Duke dridhur në ditët e ballafaqimit me një ngjyrë ogurzezë të kuqe gjaku dhe duke shkaktuar frikë mistike primitive, yllin misterioz dhe misterioz, të cilin romakët e lashtë e emëruan për nder të perëndisë së luftës Mars (Ares ndër grekët), vështirë se do t'i përshtatej një emri femëror. Grekët e quajtën gjithashtu Phaeton për pamjen e tij "rrezatuese dhe të shkëlqyer", të cilës sipërfaqja e Marsit i detyrohet ngjyrës së ndritshme dhe relievit "hënor" me krateret vullkanike, gërvishtjet nga goditjet gjigante të meteoritëve, luginat dhe shkretëtirat.
Karakteristikat orbitale
Ekscentriciteti i orbitës eliptike të Marsit është 0,0934, duke shkaktuar kështu diferencën midis distancave maksimale (249 milion km) dhe minimale (207 milion km) me Diellin, për shkak të së cilës sasia e energjisë diellore që hyn në planeti ndryshon brenda 20-30%.
Shpejtësia mesatare orbitale është 24,13 km/s. Marsrrotullohet plotësisht rreth Diellit në 686,98 ditë tokësore, që e tejkalon periudhën e Tokës dy herë, dhe rrotullohet rreth boshtit të tij pothuajse në të njëjtën mënyrë si Toka (në 24 orë 37 minuta). Këndi i prirjes së orbitës në rrafshin e ekliptikës, sipas vlerësimeve të ndryshme, përcaktohet nga 1,51 ° në 1,85 °, dhe pjerrësia e orbitës në ekuator është 1,093 °. Në lidhje me ekuatorin e Diellit, orbita e Marsit është e prirur në një kënd prej 5.65 ° (dhe Toka është rreth 7 °). Një prirje e konsiderueshme e ekuatorit të planetit në rrafshin e orbitës (25,2°) çon në ndryshime të rëndësishme klimatike sezonale.
Parametrat fizikë të planetit
Marsi në mesin e planetëve të sistemit diellor është në vendin e shtatë për nga madhësia, dhe për nga largësia nga Dielli zë vendin e katërt. Vëllimi i planetit është 1,638×1011 km³, dhe pesha është 0,105-0,108 masa tokësore (6,441023 kg), duke i dhënë atij në densitet rreth 30% (3,95 g/cm3). Përshpejtimi i rënies së lirë në rajonin ekuatorial të Marsit përcaktohet në intervalin nga 3,711 deri në 3,76 m/s². Sipërfaqja vlerësohet në 144,800,000 km². Presioni atmosferik luhatet brenda 0,7-0,9 kPa. Shpejtësia e nevojshme për të kapërcyer gravitetin (hapësira e dytë) është 5,072 m/s. Në hemisferën jugore, sipërfaqja mesatare e Marsit është 3-4 km më e lartë se në hemisferën veriore.
Kushtet klimatike
Masa totale e atmosferës së Marsit është rreth 2,51016 kg, por gjatë vitit ajo ndryshon shumë për shkak të shkrirjes ose "ngrirjes" së kapelave polare që përmbajnë dioksid karboni. Presioni mesatar në nivelin e sipërfaqes (rreth 6.1 mbar) është pothuajse 160 herë më pak se afër sipërfaqes së planetit tonë, por në depresione të thellaarrin 10 mbar. Sipas burimeve të ndryshme, rënia e presionit sezonal varion nga 4,0 në 10 mbar.
95,32% e atmosferës së Marsit përbëhet nga dioksidi i karbonit, rreth 4% është argoni dhe azoti, dhe oksigjeni së bashku me avujt e ujit është më pak se 0,2%.
Një atmosferë shumë e rrallë nuk mund ta mbajë nxehtësinë për një kohë të gjatë. Pavarësisht "ngjyrës së nxehtë" që e dallon planetin Mars nga të tjerët, temperatura në sipërfaqe bie në -160°C në pol në dimër dhe në ekuator në verë, sipërfaqja mund të ngrohet vetëm deri në +30°C gjatë ditën.
Klima është sezonale, ashtu si në Tokë, por zgjatja e orbitës së Marsit çon në ndryshime të rëndësishme në kohëzgjatjen dhe regjimin e temperaturës së stinëve. Pranvera dhe vera e freskët e hemisferës veriore së bashku zgjasin shumë më tepër se gjysma e vitit marsian (371 ditë mars), dhe dimri dhe vjeshta janë të shkurtër dhe të moderuar. Vera jugore është e nxehtë dhe e shkurtër, ndërsa dimrat janë të ftohtë dhe të gjatë.
Ndryshimet klimatike sezonale manifestohen më qartë në sjelljen e kapakëve polare, të përbërë nga akulli me një përzierje të grimcave të imta, të ngjashme me pluhurin e shkëmbinjve. Pjesa e përparme e kapakut polar verior mund të largohet nga poli me pothuajse një të tretën e distancës deri në ekuator, dhe kufiri i kapakut jugor arrin gjysmën e kësaj distance.
Temperatura në sipërfaqen e planetit u përcaktua tashmë në fillim të viteve 20 të shekullit të kaluar nga një termometër i vendosur pikërisht në fokusin e një teleskopi reflektues që synon Marsin. Matjet e para (deri në vitin 1924) treguan vlera nga -13 në -28 ° C, dhe në 1976 u specifikuan kufijtë e poshtëm dhe të sipërm të temperaturës.u ul në Mars nga anija kozmike Viking.
stuhitë e pluhurit marsianë
"Ekspozimi" i stuhive të pluhurit, shkalla dhe sjellja e tyre ka zbuluar një mister të mbajtur prej kohësh nga Marsi. Sipërfaqja e planetit ndryshon në mënyrë misterioze ngjyrën, duke magjepsur vëzhguesit që nga kohërat e lashta. Stuhitë e pluhurit doli të ishin shkaku i "kameleonizmit".
Ndryshimet e papritura të temperaturës në Planetin e Kuq shkaktojnë erëra të shfrenuara të dhunshme, shpejtësia e të cilave arrin 100 m/s, dhe graviteti i ulët, pavarësisht nga hollësia e ajrit, i lejon erërat të ngrenë masa të mëdha pluhuri në një lartësi. prej më shumë se 10 km.
Stuhitë e pluhurit nxiten gjithashtu nga një rritje e mprehtë e presionit atmosferik të shkaktuar nga avullimi i dioksidit të karbonit të ngrirë nga kapakët polare të dimrit.
Stuhitë e pluhurit, siç tregohet nga imazhet e sipërfaqes së Marsit, gravitojnë në hapësirë drejt kapave polare dhe mund të mbulojnë zona të mëdha, që zgjasin deri në 100 ditë.
Një tjetër pamje me pluhur, të cilës Marsi i detyrohet ndryshimeve anormale të temperaturës, janë tornadot, të cilët, ndryshe nga "kolegët" tokësorë, enden jo vetëm në zonat e shkretëtirës, por gjithashtu presin në shpatet e kratereve të vullkaneve dhe hinkave të goditjes, duke u kuptuar. lart deri në 8 km. Gjurmët e tyre rezultuan të ishin vizatime gjigante me vija të degëzuara që mbetën misterioze për një kohë të gjatë.
Stuhitë e pluhurit dhe tornadot ndodhin kryesisht gjatë kundërshtimeve të mëdha, kur në hemisferën jugore vera bie në periudhën e kalimit të Marsit përmes pikës së orbitës më afër Diellit.planetet (perihelion).
Imazhet e sipërfaqes së Marsit, të marra nga anija kozmike Mars Global Surveyor, , e cila ka rrotulluar planetin që nga viti 1997, rezultuan të jenë shumë të frytshme për tornadot.
Disa tornado lënë gjurmë, duke fshirë ose thithur në një shtresë të lirshme sipërfaqësore grimcash të imta dheu, të tjerë nuk lënë as "gjurmë gishtash", të tjerë, me furi, vizatojnë figura të ndërlikuara, për të cilat quheshin djaj pluhuri. Vorbullat funksionojnë, si rregull, vetëm, por nuk refuzojnë as "përfaqësimet" në grup.
Veçoritë e lehtësimit
Ndoshta, të gjithë ata që, të armatosur me një teleskop të fuqishëm, panë Marsin për herë të parë, sipërfaqja e planetit i ngjante menjëherë peizazhit hënor, dhe në shumë zona kjo është e vërtetë, por gjithsesi gjeomorfologjia e Marsit është e veçantë dhe unike.
Veçoritë rajonale të relievit të planetit janë për shkak të asimetrisë së sipërfaqes së tij. Sipërfaqet mbizotëruese të sheshta të hemisferës veriore janë 2-3 km nën nivelin zero kushtimisht, dhe në hemisferën jugore, sipërfaqja e ndërlikuar nga krateret, luginat, kanione, depresionet dhe kodrat është 3-4 km mbi nivelin bazë. Zona e tranzicionit midis dy hemisferave, 100–500 km e gjerë, shprehet morfologjikisht nga një gërryer i fortë gjigant, pothuajse 2 km i lartë, që mbulon pothuajse 2/3 e planetit në perimetër dhe gjurmohet nga një sistem gabimesh.
Janë paraqitur format mbizotëruese të tokës që karakterizojnë sipërfaqen e Marsittë ndotura me kratere të gjenezave të ndryshme, male dhe depresione, struktura të ndikimit të depresioneve rrethore (pellgje me shumë unaza), male (kreshta) të zgjatura në mënyrë lineare dhe pellgje të pjerrëta me formë të çrregullt.
Ngritje me majë të sheshtë me skaje të pjerrëta (mesa), kratere të sheshta të gjera (vullkane mburojëje) me shpate të gërryera, lugina gjarpëruese me degë dhe degë, malësi të rrafshuara (rrafshn alta) dhe zona me lugina të alternuara në mënyrë të rastësishme (si mazina të kanioneve) janë të përhapura.
Karakteristikë e Marsit janë depresionet fundosëse me një reliev kaotik dhe pa formë, hapat (gabimet) të ndërtuara komplekse, një sërë kreshtash dhe brazdash nënparalele, si dhe fusha të gjera me pamje krejtësisht "tokësore".
Basenet unazor të kraterit dhe krateret e mëdha (mbi 15 km të gjerë) janë tiparet morfologjike përcaktuese të pjesës më të madhe të hemisferës jugore.
Rajonet më të larta të planetit me emrat Tharsis dhe Elysium ndodhen në hemisferën veriore dhe përfaqësojnë malësi të mëdha vullkanike. Rrafshn alta e Tharsis, e ngritur mbi rrethinën e sheshtë për gati 6 km, shtrihet për 4000 km në gjatësi dhe 3000 km në gjerësi gjeografike. Në pllajë ka 4 vullkane gjigante me një lartësi prej 6,8 km (Mali Alba) deri në 21,2 km (Mali Olimp, diametri 540 km). Majat e maleve (vullkaneve) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) dhe Arsia (Arsia) janë përkatësisht në lartësinë 14, 18 dhe 19 km. Mali Alba qëndron i vetëm në veriperëndim të një rreshti të rreptë vullkanesh të tjerë dheËshtë një strukturë vullkanike mburojë me një diametër prej rreth 1500 km. Volcano Olympus (Olimpus) - mali më i lartë jo vetëm në Mars, por në të gjithë sistemin diellor.
Dy ultësira të mëdha meridionale ngjiten me krahinën e Tharsis nga lindja dhe perëndimi. Shenjat sipërfaqësore të fushës perëndimore me emrin Amazonia janë afër nivelit zero të planetit, dhe pjesët më të ulëta të depresionit lindor (Chris Plain) janë 2-3 km nën nivelin zero.
Në rajonin ekuatorial të Marsit ndodhet malësia e dytë vullkanike më e madhe e Elysium, rreth 1500 km e gjerë. Rrafshn alta ngrihet 4–5 km mbi bazën dhe mbart tre vullkane (Mount Elysium i duhur, Albor Dome dhe Mount Hekate). Mali më i lartë Elysium është rritur në 14 km.
Në lindje të pllajës Tharsis në rajonin ekuatorial, një sistem gjigant luginash (kanionesh) Mariner shtrihet përgjatë shkallës së Marsit (pothuajse 5 km), duke tejkaluar gjatësinë e një prej më të mëdhenjve Grand Kanionet në tokë pothuajse 10 herë, dhe 7 herë më të gjera dhe më të thella. Gjerësia mesatare e luginave është 100 km, dhe parvazet pothuajse të tejdukshme të anëve të tyre arrijnë një lartësi prej 2 km. Lineariteti i strukturave tregon origjinën e tyre tektonike.
Brenda lartësive të hemisferës jugore, ku sipërfaqja e Marsit është thjesht e mbushur me kratere, ka depresionet më të mëdha rrethore të goditjes në planet me emrat Argir (rreth 1500 km) dhe Hellas (2300 km).
Rrafshi i Hellas është më i thellë se të gjitha gropat e planetit (pothuajse 7000 m nën nivelin mesatar), dhe teprica e fushës së Argirit ështënë raport me nivelin e kodrës përreth është 5.2 km. Një ultësirë e ngjashme e rrumbullakosur, Rrafshina Isis (1100 km e gjerë), ndodhet në rajonin ekuatorial të hemisferës lindore të planetit dhe ngjitet me Rrafshin Elysian në veri.
Në Mars, dihen rreth 40 pellgje të tjera të tilla me shumë unazore, por më të vogla në madhësi.
Në hemisferën veriore është ultësira më e madhe në planet (Rrafshi i Veriut), në kufi me rajonin polar. Shenjat e fushave janë nën nivelin zero të sipërfaqes së planetit.
peizazhet eoliane
Do të ishte e vështirë të përshkruash sipërfaqen e Tokës me pak fjalë, duke iu referuar planetit në tërësi, por për të marrë një ide se çfarë lloj sipërfaqeje ka Marsi, nëse thjesht e quani është shkretëtirë e pajetë dhe e thatë, e kuqërremtë në kafe, me rërë shkëmbore, sepse relievi i disektuar i planetit zbutet nga depozitat e lirshme aluviale.
Peizazhet eoliane, të përbëra nga materiali b altë ranor i imët me pluhur dhe i formuar si rezultat i aktivitetit të erës, mbulojnë pothuajse të gjithë planetin. Këto janë duna të zakonshme (si në tokë) (tërthore, gjatësore dhe diagonale) me madhësi nga disa qindra metra deri në 10 km, si dhe depozitime të shtresuara eoliano-akullnajore të kapelave polare. Relievi i veçantë "i krijuar nga Eolus" është i kufizuar në struktura të mbyllura - fundet e kanioneve të mëdha dhe kratereve.
Aktiviteti morfologjik i erës, i cili përcakton tiparet e veçanta të sipërfaqes së Marsit, u shfaq në mënyrë intensiveerozioni (deflacioni), i cili rezultoi në formimin e sipërfaqeve karakteristike, të "gdhendura" me struktura qelizore dhe lineare.
Formacionet eoliano-glaciale të laminuara, të përbëra nga akulli i përzier me reshjet, mbulojnë kapakët polare të planetit. Fuqia e tyre vlerësohet në disa kilometra.
Karakteristikat gjeologjike të sipërfaqes
Sipas një prej hipotezave ekzistuese të përbërjes moderne dhe strukturës gjeologjike të Marsit, bërthama e brendshme e një madhësie të vogël, e përbërë kryesisht nga hekuri, nikeli dhe squfuri, së pari u shkri nga substanca kryesore e planetit. Më pas, rreth bërthamës, u formua një litosferë homogjene me një trashësi rreth 1000 km, së bashku me koren, në të cilën, ndoshta, aktiviteti aktiv vullkanik vazhdon sot me nxjerrjen e pjesëve gjithnjë e më të reja të magmës në sipërfaqe. Trashësia e kores marsiane vlerësohet në 50-100 km.
Që kur njeriu filloi të shikonte yjet më të shndritshëm, shkencëtarët, si të gjithë njerëzit që nuk janë indiferentë ndaj fqinjëve universalë, ndër misteret e tjera, ishin kryesisht të interesuar se çfarë sipërfaqe ka Marsi.
Pothuajse i gjithë planeti është i mbuluar me një shtresë pluhuri kafe-verdhë-kuq të përzier me material të imët b altë dhe rërë. Përbërësit kryesorë të tokës së lirshme janë silikate me një përzierje të madhe të oksideve të hekurit, duke i dhënë sipërfaqes një nuancë të kuqërremtë.
Sipas rezultateve të studimeve të shumta të kryera nga anije kozmike, luhatjet në përbërjen elementare të depozitave të lirshme të shtresës sipërfaqësore të planetit nuk janë aq të rëndësishme sa të sugjerojnë një shumëllojshmëri të gjerë të përbërjes minerale të maleve.shkëmbinjtë që përbëjnë koren marsiane.
Përcaktuar në përmbajtjen mesatare të tokës së silicit (21%), hekurit (12.7%), magnezit (5%), kalciumit (4%), aluminit (3%), squfurit (3.1%), si dhe kaliumi dhe klori (<1%) treguan se baza e depozitimeve të lirshme të sipërfaqes janë produktet e shkatërrimit të shkëmbinjve magmatikë dhe vullkanikë të përbërjes bazë, afër baz alteve të tokës. Në fillim, shkencëtarët dyshuan në diferencimin e rëndësishëm të guaskës së gurit të planetit për sa i përket përbërjes minerale, por studimet e shkëmbinjve të Marsit të kryera si pjesë e projektit Mars Exploration Rover (SHBA) çuan në zbulimin e bujshëm të analogëve tokësorë. andezitet (shkëmbinj me përbërje të ndërmjetme).
Ky zbulim, i konfirmuar më vonë nga gjetjet e shumta të shkëmbinjve të ngjashëm, bëri të mundur të gjykohej se Marsi, ashtu si Toka, mund të ketë një kore të diferencuar, siç dëshmohet nga përmbajtja e konsiderueshme e aluminit, silikonit dhe kaliumit.
Bazuar në një numër të madh imazhesh të marra nga një anije kozmike dhe që bënë të mundur të gjykohet se nga çfarë përbëhet sipërfaqja e Marsit, përveç shkëmbinjve magmatikë dhe vullkanikë, prania e shkëmbinjve vullkano-sedimentarë dhe depozitave sedimentare është e dukshme në planeti, të cilat njihen nga ndarja karakteristike e pllakave dhe shtresat e fragmenteve të daljeve.
Natyra e shtresimit të shkëmbinjve mund të tregojë formimin e tyre në dete dhe liqene. Zonat e shkëmbinjve sedimentarë janë regjistruar në shumë vende të planetit dhe më së shpeshti gjenden në kratere të mëdha.
Shkencëtarët nuk e përjashtojnë formimin "e thatë" të reshjeve të pluhurit të tyre marsian me më tejlithifikim (petrifikimi).
Formacione të përhershme të ngricave
Një vend të veçantë në morfologjinë e sipërfaqes së Marsit zënë formacionet e përhershme të ngricave, shumica e të cilave u shfaqën në faza të ndryshme të historisë gjeologjike të planetit si rezultat i lëvizjeve tektonike dhe ndikimit të faktorëve ekzogjenë.
Bazuar në studimin e një numri të madh imazhesh hapësinore, shkencëtarët arritën njëzëri në përfundimin se uji luan një rol të rëndësishëm në formimin e pamjes së Marsit së bashku me aktivitetin vullkanik. Shpërthimet vullkanike çuan në shkrirjen e mbulesës së akullit, e cila, nga ana tjetër, shërbeu për zhvillimin e erozionit ujor, gjurmët e të cilit janë ende të dukshme sot.
Fakti që ngrica e përhershme në Mars u formua tashmë në fazat më të hershme të historisë gjeologjike të planetit, dëshmohet jo vetëm nga kapelet polare, por edhe nga format specifike të tokës të ngjashme me peizazhin në zonat e përhershme të ngricave në Tokë.
Formacionet e ngjashme me vorbullën, të cilat duken si depozitime të shtresuara në rajonet polare të planetit në imazhet satelitore, nga afër janë një sistem tarracash, parvazësh dhe depresionesh që formojnë forma të ndryshme.
Depozitat e kapakëve polare disa kilometra të trasha përbëhen nga shtresa të dioksidit të karbonit dhe akullit të ujit të përzier me material llumi dhe të imët.
Format tokësore të zhytjes karakteristike për zonën ekuatoriale të Marsit shoqërohen me procesin e shkatërrimit të shtresave kriogjenike.
Uji në Mars
Në pjesën më të madhe të sipërfaqes së Marsit, uji nuk mund të ekzistojë në lënggjendje për shkak të presionit të ulët, por në disa rajone me një sipërfaqe totale prej rreth 30% të sipërfaqes së planetit, ekspertët e NASA-s pranojnë praninë e ujit të lëngshëm.
Rezervat ujore të vendosura në mënyrë të besueshme në Planetin e Kuq janë të përqendruara kryesisht në shtresën afër sipërfaqes së permafrostit (kriosferës) me një trashësi deri në shumë qindra metra.
Shkencëtarët nuk përjashtojnë ekzistencën e liqeneve relikte me ujë të lëngshëm dhe nën shtresat e kapakut polare. Bazuar në vëllimin e vlerësuar të kriolitosferës marsiane, rezervat e ujit (akullit) vlerësohen në rreth 77 milion km³, dhe nëse marrim parasysh vëllimin e mundshëm të shkëmbinjve të shkrirë, kjo shifër mund të ulet në 54 milion km³.
Përveç kësaj, ekziston një mendim se nën kriolitosferë mund të ketë shtresa me rezerva kolosale të ujit të kripur.
Shumë fakte tregojnë praninë e ujit në sipërfaqen e planetit në të kaluarën. Dëshmitarët kryesorë janë mineralet, formimi i të cilave nënkupton pjesëmarrjen e ujit. Para së gjithash, është hematit, minerale argjile dhe sulfate.
retë marsiane
Sasia totale e ujit në atmosferën e planetit "të tharë" është më shumë se 100 milionë herë më pak se në Tokë, dhe megjithatë sipërfaqja e Marsit është e mbuluar, megjithëse të rralla dhe të padukshme, por reale dhe madje të k altërosh, megjithatë, i përbërë nga pluhur akulli. Vranësia formohet në një gamë të gjerë lartësish nga 10 deri në 100 km dhe është e përqendruar kryesisht në brezin ekuatorial, duke u ngritur rrallë mbi 30 km.
Mjegullat dhe retë e akullit janë gjithashtu të zakonshme pranë kapakëve polare në dimër (mjegull polare), por këtu ato mund të"bie" nën 10 km.
Retë mund të marrin një ngjyrë rozë të zbehtë kur grimcat e akullit përzihen me pluhurin e ngritur nga sipërfaqja.
Janë regjistruar re të një larmie formash, duke përfshirë me onde, me vija dhe cirrus.
peizazh marsian nga lartësia njerëzore
Për herë të parë për të parë se si duket sipërfaqja e Marsit nga lartësia e një njeriu të gjatë (2.1 m) lejoi "krahun" e roverit të kuriozitetit të armatosur me një aparat fotografik në 2012. Përpara vështrimit të habitur të robotit, u shfaq një fushë "ranore", me zhavorr, e mbushur me kalldrëm të vegjël, me dalje të rralla të sheshta, ndoshta shkëmbinj themeli, shkëmbinj vullkanikë.
Një pamje e mërzitshme dhe monotone në njërën anë u gjallërua nga kreshta kodrinore e skajit të kraterit Gale, dhe nga ana tjetër nga masa e pjerrët e butë e malit Sharp, 5,5 km i lartë, i cili ishte objekt i gjuetia e anijes kozmike.
Kur planifikonin rrugën përgjatë fundit të kraterit, autorët e projektit, me sa duket, as nuk dyshuan se sipërfaqja e Marsit, e marrë nga roveri Curiosity, do të ishte kaq e larmishme dhe heterogjene, në kundërshtim me shpresa për të parë vetëm një shkretëtirë të mërzitshme dhe monotone.
Rrugës për në malin Sharp, robotit iu desh të kapërcejë sipërfaqet e rrafshta të thyera, të sheshta, shpatet e buta të shkëmbinjve vullkano-sedimentare (duke gjykuar nga struktura e shtresuar në patate të skuqura), si dhe kolapset e bllokut të k altërosh të errët. shkëmbinj vullkanikë me një sipërfaqe qelizore.
Aparati gjatë rrugës qëlloi në objektiva "të treguar nga lart" (kalldrëm) me puls lazer dhe shpoi puse të vogla (deri në 7 cm të thella) për të studiuar përbërjen materiale të mostrave. Nga analiza e materialit të përftuar, përveç përmbajtjes së elementeve shkëmbformues karakteristikë të shkëmbinjve me përbërje bazë (baz altet), u vu re prania e përbërjeve të squfurit, azotit, karbonit, klorit, metanit, hidrogjenit dhe fosforit, d.m.th. "komponentët e jetës".
Përveç kësaj, u gjetën minerale argjile, të formuara në prani të ujit me një aciditet neutral dhe përqendrim të ulët të kripës.
Bazuar në këtë informacion, në lidhje me informacionin e marrë më parë, shkencëtarët ishin të prirur të arrinin në përfundimin se miliarda vjet më parë kishte ujë të lëngshëm në sipërfaqen e Marsit dhe dendësia e atmosferës është shumë më e lartë se sot.
Ylli i mëngjesit të Marsit
Që kur anija kozmike Mars Global Surveyor orbitoi Planetin e Kuq në një distancë prej 139 milionë km rreth botës në maj 2003, ja si duket Toka nga sipërfaqja e Marsit.
Por në fakt, planeti ynë duket nga atje përafërsisht ashtu si ne e shohim Venusin në orët e mëngjesit dhe të mbrëmjes, vetëm që shkëlqen në errësirën kafe të qiellit marsian, një pikë e vogël e vetmuar (me përjashtim të hënës pak të dallueshme). është pak më e ndritshme se Venusi.
Fotografia e parë e Tokës nga sipërfaqja ishtee bërë në orën e parë nga roveri Spirit në mars 2004, dhe Toka pozoi "dor për dore me Hënën" për anijen kozmike Curiosity në 2012 dhe doli edhe "më e bukur" se hera e parë.
