mirror of
https://github.com/mozilla/gecko-dev.git
synced 2024-10-19 16:25:38 +00:00
Bug 1436330 - Add microbenchmarks for XPCOM string encoding conversions. r=froydnj
MozReview-Commit-ID: EloNhdnVaYm --HG-- extra : rebase_source : 84796abc06ec1347db2abba23b1b487b9c5b22f8
This commit is contained in:
Henri Sivonen
parent
8effc5360b
commit
30451f997f
@ -19,6 +19,16 @@
|
||||
#include "gtest/BlackBox.h"
|
||||
#include "nsBidiUtils.h"
|
||||
|
||||
#define CONVERSION_ITERATIONS 50000
|
||||
|
||||
#define CONVERSION_BENCH(name, func, src, dstType) \
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, name, [this] { \
|
||||
for (int i = 0; i < CONVERSION_ITERATIONS; i++) { \
|
||||
dstType dst; \
|
||||
func(*BlackBox(&src), *BlackBox(&dst)); \
|
||||
} \
|
||||
}); \
|
||||
|
||||
namespace TestStrings {
|
||||
|
||||
using mozilla::fallible;
|
||||
@ -34,15 +44,6 @@ using mozilla::BlackBox;
|
||||
|
||||
#define TestExample5 "Donec id risus urna. Nunc consequat lacinia urna id bibendum. Nulla faucibus faucibus enim. Cras ex risus, ultrices id semper vitae, luctus ut nulla. Sed vehicula tellus sed purus imperdiet efficitur. Suspendisse feugiat\n\n\n imperdiet odio, sed porta lorem feugiat nec. Curabitur laoreet massa venenatis\r\n risus ornare\r\n, vitae feugiat tortor accumsan. Lorem ipsum dolor sit amet, consectetur adipiscing elit. Maecenas id scelerisque mauris, eget facilisis erat. Ut nec pulvinar risus, sed iaculis ante. Mauris tincidunt, risus et pretium elementum, leo nisi consectetur ligula, tincidunt suscipit erat velit eget libero. Sed ac est tempus, consequat dolor mattis, mattis mi. "
|
||||
|
||||
// Setup overhead test
|
||||
#define OneASCII "a"
|
||||
|
||||
// Maximal non-SIMD legth
|
||||
#define FifteenASCII "Lorem ipsum dol"
|
||||
|
||||
// Around hundred is common length for IsUTF8 check
|
||||
#define HundredASCII "Lorem ipsum dolor sit amet, consectetur adipiscing elit. Duis ac tellus eget velit viverra viverra i"
|
||||
|
||||
// Originally ReadVPXFile in TestVPXDecoding.cpp
|
||||
static void
|
||||
ReadFile(const char* aPath, nsACString& aBuffer)
|
||||
@ -72,23 +73,28 @@ protected:
|
||||
void SetUp() override {
|
||||
// Intentionally AssignASCII and not AssignLiteral
|
||||
// to simulate the usual heap case.
|
||||
mOneAsciiUtf8.AssignASCII(OneASCII);
|
||||
mFifteenAsciiUtf8.AssignASCII(FifteenASCII);
|
||||
mHundredAsciiUtf8.AssignASCII(HundredASCII);
|
||||
mExample1Utf8.AssignASCII(TestExample1);
|
||||
mExample2Utf8.AssignASCII(TestExample2);
|
||||
mExample3Utf8.AssignASCII(TestExample3);
|
||||
mExample4Utf8.AssignASCII(TestExample4);
|
||||
mExample5Utf8.AssignASCII(TestExample5);
|
||||
|
||||
// Use span to make the resulting string as ordinary as possible
|
||||
mAsciiOneUtf8.Append(MakeSpan(mExample3Utf8).To(1));
|
||||
mAsciiThreeUtf8.Append(MakeSpan(mExample3Utf8).To(3));
|
||||
mAsciiFifteenUtf8.Append(MakeSpan(mExample3Utf8).To(15));
|
||||
mAsciiHundredUtf8.Append(MakeSpan(mExample3Utf8).To(100));
|
||||
mAsciiThousandUtf8.Append(MakeSpan(mExample3Utf8).To(1000));
|
||||
|
||||
ReadFile("ar.txt", mArUtf8);
|
||||
ReadFile("de.txt", mDeUtf8);
|
||||
ReadFile("de-edit.txt", mDeEditUtf8);
|
||||
ReadFile("ru.txt", mRuUtf8);
|
||||
ReadFile("th.txt", mThUtf8);
|
||||
ReadFile("ko.txt", mKoUtf8);
|
||||
ReadFile("ja.txt", mJaUtf8);
|
||||
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mOneAsciiUtf8, mOneAsciiUtf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mFifteenAsciiUtf8, mFifteenAsciiUtf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mHundredAsciiUtf8, mHundredAsciiUtf16);
|
||||
ReadFile("tr.txt", mTrUtf8);
|
||||
ReadFile("vi.txt", mViUtf8);
|
||||
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mExample1Utf8, mExample1Utf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mExample2Utf8, mExample2Utf16);
|
||||
@ -96,37 +102,287 @@ protected:
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mExample4Utf8, mExample4Utf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mExample5Utf8, mExample5Utf16);
|
||||
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mAsciiOneUtf8, mAsciiOneUtf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mAsciiFifteenUtf8, mAsciiFifteenUtf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mAsciiHundredUtf8, mAsciiHundredUtf16);
|
||||
CopyASCIItoUTF16(mAsciiThousandUtf8, mAsciiThousandUtf16);
|
||||
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mArUtf8, mArUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mDeUtf8, mDeUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mDeEditUtf8, mDeEditUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mRuUtf8, mRuUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mThUtf8, mThUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mJaUtf8, mJaUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mKoUtf8, mKoUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mTrUtf8, mTrUtf16);
|
||||
CopyUTF8toUTF16(mViUtf8, mViUtf16);
|
||||
|
||||
LossyCopyUTF16toASCII(mDeEditUtf16, mDeEditLatin1);
|
||||
|
||||
// Use span to make the resulting string as ordinary as possible
|
||||
mArOneUtf16.Append(MakeSpan(mArUtf16).To(1));
|
||||
mDeOneUtf16.Append(MakeSpan(mDeUtf16).To(1));
|
||||
mDeEditOneUtf16.Append(MakeSpan(mDeEditUtf16).To(1));
|
||||
mRuOneUtf16.Append(MakeSpan(mRuUtf16).To(1));
|
||||
mThOneUtf16.Append(MakeSpan(mThUtf16).To(1));
|
||||
mJaOneUtf16.Append(MakeSpan(mJaUtf16).To(1));
|
||||
mKoOneUtf16.Append(MakeSpan(mKoUtf16).To(1));
|
||||
mTrOneUtf16.Append(MakeSpan(mTrUtf16).To(1));
|
||||
mViOneUtf16.Append(MakeSpan(mViUtf16).To(1));
|
||||
|
||||
mDeEditOneLatin1.Append(MakeSpan(mDeEditLatin1).To(1));
|
||||
|
||||
mArThreeUtf16.Append(MakeSpan(mArUtf16).To(3));
|
||||
mDeThreeUtf16.Append(MakeSpan(mDeUtf16).To(3));
|
||||
mDeEditThreeUtf16.Append(MakeSpan(mDeEditUtf16).To(3));
|
||||
mRuThreeUtf16.Append(MakeSpan(mRuUtf16).To(3));
|
||||
mThThreeUtf16.Append(MakeSpan(mThUtf16).To(3));
|
||||
mJaThreeUtf16.Append(MakeSpan(mJaUtf16).To(3));
|
||||
mKoThreeUtf16.Append(MakeSpan(mKoUtf16).To(3));
|
||||
mTrThreeUtf16.Append(MakeSpan(mTrUtf16).To(3));
|
||||
mViThreeUtf16.Append(MakeSpan(mViUtf16).To(3));
|
||||
|
||||
mDeEditThreeLatin1.Append(MakeSpan(mDeEditLatin1).To(3));
|
||||
|
||||
mArFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mArUtf16).To(15));
|
||||
mDeFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mDeUtf16).To(15));
|
||||
mDeEditFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mDeEditUtf16).To(15));
|
||||
mRuFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mRuUtf16).To(15));
|
||||
mThFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mThUtf16).To(15));
|
||||
mJaFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mJaUtf16).To(15));
|
||||
mKoFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mKoUtf16).To(15));
|
||||
mTrFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mTrUtf16).To(15));
|
||||
mViFifteenUtf16.Append(MakeSpan(mViUtf16).To(15));
|
||||
|
||||
mDeEditFifteenLatin1.Append(MakeSpan(mDeEditLatin1).To(15));
|
||||
|
||||
mArHundredUtf16.Append(MakeSpan(mArUtf16).To(100));
|
||||
mDeHundredUtf16.Append(MakeSpan(mDeUtf16).To(100));
|
||||
mDeEditHundredUtf16.Append(MakeSpan(mDeEditUtf16).To(100));
|
||||
mRuHundredUtf16.Append(MakeSpan(mRuUtf16).To(100));
|
||||
mThHundredUtf16.Append(MakeSpan(mThUtf16).To(100));
|
||||
mJaHundredUtf16.Append(MakeSpan(mJaUtf16).To(100));
|
||||
mKoHundredUtf16.Append(MakeSpan(mKoUtf16).To(100));
|
||||
mTrHundredUtf16.Append(MakeSpan(mTrUtf16).To(100));
|
||||
mViHundredUtf16.Append(MakeSpan(mViUtf16).To(100));
|
||||
|
||||
mDeEditHundredLatin1.Append(MakeSpan(mDeEditLatin1).To(100));
|
||||
|
||||
mArThousandUtf16.Append(MakeSpan(mArUtf16).To(1000));
|
||||
mDeThousandUtf16.Append(MakeSpan(mDeUtf16).To(1000));
|
||||
mDeEditThousandUtf16.Append(MakeSpan(mDeEditUtf16).To(1000));
|
||||
mRuThousandUtf16.Append(MakeSpan(mRuUtf16).To(1000));
|
||||
mThThousandUtf16.Append(MakeSpan(mThUtf16).To(1000));
|
||||
mJaThousandUtf16.Append(MakeSpan(mJaUtf16).To(1000));
|
||||
mKoThousandUtf16.Append(MakeSpan(mKoUtf16).To(1000));
|
||||
mTrThousandUtf16.Append(MakeSpan(mTrUtf16).To(1000));
|
||||
mViThousandUtf16.Append(MakeSpan(mViUtf16).To(1000));
|
||||
|
||||
mDeEditThousandLatin1.Append(MakeSpan(mDeEditLatin1).To(1000));
|
||||
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mArOneUtf16, mArOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeOneUtf16, mDeOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeEditOneUtf16, mDeEditOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mRuOneUtf16, mRuOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mThOneUtf16, mThOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mJaOneUtf16, mJaOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mKoOneUtf16, mKoOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mTrOneUtf16, mTrOneUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mViOneUtf16, mViOneUtf8);
|
||||
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mArThreeUtf16, mArThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeThreeUtf16, mDeThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeEditThreeUtf16, mDeEditThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mRuThreeUtf16, mRuThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mThThreeUtf16, mThThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mJaThreeUtf16, mJaThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mKoThreeUtf16, mKoThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mTrThreeUtf16, mTrThreeUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mViThreeUtf16, mViThreeUtf8);
|
||||
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mArFifteenUtf16, mArFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeFifteenUtf16, mDeFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeEditFifteenUtf16, mDeEditFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mRuFifteenUtf16, mRuFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mThFifteenUtf16, mThFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mJaFifteenUtf16, mJaFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mKoFifteenUtf16, mKoFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mTrFifteenUtf16, mTrFifteenUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mViFifteenUtf16, mViFifteenUtf8);
|
||||
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mArHundredUtf16, mArHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeHundredUtf16, mDeHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeEditHundredUtf16, mDeEditHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mRuHundredUtf16, mRuHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mThHundredUtf16, mThHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mJaHundredUtf16, mJaHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mKoHundredUtf16, mKoHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mTrHundredUtf16, mTrHundredUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mViHundredUtf16, mViHundredUtf8);
|
||||
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mArThousandUtf16, mArThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeThousandUtf16, mDeThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mDeEditThousandUtf16, mDeEditThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mRuThousandUtf16, mRuThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mThThousandUtf16, mThThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mJaThousandUtf16, mJaThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mKoThousandUtf16, mKoThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mTrThousandUtf16, mTrThousandUtf8);
|
||||
CopyUTF16toUTF8(mViThousandUtf16, mViThousandUtf8);
|
||||
}
|
||||
public:
|
||||
nsCString mOneAsciiUtf8;
|
||||
nsCString mFifteenAsciiUtf8;
|
||||
nsCString mHundredAsciiUtf8;
|
||||
nsCString mAsciiOneUtf8;
|
||||
nsCString mAsciiThreeUtf8;
|
||||
nsCString mAsciiFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mAsciiHundredUtf8;
|
||||
nsCString mAsciiThousandUtf8;
|
||||
nsCString mExample1Utf8;
|
||||
nsCString mExample2Utf8;
|
||||
nsCString mExample3Utf8;
|
||||
nsCString mExample4Utf8;
|
||||
nsCString mExample5Utf8;
|
||||
nsCString mArUtf8;
|
||||
nsCString mDeUtf8;
|
||||
nsCString mDeEditUtf8;
|
||||
nsCString mRuUtf8;
|
||||
nsCString mThUtf8;
|
||||
nsCString mJaUtf8;
|
||||
nsCString mKoUtf8;
|
||||
nsCString mTrUtf8;
|
||||
nsCString mViUtf8;
|
||||
|
||||
nsString mOneAsciiUtf16;
|
||||
nsString mFifteenAsciiUtf16;
|
||||
nsString mHundredAsciiUtf16;
|
||||
nsString mAsciiOneUtf16;
|
||||
nsString mAsciiThreeUtf16;
|
||||
nsString mAsciiFifteenUtf16;
|
||||
nsString mAsciiHundredUtf16;
|
||||
nsString mAsciiThousandUtf16;
|
||||
nsString mExample1Utf16;
|
||||
nsString mExample2Utf16;
|
||||
nsString mExample3Utf16;
|
||||
nsString mExample4Utf16;
|
||||
nsString mExample5Utf16;
|
||||
nsString mArUtf16;
|
||||
nsString mDeUtf16;
|
||||
nsString mDeEditUtf16;
|
||||
nsString mRuUtf16;
|
||||
nsString mThUtf16;
|
||||
nsString mJaUtf16;
|
||||
nsString mJaUtf16;
|
||||
nsString mKoUtf16;
|
||||
nsString mTrUtf16;
|
||||
nsString mViUtf16;
|
||||
|
||||
nsCString mDeEditLatin1;
|
||||
|
||||
nsString mArOneUtf16;
|
||||
nsString mDeOneUtf16;
|
||||
nsString mDeEditOneUtf16;
|
||||
nsString mRuOneUtf16;
|
||||
nsString mThOneUtf16;
|
||||
nsString mJaOneUtf16;
|
||||
nsString mKoOneUtf16;
|
||||
nsString mTrOneUtf16;
|
||||
nsString mViOneUtf16;
|
||||
|
||||
nsCString mDeEditOneLatin1;
|
||||
|
||||
nsCString mArOneUtf8;
|
||||
nsCString mDeOneUtf8;
|
||||
nsCString mDeEditOneUtf8;
|
||||
nsCString mRuOneUtf8;
|
||||
nsCString mThOneUtf8;
|
||||
nsCString mJaOneUtf8;
|
||||
nsCString mKoOneUtf8;
|
||||
nsCString mTrOneUtf8;
|
||||
nsCString mViOneUtf8;
|
||||
|
||||
nsString mArThreeUtf16;
|
||||
nsString mDeThreeUtf16;
|
||||
nsString mDeEditThreeUtf16;
|
||||
nsString mRuThreeUtf16;
|
||||
nsString mThThreeUtf16;
|
||||
nsString mJaThreeUtf16;
|
||||
nsString mKoThreeUtf16;
|
||||
nsString mTrThreeUtf16;
|
||||
nsString mViThreeUtf16;
|
||||
|
||||
nsCString mDeEditThreeLatin1;
|
||||
|
||||
nsCString mArThreeUtf8;
|
||||
nsCString mDeThreeUtf8;
|
||||
nsCString mDeEditThreeUtf8;
|
||||
nsCString mRuThreeUtf8;
|
||||
nsCString mThThreeUtf8;
|
||||
nsCString mJaThreeUtf8;
|
||||
nsCString mKoThreeUtf8;
|
||||
nsCString mTrThreeUtf8;
|
||||
nsCString mViThreeUtf8;
|
||||
|
||||
nsString mArFifteenUtf16;
|
||||
nsString mDeFifteenUtf16;
|
||||
nsString mDeEditFifteenUtf16;
|
||||
nsString mRuFifteenUtf16;
|
||||
nsString mThFifteenUtf16;
|
||||
nsString mJaFifteenUtf16;
|
||||
nsString mKoFifteenUtf16;
|
||||
nsString mTrFifteenUtf16;
|
||||
nsString mViFifteenUtf16;
|
||||
|
||||
nsCString mDeEditFifteenLatin1;
|
||||
|
||||
nsCString mArFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mDeFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mDeEditFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mRuFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mThFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mJaFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mKoFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mTrFifteenUtf8;
|
||||
nsCString mViFifteenUtf8;
|
||||
|
||||
nsString mArHundredUtf16;
|
||||
nsString mDeHundredUtf16;
|
||||
nsString mDeEditHundredUtf16;
|
||||
nsString mRuHundredUtf16;
|
||||
nsString mThHundredUtf16;
|
||||
nsString mJaHundredUtf16;
|
||||
nsString mKoHundredUtf16;
|
||||
nsString mTrHundredUtf16;
|
||||
nsString mViHundredUtf16;
|
||||
|
||||
nsCString mDeEditHundredLatin1;
|
||||
|
||||
nsCString mArHundredUtf8;
|
||||
nsCString mDeHundredUtf8;
|
||||
nsCString mDeEditHundredUtf8;
|
||||
nsCString mRuHundredUtf8;
|
||||
nsCString mThHundredUtf8;
|
||||
nsCString mJaHundredUtf8;
|
||||
nsCString mKoHundredUtf8;
|
||||
nsCString mTrHundredUtf8;
|
||||
nsCString mViHundredUtf8;
|
||||
|
||||
nsString mArThousandUtf16;
|
||||
nsString mDeThousandUtf16;
|
||||
nsString mDeEditThousandUtf16;
|
||||
nsString mRuThousandUtf16;
|
||||
nsString mThThousandUtf16;
|
||||
nsString mJaThousandUtf16;
|
||||
nsString mKoThousandUtf16;
|
||||
nsString mTrThousandUtf16;
|
||||
nsString mViThousandUtf16;
|
||||
|
||||
nsCString mDeEditThousandLatin1;
|
||||
|
||||
nsCString mArThousandUtf8;
|
||||
nsCString mDeThousandUtf8;
|
||||
nsCString mDeEditThousandUtf8;
|
||||
nsCString mRuThousandUtf8;
|
||||
nsCString mThThousandUtf8;
|
||||
nsCString mJaThousandUtf8;
|
||||
nsCString mKoThousandUtf8;
|
||||
nsCString mTrThousandUtf8;
|
||||
nsCString mViThousandUtf8;
|
||||
|
||||
};
|
||||
|
||||
void test_assign_helper(const nsACString& in, nsACString &_retval)
|
||||
@ -1527,21 +1783,21 @@ MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfStripCharsCRLF, [this] {
|
||||
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsUTF8One, [this] {
|
||||
for (int i = 0; i < 200000; i++) {
|
||||
bool b = IsUTF8(*BlackBox(&mOneAsciiUtf8));
|
||||
bool b = IsUTF8(*BlackBox(&mAsciiOneUtf8));
|
||||
BlackBox(&b);
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsUTF8Fifteen, [this] {
|
||||
for (int i = 0; i < 200000; i++) {
|
||||
bool b = IsUTF8(*BlackBox(&mFifteenAsciiUtf8));
|
||||
bool b = IsUTF8(*BlackBox(&mAsciiFifteenUtf8));
|
||||
BlackBox(&b);
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsUTF8Hundred, [this] {
|
||||
for (int i = 0; i < 200000; i++) {
|
||||
bool b = IsUTF8(*BlackBox(&mHundredAsciiUtf8));
|
||||
bool b = IsUTF8(*BlackBox(&mAsciiHundredUtf8));
|
||||
BlackBox(&b);
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
@ -1555,21 +1811,21 @@ MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsUTF8Example3, [this] {
|
||||
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsASCII8One, [this] {
|
||||
for (int i = 0; i < 200000; i++) {
|
||||
bool b = IsASCII(*BlackBox(&mOneAsciiUtf8));
|
||||
bool b = IsASCII(*BlackBox(&mAsciiOneUtf8));
|
||||
BlackBox(&b);
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsASCIIFifteen, [this] {
|
||||
for (int i = 0; i < 200000; i++) {
|
||||
bool b = IsASCII(*BlackBox(&mFifteenAsciiUtf8));
|
||||
bool b = IsASCII(*BlackBox(&mAsciiFifteenUtf8));
|
||||
BlackBox(&b);
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
|
||||
MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfIsASCIIHundred, [this] {
|
||||
for (int i = 0; i < 200000; i++) {
|
||||
bool b = IsASCII(*BlackBox(&mHundredAsciiUtf8));
|
||||
bool b = IsASCII(*BlackBox(&mAsciiHundredUtf8));
|
||||
BlackBox(&b);
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
@ -1616,4 +1872,224 @@ MOZ_GTEST_BENCH_F(Strings, PerfHasRTLCharsJA, [this] {
|
||||
}
|
||||
});
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1ASCIIOne, LossyCopyUTF16toASCII, mAsciiOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1ASCIIThree, LossyCopyUTF16toASCII, mAsciiThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1ASCIIFifteen, LossyCopyUTF16toASCII, mAsciiFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1ASCIIHundred, LossyCopyUTF16toASCII, mAsciiHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1ASCIIThousand, LossyCopyUTF16toASCII, mAsciiThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1DEOne, LossyCopyUTF16toASCII, mDeEditOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1DEThree, LossyCopyUTF16toASCII, mDeEditThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1DEFifteen, LossyCopyUTF16toASCII, mDeEditFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1DEHundred, LossyCopyUTF16toASCII, mDeEditHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toLatin1DEThousand, LossyCopyUTF16toASCII, mDeEditThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16AsciiOne, CopyASCIItoUTF16, mAsciiOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16AsciiThree, CopyASCIItoUTF16, mAsciiThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16AsciiFifteen, CopyASCIItoUTF16, mAsciiFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16AsciiHundred, CopyASCIItoUTF16, mAsciiHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16AsciiThousand, CopyASCIItoUTF16, mAsciiThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16DEOne, CopyASCIItoUTF16, mDeEditOneLatin1, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16DEThree, CopyASCIItoUTF16, mDeEditThreeLatin1, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16DEFifteen, CopyASCIItoUTF16, mDeEditFifteenLatin1, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16DEHundred, CopyASCIItoUTF16, mDeEditHundredLatin1, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfLatin1toUTF16DEThousand, CopyASCIItoUTF16, mDeEditThousandLatin1, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8AsciiOne, CopyUTF16toUTF8, mAsciiOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8AsciiThree, CopyUTF16toUTF8, mAsciiThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8AsciiFifteen, CopyUTF16toUTF8, mAsciiFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8AsciiHundred, CopyUTF16toUTF8, mAsciiHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8AsciiThousand, CopyUTF16toUTF8, mAsciiThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16AsciiOne, CopyUTF8toUTF16, mAsciiOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16AsciiThree, CopyUTF8toUTF16, mAsciiThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16AsciiFifteen, CopyUTF8toUTF16, mAsciiFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16AsciiHundred, CopyUTF8toUTF16, mAsciiHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16AsciiThousand, CopyUTF8toUTF16, mAsciiThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8AROne, CopyUTF16toUTF8, mArOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8ARThree, CopyUTF16toUTF8, mArThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8ARFifteen, CopyUTF16toUTF8, mArFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8ARHundred, CopyUTF16toUTF8, mArHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8ARThousand, CopyUTF16toUTF8, mArThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16AROne, CopyUTF8toUTF16, mArOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16ARThree, CopyUTF8toUTF16, mArThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16ARFifteen, CopyUTF8toUTF16, mArFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16ARHundred, CopyUTF8toUTF16, mArHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16ARThousand, CopyUTF8toUTF16, mArThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8DEOne, CopyUTF16toUTF8, mDeOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8DEThree, CopyUTF16toUTF8, mDeThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8DEFifteen, CopyUTF16toUTF8, mDeFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8DEHundred, CopyUTF16toUTF8, mDeHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8DEThousand, CopyUTF16toUTF8, mDeThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16DEOne, CopyUTF8toUTF16, mDeOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16DEThree, CopyUTF8toUTF16, mDeThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16DEFifteen, CopyUTF8toUTF16, mDeFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16DEHundred, CopyUTF8toUTF16, mDeHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16DEThousand, CopyUTF8toUTF16, mDeThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8RUOne, CopyUTF16toUTF8, mRuOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8RUThree, CopyUTF16toUTF8, mRuThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8RUFifteen, CopyUTF16toUTF8, mRuFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8RUHundred, CopyUTF16toUTF8, mRuHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8RUThousand, CopyUTF16toUTF8, mRuThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16RUOne, CopyUTF8toUTF16, mRuOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16RUThree, CopyUTF8toUTF16, mRuThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16RUFifteen, CopyUTF8toUTF16, mRuFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16RUHundred, CopyUTF8toUTF16, mRuHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16RUThousand, CopyUTF8toUTF16, mRuThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8THOne, CopyUTF16toUTF8, mThOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8THThree, CopyUTF16toUTF8, mThThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8THFifteen, CopyUTF16toUTF8, mThFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8THHundred, CopyUTF16toUTF8, mThHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8THThousand, CopyUTF16toUTF8, mThThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16THOne, CopyUTF8toUTF16, mThOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16THThree, CopyUTF8toUTF16, mThThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16THFifteen, CopyUTF8toUTF16, mThFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16THHundred, CopyUTF8toUTF16, mThHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16THThousand, CopyUTF8toUTF16, mThThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8JAOne, CopyUTF16toUTF8, mJaOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8JAThree, CopyUTF16toUTF8, mJaThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8JAFifteen, CopyUTF16toUTF8, mJaFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8JAHundred, CopyUTF16toUTF8, mJaHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8JAThousand, CopyUTF16toUTF8, mJaThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16JAOne, CopyUTF8toUTF16, mJaOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16JAThree, CopyUTF8toUTF16, mJaThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16JAFifteen, CopyUTF8toUTF16, mJaFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16JAHundred, CopyUTF8toUTF16, mJaHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16JAThousand, CopyUTF8toUTF16, mJaThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8KOOne, CopyUTF16toUTF8, mKoOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8KOThree, CopyUTF16toUTF8, mKoThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8KOFifteen, CopyUTF16toUTF8, mKoFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8KOHundred, CopyUTF16toUTF8, mKoHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8KOThousand, CopyUTF16toUTF8, mKoThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16KOOne, CopyUTF8toUTF16, mKoOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16KOThree, CopyUTF8toUTF16, mKoThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16KOFifteen, CopyUTF8toUTF16, mKoFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16KOHundred, CopyUTF8toUTF16, mKoHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16KOThousand, CopyUTF8toUTF16, mKoThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8TROne, CopyUTF16toUTF8, mTrOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8TRThree, CopyUTF16toUTF8, mTrThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8TRFifteen, CopyUTF16toUTF8, mTrFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8TRHundred, CopyUTF16toUTF8, mTrHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8TRThousand, CopyUTF16toUTF8, mTrThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16TROne, CopyUTF8toUTF16, mTrOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16TRThree, CopyUTF8toUTF16, mTrThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16TRFifteen, CopyUTF8toUTF16, mTrFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16TRHundred, CopyUTF8toUTF16, mTrHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16TRThousand, CopyUTF8toUTF16, mTrThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8VIOne, CopyUTF16toUTF8, mViOneUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8VIThree, CopyUTF16toUTF8, mViThreeUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8VIFifteen, CopyUTF16toUTF8, mViFifteenUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8VIHundred, CopyUTF16toUTF8, mViHundredUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF16toUTF8VIThousand, CopyUTF16toUTF8, mViThousandUtf16, nsAutoCString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16VIOne, CopyUTF8toUTF16, mViOneUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16VIThree, CopyUTF8toUTF16, mViThreeUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16VIFifteen, CopyUTF8toUTF16, mViFifteenUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16VIHundred, CopyUTF8toUTF16, mViHundredUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
CONVERSION_BENCH(PerfUTF8toUTF16VIThousand, CopyUTF8toUTF16, mViThousandUtf8, nsAutoString);
|
||||
|
||||
} // namespace TestStrings
|
||||
|
||||
@ -101,10 +101,15 @@ dafsa_data.script = '../../ds/make_dafsa.py'
|
||||
dafsa_data.inputs = ['dafsa_test_1.dat']
|
||||
|
||||
TEST_HARNESS_FILES.gtest += [
|
||||
'wikipedia/ar.txt',
|
||||
'wikipedia/de-edit.txt',
|
||||
'wikipedia/de.txt',
|
||||
'wikipedia/ja.txt',
|
||||
'wikipedia/ko.txt',
|
||||
'wikipedia/ru.txt',
|
||||
'wikipedia/th.txt',
|
||||
'wikipedia/tr.txt',
|
||||
'wikipedia/vi.txt',
|
||||
]
|
||||
|
||||
FINAL_LIBRARY = 'xul-gtest'
|
||||
|
||||
@ -3,7 +3,11 @@ is licensed the Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported license
|
||||
<https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode>.
|
||||
|
||||
The content comes from the following revisions:
|
||||
ar: https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=%D8%A7%D9%84%D9%85%D8%B1%D9%8A%D8%AE&oldid=21144485
|
||||
de: https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Mars_(Planet)&oldid=158965843
|
||||
ja: https://ja.wikipedia.org/w/index.php?title=%E7%81%AB%E6%98%9F&oldid=61095795
|
||||
ko: https://ko.wikipedia.org/w/index.php?title=%ED%99%94%EC%84%B1&oldid=17394891
|
||||
ru: https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%9C%D0%B0%D1%80%D1%81&oldid=81533008
|
||||
th: https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B8%AD%E0%B8%B1%E0%B8%87%E0%B8%84%E0%B8%B2%E0%B8%A3&oldid=6511628
|
||||
tr: https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Mars&oldid=17608551
|
||||
vi: https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Sao_H%E1%BB%8Fa&oldid=24192627
|
||||
|
||||
70
xpcom/tests/gtest/wikipedia/ar.txt
Normal file
70
xpcom/tests/gtest/wikipedia/ar.txt
Normal file
@ -0,0 +1,70 @@
|
||||
المِرِّيخ (Mars مارس) هو الكوكب الرابع في البعد عن الشمس في النظام الشمسي وهو الجار الخارجي للأرض ويصنف كوكبا صخريا، من مجموعة الكواكب الأرضية (الشبيهة بالأرض).
|
||||
|
||||
اطلق عليه بالعربية المريخ نسبةً إلى كلمة أمرخ أي ذو البقع الحمراء، فيقال ثور أَمرخ أي به بقع حمراء، وهو باللاتينية مارس الذي اتخذه الرومان آله للحرب، وهو يلقب في الوقت الحالي بالكوكب الأحمر بسبب لونه المائل إلى الحمره، بفعل نسبة غبار أكسيد الحديد الثلاثي العالية على سطحه وفي جوه.
|
||||
|
||||
يبلغ قطر المريخ حوالي 6800 كلم وهو بذلك مساو لنصف قطر الأرض وثاني أصغر كواكب النظام الشمسي بعد عطارد. تقدّر مساحته بربع مساحة الأرض. يدور المريخ حول الشمس في مدار يبعد عنها بمعدل 228 مليون كلم تقريبا، أي 1.5 مرات من المسافة الفاصلة بين مدار الأرض والشمس.
|
||||
|
||||
له قمران، يسمّى الأول ديموس أي الرعب باللغة اليونانية والثاني فوبوس أي الخوف.
|
||||
|
||||
يعتقد العلماء أن كوكب المريخ احتوى الماء قبل 3.8 مليار سنة، مما يجعل فرضية وجود حياة عليه متداولة نظريا على الأقل. به جبال أعلى من مثيلاتها الأرضية ووديان ممتدة. وبه أكبر بركان في المجموعة الشمسية يطلق عليه اسم أوليمبس مونز تيمنا بجبل الأولمب.
|
||||
|
||||
تبلغ درجة حرارته العليا 27 درجة مئوية ودرجة حرارته الصغرى -133 درجة مئوية. ويتكون غلافه الجوي من ثاني أكسيد الكربون والنيتروجين والأرغون وبخار الماء وغازات أخرى. رمز المريخ الفلكي هو ♂.يجذب الانتباه بلونه الأحمر
|
||||
|
||||
قد يكون المريخ وفقا لدراسة عالمين أمريكيين مجرد كوكب جنين لم يستطع أن يتم نموه، بعد أن نجا من الأصطدامات الكثيرة بين الأجرام السماوية التي شهدها النظام الشمسي في بداية تكوينه والتي أدت لتضخم أغلب الكواكب الأخرى. وهذا يفسر صغر حجم المريخ مقارنة بالأرض أو بالزهرة. خلص العالمان إلى هذه النتيجة بعد دراسة استقصائية لنواتج الاضمحلال المشعة في النيازك.[1]
|
||||
|
||||
يستضيف المريخ حالياً 5 مركبات فضائية لا تزال تعمل، ثلاث في مدار حول الكوكب وهم مارس أوديسي ومارس إكسبريس ومارس ريكونيسانس أوربيتر، واثنتان على سطح الكوكب وهما كيوريوسيتي روفر وأبورتيونيتي، كما أن هناك مركبات فضائية لم تعد تعمل سواء كانت مهمتها ناجحة أم لا مثل مركبة فينيكس لاندر التي أنهت مهمتها عام 2008.[2]
|
||||
|
||||
مقارنة بكوكب الأرض، للمريخ ربع مساحة سطح الأرض وبكتلة تعادل عُشر كتلة الأرض. هواء المريخ لا يتمتع بنفس كثافة هواء الأرض إذ يبلغ الضغط الجوي على سطح المريخ 0.75% من معدّل الضغط الجوي على الأرض، لذا نرى ان المجسّات الآلية التي قامت وكالة الفضاء الأمريكية بإرسالها لكوكب المريخ، تُغلّف بكُرةِ هوائية لامتصاص الصدمة عند الارتطام بسطح كوكب المريخ. يتكون هواء المريخ من 95% ثنائي أكسيد الكربون، 3% نيتروجين، 1.6% ارجون، وجزء بسيط من الأكسجين والماء. وفي العام 2000، توصّل الباحثون لنتائج توحي بوجود حياة على كوكب المريخ بعد معاينة قطع من نيزك عثر عليه في القارة المتجمدة الجنوبية وتم تحديد أصله من كوكب المريخ نتيجة مقارنة تكوينه المعدني وتكوين الصخور التي تمت معاينتها من المركبات فيكينغ 1 و2، حيث استدلّ الباحثون على وجود أحافير مجهرية في النيزك. ولكن تبقى الفرضية آنفة الذكر مثاراً للجدل دون التوصل إلى نتيجة أكيدة بوجود حياة في الماضي على كوكب المريخ.
|
||||
|
||||
ويعتبر المريخ كوكب صخري ومعظم سطحه أحمر إلا بعض البقع الأغمق لوناً بسبب تربته وصخوره والغلاف الجوي لكوكب المريخ قليل الكثافة ويتكون أساساً من ثاني أكسيد الكربون وكميات قليلة من بخار الماء والضغط الجوي على المريخ منخفض جدًا ويصل إلى 0.01 من الضغط الجوي للأرض وجو المريخ ابرد من الأرض والسنة على المريخ 687 يوماً ارضياً.
|
||||
|
||||
التركيب الداخلي[عدل]
|
||||
|
||||
حدث للمريخ تماماً ما حدث للأرض من تمايز أو تباين والمقصود بالتمايز هنا العملية التي ينتج عنها اختلاف في كثافة ومكونات كل طبقة من طبقات الكوكب بحيث يكون قلب أو لب الكوكب عالي الكثافة وما فوقه أقل منه في الكثافة. النموذج الحالي لكوكب المريخ ينطوي على التالي: القلب يمتد لمسافة يبلغ نصف قطرها 1794 ± 65 كيلومتر وهي تتكون أساساً من الحديد والنيكل والكبريت بنسبة 16-17%. هذا القلب المكون من كبريتات الحديد سائل جزئياً، وتركيزه ضعف تركيز باقي المواد الأخف الموجودة في القلب. يحاط هذا القلب بدثار من السليكات والتي تكون العديد من المظاهر التكتونية والبركانية على الكوكب إلا أنها الآن تبدو كامنة. بجانب السيليكون والأكسجين، فإن أكثر العناصر انتشاراً في قشرة كوكب المريخ هي الحديد والألومنيوم والماغنسيوم والألومنيوم والكالسيوم والبوتاسيوم. يبلغ متوسط سماكة قشرة كوكب المريخ 50 كيلومتر وأقصى ارتفاع 125 كيلومتر، في حين أن قشرة الأرض تبلغ سماكتها 40 كم، وهذا السُمك بالنسبة لحجم الأرض يعادل ثلث سماكة قشرة كوكب المريخ بالنسبة إلى حجمه. من المخطط له أن تقوم مركبة الفضاء إن سايت بتحليل أكثر دقة لكوكب المريخ أثناء مهمتها عليه في عام 2016 باستخدام جهاز مقياس الزلازل لتحدد نموذج للتركيب الداخلي للكوكب بصورة أفضل.
|
||||
التربة[عدل]
|
||||
|
||||
أظهرت البيانات التي وصلت من مسبار الفضاء فينيكس أن تربة المريخ قلوية قليلاً وتحتوي على مواد مثل الماغنسيوم والصوديوم والبوتاسيوم والكلورين، هذه المغذيات موجودة في الحدائق على الأرض، وهي ضرورية لنمو النباتات. وأظهرت التجارب التي أجراها مسبار الفضاء أن تربة المريخ لها تركيز هيدروجيني 8.3 وربما تحتوي على آثار لملح البيركلوريك. قال سام كونافيس كبير الخبراء المختصين بمختبر كيمياء الموائع الموجود على فينيكس للصحفيين "وجدنا أساسا ما تبدو أنها الخصائص أو العناصر المغذية التي تدعم إمكانية الحياة سواء في الماضي أو الحاضر أو المستقبل.[3]
|
||||
المياه[عدل]
|
||||
|
||||
Crystal Clear app kdict.png مقالة مفصلة: المياه علي كوكب المريخ
|
||||
|
||||
توجد المياه علي سطح المريخ غالبا في صورة جليد ويمثل الغطائين الجليديين في القطب الشمالي والجنوبي للكوكب معظم الجليد الموجود علي السطح يوجد أيضا بعض الجليد في صخور القشرة المريخية. كما توجد نسبة ضئيلة من بخار الماء في الغلاف الجوي للكوكب. لكن لاتوجد مياه سائلة علي سطح المريخ إطلاقا. يرجع وجود الماء في صورة جليدية الي الظروف المناخية للمريخ حيث درجات الحرارة المنخفضة جدا والتي تؤدي الي تجمد المياه الفوري. مع ذلك فقد أكدت الدراسات ان الوضع علي سطح المريخ كان مختلفا كثيرا عما هو عليه الآن ولربما كان يشبه كوكب الأرض حيث كانت توجد المياة السائلة[4] في مساحات كبيرة من سطح الكوكب مشكله محيطات مثل الموجودة الآن علي سطح الأرض.
|
||||
|
||||
توجد الكثير من الدلائل المباشرة وغير المباشرة علي هذه النظرية منها التحليلات الطيفية لسطح تربة المريخ وأيضا الغطائين القطبيين الجليديين وأيضاً وجود الكثير من المعادن في قشرة المريخ والتي ارتبط وجودها علي سطح الأرض بوجود المياه. منها أكسيد الحديد Hematite وأكسيد الكبريت Sulfate والجوثايت goethite ومركبات السيليكا phyllosilicate.[5] لقد ساعدت كثيرا مركبات ورحلات الفضاء غير المأهولة الي المريخ في دراسة سطح الكوكب وتحليل تربته وغلافه الجوي. ومن أكثر المركبات التي ساعدت علي ذلك مركبة مارس ريكونيسانس أوربيتر علي تصوير سطح المريخ بدقة عالية وتحليل سطح الكوكب بفضل وجود الكاميرا عالية الجودة HiRISE كما كشفت عن فوهات البراكين المتآكلة ومجاري النهار الجافة والأنهار الجليدية.
|
||||
|
||||
كما كشفت الدراسات الطيفية بأشعة غاما عن وجود الجليد تحت سطح تربة المريخ. أيضا، كشفت الدراسات بالرادار عن وجود الجليد النقي في التشكيلات التي يعتقد أنها كانت أنهار جليدية قديمة.المركبة الفضائية فينيكس التي هبطت قرب القطب الشمالي ورأت الجليد وهو يذوب الجليد، وشهدت تساقط الثلوج، ورأت حتي قطرات من الماء السائل.
|
||||
Arabic-final.jpg
|
||||
الطبوغرافيا[عدل]
|
||||
|
||||
Crystal Clear app kdict.png مقالة مفصلة: نيازك المريخ
|
||||
|
||||
طبوغرافية كوكب المريخ جديرة بالاهتمام، ففي حين يتكون الجزء الشمالي من الكوكب من سهول الحمم البركانية، وتقع البراكين العملاقة على هضبة تارسيس وأشهرها على الإطلاق أوليمبس مون وهو بدون شك أكبر بركان في المجموعة الشمسية، نجد ان الجزء الجنوبي من كوكب المريخ يتمتّع بمرتفعات شاهقة ويبدو على المرتفعات آثار النيازك والشّهب التي ارتطمت على تلك المرتفعات. يغطي سهول كوكب المريخ الغبار والرمل الغني بأكسيد الحديد ذو اللون الأحمر. تغطّي بعض مناطق المريخ أحيانا طبقة رقيقة من جليد الماء. في حين تغطي القطبين طبقات سميكة من جليد مكون من ثاني أكسيد الكربون والماء المتجمّد. تجدرالإشارة أن أعلى قمّة جبلية في النظام الشمسي هي قمّة جبل "اوليمبوس" والتي يصل ارتفاعها إلى 25 كم. أمّا بالنسبة للأخاديد، فيمتاز الكوكب الأحمر بوجود أكبر أخدود في النظام الشمسي، ويمتد الأخدود "وادي مارينر" إلى مسافة 4000 كم، وبعمق يصل إلى 7 كم.
|
||||
الغلاف الجوي[عدل]
|
||||
|
||||
لقد كانت أول الأخبار عن جو المريخ من سلسلة رحلات مارينر، حيث تم التأكيد على أن للكوكب غلاف الجوي رقيق جداً يصل إلى 0.01 بالنسبة لغلاف الأرض الجوي. يتألف هذا الجو الرقيق من CO2 في أغلبه حيث تصل نسبته إلى 95% من مكوناته. ثم تم تحليل مكونات الجو بواسطة المركبة فايكينغ 1 لنصل إلى خلاصته عن تركيب الجو وهي كما في الجدول:
|
||||
المادة النسبة %
|
||||
|
||||
والضغط الجوي على سطح هذا الكوكب يقارب 1/100 من الضغط الجوي على سطح الأرض عند مستوى سطح البحر. وقد تم تلمس كمية ضئيلة جداً من الأوزون يصل تركيزها إلى 0.03 جزئ /مليون جزيء.ولكن هذا التركيز لا يحمي من الأشعة فوق البنفسجية الضارة. ونلاحظ من الجدول أن نسبة بخار الماء في الجو ضئيلة جداً مما يجعل الجو جافاً. ولكن بسبب برودة سطح الكوكب فإن كمية بخار الماء الضئيلة هذه تكفي لإشباعه. ومع استمرارية انخفاض درجة الحرارة دون درجة الندى تبدأ الغازات وخاصة CO2 بالتكاثف والتجمد والسقوط على سطح الكوكب. وتم رصد عواصف محلية على السطح وهي عبارة عن هبوب رياح قوية تتحرك بسرعة وتكون غيوم غبارية وزوابع تدور على السطح وتنقل التربة من مكان إلى آخر. وهذه الرياح التي تعصف على الكوكب لها كما على الأرض دورة رياح يومية ودورة موسمية. ولها تأثير كبير في عمليات الحت والتجوية على سطح الكوكب. ولأن كثافة الجو 2% من كثافة جو الأرض يجب أن تكون قوة الرياح أكبر بحوالي 7 إلى 8 مرات من قوة الرياح الأرضية حتى تستطيع أن تثير وتحمل الغبار وتكون زوابع. فالرياح الأرضية بسرعة 24 كلم بالساعة تثير هذه العواصف أما على المريخ فنحتاج إلى رياح بسرعة 180 كلم بالساعة لتقوم بمثل هذه العواصف. ودعيت هذه التأثير بتأثير عُولس Eo`lian effect نسبة إلى آله الريح عُولس E`olus. ومن الأدلة الواضحة على تأثر عُولس لحركة الرياح هو الكثبان الرملية. حيث تحمل الرياح الرمال من مكان وتلقيها في مكان آخر. فنجد لها امتداداً واضحاً على سطح الكوكب. وعندما تثور كمية من الغبار فإن العاصفة تحافظ على بقائها بتحويل الطاقة الشمسية إلى طاقة حركية ريحية، حيث تمتص الطاقة من الإشعاع الشمسي وتسخن الجو وتزيد من سرعة الرياح. فيلف الكوكب دثار مصفر من الزوابع. ولعدم وجود ماء يغسل الغبار من الجو فإنه يبقى عالقاً لعدة أسابيع قبل أن يستقر على السطح ثانية. ومن الغريب أن هذه الرياح تعصف بهدوء ومن دون أصوات فلا ينطبق عليها أصوات العواصف الهادرة الأرضية.[6]
|
||||
مدار الكوكب ودورانه[عدل]
|
||||
|
||||
المريخ هو رابع الكواكب بعداً عن الشمس. وأول كوكب له مدار خارج مدار الأرض ويبعد عن الشمس حوالي 228 مليون كلم بالمتوسط. شذوذية مركزيته e = 0.093 وهي كبيرة نسبياً، مما يدل على أن مداره إهليلجي بشكل واضح حيث يكون وهو في الحضيض على بعد 206 مليون كلم عن الشمس وعند وصوله إلى الأوج يصبح على بعد 249 مليون كلم عن الشمس. فنرى فرقاً واضحاً في البعدين وهذا يؤدي إلى تباين كمية أشعة الشمس الساقطة على سطحه بنسبة تصل إلى 45% بين الأوج والحضيض، أي بفارق 30 ْ س وما يتبع ذلك من تغيرات في مناخ الكوكب بين الموقعين. ودرجة الحرارة تتراوح على السطح بين الشتاء والصيف -144 ْس إلى 27 ْس أما في المتوسط فإن درجة الحرارة تقدر بحوالي –23 ْ إلى -55 ْ س.
|
||||
|
||||
ويقطع الكوكب هذا المدار في زمن يعادل 687 يوم أرضي، وأثناء دورانه في مداره هذا تحدث له عدد من الظواهر منها الاقتران.[6]
|
||||
قمرا المريخ[عدل]
|
||||
كوكب المريخ
|
||||
|
||||
تم اكتشاف قمري المريخ في العام 1877 على يد "آساف هول" وتمّت تسميتهم تيمّناً بمرافقي الآله اليوناني "آريس". يدور كل من القمر "فوبوس" والقمر "ديموس" حول الكوكب الأحمر، وخلال فترة الدوران، تقابل نفس الجهة من القمر الكوكب الأحمر تماما مثلما يعرض القمر نفس الجانب لكوكب الأرض.
|
||||
القمر فوبوس[عدل]
|
||||
|
||||
فوبوس قطعة صخرية صغيرة غير منتظمة الشكل لا يزيد طولها عن 21 كم (13 ميلا) ويتم دورته حول المريخ كل 7.7 ساعات. يبدو القمر هرم نوعا ما. وتغشاه فوهات صدم متفاوتة القدم. ويلاحظ عليه وجود حزوز striations وسلاسل من فوهات صغيرة. يطلق أكبرها اسم ستيكني stickney الذي يقارب قطره 10 كم (6 أميال). يقوم القمر فوبوس بالدوران حول المريخ اسرع من دوران المريخ حول نفسه، مما يؤدي بقطر دوران القمر فوبوس حول المريخ للتناقص يوماً بعد يوم إلى أن ينتهي به الأمر إلى التفتت ومن ثم الارتطام بكوكب المريخ.
|
||||
القمر ديموس[عدل]
|
||||
|
||||
ديموس هو أحد الأقمار التابعة لكوكب المريخ إلى جانب القمر فوبوس وهو عبارة عن قطعة صخرية صغيرة غير منتظمة الشكل لا يزيد طولها عن 12 كم (7 ميلا) ويتم دورته حول المريخ خلال 1.3 يوم. ولبعده عن الكوكب الأحمر، فإن قطر مدار القمر آخذ بالزيادة. ويبدو ديموس على شكل هرمي نوعاً ما. وتغشاه فوهات صدم متفاوتة القدم.
|
||||
استكشاف المريخ[عدل]
|
||||
سطح كوكب المريخ
|
||||
|
||||
مقال تفصيلي: تاريخ رصد المريخ
|
||||
|
||||
هناك ما يقرب من 44 محاولة[7] إرسال مركبات فضائية للكوكب الأحمر من قِبل الولايات المتحدة، الاتحاد السوفيتي، أوروبا، واليابان. قرابة ثلثين المركبات الفضائية فشلت في مهمّتها أما على الأرض، أو خلال رحلتها أو خلال هبوطها على سطح الكوكب الأحمر. من أنجح المحاولات إلى كوكب المريخ تلك التي سمّيت بـ "مارينر"، "برنامج الفيكنج"، "سورفيور"، "باثفيندر"، و"أوديسي". قامت المركبة "سورفيور" بالتقاط صور لسطح الكوكب، الأمر الذي أعطى العلماء تصوراً بوجود ماء، إمّا على السطح أو تحت سطح الكوكب بقليل. وبالنسبة للمركبة "أوديسي"، فقد قامت بإرسال معلومات إلى العلماء على الأرض والتي مكّنت العلماء من الاستنتاج من وجود ماء متجمّد تحت سطح الكوكب في المنطقة الواقعة عند 60 درجة جنوب القطب الجنوبي للكوكب.
|
||||
|
||||
في العام 2003، قامت وكالة الفضاء الأوروبية بإرسال مركبة مدارية وسيارة تعمل عن طريق التحكم عن بعد، وقامت الأولى بتأكيد المعلومة المتعلقة بوجود ماء جليد وغاز ثاني أكسيد الكربون المتجمد في منطقة القطب الجنوبي لكوكب المريخ. تجدر الإشارة إلى أن أول من توصل إلى تلك المعلومة هي وكالة الفضاء الأمريكية وان المركبة الأوروبية قامت بتأكيد المعلومة. باءت محاولات الوكالة الأوروبية بالفشل في محاولة الاتصال بالسيارة المصاحبة للمركبة الفضائية وأعلنت الوكالة رسمياً فقدانها للسيارة الآلية في فبراير من من نفس العام. لحقت وكالة الفضاء الأمريكية الرّكب بإرسالها مركبتين فضائيتين وكان فرق الوقت بين المركبة الأولى والثانية، 3 أسابيع، وتمكن السيارات الآلية الأمريكية من إرسال صور مذهلة لسطح الكوكب وقامت السيارات بإرسال معلومات إلى العلماء على الأرض تفيد، بل تؤكّد على تواجد الماء على سطح الكوكب الأحمر في الماضي. في الشكل أدناه خريطة لسطح المريخ تظهر أماكن تواجد أهم المركبات الأمريكية على سطحه.
|
||||
487
xpcom/tests/gtest/wikipedia/de-edit.txt
Normal file
487
xpcom/tests/gtest/wikipedia/de-edit.txt
Normal file
@ -0,0 +1,487 @@
|
||||
gezählt, der vierte Planet im Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.
|
||||
|
||||
Sein Durchmesser ist mit knapp 6800 Kilometer etwa halb so groß wie der der Erde, sein Volumen beträgt gut ein Siebtel des Erdevolumens. Damit ist der Mars nach dem Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems, hat jedoch eine ausgeprägte Geologie und die höchsten Vulkane des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von 228 Millionen Kilometern ist er rund 1,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.
|
||||
|
||||
Die Masse des Mars beträgt etwa ein Zehntel der Erdmasse. Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,69 m/s², dies entspricht etwa 38 % der irdischen. Mit einer Dichte von 3,9 g/cm³ weist der Mars den geringsten Wert der terrestrischen Planeten auf. Deshalb ist die Schwerkraft auf ihm sogar geringfügig niedriger als auf dem kleineren, jedoch dichteren Merkur.
|
||||
|
||||
Der Mars wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisenoxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der dünnen CO2-Atmosphäre verteilt hat. Seine orange- bis blutrote Farbe und seine Helligkeitsschwankungen sind auch verantwortlich für seine Namensgebung nach dem römischen Kriegsgott Mars.[3]
|
||||
|
||||
In größeren Fernrohren deutlich sichtbar sind die zwei Polkappen und mehrere dunkle Ebenen, die sich im Frühjahr etwas verfärben. Fotos von Raumsonden zeigen eine teilweise mit Kratern bedeckte Oberfläche und starke Spuren früherer Tektonik (tiefe Canyons und fünf über 20 km hohe Vulkane). Marsroboter haben schon mehrere Gebiete geologisch untersucht.
|
||||
|
||||
Der Mars besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde, die 1877 entdeckt wurden: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken).
|
||||
|
||||
Das astronomische Symbol des Mars ist .
|
||||
|
||||
Umlauf und Rotation
|
||||
Umlaufbahn
|
||||
|
||||
Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt.
|
||||
|
||||
Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems.
|
||||
|
||||
Jedoch hatte der Mars in der Vergangenheit eine weniger exzentrische Umlaufbahn. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002, weniger als die der Erde heute.[4] Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, die der Erde etwa 100.000 Jahre.[5] Mars hat jedoch noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität mit einer Periode von 2,2 Millionen Jahren, der den mit der Periode von 96.000 Jahren überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Der minimale Abstand zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden.[6]
|
||||
|
||||
Es gibt vier bekannte Asteroiden, die sich mit dem Mars die gleiche Umlaufbahn teilen (Mars-Trojaner). Sie befinden sich auf den Lagrangepunkten L4 und L5, das heißt, sie eilen dem Planeten um 60° voraus oder folgen ihm um 60° nach.
|
||||
Rotation
|
||||
|
||||
Der Mars rotiert in 24 Stunden und 37,4 Minuten um die eigene Achse (Siderischer Tag). In Bezug auf die Sonne ergibt sich daraus ein Marstag (auch Sol genannt) von 24:39:35. Die Äquatorebene des Planeten ist um 25,19° gegen seine Bahnebene geneigt (Erde 23,44°), somit gibt es Jahreszeiten ähnlich wie auf der Erde. Sie dauern jedoch fast doppelt so lang, weil das siderisches Marsjahr 687 Erdtage hat. Da die Bahn des Mars aber eine deutlich größere Exzentrizität aufweist, als die der Erde, und Mars-Nord tendenziell in Richtung der großen Bahn-Ellipsenachse weist, sind die Jahreszeiten unterschiedlich lang. In den letzten 300.000 Jahren variierte die Rotationsachse zwischen 22° und 26°. Zuvor lag sie mehrmals auch über 40°, wodurch starke Klimaschwankungen auftraten, es Vereisungen auch in der Äquatorregion gab und so die starken Bodenerosionen zu erklären sind.
|
||||
|
||||
Der Nordpol des Mars weist zum nördlichen Teil des Sternbilds Schwan, womit sich die Richtung um etwa 40° von jener der Erdachse unterscheidet. Der marsianische Polarstern ist Deneb (mit leichter Abweichung der Achse Richtung Alpha Cephei).[7]
|
||||
|
||||
Die Rotationsachse führt eine Präzessionsbewegung aus, deren Periode 170.000 Jahre beträgt (7× langsamer als die Erde). Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder-Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen.[8]
|
||||
Atmosphäre und Klima
|
||||
Über dem Marshorizont ist die Atmosphäre als dunstiger Schleier erkennbar. Links ist der einem Smiley ähnelnde Krater Galle zu sehen. Viking, 1976
|
||||
|
||||
Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Dadurch ist der Atmosphärendruck sehr niedrig, und Wasser kann nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten.
|
||||
|
||||
Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und sinken bis auf 85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa 55 °C.
|
||||
Atmosphäre
|
||||
Hauptartikel: Atmosphäre des Mars
|
||||
|
||||
Die Marsatmosphäre besteht zu 95,3 % aus Kohlenstoffdioxid. Dazu kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff (1300 ppm) und Kohlenstoffmonoxid (800 ppm) sowie Spuren von Wasserdampf (210 ppm) und anderen Verbindungen oder Elementen.
|
||||
|
||||
Die Atmosphäre ist ziemlich staubig. Sie enthält Teilchen mit etwa 1,5 µm im Durchmesser, die den Himmel über dem Mars in einem blassen gelb- bis orange-braunen Farbton erscheinen lassen.
|
||||
|
||||
Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars im Schnitt nur 6,36 hPa (Hektopascal). Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 hPa auf der Erde sind dies nur 0,63 %, was dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe entspricht. Die Atmosphäre wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, das kaum Schutz vor den hochenergetischen Teilchen der Sonne bietet.
|
||||
Klima und Wetter
|
||||
Eiswolken über Mars, aufgenommen von Mars Pathfinder
|
||||
|
||||
Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen sublimieren im Sommer teilweise, und kondensierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis.
|
||||
|
||||
2008 entdeckte man mit Hilfe der Raumsonde Mars Express Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid. Sie befinden sich in bis zu 80 Kilometern Höhe und haben eine horizontale Ausdehnung von bis zu 100 km. Sie absorbieren bis zu 40 % des einstrahlenden Sonnenlichts und können damit die Temperatur der Oberfläche um bis zu 10 °C verringern.[9]
|
||||
|
||||
Mit Hilfe des Lasers LIDAR der Raumsonde Phoenix wurde 2009 entdeckt, dass in der zweiten Nachthälfte fünfzig Tage nach der Sonnenwende winzige Eiskristalle aus dünnen Zirruswolken auf den Marsboden fielen.[10]
|
||||
Jahreszeiten
|
||||
Staubsturm in der Syria-Region, fotografiert von Mars Global Surveyor im Mai 2003
|
||||
|
||||
Hätte Mars eine erdähnliche Umlaufbahn, würden die Jahreszeiten aufgrund der Achsenneigung ähnlich denen der Erde sein. Jedoch führt die vergleichsweise große Exzentrizität seines Orbits zu einer beträchtlichen Auswirkung auf die Jahreszeiten. Der Mars befindet sich während des Sommers in der Südhalbkugel und des Winters in der nördlichen Hemisphäre nahe dem Perihel seiner Bahn. Nahe dem Aphel ist in der südlichen Hemisphäre Winter und in der nördlichen Sommer.
|
||||
|
||||
Das hat zur Folge, dass die Jahreszeiten in der südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt sind als in der nördlichen, wo das Klima ausgeglichener ist, als es sonst der Fall wäre. Die Sommertemperaturen im Süden können bis zu 30 °C höher sein als die vergleichbaren Temperaturen im Sommer des Nordens.[11] Die Jahreszeiten sind aufgrund der Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars unterschiedlich lang. Auf der Nordhalbkugel dauert der Frühling 199,6, der Sommer 181,7, der Herbst 145,6 und der Winter 160,1 irdische Tage.[12]
|
||||
Wind und Stürme
|
||||
|
||||
Aufgrund der starken Tag-Nacht-Temperaturschwankungen der Oberfläche gibt es tägliche Morgen- und Abendwinde.[13]
|
||||
|
||||
Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen. Die Aufnahmen von Marssonden zeigen auch Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen. Stürme auf dem Mars haben wegen der sehr dünnen Atmosphäre eine wesentlich geringere Kraft als Stürme auf der Erde. Selbst bei hohen Windgeschwindigkeiten werden nur kleine Partikel (Staub) aufgeweht.[14] Allerdings verbleibt aufgewehter Staub auf dem Mars wesentlich länger in der Atmosphäre als auf der Erde, da es keine Niederschläge gibt, die die Luft reinigen, und zudem die Gravitation geringer ist.
|
||||
|
||||
Staubstürme treten gewöhnlich während des Perihels auf, da der Planet zu diesem Zeitpunkt 40 Prozent mehr Sonnenlicht empfängt als während des Aphels. Während des Aphels bilden sich in der Atmosphäre Wolken aus Wassereis, die ihrerseits mit den Staubpartikeln interagieren und so die Temperatur auf dem Planeten beeinflussen.[15] Die Windgeschwindigkeiten in der oberen Atmosphäre können bis zu 650 km/h erreichen, auf dem Boden immerhin fast 400 km/h.[16]
|
||||
Gewitter
|
||||
|
||||
Bei heftigen Staubstürmen scheint es auch zu Gewittern zu kommen. Im Juni 2006 untersuchten Forscher mit einem Radioteleskop den Mars und stellten im Mikrowellenbereich Strahlungsausbrüche fest, wie sie bei Blitzen auftreten. In der Region, in der man die Strahlungsimpulse beobachtet hat, herrschte zu der Zeit ein heftiger Staubsturm mit hohen Staubwolken. Sowohl der beobachtete Staubsturm wie auch das Spektrum der Strahlungsimpulse deuten auf ein Staubgewitter mit Blitzen bzw. großen Entladungen hin.[17][18]
|
||||
Oberfläche
|
||||
Typisches Felsengestein auf der Marsoberfläche (aufgenommen von Mars Pathfinder)
|
||||
|
||||
Die Oberfläche des Mars beträgt etwa ein Viertel der Erdoberfläche. Sie entspricht mit 144 Mio. km2 ungefähr der Gesamtoberfläche aller Kontinente der Erde (149 Mio. km2).
|
||||
|
||||
Die rote Färbung seiner Oberfläche verdankt der Planet dem Eisenoxid-Staub, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Somit ist der Rote Planet ein rostiger Planet.
|
||||
|
||||
Seine beiden Hemisphären sind sehr verschieden. Die Südhalbkugel stellt ein riesiges Hochland dar, das durchschnittlich 23 km über dem globalen Nullniveau liegt und ausgedehnte Schildvulkane aufweist. Die vielen Einschlagkrater belegen sein hohes Alter von fast 4 Milliarden Jahren. Dem steht die geologisch junge, fast kraterlose nördliche Tiefebene gegenüber. Sie liegt 35 km unter dem Nullniveau und hat ihre ursprüngliche Struktur durch noch ungeklärte geologische Prozesse verloren. Auslöser war möglicherweise eine gewaltige Kollision in der Frühzeit des Planeten.
|
||||
Gesteine
|
||||
Hauptartikel: Marsgestein
|
||||
|
||||
An den Landestellen der Marssonden sind Gesteinsbrocken, sandige Böden und Dünen sichtbar. Die Marsgesteine weisen an der Oberfläche eine blasenartige Struktur auf und ähneln in ihrer Zusammensetzung irdischen Basalten, was bereits vor Jahrzehnten aus den auf der Erde (Antarktis) gefundenen Marsmeteoriten erschlossen wurde. Die roten Böden sind offensichtlich durch die Verwitterung von eisenhaltigen, vulkanischen Basalten entstanden.
|
||||
|
||||
Die Pathfinder-Sonde fand 1997 außer verschiedensten Basalten auch quarzreichere Tiefengesteine ähnlich dem südamerikanischen Andesit, ferner das aus der Tiefe stammende Olivin und runde Kiesel aus Konglomeraten. Weitverbreitet ist metamorpher Regolith (ähnlich wie am Mond) und äolische Sedimente. Vereinzelt verwehter Sand aus schwefelhaltigen Staubteilchen.
|
||||
Areografie
|
||||
|
||||
Die kartografische Darstellung und Beschreibung der Marsoberfläche ist die Areografie, von Ares (, griechisch für Mars) und grafein (, griechisch für beschreiben). Die Geologie des Mars wird mitunter dementsprechend als Areologie bezeichnet.
|
||||
|
||||
Zur Festlegung von Positionen auf der Marsoberfläche dienen areografische Koordinaten, die definiert sind wie geografische Breite und Länge.
|
||||
Topografische Hemisphären
|
||||
Topografische Karte des Mars. Die blauen Regionen befinden sich unterhalb des festgelegten Nullniveaus, die roten oberhalb
|
||||
|
||||
Auffallend ist die Dichotomie, die Zweiteilung, des Mars. Die nördliche und die südliche Hemisphäre unterscheiden sich deutlich, wobei man von den Tiefebenen des Nordens und den Hochländern des Südens sprechen kann. Der mittlere Großkreis, der die topografischen Hemisphären voneinander trennt, ist rund 40° gegen den Äquator geneigt. Der Massenmittelpunkt des Mars ist gegenüber dem geometrischen Mittelpunkt um etwa drei Kilometer in Richtung der nördlichen Tiefebenen versetzt.
|
||||
|
||||
Auf der nördlichen Halbkugel sind flache sand- und staubbedeckte Ebenen vorherrschend, die Namen wie Utopia Planitia oder Amazonis Planitia erhielten. Dunkle Oberflächenmerkmale, die in Teleskopen sichtbar sind, wurden einst für Meere gehalten und erhielten Namen wie Mare Erythraeum, Mare Sirenum oder Aurorae Sinus. Diese Namen werden heute nicht mehr verwendet. Die ausgedehnteste dunkle Struktur, die von der Erde aus gesehen werden kann, ist Syrtis Major, die große Syrte.
|
||||
|
||||
Die südliche Halbkugel ist durchschnittlich sechs Kilometer höher als die nördliche und besteht aus geologisch älteren Formationen. Die Südhalbkugel ist zudem stärker verkratert, wie zum Beispiel in der Hochlandregion Arabia Terra. Unter den zahlreichen Einschlagkratern der Südhalbkugel befindet sich auch der größte Marskrater, Hellas Planitia, die Hellas-Tiefebene. Das Becken misst im Durchmesser bis zu 2100 km. In seinem Innern maß Mars Global Surveyor 8180 m unter Nullniveau unter dem Durchschnittsniveau des Mars den tiefsten Punkt auf dem Planeten. Der zweitgrößte Einschlagkrater des Mars, Chryse Planitia, liegt im Randbereich der nördlichen Tiefländer.
|
||||
Übersichtskarte des Mars mit den größten Regionen
|
||||
|
||||
Die deutlichen Unterschiede der Topografie können durch innere Prozesse oder aber ein Impaktereignis verursacht worden sein. In letzterem Fall könnte in der Frühzeit der Marsentstehung ein größerer Himmelskörper, etwa ein Asteroid, auf der Nordhalbkugel eingeschlagen sein und die silikatische Kruste durchschlagen haben. Aus dem Innern könnte Lava ausgetreten sein und das Einschlagbecken ausgefüllt haben.
|
||||
|
||||
Wie sich gezeigt hat, hat die Marskruste unter den nördlichen Tiefebenen eine Dicke von etwa 40 km, die im Gegensatz zum stufenartigen Übergang an der Oberfläche nur langsam auf 70 km bis zum Südpol hin zunimmt. Dies könnte ein Indiz für innere Ursachen der Zweiteilung sein.
|
||||
Oberflächenstrukturen
|
||||
Gräben
|
||||
In der Bildmitte liegt das System der Mariner-Täler. Ganz links die Tharsis-Vulkane (Bildmosaik von Viking 1 Orbiter, 1980)
|
||||
|
||||
Südlich am Äquator und fast parallel zu ihm verlaufen die Valles Marineris (die Mariner-Täler), das größte bekannte Grabensystem des Sonnensystems. Es erstreckt sich über 4000 km und ist bis zu 700 km breit und bis zu 7 km tief. Es handelt sich um einen gewaltigen tektonischen Bruch. In seinem westlichen Teil, dem Noctis Labyrinthus, verästelt er sich zu einem chaotisch anmutenden Gewirr zahlreicher Schluchten und Täler, die bis zu 20 km breit und bis zu 5 km tief sind.
|
||||
|
||||
Noctis Labyrinthus liegt auf der östlichen Flanke des Tharsis-Rückens, einer gewaltigen Wulst der Mars-Lithosphäre quer über dem Äquator mit einer Ausdehnung von etwa 4000 mal 3000 Kilometern und einer Höhe von bis zu rund 10 Kilometern über dem nördlichen Tiefland. Die Aufwölbung ist entlang einer offenbar zentralen Bruchlinie von drei sehr hohen, erloschenen Schildvulkanen besetzt: Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons. Der Tharsis-Rücken und die Mariner-Täler dürften in ursächlichem Zusammenhang stehen. Wahrscheinlich drückten vulkanische Kräfte die Oberfläche des Planeten in dieser Region empor, wobei die Kruste im Bereich des Grabensystems aufgerissen wurde. Eine Vermutung besagt, dass diese vulkanische Tätigkeit durch ein Impaktereignis ausgelöst wurde, dessen Einschlagstelle das Hellas-Becken auf der gegenüberliegenden Seite des Mars sei. 2007 wurden im Nordosten von Arsia Mons sieben tiefere Schächte mit 100 bis 250 Metern Durchmesser entdeckt.
|
||||
Vulkane
|
||||
Olympus Mons, der mit 26 km höchste Berg im Sonnensystem
|
||||
Die komplexe Caldera des Olympus Mons
|
||||
|
||||
Dem Hellas-Becken exakt gegenüber befindet sich der Vulkanriese Alba Patera. Er ragt unmittelbar am Nordrand des Tharsis-Rückens rund 6 km über das umgebende Tiefland und ist mit einem Basisdurchmesser von über 1200 km der flächengrößte Vulkan im Sonnensystem. Patera ist die Bezeichnung für unregelmäßig begrenzte Vulkane mit flachem Relief. Alba Patera ist anscheinend einmal durch einen Kollaps in sich zusammengefallen.
|
||||
|
||||
Unmittelbar westlich neben dem Tharsis-Rücken und südwestlich von Alba Patera ragt der höchste Vulkan, Olympus Mons, 26,4 km über die Umgebung des nördlichen Tieflands. Mit einer Gipfelhöhe von etwa 21,3 km über dem mittleren Null-Niveau ist er die höchste bekannte Erhebung im Sonnensystem.
|
||||
|
||||
Ein weiteres, wenn auch weniger ausgedehntes vulkanisches Gebiet ist die Elysium-Region nördlich des Äquators mit den Schildvulkanen Elysium Mons, Hecates Tholus und Albor Tholus.
|
||||
Stromtäler
|
||||
Kasei Vallis, das größte Stromtal des Mars
|
||||
|
||||
Auf der Marsoberfläche verlaufen Stromtäler, die mehrere hundert Kilometer lang und mehrere Kilometer breit sein können. Die heutigen Trockentäler beginnen ziemlich abrupt und haben keine Zuflüsse. Die meisten entspringen an den Enden der Mariner-Täler und laufen nördlich im Chryse-Becken zusammen. In den Tälern erheben sich mitunter stromlinienförmige Inseln. Sie weisen auf eine vergangene Flutperiode hin, bei der über einen geologisch relativ kurzen Zeitraum große Mengen Wasser geflossen sein müssen. Es könnte sich um Wassereis gehandelt haben, das sich unter der Marsoberfläche befand, danach durch vulkanische Prozesse geschmolzen wurde und dann abgeflossen ist.
|
||||
|
||||
Darüber hinaus finden sich an Abhängen und Kraterrändern Spuren von Erosionen, die möglicherweise ebenfalls durch flüssiges Wasser verursacht wurden.
|
||||
|
||||
2006 proklamierte die NASA einen einzigartigen Fund: Auf einigen NASA-Fotografien, die im Abstand von sieben Jahren vom Mars gemacht wurden, lassen sich Veränderungen auf der Marsoberfläche erkennen, die eine gewisse Ähnlichkeit mit Veränderungen durch fließendes Wasser haben. Innerhalb der NASA wird nun diskutiert, ob es neben Wassereis auch flüssiges Wasser geben könnte.[19]
|
||||
Delta-Strukturen
|
||||
|
||||
In alten Marslandschaften, z. B. im Eberswalde-Krater auf der Südhalbkugel oder in der äquatornahen Hochebene Xanthe Terra, finden sich typische Ablagerungen einstiger Flussdeltas.
|
||||
Tharsis-Tholus-Streifen, aufgenommen mit der Hirise-Kamera des Mars Reconnaissance Orbiters. Der Streifen ist links in der Mitte zu sehen. Rechts sind die Ausläufer von Tharsis Tholus.
|
||||
|
||||
Seit längerem vermutet man, dass die tief eingeschnittenen Täler in Xanthe Terra einst durch Flüsse geformt wurden. Wenn ein solcher Fluss in ein größeres Becken, beispielsweise einen Krater, mündete, lagerte er erodiertes Gesteinsmaterial als Sedimente ab. Die Art der Ablagerung hängt dabei von der Natur dieses Beckens ab: Ist es mit dem Wasser eines Sees gefüllt, so bildet sich ein Delta. Ist das Becken jedoch trocken, so verliert der Fluss an Geschwindigkeit und versickert langsam. Es bildet sich ein sogenannter Schwemmkegel, der sich deutlich vom Delta unterscheidet.
|
||||
|
||||
Jüngste Analysen von Sedimentkörpern auf Basis von Orbiter-Fotos weisen an zahlreichen Stellen in Xanthe Terra auf Deltas hin Flüsse und Seen waren in der Marsfrühzeit also recht verbreitet.[20]
|
||||
Dark Slope Streaks
|
||||
|
||||
Dunkle Streifen an Hängen sind auf dem Mars häufig zu sehen. Sie treten an steilen Hängen von Kratern, Mulden und Tälern auf und werden mit zunehmendem Alter heller. Manchmal beginnen sie in einem kleinen punktförmigen Bereich und werden dann zunehmend breiter. Man beobachtete, dass sie sich um Hindernisse, wie Mulden, weiterbewegen.
|
||||
|
||||
Es wird angenommen, dass die Farbe von dunklen darunterliegenden Schichten stammt, die durch Lawinen von hellem Staub freigelegt werden. Es wurden jedoch auch andere Hypothesen aufgestellt, wie Wasser oder sogar der Wuchs von Organismen. Das Interessanteste an diesen dunklen Streifen (engl. dark slope streaks) ist, dass sie sich auch heute noch bilden.[21]
|
||||
Chaotische Gebiete
|
||||
|
||||
Auf dem Mars gibt es zahlreiche Regionen mit einer Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsbrocken und tafelbergähnlichen Erhebungen. Sie werden auch chaotische Gebiete genannt. Ariadnes Colles ist mit einer Fläche von etwa 29.000 km² so ein Gebiet. Es liegt im Terra Sirenum, einem südlichen Hochland des Mars. Dabei haben die Blöcke Ausmaße von einem bis zu zehn Kilometern Ausdehnung. Die größeren Blöcke ähneln Tafelbergen mit Erhebungen von bis zu 300 Metern.
|
||||
|
||||
Es treten hierbei riefenartige Strukturen und Runzelrücken (engl. wrinkle ridges) auf. Die Ursachen dafür sind vulkanisch-tektonische Bewegungen.[22]
|
||||
Gesteinsschichten und Ablagerungen
|
||||
Salzlager
|
||||
|
||||
Mit Hilfe der Sonde Mars Odyssey wies die NASA ein umfangreiches Salzlager in den Hochebenen der Südhalbkugel des Mars nach. Vermutlich entstanden diese Ablagerungen durch Oberflächenwasser vor etwa 3,5 bis 3,9 Milliarden Jahren.[23]
|
||||
Carbonatvorkommen
|
||||
|
||||
Mit Hilfe der Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter konnten Wissenschaftler Carbonat-Verbindungen in Gesteinsschichten rund um das knapp 1500 Kilometer große Isidis-Einschlagbecken nachweisen. Demnach wäre das vor mehr als 3,6 Milliarden Jahren existierende Wasser hier nicht sauer, sondern eher alkalisch oder neutral gewesen.
|
||||
|
||||
Carbonatgestein entsteht, wenn Wasser und Kohlendioxid mit Kalzium, Eisen oder Magnesium in vulkanischem Gestein reagiert. Bei diesem Vorgang wird Kohlendioxid aus der Atmosphäre in dem Gestein eingelagert. Dies könnte bedeuten, dass der Mars früher eine dichte kohlendioxidreiche Atmosphäre hatte, wodurch ein wärmeres Klima möglich wurde, in dem es auch flüssiges Wasser gab.[24]
|
||||
|
||||
Mit Hilfe von Daten des MRO wurden 2010 Gesteine entdeckt, die durch kosmische Einschläge aus der Tiefe an die Oberfläche befördert worden waren. Anhand ihrer spezifischen spektroskopischen Fingerabdrücke konnte festgestellt werden, dass sie hydrothermal (unter Einwirkung von Wasser) verändert wurden. Neben diesen Karbonat-Mineralen wurden auch Silikate nachgewiesen, die vermutlich auf die gleiche Weise entstanden sind. Dieser neue Fund beweise, dass es sich dabei nicht um örtlich begrenzte Vorkommen handele, sondern dass Karbonate in einer sehr großen Region des frühen Mars entstanden seien.[25]
|
||||
Hämatitkügelchen
|
||||
Hämatitkügelchen auf dem Felsen Berry Bowl
|
||||
|
||||
Die Marssonde Opportunity fand im Gebiet des Meridiani Planum millimetergroße Kügelchen des Eisenminerals Hämatit. Diese könnten sich vor Milliarden Jahren unter Einwirkung von Wasser abgelagert haben. Darüber hinaus wurden Minerale gefunden, die aus Schwefel-, Eisen- oder Bromverbindungen aufgebaut sind, wie zum Beispiel Jarosit. Auf der entgegengesetzten Hemisphäre[26] des Mars fand die Sonde Spirit in den Columbia Hills das Mineral Goethit, das ausschließlich unter dem Einfluss von Wasser gebildet werden kann.
|
||||
Kieselsäure
|
||||
|
||||
Forscher entdeckten 2010 mit Hilfe von MRO Ablagerungen auf einem Vulkankegel, die von Wasser verursacht wurden. Sie konnten das Mineral als Kieselsäurehydrat identifizieren, das nur in Verbindung mit Wasser entstanden sein kann. Die Wissenschaftler nehmen an, dass, falls es auf dem Mars Leben gegeben hat, es sich dort in der hydrothermalen Umgebung am längsten hätte halten können.[27]
|
||||
Polkappen
|
||||
Die Nordpolregion, aufgenommen von Mars Global Surveyor
|
||||
Hauptartikel: Polkappen des Mars
|
||||
|
||||
Der Mars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind. Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1000 Kilometern. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1½ km weniger ausgedehnt. Die Polarkappen zeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist.
|
||||
|
||||
Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der dann jeweils der Sonne abgewandten Polkappe durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu.
|
||||
|
||||
Da ein größerer, stabilisierender Mond fehlt, taumelt der Mars mit einer Periode von etwa 5 Millionen Jahren. Die Polarregionen werden daher immer wieder so stark erwärmt, dass das Wassereis schmilzt. Durch das abfließende Wasser entstehen die Riemen und Streifen an den Polkappen.
|
||||
Wasservorkommen
|
||||
|
||||
Der Mars erscheint heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.
|
||||
Eisvorkommen an den Polen
|
||||
Die Südpolregion, aufgenommen von Viking Orbiter
|
||||
|
||||
Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.[28]
|
||||
Weitere Eisvorkommen
|
||||
Beobachtete Veränderungen könnten Anzeichen für fließendes Wasser innerhalb der letzten Jahre sein.[19]
|
||||
|
||||
Die schon lange gehegte Vermutung, dass sich unter der Oberfläche des Mars Wassereis befinden könnte, erwies sich 2005 durch Entdeckungen der ESA-Sonde Mars Express als richtig.
|
||||
|
||||
Geologen gehen von wiederkehrenden Vereisungsperioden auf dem Mars aus, ähnlich irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies aus Orbiter-Fotos, die Spuren einstiger Gletscher in diesen äquatornahen Gebieten zeigen. Zusätzlich stützen auch Radarmessungen aus der Umlaufbahn die Existenz beträchtlicher Mengen an Bodeneis in ebendiesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher Mars-Eiszeiten gedeutet.[29]
|
||||
|
||||
Auf der Europäischen Planetologenkonferenz EPSC im September 2008 in Münster wurden hochauflösende Bilder des Mars Reconnaissance Orbiters der NASA vorgestellt, die jüngste Einschlagkrater zeigen. Wegen der sehr dünnen Atmosphäre stürzen die Meteoriten praktisch ohne Verglühen auf die Marsoberfläche. Die fünf neuen Krater, die nur drei bis sechs Meter Durchmesser und eine Tiefe von 30 bis 60 cm aufweisen, wurden in mittleren nördlichen Breiten gefunden. Sie zeigen an ihrem Boden ein gleißend weißes Material. Wenige Monate später waren die weißen Flecken durch Sublimation verschwunden. Damit erhärten sich die Hinweise, dass auch weit außerhalb der Polgebiete Wassereis dicht unter der Marsoberfläche begraben ist.[30][31]
|
||||
Flüssiges Wasser
|
||||
|
||||
Unter der Kryosphäre des Mars werden große Mengen flüssigen Wassers vermutet. Nahe oder an der Oberfläche ist es für flüssiges Wasser zu kalt, und Eis würde langsam verdunsten, da der Partialdruck von Wasser in der Marsatmosphäre zu gering ist.
|
||||
|
||||
Es gibt jedoch Hinweise, dass die Raumsonde Phoenix Wassertropfen auf der Oberfläche entdeckt habe. Dabei könnten Perchlorate als Frostschutz wirken. Diese Salze haben die Eigenschaft, Wasser anzuziehen. Dies kann auch Wasserdampf aus der Atmosphäre sein. Bei ausreichender Konzentration der Salze könnte Wasser sogar bis 70 °C flüssig bleiben. Durch eine Durchmischung mit Perchloraten könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein.[32] 2010 fanden Forscher der Uni Münster Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern wie dem Russell-Krater flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos, die vom Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen wurden, entdeckten sie an steilen Hängen Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten. Dass die Rinnen nach unten dünner werden, deuten die Forscher als Versickern,[33] andere als Verdunsten.[34]
|
||||
|
||||
Eine alternative Erklärung für die Erosionsrinnen schlugen Wissenschaftler der NASA 2010 vor: Kohlendioxid, das sich im marsianischen Winter bei unter -100 °C aus der Atmosphäre an den Berghängen als Trockeneis ansammelt, bei Erwärmung des Planeten als sublimiertes Gas die Hänge hinab"fließt" und dabei Staub erodiert.[35][36]
|
||||
|
||||
Mit dem abbildenden Spektrometer (CRISM) des Mars Reconnaissance Orbiters konnten Spektren von aktiven (jahreszeitlich dunkleren) Rinnen gewonnen werden, deren Auswertung, 2015 veröffentlicht,[37] Magnesiumperchlorat, Magnesiumchlorat und Natriumperchlorat ergaben.
|
||||
Siehe auch: Extraterrestrischer Ozean
|
||||
Innerer Aufbau
|
||||
Illustration des vermuteten Marsaufbaus
|
||||
|
||||
Über den inneren Aufbau des Mars ist nur wenig bekannt, da bislang nur begrenzt seismische Messungen vorgenommen werden konnten.
|
||||
|
||||
Sein Inneres gliedert sich ähnlich dem Schalenaufbau der Erde in eine Kruste, einen Gesteinsmantel und einen Kern, der überwiegend aus Eisen und zu etwa 14 bis 17 Prozent aus Schwefel besteht. Der Kern beinhaltet etwa doppelt so viele leichte Elemente wie der Erdkern. Deshalb ist die Dichte des Kerns niedriger, als es bei einem reinen Eisenkern der Fall wäre.[38]
|
||||
|
||||
Laut neueren experimentellen Simulationen der Bedingungen in der Übergangszone zwischen Mantel und Kern (Messungen des Mars Global Surveyor ergaben eine Temperatur von 1500 Grad Celsius und einen Druck von 23 Gigapascal) hat der Kern des Mars im Unterschied zu dem der Erde keinen inneren festen Bereich, sondern ist vollständig flüssig.[39] Dies belegt auch die Analyse der Bahndaten des Mars Global Surveyor. Dabei konnte nachgewiesen werden, dass der Mars einen flüssigen Kern mit einem Radius zwischen 1520 und 1840 km besitzt und damit eine höhere Temperatur hat, als zuvor angenommen wurde.
|
||||
|
||||
Der Kern ist von einem Mantel aus Silicaten umgeben, der viele der tektonischen und vulkanischen Merkmale des Planeten formte, nun aber inaktiv zu sein scheint. Die durchschnittliche Dicke der Planetenkruste beträgt etwa 50 km, mit einem Maximum von 125 km.[38] Im Vergleich dazu ist die Erdkruste mit einer Dicke von durchschnittlich 40 km nur etwa ein Drittel so dick, wenn man die relative Größe der beiden Planeten berücksichtigt.
|
||||
Magnetfeld
|
||||
Magnetisierung des Mars Rot und Blau kennzeichnen entgegengesetzte Richtungen des Magnetfelds, ein Drittel der Südhalbkugel
|
||||
|
||||
Anders als die Erde und der Merkur besitzt der Mars kein globales Magnetfeld mehr, seit er es ca. 500 Millionen Jahre nach seiner Entstehung verlor. Vermutlich erlosch es, als der Zerfall radioaktiver Elemente nicht mehr genügend Wärmeenergie produzierte, um im flüssigen Kern Konvektionsströmungen anzutreiben. Weil der Mars keinen festen inneren Kern besitzt, konnte er den Dynamo-Effekt nicht auf die gleiche Art aufbauen wie die Erde.
|
||||
|
||||
Dennoch ergaben Messungen einzelne und sehr schwache lokale Magnetfelder. Die Messung des Magnetfeldes wird erschwert durch die Magnetisierung der Kruste mit Feldstärken von bis zu 220 Nanotesla und durch externe Magnetfelder mit Stärken zwischen wenigen Nanotesla und bis zu 100 Nanotesla, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Marsatmosphäre entstehen und zeitlich sehr stark variieren. Nach den Analysen der Daten des Mars Global Surveyor konnte die Stärke des Magnetfeldes trotzdem sehr genau bestimmt werden sie liegt bei weniger als 0,5 Nanotesla gegenüber 30 bis 60 Mikrotesla des Erdmagnetfeldes.
|
||||
|
||||
Messungen von Magnetfeldlinien durch Mars Global Surveyor ergaben, dass Teile der planetaren Kruste durch das einstige Magnetfeld stark magnetisiert sind, aber mit unterschiedlicher Orientierung, wobei gleichgerichtete Bänder von etwa 1000 km Länge und 150 km Breite auftreten. Ihre Größe und Verteilung erinnert an die streifenförmigen Magnetanomalien auf den Ozeanböden der Erde. Durch sie wurde die Theorie der Plattentektonik gestützt, weshalb 1991 auch eine ähnliche Theorie für den Mars entwickelt wurde. Magnetische Beobachtungen auf dem Mars sind jedoch noch nicht detailliert genug, um sichere Schlussfolgerungen zu erlauben oder gar die Theorie zu bestätigen.
|
||||
|
||||
Möglicherweise werden bei der mit der Zeit zwangsläufigen Abkühlung des Marskerns durch die damit einsetzende Auskristallisation des Eisens und die freigesetzte Kristallisationswärme wieder Konvektionen einsetzen, die ausreichen, dass der Planet in ein paar Milliarden Jahren wieder über ein globales Magnetfeld in alter Stärke verfügt.[39]
|
||||
Monde
|
||||
Die Umlaufbahnen von Phobos und Deimos
|
||||
Phobos (oben) und Deimos (unten) im Größenvergleich
|
||||
|
||||
Zwei kleine Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken), umkreisen den Mars. Sie wurden 1877 von dem US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt und nach den in der Ilias überlieferten beiden Begleitern, die den Wagen des Kriegsgottes Ares (lat. Mars) ziehen, benannt.
|
||||
|
||||
Phobos (Durchmesser 26,8 × 22,4 × 18,4 km) und Deimos (Durchmesser 15,0 × 12,2 × 10,4 km) sind zwei unregelmäßig geformte Felsbrocken. Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden, die vom Mars eingefangen wurden. Phobos große Halbachse beträgt 9.376 km, diejenige von Deimos 23.459 km. Phobos ist damit kaum mehr als 6.000 km von der Oberfläche des Mars entfernt, der Abstand ist geringer als der Durchmesser des Planeten.
|
||||
|
||||
Die periodischen Umlaufbewegungen der beiden Monde befinden sich mit der Größe von 0,31891 (Phobos) und 1,262 Tagen (Deimos) zueinander in einer 1:4-Bahnresonanz.
|
||||
|
||||
Die Umlaufzeit von Phobos ist kürzer als die Rotationszeit von Mars. Der Mond kommt dem Planeten durch die Gezeitenwechselwirkung auf einer Spiralbahn langsam immer näher und wird schließlich auf diesen stürzen oder durch die Gezeitenkräfte auseinandergerissen werden, so dass er für kurze Zeit zu einem Marsring wird. Für ihn berechneten DLR-Forscher, basierend auf neueren Daten der europäischen Raumsonde Mars Express, dass dies in ca. 50 Millionen Jahren geschehen wird. Deimos wird dagegen in einer noch ferneren Zukunft dem Mars entfliehen. Er driftet durch die Gezeitenwechselwirkung langsam nach außen, wie alle Monde, die langsamer (und nicht retrograd) um einen Planeten kreisen, als dieser rotiert.
|
||||
|
||||
Ihre Existenz war schon lange vorher mehrmals literarisch beschrieben worden, zuletzt von Voltaire, der in seiner 1750 erschienenen Geschichte Micromégas über zwei Marsmonde schreibt. Es ist wahrscheinlich, dass Voltaire diese Idee von Jonathan Swift übernahm, dessen Buch Gullivers Reisen 1726 erschienen war. Darin wird im dritten Teil beschrieben, die Astronomen des Landes Laputa hätten ebenfalls zwei kleinere Sterne oder Satelliten entdeckt, die um den Mars kreisen, wovon der innere vom Zentrum des Hauptplaneten genau drei seiner Durchmesser entfernt ist und der äußere fünf. Es wird vermutet, dass Swift von einer Fehlinterpretation Johannes Keplers gehört hatte. Der hatte das Anagramm, das Galileo Galilei 1609 an ihn schickte, um ihm die Entdeckung der Phasen der Venus mitzuteilen, als die Entdeckung zweier Marsmonde aufgefasst.
|
||||
Entstehungsgeschichte
|
||||
Datei:Mars.ogvMediendatei abspielen
|
||||
Animation, welche die Topographie des Mars zeigt. Olympus Mons Mariner-Täler Mars Südpol Hellas-Becken Mars Nordpol
|
||||
|
||||
Anhand der astrogeologischen Formationenvielfalt und der Verteilung von Einschlagskratern kann ein Großteil der Geschichte des Planeten abgeleitet werden. Der Mars entstand, wie die übrigen Planeten des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren durch Zusammenballung kleinerer Körper, sogenannter Planetesimale, innerhalb der protoplanetaren Scheibe zu einem Protoplaneten. Vor 4 Milliarden Jahren bildete der im Innern noch glutflüssige planetare Körper eine feste Gesteinskruste aus, die einem heftigen Bombardement von Asteroiden und Kometen ausgesetzt war.
|
||||
Noachische Periode
|
||||
|
||||
Die ältesten der heute noch vorhandenen Formationen, wie das Hellas-Becken, und die verkraterten Hochländer, wie Noachis Terra, wurden vor 3,8 bis 3,5 Milliarden Jahren, in der so genannten Noachischen Periode, gebildet. In dieser Periode setzte die Zweiteilung der Marsoberfläche ein, wobei die nördlichen Tiefländer gebildet wurden. Durch starke vulkanische Eruptionen wurden weite Teile des Planeten von Ablagerungen aus vulkanischer Lava und Asche bedeckt. Diese wurden an vielen Stellen durch Wind und Wasser wieder abgetragen und ließen ein Netzwerk von Tälern zurück.
|
||||
Hesperianische Periode
|
||||
|
||||
Das geologische Mittelalter des Mars wird als Hesperianische Periode bezeichnet. Sie umfasst den Zeitraum von vor 3,5 bis 1,8 Milliarden Jahren. In dieser Periode ergossen sich riesige Lavamengen aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste und bildeten weite Ebenen, wie Hesperia Planum. Es entstanden auch die ältesten Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, wobei die Gesteinskruste stark verformt wurde und sich das Grabensystem der Mariner-Täler öffnete. Es bildeten sich die gewaltigen Stromtäler, in denen große Wassermengen flossen und sich stellenweise aufstauten.
|
||||
|
||||
Es entwickelte sich auf dem Mars ein Wasserkreislauf. Im Unterschied zur Erde gab es jedoch keinen Wetterzyklus mit Verdunstung, Wolkenbildung und anschließendem Niederschlag. Das Wasser versickerte im Untergrund und wurde später durch hydrothermale Prozesse wieder an die Oberfläche getrieben. Da jedoch der Planet immer weiter abkühlte, endete dieser Prozess vor etwa 1,5 Milliarden Jahren, und es hielten sich nur noch Gletscher an der Oberfläche. Zeichen dieser Aktivität sind vor kurzem entdeckte Moränen am Olympus Mons.[40]
|
||||
Amazonische Periode
|
||||
|
||||
Das jüngste geologische Zeitalter des Mars wird als Amazonische Periode bezeichnet und begann vor 1,8 Milliarden Jahren. In dieser Phase entstanden die jüngeren Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, aus denen große Lavamassen flossen. So bildeten sich weite Ebenen aus wie zum Beispiel Amazonis Planitia.
|
||||
|
||||
2008 fanden Forscher Hinweise auf Geysire auf dem Mars, die vor einigen Millionen Jahren aktiv gewesen sein dürften. Dabei hätten sie Fontänen von kohlensäurehaltigem Wasser einige Kilometer weit in die Höhe geschossen. Darauf deuten auch die Formen von Ablagerungen hin, die britische Forscher in der Nähe zweier ausgedehnter Grabensysteme entdeckten. Wahrscheinlich wurden diese Eruptionen durch Blasen aus Kohlendioxid ausgelöst. Dadurch wurde das Wasser aus einer Tiefe von bis zu vier Kilometern durch Spalten im Marsboden an die Oberfläche gedrückt. Die Fontänen müssen dabei mit einem so großen Druck herausgepresst worden sein, dass das schlammige Wasser erst in einer Entfernung von mehreren Kilometern von der Austrittsstelle wieder auf den Boden regnete oder, bedingt durch die tiefen Temperaturen, als Hagel niederging.[41]
|
||||
|
||||
Gegenwärtig wird die Oberfläche des Mars hauptsächlich durch Winderosion und Hangrutschung geformt.
|
||||
Erforschung
|
||||
|
||||
Aufgrund seiner großen Helligkeit war der Mars schon im frühen Altertum als Planet bekannt. Wegen seiner langen Planetenschleifen (die alle 2 Jahre in der Opposition auftreten) galten seine Bewegungen den Ägyptern als unvorhersehbar. Den Babyloniern gelang es zwar, sie näherungsweise vorauszusagen, sie schrieben die Bahnanomalien aber den Launen und der Gewalttätigkeit des Gottes Nergal zu.
|
||||
Vor dem Raumfahrtzeitalter
|
||||
Marsoberfläche nach Schiaparelli (1888)
|
||||
Mars auf einer astronomischen Zeichnung des 19. Jahrhunderts (Trouvelot, 1881)
|
||||
|
||||
Tycho Brahe (15461601) vermaß die Planetenpositionen des Mars mit bis dahin nicht gekannter Genauigkeit und ermöglichte es so Johannes Kepler (15711630), die elliptische Bahn des Planeten zu berechnen und die drei Keplerschen Gesetze abzuleiten.
|
||||
Christiaan Huygens entdeckte 1659 eine dunkle, dreieckige Zone (Syrtis Major) auf der Marsoberfläche. Aus deren Positionsveränderungen errechnete er die Eigenrotation des Mars zu 24,5 Stunden (heutiger Wert: 24,623 Stunden).
|
||||
Giovanni Domenico Cassini beschrieb 1666 die weißen Polkappen des Mars.
|
||||
Wilhelm Herschel bestimmte 1784 die Neigung der Rotationsachse gegenüber der Umlaufbahn mit 25° (heutiger Wert 25,19°).
|
||||
Wilhelm Beer fertigte 1830 die erste Marskarte an, Angelo Secchi 1863 schon in Farbe.
|
||||
Richard Proctor veröffentlichte 1869 eine detaillierte Marskarte, die er aus Zeichnungen von William Rutter Dawes erstellte.
|
||||
Giovanni Schiaparelli nahm 1877 auf der Marsoberfläche zarte Linienstrukturen wahr, die er Canali (italienisch für Rinnen oder Gräben) nannte und in eine detaillierte Karte eintrug. Er machte zunächst keine Angaben über den Ursprung der Canali (die er für breiter als 100 km schätzte), doch wurden sie in englischen Medien fälschlich als Channel (Kanäle) übersetzt und bald als Werk intelligenter Marsbewohner interpretiert. Auf älteren Marskarten erhielten viele dieser Linien auch Namen. Während einige Astronomen Schiaparellis Beobachtungen bestätigten, wurde die Existenz der Canali von anderen angezweifelt und als Ergebnis optischer Täuschungen bezeichnet. Erst der Vorbeiflug der amerikanischen Mariner-Sonden beendete die Spekulationen, denn Fotos der Marsoberfläche zeigten keine so breiten Rinnen. Drei Canali entsprechen aber den riesigen Canyons Valles Marineris, andere zeichnen Geländestufen und Schattenlinien nach, einige auch längere Kraterketten.
|
||||
|
||||
Hauptartikel: Marskanäle
|
||||
|
||||
Asaph Hall entdeckt bei der günstigen Opposition 1877 die beiden Marsmonde Phobos und Deimos.
|
||||
Percival Lowell gründet 1894 das Lowell-Observatorium in Arizona, um die Marskanäle, ihre jahreszeitlichen Verfärbungen und allfällige Lebensspuren zu erforschen. Spektroskopisch findet man biologische Moleküle, die sich allerdings später als terrestrisch erweisen. In der Atmosphäre werden Spektrallinien von Sauerstoff entdeckt, dessen Volumsanteil aber überschätzt wird.
|
||||
Eugène Antoniadi bestätigte zunächst die Marskanäle, kam aber 1909 am Riesenteleskop Meudon zum Schluss, sie würden nur in kleineren Fernrohren als solche erscheinen. In seinen detaillierten Marskarten die bis zu den ersten Marssonden kaum mehr übertroffen wurden zeichnete er sie als Folge diffuser Flecken ein.
|
||||
Gerard Kuiper wies in den 1950ern Kohlendioxid in der Marsatmosphäre nach und glaubte bis zu den ersten Marssonden an die mögliche Existenz von Moosen oder Flechten.
|
||||
|
||||
Im Raumfahrtzeitalter
|
||||
Die erste Nahaufnahme vom Mars, aufgenommen von Mariner 4
|
||||
|
||||
Viele unbemannte Raumsonden wurden schon zum Mars entsandt, von denen einige sehr erfolgreich waren. Etwa die Hälfte der Missionen endete in einem Misserfolg, die meisten davon waren sowjetische Sonden. Im Unterschied zur Erkundung des Erdmondes gibt es bis heute keine Gesteinsproben, die vom Mars geholt wurden, so dass Marsmeteoriten die einzige Möglichkeit sind, Material vom Mars in irdischen Laboratorien zu erforschen. Bislang hat es auch noch keine bemannte Marsmission gegeben ein aktueller Ansatz dafür ist Mars One.
|
||||
Hauptartikel: Chronologie der Marsmissionen
|
||||
1960er Jahre
|
||||
Darstellung auf einer ungarischen Sondermarke von 1964
|
||||
|
||||
Die beiden sowjetischen Sonden Marsnik 1 und 2 wurden im Oktober 1960 gestartet, um am Mars vorbeizufliegen, erreichten aber noch nicht einmal die Erdumlaufbahn. 1962 versagten drei weitere sowjetische Sonden (Sputnik 22, Mars 1 und Sputnik 24), zwei von ihnen blieben im Erdorbit, die dritte verlor auf dem Weg zum Mars den Kontakt mit der Erde. Auch ein weiterer Versuch im Jahre 1964 schlug fehl.
|
||||
|
||||
Zwischen 1962 und 1973 wurden zehn Mariner-Raumsonden vom Jet Propulsion Laboratory der NASA entwickelt und gebaut, um das innere Sonnensystem zu erforschen. Es waren relativ kleine Sonden, die meistens nicht einmal eine halbe Tonne wogen.
|
||||
|
||||
Mariner 3 und Mariner 4 waren identische Raumsonden, die am Mars vorbeifliegen sollten. Mariner 3 wurde am 5. November 1964 gestartet, aber die Transportverkleidung löste sich nicht richtig, und die Sonde erreichte den Mars nicht.
|
||||
|
||||
Drei Wochen später, am 28. November 1964, wurde Mariner 4 erfolgreich auf eine achtmonatige Reise zum Roten Planeten geschickt. Am 15. Juli 1965 flog die Sonde am Mars vorbei und lieferte die ersten Nahaufnahmen insgesamt 22 Fotos des Planeten. Die Bilder zeigten mondähnliche Krater, von denen einige mit Reif bedeckt zu sein scheinen.
|
||||
|
||||
1969 folgten Mariner 6 und Mariner 7 und lieferten insgesamt 200 Fotos.
|
||||
1970er Jahre
|
||||
|
||||
1971 missglückte der Start von Mariner 8, dafür erhielt die NASA im gleichen Jahr von Mariner 9 mehrere tausend Bilder.
|
||||
|
||||
Ebenfalls 1971 landete mit der sowjetischen Mars 3 die erste Sonde weich auf dem Mars, nachdem Mars 2 wenige Tage zuvor gescheitert war. Der Funkkontakt brach jedoch 20 Sekunden nach der Landung ab. Mögliche Ursache war ein gerade tobender globaler Staubsturm, der den Lander umgeworfen haben könnte.
|
||||
Bild von Viking 1. Der große Felsen links von der Mitte ist etwa zwei Meter breit. Er wurde Big Joe getauft.
|
||||
|
||||
In den 1970er-Jahren landeten die Viking-Sonden erfolgreich auf dem Mars und lieferten die ersten Farbbilder sowie Daten von Bodenproben: Viking 1 schaffte am 20. Juli 1976 als erste US-amerikanische Sonde eine weiche Landung. Die Sowjetunion versuchte noch weitere Landungen auf dem Mars, scheiterte jedoch.
|
||||
1980er Jahre
|
||||
|
||||
Die einzigen Raumsonden, die in den 1980er Jahren zum Mars flogen, waren die beiden sowjetischen Fobos-Sonden. Sie wurden 1988 von Baikonur aus gestartet und sollten den Mars und seinen Mond Phobos untersuchen. Dafür waren sie im Rahmen einer internationalen Kooperation neben sowjetischen auch mit zahlreichen westlichen Instrumenten bestückt. Der Kontakt zu Fobos 1 brach jedoch schon auf dem Weg zum Mars wegen eines falschen Steuerbefehls ab. Fobos 2 erreichte eine Marsumlaufbahn und einige Daten und Bilder vom Mars wurden zur Erde übertragen. Danach wurde die Sonde zu Phobos gelenkt. Jedoch brach kurz vor dem Rendezvous auch der Kontakt zu Fobos 2 ab.
|
||||
1990er Jahre
|
||||
|
||||
1992 wurde die US-Sonde Mars Observer gestartet. Sie ging 1993 kurz vor dem Einschwenken in die Umlaufbahn verloren.
|
||||
|
||||
Am 16. November 1996 startete Mars 96, die erste russische Raumsonde seit dem Zusammenbruch der Sowjetunion. Doch versagte die Proton-Trägerrakete, so dass Mars 96 wieder in die Erdatmosphäre eintrat und verglühte.
|
||||
Der Marsrover Sojourner
|
||||
|
||||
Besonderes Aufsehen erregte 1997 der Mars Pathfinder, bei dem zum ersten Mal ein kleines Marsmobil, der Rover Sojourner, eingesetzt wurde. Er landete publikumswirksam am 4. Juli, dem amerikanischen Unabhängigkeitstag, und lieferte viele Aufnahmen von der Umgebung der Landestelle, die von der NASA zum ersten Mal sofort im Internet veröffentlicht wurden.
|
||||
|
||||
Eine weitere erfolgreiche Mission war 1997 die des Mars Global Surveyor, bei der die Marsoberfläche in einer hohen Auflösung kartografiert wurde. Am 2. November 2006 fünf Tage vor dem 10-jährigen Jubiläum seines Starts brach der Kontakt mit dem Satelliten ab.
|
||||
|
||||
Das Scheitern der Marssonden Mars Climate Orbiter, der wegen eines Programmierfehlers in der Navigation verlorenging, und Mars Polar Lander, der wahrscheinlich wegen eines fehlerhaften Sensors bei der Landung aus größerer Höhe abstürzte, stellte 1999 einen herben Rückschlag für die Marsforschung dar.
|
||||
|
||||
Auch die 1998 gestartete japanische Raumsonde Nozomi konnte den Mars nicht erreichen.
|
||||
2000er Jahre
|
||||
|
||||
Seit dem 24. Oktober 2001 umkreist außer dem Global Surveyor noch 2001 Mars Odyssey den roten Planeten, der spezielle Instrumente zur Fernerkundung von Wasservorkommen an Bord hat.
|
||||
|
||||
Von den bis 2002 insgesamt 33 Missionen zum Mars waren nur acht erfolgreich, allesamt US-amerikanisch.
|
||||
|
||||
Am 2. Juni 2003 startete im Rahmen der ersten europäischen Marsmission die ESA-Raumsonde Mars Express mit dem Landegerät Beagle 2 erfolgreich zum Mars. Zwar landete Beagle 2 am 25. Dezember 2003 auf der Marsoberfläche, allerdings konnte der Funkkontakt niemals aufgebaut werden. 2014 wurde er auf Bildern des MRO entdeckt. Der Orbiter Mars Express arbeitet jedoch erfolgreich in der Marsumlaufbahn und konnte unter anderem viele Aufnahmen von Formationen machen, von denen man annimmt, dass sie ausgetrocknete oder ausgefrorene Flusstäler seien. Er kartiert den Planeten u. a. mittels Radar und einer Stereokamera im sichtbaren Licht, sowie spektroskopisch auch in Infrarot. Am 30. November 2005 fand die Sonde unter der Ebene Chryse Planitia ein Eisfeld mit 250 km Durchmesser.
|
||||
Marsrover Opportunity (MER-B)
|
||||
|
||||
Am 10. Juni 2003 wurde die US-amerikanische Marssonde Spirit (MER-A) zum Mars gestartet. An Bord befand sich ein Rover, der nach der Landung drei Monate lang Gesteinsproben entnehmen und nach Spuren von früher vorhandenem Wasser suchen sollte. Die Landung erfolgte am 4. Januar 2004 im Krater Gusev, in den das Ma'adim Vallis mündet. Im April 2009 fuhr sich der Rover in einer Sandanhäufung fest und konnte seit dem 22. März 2010 auch nicht mehr kontaktiert werden (Stand: März 2011).
|
||||
|
||||
Am 8. Juli 2003 wurde die baugleiche Sonde Opportunity (MER-B) mit einer Delta-II-Rakete gestartet. Sie landete am 25. Januar 2004 in der Tiefebene Meridiani Planum nahe dem Marsäquator, fast genau gegenüber von Spirit.[26] Die vom Rover gesammelten Beweise, dass der Mars einst warm und feucht war, wurden im Jahresrückblick der Fachzeitschrift Science mit der Wahl zum Durchbruch des Jahres 2004 gewürdigt. Opportunity ist noch immer aktiv (Stand: April 2015).
|
||||
vergrößern und Informationen zum Bild anzeigen
|
||||
Das Panoramabild, von dem hier nur ein Ausschnitt zu sehen ist, wurde aus hunderten Einzelbildern montiert, die Opportunity vom 6. Oktober bis 6. November 2006 aufgenommen hat. Es zeigt annähernd in Echtfarben den Victoria-Krater vom Cap Verde
|
||||
|
||||
Am 12. August 2005 wurde die US-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter mit einer Atlas-V-Rakete auf die Reise geschickt und erreichte am 10. März 2006 den Mars. Sie soll ihn mit hochauflösenden Kameras kartografieren und auch nach geeigneten Landestellen für spätere Rover-Missionen suchen. Außerdem soll sie zur Hochgeschwindigkeits-Kommunikation zwischen zukünftigen Raumsonden auf der Marsoberfläche und der Erde dienen.
|
||||
Sonnenuntergang auf dem Mars beim Krater Gusev (Spirit am 19. Mai 2005)
|
||||
|
||||
2007 fotografierte Mars Reconnaissance sieben fast kreisrunde schwarze und strukturlosen Flecken, die im Nordosten des Marsvulkans Arsia Mons liegen.[42] Der größte, genannt Jeanne, hat einen Durchmesser von etwa 150 Meter. Eine Schrägaufnahme der sonnenbeschienenen Seitenwand im August 2007 zeigte, dass es sich um einen mindestens 78 Meter tiefen senkrechten Schacht handeln muss. Diese Strukturen sind sehr wahrscheinlich vulkanischer Natur und durch den Einbruch einer nicht mehr tragfähigen Deckschicht entstanden.[43]
|
||||
|
||||
Am 26. Dezember 2007 machte die High Resolution Stereo Camera des Mars Express Aufnahmen von Eumenides Dorsum, einem Bergrücken westlich der Tharsis-Region. Die Aufnahmen zeigen kilometerlange lineare Strukturen, die von Kanälen unterbrochen sind. Es handelt sich um durch Winderosion entstandene Yardangs (Windhöcker bzw. Sandwälle).
|
||||
|
||||
Mit der Sonde Mars Odyssey wies die NASA im März 2008 eine umfangreiche Salzlagerstätte in den Hochebenen der Südhalbkugel nach. Die Wissenschaftler des JPL in Pasadena meinen, sie habe sich vor 3,5 bis 3,9 Milliarden Jahren gebildet. Vermutlich entstanden die Salze durch mineralienreiches Grundwasser, das an die Oberfläche gelangte und dort verdunstete. Die Bilder von Mars Odyssey zeigen kanalähnliche Strukturen, die in den Salzbecken enden.[23] Insgesamt wurden über 200 Gebiete mit Salzvorkommen ausgemacht, die zwischen 1 und 25 km² groß sind. Die Entdeckung deutet darauf hin, dass der Mars vor langer Zeit ein wärmeres und deutlich feuchteres Klima hatte.[44]. Solche Klimaschwankungen dürften durch aperiodische Änderungen der Rotationsachse entstehen, deren Neigung (derzeit 25°) zwischen 14 und 50° variiert.[45]
|
||||
Die Orte der sieben erfolgreichen Marslandungen
|
||||
|
||||
Am 26. Mai 2008 landete die Sonde Phoenix im nördlichen Polargebiet des Planeten. Sie suchte dort bis November 2008 im Boden nach Wassereis und habitablen Zonen, also für primitive Organismen bewohnbare Umgebungen. Ihr Roboterarm konnte Proben aus etwa 50 cm Tiefe holen, um sie dann in einem Minilabor zu analysieren. Phoenix entdeckte bei einer Grabung weiße Klümpchen, die nach einigen Tagen verschwanden. Man vermutete, dass es sich dabei um Wassereis handelt,[46] was am 31. Juli bestätigt wurde beim Erhitzen einer Gesteinsprobe trat Wasserdampf aus.[47] Mit dem nasschemischen Labor MECA, das die wasserlöslichen Ionen im Marsboden bestimmte, konnten erhebliche Mengen an Perchloraten detektiert werden. Auf der Erde kommen Perchlorate in den ariden Wüstengebieten vor. Natriumperchlorat wird durch Oxidation von Natriumchlorid in der Atmosphäre erzeugt und dann mit dem Staub abgelagert.
|
||||
|
||||
|
||||
2010er Jahre
|
||||
Curiosity auf dem Mars
|
||||
|
||||
Am 26. November 2011 um 15:02 UTC startete die Rover-Mission Mars Science Laboratory (Curiosity) der NASA mit einer Atlas V(541) von Cape Canaveral und landete am 6. August 2012 auf dem Mars. Der Rover kann weite Strecken zurücklegen und umfassende Untersuchungen eines großen Umkreises durchführen. Wichtigstes Projektziel sind geologische Analysen des Marsbodens.
|
||||
|
||||
Am 18. November 2013 startete eine weitere NASA-Sonde zum Mars. Die Mission mit dem Projektnamen Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) soll das Rätsel der verlorenen Atmosphäre aufklären.[48] Der Orbiter umkreist den Planeten seit dem 22. September 2014 und soll sich in fünf Tiefflügen annähern. Weiters wurde am 5. November 2013 eine indische Marsmission gestartet. Sie soll ebenfalls die Atmosphäre sowie verschiedene Oberflächenphänomene untersuchen.[49]
|
||||
|
||||
ExoMars Rover ist ein europäischer Rover, dessen Start für 2020 geplant ist. Er soll speziell nach Spuren von Leben suchen. Die Finanzierung dieser Mission ist allerdings noch ungewiss.
|
||||
Geplante Missionen
|
||||
|
||||
Weitere Pläne der NASA und ESA zur Marserforschung enthalten unter anderem das Aussetzen von kleineren Flugzeugen in der Atmosphäre und nach 2020 die Rückführung von Marsproben zur Erde (Mission Mars Sample Return).
|
||||
vergrößern und Informationen zum Bild anzeigen
|
||||
Panoramabild der Marsoberfläche, aufgenommen von der Sonde Pathfinder
|
||||
|
||||
Im Januar 2004 kündigte der US-amerikanische Präsident George W. Bush Anstrengungen der USA für eine bemannte Marsmission an. Im Rahmen des Raumfahrtprogramms Constellation plante die NASA diese Flüge für die Zeit nach 2020. Der ehemalige NASA-Direktor Michael Griffin nannte die Zeit bis 2037. Constellation wurde aber durch die Nachfolgeregierung unter Barack Obama aus Kostengründen gestrichen.[50]
|
||||
|
||||
Auch das langfristig angelegte europäische Raumfahrtprogramm Aurora strebt insbesondere die Landung eines Menschen auf dem Mars an und plant sie für das Jahr 2033.
|
||||
|
||||
Darüber hinaus existieren im Rahmen von Visionen einer Marskolonisation Vorstellungen, den Mars durch Terraforming in weiter Zukunft in einen für den Menschen lebensfreundlicheren Planeten umzuwandeln. Robert Zubrin, Edwin Aldrin und andere namhafte Stimmen in den Vereinigten Staaten von Amerika treten mittlerweile dafür ein, auf dem Mars unter dem Motto Mars to Stay schon in naher Zukunft die erste menschliche Siedlung zu begründen: Das sei möglich und sinnvoll, weil es wesentlich weniger Aufwand erfordere, die ersten Marsfahrer dauerhaft auf dem Planeten siedeln zu lassen, als sie sogleich wieder zur Erde zurückzuholen.
|
||||
Möglichkeit von Leben
|
||||
Hauptartikel: Leben auf dem Mars
|
||||
|
||||
Die Ökosphäre (oder habitable Zone) des Sonnensystems reicht von 0,95 bis 1,37 AE Abstand zur Sonne. Im Sonnensystem befindet sich nur die Erde innerhalb dieses Gürtels um die Sonne, der Mars liegt knapp außerhalb.
|
||||
|
||||
Höheres oder gar intelligentes Leben gibt es auf dem Mars nicht, Wissenschaftler halten jedoch primitive Lebensformen (Mikroben) tiefer im Boden, um vor UV-Strahlen geschützt zu sein, für denkbar.[51] Tatsächlich haben die in der Antarktis im Inneren von Gesteinen lebenden Pilzarten Cryomyces antarcticus und Cryomyces minteri simulierte Mars-Umweltbedingungen relativ gut überstanden: Nach 18 Monaten auf der Internationalen Raumstation[52] enthielten knapp 10 % der Proben noch fortpflanzungsfähige Zellen.[53] Auch die Flechte Xanthoria elegans hat die simulierten Marsbedingungen während des Experiments überlebt.
|
||||
Vermutungen vor dem Raumzeitalter
|
||||
Marsoberfläche nach Oswald Lohse (1888). Auf der Karte ist das Kanalsystem Schiaparellis nicht eingezeichnet. Die von Lohse gewählten Namen für die Seen und Ozeane sind heute nicht mehr gebräuchlich
|
||||
|
||||
Der Gedanke an die Möglichkeit von Leben auf dem Mars beflügelte oft die Fantasie der Menschen. Im 18. Jahrhundert beobachtete man, dass die dunklen Flecken auf der Marsoberfläche ihre Farbe änderten und wuchsen oder schrumpften. Man hielt sie für ausgedehnte Vegetationszonen, deren Ausdehnung sich mit den Jahreszeiten änderte.
|
||||
|
||||
Durch Schiaparellis Entdeckung der Marskanäle wurden die Spekulationen um intelligentes Leben auf dem Mars angefacht.
|
||||
|
||||
So entstanden zahlreiche Legenden um vermeintliche Zivilisationen auf dem Mars. Die Diskussionen um die Marsmenschen hielten etwa ein Jahrhundert an. Der US-Amerikaner Percival Lowell, einer der heftigsten Verfechter der Marskanäle-Theorie, gründete sogar eine eigene Sternwarte, um die Marsbewohner zu erforschen. Für ihn waren die Kanäle das Produkt außerirdischer Ingenieure, die geschaffen wurden, um die Marszivilisation vor einer großen Trockenheit zu retten. Lowell beschrieb seine Vorstellungen der Marswelt in zahlreichen Publikationen, die weite Verbreitung fanden.
|
||||
|
||||
Obwohl nicht alle Astronomen die Kanäle sehen konnten und keine Fotos existierten, hielt sich die Theorie, begleitet von einer heftigen Debatte. Die Vorstellung von außerirdischem Leben übt bis heute eine Faszination auf die Menschen aus, die mit wissenschaftlichem Interesse alleine oft nicht erklärt werden kann. Erst die Ergebnisse der unbemannten Marsmissionen beendeten den Streit um die Kanäle.
|
||||
|
||||
Untersuchungen durch Viking
|
||||
|
||||
Als im Juli 1976 der Orbiter 1 der Viking-Mission Bilder der Cydonia-Region machte und diese zur Erde schickte, wurde der Mars in der Öffentlichkeit wieder zum Gesprächsthema. Eine der Aufnahmen zeigte eine Formation auf der Marsoberfläche, die einem menschlichen Gesicht ähnelte, das gen Himmel blickt. In der unmittelbaren Nähe wurden außerdem Strukturen entdeckt, die Pyramiden auf der Erde ähneln, sowie rechteckige Strukturen (von den Wissenschaftlern Inka-Stadt getauft). Erst die Mission Mars Global Surveyor der NASA brachte im April 1998 für viele die Ernüchterung: Alle entdeckten Strukturen waren das Ergebnis natürlicher Erosion. Durch neue Bilder mit wesentlich höherer Auflösung wurde deutlich, dass auf dem Mars keine künstlichen Strukturen außerirdischer Intelligenz ersichtlich sind.
|
||||
Das Marsgesicht in der Cydonia-Region; Aufnahme des Orbiters von Viking 1, 1976
|
||||
|
||||
Viking 1 und 2 hatten unter anderem die Aufgabe, der Frage nach dem Leben auf dem Mars nachzugehen. Dabei wurden ein chemisches und drei biologische Experimente durchgeführt. In dem chemischen Experiment wurde versucht, organische Substanzen im Marsboden nachzuweisen. Dazu wurde eine am MIT entwickelte GC/MS-Einheit (Kopplung eines Gaschromatographen mit einem Massenspektrometer) benutzt. Es konnten allerdings keine auf Kohlenstoff aufbauenden organischen Substanzen nachgewiesen werden.
|
||||
|
||||
Das erste biologische Experiment beruhte auf Stoffwechselaktivitäten von Organismen. Eine Bodenprobe wurde mit einer Nährlösung benetzt und entstehende Gase registriert. Der Marsboden reagierte auf das Experiment mit Abgabe großer Mengen Sauerstoff. Im zweiten Experiment wurde eine Nährlösung mit radioaktiven Kohlenstoffatomen versehen und auf eine Probe gegeben. Als Ergebnis eines Stoffwechsels hätten sie unter den ausgeschiedenen Gasen nachgewiesen werden müssen. Tatsächlich wurden radioaktive Kohlenstoffatome nachgewiesen. Das dritte Experiment war ein Photosynthese-Experiment. Radioaktiv markiertes Kohlendioxid wurde dem Marsboden zugesetzt. Dieses Kohlendioxid hätte assimiliert werden und später nachgewiesen werden müssen. Auch dieses Ergebnis war positiv. Obwohl die Ergebnisse der biologischen Experimente positiv waren, gaben sie aufgrund des negativen Ergebnisses des GC/MS-Versuchs keinen schlüssigen Beweis für die Existenz oder Nichtexistenz von Leben auf dem Mars.
|
||||
1990er und 2000er Jahre
|
||||
Marsgesicht, Aufnahme von Mars Global Surveyor, 2001
|
||||
|
||||
Im Jahr 1996 fanden David S. McKay und seine Mitarbeiter Strukturen im Marsmeteoriten ALH 84001, die sie als Spuren von fossilen Bakterien deuteten. Das in diesem Meteoriten gefundene, kettenartig angeordnete Magnetit ähnelt morphologisch dem bakteriellen Magnetit aus Magnetospirillum magnetotacticum. Allerdings wird die Beweiskraft der gefundenen Strukturen von vielen Wissenschaftlern angezweifelt, da diese auch auf rein chemischem Wege entstehen konnten.
|
||||
|
||||
Am 23. Januar 2004 entdeckte die europäische Marssonde Mars Express am Südpol des Mars große Mengen gefrorenen Wassers, Ende Juli 2005 auch in einem nahe dem Nordpol gelegenen Krater.
|
||||
|
||||
Ende März 2004 wurde bekannt, dass Forscher der NASA und der ESA unabhängig voneinander Methan in der Marsatmosphäre nachgewiesen haben. Ob das Methan geologischen Ursprungs ist oder etwa durch den Stoffwechsel von Mikroorganismen gebildet wurde, sollen weitere Untersuchungen zeigen.
|
||||
|
||||
Ebenfalls Anfang 2004 entdeckte die Marssonde Opportunity Gesteine, die in offenstehendem Wasser abgelagert worden sein müssen und viele regelmäßig verteilte kugelige, bis 1 cm große Hämatit-Konkretionen enthalten. Solche Konkretionen kommen auch auf der Erde vor. Unter irdischen Bedingungen ist es wahrscheinlich, dass bei ihrer Entstehung Bakterien beteiligt sind. Ob dies auch für den Mars gilt, könnten nur Laboruntersuchungen auf der Erde zeigen.
|
||||
|
||||
Weitere Mikrostrukturen, welche die Rover Spirit und Opportunity 2004 entdeckt hatten und in denen ein Teil der interessierten Öffentlichkeit Hinweise auf Leben hatte sehen wollen, erwiesen sich bei näherer Untersuchung als abiotisch oder künstlich, so zum Beispiel Schleifspuren auf durch die Instrumente bearbeiteten Gesteinsoberflächen oder Filamente, die sich als Textilfasern der Lande-Airbags herausstellten.
|
||||
|
||||
Forschungsergebnisse auf der Erde bestätigen, dass es Leben auch in extremen Bedingungen geben kann. Bei Bohrungen im grönländischen Eis entdeckten Forscher der University of California, Berkeley im Jahre 2005 in drei Kilometern Tiefe eine auffallende Menge Methan. Dieses Gas produzierten methanogene Bakterien, die trotz unwirtlicher Lebensbedingungen wie Kälte, Dunkelheit und Nährstoffmangel im Eis überleben. Dabei erhalten sie sich nur mühsam am Leben sie reparieren Erbgutschäden, vermehren jedoch nicht nennenswert ihre Population. Methanogene Mikroben sind eine Untergruppe der Archaebakterien, die sich auf Extremstandorte spezialisiert haben. So fanden sich im Jahr 2002 Mikroben in einer 15.000 Jahre alten heißen Quelle in Idaho. Die Bakterien zählen, wie schon der Name besagt, zu den ältesten Mikroorganismen der Erde. Die Wissenschaftler schätzen das Alter der in Grönland entdeckten Bakterienkolonie auf 100.000 Jahre und vermuten, dass das in der Atmosphäre des Roten Planeten nachgewiesene Methan nicht nur von chemischen Prozessen, sondern auch von solchen Mikroben stammen könnte.
|
||||
Aktuelle Forschung
|
||||
|
||||
Mit dem Mars Science Laboratory wird versucht, neue Aufschlüsse über mögliches Leben auf dem Mars zu liefern. Es ist fraglich, ob der Mars-Rover tief genug bohren kann, um Leben oder zumindest Lebensreste zu finden. Aber eine Isotopenanalyse des Methans kann bereits weitere Aufschlüsse geben. Leben, wie es auf der Erde bekannt ist, bevorzugt leichtere Wasserstoffisotope.
|
||||
Beobachtung
|
||||
Stellung zur Erde und Bahneigenschaften
|
||||
Planetenschleife des Mars im Sternbild Wassermann im Jahr 2003
|
||||
|
||||
Aufgrund der Bahneigenschaften der Planeten überholt die Erde den Mars durchschnittlich alle 779 Tage auf ihrer inneren Bahn. Diesen Zeitraum, der zwischen 764 und 811 Tagen schwankt, nennt man synodische Periode. Befinden sich Sonne, Erde und Mars in dieser Anordnung auf einer Linie, so steht der Mars von der Erde aus gesehen in Opposition zur Sonne. Zu diesem Zeitpunkt ist Mars besonders gut zu beobachten, er steht dann als rötlicher Stern auffallend hell am Nachthimmel. Beobachtet man den Mars regelmäßig, kann man feststellen, dass er vor und nach einer Opposition am Himmel eine Schleifenbewegung vollführt. Diese Planetenschleife (Oppositionsschleife) ergibt sich aus den Sichtwinkeln, die Mars bietet, während er von der Erde überholt wird.
|
||||
Marsoppositionen von 2003 bis 2018, relative Bewegung des Mars zur Erde, mit der Erde im Zentrum; Ansicht auf die Ekliptikebene
|
||||
|
||||
Da die Planeten sich nicht auf idealen Kreisbahnen, sondern auf mehr oder weniger stark ausgeprägten elliptischen Bahnen bewegen, haben Erde und Mars zum Zeitpunkt der Oppositionen unterschiedliche Entfernungen zueinander. Diese können zwischen 55,6 und 101,3 Millionen Kilometern bzw. 0,37 und 0,68 AE betragen. Bei einer geringen Oppositionsentfernung spricht man von einer Perihelopposition, bei einer großen von einer Aphelopposition.
|
||||
Schwankung des minimalen Abstands ErdeMars bei Oppositionen. Die tatsächlichen Werte sind an den einzelnen Punkten ablesbar. Die verbindende Kurve veranschaulicht die mathematische Gesetzmäßigkeit.
|
||||
|
||||
Die alle 15 bis 17 Jahre stattfindenden Periheloppositionen bieten die besten Gelegenheiten, den Mars von der Erde aus mittels Teleskop zu beobachten. Der Planet hat dann einen scheinbaren Durchmesser von bis zu 25,8 Bogensekunden. Bei einer Aphelopposition ist er mit 14,1 Bogensekunden nur etwa halb so groß. Besonders erdnahe Oppositionen fanden im Abstand von jeweils 79 Jahren, zum Beispiel in den Jahren 1766, 1845, 1924 und 2003 statt. Am 28. August 2003 betrug der Abstand ErdeMars 55,76 Millionen Kilometer. Dies war die geringste Distanz seit etwa 60.000 Jahren.[54][55] Erst im Jahre 2287 wird der Mars der Erde noch näher kommen, der Abstand beträgt dann 55,69 Millionen Kilometer.
|
||||
|
||||
Im Teleskop erscheint der Mars zunächst als rötliches Scheibchen. Bei stärkerer Vergrößerung können die Polkappen und dunkle Oberflächenmerkmale wie die Große Syrte ausgemacht werden. Treten auf dem Mars größere Staubstürme auf, verblassen die Merkmale, da die Oberfläche von einer rötlichen Dunstschicht eingehüllt wird, die sich mitunter über Wochen halten kann. Durch den Einsatz von CCD-Kameras sind mittlerweile auch Amateurastronomen in der Lage, detailreiche Aufnahmen der Marsoberfläche zu erzielen, wie sie vor etwa zehn Jahren nur von den leistungsfähigsten Großteleskopen erstellt werden konnten.
|
||||
|
||||
Ereignisse (Jahreszeitenbeginn gilt für die Nordhalbkugel):[56][57][58]
|
||||
Ereignis Frühlingsbeginn Aphel Sommerbeginn Herbstbeginn Perihel Winterbeginn
|
||||
Datum 18. Juni 2015 20. November 2015 15. Februar 2014 17. August 2014 12. Dezember 2014 11. Januar 2015
|
||||
Nächste
|
||||
Termine 5. Mai 2017 7. Oktober 2017 3. Januar 2016 4. Juli 2016 29. Oktober 2016 28. November 2016
|
||||
Ereignis Konjunktion Opposition
|
||||
Datum 14. Juni 2015 8. April 2014
|
||||
Nächste
|
||||
Termine 27. Juli 2017 22. Mai 2016
|
||||
Sichtbarkeiten
|
||||
Hauptartikel: Marspositionen
|
||||
|
||||
Wegen der Exzentrizität der Marsbahn kann der erdnächste Punkt bis zu einer Woche vor oder nach der Opposition erreicht werden, und die scheinbare Helligkeit während der Opposition sowie der Erdabstand und der scheinbare Durchmesser während der Erdnähe können recht unterschiedlich ausfallen.
|
||||
|
||||
Eine Opposition findet etwa alle zwei Jahre (779,94 Tage) statt. Dabei kann bei einer Perihelopposition die maximale scheinbare Helligkeit bis zu 2,91m erreichen. Zu diesem Zeitpunkt sind nur die Sonne, der Erdmond, die Venus und in seltenen Fällen Jupiter (bis zu 2,94m) noch heller. Bei Konjunktion hingegen erscheint Mars nur mehr mit einer Helligkeit von +1,8m.[1]
|
||||
Kulturgeschichte
|
||||
Beschäftigung mit dem Mars von der Antike bis in die Neuzeit
|
||||
Allegorische Darstellung des Mars als Herrscher der Tierkreiszeichen Widder und Skorpion, von Hans Sebald Beham, 16. Jahrhundert
|
||||
|
||||
Der Mars bewegte die Menschheit von alters her besonders. Im alten Ägypten wurde Mars als Horus der Rote bezeichnet. Da der Planet sich während seiner Oppositionsschleife (Planetenschleife) zeitweise rückläufig bewegt, sprachen die Ägypter davon, dass Mars rückwärts wandere. Der Name der ägyptischen Hauptstadt Kairo leitet sich von Al Qahira ab, dem altarabischen Namen für den Planeten Mars.
|
||||
|
||||
Im indischen Sanskrit wird der Mars als Mangal (verheißungsvoll), Angaraka (Glühende Kohle) und Kuja (der Blonde) bezeichnet. Er repräsentiert kraftvolle Aktion, Vertrauen und Zuversicht.
|
||||
|
||||
Aufgrund seiner roten Färbung wurde der Mars in verschiedenen Kulturen mit den Gottheiten des Krieges in Verbindung gebracht. Die Babylonier sahen in ihm Nergal, den Gott der Unterwelt, des Todes und des Krieges. Für die Griechen und Römer der Antike repräsentierte er deren Kriegsgötter Ares beziehungsweise Mars. In der nordischen Mythologie steht er für Tyr, den Gott des Rechts und des Krieges. Die Azteken nannten ihn Huitzilopochtli, der Zerstörer von Menschen und Städten. Für die Chinesen war er Huoxing (chin. Huxng, ), Stern des Feuers.
|
||||
|
||||
In der Astrologie ist Mars unter anderem das Symbol der Triebkraft. Es wird dem Element Feuer, dem Planetenmetall Eisen, den Tierkreiszeichen Widder und Skorpion sowie dem 1. Haus zugeordnet.
|
||||
Rezeption in Literatur, Film, Videospiele und Musik
|
||||
|
||||
Der Mars und seine fiktiven Bewohner sind auch Thema zahlreicher Romane und Verfilmungen.
|
||||
|
||||
Ein Beispiel des 18. Jahrhunderts ist Carl Ignaz Geigers Roman Reise eines Erdbewohners in den Mars von 1790.
|
||||
|
||||
1880 veröffentlichte Percy Greg seinen Roman Across the Zodiac, in dem er eine Reise in einem Raumschiff namens Astronaut zum Mars beschrieb.
|
||||
|
||||
Die klassische Figur des kleinen grünen Männchens mit Antennen auf dem Kopf erschien erstmals 1913 in einem Comic und ist seitdem Klischee.
|
||||
|
||||
Als der Astronom Percival Lowell Ende des 19. Jahrhunderts die Vorstellung entwickelte, die mit dem Fernrohr wahrnehmbaren Marskanäle seien künstlich angelegte Wasserkanäle, wurde diese Idee in der Science-Fiction-Literatur aufgegriffen und weitergesponnen. Dort wurde der Mars häufig als eine sterbende Welt vorgestellt, in deren kalten Wüstenregionen alte und weit entwickelte Zivilisationen ums Überleben kämpften.
|
||||
|
||||
Kurd Laßwitz brachte 1897 seinen sehr umfangreichen Roman Auf zwei Planeten über einen Besuch bei den Marsbewohnern heraus.
|
||||
Angriff der Marsianer in Krieg der Welten von H. G. Wells. Buchillustration der französischen Ausgabe von Alvim Corréa von 1906
|
||||
|
||||
In H. G. Wells bekanntem Roman Krieg der Welten, der 1898 erschien, verlassen die Marsianer ihre Heimatwelt, um die lebensfreundlichere Erde zu erobern. Die Menschheit, die den hochtechnisierten kriegerischen Marsianern hoffnungslos unterlegen ist, entgeht ihrer Auslöschung nur dadurch, dass die Invasoren von für Menschen harmlosen, irdischen Mikroben dahingerafft werden. Orson Welles verwendete den Stoff im Jahre 1938 in einem Hörspiel, wobei er die Marsianer in New Jersey landen ließ. Das Hörspiel wurde im Stil einer realistischen Reportage ausgestrahlt. Hörer, die sich später einschalteten, hielten die Invasion der Marsianer für Realität.
|
||||
|
||||
Wells Romanvorlage wurde 1952 verfilmt, wobei die Handlung wiederum in die USA der Gegenwart verlegt wurde. Der Film erhielt für die damals bahnbrechenden Spezialeffekte einen Oscar.
|
||||
|
||||
1923 brachte Tolstoi seinen Roman Aelita heraus, der von der Liebe eines sowjetischen Ingenieurs zur Marsprinzessin und dem Untergang der Zivilisation auf dem Planeten handelt. Dieses Werk wurde 1924 verfilmt.
|
||||
|
||||
Im Jahr 1978 entstand der Film Unternehmen Capricorn. Er griff das Thema der Verschwörungstheorien zur Mondlandung auf, indem er es in sehr zugespitzter Form auf eine im Filmstudio vorgetäuschte Marsexpedition übertrug.
|
||||
|
||||
Der 1996 entstandene Film Mars Attacks! setzt sich ironisch mit dem Thema Marsinvasion auseinander, wobei den Marsianern amerikanische Schnulzenmusik aus den 1950er Jahren zum Verhängnis wird.
|
||||
|
||||
Unter der Regie von Brian De Palma wurden im Jahr 2000 mit dem Film Mission to Mars die Spekulationen um das Marsgesicht der Cydonia-Region als hinterlassenes Bauwerk dramatisch weitgehend thematisiert.
|
||||
|
||||
Steven Spielbergs 2005 entstandenes Remake von Krieg der Welten nahm noch einmal das Thema auf und zeigte die Invasion von Außerirdischen auf der Erde aus der Sicht eines Familienvaters aus den USA.
|
||||
|
||||
Weitere bekannte Science-Fiction-Filme, die auf dem Mars handeln, sind Red Planet (2000) und Die totale Erinnerung Total Recall (1990).
|
||||
|
||||
Edgar Rice Burroughs, der Autor von Tarzan, schrieb von 1917 bis 1943 die elfbändige Saga John Carter vom Mars, in der sich der irdische Held in marsianische Prinzessinnen verliebt und gegen Luftpiraten, grünhäutige Unholde, weiße Riesenaffen und andere Untiere kämpft.
|
||||
|
||||
Die Mars-Chroniken (1950), eine stimmungsvolle Sammlung von Erzählungen des Schriftstellers Ray Bradbury, sind ebenfalls auf dem Mars angesiedelt.
|
||||
|
||||
Große Beachtung erhielt die Marstrilogie, eine von Kim Stanley Robinson von 1993 bis 1996 verfasste Romanserie über die Besiedelung des Mars. Der besondere Ansatz dieser Geschichten liegt in der vorwiegend technischen Schilderung unter vollständigem Verzicht phantastischer Elemente.
|
||||
Die Route von Mark Watney in einer nachgestellten topographischen Kartierung des DLR-Instituts für Planetenforschung
|
||||
|
||||
Der wohl prominenteste Auftritt des Mars in der Musik dürfte der erste Satz von Gustav Holsts Orchestersuite Die Planeten (19141916) sein, deren erster Satz Mars, the Bringer of War mit seinem drohend-martialischen Charakter die mythologische Gestalt Mars eindrucksvoll porträtiert.
|
||||
|
||||
Bestsellerautor Andreas Eschbach verfasste von 2001 bis 2008 die Pentalogie Das Marsprojekt.
|
||||
|
||||
2011 veröffentlichte Andy Weir den Science-Fiction-Roman Der Marsianer, in dem ein Astronaut nach einem Unfall auf dem Mars zurückgelassen wird und fortan um sein Überleben kämpfen muss. Mit Der Marsianer Rettet Mark Watney erschien 2015 eine Verfilmung dieses Bestsellers.
|
||||
|
||||
Helga Abret und Lucian Boa geben in ihrem Buch Das Jahrhundert der Marsianer (1984) einen literarischen Überblick über Erzählungen und Romane über den Mars und seine fiktiven Bewohner. Von der Beschreibung einer ekstatischen Reise zum Mars (Itinerarium exstaticum coeleste, 1656) des Jesuitenpaters Athanasius Kircher bis hin zu Science-Fiction-Erzählungen des 20. Jahrhunderts reicht die Bandbreite der kommentierten Werke, mit denen die Autoren aufzuzeigen versuchen, dass sich aus dem Zusammenwirken von Naturwissenschaften, Astronomie und Literatur ein moderner Mythos[59] entwickelte.
|
||||
|
||||
110
xpcom/tests/gtest/wikipedia/ko.txt
Normal file
110
xpcom/tests/gtest/wikipedia/ko.txt
Normal file
@ -0,0 +1,110 @@
|
||||
화성(火星, Mars)은 태양계의 네 번째 행성이다. 붉은색을 띠기 때문에 동양권에서는 불을 뜻하는 화(火)를 써서 화성 또는 형혹성(熒惑星)이라 부르고, 서양권에서는 로마 신화의 전쟁의 신 마르스의 이름을 따 Mars라 부른다. 오늘날 영어에서 3월을 뜻하는 March도 여기서 생겼다.
|
||||
|
||||
매리너 4호가 1965년에 화성을 처음으로 근접 비행을 하기 전까지 과학계 안팎의 사람들은 화성에 대량의 물이 존재하리라고 기대하였다. 이러한 기대의 근거는 화성의 극지방에서 밝고 어두운 무늬가 주기적으로 변화한다는 사실이었다. 60년대 중반 이전까지 사람들은 농업을 위한 관개수로가 화성에 있으리라 기대하기까지 했다. 이는 사실 20세기 초·중반의 공상과학 작가들의 상상에 영향받은 것으로, 1950년대 이후의 탐사선에 의한 관측으로 화성 운하는 존재하지 않았음이 밝혀졌다.
|
||||
|
||||
물과 생명체의 발견에 대한 기대로 많은 탐사선들에 미생물을 찾기 위한 센서들이 탑재되어 화성에 보내졌다. 화성에서는 다량의 얼음이 발견되었고, 생명체가 존재할 가능성이 제기되고 있다.[4]
|
||||
|
||||
화성의 자전 주기와 계절의 변화 주기는 지구와 비슷하다. 화성에는 태양계에서 가장 높은 산인 올림푸스 화산이 있으며, 역시 태양계에서 가장 큰 계곡인 매리너스 협곡과 극관을 가지고 있다.
|
||||
|
||||
물리적인 특성[편집]
|
||||
지구와 화성의 크기 비교
|
||||
|
||||
화성은 붉게 타는 듯한 외형을 가지고 있다. 화성의 표면적은 지구의 4분의 1밖에 되지 않으며, 부피는 10분의 1밖에 되지 않는다. 화성은 두 개의 작은 위성을 가지고 있다. 화성의 대기권은 매우 얇으며, 표면의 기압은 7.5밀리바밖에 되지 않는다. 화성 표면의 95%는 이산화탄소로 덮여 있으며, 이 밖에 3%의 질소, 1.6%의 아르곤과 흔적만이 남아 있는 산소와 2015년 NASA에서 발견한 액체 상태의 물이 포함되어 있다.
|
||||
지질[편집]
|
||||
|
||||
궤도선의 관측과 화성 기원의 운석에 대한 분석 결과에 의하면, 화성의 표면은 기본적으로 현무암으로 되어 있다. 화성 표면의 일부는 지구의 안산암과 같이 좀 더 이산화규소가 풍부하다는 증거가 있으나 이러한 관측은 규산염과 같은 유리의 존재를 통해서 설명될 수도 있기 때문에 결정적이지는 않다. 표면의 대부분은 산화철의 먼지로 덮여있다. 화성의 표면에 일시적이나마 물이 존재했다는 결정적인 증거가 있다. 화성 표면에서 발견된 암염이나 침철석과 같이 대체로 물이 존재할 때 생성되는 광물이 발견되었기 때문이다.
|
||||
|
||||
비록 화성 자체의 자기장은 없지만, 과거 행성 표면의 일부는 자화된 적이 있음이 관측을 통해 밝혀졌다. 화성에서 발견된 자화의 흔적(고지자기)은 지구의 해양지각에서 발견되는 교대하는 띠 모양의 고지자기와 비교되어 왔다. 1999년에 발표되고 2005년에 마스 글로벌 서베이어로부터의 관측 결과의 도움으로 재검토된 이론에 따르면, 이들 지자기의 띠들은 과거에 있었던 화성의 판구조 활동의 증거일 수 있다. 극 이동(polar wandering)으로도 화성에서 발견된 고지자기를 설명할 수 있었다.
|
||||
|
||||
화성의 내부를 설명하는 이론에 따르면, 화성 핵의 반지름은 약 1,480km로 주로 철과 15~17%의 황으로 이루어져 있다. 황화철의 핵은 부분적으로 용융되어 있으며, 지구의 핵에 비하면 가벼운 원소의 함량이 약 2배정도 된다. 핵은 규산염질 맨틀에 둘러싸여 있다. 맨틀은 화성에서 볼 수 있는 많은 판구조 활동과 화산 활동을 일으켜 왔으나 현재는 더 이상 활동하지 않는다. 화성 지각의 두께는 약 50km이고, 최댓값은 125km정도이다.
|
||||
|
||||
화성의 지질 시대는 세 시대로 구분된다.
|
||||
|
||||
노아키안 시대는 노아키스 테라의 이름을 따서 붙여진 이름이다. 화성의 형성으로부터 38억~35억 년 전까지의 시대이다. 노아키안 시대의 표면은 많은 거대한 크레이터로 덮여 있다. 타르시스 벌지는 이 시대에 형성된 것으로 여겨진다. 이 시대의 후기에는 엄청난 양의 액체 물에 의한 홍수가 있었다고 생각된다.
|
||||
|
||||
헤스퍼리안 시대는 헤스퍼리안 평원으로부터 이름이 붙여졌다. 35억 년 전부터 18억 년 전까지의 시대이다. 헤스퍼리안 시대의 화성에서는 넓은 용암대지가 형성되었다.
|
||||
|
||||
아마조니안 시대는 아마조니스 평원의 이름을 따서 붙여졌다. 18억 년 전부터 현재에 이르는 시대이다. 아마조니안 지역은 크레이터가 거의 없으나 상당한 변화가 있는 지형이다. 올림푸스 화산이 이 시대에 형성되었고, 다른 지역에서 용암류가 형성되었다.
|
||||
|
||||
마스 익스프레스 오비터의 OMEGA 가시광-적외선 광물학 매핑 스팩트로메터 자료를 기초로 또 다른 시대 구분이 제시되고 있다.
|
||||
지형[편집]
|
||||
|
||||
화성의 좌표를 설정하기 위하여서는 자오선과 0점 고도가 정해져야 한다. 화성에는 바다가 없기 때문에, '해수면'이 없어서, 0점 고도면이나 평균 중력 표면이 임의의 지점으로 선택될 수밖에 없다. 또한 적도와는 달리 경도의 기준점은 임의로 선택이 가능하기 때문에 공통된 규약을 정할 필요가 있다. 그리하여 임의적으로 사이너스 메리디아니(Sinus Meridiani, 적도만('Equatorial Gulf')) 안의 분화구가 0점 자오선을 나타내는 것으로 선택되었다.
|
||||
|
||||
화성 지형의 몇 가지 기본적인 특징은 다음과 같다. 화성은 극 지방이 언 물과 이산화탄소를 포함하는 얼음 지대로 덮여 있다. 또한 화성에는 발레스 매리너리스(Valles Marineris) 또는 화성의 흉터라고 불리는 태양계에서 가장 큰 [협곡 지대]가 있다. 이 협곡 지대는 4000km의 길이에 깊이는 7km에 이른다.
|
||||
|
||||
화성 북반구와 남반구 지형의 비대칭성은 매우 인상적이다. 북쪽 부분은 용암층이 흘러내림으로 인해 평평하고, 남쪽은 고지대에 오래전의 충격으로 인해 구멍이 파이고 분화구가 생겨나 있다. 지구에서 본 화성의 표면은 확실히 두 부분의 구역으로 나뉘어 있다. 먼지와 산화철이 섞인 모래로 뒤덮인 좀 더 창백한 부분은 한때 '아라비아의 땅'이라 불리며 화성의 대륙으로 여겨졌고, 어두운 부분은 바다로 여겨졌다. 지구에서 보이는 가장 어두운 부분은 시르티스 메이저(Syrtis Major)이다. 화성에서 가장 큰 분화구는 헬라스 충돌 분지(Hellas impact basin)인데, 가벼운 붉은 모래로 덮여 있다.
|
||||
|
||||
화성 표면 지역의 이름을 짓는 작업은 국제 천문 연맹의 '행성계 명명법 워킹 그룹'이 담당하고 있다..
|
||||
대기[편집]
|
||||
이 부분의 본문은 화성의 대기입니다.
|
||||
화성의 석양. '스피릿'호 촬영
|
||||
|
||||
화성의 대기압은 0.7에서 0.9kPa로, 지구의 대기 밀도와 비교하면 1/100 정도로 매우 낮다. 대기가 적으므로 기압이 매우 낮고 물이 있더라도 기압 때문에 빨리 증발하게 된다. 과학자들은 과거의 화성은 물이 풍부하고 대기도 지금보다 컸으리라고 추측한다. 대기의 주성분인 이산화탄소가 얼어 거대한 극관을 형성하는 과정이 양극에서 교대로 일어나고 이산화탄소는 눈층을 형성하고 봄이 되면 증발한다.
|
||||
자기권[편집]
|
||||
|
||||
아주 오래전 화성은 태양풍을 막을 수 있을 만큼 충분히 강한 자기권을 가지고 있었으리라 여겨진다. 그러나 40억 년 전 화성의 다이나모가 멈추고 난 뒤에는 투자율이 높은 광물에 잔류자기가 남아있는 정도밖에는 자기장을 가지고 있지 않다. 시간이 지남에 따라 이런 광물은 풍화되었기 때문에 현재는 남반구의 고지의 일부에서만 고지자기를 관측할 수 있다. 태양풍은 화성의 전리층에 직접 닿기 때문에 화성의 대기는 조금씩 벗겨져 나가고 있다고 여겨지나 그 양은 아직 확실하지 않다. 마스 글로벌 서베이어와 마스 익스프레스는 화성이 지나간 자리에 남아있는 이온화된 대기의 입자를 탐지하였다.
|
||||
공전과 자전[편집]
|
||||
|
||||
화성의 궤도 이심률은 약 9%로 상대적으로 큰 편이다. 태양계에서 이보다 더 이심률이 큰 궤도를 가지는 행성은 수성밖에 없다. 태양까지의 평균거리는 약 2억 2천만 km(1.5 천문단위)이며, 공전 주기는 686.98일이다. 화성의 태양일(솔; sol)은 지구보다 약간 길어서 24시간 39분 35.244초 정도이다.
|
||||
|
||||
화성의 자전축은 25.19도만큼 기울어져 있어서 지구의 기울기와 거의 비슷하다. 그 결과 화성에서는 지구와 마찬가지로 계절이 나타난다. 하지만 공전 각속도가 느리기 때문에 계절의 길이는 지구에 비해 약 2배정도 된다.
|
||||
위성[편집]
|
||||
이 부분의 본문은 화성의 위성입니다.
|
||||
|
||||
포보스(Phobos)와 데이모스(Deimos)가 화성의 위성이다. 이들은 늘 달 쪽으로 같은 면을 향하고 있다. 포보스의 화성 주위 궤도가 화성 자체가 도는 속도보다 빠르며 아주 서서히 그러나 꾸준히 화성에 가까워지고 있다. 언젠가 미래에는 포보스가 화성 표면에 충돌하게 될 것이라고 예측한다. 반면에 데이모스는 충분히 멀리 떨어져 있고 서서히 멀어지고 있다.
|
||||
|
||||
두 위성은 모두 1877년 미국인 천문학자 아사프 홀(Asaph Hall)이 발견했고, 그리스 신화에 나오는 마르스의 두 아들의 이름을 따 명명되었다.
|
||||
화성의 위성 이름 직경 (km) 질량 (kg) 평균 궤도 반지름 (km) 공전 주기
|
||||
포보스 22.2 (27 × 21.6 × 18.8) 1.08×1016 9378 7.66 시간
|
||||
데이모스 12.6 (10 × 12 × 16) 2×1015 23,400 30.35 시간
|
||||
생명체[편집]
|
||||
|
||||
여러 증거로부터 미루어 볼 때 화성이 과거에는 지금보다 더 생명이 살기에 적합한 환경이었던 것으로 추정되었으나, 지금까지는, 실제 화성에 생명이 존재한 적이 있는가 하는 질문에 대해서는 아직 확실한 답을 얻지 못하고 있다. 바이킹 탐사선은 70년대 중반에 화성 표면에서 미생물을 탐지하기 위한 실험을 수행하여, 과학자들 사이에서 많은 논쟁이 되고 있다. 존슨 우주센터 연구소는 화성에서 날아왔을 것으로 추정되는 운석 AL[5] 빨리 분해되기 때문에 소량의 이들 분자는 화성에 생물이 사는 증거로 여겨질 수 있으나, 이들 원소는 화산이나 사문함화작용 같은 지질학적 작용에 의해서도 공급될 수 있다.
|
||||
|
||||
화성은 생물이 살기에 부적합한 특성 역시 가지고 있다. 화성의 위치는 태양의 거주 가능 지대보다 반 천문단위정도 멀리 떨어져 있고[6] 물은 얼어 있다.
|
||||
|
||||
물론 과거에 물이 흘렀던 적이 있기는 하다. 화성에는 또한 자기권이 없으며 대기가 희박하며, 지각 열류량은 매우 적으며, 외부의 운석 또는 소행성들과의 충돌~ 또는 태양풍으로부터 보호받지 못한다. 낮은 대기압 때문에 얼음은 액체상태를 거치지 않고 곧바로 기화해버리며, 지질학적으로 사실상 완전히 죽은 행성으로 본다. {화산 활동이 없기 때문에 표면과 행성 내부 사이의 화학 물질과 광물의 순환이 일어나지 않는다.}
|
||||
|
||||
다른한편으론, 아직 생명체가 존재하고 있다는 주장의 근거로, 대기에서 메탄이 검출을 든다.
|
||||
|
||||
그러나, 이는 지질활동이 멈춘 화성의 환경에서 자연적으로 발생할 수 없으며, 생명활동에 의해서만 공급되므로, 안면석이나 화성 피라미드와 같은 음모론적인 가설도 있으나 과학적인 의미로 주목받지는 못하다.
|
||||
화성 탐사[편집]
|
||||
이 부분의 본문은 화성 탐사입니다.
|
||||
무인 탐사선[편집]
|
||||
바이킹 1호 착륙선이 전송한 사진
|
||||
1978년 2월 11일 Sol 556에서 촬영
|
||||
|
||||
지금까지 인류는 다수의 로봇 탐사선을 화성에 보냈고, 그중 몇몇은 대단한 성과를 거두었지만, 탐사의 실패율은 매우 높았다. 실패 사례 중 몇은 명백한 기술적 결함에 따른 것이었지만, 많은 경우 연구자들은 확실한 실패 이유를 찾을 수 없었다. 그래서 이런 사례는 지구-화성 "버뮤다 삼각지대" 혹은 화성탐사선을 먹고 사는 은하귀신(Ghoul)라는 농담을 낳았다. 화성 로봇 탐사의 역사를 이해하기 위해서는, 발사 시간대가 약 2년 남짓(화성의 공전 주기)의 기간을 주기로 발생한다는 사실을 알아두어야 한다.
|
||||
|
||||
1960년 소련은 두 기의 탐사선을 화성궤도를 지나쳐 돌아오는 계획으로 발사하였으나, 지구궤도에 도달하는 데에 실패한다. 1962년 소련은 세 기를 더 시도하지만, 실패했다. 두 기는 지구 궤도에 머물렀고, 나머지 하나는 화성을 돌아오는 동안 지구와의 교신이 끊어졌다. 1964년에 또 한번의 시도가 실패한다.
|
||||
|
||||
1962년에서 1973년 사이에, NASA(나사)의 제트 추진 연구소(Jet Propulsion Laboratory)는 내태양계(inner solar system)를 탐험할 10개의 매리너 우주선을 설계·제작하였다. 이 우주선은 금성, 화성, 수성을 최초로 탐사하기 위해서 만들어졌다. 매리너 우주선은 비교적 작은 로봇 탐사선으로 아틀라스 로켓에 실려 발사되었다. 각 우주선의 무게는 0.5톤을 넘지 않았다.
|
||||
|
||||
매리너 3호와 4호는 동일한 기체로, 최초로 화성을 지나치며 관찰하도록 설계되었다. 매리너 3호는 1964년 11월 5일 발사되었으나, 우주선의 윗부분을 덮은 뚜껑이 적당히 열리지 않았고, 화성에 도달하지 못했다. 3주 후 1964년 11월 28일 매리너 4호는 성공적으로 발사되어 8개월의 항해를 시작한다.
|
||||
|
||||
매리너 4호는 1965년 6월 14일 화성을 지나며, 다른 행성의 근접 사진을 최초로 찍어냈다. 오랜 기간 동안 작은 테이프 레코더에 기록된 그 사진들은 달 모양의 분화구들을 보여 주었다. 그 분화구 들 중 몇몇은 서리가 덮여 추운 화성의 밤을 보여주었다.
|
||||
|
||||
NASA는 계속해서 매리너 계획을 수행했다. 그들은 다음 발사 시간대에 근접 비행 시험을 또다시 수행하였다. 이 비행선들은 1969년에 화성에 도달하였다. 이에 관해서는 매리너 6호 와 7호를 참조하라. 다음 발사 때 매리너 계획은 두 대의 비행선 중 한 대를 잃는 사고를 겪었다. 살아남은 매리너 9호는 성공적으로 화성 궤도에 진입하였다. 매리너 9호가 화성에 도달했을 때, 그것과 두 대의 소련 인공위성은 행성 전영역에 걸쳐 먼지 폭풍이 일어나고 있는 것을 발견하였다. 그 폭풍이 가라앉는 것을 기다리는 동안 화성 표면의 사진을 찍는 것은 불가능하였으므로, 매리너 9호는 포보스의 사진을 찍었다. 폭풍이 화성의 표면 사진을 찍기에 충분할 만큼 가라앉았을 때, 전송된 사진은 이전 임무의 결과로 온 사진보다 더 높은 품질을 가지고 있었다. 이 사진들이 화성에 한때 액체 형태의 물이 있었을는지도 모른다는 것을 증거하는 첫 번째 사진이었다.
|
||||
|
||||
1976년에 두 대의 바이킹 호가 화성 궤도에 들어가 각각 착륙 모듈을 내려 화성 표면에 내려 앉았다. 이 임무를 통해 인류는 첫 번째 컬러 사진과 더욱 확장된 과학적 정보를 얻을 수 있었다.
|
||||
|
||||
소비에트 연방의 화성 탐사 계획에서 발사한 우주선들은 바이킹보다 몇 년 일찍 수많은 착륙을 시도했다. 그러나 매리너 계획이 수행했던 것보다 성공적인 결과를 얻지는 못했다.
|
||||
|
||||
마스 패스파인더는 1997년 7월 4일에 화성에 착륙하여, 소저너라는 매우 작은 원격 조정체를 움직여 착륙 지점 주위의 몇 미터를 여행하고, 화성의 환경 조건을 탐색하고 표면의 돌들을 수집해왔다.
|
||||
|
||||
다음 탐사는 마스 글로벌 서베이어(Mars Global Surveyor)에 의해 이루어졌다. 이 임무는 20여 년간의 화성 탐사역사에서 첫 번째로 성공적인 것이었고, 1996년 11월 7일에 발사되어 1997년 9월 12일에 화성 궤도에 도달하였다. 1년 반 정도가 흐른 후, 회전 궤도가 타원형에서 원형으로 자리를 잡았고, 우주선은 1999년 3월부터 기초적인 매핑 임무에 돌입했다. 우주선은 화성을 화성력으로 1년, 지구력으로는 거의 2년간 저고도에서 관찰했다. 마스 글로벌 서베이어호는 최근인 2001년 1월 31일 그 기초적인 임무를 완료하고 현재는 2단계 임무를 수행하고 있다.
|
||||
|
||||
이 탐사는 화성 표면, 대기권, 그리고 내부에 대한 전체적인 연구를 수행하고, 지난 탐사 계획에서 거둬들인 모든 결과물보다 더 많은 데이터를 가져왔다. 이 가치있는 데이터들은 마스 글로벌 서베이어: MOLA 에서 찾아볼 수 있다.
|
||||
|
||||
2008년 7월 31일 미국 국립항공우주국은 화성탐사선 피닉스가 화성에 물이 존재함을 확인하였다고 발표했다. 피닉스는 2008년 11월 10일 임무가 종료되었다.
|
||||
관측의 역사[편집]
|
||||
|
||||
기원전 1600년경에 화성에 대한 관측이 시작되었다고 여겨지며, 화성은 불과 같이 붉게 빛나고 다른 천체와 달리 하늘에서 이상하게 움직인다고 알려졌다.
|
||||
|
||||
바빌로니아인은 이미 기원전 400년경에 천문현상을 연구했었으며 일식, 월식과 같은 천문현상을 예측하기 위해 고도로 발달된 방법을 사용하였다. 그들은 그들의 달력과 종교적인 이유에서 그들을 주의깊게 연구하였다. 그러나 그들이 목격한 현상에 대해서 깊게 분석한다거나 설명하려고 하지는 않았다. 바빌로니아인들은 화성을 네르갈(Nergal, ‘위대한 영웅’ 또는 ‘전쟁의 왕.’ 원뜻은 ‘커다란 집의 주인’)이라 불렀다.
|
||||
이집트인은 별이 “고정된” 듯이 보이며, 태양이 고정된 별에 대하여 상대적으로 이동한다고 생각했다. 또한 그들은 하늘의 5개의 빛나는 천체가 고정된 별 사이를 움직인다는 것을 알았다. 이집트인은 화성을 Har Decher(붉은 것) 혹은 '죽음의 별'이라고 불렀다.
|
||||
그리스인은 화성을 전쟁의 신의 이름을 따서 아레스(Ares)라고 불렀다. 로마에서도 이 이름을 그대로 번역하여 화성을 마르스(Mars)라고 불렀다. 화성의 기호는 마르스의 방패와 칼로 여겨진다.
|
||||
조반니 스키아파렐리(Giovanni Virginio Schiaparelli, 1835년~1910년)는 1877년, 화성에서 "cannali"로 보이는 것이 발견되었다고 발표했다. 이 단어는 이탈리아어로 "거대한 홈"을 뜻한다. 이것이 제대로 번역되었다면 "channels"가 되어야 했다. 하지만 당시 수에즈 운하도 건설되고 관심이 가던 차에 "운하(canals)"로 번역되었다. 이것으로 화성 탐사 열풍의 역사가 시작된 것이다.
|
||||
|
||||
※ 동양의 고대기록에는 낮에 화성을 본 것이 있으나, 검증결과 금성의 착오였으며, 화성을 낮에 맨 눈으로 본다는 것은 사실상 불가능하다
|
||||
245
xpcom/tests/gtest/wikipedia/tr.txt
Normal file
245
xpcom/tests/gtest/wikipedia/tr.txt
Normal file
@ -0,0 +1,245 @@
|
||||
Latince Mars veya Arapça Merih (Türkçe: Bakırsokum[1] ya da Sakıt[2]), Güneş Sistemi'nin Güneş'ten itibâren dördüncü gezegeni. Roma mitolojisindeki savaş tanrısı Mars'a ithâfen adlandırılmıştır. Yüzeyindeki yaygın demiroksitten dolayı kızılımsı bir görünüme sahip olduğu için Kızıl Gezegen de denir.
|
||||
|
||||
İnce bir atmosferi olan Mars gerek Ay'daki gibi meteor kraterlerini, gerekse Dünya'daki gibi volkan, vadi, çöl ve kutup bölgelerini içeren çehresiyle bir yerbenzeri gezegendir. Ayrıca dönme periyodu ve mevsim dönemleri Dünya’nınkine çok benzer. 2 adet uydusu bulunmaktadır.
|
||||
|
||||
Mars’taki Olimpos Dağı (Olympus Mons) adı verilen dağ Güneş Sistemi’nde bilinen en yüksek dağ ve Marineris Vadisi (Valles Marineris) adı verilen kanyon en büyük kanyondur. Ayrıca Haziran 2008’de Nature dergisinde yayımlanan üç makalede açıklandığı gibi, Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğindeki dev bir meteor kraterinin varlığı saptanmıştır. Bu krater, bugüne kadar keşfedilmiş en büyük meteor kraterinin (Ay'ın güney kutbu kısmındaki Atkien Havzası) dört misli büyüklüğündedir.[3][4]
|
||||
|
||||
Mars, Dünya hariç tutulursa, halen Güneş Sistemi’ndeki gezegenler içinde sıvı su ve yaşam içermesi en muhtemel gezegen olarak görülmektedir.[5] Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter keşif projelerinin radar verileri gerek kutuplarda (Temmuz 2005)[6] gerekse orta bölgelerde (Kasım 2008)[7] geniş miktarlarda su buzlarının var olduğunu ortaya koymuş bulunmaktadır. 31 Temmuz 2008’de Phoenix Mars Lander adlı robotik uzay gemisi Mars toprağının sığ bölgelerindeki su buzlarından örnekler almayı başarmıştır.[8]
|
||||
|
||||
Günümüzde, Mars, yörüngelerine oturmuş üç uzay gemisine evsahipliği yapmaktadır: Mars Odyssey, Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter. Mars, Dünya hariç tutulursa, Güneş Sistemi’ndeki herhangi bir sıradan gezegenden ibaret değildir. Yüzeyi pek çok uzay aracına evsahipliği yapmıştır. Bu uzay araçlarıyla elde edilen jeolojik veriler şunu ortaya koymuştur ki, Mars önceden su konusunda geniş bir çeşitliliğe sahipti; hatta geçen on yıllık süre sırasında gayzer (kaynaç) türü su fışkırma veya akıntıları meydana gelmişti.[9] NASA’nın Mars Global Surveyor projesi kapsamında sürdürülen incelemeler Mars’ın güney kutbu buz bölgesinin geri çekilmiş olduğunu ortaya koymuştur.[10] Bilim insanları, 2006'da Mars yörüngesine oturtulan "Mars Reconnaissance Orbiter" (Mars Yörünge Kaşifi) uydusundan alınan veriler sonucu, Mars'ta sıcak aylarda tuzlu su akıntılarının oluştuğunu bildirmişlerdir.[11]
|
||||
|
||||
Mars’ın 1877 yılında astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen Phobos ve Deimos adları verilmiş, düzensiz biçimli iki küçük uydusu vardır. Mars Dünya’dan çıplak gözle görülebilmektedir. "Görünür kadir"i −2,9’a[12] ulaşır ki bu, çıplak gözle çoğu zaman Jüpiter Mars’tan daha parlak görünmesine karşın, ancak Venüs, Ay ve Güneş’çe aşılabilen bir parlaklıktır.
|
||||
|
||||
Fiziksel özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Mars’ın yarıçapı Dünya’nınkinin yaklaşık yarısı kadardır. Yoğunluğu Dünya’nınkinden daha az olup, hacmi Dünya’nın hacminin % 15’i, kütlesi ise Dünya’nınkinin % 11’i kadardır. Mars’ın Merkür’den daha büyük ve daha ağır olmasına karşılık, Merkür ondan daha yoğundur. Bu yüzden Merkürün yüzeyindeki yerçekimi Mars’ınkinden daha fazladır. Mars, boyutu, kütlesi ve yüzeyindeki yerçekimi bakımından Dünya ile Ay arasında yer alır. Mars yüzeyinin kızıl-turuncu görünümü hematit ya da pas adıyla tanınan demiroksitten (Fe2O3) kaynaklanır.[13]
|
||||
Jeoloji ("arkeoloji")[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Dört "yerbenzeri gezegen"in[14] boyutlarının mukayesesi: Soldan sağa doğru Merkür, Venüs, Dünya ve Mars.
|
||||
Mars’ın üstteki topoğrafik haritasında daha ziyade volkanik platolar (kırmızı) ve çarpışma havzaları (mavi) hakim görünmektedir.
|
||||
Mars Pathfinder tarafından çekilmiş Mars’ın dağınık kaya oluşumlu bir yüzey fotoğrafı
|
||||
|
||||
Uydu gözlemleri ile Mars meteorlarının incelenmesi Mars yüzeyinin esas olarak bazalttan oluştuğunu göstermektedir. Bazı kanıtlar Mars yüzeyinin bir kısmının tipik bazalttan ziyade, yeryüzündeki andezit kayalarının benzeri olabilecek zengin silisyum oluşumlarından meydana geldiğini göstermektedir; fakat gözlemlerdeki veriler bunların silisli cam olduğu şeklinde de yorumlanabilir. Her ne kadar Mars’ın asli manyetik alanı yoksa da, gözlemler gezegen kabuğunun parçalarının vaktiyle iki kutuplu bir manyetik alanın etkisinde bulunmuş olduğunu göstermektedir. Minerallerde gözlemlenen bu paleomanyetizm[15] yeryüzünün okyanus diplerinde bulunan tabakalarındakilere çok benzer özelliklere sahiptir. 1999’da ortaya atılan ve 2005’te Mars Global Surveyor verileriyle yeniden gözden geçirilen bir teoriye göre bu tabakalar, Mars’ta 4 milyar yıl önce, manyetik kutuplaşmanın yani manyetik alanın henüz etkin olduğu dönemde mevcut olan tektonik plakaların kanıtıdır.[16]
|
||||
|
||||
Gezegenin iç yapısına ilişkin güncel modellere göre, gezegen, esas olarak demir ve % 14-17 civarında sülfürden oluşan, yarıçapı yaklaşık 1480 km. olan bir çekirdek bölgesi içerir. Bu demir sülfür (FeS) bileşiği kısmen akışkandır. Çekirdek, günümüzde etkin olmadığı görülen, gezegendeki birçok tektonik ve volkanik oluşumlardan oluşmuş bir silikat mantosuyla çevrilidir. Gezegenin kabuğunun ortalama kalınlığı 50 km. olup, azami kalınlığı 120 km. civarındadır.[17] Dünya’nın ortalama kalınlığı 40 km. olan kabuğu, her iki gezegenin boyutları gözönüne alındığında Mars’ınkine göre üç misli daha ince kalır.
|
||||
|
||||
Mars’ın temel jeolojik devirleri şunlardır:
|
||||
|
||||
Nuh Devri: Devre bu ad, Mars’ın güney yarımküresindeki bir bölgenin Nuh’un Toprağı (Noachis Terra) olarak adlandırılması nedeniyle verilmiştir. Mars’ın en eski yüzey oluşumuna ilişkin devirdir, 3,8 milyar yıl öncesi ile 3,5 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Nuh Devri yüzeyleri birçok büyük çarpma kraterleriyle oyulmuş haldedir. Tharsis volkanik plato bölgesinin bu devirdeki büyük bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.
|
||||
Hesperian devri: 3,5 milyar yıl öncesi ile 1,8 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Bu devir, geniş lav ovalarının oluşumu ile nitelenir.
|
||||
Amazon Devri: 1,8 milyar yıl öncesi ile günümüze kadarki dönemi kapsar. Amazon Devri bölgeleri, meteor çarpmalarıyla açılmış kraterleri pek içermez ve tamamen değişiktir. Ünlü Olimpos Dağı bu dönemdeki lav akıntılarıyla oluşmuştur.
|
||||
|
||||
19 Şubat 2008’de Mars’ta muhteşem bir çığ meydana geldi. Mars Reconnaissance Orbiter uzay gemisinin kamerasınca filme kaydedilen görüntülerde 700 m. yükseklikteki bir uçurumun tepesinden kopan buz bloklarının ardında toz bulutları bırakarak yuvarlanışları görülüyordu.[18] Son incelemeler ilk kez 1980’lerde ortaya atılmış bir teoriyi desteklemektedir: Bu teoriye göre 4 milyar önce Mars’a Plüton gezegeni boyutlarındaki bir meteor çarpmıştır. Gezegenin kuzey kutup bölgesini kapsadığı gibi, yaklaşık % 40’ını kapsayan Borealis basin adı verilen garip havzanın bu çarpmayla oluştuğu sanılmaktadır.[19][20]
|
||||
Toprak[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Haziran 2008’de Phoenix uzay gemisi tarafından gönderilen veriler Mars toprağının hafifçe alkalin olduğunu ve hepsi de organik maddenin gelişmesi için elzem olan magnezyum, sodyum, potasyum ve klorür içerdiğini ortaya koydu. Bilim insanları Mars’ın kuzey kutbuna yakın toprağın kuşkonmaz gibi bitkilerin yetiştirilebileceği bir bahçe oluşturulması için elverişli olduğu sonucuna vardı.[21] Ağustos 2008’de Phoenix uzay gemisi Dünya suyu ile Mars toprağının karıştırılması gibi basit kimya deneylerine başladı ve önceden Mars toprağı konusunda ortaya atılmış birçok teoriyi doğrulayan bir keşifte bulundu: Mars toprağında perklorat tuzlarının izlerini keşfetti. Perklorat tuzlarının varlığı Mars toprağının daha da ilginç bulunmasını sağlamıştı[22] Fakat perklorat tuzlarının varlığının Mars’a taşınan Dünya toprağından, çeşitli örneklerden veya aletlerden kaynaklanmış olma olasılığı da vardı; bu yüzden, kaynağın Mars toprağı olup olmadığından iyice emin olunması için bu konuda daha fazla deneyler yapılması gerekmektedir.[23]
|
||||
2005 yılı Kasım ayı sonunda Mars Exploration Rover A Spirit 'in Husband Hill'in zirvesinden inerken çektiği Marstan bir panoramik fotoğraf.
|
||||
Hidroloji[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Cerberus Fossae adı verilen yüzey yarıkları
|
||||
Opportunity adlı uzay keşif aracı (astromobil) tarafından çekilmiş, Mars yüzeyinde geçmişte sıvı su bulunduğunu gösteren mikroskobik kaya oluşumlarının fotoğrafı
|
||||
10 Eylül 2005'te Mars Global Surveyor sonda aracı tarafından alınmış bu fotoğraf (sağda) 30 Ağustos 1999'daki fotoğrafta (solda) mevcut olmayan su buzuna benzer beyazımsı bir çökeltinin meydana geldiğini, yani geçici de olsa, yüzeyde sıvı su akışının varlığını ortaya koymaktadır.[24][25]
|
||||
|
||||
1965’te Mariner-4’le gerçekleştirilen ilk Mars alçak uçuşuna kadar, gezegenin yüzeyinde sıvı su olup olmadığı çok tartışılmıştı. Bu tartışma özellikle kutup bölgelerindeki periyodik olarak değişim gösteren, deniz ve kıtaları andıran açık ve koyu renkli lekelerin gözlemlenmiş olmasından kaynaklanıyordu. Koyu renkli çizgiler bazı gözlemciler tarafından uzun zaman sıvı su içeren sulama kanalları olarak yorumlanmıştı. Bu düz çizgi oluşumları sonraki dönemlerde gözlemlenemediğinden optik illüzyonlar olarak yorumlandı. Kısa dönemlerde alçak irtifalarda olabilecek oluşumlar hariç tutulursa, günümüzdeki atmosferik basınç altında Mars yüzeyinde sıvı su mevcut olamaz, ancak geçici sıvı su akışları olabilir.[24][25][26][27] Buna karşılık özellikle iki kutup bölgesinde geniş su buzları mevcuttur.[28] Mart 2007’de NASA, güney kutbu bölgesindeki su buzlarının erimeleri halinde suların gezegenin tüm yüzeyini kaplayacağını ve oluşacak bu okyanusun derinliğinin 11 m. olacağının hesaplandığını açıkladı.[29] Ayrıca gezegende kutuptan 60° enlemine kadar bir buz permafrost[30] mantosu uzanır.[28] Mars’ta kalın kriyosfer[31] tabakasının altında, büyük miktarlarda, sıkışık halde tutulmuş (yüzeye çıkamayan) su rezervlerinin bulunduğu sanılmaktadır. Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter’dan gelen radar verileri her iki kutupta (Temmuz 2005)[6] ve orta enlemlerde (Kasım 2008)[7] büyük miktarlarda su buzlarının bulunduğunu ortaya koymuştur. Phoenix Mars Lander ise 31 Temmuz 2008’de Mars toprağındaki su buzlarından örnek parçalar almayı başarmıştır.[32]
|
||||
|
||||
Mars tarihinin nispeten erken bir döneminde Valles Marineris Vadisi (4000 km.) oluştuğunda su kanallarının oluşmasına neden olan, serbest kalmış yeraltı sularının yol açtığı büyük bir sıvı su baskınının meydana geldiği sanılmaktadır. Bu su baskının biraz daha küçüğü de daha sonra Cerberus Fossae denilen büyük yüzey yarıklarının açıldığı dönemde, yani yaklaşık 5 milyon yıl önce meydana gelmiştir ki, Cerberus Palus bölgesindeki Elysium Planitia’da halen görülebilen donmuş denizin bu olayın bir sonucu olduğu sanılmaktadır.[33] Bununla birlikte bölgenin buz akıntılarını[34] andıran lav akıntıları gölcüklerinin oluşabileceği bir morfolojiye de sahip olduğu gözden uzak tutulmamalıdır. Kısa zaman önce Mars Global Surveyor’daki Mars Orbiter’ın yüksek çözünürlüğe sahip kamerasıyla çekilen fotoğraflar Mars yüzeyindeki sıvı suyun tarihi hakkında daha ayrıntılı bilgiler sağlamıştır. İlginçtir ki, bu verilerde Mars’ta dev kanalların, ağacın dallanmasına benzeyen ağ biçimli geniş yolların bulunmasına karşın su akışlarını gösteren daha küçük ölçekli damar ve oluşumlara rastlanamamıştır. Bunun üzerine hava koşullarının bu küçük izleri zamanla yok etmiş olabilecekleri (erozyon) düşünüldü. Mars Global Surveyor uzay gemisiyle edinilen yüksek çözünürlüklü veriler, kraterlerde ve kanyonların duvarları boyunca yüzlerce yarık bulunduğunu ortaya koymuştur. Araştırmalar bu oluşumların genç yaşta olduğunu göstermektedir. Dikkat çeken bir yarığın altı yıl arayla çekilen iki fotoğrafı karşılaştırıldığında yarıkta yeni tortul çökeltilerinin biriktiği farkedilmiştir. NASA’nın Mars Keşif Programı yetkili uzmanlarından Michael Meyer bu tür renkli tortul çökelti oluşumlarına ancak güçlü bir sıvı su akışının yol açabileceği görüşündedir.
|
||||
|
||||
"Mars Reconnaissance Orbiter" (Mars Yörünge Kaşifi) uydusundan alınan veriler sonucu, Mars'ta sıcak aylarda tuzlu su akıntılarının oluştuğu belirlenmiştir.[11][35]
|
||||
|
||||
İster yağıştan (yağmurdan), ister yeraltı su kaynaklarından, ister başka bir kaynaktan kaynaklansın, sonuç olarak Mars’ta su mevcuttur.[36] Öte yandan söz konusu çökelti oluşumlarına donmuş karbondioksidin veya gezegen yüzeyindeki toz akımlarının neden olduğunu ileri süren senaryolar da ortaya atılmıştır.[37][38] Mars yüzeyinde geçmişte sıvı suyun bulunduğunun bir başka kanıtı da yüzeyde saptanan minerallerden gelmektedir: Hematit, goetit gibi mineraller genellikle suyun varlığını işaret eden minerallerdir (goetit serin topraklardaki yegane demir oksittir).[39]
|
||||
Coğrafya[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Globo de Marte - Valles Marineris.gifGlobo de Marte - Elysium Planitia.gifGlobo de Marte - Syrtis Major.gif
|
||||
|
||||
Ay’ın haritasının yapılmasında ilk çalışmalarda bulunanlardan biri olan Johann Heinrich Mädler on yıl süren gözlemlerinden sonra, 1840’ta da ilk Mars haritasını çizdi. İlk areografi uzmanları olan Mädler ve kendisiyle Ay haritasının yapımında da çalışmış arkadaşı Wilhelm Beer, Mars haritasındaki işaretlemelerde, isimler vererek belirlemek yerine, sade bir şekilde, harfler kullanmayı tercih ettiler.[40]
|
||||
Mars’ın ve Güneş Sistemi’nin en yüksek dağı olan, 27.000 m. yükseklikteki Olimpos Dağı'nın (Olympus Mons) Mars’ın yörüngesinden çekilmiş fotoğrafı
|
||||
|
||||
Mars’taki coğrafi oluşumlara Dünya coğrafyasından veya tarihsel ve mitolojik isimler verilmiştir. Mars’ın ekvatoru doğal olarak kendi çevresinde dönmesiyle belirlenmiştir, başlangıç meridyeni ise Dünya’daki Greenwich meridyeni gibi keyfi olarak, 1830’da ilk Mars haritalarının yapımı çalışmasında Mädler and Beer tarafından belirlenmiştir. 1972’de Mariner 9 uzay aracının Mars’le ilgili yeterince veri toplamasından itibaren, Sinus Meridiani’deki (Meridian Bay), sonradan Airy-0 olarak adlandırılan küçük bir krater, eski belirlemeyle uyuşacak tarzda 0.0° boylamı olarak seçildi (Beer ve Mädler tarafından “a” harfi ile işaretlenen boylam).
|
||||
|
||||
Mars’ta deniz olmadığından Olimpos Dağı’nın yüksekliği “ortalama çekim yüzeyi” (İng. mean gravity surface) esas alınarak hesaplanmış ve yüksekliği 27 km. olarak saptanmıştır. (Bir başka deyişle, Mars’ta irtifalar atmosfer basıncının 610,5 Pa (6.105 mbar) olduğu seviye esas alınarak hesaplanır. Bu da Dünya’daki deniz seviyesinde mevcut basıncın yaklaşık ‰ 6’sıdır.)[41]
|
||||
Gezegen fotoğrafının tam ortasındaki devasa kanal, Valles Marineris kanyon oluşumunu göstermektedir.
|
||||
Mars’taki 7 mağaranın girişlerinin THEMIS tarafından çekilen fotoğrafı: A-Dena, B-Chloe, C-Wendy, D-Annie, E-Abby (solda) ve Nikki F-Jeanne.
|
||||
|
||||
Mars topoğrafyası ilginç bir ikilem göstermesiyle dikkat çeker. Kuzey yarımkürenin lav akıntılarıyla düzleşmiş ovalar içermesine karşın, güney yarımküre eski çarpışmalarla çukurlar ve kraterlerle oyulmuş haldeki bir dağlık arazidir. 2008’de yapılan araştırma ve incelemeler 1980’de ortaya atılmış, Mars’ın kuzey yarımküresine dört milyar yıl önce Ay’ın boyutunun %6,6’sı büyüklükteki bir cismin çarpmış olduğunu ileri süren teoriyi kanıtlar görünmektedir. Bu görüş doğru olduğu takdirde Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğinde bir krater alanının açılmış olması gerekirdi ki, bu, Avrupa, Asya ve Avustralya toprakları bütününe denk bir alandır.[42][43] Mars’ın yüzeyi Dünya’dan görünüşle, farklı albedo’su olan iki tür alana ayrılır. Kızılımsı demiroksit içeren tuz ve kumla kaplı soluk ovalar geçmişte Mars kıtaları olarak yorumlanmış ve bunlara Arabistan Ülkesi (Arabia Terra), Amazon Ovası (Amazonis Planitia) gibi adlar verilmiştir. Koyu renkli oluşumlar ise denizler olarak yorumlanmış ve bunlara Mare Erythraeum, Mare Sirenum ve Aurorae Sinus adları verilmiştir. Dünya’dan görünüşe göre en koyu renkli coğrafi oluşum Syrtis Major’dur.[44]
|
||||
Mars'taki Victoria Krateri'nin bir görüntüsü.
|
||||
|
||||
Everest’in üç misli yüksekliğindeki Olimpos Dağı birçok büyük volkan içeren dağlık Tharsis bölgesindeki, yumuşak eğimli bir sönmüş volkandır. Mars aynı zamanda çarpma kraterlerinin gözlemlendiği bir gezegendir; yarıçapı 5 km. ve daha büyük olabilen bu krater oluşumlarının toplam sayısı 43.000 olarak belirlenmiştir.[45] En büyükleri hafif bir albedo oluşumuna sahip, Dünya’dan kolayca görülebilen Hellas çarpma havzasıdır (Hellas Planitia).[46] Hacmi açısından, bir kozmik cismin Dünya’ya oranla daha küçük olan Mars’a çarpma olasılığı, Dünya’ya çarpma olasılığının yarısı kadardır. Bununla birlikte Mars’ın asteroit kuşağına daha yakın olması, bu kuşaktan gelen cisimlerle çarpışma olasılığını çok fazla arttırmaktadır. Mars aynı zamanda kısa periyotlu (yörüngeleri Jüpiter’e uzanan) kuyruklu yıldızların çarpmalarına (veya süpürmelerine) da maruz kalmaktadır. Bununla birlikte Ay’ın yüzeyi ile kıyaslandığında, atmosferi kendisine küçük meteorlara karşı koruma sağladığından Mars yüzeyinde daha az krater görülür. Bazı kraterler meteor düştüğünde yerin nemli olduğunu gösteren bir morfolojiye sahiptir.
|
||||
|
||||
Valles Marineris adlı ünlü büyük kanyon 4.000 km uzunluğunda ve 200 km genişliğinde olup, 7 km'ye varan bir derinliğe sahiptir. Yani uzunluğu Avrupa’nın uzunluğuna eş olup, gezegenin çevresinin beşte biridir. Büyüklüğünün devasa boyutlarının anlaşılması amacıyla Dünya’daki Büyük Kanyon'un boyutları göz önüne getirilebilir. (Büyük Kanyon 446 km uzunluğunda ve yaklaşık 2 km derinliğindedir.) Bir başka geniş kanyon olan Ma'adim Vallis 700 km uzunluğunda, 20 km genişliğinde ve yer yer 2 km derinliğindedir. Bu kanyonun geçmişte bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.[47] 2001 Mars Odyssey robotik uzay gemisindeki kısa adı THEMIS (Thermal Emission Imaging System) olan kamera sayesinde Arsia Mons volkanının yamaçlarında 7 muhtemel mağara girişi saptanmıştır.[48] Bunlar günümüzde “yedi kızkardeşler” adıyla bilinmektedirler.[49] Mağara girişlerinin genişliklerinin 100 m ile 252 m arasında değiştiği sanılmakta ve ışık genellikle mağaraların dibine kadar giremediğinden bu mağaraların yeraltında sanılandan daha derin ve geniş bir halde uzandıkları düşünülmektedir. Bunlar içinden tek istisna dibi görünen Dena adlı mağaradır. Mars’ın kuzey kutbu dairesine Planum Boreum ve güney kutbu dairesine Planum Australe adı verilmiştir.
|
||||
Atmosfer[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Mars gezegeninde en bol bulunan gazlar – (Curiosity rover, Ekim 2012).
|
||||
Kuzey yarımkürenin yaz döneminde Mars atmosferinde saptanan metan gazı izleri-NASA
|
||||
Mars’ın yörüngeden çekilmiş, ufukta görülebilen ince atmosferi.
|
||||
Mars Pathfinder tarafından çekilmiş, Mars semalarındaki buz bulutlarının fotoğrafı
|
||||
|
||||
.
|
||||
|
||||
Mars manyetosferini 4 milyar yıl önce kaybetmiştir. Böylece Güneş rüzgârları Mars’ın iyonosfer tabakasıyla doğrudan etkileşime girerek atmosferi ince halde tutmaktadır. Mars Global Surveyor ve Mars Express’in her ikisi de, iyonize atmosfer parçacıklarının uzaya sürüklendiklerini saptamışlardır.[50][51] Mars atmosferi günümüzde nispeten incedir. Yüzeydeki atmosfer basıncı gezegenin en yüksek kısmında saptanan 30 Pa (0.03 kPa) ile en derin kısmında saptanan 1,155 Pa (1.155 kPa) arasında değişmektedir. Yani ortalama yüzey basıncı 600 Pa’dır (0.6 kPa) ki, bu da Dünya yüzeyinden 35 km. yükseklikte rastlanan basınca eştir. Bir başka deyişle Dünya yüzey basıncının %1’inden daha düşük bir değerdir. Mars’taki düşük yerçekiminden dolayı da atmosferinin "ölçek irtifa"sı (İng. scale height)[52] Dünya’nınkinden (6 km.) daha yüksek olup, 11 km.’dir. Mars yüzeyinde yerçekimi Dünya yüzeyindeki yerçekiminin %38’i kadardır.
|
||||
|
||||
Mars atmosferi % 95 karbondioksit, % 3 nitrojen, % 1,6 argondan oluşmakla birlikte, oksijen ve su izleri de taşımaktadır.[53] 1,5 µm yarıçapındaki toz parçacıklarını içeren atmosferi tümüyle tozludur ki, bu, Mars yüzeyinden bakıldığında Mars gökyüzünün soluk bir turuncu-kahverengimsi renkte (İng. tawny) görülmesine neden olmaktadır.[54]
|
||||
|
||||
Birçok araştırmacı Mars atmosferinde hacim itibariyle 30 ppb oranında metanın varlığını saptamışlardır.[55][56] Metan morötesi ışınlarla bozunan ve Mars’ınki gibi bir atmosferde[57] yaklaşık 340 yılda bozunacak kararsız bir gaz olduğundan, bu, gezegende güncel veya kısa zaman öncesine dek mevcut bir gaz kaynağının varlığını göstermektedir. Buna da ancak volkanik etkinlik, kuyruklu yıldız çarpmaları ve metanojenik mikroorganizma türleri neden olabilir. Bununla birlikte kısa zaman önce metanın biyolojik olmayan bir süreçle de üretilebileceği görüşü ortaya atılmıştır.[58]
|
||||
|
||||
Kutup bölgelerinde kışın sürekli bir karanlık ve yüzeyde dondurucu bir soğuk hakim olur, bu da atmosferin % 25–30 civarındaki kısmının yoğunlaşmasına ve karbondioksitin “kuru buz” (İng. dry ice)[59] denilen halde katılaşmasına yol açar.[60] Kutuplar kış mevsimi geçip yeniden Güneş ışıklarına maruz kalmaya başladığında, buzlaşmış karbondioksit, hızı saatte 400 km.’ye ulaşan müthiş rüzgarlar yaratarak uçmaya başlar. Bu mevsimlik değişimler, büyük miktarlarda toz ve su buharı taşırlar ve Dünya’dakine benzer kırağı ve "sirüs bulutları"nın (saçakbulut) oluşmasına neden olurlar. Su-buzu bulutlarının fotoğrafı Opportunity tarafından 2004’te çekilmiştir.[61]
|
||||
İklim[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Mars’ın Eylül 2001'deki toz fırtınasından önceki (solda) ve toz fırtınası sırasındaki (sağda) görünümlerinin karşılaştırılması
|
||||
|
||||
Gezegenler içinde mevsimleri Dünya’nınkilere en çok benzeyen gezegen, kendi çevresinde dönme ekseninin yörüngeye eğikliğinin Dünya’nınkine benzer olması nedeniyle, Mars’tır. Bununla birlikte Mars mevsimlerinin süreleri gezegenin Güneş’e daha uzak olması nedeniyle Dünya’nınkilerin iki mislidir ve “Mars yılı”nın süresi de iki Dünya yılı süresi kadardır. Mars’ın yüzey sıcaklıkları kutup kışı sırasındaki −140 °C (133 K) ile yaz sırasındaki 20 °C (293 K) arasında değişir.[62] Sıcaklık farklarının büyük olması, ince atmosferinin Güneş ısısını yeterince depolayamaması, atmosfer basıncının düşük olması ve toprağın ısı kapasitesinin (İng. thermal inertia) düşük olması gibi nedenlerden ileri gelir.[63]
|
||||
|
||||
Mars Dünya’nınki gibi bir yörüngeye sahip olsaydı "eksen eğikliği"nin de benzeşmesi sayesinde, mevsimleri de Dünya’nınkilere daha benzer olacaktı. Bununla birlikte Mars yörüngesinin geniş eksantrikliği ilginç bir sonuç sağlamaktadır. Mars, güney yarımkürede yaz, kuzey yarımkürede kış olduğu zaman günberiye yakındır, güney yarımkürede kış, kuzey yarımkürede yaz olduğu zaman da günöteye yakındır. Bunun sonucunda da güney yarımkürede mevsimlerin daha aşırı farklar göstermesine karşın kuzey yarımkürede mevsimler olması gerekenden daha yumuşak geçerler. Böylece güneyde 30 °C ‘yi (303 K) bulan yaz sıcaklıkları kuzeydeki yaz sıcaklıklarına kıyasla biraz daha fazladır.[64]
|
||||
Mars’ın kuzey kutbu buz bölgesi
|
||||
|
||||
Mars aynı zamanda Güneş Sistemi’ndeki en büyük “toz fırtınaları”na[65] sahne olan gezegendir. Bu toz fırtınaları mahalli bir bölgedeki küçük fırtınalar biçiminde olabildiği gibi, tüm gezegeni kaplar büyüklükteki dev fırtınalar biçiminde de olabilmektedir. Bunlar özellikle Mars Güneş’e en yakın konumuna geldiğinde ve küresel sıcaklığın arttığı hallerde oluşmaya eğilimlidirler.[66]
|
||||
|
||||
Kutup dairelerinin her ikisi de esas olarak su buzundan oluşmaktadırlar. Ayrıca yüzeylerinde “kuru buz” da mevcuttur. Katılaşan karbondioksit olan “kuru buz” (İng. dry ice) kuzey kutup dairesinde yalnızca kışın yaklaşık bir metre kalınlıkta bir ince tabaka oluşturacak şekilde birikir; güney kutup dairesine ise bu tabaka kalıcıdır ve kalınlığı 8 m.’yi bulur.[67] Kuzey kutup dairesinin yarıçapı kuzey yarımkürenin yazı sırasında 1000 km. olup yaklaşık 1.6 milyon {\displaystyle km^{3}} buz içerir. (Grönland buz kitlesinin hacmi 2,85 milyon {\displaystyle km^{3}}’tür.) Bu buz tabakasının kalınlığı 2 km.’ye ulaşır. Güney kutbu dairesinin yarıçapı ise 350 km. olup, buradaki buz kalınlığı 3 km.’dir.[68] Buradaki buz kitlesinin hacminin de kuzeydeki kadar olduğu sanılmaktadır.[69] Her iki kutup dairesinde de diferansiyel güneş ısısından kaynaklandığı sanılan, buzların uçması ve su buharının yoğunlaşması olaylarıyla etkileşim içinde bulunan spiral oluşumlar gözlemlenmiştir.[70][71] Her iki kutup dairesi de Mars mevsimlerinin ısı dalgalanmalarına bağlı olarak küçülüp büyürler.
|
||||
Evrim[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Mars’la ilgili son keşifler gezegenin tarihi boyunca çeşitli belirleyici anlar yaşamış olduğunu ortaya koymuştur. Örneğin sıvı su izleri gezegenin atmosferinin vaktiyle bugünkünden daha kalın olduğunu, Kuzey Havzası izleri de çok büyük kütleli bir cisimle büyük bir çarpışma geçirmiş olduğunu ortaya koymaktadır. Gezegenin evrimiyle ilgili muhtemel açıklamalar şunlardır:
|
||||
|
||||
Geçmişte büyük bir uydu iç kısmın üzerindeki gelgit etkisiyle kalıcı bir manyetik alanın oluşmasını sağlamış olabilir. Bu alan Mars atmosferini güneş rüzgarlarından korumuş ve yüzeyde sıvı su hareketlerinin meydana gelmesine olanak sağlamış olmalıdır.
|
||||
Bu çarpışma bir yarımküresinin kabuğunun kalkmasına ve atmosfer tabakasının tahrip olmasına yol açmış olmalıdır. Mars’a geçmişte kuzey kutbu bölgesinden çarpan bu büyük cisim muhtemelen yörüngesi gelgit gücünün etkisiye bozulmuş bir uydusu olabilir. Düşen uydunun artık gelgit etkisi olmadığından manyetik alan zayıflamış ve yüzeye çarpan güneş rüzgarları atmosferin yeniden oluşmasını engellemiş olmalıdır.
|
||||
Gezegende belirli bir kararlılığı sağlayan uydunun yokluğu beş milyon yıllık dengenin yalpalaması ya da bozulması demekti. Dengedeki bu bozulma, kutup bölgelerinin düzenli olarak ısınmasına, buzların bir parça erimesiyle sıvı suların oluşmasına ve dolayısıyla kutup dairesinde çizgilerin meydana gelmesine neden oldu.
|
||||
|
||||
Yörünge ve kendi çevresinde dönüş[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Mars ve yörüngesi (kırmızı) ile asteroit kuşağındaki cüce gezegen Ceres’in (sarı) mukayesesi (kuzey tutulum kutbundan görünüşle). Tutulumun güney yörünge parçaları koyu renkle gösterilmiştir. Günberi (q) ve günöte (Q) en yakın geçiş tarihleriyle belirtilmiştir.
|
||||
|
||||
Mars’ın Güneş’ten ortalama uzaklığı yaklaşık 230.000.000 km. (1,5 AU), yörünge süresi ise 687 Dünya günüdür. Mars günü Dünya gününden biraz daha uzun olup, tam olarak 24 saat, 39 dakika ve 35,244 saniyedir. Bir Mars yılı 1.8809 Dünya yılıdır, yani Dünya zaman birimiyle tam olarak 1 yıl, 320 gün ve 18,2 saattir.
|
||||
|
||||
Mars’ın eksen eğikliği Dünya’nın eksen eğikliğine çok yakın olup, 25,19 derecedir. Dolayısıyla Mars’ta de Dünya’dakini andıran mevsimler meydana gelir. Fakat Mars mevsimlerinin süreleri Mars’ın yörünge süresinin uzunluğundan dolayı, Dünya mevsimlerinin sürelerinin iki katıdır. Mars Mayıs 2008’de günöteye Nisan 2009’de günberiye geçmiştir. Bir sonraki günöte tarihi haziran 2010’dur.
|
||||
|
||||
Mars’ın nispi olarak söylenebilecek yörünge eksantrikliği (eksenel kaçıklık, dışmerkezlik) 0,09'dur; Güneş Sistemi’nde yalnızca Merkür bundan daha büyük bir eksantrikliğe sahiptir. Bununla birlikte Mars’ın geçmişte bugünkünden daha dairesel bir yörünge çizdiği bilinmektedir. 1,35 milyon Dünya yılı öncesinde Mars’ın eksantrikliği yaklaşık 0,002 idi, yani Dünya’nın bugünkü eksantrikliğinden de daha azdı.[72] Mars’ın eksantriklik devresi 96.000 Dünya yılıdır.[73] Bununla birlikte Mars’ın 2,2 milyon yıllık bir eksantriklik devresi daha vardır. Son 35.000 yılda Mars’ın yörüngesinin eksantrikliği diğer gezegenlerin çekimsel etkileri dolayısıyla artmıştır. Mars ve Dünya’nın birbirlerine en yaklaştıkları zamanlarda aralarında bulunan mesafe gelecek 25.000 yılda biraz daha azalacaktır.[74]
|
||||
Doğal uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Phobos deimos diff.jpg
|
||||
İsim Çap
|
||||
(km) Kütle
|
||||
(kg) Ortalama yörünge
|
||||
yarıçapı (km) Yörünge süresi
|
||||
(saat)
|
||||
Phobos 22,2 (27 × 21.6 × 18.8) 1,08×1016 9 378 7,66
|
||||
Deimos 12,6 (10 × 12 × 16) 2×1015 23 400 30.35
|
||||
|
||||
Mars’ın düzensiz biçimli, iki küçük doğal uydusu vardır. Kendilerine eski Yunan mitolojisindeki savaş ilahı Ares’e (Romalılar’da Mars) yardım eden çocuklarının adlarından esinlenerek Phobos ve Deimos adları verilmiş, gezegene çok yakın yörüngeler izleyen bu uydular muhtemelen bir Mars "Trojan asteroiti"[75] olan 5261 Eureka gibi, gezegenin çekim alanına kapılarak uydu haline gelmiş asteroitlerdir.[76] Fakat hava tabakası olmayan Mars’ın bu iki uyduya nasıl ve ne zaman sahip olduğu tam olarak anlaşılmış değildir. Üstelik bu büyüklükteki asteroitler çok nadirdir, özellikle ikili olanları. Bu büyüklükteki asteroitlere asteroit kuşağının dışında rastlanması durumu daha da garip kılmaktadır.[77]
|
||||
|
||||
Her iki uydu da 1877’de Asaph Hall tarafından keşfedilmiştir. Phobos ve Deimos’un hareketleri Mars yüzeyinden bizim ‘ay’ımızın Dünya’dan görünüşüne kıyasla çok farklı olarak görünür. Phobos 11 saatte bir, batıdan doğar. Deimos ise, dolanım süresi 30 saat olmakla birlikte, 2,7 günde bir doğar.[78] Her iki uydu da ekvatora yakın dairesel yörüngeler izlerler. Phobos ‘un yörüngesi Mars’tan kaynaklanan gelgit etkileri nedeniyle giderek küçülmektedir. Bu yüzden Phobos yaklaşık 50 milyon yıl içinde Mars’a çarpacaktır.[78]
|
||||
Yaşam[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
ALH84001 adı verilen Mars meteoru, bakteri düzeyinde yaşam belirtileri olduğu ileri sürülen mikroskobik oluşumlar göstermektedir.
|
||||
Mars Global Surveyor (MGS) tarafından çekilmiş fotoğrafta görülen, mahiyeti anlaşılamamış “koyu kumul lekeleri”.
|
||||
“Koyu kumul lekeleri”nin Mars Global Surveyor tarafından çekilen yüksek çözünürlüğe sahip fotoğrafında lekelerin yakın plandan görünümü.
|
||||
|
||||
Evrende yaşamın Dünya’daki koşullara benzer koşullar altında ortaya çıkabileceği varsayımından hareketle, günümüzde bir gezegenin yaşanabilirlik (İng. planetary habitability)[79] ölçüsü, yani bir gezegende yaşamın gelişebilme ve sürebilmesinin ölçüsü yüzeyinde su bulunup bulunmamasıyla yakından ilgili görülmektedir. Bu da bir güneş sistemindeki gezegenin güneşine uzaklığının gereken uygun uzaklıkta olup olmamasına bağlıdır. Mars’ın yörüngesinin Dünya’nın yer aldığı bu uygun kuşağın yarım astronomik birim kadar daha uzağında olması, ince bir atmosfere sahip bu gezegenin yüzeyinde suyun donmasına neden olmaktadır. Bununla birlikte gezegenin geçmişindeki sıvı su akışları Mars’ın yaşanabilirlik potansiyeli taşıdığını ortaya koymaktadır. Verilere göre, Mars yüzeyindeki sular yaşam için gerekenden çok daha tuzlu ve çok daha asitlidir.[80]
|
||||
|
||||
Gezegenin manyetosferinin olmayışı ve son derece ince bir atmosfere sahip oluşu büyük bir handikaptır. Yüzeyindeki ısı tranferi (İng. heat transfer)[81] pek büyük değildir, meteorlara ve güneş rüzgarlarına karşı savunması hemen hemen yok gibidir ve suyu sıvı halde tutacak atmosfer basıncı yetersizdir (dolayısıyla su gaz haline geçer). Verilere göre gezegen geçmişte günümüzdeki haline kıyasla daha yaşanabilir haldeydi. Bütün bu olumsuzluklara rağmen Mars’ta organizmaların olmadığı ya da hiç yaşamamış olduğu söylenemez. Nitekim 1970’lerdeki Viking Programı sırasında Mars toprağındaki mikroorganizmaların saptanması amacıyla Mars’tan getirilen örneklerde bazı pozitif görünen sonuçlar elde edildi. Fakat bu sonuçlar birçok bilim insanının katıldığı bir tartışmaya yol açtı ve kesin bir sonuca ulaşılamadı. Buna karşılık Viking Programı’yla edinilen verilerden yararlanan profesör Gilbert Levin,[82] Rafaël Navarro-González[83] ve Ronalds Paepe yeni bir taksonomik sistem hazırladılar ve bu sistemde Mars’taki yaşam türü Gillevinia straata[84] adı altında ele alındı.[85][86][87]
|
||||
|
||||
Sonraki yıllarda Phoenix Mars Lander tarafından yürütülen deneyler Mars toprağında sodyum, potasyum ve klorür içeren bir alkali bulunduğunu gösterdi.[88] Bu besleyici toprak yaşamı taşımaya gayet elverişliydi, fakat unutulmaması gereken bir sorun daha vardı: Yaşamın yoğun morötesi ışınlardan korunabilmesi.
|
||||
|
||||
Nihayet Johnson Uzay Merkezi Laboratuvarı’nda[89] Mars kökenli ALH84001 meteoru üzerinde organik bileşimler saptandı; varılan sonuca göre bunlar Mars üzerindeki ilk yaşam türleriydi.[90][91][92][93] Öte yandan Mars yörüngesindeki uzay gemileri kısa zaman önce düşük miktarlarda metan ve formaldehit saptadılar ki, bunlar da yaşamın varlığını ima eden işaretler olarak yorumlandılar; zira bu kimyasal bileşimler Mars atmosferinde hızla çözünmektedirler.[94][95]
|
||||
|
||||
Mars’ta biyolojik kökenli oldukları ileri sürülen oluşumlardan en tanınmışları “koyu kumul lekeleri” adıyla bilinen oluşumlardır.[96] İlk kez Mars Global Surveyor tarafından 1998-1999 yıllarında gönderilen fotoğraflarla keşfedilen “koyu kumul lekeleri” Mars’ın özellikle güney kutup bölgesinde (60°-80°enlemleri arasında) görülebilen, buz tabakasının üzerinde veya altında beliren, mahiyeti henüz anlaşılamamış oluşumlardır. Mars ilkbaharının başlarında belirmekte ve kış başlarında yok olmaktadırlar. Bunların kış boyunca buz tabakasının altında kalan fotosentetik koloniler, yani fotosentez yapan ve yakın çevrelerini ısıtan mikroorganizmalar oldukları ileri sürülmektedir.[97][98][99][100][101][102]
|
||||
|
||||
28 Eylül 2015'te Mars'ta sıvı halde tuzlu su bulunduğu açıklanmıştır. Tuzlu suyun bulunması ile birlikte, bilim adamları Mars'ta yaşam bulma olasılığının da arttığını ifade etmişlerdir.[103]
|
||||
Keşif[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Mars’a günümüze dek, gezegenin yüzeyini, iklimini ve jeolojisini incelemek üzere, ABD, Avrupa ülkeleri, Japonya ve SSCB tarafından düzinelerce uzay gemisi (İng. spacecraft), uydu/yörünge aracı (İng. orbiter), iniş aracı/uzay gemisi (İng. lander) ve sonda/uzay keşif aracı (İng. rover) gibi çeşitli uzay araçları gönderilmiştir. Fakat bu uzay gemisi gönderme denemelerinin yaklaşık üçte ikisi araçlar ya görevlerini tamamlayamadan ya da görevlerine daha başlayamadan bilinen veya bilinmeyen nedenlerle başarısızlıkla sonuçlanmıştır.
|
||||
Tamamlanmış keşif projeleri[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Phoenix'in temsilî inişi
|
||||
|
||||
Görevini tamamlama konusunda ilk başarı 1964’te NASA tarafından gönderilen Mariner-4’ten gelmiştir. Yüzeye ilk başarılı inişler ise SSCB’nin Mars Probe Projesi kapsamında 1971’de fırlattığı Mars-2 ve Mars-3 tarafından gerçekleştirilmiş, fakat her iki araçla irtibat, inişlerinden kısa bir süre sonra kesilmiştir. Sonraki yıllarda NASA Viking Projesi'ni başlattı ve 1975’te her biri birer "iniş aracı" taşıyan iki "uydu aracı" fırlatıldı. Her iki araç 1976’da başarıyla iniş yaptılar. Gezegende Viking-1 altı yıl, Viking-2 ise üç yıl kaldı. Bunlar Mars’ın ilk renkli fotoğraflarını gönderdiler[104]; gezegenin yüzeyinin haritasının çıkarılması amacıyla gönderdikleri fotoğraflara günümüzde bile zaman zaman başvurulmaktadır.
|
||||
|
||||
Sovyetler 1988’de Mars’a gezegeni ve doğal uydularını incelemek üzere Phobos-1 ve Phobos-2 adlı sonda araçları gönderdiler. Phobos-1’le irtibat Mars yolundayken kesilmiş olmasına karşın, Phobos-2 fotoğraflar göndermede başarılı oldu. Fakat Phobos-2 de tam Phobos adlı doğal uydunun yüzeyine iki iniş aracını salmak üzereyken başarısızlığa uğradı.
|
||||
|
||||
Mars Observer uydusunun 1992’deki başarısızlığından sonra NASA tarafından 1996’da Mars Global Surveyor fırlatıldı. Görevinde tümüyle başarılı oldu. Harita çıkarma görevini 2001’de tamamladı. Kasım 2006’da üçüncü uzatılmış görevi sırasında sonda aracıyla irtibat kesildi, uzayda 10 yıl çalışır halde kalmayı başardı. NASA Surveyor’ın fırlatılmasından bir ay sonra da Mars Pathfinder’ı fırlattı. Bu, robotik bir keşif aracı olan Sojourner’ı taşıyordu. 1997 yazında Mars’taki Ares Vallis bölgesine iniş yaptı. Bu proje de başarıyla sonuçlandı.[105]
|
||||
|
||||
Mars’la ilgili son tamamlanmış görevde 4 Ağustos 2007’de fırlatılan iniş yeteneğine sahip Phoenix uzay gemisi kullanılmıştır. Araç 25 Mayıs 2007’de Mars’ın kuzey kutbu bölgesine iniş yaptı.[106] 2,5 m.’ye uzanan robot koluyla Mars toprağını bir metre kazabilecek kapasitede olup, mikroskobik bir kamerayla donatılmıştı. Bu mikroskobik kamera insan saçının binde biri kadar inceliği ayırt edebilecek bir hassasiyete sahipti. 15 Haziran 2008’de indiği yerde su buzlarını keşfetti.[107][108] Görevini 10 Kasım 2008’de tamamladı.
|
||||
|
||||
Rusya ve Çin’in ortak projesi olan Phobos-Grunt projesiyle Mars'ın uydusu Phobos’tan örnekler toplanarak analiz için Dünya'ya geri getirilmesi planlanıyordu. Ancak bu sonda 9 Kasım 2011’de fırlatılmasının ardından bozulmuş, 15 Ocak 2012'de dünyaya düşerek imha olmuştur.
|
||||
Sürdürülen keşif projeleri[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Spirit adlı sonda aracı
|
||||
|
||||
2001’de NASA Eylül 2010’a kadar görevini sürdürmesi planlanan ve halen görevini başarıyla yerine getiren Mars Odyssey uydu aracını fırlattı.[109] Aracın Gamma Işını Spektrometresi,[110] regolit[111] incelemesi sırasında ilginç miktarlarda hidrojen tespit etti.[112]
|
||||
2003’te Avrupa Uzay Ajansı (ESA), Mars Express Projesi kapsamında Mars Express Orbiter adlı uydu aracı ile Beagle-2 adlı iniş aracını fırlattı. Beagle-2 iniş sırasında başarısızlığa uğradı ve Şubat 2004’te kaybolduğuna dair bir açıklama yapıldı.
|
||||
ESA’nın Beagle-2’yi fırlattığı yıl NASA Spirit ve Opportunity adlarında iki keşif sondasını fırlattı. Her ikisi de görevini başarıyla yerine getirdi. Bu çalışmalarla Mars’ta en azından geçmişte sıvı suyun bulunduğu kesinlik kazanmıştır. 2004 yılında Mars'ın kuzey kutbuna inen ve görev süresi 6 yıl olarak belirtilen Opportunity, bilim adamlarını şaşırtan bir performansla halen bütün fonksiyonlarını en üst düzeyde kullanarak Mars görevine devam etmektedir.[113]
|
||||
2004’te Planetary Fourier Spectrometer ekibi Mars atmosferinde metan saptadıklarını açıkladı.
|
||||
NASA 12 Ağustos 2005’te Mars Reconnaissance Orbiter sonda aracını fırlattı, 10 Mart 2006’da yörüngeye oturan araç iki yıl boyunca bilimsel incelemelerde bulundu. Araç aynı zamanda gelecekteki projeler için en uygun iniş platformlarını bulmak üzere Mars toprağı ve iklimini incelemekle görevlidir.
|
||||
ESA Haziran 2006’da Mars’ta “kutup ışıkları” olayını saptadıklarını açıkladı.[114] Vesta ve Ceres’i incelemek üzere gönderilen Dawn uzay gemisinin Şubat 2009’da Mars’a ulaştı.
|
||||
Mars Bilim Laboratuvarı adlı keşif sondası (curiosity) "merak" Kasım 2011'de fırlatıldı. Sonda 2012 Ağustos'unda Mars'ın Gale kraterine yumuşak iniş yaptı. Yapması planlanan deneyler arasında kayalar üzerinde kimyasal lazer yardımıyla uzaktan (azami 13 m.) çalışarak örnekler toplaması da bulunmaktadır.
|
||||
|
||||
Gelecekte uygulanacak projeler[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
ESA 2013’te Mars toprağındaki organik molekülleri araştırmak üzere ExoMars adlı sonda aracını fırlatmayı planlamıştır.[115]
|
||||
15 Eylül 2008’de NASA Mars atmosferi hakkında bilgi edinilmesini sağlamak üzere 2013’te MAVEN adı verilen robot programını uygulamaya koyacağını açıklamıştır.[116]
|
||||
Fin-Rus ortak projesi olan MetNet projesinde, gezegenin atmosferik, fiziksel ve meteorolojik yapısını yeterince inceleyebilmek için yaygın bir gözlem ağı kurmak üzere on kadar küçük taşıtın Mars yüzeyine gönderilmesi planlanmıştır.[117] Öncü görevinde bulunacak ilk iniş araçlarının 2009’da ya da 2011’de fırlatılması planlanmıştır.[118]
|
||||
NASA ve Lockheed Martin şirketi önce Ay’a (2020’de), ardından Mars’a insan taşıması planlanan Orion adı verilen uzay gemisi için çalışmalara başladılar. 28 Eylül 2007’de NASA başkanı Michael D. Griffin NASA tarafından Mars’a yollanacak ilk insanın 2037’de Mars’ta olacağını açıkladı.[119]
|
||||
Nasa, Marsa insan göndermek için ADEPT adında 1704 derece ısıya dayanıklı materyal geliştiriyor. Bu materyalin Mars atmosferine giriş için ve Mars'ta kurulacak seranın yapımında kullanılacağı açıklandı.[120]
|
||||
ESA Mars’a insan göndermelerinin 2030 ve 2035 yılları arasında yer alacağını umduklarını açıkladı.[121]
|
||||
Mars One adlı proje ile de insan bulunduran araçlarla koloni kurulması ön görülüyor.[122]
|
||||
|
||||
Mars’ta astronomi gözlemleri[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Mars’tan Güneş’in batışı manzarası. Fotoğraf Gusev Krateri’nden Spirit adlı uzay keşif sonda aracınca 19 Mayıs 2005’te çekilmiştir.
|
||||
|
||||
Çeşitli uydu araçlarının, iniş araçlarının ve sonda araçlarının Mars’taki varlıkları sayesinde günümüzde astronomi araştırmaları Mars gökyüzünden de yapılabilmektedir. Bunun pek çok yönden avantajları bulunmaktadır. Mars’ın doğal uydularından Phobos doğal olarak Mars’tan daha iyi gözlemlenebilmektedir (dolunayın üçte biri açısal çapta görülür). Diğer doğal uydu olan Deimos ise Mars yüzeyinden az çok bir yıldızı andırır tarzda görünür; Dünya’dan Venüs’ün görünüşüne kıyasla, Venüs’ten hafifçe daha parlaktır.[123]
|
||||
|
||||
Öte yandan Dünya’da iyi bilinen, kutup ışıkları, meteorlar gibi birçok fenomen artık Mars yüzeyinde de gözlemlenebilmektedir.[124] Dünya’nın Mars ile Güneş arasına girecek ve Güneş üzerinde bir leke oluşturacak şekilde Güneş önünden geçişi Mars’tan 10 Kasım 2084’te izlenebilecektir. Mars’tan aynı şekilde Merkür ve Venüs’ün transit geçişi (bir kütlenin başka bir kütlenin önünden geçmesinin gözlemlenebildiği geçiş) ve Deimos’un kısmi güneş tutulmaları izlenebilir.
|
||||
Görünüş ve "karşı konum"lar[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Mars’ın 2003 yılında küçük bir teleskoptan görünüşü esas alınarak hazırlanmış dönme hareketi.
|
||||
Mars’ın 2003’te Dünya’dan görünüşle hazırlanan görünürdeki “geri devim”i(tersinir hareketi)
|
||||
Dünya'yı merkez alan, tutulum üzerinden 2003-2018 Mars "karşı konum"larının görünüşü
|
||||
|
||||
Çıplak gözle bakıldığında Mars genellikle, farklı olarak sarı, turuncu ya da kırmızımsı renklerde görünür. Parlaklığı da, yörüngesindeki yolculuğu sırasındaki konumlarına bağlı olarak, Dünya’dan görünen diğer gezegenlerden daha fazla değişiklik gösterir. Görünürdeki kadiri “ kavuşum konumu”ndaki +1,8’den “günberi karşı konumu”ndaki −2,9 aralığında değişir.[12] Kimi konumlarında güneşin güçlü ışığından dolayı görünmez hale gelir. 32 yılda iki kez – Temmuz ve Eylül sonunda – en uygun konuma gelir. Mars teleskopla bakıldığında bolca yüzey ayrıntısı sunan bir gezegendir, özellikle kutuplardaki buzul bölgeleri elverişsiz koşullarda bile belirgin olarak görülürler.[125]
|
||||
|
||||
Mars’ın Dünya’ya en yakın olduğu konum karşı konum olarak bilinir. “Kavuşum dönümü” (İng. synodic period) olarak bilinen iki “karşı konum” arasındaki süre Mars için 780 gündür. Yörünge eksantriklikleri nedeniyle bu sürede 8,5 güne varan oynamalar olabilir. Dünya’ya en yaklaştığı zamanlarda Dünya ile Mars arasındaki en kısa uzaklık, gezegenlerin eliptik yörüngelerine bağlı olarak 55.000.000 km. ile 100.000.000 km. arasında değişir.[12] Önümüzdeki Mars “karşı konum”u 29 Ocak 2010’da meydana gelecektir. Mars “karşı konum” pozisyonuna yaklaştığında “geri devim “ (tersinir hareket, İng. retrograde motion) periyodu başlar.
|
||||
|
||||
27 Ağustos 2003 günü, saat 9:51:13’de (UT) Mars son 60.000 yıl boyunca Dünya’ya en yaklaştığı konuma geldi. Bu konumunda Dünya ile arasındaki uzaklık 55.758.006 km. (0,372719 AU) idi. Bu olay Mars’ın karşı konumundan bir gün, günberisinden yaklaşık üç gün farkla meydana geldiğinden Mars Dünya’dan kolaylıkla izlenebildi. Yapılan hesaplamalara göre, Mars’ın Dünya’ya bu denli yaklaşmasının söz konusu olduğu son tarih M.Ö. 57.617 yılıdır, bir sonraki tarih ise 2287 yılıdır. 24 Ağustos 2208’deki yakınlaşmada ise iki gezegen arasındaki uzaklığın yalnızca 0.372254 AU olacağı hesaplanmıştır.
|
||||
Gözlem tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Mars’ın eski uygarlıklarla başlayan gözlem tarihinin özellikle, her iki yılda bir meydana gelen, gezegenin Dünya’ya yaklaştığı ve dolayısıyla görünürlüğünün arttığı “karşı konum”larına dayandığı görülür. Ayrıca tarihsel kayıtlarda her 15-17 yılda bir meydana gelen, farkedilebilen günberi “karşı konum”larına da yer verildiği görülmektedir, çünkü Mars günberiye yaklaştığında Dünya’ya da yaklaşmaktadır.
|
||||
|
||||
Batı tarihinde Mars gözlemlerine ilişkin pek fazla kayıt olduğu söylenemez. Aristo Mars gözlemlerini tarif eden ilk yazarlardan biri olmuştur. Mars’ın 3 Ekim 1590’da Venüs’çe “örtülme”si (İng. Occultation) Heidelberg’te M. Möstlin tarafından kaydedilmiştir.[126] Nihayet 1609’da Mars Galile tarafından gözlemlendi. Bu aynı zamanda Mars’ın bir teleskop aracılığıyla yapılan ilk gözlemiydi.
|
||||
Mars kanalları[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Giovanni Schiaparelli tarafından yapılan Mars haritası.
|
||||
|
||||
19. yy.’da teleskobun yaygınlaşması gök cisimlerinin tanımlanmasında belirli bir düzeye gelinmesini sağladı. 5 Eylül 1877’de Mars’ın bir günberi karşı konumu meydana geldi. O yıl İtalyan astronom Giovanni Schiaparelli Milano’da ilk ayrıntılı Mars haritalarını çıkarmak üzere 22 cm.’lik bir teleskop kullandı. Gözlemlerinde Mars yüzeyinde kendisinin “kanallar” adını verdiği, günümüzde kimilerince “optik illüzyon” olarak açıklanan birtakım oluşumlar saptadı ve bunları hazırladığı Mars haritalarına işaretledi. Mars yüzeyinde gözlemlediği bu uzun doğrusal hatlara Dünya’daki ünlü nehirlerin adlarını verdi.[127][128]
|
||||
|
||||
Bu gözlemlerden etkilenen şarkiyatçı Percival Lowell 300 mm. 450 mm.’lik teleskoplara sahip bir gözlemevi kurdu. Gözlemevi Mars’ın keşfine ağırlık verdi. Mars’ın pozisyonları bakımından 1894 yılı son uygun fırsattı. Lowell Mars ve Mars’ta yaşam üzerine kamuda büyük bir yankı uyandıran kitaplar yayımladı. “Kanallar” dönemin en büyük teleskoplarını kullanan Henri Joseph Perrotin ve Louis Thollon gibi başka astronomlarca da saptanmıştı. Sonraki yıllarda daha büyük teleskoplarla yapılan gözlemler sonucunda, boyları önceden belirtildiği kadar uzun olmamakla doğrusal kanalların bulunduğu doğrulandı.
|
||||
Lowell tarafından 1914’ten önce yapılan gözlemlere göre hazırlanmış Mars kanalları
|
||||
|
||||
Fakat daha sonra, 1909’da Flammarion, 840 mm.’lik bir teleskopla yaptığı gözlemler sonucunda, düzensiz bazı izler gözlemlemekle birlikte sözü edilen kanallara rastlamadığını açıkladı.[129] 1960’lı yıllara gelindiğinde farklı yaşam biçimleri olan Marslılar hakkında çeşitli senaryolar içeren bir sürü makale ve kitap yayımlanmış bulunuyordu.[130] NASA’nın Mariner Projesi kapsamında gönderdiği uzay gemisinin Mars’a ulaşmasından sonra bu tür senaryolar azalmış ve şekil değiştirmiştir. Örneğin bu kez, Marslılar’in bir başka boyutta ya da frekansta oldukları, gezegenlerine inilse de algılanamayacakları yönünde yeni senaryolar üretildi.
|
||||
Kültürde[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Mars’ın çeşitli adları[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Bu gezegene Batı kültüründe Mars adının verilmesi, eski Yunan mitolojisinde savaş ilahı olan Ares’e Roma mitolojisinde tekabül eden ilahın adının Mars olmasından ileri gelir.[131] Mars’a çeşitli dillerde verilmiş adlardan bazıları şunlardır:
|
||||
|
||||
Babil mitolojisinde Mars, gezegenin kızılımsı görünüşünden olsa gerek, ateş ve yıkım ilahı Nergal’in adıyla ifade edilirdi.[132]
|
||||
Eski Yunanlar Nergal’i Ares’e denk tuttukları zaman bu gezegene Areos aster (Ἄρεως ἀστἡρ), yani “Ares’in yıldızı” adını verdiler.[133] Daha sonra Ares ile Mars ilahlarının özdeş kılınmasıyla gezegen Romalılar’da stella Martis, yani “Mars’ın yıldızı” ya da kısaca Mars adını aldı. Eski Yunanlarda Mars’ın bir başka adı “ateşli, ateşten ” anlamına gelen Pyroeis (Πυρόεις) idi.[134]
|
||||
Mars’a Hindu mitolojisinde Mangala (मंगल),[135][136][137] Sanskrit dilinde ise, Koç Burcu ve Akrep Burcu işaretlerine sahip olan ve okült bilimleri öğreten savaş ilahından dolayı Angaraka denir.[138]
|
||||
Mars eski Mısırlılar’da “kızıl Horus”[139] anlamında "Ḥr Dšr";;;; adını almıştır.
|
||||
İbranicede Mars’a “kızaran” anlamında Ma'adim (מאדים) denir ki, Mars’taki en büyük kanyona da bu ad (Ma'adim Vallis) verilmiştir.[140]
|
||||
Gezegenin Arapça’daki adı El-Mirrih’tir, oradan da Türkçe’ye Merih olarak geçmiştir. Eski Türkler’de Mars’a Sakit adı verilirdi.
|
||||
Urdu ve Acem dillerinde de Merih (مریخ) olarak telaffuz edilir. Merih teriminin etimolojik kökeni bilinmemektedir. Eski İranlılar’da ise gezegene "iman ilahı"yla ilgili olarak Bahram (بهرام.) adı verilirdi.[141]
|
||||
Çin, Japon, Kore ve Vietnam kültürlerinde Mars eski Çin mitolosindeki beş unsurdan ateşle ilişkilendirilerek “ateş yıldızı” ( 火星) adıyla geçer.[142]
|
||||
|
||||
Mars symbol.svg
|
||||
|
||||
Mars’ın sembolü astrolojik sembolünden yararlanılarak hazırlanmış bir sembol olup, bir daire ve küçük bir oktan oluşur. Bu, aslında, savaş ilahı Mars’ın kalkan ve mızrağının stilize bir temsilidir. Biyolojide de eril cinsiyeti göstermede kullanılan bu sembol, simyada karakteristik rengi kırmızı olan Mars’ın hükmettiği demir elementini simgeler; Mars da kırmızımsı rengini demiroksite borçludur.[143][144]
|
||||
“Zeki Marslılar”[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
Cydonia bölgesinde insan suratına benzetilen, doğal olmayabileceği iddia edilen oluşum. Viking-1,1976
|
||||
İnsan suratına benzetilen oluşum yakınlarında doğal olmayabileceği iddia edilen piramit benzeri oluşumlar.
|
||||
|
||||
Mars’ta zeki bir yaşam olabileceği konusunda 19.yy.’da ve 20. yy.’da, özellikle Mars’ın modern uzay araçlarınca incelenmesinden önce çeşitli iddialarda bulunulmuştur. Bu iddialardan bazıları şöyle özetlenebilir:
|
||||
|
||||
19. yy. sonlarındaki popüler görüşe göre Mars zeki Marslılar’ca meskundu. Schiaparelli’nin gözlemlediği kanallar ile Percival Lowell’ın kitapları insanlarda şu kavramın doğmasına neden olmuştu: Mars soğuk, çorak bir gezegen olmakla birlikte burada sulama çalışmaları yapan eski uygarlıklar mevcuttu.[145]
|
||||
1899 Colorado Springs Laboratuvarı’nda alıcılarını kullanarak atmosferdeki radyo gürültülerini incelemeye çalışan mucit Nikola Tesla, sonradan bir başka gezegenden, muhtemelen Mars’tan gelmekte olduğunu iddia ettiği, tekrarlanan sinyaller saptadı. Bu düşüncesini 1901’deki bir konuşmasında açıkladı.[146] Lord Kelvin, Tesla’nın Dünya-dışı yaşamla ilgili varsayımlarını önceleri desteklemişse de, sonradan reddetmiştir.[147][148]
|
||||
1901’de ise Harvard College Gözlemevi müdürü Edward Charles Pickering, New York Times’taki bir makalede Arizona’daki Lowell Gözlemevi’nden Mars’tan irtibat kurma girişimlerinin olduğunu doğrulayıcı bir telgraf almış bulunduğunu açıkladı.[149]
|
||||
20. yy.’ın son çeyreğinde Mars’a giden uzay araçları Mars’ta “zeki yaşam” ürünü olabilecek ikamet yapıları olmadığını ortaya koyduğunda, bu kez, Marslılar konusunda yeni görüşler ileri sürüldü. Bunlardan bazılarına göre, Marslılar farklı bir boyutta yaşamaktaydılar, kimilerine göre de Mars’ta saptanan insan suratı ve piramitler biçimindeki oluşumlar doğal oluşumlar değildiler.[150][151][152][153]
|
||||
|
||||
Bilimkurgu[değiştir | kaynağı değiştir]
|
||||
|
||||
Bilimkurguda Mars kızıl renkte temsil edilmiş ve ilk zamanlardaki bilimsel spekülasyonlar doğrultusunda zeki canlılarca meskun olarak canlandırılmıştı. Marslılar’a ilişkin ilk bilimkurgu senaryoları içinde en tanınmışı H.G. Wells’in 1898’de yayımlanan, ölmekte olan gezegenlerinden kaçan Marslılar’ın Dünya’yı istila etmesini konu alan Dünyalar Savaşı'dır. Kitap, 1938’de radyoya, daha sonra sinemaya uyarlandı.[154] Mars ya da Marslılar’a ilişkin diğer bilimkurgu eserlerinin arasında şunlar sayılabilir:
|
||||
|
||||
The Martian Chronicles (hikâye), Ray Bradbury.
|
||||
Barsoom (hikâyeler serisi), Edgar Rice Burroughs.
|
||||
Marvin the Martian (çizgi film), Warner Brothers.
|
||||
Gulliver'in Gezileri, Jonathan Swift.
|
||||
Mars Trilogy (hikâyeler serisi), Kim Stanley Robinson.
|
||||
We Can Remember It for You Wholesale (hikâye), Philip K. Dick. (Bu hikâyeden uyarlanan Total Recall isimli film de bulunmaktadır.)
|
||||
Babylon 5 (televizyon dizisi).
|
||||
Gerçeğe Çağrı (sinema filmi).
|
||||
Marslı (bilim kurgu romanı), Andy Weir.
|
||||
|
||||
333
xpcom/tests/gtest/wikipedia/vi.txt
Normal file
333
xpcom/tests/gtest/wikipedia/vi.txt
Normal file
@ -0,0 +1,333 @@
|
||||
|
||||
|
||||
Sao Hỏa còn gọi là: Hỏa Tinh, (Tiếng Anh: Mars) là hành tinh thứ tư tính từ Mặt Trời trong Thái Dương Hệ. Đôi khi hành tinh này còn được gọi tên là Hỏa Tinh. Nó thường được gọi với tên khác là "Hành tinh Đỏ", do sắt ôxít có mặt rất nhiều trên bề mặt hành tinh làm cho bề mặt nó hiện lên với màu đỏ đặc trưng.[14] Sao Hỏa là một hành tinh đất đá với một khí quyển mỏng, với những đặc điểm trên bề mặt có nét giống với cả các hố va chạm trên Mặt Trăng và các núi lửa, thung lũng, sa mạc và chỏm băng ở cực trên Trái Đất. Chu kỳ tự quay và sự tuần hoàn của các mùa trên Hỏa Tinh khá giống với của Trái Đất do sự nghiêng của trục quay tạo ra. Trên Sao Hỏa có ngọn núi Olympus Mons, ngọn núi cao nhất trong Hệ Mặt Trời, và hẻm núi Valles Marineris, hẻm núi dài và rộng nhất trong Thái Dương Hệ. Lòng chảo Borealis bằng phẳng trên bán cầu bắc bao phủ tới 40% diện tích bề mặt hành tinh đỏ và có thể là một hố va chạm khổng lồ trong quá khứ.[15][16]
|
||||
|
||||
Cho đến khi tàu Mariner 4 lần đầu tiên bay ngang qua Sao Hỏa vào năm 1965, đã có nhiều suy đoán về sự có mặt của nước lỏng trên bề mặt hành tinh này. Chúng dựa trên những quan sát về sự biến đổi chu kỳ về độ sáng và tối của những nơi trên bề mặt hành tinh, đặc biệt tại những vĩ độ vùng cực, nơi có đặc điểm của biển và lục địa; những đường kẻ sọc dài và tối ban đầu được cho là những kênh tưới tiêu chứa nước lỏng. Những đường sọc thẳng này sau đó được giải thích như là những ảo ảnh quang học, mặc dù các chứng cứ địa chất thu thập bởi các tàu thăm dò không gian cho thấy Sao Hỏa có khả năng đã từng có nước lỏng bao phủ trên diện rộng ở bề mặt của nó.[17] Năm 2005, dữ liệu từ tín hiệu radar cho thấy sự có mặt của một lượng lớn nước đóng băng ở hai cực,[18] và tại các vũng vĩ độ trung bình.[19][20] Robot tự hành Spirit đã lấy được mẫu các hợp chất hóa học chứa phân tử nước vào tháng 3 năm 2007. Tàu đổ bộ Phoenix đã trực tiếp lấy được mẫu nước đóng băng trong lớp đất nông trên bề mặt vào ngày 31 tháng 7 năm 2008.[21]
|
||||
|
||||
Sao Hỏa có hai vệ tinh, Phobos và Deimos, chúng là các vệ tinh nhỏ và dị hình. Đây có thể là các tiểu hành tinh bị Hỏa Tinh bắt được, tương tự như 5261 Eureka-một tiểu hành tinh Trojan của Hỏa Tinh. Hiện nay có ba tàu quỹ đạo còn hoạt động đang bay quanh Sao Hỏa: Mars Odyssey, Mars Express, và Mars Reconnaissance Orbiter. Trên bề mặt nó có robot tự hành thám hiểm Sao Hỏa (Mars Exploration Rover) Opportunity còn hoạt động và cặp song sinh với nó robot tự hành Spirit đã ngừng hoạt động, cùng với đó là những tàu đổ bộ và robot tự hành trong quá khứ-cả thành công lẫn không thành công. Tàu đổ bộ Phoenix đã hoàn thành phi vụ của nó vào năm 2008. Những quan sát bởi tàu quỹ đạo đã ngừng hoạt động của NASA Mars Global Surveyor chỉ ra chứng cứ về sự dịch chuyển thu nhỏ và mở rộng của chỏm băng cực bắc theo các mùa.[22] Tàu quỹ đạo Mars Reconnaissance Orbiter của NASA đã thu nhận được các bức ảnh cho thấy khả năng có nước chảy trong những tháng nóng nhất trên Hỏa Tinh.[23]
|
||||
|
||||
Sao Hỏa có thể dễ dàng nhìn từ Trái Đất bằng mắt thường. Cấp sao biểu kiến của nó đạt giá trị −3,0[7] chỉ đứng sau so với Sao Mộc, Sao Kim, Mặt Trăng, và Mặt Trời.
|
||||
|
||||
Đặc tính vật lý[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
So sánh kích cỡ của Trái Đất và Sao Hỏa.
|
||||
|
||||
Bán kính của Sao Hỏa xấp xỉ bằng một nửa bán kính của Trái Đất. Tỷ trọng của nó nhỏ hơn của Trái Đất, với thể tích chỉ bằng 15% thể tích Trái Đất và khối lượng chỉ bằng 11%. Diện tích bề mặt của hành tinh đỏ chỉ hơi nhỏ hơn tổng diện tích đất liền trên Trái Đất.[6] Trong khi Sao Hỏa có đường kính và khối lượng lớn hơn Sao Thủy, nhưng Sao Thủy lại có tỷ trọng cao hơn. Điều này làm cho hai hành tinh có giá trị gia tốc hấp dẫn tại bề mặt gần bằng nhau-của Sao Hỏa chỉ lớn hơn có 1%. Sao Hỏa cũng là hành tinh có giá trị kích thước, khối lượng và gia tốc hấp dẫn bề mặt ở giữa khi so với Trái Đất và Mặt Trăng (Mặt Trăng có đường kính bằng một nửa của Sao Hỏa, trong khi Trái Đất có đường kính gấp đôi Hỏa Tinh; Trái Đất có khối lượng gấp chín lần khối lượng Sao Hỏa trong khi Mặt Trăng có khối lượng chỉ bằng một phần chín so với Hỏa Tinh). Màu sắc vàng cam của bề mặt Sao Hỏa là do lớp phủ chứa sắt(III) ôxít, thường được gọi là hematit, hay rỉ sét.[24]
|
||||
Địa chất[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Địa chất trên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Minh họa cấu trúc bên trong Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Dựa trên những quan sát từ các tàu quỹ đạo và kết quả phân tích mẫu thiên thạch Sao Hỏa, các nhà khoa học nhận thấy bề mặt Sao Hỏa có thành phần chủ yếu từ đá bazan. Một số chứng cứ cho thấy có nơi trên bề mặt Sao Hỏa giàu silic hơn bazan, và có thể giống với đá andesit ở trên Trái Đất; những chứng cứ này cũng có thể được giải thích bởi sự có mặt của silic điôxít (silica glass). Đa phần bề mặt của hành tinh được bao phủ một lớp bụi mịn, dày của sắt(III) ôxít.[25][26]
|
||||
|
||||
Mặc dù Hỏa Tinh không còn thấy sự hoạt động của một từ trường trên toàn cầu,[27] các quan sát cũng chỉ ra là nhiều phần trên lớp vỏ hành tinh bị từ hóa, và sự đảo ngược cực từ luân phiên đã xảy ra trong quá khứ. Những đặc điểm cổ từ học đối với những khoáng chất dễ bị từ hóa này có tính chất rất giống với những dải vằn từ luân phiên nhau trên nền đại dương của Trái Đất. Một lý thuyết được công bố năm 1999 và được tái kiểm tra vào tháng 10 năm 2005 (nhờ những dữ liệu từ tàu Mars Global Surveyor), theo đó những dải này thể hiện hoạt động kiến tạo mảng trên Sao Hỏa khoảng 4 tỷ năm trước, trước khi sự vận động dynamo của hành tinh bị suy giảm và dẫn đến sự mất hoàn toàn của từ trường toàn cầu bao quanh hành tinh đỏ.[28]
|
||||
|
||||
Những mô hình hiện tại về cấu trúc bên trong hành tinh cho rằng vùng lõi Hỏa Tinh có bán kính khoảng 1.480 km, với thành phần chủ yếu là sắt với khoảng 14–17% lưu huỳnh. Lõi sắt sunfit này có trạng thái lỏng một phần, với sự tập trung các nguyên tố nhẹ hơn cao gấp hai lần so với lõi của Trái Đất. Lõi được bao quanh bởi một lớp phủ silicat, lớp này hình thành lên sự kiến tạo và đặc điểm núi lửa của hành tinh, nhưng hiện nay những hoạt động này đã ngừng hẳn. Chiều dày trung bình của lớp vỏ Sao Hỏa vào khoảng 50 km, với chiều dày lớn nhất bằng 125 km.[29] Lớp vỏ Trái Đất với chiều dày trung bình 40 km, chỉ dày bằng một phần ba so với Sao Hỏa khi so với tỉ lệ đường kính của hai hành tinh.
|
||||
|
||||
Trong thời gian hình thành hệ Mặt Trời, Sao Hỏa được tạo ra từ đĩa tiền hành tinh quay quanh Mặt Trời do kết quả của các quá trình ngẫu nhiên của sự vận động đĩa tiền hành tinh. Trên Hỏa Tinh có nhiều đặc trưng hóa học khác biệt do vị trí của nó trong hệ Mặt Trời. Trên hành tinh này, các nguyên tố với điểm sôi tương đối thấp như clo, phốt pho và lưu huỳnh có mặt nhiều hơn so với trên Trái Đất; các nguyên tố này có lẽ đã bị đẩy khỏi những vùng gần Mặt Trời bởi gió Mặt Trời trong giai đoạn hình thành Thái Dương hệ.[30]
|
||||
|
||||
Ngay sau khi hình thành lên các hành tinh, tất cả chúng đều chịu những đợt bắn phá lớn của các thiên thạch ("Late Heavy Bombardment"). Khoảng 60% bề mặt Sao Hỏa còn để lại chứng tích những đợt va chạm trong thời kỳ này.[31][32][33] Phần bề mặt còn lại có lẽ thuộc về một lòng chảo va chạm rộng lớn hình thành trong thời gian đó—chứng tích của một lòng chảo va chạm khổng lồ ở bán cầu bắc Sao Hỏa, dài khoảng 10.600 km và rộng 8.500 km, hay gần bốn lần lớn hơn lòng chảo cực nam Aitken của Mặt Trăng, lòng chảo lớn nhất từng được phát hiện.[15][16] Các nhà thiên văn cho rằng trong thời kỳ này Sao Hỏa đã bị va chạm với một thiên thể kích cỡ tương đương với Pluto cách nay bốn tỷ năm. Sự kiện này được cho là nguyên nhân gây nên sự khác biệt về địa hình giữa bán cầu bắc và bán cầu nam của Hỏa Tinh, tạo nên lòng chảo Borealis bao phủ 40% diện tích bề mặt hành tinh.[34][35]
|
||||
|
||||
Lịch sử địa chất của Sao Hỏa có thể tách ra thành nhiều chu kỳ, nhưng bao gồm ba giai đoạn lớn sau:[36][37]
|
||||
|
||||
Kỷ Noachis (đặt tên theo Noachis Terra): Giai đoạn hình thành những bề mặt cổ nhất hiện còn tồn tại trên Sao Hỏa, cách nay từ 4,5 tỷ năm đến 3,5 tỷ năm trước. Bề mặt hành tinh ở thời kỳ Noachis đã bị cày xới bởi rất nhiều cú va chạm lớn. Cao nguyên Tharsis, cao nguyên núi lửa, được cho là đã hình thành trong thời kỳ này. Cuối thời kỳ này bề mặt hành tinh bị bao phủ bởi những trận lụt lớn.
|
||||
Kỷ Hesperia (đặt tên theo Hesperia Planum): 3,5 tỷ năm đến 2,9–3,3 tỷ năm trước. Kỷ Hesperia đánh dấu bởi sự hình thành và mở rộng của các đồng bằng nham thạch núi lửa.
|
||||
Kỷ Amazon (đặt tên theo Amazonis Planitia): thời gian từ 2,9–3,3 tỷ năm trước cho đến ngày nay. Bề mặt hành tinh trong kỷ Amazon chịu một số ít các hố va chạm thiên thạch, nhưng đặc tính của các hố va chạm cũng khá đa dạng. Ngọn núi Olympus Mons hình thành trong kỷ này, cùng với các dòng nham thạch ở khắp nơi trên Sao Hỏa.
|
||||
|
||||
Một số hoạt động địa chất vẫn còn diễn ra trên Hỏa Tinh. Trong thung lũng Athabasca (Athabasca Valles) có những vỉa dung nham niên đại tới 200 triệu năm (Mya). Nước chảy trong những địa hào (graben) dọc ở vùng Cerberus diễn ra ở thời điểm 20 Mya, ám chỉ những sự xâm thực của mac ma núi lửa trong thời gian gần đây.[38] Ngày 19 tháng 2 năm 2008, ảnh chụp từ tàu Mars Reconnaissance Orbiter cho thấy chứng cứ về vụ sạt lở đất đá từ một vách núi cao 700 m.[39]
|
||||
Đất[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Đất trên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Tàu đổ bộ Phoenix gửi dữ liệu về cho thấy đất trên Sao Hỏa có tính kiềm yếu và chứa các nguyên tố như magiê, natri, kali và clo. Những dưỡng chất này được tìm thấy trong đất canh tác trên Trái Đất, và cần thiết cho sự phát triển của thực vật.[40] Các thí nghiệm thực hiện bởi tàu đổ bộ cho thấy đất của Hỏa Tinh có độ bazơ pH bằng 8,3, và chứa dấu vết của muối peclorat.[41][42]
|
||||
Khe đất hẹp (streak) ở vùng Tharsis Tholus, chụp bởi thiết bị Hirise. Nó nằm ở giữa bên trái bức ảnh này (hình mũi kim). Tharsis Tholus nằm ở ngay bên phải ngoài bức ảnh.
|
||||
|
||||
Khe đất hẹp (streak) thường xuất hiện trên khắp bề mặt Sao Hỏa và những cái mới thường xuất hiện trên các sườn dốc của các hố va chạm, trũng hẹp và thung lũng. Khe đất hẹp ban đầu có màu tối và theo thời gian nó bị nhạt màu dần. Thỉnh thoảng các rãnh này có mặt ở trong một vùng nhỏ hẹp sau đó chúng bắt đầu kéo dài ra hàng trăm mét. Khe rãnh hẹp cũng đã được quan sát thấy ở cạnh của các tảng đá lớn và những chướng ngại vật trên đường lan rộng của chúng. Các lý thuyết đa số cho rằng những khe rãnh hẹp có màu tối do chúng nằm ở dưới những lớp đất sau đó bị lộ ra bề mặt do tác động của quá trình sạt nở đất của bụi sáng màu hay các trận bão bụi.[43] Một số cách giải thích khác lại trực tiếp hơn khi cho rằng có sự tham gia của nước hay thậm chí là sự sinh trưởng của các tổ chức sống.[44][45]
|
||||
Thủy văn[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Nước trên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Ảnh vi mô chụp bởi robot Opportunity về dạng kết hạch màu xám của khoáng vật hematit, ám chỉ sự tồn tại trong quá khứ của nước lỏng
|
||||
Khe xói mới hình thành trong hố ở vùng Centauri Montes
|
||||
|
||||
Nước lỏng không thể tồn tại trên bề mặt Sao Hỏa do áp suất khí quyển của nó hiện nay rất thấp, ngoại trừ những nơi có cao độ thấp nhất trong một chu kỳ ngắn.[46][47] Hai mũ băng ở các cực dường như chứa một lượng lớn nước.[48][49] Thể tích của nước băng ở mũ băng cực nam nếu bị tan chảy có thể đủ bao phủ toàn bộ bề mặt hành tinh đỏ với độ dày 11 mét.[50] Lớp manti của tầng băng vĩnh cửu mở rộng từ vùng cực đến vĩ độ khoảng 60°.[48]
|
||||
|
||||
Một lượng lớn nước băng được cho là nằm ẩn dưới băng quyển dày của Sao Hỏa. Dữ liệu radar từ tàu Mars Express và Mars Reconnaissance Orbiter đã chỉ ra trữ lượng lớn nước băng ở hai cực (tháng 7 năm 2005)[18][51] và ở những vùng vĩ độ trung bình (tháng 11 năm 2008).[19] Tàu đổ bộ Phoenix đã trực tiếp lấy được mẫu nước băng trong lớp đất nông vào ngày 31 tháng 7 năm 2008.[21]
|
||||
|
||||
Địa mạo trên Sao Hỏa gợi ra một cách mạnh mẽ rằng nước lỏng đã từng có thời điểm tồn tại trên bề mặt hành tinh này. Cụ thể, những mạng lưới thưa khổng lồ phân tán trên bề mặt, gọi là thung lũng chảy thoát (outflow channels), xuất hiện ở 25 vị trí trên bề mặt hành tinh. Đây được cho là dấu tích của sự xâm thực diễn ra trong thời kỳ đại hồng thủy giải phóng nước lũ từ tầng chứa nước dưới bề mặt, mặc dù một vài đặc điểm cấu trúc này được giả thuyết là do kết quả của tác động từ băng hà hoặc dung nham núi lửa.[52][53] Những con kênh trẻ nhất có thể hình thành trong thời gian gần đây với chỉ vài triệu năm tuổi.[54] Ở những nơi khác, đặc biệt là những vùng cổ nhất trên bề mặt Hỏa Tinh, ở tỷ lệ nhỏ hơn, những mạng lưới thung lũng (networks of valleys) hình cây trải rộng trên một tỷ lệ diện tích lớn của cảnh quan địa hình. Những thung lũng đặc trưng này và sự phân bố của chúng hàm ý mạnh mẽ rằng chúng hình thành từ các dòng chảy mặt, kết quả của những trận mưa hay tuyết rơi trong giai đoạn sớm của lịch sử Sao Hỏa. Sự vận động của dòng nước ngầm và sự thoát của nó (groundwater sapping) có thể đóng một vai trò phụ quan trọng trong một số mạng lưới, nhưng có lẽ lượng mưa là nguyên nhân gây ra những khe rãnh trong mọi trường hợp.[55]
|
||||
|
||||
Cũng có hàng nghìn đặc điểm dọc các hố va chạm và hẻm vực giống với các khe xói (gully) trên Trái Đất. Những khe xói này có xu hướng xuất hiện trên các cao nguyên ở bán cầu nam và gần xích đạo. Một số nhà khoa học đề xuất là quá trình hình thành của chúng đòi hỏi có sự tham gia của nước lỏng, có lẽ từ sự tan chảy của băng,[56][57] mặc dù những người khác lại cho rằng cơ chế hình thành có sự tham gia của lớp băng cacbon điôxít vĩnh cửu hoặc do sự chuyển động của bụi khô.[58][59] Không một phần biến dạng nào của các khe xói được hình thành bởi quá trình phong hóa và không có một hố va chạm nào xuất hiện trên những khe xói, điều này chứng tỏ những đặc điểm này còn rất trẻ, thậm chí các khe xói được hình thành chỉ trong những ngày gần đây.[57]
|
||||
|
||||
Những đặc trưng địa chất khác, như châu thổ và quạt bồi tích (alluvial fans) tồn tại trong các miệng hố lớn, cũng là bằng chứng mạnh về những điều kiện nóng hơn, ẩm ướt hơn trên bề mặt trong một số thời điểm ở giai đoạn lịch sử ban đầu của Sao Hỏa.[60] Những điều kiện này cũng yêu cầu cần sự xuất hiện của những hồ nước lớn phân bố trên diện rộng của bề mặt hành tinh, mà ở những hồ này cũng có những bằng chứng độc lập về khoáng vật học, trầm tích học và địa mạo học.[61] Một số nhà khoa học thậm chí còn lập luận rằng ở một số thời điểm trong quá khứ, nhiều đồng bằng thấp ở bán cầu bắc của hành tinh đã thực sự bị bao phủ bởi những đại dương sâu hàng trăm mét, mặc dù vậy vấn đề này vẫn còn nhiều tranh luận.[62]
|
||||
|
||||
Cũng có thêm các dữ kiện khác về nước lỏng đã từng tồn tại trên bề mặt Hỏa Tinh nhờ việc xác định được những chất khoáng đặc biệt như hematit và goethit, cả hai đôi khi được hình thành trong sự có mặt của nước lỏng.[63] Một số chứng cứ trước đây được cho là ám chỉ sự tồn tại của các đại dương và các con sông cổ đã bị phủ nhận bởi việc nghiên cứu từ các bức ảnh độ phân giải cao từ tàu Mars Reconnaissance Orbiter.[64] Năm 2004, robot Opportunity phát hiện khoáng chất jarosit. Khoáng chất này chỉ hình thành trong môi trường nước a xít, đây cũng là biểu hiện của việc nước lỏng đã từng tồn tại trên Sao Hỏa.[65]
|
||||
Chỏm băng ở các cực[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Tàu Viking chụp chỏm băng cực bắc Sao Hỏa
|
||||
Chỏm băng cực nam chụp bởi Mars Global Surveyor năm 2000
|
||||
|
||||
Sao Hỏa có hai chỏm băng vĩnh cửu ở các cực. Khi mùa đông tràn đến một cực, chỏm băng liên tục nằm trong bóng tối, bề mặt bị đông lạnh và gây ra sự tích tụ của 25–30% bầu khí quyển thành những phiến băng khô CO2.[66] Khi vùng cực chuyển sang mùa hè, các chỏm băng bị ánh sáng Mặt Trời chiếu liên tục, băng khô CO2 thăng hoa, dẫn đến những cơn gió khổng lồ quét qua vùng cực với tốc độ 400 km/h. Những hoạt động theo mùa này đã vận chuyển lượng lớn bụi và hơi nước, tạo ra những đám mây ti lớn, băng giá giống như trên Trái Đất. Những đám mây băng giá này đã được robot Opportunity chụp vào năm 2004.[67]
|
||||
|
||||
Hai chỏm băng ở cực chứa chủ yếu nước đóng băng. Cacbon điôxít đóng băng thành một lớp tương đối mỏng dày khoảng 1 mét trên bề mặt chỏm băng cực bắc chỉ trong thời gian mùa đông, trong khi chỏm băng cực nam có lớp băng khô cacbon điôxít vĩnh cửu dày tới 8 mét.[68] Chỏm băng cực bắc có đường kính khoảng 1.000 kilômét trong thời gian mùa hè ở bán cầu bắc Sao Hỏa,[69] và chứa khoảng 1,6 triệu km khối băng, và nếu trải đều ra thì chỏm băng này dày khoảng 2 km.[70] (Lớp phủ băng ở Greenland có thể tích khoảng 2,85 triệu km3.) Chỏm băng cực nam có đường kính khoảng 350 km và dày tới 3 km.[71] Tổng thể tích của chỏm băng cực nam cộng với lượng băng tàng trữ ở những lớp kế tiếp ước lượng vào khoảng 1,6 triệu km3.[72] Cả hai cực có những rãnh băng hà hình xoắn ốc, mà các nhà khoa học cho là được hình thành từ sự nhận được lượng nhiệt Mặt Trời khác nhau theo từng nơi, kết hợp với sự thăng hoa của băng và tích tụ của hơi nước.[73][74]
|
||||
|
||||
Sự đóng băng theo mùa ở một số vùng gần chỏm băng cực nam làm hình thành một lớp băng khô (hoặc tấm) trong suốt dày 1 mét trên bề mặt. Khi mùa xuân đến, những vùng này ấm dần lên, áp suất được tạo ra ở dưới lớp băng khô do sự thăng hoa của CO2, đẩy lớp này căng lên và cuối cùng phá bung nó ra. Điều này dẫn đến sự hình thành những mạch phun trên Sao Hỏa ở cực nam (Martian geyser) chứa hỗn hợp khí CO2 với bụi hoặc cát bazan đen. Quá trình này diễn ra nhanh chóng, được quan sát từ các tàu quỹ đạo trong không gian với tốc độ thay đổi chỉ diễn ra trong vài ngày, tuần hoặc tháng, một tốc độ rất nhanh so với các hiện tượng địa chất khác—đặc biệt đối với Sao Hỏa. Ánh sáng Mặt Trời xuyên qua lớp băng khô trong suốt, làm ấm lớp vật liệu tối ở bên dưới, tạo ra áp suất đẩy khí lên tới 161 km/h qua những vị trí băng mỏng. Bên dưới những phiến băng, khí cũng làm xói mòn nền đất, giật những hạt cát lỏng lẻo và tạo ra những hình thù giống mạng nhện bên dưới lớp băng.[75][76][77][78]
|
||||
Địa lý[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Địa lý trên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Cao nguyên núi lửa (đỏ) và lòng chảo va chạm (xanh) chiếm phần lớn trong bản đồ địa hình của Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Mặc dù được công nhận nhiều là những người đã vẽ bản đồ Mặt Trăng, Johann Heinrich Mädler và Wilhelm Beer cũng là hai người đầu tiên vẽ bản đồ Sao Hỏa. Họ đã nhận ra rằng hầu hết đặc điểm trên bề mặt Sao Hỏa là vĩnh cửu và nhờ đó đã xác định được một cách chính xác chu kỳ tự quay của hành tinh này. Năm 1840, Mädler kết hợp 10 năm quan sát để vẽ ra tấm bản đồ địa hình đầu tiên trên Hỏa Tinh. Tuy không đặt tên cho những vị trí đặc trưng, Beer và Mädler đơn giản chỉ gán chữ cho chúng; ví dụ Vịnh Meridiani (Sinus Meridiani) được đặt tên với chữ "a."[79]
|
||||
|
||||
Ngày nay, các đặc điểm trên Sao Hỏa được đặt tên theo nhiều nguồn khác nhau. Những đặc điểm theo suất phản chiếu quang học được đặt tên trong thần thoại. Các hố lớn hơn 60 km được đặt tên để tưởng nhớ những nhà khoa học và văn chương và những người đã đóng góp cho việc nghiên cứu Hỏa Tinh. Những hố nhỏ hơn 60 km được đặt tên theo các thị trấn và ngôi làng trên Trái Đất với dân số nhỏ hơn 100.000 người. Những thung lũng lớn được đặt tên theo từ "Sao Hỏa" và các ngôi sao trong nghĩa của các ngôn ngữ khác nhau, những thung lũng nhỏ được đặt tên theo các con sông.[80]
|
||||
|
||||
Những đặc điểm có suất phản chiếu hình học lớn (albedo) mang nhiều tên gọi cũ, nhưng thường được thay đổi để phản ánh những hiểu biết mới về bản chất của đặc điểm. Ví dụ, tên gọi Nix Olympica (tuyết ở ngọn Olympus) được đổi thành Olympus Mons (núi Olympus).[81] Bề mặt Sao Hỏa khi quan sát từ Trái Đất được chia ra thành loại vùng, với suất phản chiếu hình học khác nhau. Những đồng bằng nhạt màu bao phủ bởi bụi và cát trong màu đỏ của sắt ôxít từng được cho là các 'lục địa' và đặt tên như Arabia Terra (vùng đất Ả Rập) hay Amazonis Planitia (đồng bằng Amazon). Những vùng tối màu được coi là các biển, như Mare Erythraeum (biển Erythraeum), Mare Sirenum và Aurorae Sinus. Vùng tối lớn nhất khi nhìn từ Trái Đất là Syrtis Major Planum.[82] Chỏm băng vĩnh cửu cực bắc được đặt tên là Planum Boreum, và Planum Australe.
|
||||
|
||||
Xích đạo của Sao Hỏa được xác định bởi sự tự quay của nó, nhưng vị trí của kinh tuyến gốc được quy ước cụ thể, như kinh tuyến Greenwich của Trái Đất. Bằng cách lựa chọn một điểm bất kỳ, năm 1830 Mädler và Beer đã chọn lấy một đường trong bản đồ đầu tiên của họ về hành tinh đỏ. Sau khi tàu Mariner 9 cung cấp thêm những bức ảnh về bề mặt Sao Hỏa năm 1972, một miệng hố nhỏ (sau này gọi là Airy-0), nằm trong Sinus Meridiani ("vịnh Kinh Tuyến"), được chọn làm định nghĩa cho kinh độ 0,0° để phù hợp với lựa chọn ban đầu của hai ông.[83]
|
||||
|
||||
Do Sao Hỏa không có đại dương và vì vậy không có 'mực nước biển', nên các nhà khoa học phải lựa chọn một bề mặt có cao độ bằng 0, tương tự như mực nước biển, làm bề mặt tham chiếu; mặt này được gọi là areoid [84] của Sao Hỏa, tương tự như geoid của Trái Đất. Cao độ 0 được xác định tại độ cao mà ở đó áp suất khí quyển Hỏa Tinh bằng 610,5 Pa (6,105 mbar).[85] Áp suất này tương ứng với điểm ba trạng thái của nước, và bằng khoảng 0,6% áp suất tại mực nước biển trên Trái Đất (0,006 atm).[86] Ngày nay, mặt geoid hay areoid được xác định một cách chính xác nhờ những vệ tinh khảo sát trường hấp dẫn của Trái Đất và Sao Hỏa.
|
||||
Ảnh màu gần đúng về miệng hố Victoria, chụp bởi robot tự hành Opportunity. Nó được chụp trong thời gian ba tuần từ 16 tháng 10 – 6 tháng 11, 2006.
|
||||
Địa hình va chạm[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Địa hình Sao Hỏa có hai điểm khác biệt rõ rệt: những vùng đồng bằng bắc bán cầu bằng phẳng do tác động của dòng chảy dung nham ngược hẳn với vùng cao nguyên, những hố va chạm cổ ở bán cầu nam. Một nghiên cứu năm 2008 cho thấy chứng cứ ủng hộ lý thuyết đề xuất năm 1980 rằng, khoảng bốn tỷ năm trước, bán cầu bắc của Sao Hỏa đã bị một thiên thể kích cỡ một phần mười đến một phần ba Mặt Trăng đâm vào. Nếu điều này đúng, bán cầu bắc Sao Hỏa sẽ có một hố va chạm với chiều dài tới 10.600 km và rộng tới 8.500 km, hay gần bằng diện tích của châu Âu, châu Á và lục địa Australia cộng lại, và hố va chạm này sẽ vượt qua lòng chảo cực nam Aitken, được coi là lòng chảo va chạm lớn nhất trong hệ Mặt Trời hiện nay.[15][16]
|
||||
|
||||
Bề mặt Sao Hỏa có rất nhiều hố va chạm: có khoảng 43.000 hố với đường kính lớn hơn hoặc bằng 5 km đã được phát hiện.[87] Hố lớn nhất được công nhận là lòng chảo va chạm Hellas, với đặc trưng suất phản chiếu hình học có thể nhìn thấy rõ từ Trái Đất.[88] Do Sao Hỏa có kích thước và khối lượng nhỏ hơn, nên xác suất để một vật thể va chạm vào Hỏa Tinh bằng khoảng một nửa so với Trái Đất. Sao Hỏa nằm gần vành đai tiểu hành tinh hơn, nên khả năng nó bị những vật thể từ nơi này va chạm vào là cao hơn. Hành tinh đỏ cũng bị các sao chổi chu kỳ ngắn va vào với khả năng lớn, do những sao chổi này nằm gần bên trong quỹ đạo của Sao Mộc.[89] Mặc dù vậy, hố va chạm trên Sao Hỏa vẫn ít hơn nhiều so với trên Mặt Trăng, do bầu khí quyển mỏng của nó cũng có tác dụng bảo vệ những thiên thạch nhỏ chạm tới bề mặt. Một số hố va chạm có hình thái gợi ra rằng chúng bị ẩm ướt sau một thời gian thiên thạch va chạm xuống bề mặt.[90]
|
||||
Những vùng kiến tạo[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Ảnh chụp núi lửa Olympus Mons, núi cao nhất trong hệ Mặt Trời
|
||||
|
||||
Núi lửa hình khiên Olympus Mons có chiều cao tới 27 km và là ngọn núi cao nhất trong hệ Mặt Trời.[91] Nó là ngọn núi lửa đã tắt nằm trong vùng cao nguyên rộng lớn Tharsis, vùng này cũng chứa một vài ngọn núi lửa lớn khác. Olympus Mons cao gấp ba lần núi Everest, với chiều cao trên 8,8 km. Cũng chú ý rằng, ngoài những hoạt động kiến tạo, kích thước của hành tinh cũng giới hạn cho chiều cao của những ngọn núi trên bề mặt của nó.[92]
|
||||
|
||||
Hẻm vực lớn Valles Marineris (tiếng Latin của thung lũng Mariner, hay còn gọi là Agathadaemon trong những tấm bản đồ kênh đào Sao Hỏa cũ), có chiều dài tới 4.000 km và độ sâu khoảng 7 km. Chiều dài của Valles Marineris tương đương với chiều dài của châu Âu và chiếm tới một phần năm chu vi của Sao Hỏa. Hẻm núi Grand Canyon trên Trái Đất có chiều dài 446 km và sâu gần 2 km. Valles Marineris được hình thành là do sự trồi lên của vùng cao nguyên Tharsis làm cho lớp vỏ hành tinh ở vùng Valles Marineris bị tách giãn và sụt xuống. Một hẻm vực lớn khác là Ma'adim Vallis (Ma'adim trong tiếng Hebrew là Sao Hỏa). Nó dài 700 km và bề rộng cũng lớn hơn Grand Canyon với chiều rộng 20 km và độ sâu 2 km ở một số vị trí. Trong quá khứ Ma'adim Vallis có thể đã bị ngập bởi nước lũ.[93]
|
||||
Hang động[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Ảnh chụp từ thiết bị THEMIS về một số hang trên bề mặt Hỏa Tinh. Những hang này được đặt tên không chính thức là (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (trái) và Nikki, và (F) Jeanne.
|
||||
|
||||
Ảnh chụp từ thiết bị THEMIS trên tàu Mars Odyssey của NASA cho thấy khả năng có tới 7 cửa hang động trên sườn núi lửa Arsia Mons.[94] Những hang này được đặt tên tạm thời theo những người phát hiện ra nó đôi khi còn được gọi là "bảy chị em."[95] Cửa vào hang có bề rộng từ 100 m tới 252 m và chiều sâu ít nhất từ 73 m tới 96 m. Bởi vì ánh sáng không thể chiếu tới đáy của hầu hết các hang, do vậy các nhà thiên văn cho rằng thực tế chúng có chiều sâu lớn hơn và rộng hơn ở trong hang so với giá trị ước lượng. Hang "Dena" là một ngoại lệ; có thể quan sát thấy đáy của nó và vì vậy chiều sâu của nó bằng 130 m. Bên trong những hang này có thể giúp tránh khỏi tác động từ những thiên thạch nhỏ, bức xạ cực tím, gió Mặt Trời và những tia vũ trụ năng lượng cao bắn phá xuống hành tinh đỏ.[96]
|
||||
Khí quyển[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Khí quyển Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Bầu khí quyển mỏng manh của Hỏa Tinh, nhìn từ chân trời trong bức ảnh chụp từ quỹ đạo thấp.
|
||||
|
||||
Sao Hỏa đã mất từ quyển của nó từ 4 tỷ năm trước,[97] do vậy gió Mặt Trời tương tác trực tiếp đến tầng điện li của hành tinh, làm giảm mật độ khí quyển do dần dần tước đi các nguyên tử ở lớp ngoài cùng của bầu khí quyển. Cả hai tàu Mars Global Surveyor và Mars Express đã thu nhận được những hạt bị ion hóa từ khí quyển khi chúng đang thoát vào không gian.[97][98] So với Trái Đất, khí quyển của Sao Hỏa khá loãng. Áp suất khí quyển tại bề mặt thay đổi từ 30 Pa (0,030 kPa) ở ngọn Olympus Mons tới 1.155 Pa (1,155 kPa) ở lòng chảo Hellas Planitia, và áp suất trung bình bằng 600 Pa (0,600 kPa).[99] Áp suất lớn nhất trên Hỏa Tinh bằng với áp suất ở những điểm có độ cao 35 km[100] trên bề mặt Trái Đất. Con số này nhỏ hơn 1% áp suất trung bình tại bề mặt Trái Đất (101,3 kPa). Tỉ lệ độ cao (scale height) của khí quyển Sao Hỏa bằng 10,8 km,[101] lớn hơn của Trái Đất (bằng 6 km) bởi vì gia tốc hấp dẫn bề mặt Sao Hỏa chỉ bằng 38% của Trái Đất, và nhiệt độ trung bình trong khí quyển Sao Hỏa thấp hơn đồng thời khối lượng trung bình của các phân tử cao hơn 50% so với trên Trái Đất.
|
||||
|
||||
Bầu khí quyển Sao Hỏa chứa 95% cacbon điôxít, 3% nitơ, 1,6% argon và chứa dấu vết của ôxy và hơi nước.[6] Khí quyển khá là bụi bặm, chứa các hạt bụi đường kính khoảng 1,5 µm khiến cho bầu trời Sao Hỏa có màu vàng nâu khi đứng nhìn từ bề mặt của nó.[102]
|
||||
Bản đồ mêtan
|
||||
|
||||
Mêtan đã được phát hiện trong khí quyển hành tinh đỏ với tỷ lệ mol vào khoảng 30 ppb;[12][103] nó xuất hiện theo những luồng mở rộng và ở những vị trí rời rạc khác nhau. Vào giữa mùa hè ở bán cầu bắc, luồng chính chứa tới 19.000 tấn mêtan, và các nhà thiên văn ước lượng cường độ ở nguồn vào khoảng 0,6 kilôgam trên giây.[104][105] Nghiên cứu cũng cho thấy có hai nguồn chính phát ra mêtan, nguồn thứ nhất gần tọa độ 30° B, 260° T và nguồn hai gần tọa độ 0° B, 310° T.[104] Các nhà khoa học cũng ước lượng được Sao Hỏa sản sinh ra khoảng 270 tấn mêtan trong một năm.[104][106]
|
||||
|
||||
Nghiên cứu cũng chỉ ra khoảng thời gian để lượng mêtan phân hủy có thể dài bằng 4 năm hoặc ngắn bằng 0,6 năm Trái Đất.[104][107] Sự phân hủy nhanh chóng và lượng mêtan được bổ sung ám chỉ có những nguồn còn hoạt động đang giải phóng lượng khí này. Những hoạt động núi lửa, sao chổi rơi xuống, và khả năng có mặt của các dạng sống vi sinh vật sản sinh ra mêtan. Mêtan cũng có thể sinh ra từ quá trình vô cơ như sự serpentin hóa (serpentinization)[b] với sự tham gia của nước, cacbon điôxít và khoáng vật olivin, nó tồn tại khá phổ biến trên Sao Hỏa.[108]
|
||||
Khí hậu[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Khí hậu Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Trong số các hành tinh trong hệ Mặt Trời, các mùa trên Sao Hỏa là gần giống với trên Trái Đất nhất, do sự gần bằng về độ nghiêng của trục tự quay ở hai hành tinh. Độ dài các mùa trên Hỏa Tinh bằng khoảng hai lần trên Trái Đất, do khoảng cách từ Sao Hỏa đến Mặt Trời lớn hơn dẫn đến một năm trên hành tinh này bằng khoảng hai năm Trái Đất. Nhiệt độ Sao Hỏa thay đổi từ nhiệt độ rất thấp -87 °C trong thời gian mùa đông ở các cực cho đến -5 °C vào mùa hè.[46] Biên độ nhiệt độ lớn như vậy là vì bầu khí quyển quá mỏng không thể giữ lại được nhiệt lượng từ Mặt Trời, do áp suất khí quyển thấp, và do tỉ số thể tích nhiệt rung riêng (thermal inertia) của đất Sao Hỏa thấp.[109] Hành tinh cũng nằm xa Mặt Trời gấp 1,52 lần so với Trái Đất, do vậy nó chỉ nhận được khoảng 43% lượng ánh sáng so với Trái Đất.[110]
|
||||
|
||||
Nếu Sao Hỏa nằm vào quỹ đạo của Trái Đất, các mùa trên hành tinh này sẽ giống với trên địa cầu do độ lớn góc nghiêng trục quay hai hành tinh giống nhau. Độ lệch tâm quỹ đạo tương đối lớn của nó cũng có một tác động quan trọng. Khi Hỏa Tinh gần cận điểm quỹ đạo thì ở bán cầu bắc là mùa đông và bán cầu nam là mùa hè, khi nó gần viễn điểm quỹ đạo thì ngược lại. Các mùa ở bán cầu nam diễn ra khắc nghiệt hơn so với bán cầu bắc. Nhiệt độ trong mùa hè ở bán cầu nam có thể cao hơn tới 30 °C (86 °F) so với mùa hè ở bán cầu bắc.[111]
|
||||
|
||||
Sao Hỏa cũng có những trận bão bụi lớn nhất trong hệ Mặt Trời. Chúng có thể biến đổi từ một cơn bão trong một vùng nhỏ cho đến hình thành cơn bão khổng lồ bao phủ toàn bộ hành tinh. Những trận bão bụi thường xuất hiện khi Sao Hỏa nằm gần Mặt Trời và khi đó nhiệt độ toàn cầu cũng tăng lên do tác động của bão bụi.[112]
|
||||
Ảnh chụp qua kính thiên văn Hubble so sánh Sao Hỏa trước và sau trận bão bụi bao phủ toàn cầu.
|
||||
Quỹ đạo và chu kỳ quay[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Khoảng cách trung bình từ Sao Hỏa đến Mặt Trời vào khoảng 230 triệu km (1,5 AU) và chu kỳ quỹ đạo của nó bằng 687 ngày Trái Đất. Ngày mặt trời (viết tắt sol) trên Sao Hỏa hơi dài hơn ngày Trái Đất và bằng: 24 giờ, 39 phút, và 35,244 giây. Một năm Sao Hỏa bằng 1,8809 năm Trái Đất; hay 1 năm, 320 ngày, và 18,2 giờ.[6]
|
||||
|
||||
Độ nghiêng trục quay bằng 25,19 độ và gần bằng với độ nghiêng trục quay của Trái Đất.[6] Kết quả là Sao Hỏa có các mùa gần giống với Trái Đất mặc dù chúng có thời gian kéo dài gần gấp đôi trong một năm dài hơn. Hiện tại hướng của cực bắc Hỏa Tinh nằm gần với ngôi sao Deneb.[13] Sao Hỏa đã vượt qua cận điểm quỹ đạo vào tháng 3, 2011 và vượt qua viễn điểm quỹ đạo vào tháng 2, 2012.[113]
|
||||
|
||||
Sao Hỏa có độ lệch tâm quỹ đạo tương đối lớn vào khoảng 0,09; trong bảy hành tinh còn lại của hệ Mặt Trời, chỉ có Sao Thủy có độ lệch tâm lớn hơn. Các nhà khoa học biết rằng trong quá khứ Sao Hỏa có quỹ đạo tròn hơn so với bây giờ. Cách đây khoảng 1,35 triệu năm Trái Đất, Sao Hỏa có độ lệch tâm gần bằng 0,002, nhỏ hơn nhiều so với Trái Đất ngày nay.[114] Chu kỳ độ lệch tâm của Sao Hỏa bằng 96.000 năm Trái Đất so với chu kỳ lệch tâm của Trái Đất bằng 100.000 năm.[115] Sao Hỏa cũng đã từng có chu kỳ lệch tâm bằng 2,2 triệu năm Trái Đất. Trong vòng 35.000 năm trước đây, quỹ đạo Sao Hỏa trở lên elip hơn do ảnh hưởng hấp dẫn từ những hành tinh khác. Khoảng cách gần nhất giữa Trái Đất và Sao Hỏa sẽ giảm nhẹ dần trong vòng 25.000 năm tới.[116]
|
||||
ThePlanets Orbits Ceres Mars PolarView.svg Ảnh bên trái so sánh quỹ đạo của Sao Hỏa và hành tinh lùn Ceres nằm trong vành đai tiểu hành tinh, khi nhìn từ cực bắc của hoàng đạo, trong khi bức ảnh bên phải nhìn từ điểm nút lên của quỹ đạo. Các đoạn của quỹ đạo nằm ở phía nam hoàng đạo được vẽ bằng màu tối. Cận điểm quỹ đạo (q) và viễn điểm quỹ đạo (Q) được đánh dấu với ngày gần nhất thiên thể sẽ vượt qua. Quỹ đạo Sao Hỏa có màu đỏ, Ceres có màu vàng. ThePlanets Orbits Ceres Mars.svg
|
||||
Vệ tinh tự nhiên[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Vệ tinh tự nhiên của Sao Hỏa, Phobos (vệ tinh), và Deimos (vệ tinh)
|
||||
|
||||
Ảnh màu chụp bởi Mars Reconnaissance Orbiter – HiRISE, ngày 23 tháng 3, 2008
|
||||
Ảnh màu Deimos chụp ngày 21 tháng 2, 2009 cũng bởi tàu này (không theo tỷ lệ)
|
||||
|
||||
Sao Hỏa có hai vệ tinh tự nhiên tương đối nhỏ, Phobos và Deimos, chúng quay quanh trên những quỹ đạo khá gần hành tinh. Lý thuyết về tiểu hành tinh bị hành tinh đỏ bắt giữ đã thu hút sự quan tâm từ lâu nhưng nguồn gốc của nó vẫn còn nhiều bí ẩn.[117] Nhà thiên văn học Asaph Hall đã phát hiện ra 2 vệ tinh này vào năm 1877, và ông đặt tên chúng theo tên các nhân vật trong thần thoại Hy Lạp là Phobos (đau đớn/sợ hãi) và Deimos (kinh hoàng/khiếp sợ), hai người con cùng tham gia những trận đánh của vị thần chiến tranh Ares. Ares trong thần thoại La Mã tên là Mars (mà người La Mã dùng tên của vị thần đó đặt tên cho Sao Hỏa).[118][119]
|
||||
|
||||
Nhìn từ bề mặt Hỏa Tinh, chuyển động của Phobos và Deimos hiện lên rất khác lạ so với chuyển động của Mặt Trăng. Phobos mọc lên ở phía tây, lặn ở phía đông, và lại mọc lên chỉ sau 11 giờ. Deimos nằm ngay bên ngoài quỹ đạo đồng bộ—tại đó chu kỳ quỹ đạo bằng với chu kỳ tự quay của hành tinh—nó mọc lên ở phía đông nhưng rất chậm. Mặc dù chu kỳ quỹ đạo của nó bằng 30 giờ, nó phải mất 2,7 ngày để lặn ở phía tây khi nó chậm dần đi về phía sau sự quay của Sao Hỏa, và sau đó phải khá lâu nó mới mọc trở lại.[120]
|
||||
|
||||
Bởi vì quỹ đạo của Phobos nằm bên trong quỹ đạo đồng bộ, lực thủy triều từ Hỏa Tinh đang dần dần hút vệ tinh này về phía nó. Trong khoảng 50 triệu năm nữa vệ tinh này sẽ đâm xuống bề mặt Sao Hỏa hoặc bị phá tan thành một cái vành bụi quay quanh hành tinh.[120]
|
||||
|
||||
Nguồn gốc của hai vệ tinh này vẫn chưa được hiểu đầy đủ. Đặc tính suất phản chiếu hình học thấp và thành phần cấu tạo bằng "thiên thạch hạt chứa than" (carbonaceous chondrite) giống với tính chất của các tiểu hành tinh là một trong những bằng chứng ủng hộ lý thuyết tiểu hành tinh bị bắt. Quỹ đạo không ổn định của Phobos dường như là một chứng cứ khác cho thấy nó bị bắt trong thời gian khá gần ngày nay. Tuy vậy, cả hai vệ tinh có quỹ đạo tròn, mặt phẳng quỹ đạo rất gần với mặt phẳng xích đạo hành tinh, lại là một điều không thông thường cho các vật thể bị bắt và như thế đòi hỏi quá trình động lực bắt giữ 2 vệ tinh này rất phức tạp. Sự bồi tụ trong buổi đầu lịch sử hình thành Sao Hỏa cũng là một khả năng khác nhưng lý thuyết này lại không giải thích được thành phần cấu tạo của 2 vệ tinh giống với các tiểu hành tinh hơn là giống với thành phần của Hỏa Tinh.
|
||||
|
||||
Một khả năng khác đó là sự tham gia của một vật thể thứ ba hoặc một kiểu va chạm gây nhiễu loạn.[121] Những dữ liệu gần đây cho thấy khả năng vệ tinh Phobos có cấu trúc bên trong khá rỗng[122] và các nhà khoa học đề xuất thành phần chính của nó là khoáng phyllosilicat và những loại khoáng vật khác đã có trên Sao Hỏa,[123] và họ chỉ ra trực tiếp rằng nguồn gốc của Phobos là từ những vật liệu bắn ra từ một thiên thể va chạm với Sao Hỏa và sau đó tích tụ lại trên quỹ đạo quanh hành tinh này,[124] tương tự như lý thuyết giải thích cho nguồn gốc Mặt Trăng. Trong khi phổ VNIR của các vệ tinh Sao Hỏa giống với phổ của các tiểu hành tinh trong vành đai tiểu hành tinh, thì phổ hồng ngoại nhiệt (thermal infrared) của Phobos lại không hoàn toàn tương thích với phổ của bất kỳ lớp khoáng vật chondrit.[123]
|
||||
Tên Đường kính
|
||||
(km) Khối lượng
|
||||
(kg) Bán trục
|
||||
lớn (km) Chu kỳ
|
||||
quỹ đạo (giờ) Chu kỳ
|
||||
trăng mọc
|
||||
trung bình
|
||||
(giờ, ngày)
|
||||
Phobos 22,2 km (27×21,6×18,8) 1,08×1016 9 377 km 7,66 11,12 giờ
|
||||
(0,463 ngày)
|
||||
Deimos 12,6 km (10×12×16) 2×1015 23 460 km 30,35 131 giờ
|
||||
(5,44 ngày)
|
||||
Sự sống[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Nước trên Sao Hỏa và Sự sống trên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Những hiểu biết hiện tại về hành tinh ở được—khả năng một thế giới cho sự sống phát triển và duy trì—ưu tiên những hành tinh có nước lỏng tồn tại trên bề mặt của chúng. Điều này trước tiên đòi hỏi quỹ đạo hành tinh nằm trong vùng ở được, mà đối với Mặt Trời hiện nay là vùng mở rộng ngày bên ngoài quỹ đạo Sao Kim đến bán trục lớn của Sao Hỏa.[125] Trong thời gian Sao Hỏa nằm gần cận điểm quỹ đạo thì nó cũng nằm sâu bên trong vùng ở được, nhưng bầu khí quyển mỏng của hành tinh (và do đó áp suất khí quyển thấp) không đủ để cho nước lỏng tồn tại trên diện rộng và trong thời gian dài. Những dòng chảy trong quá khứ của nước lỏng có khả năng mang lại tính ở được cho hành tinh đỏ. Một số chứng cứ hiện nay cũng cho thấy nếu nước lỏng có tồn tại trên bề mặt Sao Hỏa thì nó sẽ quá mặn và có tính a xít cao để có thể duy trì một sự sống thông thường.[126]
|
||||
|
||||
Sao Hỏa thiếu đi từ quyển và có một bầu khí quyển cực mỏng cũng là một thách thức: sẽ có ít sự truyền nhiệt trên toàn bề mặt hành tinh, đồng thời khí quyển cũng không thể ngăn được sự bắn phá của gió Mặt Trời và một áp suất quá thấp để duy trì nước dưới dạng lỏng (thay vào đó nước sẽ lập tức thăng hoa thành dạng hơi). Sao Hỏa cũng gần như, hay có lẽ hoàn toàn không còn các hoạt động địa chất; sự ngưng hoạt động của các núi lửa rõ ràng làm ngừng sự tuần hoàn của các khoáng chất và hợp chất hóa học giữa bề mặt và phần bên trong hành tinh.[127]
|
||||
|
||||
Nhiều bằng chứng ủng hộ cho Hỏa Tinh trước đây đã từng có những điều kiện cho sự sống phát triển hơn so với ngày nay, nhưng liệu các sinh vật sống có từng tồn tại hay không vẫn còn là bí ẩn. Các tàu thăm dò Viking trong giữa thập niên 1970 đã thực hiện những thí nghiệm được thiết kế nhằm xác định các vi sinh vật trong đất Sao Hỏa ở những vị trí chúng đổ bộ và đã cho kết quả khả quan, bao gồm sự tăng tạm thời của sản phẩm CO2 khi trộn những mẫu đất với nước và khoáng chất. Dấu hiệu của sự sống này đã gây ra tranh cãi trong cộng đồng các nhà khoa học, và vẫn còn là một vấn đề mở, trong đó nhà khoa học NASA Gilbert Levin cho rằng tàu Viking có thể đã tìm thấy sự sống. Một cuộc phân tích lại những dữ liệu từ Viking, trong ánh sáng của hiểu biết hiện đại về dạng sống trong môi trường cực kỳ khắc nghiệt (extremophile forms), cho thấy các thí nghiệm trong chương trình Viking không đủ độ phức tạp để xác định được những dạng sống này. Thậm chí những thí nghiệm này có thể đã giết chết những dạng vi sinh vật (giả thuyết là tồn tại).[128] Các thí nghiệm thực hiện bởi tàu đổ bộ Phoenix đã chỉ ra đất ở vị trí đáp xuống có tính kiềm pH khá cao và nó chứa magiê, natri, kali và clo.[129] Những chất dinh dưỡng trong đất có thể giúp phát triển sự sống những sự sống vẫn cần phải được bảo vệ từ những ánh sáng cực tím rất mạnh.[130]
|
||||
|
||||
Tại phòng thí nghiệm Trung tâm không gian Johnson, một số hình dạng thú vị đã được tìm thấy trong khối vẫn thạch ALH84001. Một số nhà khoa học đề xuất là những hình dạng này có khả năng là hóa thạch của những vi sinh vật đã từng tồn tại trên Sao Hỏa trước khi vẫn thạch này bị bắn vào không gian bởi một vụ chạm của thiên thạch với hành tinh đỏ và gửi nó đi trong chuyến hành trình khoảng 15 triệu năm tới Trái Đất. Đề xuất về nguồn gốc phi hữu cơ cho những hình dạng này cũng đã được nêu ra.[131]
|
||||
|
||||
Những lượng nhỏ mêtan và fomanđêhít xác định được gần đây bởi các tàu quỹ đạo đều được coi là những dấu hiệu cho sự sống, và những hợp chất hóa học này cũng nhanh chóng bị phân hủy trong bầu khí quyển của Hỏa Tinh.[132][133] Cũng có khả năng những hợp chất này được bổ sung bởi hoạt động địa chất hay núi lửa cũng như sự serpentin hóa của khoáng chất (serpentinization).[108]
|
||||
|
||||
Trong tương lai, có thể là nhiệt độ bề mặt Sao Hỏa sẽ tăng từ từ, hơi nước và CO2 hiện tại đang đóng băng dưới regolith bề mặt sẽ giải phóng vào khí quyển tạo nên hiệu ứng nhà kính nung nóng hành tinh cho đến khi nó đạt những điều kiện tương đương với Trái Đất ngày nay, do đó cung cấp nơi trú chân tiềm năng trong tương lai cho sinh vật trên Trái Đất.[134]
|
||||
Quá trình thám hiểm[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Thám hiểm Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Tàu đổ bộ Viking 1 vào tháng 2, 1978.
|
||||
|
||||
Hàng tá tàu không gian, bao gồm tàu quỹ đạo, tàu đổ bộ, và robot tự hành, đã được gửi đến Sao Hỏa bởi Liên Xô, Hoa Kỳ, châu Âu, và Nhật Bản nhằm nghiên cứu bề mặt, khí hậu và địa chất hành tinh đỏ. Đến năm 2008, chi phí cho vận chuyển vật liệu từ bề mặt Trái Đất lên bề mặt Sao Hỏa có giá xấp xỉ 309.000US$ trên một kilôgam.[135]
|
||||
|
||||
Những tàu còn hoạt động cho đến năm 2011 bao gồm Mars Reconnaissance Orbiter (từ 2006), Mars Express (từ 2003), 2001 Mars Odyssey (từ 2001), và trên bề mặt là robot tự hành Opportunity (từ 2004). Những phi vụ kết thúc gần đây bao gồm Mars Global Surveyor (1997–2006) và Robot tự hành Spirit (2004–2010).
|
||||
|
||||
Gần hai phần ba số tàu không gian được thiết kế đến Sao Hỏa đã bị lỗi trong giai đoạn phóng, hành trình hoặc trước khi bắt đầu thực hiện phi vụ hoặc không hoàn tất phi vụ của chúng, chủ yếu trong giai đoạn cuối thế kỷ 20. Sang thế kỷ 21, những thất bại trong các phi vụ đã được giảm bớt nhiều.[136] Những lỗi trong các phi vụ chủ yếu là do vấn đề kĩ thuật, như mất liên lạc hoặc sai lầm trong thiết kế, và thường do hạn chế về tài chính và thiếu năng lực trong các phi vụ.[136] Số thất bại nhiều như vậy đã làm cho công chúng liên tưởng đến những điều viễn tưởng như "Tam giác Bermuda", "Lời nguyền" Sao Hỏa, hoặc "ma cà rồng" trong thiên hà đã ăn những tàu không gian này.[136] Những thất bại gần đây bao gồm phi vụ Beagle 2 (2003), Mars Climate Orbiter (1999), và Mars 96 (1996).
|
||||
Các phi vụ trong quá khứ[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Tàu Mars 3 trên con tem năm 1972.
|
||||
|
||||
Chuyến bay ngang qua Sao Hỏa thành công đầu tiên bởi tàu Mariner 4 của NASA vào ngày 14–15 tháng 7, 1965. Ngày 14 tháng 11, 1971 tàu Mariner 9 trở thành tàu không gian đầu tiên quay quanh một hành tinh khác khi nó đi vào quỹ đạo quanh Sao Hỏa.[137] Con tàu đầu tiên đổ bộ thành công xuống bề mặt là hai tàu của Liên Xô: Mars 2 vào ngày 27 tháng 11 và Mars 3 vào ngày 2 tháng 12, 1971, nhưng cả hai đã bị mất tín hiệu liên lạc chỉ vài giây sau khi đổ bộ thành công. Năm 1975 NASA triển khai chương trình Viking bao gồm hai tàu quỹ đạo, mỗi tàu có một thiết bị đổ bộ; và cả hai đã đổ bộ thành công vào năm 1976. Tàu quỹ đạo Viking 1 còn hoạt động tiếp được 6 năm, trong khi Viking 2 hoạt động được 3 năm. Các thiết bị đổ bộ đã gửi bức ảnh màu toàn cảnh tại vị trí đổ bộ về Sao Hỏa[138] và hai tàu quỹ đạo đã chụp ảnh bề mặt hành tinh mà vẫn còn được sử dụng cho tới ngày nay.
|
||||
|
||||
Tàu thám hiểm của Liên Xô Phobos 1 và 2 được gửi đến Sao Hỏa năm 1988 nhằm nghiên cứu hành tinh và hai vệ tinh của nó. Phobos 1 bị mất liên lạc trong hành trình đến Sao Hỏa còn Phobos 2 đã thành công khi chụp ảnh được Sao Hỏa và vệ tinh Phobos nhưng đã không thành công khi gửi thiết bị đổ bộ xuống bề mặt Phobos.[139]
|
||||
|
||||
Sau thất bại của tàu quỹ đạo Mars Observer vào năm 1992, tàu Mars Global Surveyor của NASA đã đi vào quỹ đạo hành tinh này năm 1997. Phi vụ này đã thành công và kết thúc nhiệm vụ chính là vẽ bản đồ vào đầu năm 2001. Trong chương trình mở rộng lần thứ 3, con tàu này đã bị mất liên lạc vào tháng 11 năm 2006, tổng cộng nó đã hoạt động tới 10 năm trong không gian. Tàu quỹ đạo Mars Pathfinder của NASA, mang theo một robot thám hiểm là Sojourner, đã đổ bộ xuống thung lũng Ares Vallis vào mùa hè năm 1997, và gửi về nhiều bức ảnh giá trị.[140]
|
||||
Robot Spirit đổ bộ lên Sao Hỏa năm 2004
|
||||
Nhìn từ tàu đổ bộ Phoenix năm 2008
|
||||
|
||||
Tàu đổ bộ Phoenix đã hạ cánh xuống vùng cực bắc Sao Hỏa vào ngày 25 tháng 5, 2008.[141] Cánh tay robot của nó được sử dụng để đào đất và sự có mặt của băng nước đã được xác nhận vào ngày 20 tháng 6.[142][143][143] Phi vụ này kết thúc vào ngày 10 tháng 11, 2008 sau khi liên lạc với tàu thất bại.[144]
|
||||
|
||||
Tháng 11 năm 2011, phi vụ Fobos-Grunt và Huỳnh Hỏa 1 được phóng lên trong chương trình hợp tác giữa Liên bang Nga và Trung Quốc. Nhưng tàu Fobos-Grunt đã không khởi động được động cơ đẩy sau khi nó được phóng lên quỹ đạo quanh Trái Đất. Fobos-Grunt là phi vụ gửi một tàu quỹ đạo đến Sao Hỏa đồng thời phóng một thiết bị đổ bộ xuống vệ tinh Phobos nhằm thu thập mẫu đất đá sau đó gửi về Trái Đất. Các nhà khoa học Nga đã không thể liên lạc được với tàu và khả năng con tàu sẽ rơi trở lại Trái Đất vào tháng 1 năm 2012.
|
||||
Phi vụ hiện tại[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Tàu Mars Odyssey của NASA đi vào quỹ đạo Hỏa Tinh năm 2001.[145] Phổ kế tia gamma trên tàu Odyssey đã phát hiện một lượng đáng kể hiđrô chỉ cách lớp phủ regolith ở bề mặt có vài mét trên Sao Hỏa. Lượng hiđrô này được chứa trong lớp băng tàng trữ ở phía dưới.[146]
|
||||
|
||||
Tàu quỹ đạo Mars Express của cơ quan không gian châu Âu (ESA) đến Sao Hỏa năm 2003. Nó mang theo thiết bị đổ bộ Beagle 2 nhưng đã đổ bộ không thành công trong quá trình đi vào bầu khí quyển và được coi là mất hoàn toàn vào tháng 2 năm 2004.[147] Đầu năm 2004, đội phân tích phổ kế Fourier hành tinh (Planetary Fourier Spectrometer team) đã thông báo rằng tàu quỹ đạo đã xác định được sự có mặt của mêtan trong bầu khí quyển Hỏa Tinh. Cơ quan ESA thông báo tàu của họ đã quan sát được hiện tượng cực quang trên Sao Hỏa vào tháng 6 năm 2006.[148]
|
||||
|
||||
Tháng 1 năm 2004, hai tàu giống nhau của NASA thuộc chương trình robot tự hành thám hiểm Sao Hỏa là Spirit (MER-A) và Opportunity (MER-B) đã đáp thành công xuống bề mặt hành tinh đỏ. Cả hai đều đã hoàn thành mục tiêu của chúng. Một trong những kết quả khoa học quan trọng nhất đó là chứng cứ thu được về sự tồn tại của nước lỏng trong quá khứ ở cả hai địa điểm đổ bộ. Bão bụi (dust devils) và gió bão đã thường xuyên làm sạch các tấm pin mặt trời ở 2 robot tự hành, do vậy hai robot có điều kiện để mở rộng thời gian tìm kiếm trên Hỏa Tinh.[149] Tháng 3 năm 2010 robot Spirit đã ngừng hoạt động sau một thời gian bị mắc kẹt trong cát.
|
||||
|
||||
Ngày 10 tháng 3 năm 2006, tàu Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) của NASA đi vào quỹ đạo hành tinh này để thực hiện nhiệm vụ 2 năm khảo sát khoa học. Con tàu đã vẽ bản đổ địa hình và khí hậu Sao Hỏa nhằm tìm những địa điểm phù hợp cho các phi vụ đổ bộ trong tương lai. Ngày 3 tháng 3 năm 2008, các nhà khoa học thông báo tàu MRO đã lần đầu tiên chụp được bức ảnh về một chuỗi các hoạt động sạt lở đất đá gần cực bắc hành tinh.[150]
|
||||
|
||||
Tàu Dawn đã bay ngang qua Sao Hỏa vào tháng 2 năm 2009 để nhận thêm lực đẩy hấp dẫn nhằm tăng tốc đến tiểu hành tinh Vesta và sau đó là hành tinh lùn Ceres.[151]
|
||||
Wikimedia Commons có thư viện hình ảnh và phương tiện truyền tải về Hình do Curiosity truyền về
|
||||
|
||||
Chương trình Mars Science Laboratory, với robot tự hành mang tên Curiosity, được phóng lên ngày 26 tháng 12 năm 2011. Robot tự hành này là một phiên bản lớn hơn và hiện đại hơn so với hai robot tự hành trong chương trình Mars Exploration Rovers, với khả năng di chuyển tới 90 m/h. Nó cũng được thiết kế với khả năng thực hiện thí nghiệm với các mẫu đất đá lấy từ mũi khoan ở cánh tay robot hoặc thu được thành phần đất đá từ việc chiếu tia laser có tầm xa tới. Robot này cũng sẽ thực hiện khả năng đổ bộ chính xác trong vùng bán kính khoảng 20 km nằm trong hố Gale nhờ lần đầu tiên sử dụng thiết bị phản lực có tên "Sky crane".[152]
|
||||
|
||||
Năm 2008, NASA tài trợ cho chương trình MAVEN, một phi vụ gửi tàu quỹ đạo được phóng lên năm 2013 nhằm nghiên cứu bầu khí quyển của Sao Hỏa. Con tàu sẽ đi vào quỹ đạo hành tinh đỏ vào năm 2014.[153]
|
||||
Các phi vụ trong tương lai[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Năm 2018 cơ quan ESA có kế hoạch phóng robot tự hành đầu tiên của họ lên hành tinh này; robot ExoMars có khả năng khoan sâu 2 m vào đất nhằm tìm kiếm các phân tử hữu cơ.[154]
|
||||
|
||||
NASA sẽ gửi robot đổ bộ InSight dựa trên thiết kế tàu đổ bộ Phoenix nhằm nghiên cứu cấu trúc sâu bên trong Sao Hỏa vào năm 2016.[155]
|
||||
|
||||
Năm 2020, một robot tự hành có thiết kế tương tự như Curiosity sẽ được phóng lên nhằm mục đích tiếp tục nghiên cứu hành tinh này của cơ quan NASA.[156]
|
||||
|
||||
Chương trình MetNet hợp tác giữa Phần Lan-Nga sẽ gửi một tàu quỹ đạo nhằm nghiên cứu cấu trúc khí quyển, khí tượng hành tinh đồng thời nó sẽ gửi một thiết bị nhỏ xuống bề mặt hành tinh.[157][158]
|
||||
Kế hoạch đưa người lên Sao Hỏa[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Phi vụ đưa người lên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Cơ quan ESA hi vọng đưa người đặt chân lên Sao Hỏa trong khoảng thời gian 2030 và 2035.[159] Quá trình này sẽ tiếp bước sau khi phóng những con tàu lớn một cách thành công đến hành tinh, mà bắt đầu từ tàu ExoMars[160] và phi vụ hợp tác NASA-ESA nhằm gửi về Trái Đất mẫu đất của Sao Hỏa.[161]
|
||||
|
||||
Quá trình thám hiểm có con người của Hoa Kỳ đã được định ra là một mục tiêu lâu dài trong chương trình Viễn cảnh thám hiểm không gian công bố năm 2004 bởi Tổng thống George W. Bush.[162] Với kế hoạch chế tạo tàu Orion nhằm đưa người trở lại Mặt Trăng trong thập niên 2020 được coi là một bước cơ bản trong quá trình đưa người lên Sao Hỏa. Ngày 28 tháng 9 năm 2007, người đứng đầu cơ quan NASA Michael D. Griffin phát biểu NASA hướng mục tiêu đưa người lên Sao Hỏa vào năm 2037.[163]
|
||||
|
||||
Mars Direct, một chương trình thám hiểm Hỏa Tinh có người lái với chi phí thấp được đề xuất bởi Robert Zubrin, sáng lập viên của Mars Society, sẽ sử dụng lớp tên lửa sức nâng lớn Saturn V, như Space X Falcon X, hoặc Ares V, để bỏ qua giai đoạn trên quỹ đạo quanh Trái Đất và nạp nhiên liệu trên Mặt Trăng.[164]
|
||||
|
||||
MARS-500 là một dự án hợp tác giữa Nga (Roskosmos, Viện Hàn lâm Khoa học Nga), Liên minh châu Âu (ESA) và Trung Quốc[165] mô phỏng các điều kiện y-sinh trên Sao Hỏa nhằm nghiên cứu khả năng thích nghi của con người với hành trình dài trên 500 ngày-thời gian tối thiểu theo tính toán để hoàn thành chuyến bay lên hành tinh đỏ và quay về. 3 mô-đun lắp đặt năm 2006, 2 mô-đun xây dựng năm 2007 và 2008[166] là nơi để 6 tình nguyện viên đã sống và làm việc cô lập trong 520 ngày.[167]
|
||||
Thiên văn trên Sao Hỏa[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Thiên văn trên Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Phobos đi qua Mặt Trời, chụp từ robot Opportunity vào ngày 10 tháng 3, 2004.
|
||||
|
||||
Với những tàu quỹ đạo, tàu đổ bộ và robot tự hành đang hoạt động trên Sao Hỏa mà các nhà thiên văn học có thể nghiên cứu thiên văn học từ bầu trời Sao Hỏa. Vệ tinh Phobos hiện lên có đường kính góc chỉ bằng một phần ba so với lúc Trăng tròn trên Trái Đất, trong khi đó Deimos hiện lên như một ngôi sao, chỉ hơi sáng hơn Sao Kim một chút khi nhìn Sao Kim từ Trái Đất.[168]
|
||||
|
||||
Cũng có nhiều hiện tượng từng được biết trên Trái Đất mà đã được quan sát trên Sao Hỏa, như thiên thạch rơi và cực quang.[148] Sự kiện Trái Đất đi qua đĩa Mặt Trời khi quan sát từ Sao Hỏa được tiên đoán sẽ xảy ra vào ngày 10 tháng 11 năm 2084.[169] Tương tự, sự kiện Sao Thủy và Sao Kim đi qua đĩa Mặt Trời khi nhìn từ Sao Hỏa cũng được tiên đoán. Do đường kính góc của hai vệ tinh Phobos và Deimos quá nhỏ cho nên sẽ chỉ có hiện tượng nhật thực một phần (hay đi ngang qua) trên Sao Hỏa.[170][171]
|
||||
Quan sát Sao Hỏa[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Chuyển động nghịch hành biểu kiến của Sao Hỏa vào năm 2003 khi nhìn từ Trái Đất
|
||||
|
||||
Bởi vì quỹ đạo Sao Hỏa có độ lệch tâm đáng kể cho nên độ sáng biểu kiến của nó ở vị trí xung đối với Mặt Trời có thể thay đổi trong khoảng −3,0 đến −1,4. Độ sáng nhỏ nhất của nó tương ứng với cấp sao +1,6 khi hành tinh ở vị trí giao hội với Mặt Trời.[7] Sao Hỏa khi quan sát qua kính thiên văn nhỏ thường hiện lên có màu vàng, cam hay đỏ nâu; trong khi màu sắc thực sự của Sao Hỏa gần với màu bơ, và màu đỏ là do khí quyển Sao Hỏa chứa rất nhiều bụi; bên dưới là bức ảnh mà robot Spirit chụp được trên Sao Hỏa với màu nâu-xanh nhạt, màu bùn với những tảng đá xám-xanh và cát màu đỏ nhạt.[172] Khi hành tinh hướng về phía gần Mặt Trời, nó sẽ rất khó quan sát trong một vài tháng bởi ánh sáng mạnh của Mặt Trời. Ở những thời điểm thích hợp—khoảng thời gian 15 hoặc 17 năm, và luôn luôn là giữa cuối tháng 7 cho đến tháng 9—có thể quan sát những chi tiết trên bề mặt Sao Hỏa qua kính thiên văn nghiệp dư. Thậm chí đối với các kính thiên văn độ phóng đại nhỏ, vẫn có thể quan sát thấy các chỏm băng ở cực.[173]
|
||||
|
||||
Khi Sao Hỏa tiến gần vào vị trí xung đối nó bắt đầu vào giai đoạn của chuyển động nghịch hành biểu kiến khi quan sát từ Trái Đất, có nghĩa là nó dường như di chuyển ngược lại thành vòng tròn trên nền bầu trời. Khoảng thời gian diễn ra chuyển động nghịch hành trong khoảng 72 ngày và Sao Hỏa đạt đến độ sáng biểu kiến cực đại vào giữa giai đoạn này.[174]
|
||||
Ảnh chụp Mặt Trời lặn ở hố va chạm Gusev chụp bởi robot Spirit vào ngày 19 tháng 5, 2005.
|
||||
Những lần tiếp cận gần nhất[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Gần tương đối[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Khi Sao Hỏa ở gần vị trí xung đối với Mặt Trời thì đây là thời điểm hành tinh nằm gần với Trái Đất nhất. Giai đoạn xung đối có thể kéo dài trong khoảng 8½ ngày xung quanh thời điểm hai hành tinh nằm gần nhau. Khoảng cách lúc hai hành tinh tiếp cận gần nhau nhất có thể thay đổi trong khoảng từ 54[175] đến 103 triệu km do quỹ đạo của hai hành tinh có hình elip, và do đó cũng làm thay đổi đường kính góc của Sao Hỏa khi nhìn từ Trái Đất.[176] Lần xung đối gần đây nhất (2011) diễn ra vào ngày 29 tháng 1 năm 2010. Lần tiếp theo sẽ xảy ra vào ngày 3 tháng 3 năm 2012 ở khoảng cách khoảng 100 triệu km.[177] Thời gian trung bình giữa hai lần xung đối, hay chu kỳ giao hội của hành tinh, là 780 ngày nhưng số ngày chính xác giữa hai lần xung đối kế tiếp có thể thay đổi từ 764 đến 812 ngày.[178]
|
||||
|
||||
Khi Hỏa Tinh vào thời kỳ xung đối nó cũng bắt đầu vào giai đoạn chuyển động biểu kiến nghịch hành với thời gian khoảng 72 ngày.
|
||||
Lần tiếp cận gần nhất[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Vị trí xung đối của hành tinh đỏ trong thời gian 2003–2018, khi nhìn trên mặt phẳng hoàng đạo với Trái Đất ở chính giữa.
|
||||
|
||||
Sao Hỏa nằm gần Trái Đất nhất trong vòng khoảng 60.000 năm qua là vào thời điểm 9:51:13 UT ở khoảng cách 55.758.006 km (0,372719 AU), độ sáng biểu kiến đạt −2,88. Thời điểm này xảy ra khi Sao Hỏa đã vào ở vị trí xung đối được một ngày và khoảng ba ngày từ cận điểm quỹ đạo làm cho Sao Hỏa dễ dàng nhìn thấy từ Trái Đất. Lần cuối hành tinh đỏ nằm gần nhất với Trái Đất được ước tính đã diễn ra vào ngày 12 tháng 9 năm 57.617 trước Công nguyên, lần tiếp theo được ước tính diễn ra vào năm 2287.[179] Kỷ lục tiếp cận gần nhất năm 2003 chỉ hơi bé hơn so với một số lần tiếp cận gần nhất trong thời gian gần đây. Ví dụ, khoảng cách nhỏ nhất giữa hai hành tinh xảy ra vào ngày 22 tháng 8 năm 1924 là 0,37285 AU, và vào ngày 24 tháng 8 năm 2208 sẽ là 0,37279 AU.[115]
|
||||
|
||||
Trong năm 2003, và những năm sau, đã có một trò chơi khăm phát tán trên internet nói rằng năm 2003 Sao Hỏa sẽ nằm gần Trái Đất nhất trong hàng nghìn năm qua và nó sẽ hiện lên to như Mặt Trăng trên bầu trời.[180]
|
||||
Lịch sử quan sát Sao Hỏa[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Lịch sử quan sát Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Lịch sử quan sát Sao Hỏa được đánh dấu bởi những lần hành tinh này ở vị trí xung đối, khi nó nằm gần Trái Đất và vì vậy dễ dàng có thể quan sát bằng mắt thường, và những lần xung đối xảy ra khoảng 2 năm một lần. Những lần xảy ra xung đối nổi bật hơn cả trong lịch sử đó là khoảng thời gian cách nhau 15 đến 17 năm khi lần xung đối xảy ra trùng hoặc gần với cận điểm quỹ đạo của Hỏa Tinh, điều này càng làm cho nó dễ dàng quan sát được từ Trái Đất.
|
||||
|
||||
Sự tồn tại của Sao Hỏa như một thiên thể đi lang thang trên bầu trời đêm đã được ghi lại bởi những nhà thiên văn học Ai Cập cổ đại và vào năm 1534 TCN họ đã nhận thấy được chuyển động nghịch hành biểu kiến của hành tinh đỏ.[181] Trong lịch sử của đế chế Babylon lần hai, các nhà thiên văn Babylon đã quan sát một cách có hệ thống và ghi chép thường xuyên vị trí của các hành tinh. Đối với Sao Hỏa, họ biết rằng hành tinh này thực hiện được 37 chu kỳ giao hội, hay đi được 42 vòng trên vòng hoàng đạo, trong khoảng 79 năm Trái Đất. Họ cũng đã phát minh ra phương pháp số học nhằm hiệu chỉnh những độ lệch nhỏ trong việc tiên đoán vị trí của các hành tinh.[182][183]
|
||||
|
||||
Trong thế kỷ thứ tư trước Công nguyên, Aristoteles đã phát hiện ra Sao Hỏa biến mất đằng sau Mặt Trăng trong một lần che khuất, và ông nhận xét rằng hành tinh này phải nằm xa hơn Mặt Trăng.[184] Ptolemaeus, nhà thiên văn Hy Lạp cổ đại ở Alexandria,[185] đã cố gắng giải quyết vấn đề chuyển động quỹ đạo của Hỏa Tinh. Mô hình của Ptolemaeus và tập hợp những nghiên cứu của ông về thiên văn học đã được trình bày trong bản thảo nhiều tập mang tên Almagest, và nó đã trở thành nội dung được phổ biến trong thiên văn học phương Tây trong gần mười bốn thế kỷ sau.[186] Các tư liệu lịch sử Trung Hoa cổ đại cho thấy Sao Hỏa được các nhà thiên văn Trung Hoa cổ đại biết đến không muộn hơn thế kỷ thứ tư trước Công nguyên.[187] Ở thế kỷ thứ năm, trong tài liệu ghi chép thiên văn của Ấn Độ mang tên Surya Siddhanta đã ghi lại ước tính đường kính Sao Hỏa của những nhà thiên văn Ấn Độ.[188]
|
||||
|
||||
Trong thế kỷ thứ mười bảy, Tycho Brahe đã đo thị sai ngày của Sao Hỏa và dữ liệu này được Johannes Kepler sử dụng để tính toán sơ bộ về khoảng cách tương đối đến hành tinh đỏ.[189] Khi kính thiên văn được phát minh ra và trở lên phổ biến hơn, thị sai ngày của Sao Hỏa đã được đo lại cẩn thận trong nỗ lực nhằm xác định khoảng cách Trái Đất-Mặt Trời. Nỗ lực này lần đầu tiên được thực hiện bởi Giovanni Domenico Cassini năm 1672. Những đo đạc thị sai trong thời kỳ này đã bị cản trở bởi chất lượng của dụng cụ quan sát.[190] Ngày 13 tháng 10 năm 1590, sự kiện Sao Hỏa bị Sao Kim che khuất đã được Michael Maestlin ở Heidelberg ghi nhận.[191] Năm 1610, Galileo Galilei là người đầu tiên đã quan sát Sao Hỏa qua một kính thiên văn.[192] Người đầu tiên cố gắng vẽ ra tấm bản đồ Sao Hỏa thể hiện những đặc điểm trên bề mặt của nó là nhà thiên văn học người Hà Lan Christiaan Huygens.[193]
|
||||
"Kênh đào" Sao Hỏa[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
Bản đồ Sao Hỏa của Giovanni Schiaparelli.
|
||||
Phác họa bản đồ Sao Hỏa bởi Lowell trước năm 1914.
|
||||
Bản đồ Sao Hỏa chụp bởi kính thiên văn không gian Hubble khi hành tinh ở gần vị trí xung đối năm 1999.
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Kênh đào Sao Hỏa
|
||||
|
||||
Cho đến thế kỷ 19, độ phóng đại của các kính thiên văn đã đạt đến mức cần thiết cho việc phân giải các đặc điểm trên bề mặt hành tinh đỏ. Trong tháng 9 năm 1877, sự kiện Sao Hỏa tiến đến vị trí xung đối đã được dự đoán xảy ra vào ngày 5 tháng 9. Nhờ vào sự kiện này, nhà thiên văn người Italia Giovanni Schiaparelli sử dụng kính thiên văn 22 cm ở Milano nhằm quan sát hành tinh này để vẽ ra tấm bản đồ chi tiết đầu tiên về Sao Hỏa mà ông thấy qua ống kính. Trên bản đồ này có đánh dấu những đặc điểm mà ông gọi là canali, mặc dù sau đó được chỉ ra là những ảo ảnh quang học. Những canali được vẽ là những đường thẳng trên bề mặt Sao Hỏa và ông đặt tên của chúng theo tên của những con sông nổi tiếng trên Trái Đất. Trong ngôn ngữ của ông, canali có nghĩa là "kênh đào" hoặc "rãnh", và được dịch một cách hiểu nhầm sang tiếng Anh là "canals" (kênh đào).[194][195]
|
||||
|
||||
Ảnh hưởng bởi những quan sát này, nhà Đông phương học Percival Lowell đã xây dựng một đài quan sát mà sau này mang tên đài quan sát Lowell với hai kính thiên văn đường kính 300 và 450 mm. Đài quan sát này được sử dụng để quan sát Sao Hỏa trong lần xung đối hiếm có vào năm 1894 và những lần xung đối thông thường về sau. Lowell đã xuất bản một vài cuốn sách về Hỏa Tinh và đề cập đến sự sống trên hành tinh này, chúng đã có những ảnh hưởng nhất định đối với công chúng về hành tinh này.[196] Đặc điểm canali cũng đã được một số nhà thiên văn học tìm thấy, như Henri Joseph Perrotin và Louis Thollon ở Nice, nhờ sử dụng một trong những kính thiên văn lớn nhất thời bấy giờ.[197][198]
|
||||
|
||||
Sự thay đổi theo mùa (bao gồm sự thu hẹp diện tích của các chỏm băng vùng cực và những miền tối hình thành trong mùa hè trên Hỏa Tinh) kết hợp với ý niệm về kênh đào đã dẫn đến những phỏng đoán về sự sống trên Sao Hỏa, và nhiều người có niềm tin lâu dài rằng Sao Hỏa có những vùng biển rộng lớn và những cánh đồng bạt ngàn. Tuy nhiên những kính thiên văn thời này không đủ độ phân giải đủ lớn để chứng minh hay bác bỏ những phỏng đoán này. Khi những kính thiên văn lớn hơn ra đời, những canali thẳng, ngắn hơn được quan sát rõ hơn. Khi Camille Flammarion thực hiện quan sát năm 1909 với kính đường kính 840 mm, những địa hình không đồng đều được nhận ra nhưng không một đặc điểm canali được trông thấy.[199]
|
||||
|
||||
Thậm chí những bài báo trong thập niên 1960 về sinh học vũ trụ trên Sao Hỏa, nhiều tác giả đã giải thích theo khía cạnh sự sống cho những đặc điểm thay đổi theo mùa trên hành tinh này. Những kịch bản cụ thể về quá trình trao đổi chất và chu trình hóa học cho những hệ sinh thái cũng đã được xuất bản.[200]
|
||||
|
||||
Cho đến khi những tàu vũ trụ viếng thăm hành tinh này trong chương trình Mariner của NASA trong thập niên 1960 thì những bí ẩn này mới được sáng tỏ. Những chấp nhận chung về một hành tinh đã chết được khẳng định trong thí nghiệm nhằm xác định sự sống của tàu Viking và những ảnh chụp tại nơi nó đổ bộ.[201]
|
||||
|
||||
Một vài bản đồ về Sao Hỏa đã được lập ra nhờ sử dụng các dữ liệu thu được từ các phi vụ này, nhưng cho đến tận phi vụ của tàu Mars Global Surveyor, phóng lên vào năm 1996 và ngừng hoạt động năm 2006, đã mang lại những chi tiết đầy đủ nhất về bản đồ địa hình, từ trường và sự phân bố khoáng chất trên bề mặt.[202] Những bản đồ về Sao Hỏa hiện nay đã được cung cấp trên một số dịch vụ trực tuyến, như Google Mars.
|
||||
Trong văn hóa[sửa | sửa mã nguồn]
|
||||
|
||||
Bài chi tiết: Sao Hỏa trong văn hóa
|
||||
|
||||
Sao Hỏa trong ngôn ngữ phương Tây được mang tên của vị thần chiến tranh trong thần thoại. Từ hỏa cũng là tên của một trong năm yếu tố của ngũ hành trong triết học cổ Trung Hoa. Biểu tượng Sao Hỏa, gồm một vòng tròn với một mũi tên chỉ ra ngoài, cũng là biểu tượng cho giống đực.
|
||||
|
||||
Ý tưởng cho rằng trên Sao Hỏa có những sinh vật có trí thông minh đã xuất hiện từ cuối thế kỷ 19. Quan sát các "canali" (kênh đào) của Giovanni Schiaparelli kết hợp với cuốn sách của Percival Lowell về ý tưởng này đã làm cơ sở cho những bàn luận về một hành tinh đang hạn hát, lạnh lẽo, một thế giới chết với nền văn minh trên đó đang xây dựng những hệ thống tưới tiêu.[203]
|
||||
|
||||
Nhiều quan sát khác và những lời tuyên bố bởi những người có ảnh hưởng đã làm dấy lên cái gọi là "Cơn sốt Sao Hỏa".[204] Năm 1899, khi đang nghiên cứu độ ồn vô tuyến trong khí quyển bằng cách sử dụng máy thu ở phòng thí nghiệm Colorado Springs, nhà sáng chế Nikola Tesla đã nhận ra sự lặp lại trong tín hiệu mà sau đó ông đoán có thể là tín hiệu liên lạc vô tuyến đến từ một hành tinh khác, và khả năng là Sao Hỏa. Năm 1901, trong một cuộc phỏng vấn, Tesla nói:
|
||||
|
||||
Ở thời điểm sau khi có một ý nghĩ lóe lên trong đầu tôi rằng những nhiễu loạn mà tôi đã thu được có thể là do sự điều khiển từ một nền văn minh. Mặc dù tôi không thể giải mã ý nghĩa của chúng, nhưng tôi không thể nghĩ rằng đó chỉ hoàn toàn là sự ngẫu nhiên. Cảm giác tăng dần trong tôi rằng lần đầu tiên tôi đã nghe được lời chào từ một hành tinh khác.[205]
|
||||
|
||||
Ý nghĩ của Tesla nhận được sự ủng hộ từ Lord Kelvin, ông này khi viếng thăm Hoa Kỳ năm 1902, đã nói là ông nghĩ rằng những tín hiệu mà Tesla thu được là do từ hành tinh đỏ gửi đến Hoa Kỳ.[206] Kelvin "nhấn mạnh" từ chối lời nói này ngay trước khi ông rời Hoa Kỳ: "Cái mà tôi thực sự nói rằng những cư dân Sao Hỏa, nếu có, sẽ không nghi ngờ khi họ có thể nhìn thấy New York, đặc biệt từ ánh sáng đèn điện."[207]
|
||||
|
||||
Trong một bài viết trên tờ New York Times năm 1901, Edward Charles Pickering, giám đốc Đài quan sát Harvard College, đưa tin họ đã nhận được một điện tín từ Đài quan sát Lowell ở Arizona với nội dung xác nhận là dường như nền văn minh trên Sao Hỏa đang cố liên lạc với Trái Đất.[208]
|
||||
|
||||
Đầu tháng 12 năm 1900, chúng tôi nhận được bức điện tín từ Đài quan sát Lowell ở Arizona rằng một luồng ánh sáng chiếu từ Sao Hỏa (đài quan sát Lowell luôn dành sự quan tâm đặc biệt đến Sao Hỏa) kéo dài trong khoảng 70 phút. Tôi đã gửi những thông tin này sang châu Âu cũng như bản sao của điện tín đến khắp nơi trên đất nước này. Những người quan sát đã rất cẩn thận, đáng tin và do vậy không có lý do gì để nghi ngờ về sự tồn tại của tia sáng. Người ta cho rằng nó bắt nguồn từ một vị trí địa lý nổi tiếng trên Sao Hỏa. Tất cả là thế. Bây giờ câu chuyện đã lan ra trên toàn thế giới. Ở châu Âu, người ta nói rằng tôi đã liên lạc với người Sao Hỏa và đủ mọi thông tin cường điệu đã xuất hiện. Cho dù thứ ánh sáng đó là gì, chúng ta cũng không biết ý nghĩa của nó. Không ai có thể nói được đó là từ một nền văn minh hay không phải. Nó tuyệt đối không thể giải thích được.[208]
|
||||
|
||||
Pickering sau đó đề xuất lắp đặt một loạt tấm gương ở Texas nhằm thu các tín hiệu từ Sao Hỏa.[209]
|
||||
|
||||
Trong những thập kỷ gần đây, nhờ những tấm bản đồ độ phân giải cao về bề mặt Sao Hỏa, đặc biệt từ tàu Mars Global Surveyor và Mars Reconnaissance Orbiter, cho thấy không hề có một dấu hiệu của sự sống có trí tuệ trên hành tinh này, mặc dù những phỏng đoán giả khoa học về sự sống có trí thông minh trên Sao Hỏa vẫn xuất hiện từ những biên tập viên như Richard C. Hoagland. Nhớ lại những tranh luận trước đây về đặc điểm canali, xuất hiện một số suy đoán về những hình tượng kích cỡ nhỏ trên một số bức ảnh từ tàu không gian, như 'kim tự tháp' và 'khuôn mặt trên Sao Hỏa'. Nhà thiên văn học hành tinh Carl Sagan đã viết:
|
||||
|
||||
Sao Hỏa đã trở thành một sân khấu cho những vở kịch thần thoại mà ở đó chúng ta chiếu lên những hi vọng và sợ hãi của chúng ta trên Trái Đất.[195]
|
||||
|
||||
Minh họa sinh vật ba chân Hỏa Tinh trong tác phẩm ấn bản tiếng Pháp xuất bản năm 1906, The War of the Worlds của nhà văn H.G. Wells.
|
||||
|
||||
Các miêu tả Sao Hỏa trong tiểu thuyết đã bị kích thích bởi màu đỏ đặc trưng của nó và bởi những suy đoán mang tính khoa học ở thế kỷ 19 về các điều kiện bề mặt hành tinh không những duy trì cho sự sống mà còn tồn tại nền văn minh trên đó.[210] Đã có nhiều những tác phẩm khoa học viễn tưởng được ra đời, trong số đó có tác phẩm The War of the Worlds của H. G. Wells xuất bản năm 1898, với nội dung về những sinh vật Sao Hỏa đang cố gắng thoát khỏi hành tinh đang chết dần và chúng xuống xâm lược Địa cầu. Sau đó, ngày 30 tháng 10 năm 1938, phát thanh viên Orson Welles đã dựa vào tác phẩm này và gây ra trò đùa trên đài phát thanh làm cho nhiều thính giả thiếu hiểu biết bị hiểu nhầm.[211]
|
||||
|
||||
Những tác phẩm có tính ảnh hưởng bao gồm The Martian Chronicles của Ray Bradbury, trong đó cuộc thám hiểm của con người đã trở thành một tai nạn phá hủy nền văn minh Hỏa Tinh, Barsoom của Edgar Rice Burroughs, tiểu thuyết Out of the Silent Planet của C. S. Lewis (1938),[212] và một số câu chuyện của Robert A. Heinlein trong những năm 60.[213]
|
||||
|
||||
Tác giả Jonathan Swift đã từng miêu tả về các Mặt Trăng của Sao Hỏa, khoảng 150 năm trước khi chúng được nhà thiên văn học Asaph Hall phát hiện ra. J.Swift đã miêu tả khá chính xác và chi tiết về quỹ đạo của chúng trong chương 19 của tiểu thuyết Gulliver's Travels.[214]
|
||||
|
||||
Một nhân vật truyện tranh thể hiện trí thông minh Sao Hỏa, Marvin, đã xuất hiện trên truyền hình năm 1948 trong bộ phim hoạt hình Looney Tunes của hãng Warner Brothers, và nó vẫn còn tiếp tục xuất hiện trong văn hóa đại chúng phương Tây hiện nay.[215]
|
||||
|
||||
Sau khi các tàu Mariner và Viking gửi về các bức ảnh chụp Hỏa Tinh, một thế giới không có sự sống và những kênh đào, thì những quan niệm về nền văn minh Sao Hỏa ngay lập tức bị từ bỏ, và thay vào đó là những miêu tả về viễn cảnh con người sẽ đến khai phá hành tinh này, nổi tiếng nhất có lẽ là tác phẩm bộ ba Sao Hỏa của Kim Stanley Robinson. Những suy đoán giả khoa học về Khuôn mặt trên Sao Hỏa và những địa hình bí ẩn khác được chụp bởi các tàu quỹ đạo đã trở thành bối cảnh phổ biến cho những tác phẩm khoa học viễn tưởng, đặc biệt trong phim ảnh.[216]
|
||||
|
||||
Bối cảnh con người trên Sao Hỏa đấu tranh giành độc lập khỏi Trái Đất cũng là một nội dung chính trong tiểu thuyết của Greg Bear cũng như bộ phim Total Recall (dựa trên câu chuyện ngắn của Philip K. Dick) và sê ri truyền hình Babylon 5. Một số trò chơi cũng sử dụng bối cảnh này, bao gồm Red Faction và Zone of the Enders. Sao Hỏa (và vệ tinh của nó) cũng xuất hiện trong video game nhượng quyền thương mại Doom và Martian Gothic.
|
||||
Loading…
Reference in New Issue
Block a user