzec 1979. 
  136. W. T. Peters. The Appearance of Venus and Mars in 1610. „Journal of the History of Astronomy”. 15 (3), s. 211–214, październik 1984. Bibcode1984JHA....15..211P. 
  137. William Sheehan: Chapter 2: Pioneers The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Tucson: University of Arizona, 1996. [dostęp 2010-11-20].
  138. Dave Snyder: An Observational History of Mars. maj 2001. [dostęp 2007-02-26].
  139. 139,0 139,1 Carl Sagan: Cosmos. New York, USA: Random House, 1980, s. 107. ISBN 0394502949.
  140. Percival Lowell: Champion of Canals. W: George Basalla: Civilized Life in the Universe: Scientists on Intelligent Extraterrestrials. Oxford University Press US, 2006, s. 67–88. ISBN 0195171810.
  141. K. Maria, D. Lane. Geographers of Mars. „Isis”. 96 (4), s. 477–506, 2005. doi:10.1086/498590. PMID 16536152. 
  142. M. Perrotin. Observations des canaux de Mars. „Bulletin Astronomique, Serie I”. 3, s. 324–329, 1886. Bibcode1886BuAsI...3..324P (fr.). 
  143. K. Zahnle. Decline and fall of the Martian empire. „Nature”. 412 (6843), s. 209–213, 2001. doi:10.1038/35084148. PMID 11449281. 
  144. "Living in Space". Cary L. Mitchell, Purdue University. The Universe. Odcinek 307, sezon 2008-09.
  145. Taylor Dinerman: Is the Great Galactic Ghoul losing his appetite?. W: The space review [on-line]. 27.09.2004. [dostęp 2010-11-20].
  146. Mariner 9: Overview.
  147. Other Mars Missions. W: Journey through the galaxy [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  148. R. Z. Sagdeev, A. V. Zakharov. Brief history of the Phobos mission. „Nature”. 341, s. 581–585, 19.10.1989. doi:10.1038/341581a0. 
  149. Mars Global Surveyor. . [dostęp 2010-11-20]. [zarchiwizowane z adresu 2006-04-15]. 
  150. Mars Pulls Phoenix In. W: University of Arizona Phoenix mission Website [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  151. Phoenix: The Search for Water. NASA website. [dostęp 2010-11-20].
  152. Frozen Water Confirmed on Mars. [dostęp ~2010-11-20].
  153. NASA Mars Mission declared dead. , 10.11.2008. BBC. [dostęp 2010-11-20]. 
  154. NASA’s Mars Odyssey Shifting Orbit for Extended Mission. 9.10.2008. [dostęp 2010-11-20].
  155. 155,0 155,1 Jean-Loup Bertaux: Discovery of an aurora on Mars. W: Nature Magazine [on-line]. 9.06.2005. [dostęp 2010-11-20].
  156. Mars Exploration Rovers- Science. W: MER website [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  157. Spirit Updates, 2010. [dostęp 2010-11-20].
  158. NASA Spirit Rover Completes Mission on Mars. [dostęp 2011-05-29].
  159. Opportunity Rover Reaches Halfway Point of Long Trek. 2010-09-08. [dostęp 2010-11-20].
  160. Photo shows avalanche on Mars. W: CNN [on-line]. [dostęp 2008-03-09]. (Internet Archive).
  161. Mars Science Laboratory. W: MSL website [on-line]. [dostęp 2010-11-20].
  162. NASA Selects ‘MAVEN’ Mission to Study Mars Atmosphere. [dostęp 2009-09-20].
  163. Paul Rincon: European Mars launch pushed back. BBC News, 10.11.2006. [dostęp 2006-10-10].
  164. Robert Britt: When do we get to Mars?. W: Space.com FAQ: Bush’s New Space Vision [on-line]. [dostęp 2010-10-24]. (Internet Archive).
  165. NASA aims to put man on Mars by 2037. . AFP. 
  166. NASA in Transition as Congress OKs New Direction. SPACE.com, 30.09.2010. [dostęp 2010-11-20].
  167. Liftoff for Aurora: Europe’s imię steps to Mars, the Moon and beyond. 11.10.2002. [dostęp 2010-11-20].
  168. The ESA-NASA ExoMars programme 2016–2018 – an overview. 12.12.2009. [dostęp 2010-11-20].
  169. Mars Sample Return. 8.12.2009. [dostęp 2010-11-20].
  170. The Mars Homestead Project – Arrive, Survive, & Thrive!. [dostęp 2010-11-20].
  171. Aldrin: Mars Pioneers Should Not Return to Earth. [dostęp 2010-11-20].
  172. Deimos. W: Planetary Societies’s Explore the Cosmos [on-line]. [dostęp 2010-11-20]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-06-05)].
  173. J. Meeus, E. Goffin. Transits of Earth as seen from Mars. „Journal of the British Astronomical Association”. 93 (3), s. 120–123, kwiecień 1983. Bibcode1983JBAA...93..120M. 
  174. J. F. Bell III, et al.. Solar eclipses of Phobos and Deimos observed from the surface of Mars. „Nature”. 436, s. 55–57, 7.07.2005. doi:10.1038/nature03437. 
  175. Staff: Martian Moons Block Sun In Unique Eclipse Images From Another Planet. W: SpaceDaily [on-line]. 17.03.2004. [dostęp 2010-11-20].
  176. Percivel Lowell’s Canals. [dostęp 2007-03-01].
  177. Charles Fergus. Mars Fever. „Research/Penn State”. 24 (2), maj 2004. [dostęp 2007-08-02]. 
  178. Nikola Tesla: Talking with the Planets. 19.02.1901. [dostęp 2007-05-04].
  179. Margaret Cheney: Tesla, man out of time. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall, 1981, s. 162. ISBN 978-0-13-906859-1. OCLC 7672251.
  180. Departure of Lord Kelvin. , s. 29, 11.05.1902. 
  181. Edward Charles Pickering: The Light Flash From Mars. 16.01.1901. [dostęp 20.05.2007]. [zarchiwizowane z tego adresu (20.05.2007)].
  182. Dennis Brindell Fradin: Is There Life on Mars?. McElderry Books, 1999, s. 62. ISBN 0689820488.
  183. F. B. Salisbury. Martian Biology. „Science”. 136 (3510), s. 17–26, 1962. [dostęp 26.02.2007]. 
  184. Peter Douglas Ward, Donald Brownlee: Rare earth: why complex life is uncommon in the universe. Wyd. 2. Springer, 2000, s. 253. ISBN 0387952896.
  185. Peter Bond: Distant worlds: milestones in planetary exploration. Springer, 2007. ISBN 0387402128.
  186. Robert L. Nowack: Estimated Habitable Zone for the Solar System. [dostęp 2010-11-20].
  187. Helen Briggs. Early Mars 'too salty’ for life. , 15.02.2008. BBC News. [dostęp 2010-11-20]. 
  188. Anders Hannsson: Mars and the Development of Life. Wiley, 1997. ISBN 0-471-96606-1.
  189. New Analysis of Viking Mission Results Indicates Presence of Life on Mars. , 7.01.2007. Physorg.com. [dostęp 2010-11-20]. 
  190. John Bluck: NASA Field-Tests the First System Designed to Drill for Subsurface Martian Life. 5.07.2005. [dostęp 2010-11-20].
  191. D. C. Golden. Evidence for exclusively inorganic formation of magnetite in Martian meteorite ALH84001. „American Mineralogist”. 89 (5-6), s. 681–695, maj 2004. [dostęp 2010-11-20]. 
  192. Vladimir A. Krasnopolsky, Jean-Pierre Maillard, Tobias C. Owen. Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?. „Icarus”. 172, s. 537–547, 2004. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004. 
  193. Formaldehyde claim inflames Martian debate. , 25.02.2005. Nature. doi:10.1038/news050221-15. [dostęp 2010-11-20]. 
  194. Perchlorate Complicates Hunt for Life on Mars (ang.). astrobio.net, 2013-09-27. [dostęp 2013-09-27].
  195. Wolfram Eberhard: Symbole chińskie. Słownik. Kraków: Universitas, 2007, s. 208-209. ISBN 97883-242-0766-4.
  196. The history of Mars can be traced back to 1932 (ang.). [dostęp 2010-08-13].
  197. David Darling: Swift, Jonathan and the moons of Mars. [dostęp 2007-03-01].
  198. Bernard V. Lightman: Victorian Science in Context. University of Chicago Press, 1997, s. 268–273. ISBN 0226481115.
  199. Alex Lubertozzi, Brian Holmsten: The war of the worlds: Mars’ invasion of earth, inciting panic and inspiring terror from H.G. Wells to Orson Welles and beyond. Sourcebooks, Inc., 2003, s. 3–31. ISBN 1570719853.
  200. The War of the Worlds. [dostęp 2010-11-29].
  201. Sanford Schwartz: C. S. Lewis on the Final Frontier: Science and the Supernatural in the Space Trilogy. Oxford University Press US, 2009, s. 19–20. ISBN 019537472X.
  202. Derek M. Buker: The science fiction and fantasy readers’ advisory: the librarian’s guide to cyborgs, aliens, and sorcerers. ALA Editions, 2002, s. 26, seria: ALA readers’ advisory series. ISBN 0838908314.
  203. Czerwony Mars. [dostęp 2010-12-09].
  204. Zielony Mars. [dostęp 2010-12-09].
  205. Niebieski Mars. [dostęp 2010-12-09].
  206. Komentarz Lema. [dostęp 2010-12-07].
  207. Andrzej Prószyński: Świat po katastrofie. [dostęp 2010-12-09].
  208. Mars. [dostęp 2010-12-07].
  209. Kathy Miles, Charles F., II Peters: Unmasking the Face. [dostęp 2007-03-01].
  210. Eric S. Rabkin: Mars: a tour of the human imagination. Greenwood Publishing Group, 2005, s. 141–142. ISBN 0275987191.
  211. Melassa. [dostęp 2014-07-31].

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Media[edytuj | edytuj kod]

Zasoby kartograficzne[edytuj | edytuj kod]