ดาวอังคาร

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
ระวังสับสนกับ พระอังคาร
ดาวอังคาร  สัญลักษณ์ทางดาราศาสตร์ของดาวอังคาร
ดาวอังคาร
ภาพดาวอังคารโดย 
กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ในปี 2003
ลักษณะของวงโคจร[1]
จุดเริ่มยุค J2000
ระยะจุดไกล
ดวงอาทิตย์ที่สุด
:
ระยะจุดใกล้
ดวงอาทิตย์ที่สุด
:
206.62 ล้านกิโลเมตร
(1.3814 หน่วยดาราศาสตร์)
กึ่งแกนเอก:
227,939,100 กิโลเมตร
(1.523679 หน่วยดาราศาสตร์)
เส้นรอบวง
ของวงโคจร:
1.429 เทระเมตร
(9.553 หน่วยดาราศาสตร์)
ความเยื้องศูนย์กลาง: 0.0935±0.0001
คาบดาราคติ:
คาบซินอดิก:
779.94 วัน
(2.135 ปีจูเลียน)
อัตราเร็วเฉลี่ย
ในวงโคจร
:
24.077 กิโลเมตร/วินาที
อัตราเร็วสูงสุด
ในวงโคจร:
26.499 กิโลเมตร/วินาที
อัตราเร็วต่ำสุด
ในวงโคจร:
21.972 กิโลเมตร/วินาที
อนอมัลลีเฉลี่ย: 19.3564 องศา (°)
ความเอียง:
ลองจิจูด
ของจุดโหนดขึ้น
:
49.562°
ระยะมุมจุด
ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด
:
286.537°
ดาวบริวารของ: ดวงอาทิตย์
จำนวนดาวบริวาร: 2
ลักษณะทางกายภาพ
รัศมีเฉลี่ย:
3,389.5±0.2 กิโลเมตร[a][3]
รัศมีตามแนวศูนย์สูตร:
3,396.2±0.1 กิโลเมตร[a][3]
(0.533 เท่าของโลก)
รัศมีตามแนวขั้ว:
3,376.2±0.1 กิโลเมตร[a][3]
(0.531 เท่าของโลก)
ความแป้น: 0.00589±0.00015
พื้นที่ผิว:
144,798,500 ตารางกิโลเมตร
(0.284 เท่าของโลก)
ปริมาตร:
1.6318×1011 กม.³[4]
(0.151 เท่าของโลก)
มวล:
6.4185×1023 กิโลกรัม[4]
(0.107 เท่าของโลก)
ความหนาแน่นเฉลี่ย: 3.9335±0.0004 กรัม/ซม.³[4]
ความโน้มถ่วง
ที่ศูนย์สูตร:
3.711 เมตร/วินาที²[4]
0.376 จี
อัตราส่วนโมเมนต์ความเฉื่อย: 0.3662±0.0017[5]
ความเร็วหลุดพ้น: 5.027 กม./วินาที
คาบการหมุน
รอบตัวเอง
:
1.025957 วัน
(24ชั่วโมง 37นาที 22วินาที)[4]
ความเร็วการหมุน
รอบตัวเอง:
868.22 กิโลเมตร/ชั่วโมง
241.17 เมตร/วินาที (ที่ศูนย์สูตร)
ความเอียงของแกน: 25.19° กับระนาบการโคจร[6]
ไรต์แอสเซนชัน
ของขั้วเหนือ:
317.68143°
(21ชั่วโมง 10นาที 44วินาที)
เดคลิเนชัน
ของขั้วเหนือ:
52.88650°
อัตราส่วนสะท้อน:
อุณหภูมิพื้นผิว:
   เคลวิน
   เซลเซียส
ต่ำสุด เฉลี่ย สูงสุด
130 K 210 K[6] 308 K
−143 °C[8] -63 °C 35 °C[9]
โชติมาตรปรากฏ: +1.6[10] ถึง −2.91[6]
ขนาดเชิงมุม: 3.5 – 25.1[6]
ลักษณะของบรรยากาศ
ความดันบรรยากาศ
ที่พื้นผิว:
0.636 กิโลปาสกาล
(ผันแปรจาก 0.4 ถึง 0.87)[6][11]
องค์ประกอบ:

ดาวอังคาร (อังกฤษ: Mars) เป็นดาวเคราะห์ลำดับที่สี่จากดวงอาทิตย์ เป็นดาวเคราะห์เล็กที่สุดอันดับที่สองในระบบสุริยะรองจากดาวพุธ ในภาษาอังกฤษได้ชื่อตามเทพเจ้าแห่งสงครามของโรมัน มักได้รับขนานนาม "ดาวแดง" เพราะมีออกไซด์ของเหล็กดาษดื่นบนพื้นผิวทำให้มีสีออกแดงเรื่อ[15] ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หินที่มีบรรยากาศเบาบาง มีลักษณะพื้นผิวคล้ายคลึงกับทั้งหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ และภูเขาไฟ หุบเขา ทะเลทราย ตลอดจนพิดน้ำแข็งขั้วดาวที่ปรากฏบนโลก คาบการหมุนรอบตัวเองและวัฏจักรฤดูกาลของดาวอังคารก็มีความคล้ายคลึงกับโลกซึ่งความเอียงก่อให้เกิดฤดูกาลต่าง ๆ ดาวอังคารเป็นที่ตั้งของโอลิมปัสมอนส์ ภูเขาไฟใหญ่ที่สุดบนดาวอังคารและสูงสุดอันดับสองในระบบสุริยะเท่าที่มีการค้นพบ และเป็นที่ตั้งของเวลส์มาริเนริส แคนยอนขนาดใหญ่อันดับต้น ๆ ในระบบสุริยะ แอ่งบอเรียลิสที่ราบเรียบในซีกเหนือของดาวปกคลุมกว่าร้อยละ 40 ของพื้นที่ทั้งหมดและอาจเป็นลักษณะการถูกอุกกาบาตชนครั้งใหญ่[16][17] ดาวอังคารมีดาวบริวารสองดวง คือ โฟบอสและดีมอสซึ่งต่างก็มีขนาดเล็กและมีรูปร่างบิดเบี้ยว ทั้งคู่อาจเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ถูกจับไว้[18][19] คล้ายกับทรอยของดาวอังคาร เช่น 5261 ยูเรกา

ก่อนหน้าการบินผ่านดาวอังคารที่สำเร็จครั้งแรกของ มาริเนอร์ 4 เมื่อ 1965 หลายคนคาดว่ามีน้ำในรูปของเหลวบนพื้นผิวดาวอังคาร แนวคิดนี้อาศัยผลต่างเป็นคาบที่สังเกตได้ของรอยมืดและรอยสว่าง โดยเฉพาะในละติจูดขั้วดาวซึ่งดูเป็นทะเลและทวีป บางคนแปลความรอยมืดริ้วลายขนานเป็นร่องทดน้ำสำหรับน้ำในรูปของเหลว ภายหลัง มีการอธิบายว่าภูมิประเทศเส้นตรงเหล่านั้นเป็นภาพลวงตา แม้ว่าหลักฐานทางธรณีวิทยาที่ภารกิจไร้คนบังคับรวบรวมชี้ว่า ครั้งหนึ่งดาวอังคารเคยมีน้ำปริมาณมากปกคลุมบนพื้นผิว ณ ช่วงใดช่วงหนึ่งในระยะต้น ๆ ของอายุ[20] ในปี 2005 เรดาร์เผยว่ามีน้ำแข็งน้ำ (water ice) ปริมาณมากขั้วทั้งสองของดาว[21] และที่ละติจูดกลาง[22][23] ยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารสปิริต พบตัวอย่างสารประกอบเคมีที่มีโมเลกุลน้ำเมื่อเดือนมีนาคม 2007 ส่วนลงจอดฟีนิกซ์ พบตัวอย่างน้ำแข็งน้ำโดยตรงในดินส่วนตื้นของดาวอังคารเมื่อวันที่ 31 กรกฎาคม 2008[24]

มียานอวกาศที่กำลังปฏิบัติงานอยู่เจ็ดลำ ห้าลำอยู่ในวงโคจร ได้แก่ 2001 มาร์สโอดิสซี มาร์สเอ็กซ์เพรส มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมเว็น และมาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน และสองลำบนพื้นผิว ได้แก่ ยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารออปพอร์ทูนิตี และยานมาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรีคิวริออซิตี การสังเกตโดย มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เปิดเผยว่ามีความเป็นไปได้ที่จะมีน้ำไหลในช่วงเดือนที่ร้อนที่สุดบนดาวอังคาร[25] ในปี 2013 ยานคิวริออซิตี ของนาซาค้นพบว่าดินของดาวอังคารมีน้ำเป็นองค์ประกอบระหว่างร้อยละ 1.5 ถึง 3 โดยมวล แม้ว่าน้ำนั้นจะติดอยู่กับสารประกอบอื่น ทำให้ไม่สามารถเข้าถึงได้โดยอิสระ[26]

กำลังมีการสืบค้นเพื่อประเมินศักยภาพความสามารถอยู่อาศัยได้ในอดีตของดาวอังคาร ตลอดจนความเป็นไปได้ที่จะมีสิ่งมีชีวิตหลงเหลืออยู่ มีการสืบค้นบริเวณนั้นโดยส่วนลงจอด ไวกิง โรเวอร์ สปิริต และออปพอร์ทูนิตี ส่วนลงจอดฟีนิกซ์ และโรเวอร์ คิวริออซิตี[27][28] มีการวางแผนภารกิจทางชีวดาราศาสตร์ไว้แล้ว ซึ่งรวม มาร์ส 2020 และเอ็กโซมาร์สโรเวอร์ [29][30]

ดาวอังคารสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจากโลกโดยง่ายซึ่งจะปรากฏให้เห็นเป็นสีออกแดง มีความส่องสว่างปรากฏได้ถึง −2.91[6] ซึ่งเป็นรองเพียงดาวพฤหัสบดี ดาวศุกร์ ดวงจันทร์ และดวงอาทิตย์ กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินโดยทั่วไปมีขีดจำกัดการมองเห็นรายละเอียดของภูมิประเทศขนาดประมาณ 300 กิโลเมตรเมื่อโลกและดาวอังคารเข้าใกล้กันมากที่สุดอันเป็นผลจากบรรยากาศของโลก[31]

เนื้อหา

ลักษณะทางกายภาพ[แก้]

โลกเทียบกับดาวอังคาร
ภาพเคลื่อนไหว (00:40) แสดงภูมิประเทศสำคัญ

ดาวอังคารมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณครึ่งหนึ่งของโลก และมีพื้นที่ผิวน้อยกว่าพื้นที่ผิวดินทั้งหมดของโลกรวมกันเพียงเล็กน้อย[6] ดาวอังคารมีความหนาแน่นน้อยกว่าโลก มีปริมาตรประมาณร้อยละ 15 ของโลก และมีมวลประมาณร้อยละ 11 ของมวลของโลก ถึงแม้ว่าดาวอังคารจะมีขนาดใหญ่กว่าและมีมวลมากกว่าดาวพุธก็ตาม แต่ดาวพุธมีความหนาแน่นสูงกว่า เป็นผลให้แรงโน้มถ่วงบริเวณพื้นผิวดาวเคราะห์ทั้งสองนั้นแทบจะเท่ากัน โดยดาวอังคารมีแรงดึงโน้มถ่วงสูงกว่าเพียงไม่ถึงร้อยละหนึ่ง ลักษณะปรากฏสีแดงปนส้มของพื้นผิวดาวอังคารมีสาเหตุมาจากไอเอิร์น(III) ออกไซด์ รู้จักกันในชื่อสามัญคือฮีมาไทต์หรือสนิมเหล็ก[32] อาจมองเห็นคล้ายกับบัตเตอร์สกอตช์[33] และสีอื่น ๆ ที่ปรากฏทั่วไปตามพื้นผิวนั้นมีได้ทั้งสีทอง สีน้ำตาล สีน้ำตาลอ่อน หรือสีออกเขียวขึ้นอยู่กับแร่องค์ประกอบ[33]

โครงสร้างภายใน[แก้]

เช่นเดียวกันกับโลก ดาวอังคารมีการแยกชั้นองค์ประกอบออกเป็นส่วนแก่นโลหะความหนาแน่นสูงซึ่งถูกห่อหุ้มอยู่ภายใต้ส่วนประกอบอื่น ๆ ที่มีความหนาแน่นน้อยกว่า[34] แบบจำลองปัจจุบันของโครงสร้างภายในแสดงรัศมีอาณาบริเวณของแก่นดาวอยู่ที่ประมาณ 1,794±65 กิโลเมตร (1,115±40 ไมล์) มีองค์ประกอบหลักเป็นเหล็กและนิกเกิล โดยมีกำมะถันรวมอยู่ด้วยประมาณร้อยละ 16-17[35] คาดว่าแก่นไอเอิร์น(II) ซัลไฟด์นั้นมีธาตุเบาเป็นองค์ประกอบมากกว่าแก่นของโลกถึงสองเท่า[36] แก่นดาวล้อมรอบไปด้วยเนื้อดาวซิลิเกตซึ่งประกอบขึ้นเป็นโครงสร้างทางธรณีสัณฐานและภูเขาไฟต่าง ๆ บนดาวเคราะห์ซึ่งในปัจจุบันเหมือนจะสงบนิ่ง นอกเหนือจากซิลิกอนและออกซิเจน ธาตุที่มีมากที่สุดในเปลือกผิวของดาวอังคารได้แก่ เหล็ก แมกนีเซียม อะลูมิเนียม แคลเซียม และโพแทสเซียม ความหนาเฉลี่ยของเปลือกดาวอยู่ที่ประมาณ 50 กิโลเมตร (31 ไมล์) มีความหนาสูงสุดที่ประมาณ 125 กิโลเมตร (78 ไมล์)[36] เปลือกโลกซึ่งมีความหนาเฉลี่ย 40 กิโลเมตร (25 ไมล์) ถือว่ามีความหนาเพียงหนึ่งในสามของเปลือกดาวอังคารเมื่อเปรียบสัมพัทธ์กับขนาดของดาวเคราะห์ทั้งคู่ ยานส่วนลงจอดอินไซต์ตามแผนกำหนดการในปี 2016 (พ.ศ. 2559) จะมีการใช้เครื่องมือตรวจวัดความไหวสะเทือนเพื่อให้ได้แบบจำลองโครงสร้างภายในดาวที่ชัดเจนมากยิ่งขึ้น[37]

ธรณีวิทยาพื้นผิว[แก้]

ดูบทความหลักที่: ธรณีวิทยาดาวอังคาร

ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หินประกอบขึ้นจากแร่ชนิดต่าง ๆ ที่มีซิลิกอน ออกซิเจน โลหะ ตลอดจนธาตุอื่น ๆ อีกหลายชนิดเป็นองค์ประกอบรวมกันเข้าเป็นหิน พื้นผิวของดาวอังคารมีหินบะซอลต์ชนิดโทเลอิทิกเป็นองค์ประกอบหลัก[38] แม้ว่าหลายส่วนเป็นหินชนิดที่มีซิลิกาสูงมากกว่าหินบะซอลต์ทั่วไปและอาจมีความคล้ายคลึงกับหินแอนดีไซต์บนโลกหรือแก้วซิลิเกต ภูมิภาคที่มีอัตราส่วนสะท้อนต่ำแสดงการมีเฟลด์สปาร์กลุ่มเพลจิโอเคลสหนาแน่น ในขณะที่ภูมิภาคที่มีอัตราส่วนสะท้อนต่ำทางตอนเหนือเผยให้เห็นการมีแผ่นซิลิเกตและแก้วชนิดที่มีซิลิกอนสูงด้วยความหนาแน่นสูงกว่าปกติ ในหลายส่วนของภูมิภาคที่ราบสูงตอนใต้ตรวจพบไพรอกซีนชนิดแคลเซียมสูงรวมอยู่เป็นปริมาณมาก นอกจากนั้นยังมีการพบฮีมาไทต์และโอลิวีนหนาแน่นในภูมิภาคจำเพาะบางแห่ง[39] พื้นที่ผิวส่วนใหญ่ถูกปกคลุมด้วยชั้นหนาของเม็ดฝุ่นไอเอิร์น(III) ออกไซด์ละเอียด[40][41]

แผนที่ธรณีวิทยาของดาวอังคาร (USGS; 14 กรกฎาคม 2014) (แผนที่เต็ม / วิดีโอ)[42][43][44]

ถึงแม้ว่าดาวอังคารจะไม่มีหลักฐานของโครงสร้างสนามแม่เหล็กระดับครอบคลุมทั่วทั้งดาวในปัจจุบัน[45] แต่ผลการสังเกตแสดงให้ทราบว่าหลายส่วนของเปลือกดาวถูกกระทำด้วยอำนาจแม่เหล็กและการพลิกผันสลับขั้วของสนามไดโพลเคยปรากฏมาแล้วในอดีต เพราะในทางบรรพวิทยาแม่เหล็ก แร่ที่มีความไวต่อแรงแม่เหล็กนั้นย่อมแสดงคุณสมบัติเช่นเดียวกันกับแถบสลับที่พบบนพื้นมหาสมุทรของโลก ทฤษฎีหนึ่งที่มีการตีพิมพ์ในปี 1999 (พ.ศ. 2542) และมีการตรวจสอบอีกครั้งในเดือนตุลาคม ปี 2005 (พ.ศ. 2548) (โดยอาศัยข้อมูลจากมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์) ชี้ว่าแนวแถบต่าง ๆ ที่เกิดขึ้นแสดงถึงกิจกรรมการแปรสัณฐานแผ่นธรณีภาคบนดาวอังคารเมื่อเวลากว่าสี่พันล้านปีก่อน ก่อนที่ไดนาโมของดาวเคราะห์จะหยุดลงเป็นผลให้สนามแม่เหล็กของดาวจางหายไป[46]

ในช่วงการก่อกำเนิดระบบสุริยะ ดาวอังคารได้ถือกำเนิดขึ้นจากผลของกระบวนการสุ่มของมวลที่พอกพูนขึ้นแยกออกจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ดาวอังคารจึงมีคุณลักษณะทางเคมีที่จำเพาะพิเศษหลายประการตามตำแหน่งในระบบสุริยะ ธาตุต่าง ๆ ที่มีจุดเดือดค่อนข้างต่ำตัวอย่างเช่นคลอรีน ฟอสฟอรัส และกำมะถัน จะพบเป็นปกติบนดาวอังคารในระดับที่มากกว่าโลก เป็นไปได้ว่าธาตุเหล่านี้ถูกขับออกมาจากบริเวณใกล้ดวงอาทิตย์โดยลมสุริยะอันทรงพลังในช่วงต้นของอายุขัย[47]

หลังการก่อกำเนิดดาวเคราะห์แล้ว ทั้งหมดล้วนตกเป็นเหยื่อของ "การระดมชนหนักครั้งสุดท้าย" กว่าร้อยละ 60 ของพื้นที่ผิวดาวอังคารแสดงบันทึกเหตุการณ์การระดมชนจากยุคนั้น[48][49][50] ในขณะที่เป็นไปได้ว่าพื้นที่ผิวส่วนที่เหลืออีกมากมายวางตัวอยู่ภายใต้แอ่งขนาดมโหฬารซึ่งก็เกิดขึ้นจากเหตุการณ์ดังกล่าว มีหลักฐานของแอ่งพุ่งชนขนาดมหึมาในบริเวณซีกโลกเหนือของดาวอังคารซึ่งแผ่ขยายกว้างราว 8,500 กิโลเมตร และยาวร่วม 10,600 กิโลเมตร (5,300 x 6,600 ไมล์) หรือมีขนาดใหญ่เป็นสี่เท่าของแอ่งไอต์เค็น-ขั้วใต้ของดวงจันทร์ ทำให้เป็นแอ่งจากการพุ่งชนที่มีขนาดใหญ่ที่สุดเท่าที่มีการค้นพบ[16][17] ทฤษฎีนี้เสนอว่าดาวอังคารถูกพุ่งชนโดยวัตถุขนาดเท่าดาวพลูโตเมื่อประมาณสี่พันล้านปีก่อน และคาดว่าเหตุการณ์นี้เองเป็นสาเหตุทำให้ดาวอังคารมีซีกดาวแตกต่างกันเป็นสองลักษณะอย่างชัดเจน เกิดแอ่งบอเรียลิสอันราบเรียบปกคลุมพื้นที่กว่าร้อยละ 40 ทางซีกเหนือของดาวเคราะห์[51][52]

ภาพรังสรรค์โดยศิลปินแสดงภาพของดาวอังคารว่าน่าจะเป็นอย่างไรเมื่อสี่พันล้านปีก่อน[53]

ประวัติศาสตร์ธรณีวิทยาของดาวอังคารสามารถแบ่งออกได้เป็นหลายช่วงเวลา แต่สำหรับช่วงเวลาหลักแล้วสามารถแบ่งได้เป็นสามยุคด้วยกัน[54][55]

  • ยุคโนอาเคียน (ตั้งชื่อตาม โนอาคิสเทร์รา หรือแผ่นดินของโนอาห์): เป็นช่วงกำเนิดพื้นผิวดาวอังคารที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ปรากฏ อยู่ในช่วงเวลาประมาณ 4.5 พันล้านปีก่อนจนถึง 3.5 พันล้านปีที่ผ่านมา พื้นผิวยุคโนอาเคียนเต็มไปด้วยริ้วรอยจากการพุ่งชนขนาดใหญ่ครั้งแล้วครั้งเล่า ส่วนโป่งธาร์ซิส ที่ราบสูงภูเขาไฟที่คาดว่าเกิดขึ้นในระหว่างยุคนี้พร้อมด้วยการท่วมท้นอย่างกว้างขวางของน้ำของเหลวในช่วงปลายยุค
  • ยุคเฮสเพียเรียน (ตั้งขื่อตาม เฮสเพียเรียนเพลนัม หรือที่ราบสูงตะวันตก): ราว 3.5 พันล้านปีก่อน จนถึงช่วงเวลาประมาณ 2.9 - 3.3 พันล้านปีที่ผ่านมา เป็นยุคที่มีรอยปรากฏชัดเจนของการเกิดที่ราบลาวาขนาดใหญ่
  • ยุคแอมะโซเนียน (ตั้งขื่อตาม แอมะโซนิสเพลนิเชีย หรือที่ราบแอมะซอน): นับตั้งแต่ 2.9 - 3.3 พันล้านปีก่อนจนถึงปัจจุบัน พิ้นผิวยุคนี้มีหลุมจากการพุ่งชนน้อยแต่ค่อนข้างหลากหลาย ภูเขาไฟโอลิมปัสเกิดขึ้นในยุคนี้ร่วมไปกับการไหลของลาวาอีกหลายที่บนดาวอังคาร

กิจกรรมทางธรณีวิทยาบางอย่างยังคงเกิดขึ้นบนดาวอังคาร ที่หุบเขาอะธาบาสกามีร่องรอยการไหลของลาวาในลักษณะเป็นแผ่นอายุกว่า 200 ล้านปี ปรากฏร่องรอยการไหลของน้ำในพื้นผิวท่ามกลางรอยเลื่อนซึ่งเรียกว่าร่องแยกเซอร์เบอรัสด้วยอายุน้อยกว่า 20 ล้านปี บ่งชี้ว่าเป็นการพลุ่งขึ้นของภูเขาไฟเมื่อไม่นานมานี้เช่นกัน[56] วันที่ 19 กุมภาพันธ์ 2008 (พ.ศ. 2551) ภาพจากยานมาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์แสดงให้เห็นหลักฐานของหิมะที่พังทลายลงมาจากหน้าผาความสูง 700 เมตร[57]

หินที่มีความโดดเด่นบนดาวอังคาร
Adirondacksquare.jpg
PIA00819left-MarsRock-BarnacleBill.gif
PIA14762-MarsCuriosityRover-BathurstInletRock.jpg
MarsViking1Lander-BigJoeRock-19780211.jpg
Block Island.jpg
58606main image feature 167 jwfull.jpg
MarsCuriosityRover-CoronationRock-N165-20120817-crop.jpg
El Capitan sol27 pancam.jpg
แอดิรอนแด็ก
(สปิริต)
บาร์นาเคิลบิลล์
(โซเจินเนอร์)
บาเธอร์สอินเลต
(คิวริออซิตี)
บิกโจ*
(ไวกิง)
บล็อกไอแลนด์
(ออปพอร์ทูนิตี) M
เบาซ์
(ออปพอร์ทูนิตี)
คอโรเนชัน
(คิวริออซิตี)
เอลแคปปิแตน
(ออปพอร์ทูนิตี)
PIA17074-MarsOpportunityRover-EsperanceRock-20130223-fig1.jpg
PIA16187-MarsCuriosityRover-GoulburnRock-20120817-crop.jpg
PIA07269-Mars Rover Opportunity-Iron Meteorite.jpg
PIA19076-MarsCuriosityRover-WhaleRock-CrossBedding-20141102.jpg
PIA17062-MarsCuriosityRover-HottahRockOutcrop-20120915.jpg PIA16192-MarsCuriosityRover-Target-JakeRock-20120927.jpg
PIA05482 modest.jpg
NASA Curiosity rover - Link to a Watery Past (692149main Williams-2pia16188-43).jpg
เอสเพอแรนซ์*
(ออปพอร์ทูนิตี)
กูลเบิร์น
(คิวริออซิตี)
ฮีตชีลด์
(ออปพอร์ทูนิตี) M
วาฬ*
(คิวริออซิตี)
ฮอตทาห์
(คิวริออซิตี)
เจคมาติเยวิช
(คิวริออซิตี)
ลาสต์แชนซ์
(ออปพอร์ทูนิตี)
ลิงก์
(คิวริออซิตี)
Mackinac Island.jpg
Mars rock Mimi by Spirit rover.jpg
PIA13418 - Oileán Ruaidh meteorite on Mars (false colour).jpg
Pot of gold upclose.jpg
PIA16452-MarsCuriosityRover-Rocknest3Rock-20121005.jpg
391243main-MarsRover-ShelterIslandMeteorite-20091002-crop.jpg
PIA16795-MarsCuriosityRover-TintinaRock-Context-20130119.jpg
NASA-MarsRock-Yogi-SuperRes.jpg
มักคินเนาไอแลนด์
(ออปพอร์ทูนิตี) M
มีมี*
(สปิริต)
อิลลอนรูอาห์
(ออปพอร์ทูนิตี) M
พอตออฟโกลด์
(สปิริต)
ร็อกเนสต์ 3
(คิวริออซิตี)
เชลเตอร์ไอแลนด์
(ออปพอร์ทูนิตี) M
ทินทินา
(คิวริออซิตี)
โยกี
(โซเจินเนอร์)
(หมายเหตุ: * = เชื่อมโยงกับบทความที่เกี่ยวข้องกับปฏิบัติการที่พบหิน; M = อุกกาบาต)

ดิน[แก้]

ดูบทความหลักที่: ดินดาวอังคาร
ฝุ่นที่มีซิลิกาปริมาณสูง เผยให้เห็นโดยยานสำรวจดาวอังคารสปิริต

ข้อมูลจากยานส่วนลงจอดฟีนิกซ์ที่ส่งกลับมาแสดงว่าดินดาวอังคารมีความเป็นด่างเล็กน้อยและประกอบด้วยธาตุต่าง ๆ อาทิเช่น แมกนีเซียม โซเดียม โพแทสเซียม และคลอรีน สารอาหารเหล่านี้สามารถพบได้ทั่วไปในสวนบนโลกและต่างก็จำเป็นต่อการเจริญเติบโตของพืช[58] การทดสอบโดนยานสำรวจเผยว่าดินดาวอังคารมีสมบัติเป็นด่างด้วยค่า พีเอชที่ 7.7 และมีเกลือเปอร์คลอเรตอยู่ราวร้อยละ 0.6[59][60][61][62]

มีภูมิประเทศที่เป็นเส้นพาดขวางอยู่ทั่วไปบนดาวอังคารและที่เกิดขึ้นใหม่ ๆ ปรากฏบ่อยครั้งในบริเวณส่วนลาดที่สูงชันของหลุมตกกระทบ ร่องลึก และหุบเหว รอยเส้นพาดจะมีสีคล้ำในช่วงแรกแล้วค่อย ๆ จางลงเมื่อเวลาผ่านไป ในบางครั้งรอยเส้นเริ่มต้นในพื้นที่เล็ก ๆ ก่อนที่จะแผ่ขยายกว้างออกไปได้เป็นหลายร้อยเมตร สามารถมองเห็นได้ตามขอบของหินขนาดใหญ่และเครื่องกีดขวางต่าง ๆ ตามเส้นทางอีกด้วย ทฤษฎีที่ได้รับการยอมรับโดยทั่วไปกล่าวว่ารอยเส้นเหล่านั้นเป็นดินชั้นล่างซึ่งมีสีคล้ำแต่ถูกเปิดออกมาให้เห็นจากการพังทลายของฝุ่นสีจางทางด้านบนหรือโดยพายุฝุ่น[63] มีการเสนอคำอธิบายไปอีกหลายแนวทาง บางส่วนอธิบายว่าเกี่ยวข้องกับน้ำหรือแม้กระทั่งว่าเป็นการเจริญเติบโตของสิ่งมีชีวิต[64][65]

อุทกวิทยา[แก้]

ดูบทความหลักที่: น้ำบนดาวอังคาร
ภาพถ่ายกำลังขยายสูงถ่ายโดยยานออปพอร์ทูนิตี แสดงการพอกตัวของฮีมาไทต์สีเทา ซึ่งบ่งชี้ว่าเคยมีน้ำในสถานะของเหลวปรากฏในอดีต

น้ำของเหลวนั้นไม่สามารถดำรงอยู่ได้บนดาวอังคารเนื่องจากความกดอากาศที่ต่ำมากเพียงแค่หนึ่งในร้อยของโลก[66] เว้นแต่พื้นที่ลุ่มต่ำบางบริเวณในช่วงเวลาเพียงสั้น ๆ[67][68] แผ่นน้ำแข็งที่ขั้วดาวทั้งคู่มีสภาพที่พอจะให้น้ำในปริมาณมาก ๆ ได้[69][70] เฉพาะปริมาตรของน้ำแข็งขั้วใต้ของดาวหากละลายลงก็จะให้น้ำเพียงพอสำหรับปกคลุมพื้นผิวทั้งหมดของดาวเคราะห์ได้ด้วยความลึก 11 เมตร (36 ฟุต)[71] ชั้นดินเยือกแข็งคงตัวแผ่ขยายจากขั้วดาวลงมาจนถึงประมาณละติจูดที่ 60 องศา[69]

คาดว่าน้ำแข็งปริมาณมากถูกจับเอาไว้ภายในไครโอสเฟียร์หนาของดาวอังคาร ข้อมูลเรดาร์จาก มาร์สเอ็กซ์เพรส และ มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมื่อกรกฎาคม 2005 (พ.ศ. 2548) แสดงน้ำแข็งปริมาณมหาศาลที่ขั้วทั้งสองของดาว[21][72] และในเดือนพฤศจิกายน 2008 (พ.ศ. 2551) พบในบริเวณละติจูดกลาง[22] ยานส่วนลงจอดฟีนิกซ์พบตัวอย่างน้ำแข็งโดยตรงในดินส่วนตื้นของดาวอังคารเมื่อวันที่ 31 กรกฎาคม 2008[24]

ลักษณะทางธรณีสัณฐานที่มองเห็นบนดาวอังคารบ่งชี้อย่างหนักแน่นว่ามีน้ำของเหลวปรากฏบนพื้นผิวดาวเคราะห์ เส้นทางคดเคี้ยวขนาดใหญ่ที่โอบคลุมพื้นดินที่ถูกกัดเซาะหรือช่องทางการไหลออกนั้นตัดผ่านพื้นผิวโดยรอบกว่า 25 แห่ง คาดว่าร่องรอยเหล่านี้เป็นบันทึกประวัติศาสตร์ของกระบวนการกัดเซาะระหว่างที่มีการปลดปล่อยน้ำอย่างถล่มทลายออกมาจากชั้นหินอุ้มน้ำใต้พื้นผิว อย่างไรก็ตามโครงสร้างบางส่วนถูกตั้งสมมติฐานว่าเป็นผลมาจากการกระทำของธารน้ำแข็งหรือลาวา[73][74] ตัวอย่างหนึ่งที่มีขนาดใหญ่คือ มาดดิมวัลลิส ซึ่งมีความยาว 700 กิโลเมตร (430 ไมล์) และมีขนาดใหญ่มากยิ่งกว่าแกรนด์แคนยอนด้วยความกว้าง 20 กิโลเมตร (12 ไมล์) และความลึก 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) ในบางท้องที่ คาดว่าภูมิประเทศถูกกัดสร้างขึ้นมาโดยการไหลของน้ำตั้งแต่ช่วงต้น ๆ ของประวัติศาสตร์ดาวอังคาร[75] ช่องทางการไหลเหล่านี้ที่มีอายุน้อยที่สุดคาดว่าเพิ่งจะเกิดขึ้นเมื่อเวลาเพียงไม่กี่ล้านปีที่แล้ว[76] สำหรับที่อื่น ๆ โดยเฉพาะพื้นที่ที่เก่าแก่ที่สุดบนผิวดาวอังคาร โครงสร้างระดับเล็กย่อยตลอดจนเครือข่ายหุบเขาที่กระจายเป็นกิ่งก้านสาขาล้วนแผ่ขยายพาดขวางเป็นสัดส่วนอย่างมีนัยสำคัญในภาคพื้นภูมิประเทศ รูปลักษณะของหุบเขาเหล่านี้รวมทั้งการกระจายตัวแสดงนัยอย่างเด่นชัดว่าถูกเซาะสร้างโดยการไหลบ่าซึ่งเป็นผลลัพธ์มาจากฝนหรือหิมะที่ตกลงมาเมื่อยุคแรกของประวัติศาสตร์ดาวอังคาร การไหลของน้ำใต้ผิวดินและการผุดเซาะของน้ำบาดาลอาจแสดงบทบาทย่อยสำคัญในหลายเครือข่าย แต่หยาดน้ำฟ้าน่าจะเป็นสาเหตุหลักของริ้วร่องเกือบทั้งหมดในแต่ละกรณี[77]

ร่วมไปกับผนังของหลุมอุกกาบาตหรือหุบเขาลึก มีลักษณะภูมิประเทศนับพันที่ปรากฏคล้ายคลึงกับโตรกห้วยบนพื้นดิน ห้วยต่าง ๆ นี้มักมีอยู่ในพื้นที่ราบสูงทางซีกใต้ของดาวและเผชิญกับเส้นศูนย์สูตร ทั้งหมดชี้ไปในแนวขั้วดาวที่ละติจูด 30 องศา นักวิจัยจำนวนหนึ่งเสนอว่ากระบวนการก่อกำเนิดเกี่ยวข้องกับน้ำของเหลวซึ่งอาจมาจากน้ำแข็งที่ละลาย[78][79] แม้ว่าจะมีอีกหลายคนแย้งว่ากลไกในการเกิดเกี่ยวข้องกับคาร์บอนไดออกไซด์เยือกแข็งหรือการเคลื่อนที่ของฝุ่นแห้ง[80][81] ไม่ปรากฏว่ามีโตรกห้วยที่ถูกกร่อนทำลายบางส่วนโดยการผุกร่อนตามสภาพอากาศ และก็สังเกตไม่พบในหลุมจากการพุ่งชนทั้งหลายที่มีความเด่นชัด จึงเป็นเครื่องชี้ว่าภูมิประเทศดังกล่าวยังมีอายุน้อยและอาจเป็นได้ว่ายังคงเกิดขึ้นในปัจจุบัน[79]

ลักษณะทางธรณีวิทยาอื่นอีกหลายประการ เช่น ดินดอนสามเหลี่ยมปากแม่น้ำ และตะกอนน้ำพารูปพัดที่ถูกเก็บรักษาไว้ในหลุมอุกกาบาตต่าง ๆ เป็นพยานหลักฐานที่เสริมให้ทราบว่ามีสภาพแวดล้อมอุ่น-ชื้น ณ บางช่วงเวลาหรือหลายช่วงเวลาในประวัติศาสตร์ยุคต้นของดาวอังคาร[82] สภาวะแวดล้อมเช่นนี้เป็นสิ่งที่จำเป็นสำหรับการเกิดมีอย่างกว้างขวางของทะเลสาบหลุมอุกกาบาตที่ข้ามผ่านเป็นสัดส่วนขนาดใหญ่บนพื้นผิว และนับว่ายังเป็นหลักฐานอิสระทั้งในทางแร่วิทยา ตะกอนวิทยา และธรณีสัณฐานวิทยาอีกด้วย[83]

ส่วนประกอบของหินบริเวณ "เยลโลไนฟ์เบย์" - หินเวนมีแคลเซียมและกำมะถันมากกว่าดินที่ถูกพามา - ผลจากเอพีเอกซ์เอส - คิวริออซิตี (มีนาคม 2013)

หลักฐานนอกเหนือจากนี้ที่ยืนยันการที่ครั้งหนึ่งเคยมีน้ำของเหลวปรากฏบนผิวดาวอังคารมาจากการตรวจพบแร่ที่มีความจำเพาะ เช่น ฮีมาไทต์ และเกอไทต์ ซึ่งทั้งคู่บางครั้งจะก่อตัวในที่ที่มีน้ำ[84] ในปี 2004 (พ.ศ. 2547) ยานออปพอร์ทูนิตี ตรวจพบแร่จาโรไซต์ซึ่งก่อตัวขึ้นเฉพาะเมื่อมีน้ำในสภาพเป็นกรด เป็นเครื่องพิสูจน์ว่าครั้งหนึ่งเคยมีน้ำอยู่บนดาวอังคาร[85] หลักฐานเพิ่มเติมเกี่ยวกับน้ำของเหลวเมื่อไม่นานมานี้มาจากการค้นพบแร่ยิปซัมบนพื้นดินโดยยานสำรวจออปพอร์ทูนิตีของนาซา เมื่อธันวาคม 2011 (พ.ศ. 2554)[86][87] นอกจากนี้ ฟรานซิส แมคคับบิน หัวหน้าฝ่ายศึกษา นักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ที่มหาวิทยาลัยนิวเม็กซิโกในแอลบูเคอร์คี ตรวจสอบลักษณะไฮดรอกไซด์ในผลึกแร่จากดาวอังคาร แถลงว่าน้ำในแมนเทิลส่วนบนของดาวอังคารมีปริมาณเท่ากับหรือมากกว่าที่โลกมีอยู่ที่ระดับ 50 - 300 ส่วนในล้านส่วน ซึ่งมากเพียงพอที่จะครอบคลุมพื้นผิวทั้งหมดของดาวได้ด้วยความลึก 200 ถึง 1,000 เมตร (660 ถึง 3,280 ฟุต)[88]

เมื่อวันที่ 18 มีนาคม 2013 (พ.ศ. 2556) นาซารายงานหลักฐานจากเครื่องตรวจวัดบนยานสำรวจคิวริออซิตี ของแร่ที่เกิดขึ้นโดยมีน้ำเป็นองค์ประกอบ อย่างเช่นไฮเดรตของแคลเซียมซัลเฟต ในตัวอย่างหินหลายชนิดรวมทั้งชิ้นส่วนที่แตกออกมาของหิน "ทินทินา" และหิน "ซัตตันอินเลียร์" เช่นเดียวกับเวนและโนดูลในหินอื่น ๆ เช่นหิน "นอร์" และหิน "เวอนิกเก"[89][90][91] การวิเคราะห์โดยใช้เครื่องมือดีเอเอ็นของยานสำรวจภาคพื้นให้หลักฐานเรื่องน้ำใต้ผิวดินว่ามีปริมาณกว่าร้อยละ 4 ลึกลงไปจนถึงระดับ 60 เซนติเมตร (24 นิ้ว) ในเส้นทางเคลื่อนผ่านของยานจากตำแหน่งจุดลงจอดแบรดบูรี ไปจนถึงพื้นที่ เยลโลไนฟ์เบย์ ในบริเวณภูมิภาคเกลเนก [89]

นักวิจัยบางส่วนเชื่อว่าส่วนใหญ่ของพิ้นที่ราบต่ำทางตอนเหนือของดาวเคยถูกมหาสมุทรปกคลุมด้วยความลึกหลายร้อยเมตร ทั้งนี้ยังอยู่ในระหว่างการโต้แย้ง[92] ในเดือนมีนาคม 2015 (พ.ศ. 2558) นักวิทยาศาสตร์ระบุว่ามหาสมุทรดังกล่าวอาจมีขนาดราวมหาสมุทรอาร์กติกของโลก การวินิจฉัยนี้ได้มาจากการประเมินอัตราส่วนระหว่างน้ำและดิวเทอเรียมในบรรยากาศปัจจุบันของดาวอังคารเทียบกันกับอัตราส่วนที่พบบนโลก ปริมาณดิวเทอเรียมที่พบบนดาวอังคารมีมากกว่าที่ดำรงอยู่บนโลกถึงแปดเท่า บ่งชี้ว่าดาวอังคารครั้งโบราณกาลมีน้ำเป็นปริมาณมากอย่างมีนัยสำคัญ ผลสำรวจจากยานคิวริออซิตี มาพบในภายหลังว่ามีดิวเทอเรียมในอัตราส่วนสูงในหลุมอุกกาบาตเกล อย่างไรก็ตามค่าที่ได้ยังไม่สูงพอที่จะสนับสนุนว่าเคยมีมหาสมุทรอยู่ นักวิทยาศาสตร์รายอื่น ๆ เตือนว่าการศึกษาใหม่นี้ยังไม่ได้รับการยืนยัน และชี้ประเด็นว่าแบบจำลองภูมิอากาศดาวอังคารยังไม่ได้แสดงว่าดาวเคราะห์มีความอบอุ่นเพียงพอในอดีตที่ผ่านมาที่จะเอื้อให้น้ำคงอยู่ในรูปของเหลวได้[93]

แผ่นขั้วโลก[แก้]

ดูบทความหลักที่: น้ำแข็งขั้วโลกดาวอังคาร
แผ่นน้ำแข็งขั้วเหนือช่วงต้นฤดูร้อน 1999 (พ.ศ. 2542)
แผ่นน้ำแข็งขั้วใต้ในช่วงฤดูร้อน 2000 (พ.ศ. 2543)

ดาวอังคารมีแผ่นน้ำแข็งถาวรอยู่ที่ขั้วทั้งสอง เมื่อถึงฤดูหนาวของแต่ละขั้วพื้นที่โดยรอบก็จะตกอยู่ในความมืดอย่างต่อเนื่อง การเยือกเย็นลงของพื้นผิวเป็นสาเหตุให้เกิดการเยือกแข็งสะสมของบรรยากาศกว่าร้อยละ 25 - 30 ลงมาเป็นแผ่น CO2 เยือกแข็ง (น้ำแข็งแห้ง)[94] เมื่อแต่ละขั้วกลับมาได้รับแสงแดดอีกครั้ง CO2 เยือกแข็งก็จะระเหิด เกิดเป็นลมขนาดมหึมากวาดซัดไปทั่วบริเวณขั้วด้วยอัตราเร็วถึง 400 กิโลเมตร/ชั่วโมง (250 ไมล์/ชั่วโมง) ปรากฏการณ์ตามฤดูกาลนี้ช่วยเคลื่อนย้ายฝุ่นและไอน้ำปริมาณมหาศาลให้ลอยสูงขึ้นคล้ายกับเมฆเซอร์รัสเยือกแข็งขนาดใหญ่บนโลก ยานสำรวจออปพอร์ทูนิตี ถ่ายภาพเมฆที่เป็นน้ำเยือกแข็งนี้ได้ในปี 2004 (พ.ศ. 2547)[95]

ภาพตามแนวคิดศิลปิน แสดงการปะทุแบบไกเซอร์ของแก๊สและฝุ่นบนดาวอังคาร

แผ่นที่ขั้วโลกทั้งสองมีองค์ประกอบหลักกว่าร้อยละ 70 เป็นน้ำเยือกแข็ง สำหรับคาร์บอนไดออกไซด์เยือกแข็งจะสะสมตัวเป็นชั้นที่บางกว่าเมื่อเทียบกันโดยหนาประมาณหนึ่งเมตรบนแผ่นขั้วเหนือเฉพาะในช่วงฤดูหนาวเท่านั้น ในขณะที่แผ่นขั้วใต้เป็นแผ่นน้ำแข็งแห้งคงตัวปกคลุมด้วยความหนาประมาณแปดเมตร แผ่นน้ำแข็งแห้งคงตัวที่ปกคลุมยังขั้วใต้นี้เกลื่อนกล่นไปด้วยหลุมตื้น ๆ พื้นเรียบขอบโค้งเว้าไม่แน่นอนหรือลักษณะภูมิประเทศแบบเนยแข็งสวิส ภาพถ่ายซ้ำยังสถานที่เดิมแสดงให้เห็นการขยายตัวของรอยเหล่านี้ได้หลายเมตรต่อปี บอกให้ทราบว่าแผ่น CO2 คงตัวที่ปกคลุมขั้วใต้เบื้องบนแผ่นน้ำแข็งจากน้ำนั้นมีการสลายตัวไปตามเวลา[96] แผ่นปกคลุมขั้วเหนือมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 1,000 กิโลเมตร (620 ไมล์) ระหว่างฤดูร้อนของซีกเหนือของดาวอังคาร[97] และมีปริมาตรน้ำแข็งประมาณ 1.6 ล้านลูกบาศก์กิโลเมตร (380,000 ลูกบาศก์ไมล์) ซึ่งหากกระจายตัวอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งแผ่นก็จะมีความหนาถึง 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) [98] (เปรียบเทียบกับน้ำแข็งปริมาตร 2.85 ล้านลูกบาศก์กิโลเมตร (680,000 ลูกบาศก์ไมล์) ของแผ่นน้ำแข็งกรีนแลนด์) แผ่นชั้วใต้มีเส้นผ่าศูนย์กลาง 350 กิโลเมตร (220 ไมล์) และมีความหนา 3 กิโลเมตร (1.9 ไมล์)[99] ปริมาตรรวมของน้ำแข็งในแผ่นขั้วใต้รวมทั้งที่เก็บสะสมในชั้นบริเวณใกล้เคียงประมาณว่ามีอยู่กว่า 1.6 ล้านลูกบาศก์กิโลเมตร[100] แผ่นขั้วโลกทั้งคู่มีร่องรูปเกลียวปรากฏ ตามข้อมูลการวิเคราะห์จากชาเรดหรือเรดาร์สำรวจส่วนตื้นของดาวอังคารผ่านน้ำแข็ง แสดงว่าร่องดังกล่าวเป็นผลจากลมพัดลาดลงซี่งหมุนเป็นเกลียวเนื่องจากผลกระทบโคริโอลิส[101][102]

การเยือกแข็งตามฤดูกาลในบางท้องที่ใกล้กับแผ่นน้ำแข็งขั้วใต้ทำให้เกิดชั้นใสของแผ่นน้ำแข็งแห้งหนาประมาณหนึ่งเมตรเหนือพื้นดิน เมื่อถึงฤดูใบไม้ผลิ แสงอาทิตย์ทำให้ใต้พื้นผิวอุ่นขึ้น ความดันจาก CO2 ระเหิดบริเวณข้างใต้แผ่นจะดัน ยก และสุดท้ายทำให้แผ่นแตกออก ซึ่งนำไปสู่การปะทุแบบไกเซอร์ของแก๊ส CO2 ผสมกับทรายบะซอลต์สีคล้ำหรือฝุ่น กระบวนการนี้เกิดขึ้นเร็ว สังเกตจากอวกาศได้ในเวลาเพียงไม่กี่วันหรืออาจเป็นหลายสัปดาห์ถึงหลายเดือน อัตราการเปลี่ยนแปลงค่อนข้างจะไม่ปกติในทางธรณีวิทยาโดยเฉพาะกับดาวอังคาร แก๊สที่เคลื่อนไหลไปข้างใต้แผ่นจนถึงตำแหน่งไกเซอร์จะกัดสลักรูปแบบคล้ายใยแมงมุมกระจายออกเป็นรัศมีตามช่องทางที่ผ่านใต้น้ำแข็ง กระบวนการที่เกิดขึ้นเหมือนกับภาคตรงข้ามของโครงข่ายการกัดเซาะจากน้ำที่ระบายลงหลุมที่ดึงจุกอุดออกไป[103][104][105][106]

ภูมิศาสตร์และการตั้งชื่อภูมิประเทศพื้นผิว[แก้]

ดูบทความหลักที่: ภูมิศาสตร์ดาวอังคาร
แผนที่ภูมิประเทศจากโมลา แสดงพื้นที่มีระดับสูง (สีแดงและสีส้ม) เป็นพื้นที่ส่วนใหญ่ในซีกโลกใต้ของดาวอังคาร ที่ราบลุ่ม (สีฟ้า) ทางตอนเหนือ ที่ราบสูงภูเขาไฟกำหนดขอบเขตที่ราบทางเหนือในบางบริเวณ ในขณะที่พื้นที่สูงมีแอ่งจากการพุ่งชนขนาดใหญ่หลายแห่ง

แม้ว่าโยฮันน์ ไฮน์ริก ฟอน เมดเลอร์ และวิลเฮล์ม เบียร์จะเป็นที่จดจำอย่างดียิ่งว่าเป็นผู้วาดแผนที่ดวงจันทร์แต่พวกเขาก็เป็น "นักวาดแผนที่ดาวอังคาร" อันดับแรก พวกเขาเริ่มโดยกำหนดภูมิประเทศพื้นผิวดาวอังคารส่วนใหญ่ให้เป็นหลักฐานมั่นคง และโดยการนี้จึงสามารถวัดคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารได้อย่างแม่นยำมากขึ้น ในปี 1840 (พ.ศ. 2383) เมดเลอร์รวบรวมผลการสังเกตตลอดสิบปีของเขาแล้ววาดแผนที่ดาวอังคารขึ้นเป็นครั้งแรก แทนที่จะมีการตั้งชื่อให้กับจุดสังเกตต่าง ๆ อันหลายหลากนั้น เบียร์และเมดเลอร์กลับใช้วิธีง่าย ๆ โดยระบุด้วยตัวอักษร เมอริเดียนเบย์ (ไซนัสเมอริเดียนี) ถูกเรียกเป็นภูมิประเทศ "a"[107]

ปัจจุบันนี้ภูมิประเทศบนดาวอังคารได้รับการตั้งชื่อจากหลายแหล่งที่มา ภูมิประเทศที่เห็นโดดเด่นจะตั้งชื่อตามเทววิทยาคลาสสิก หลุมอุกกาบาตที่ใหญ่กว่า 60 กิโลเมตรตั้งชื่อตามชื่อของนักวิทยาศาสตร์ นักเขียน และบุคคลอื่นใดที่มีบทบาทช่วยเหลือสนับสนุนในการศึกษาดาวอังคารซึ่งได้ล่วงลับไปแล้ว หลุมอุกกาบาตที่เล็กกว่า 60 กิโลเมตรลงมา ตั้งชื่อตามชื่อเมืองหรือหมู่บ้านบนโลกซึ่งจะต้องมีประชากรน้อยกว่า 100,000 คน หุบเขาขนาดใหญ่ได้ชื่อมาจาก คำ "ดาวอังคาร" หรือ ดาวฤกษ์" ในภาษาต่าง ๆ นานา ส่วนหุบเขาขนาดเล็กนั้นได้ชื่อจากชื่อของแม่น้ำ[108]

ภูมิประเทศที่มีความโดดเด่นขนาดใหญ่ยังคงมีชื่อเรียกเดิมอยู่หลายชื่อ แต่ก็มักมีการปรับปรุงเพื่อให้สะท้อนองค์ความรู้ใหม่เกี่ยวกับธรรมชาติของภูมิประเทศนั้น ตัวอย่างเช่น นิกซ์โอลิมปิกา (หิมะแห่งโอลิมปัส) กลายมาเป็น โอลิมปัสมอนส์ (ภูเขาโอลิมปัส)[109] พื้นผิวดาวอังคารที่มองเห็นจากโลกแบ่งออกได้เป็นสองกลุ่มพื้นที่จากความแตกต่างของการสะท้อนแสง ที่ราบสีจางที่ปกคลุมด้วยฝุ่นและทรายอันอุดมไปด้วยออกไซด์ของเหล็กซึ่งมีสีแดงนั้น ครั้งหนึ่งเคยคิดกันว่าเป็น "ทวีป" ของดาวอังคาร จึงมีการตั้งชื่อทำนอง อะเรเบียเทร์รา (แผ่นดินแห่งอาระเบีย) หรืออย่าง แอมะโซนิสเพลนิเชีย (ที่ราบแอมะซอน) ภูมิประเทศคล้ำถูกคิดว่าเป็นทะเล ดังนั้นจึงตั้งชื่ออย่าง แมร์เอริเตรียม (ทะเลแดง) แมร์ไซเรนัม และออโรรีไซนัส ภูมิประเทศมืดคล้ำที่มีขนาดใหญ่ที่สุดที่มองเห็นจากโลกคือ เซียทิสเมเจอร์เพลนัม[110] แผ่นน้ำแข็งคงตัวทางขั้วเหนือได้ชื่อว่า เพลนัมบอเรียม ในขณะที่แผ่นทางขั้วใต้เรียกว่า เพลนัมออสเทรล

เส้นศูนย์สูตรของดาวอังคารถูกกำหนดโดยการหมุนของดาว แต่ตำแหน่งของเมริเดียนแรกเป็นสิ่งที่ถูกระบุขึ้นเอง ดังเช่นตำแหน่งกรีนิชของโลก คือต้องเลือกกำหนดจุดชี้ขาดขึ้นมา เมดเลอร์และเบียร์ได้เลือกเส้นเมอริเดียนในปี 1830 (พ.ศ. 2373) สำหรับแผนที่แรกของดาวอังคาร ต่อมาภายหลังยานอวกาศมาริเนอร์ 9 ได้ให้ภาพดาวอังคารมากมายในปี 1972 (พ.ศ. 2515) หลุมอุกกาบาตขนาดเล็กซึ่งได้ชื่อภายหลังว่า แอรี-0 ในบริเวณ ไซนัสเมอริเดียนี ("อ่าวตรงกลาง" หรือ "อ่าวเมอริเดียน") ได้ถูกเลือกเป็นจุดนิยามลองจิจูดที่ 0.0 องศา เพื่อให้พ้องตรงกันกับเส้นที่ได้กำหนดไว้เดิม[111]

เพราะดาวอังคารไม่มีมหาสมุทรดังนั้นจึงไม่มี "ระดับน้ำทะเล" พื้นผิวที่มีระดับการยกตัวเป็นศูนย์จึงถูกเลือกใช้เป็นระดับอ้างอิงแทนซึ่งเรียกว่า แอรีออยด์ [112] ของดาวอังคาร เปรียบดังจีออยด์บนพื้นผิวโลก ระดับความสูงที่มีค่าเท่ากับศูนย์ถูกกำหนด ณ ความสูงที่มีความดันบรรยากาศเท่ากับ 610.5 ปาสกาล (6.105 มิลลิบาร์)[113] ค่าความดันนี้สอดคล้องกับจุดสามสถานะของน้ำและมีค่าประมาณร้อยละ 0.6 ของความดันพื้นผิวที่ระดับน้ำทะเลบนโลก (0.006 บรรยากาศ)[114] ในทางปฏิบัติ ณ ปัจจุบัน พื้นผิวนี้ถูกกำหนดโดยตรงจากดาวเทียมตรวจวัดความโน้มถ่วง

แผนที่สี่มุมดาวอังคาร[แก้]

ภาพอิมเมจแมพดังต่อไปนี้ของดาวอังคารแบ่งออกเป็นแผนที่สี่มุมจำนวน 30 ชิ้น กำหนดโดยองค์การสำรวจธรณีวิทยาสหรัฐอเมริกา[115][116] แผนที่แต่ละชิ้นมีการกำกับตัวเลขพร้อมอักษรนำหน้า "MC" ย่อมาจาก "Mars Chart" หรือแผนภาพดาวอังคาร[117] ด้านบนคือแผนที่ตอนเหนือสุด ตำแหน่ง 0°N 180°W / 0°N 180°W / 0; -180 อยู่ทางซ้ายสุดเหนือเส้นศูนย์สูตร ภาพแผนที่ได้มาจากมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์

Mars Quad Map
เกี่ยวกับภาพนี้
0°N 180°W / 0°N 180°W / 0; -180
0°N 0°W / 0°N -0°E / 0; -0
90°N 0°W / 90°N -0°E / 90; -0
MC-01

แมร์บอเรียม
MC-02

ไดอะเครีย
MC-03

อาร์คาเดีย
MC-04

แมร์แอซิเดเลียม
MC-05

อิสมีเนียสลาคัส
MC-06

เคเซียส
MC-07

ซีเบรเนีย
MC-08

แอมะโซนิส
MC-09

ธาร์ซิส
MC-10

ลูนีเพลัส
MC-11

ออกเซียเพลัส
MC-12

อะเรเบีย
MC-13

เซียทิสเมเจอร์
MC-14

อะเมนเธส
MC-15

อิลีเซียม
MC-16

เมมโนเนีย
MC-17

ฟีนีซิส
MC-18

โคเพรตส์
MC-19

มาร์การิติเฟอร์
MC-20

ซาบีอัส
MC-21

ไออาพีเจีย
MC-22

ทีร์รีนัม
MC-23

อีโอลิส
MC-24

แฟธอนติส
MC-25

ธอเมเซีย
MC-26

อาร์จีเร
MC-27

โนอาคิส
MC-28

เฮลลาส
MC-29

เอริเดเนีย
MC-30

แมร์ออสเทรล


ภูมิประเทศจากการถูกพุ่งชน[แก้]

หลุมอุกกาบาตบอนเนวิลล์และฐานช่วยลงจอดของยานโรเวอร์สปิริต

ภูมิประเทศของดาวอังคารมีการแยกออกเป็นสองลักษณะอย่างโดดเด่นคือ พื้นที่ราบแบนจากการไหลของลาวาทางซีกเหนือซึ่งผิดแผกเด่นชัดจากที่ราบสูงอันอุดมไปด้วยหลุมเล็กหลุมน้อยจากการถูกพุ่งชนมาแต่ครั้งโบราณกาลทางซีกใต้ การวิจัยในปี 2008 (พ.ศ. 2551) แสดงหลักฐานโน้มเอียงไปยังทฤษฎีที่เสนอขึ้นในปี 1980 (พ.ศ. 2523) ซึ่งกล่าวว่า ราวสี่พันล้านปีก่อน ซีกเหนือของดาวอังคารถูกพุ่งชนโดยวัตถุขนาดใหญ่ราวหนึ่งในสิบถึงสองในสามของดวงจันทร์ของโลก ถ้าทฤษฎีนี้เป็นจริงย่อมทำให้ซีกเหนือของดาวอังคารเป็นตำแหน่งของหลุมการพุ่งชนด้วยขนาดยาว 10,600 กิโลเมตร และกว้าง 8,500 กิโลเมตร (6,600 x 5,300 ไมล์) หรือโดยคร่าว ๆ แล้วเท่ากับพื้นที่ของยุโรป เอเชีย และออสเตรเลียทั้งหมดรวมกัน มีขนาดใหญ่ยิ่งกว่าแอ่งไอต์เค็น-ขั้วใต้ของดวงจันทร์และเป็นหลุมตกกระทบที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ[16][17]

รอยจากดาวเคราะห์น้อยพุ่งชนดาวอังคารที่ใหม่มาก 3°20′N 219°23′E / 3.34°N 219.38°E / 3.34; 219.38 - ซ้าย-ก่อน/27 มีนาคม & ขวา-หลัง/28 มีนาคม 2012 (MRO)[118]

ดาวอังคารมีรอยตำหนิของหลุมจากการพุ่งชนมากมาย เฉพาะที่มีเส้นผ่าศูนย์กลางมากกว่า 5 กิโลเมตร (3.1 ไมล์) ขึ้นไป พบว่ามีจำนวนรวมกว่า 43,000 แห่ง[119] หลุมใหญ่ที่สุดที่มีการยืนยันแล้วคือแอ่งตกกระทบเฮลลาส ภูมิประเทศอัลเบโดจางมองเห็นได้ชัดเจนจากโลก[120] จากการที่ดาวอังคารมีมวลน้อย ความน่าจะเป็นที่จะถูกพุ่งชนจากวัตถุต่าง ๆ จึงอยู่ราวครึ่งหนึ่งของโลก แต่ด้วยตำแหน่งของดาวอังคารซึ่งใกล้เคียงกับแถบดาวเคราะห์น้อย ฉะนั้นจึงมีโอกาสมากขึ้นที่จะโดนจู่โจมโดยวัตถุมากมายจากแถบดังกล่าว ดาวอังคารยังคล้ายว่าจะถูกพุ่งชนโดยดาวหางคาบสั้นอยู่บ่อยครั้งอีกด้วย อย่างเช่นกลุ่มที่อยู่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดี[121] นอกเหนือจากนี้ หลุมอุกกาบาตที่พบบนดาวอังคารเมื่อเทียบกันแล้วยังน้อยกว่าที่พบบนดวงจันทร์ค่อนข้างมาก เพราะบรรยากาศของดาวอังคารสามารถปกป้องต้านทานต่ออุกกาบาตขนาดเล็กได้ หลุมอุกกาบาตบางแห่งมีลักษณะทางสัณฐานวิทยาที่แสดงว่าพื้นบริเวณนั้นเปียกชื้นภายหลังจากที่อุกกาบาตพุ่งชนแล้ว[122]

ภูเขาไฟ[แก้]

ภาพไล่ระดับเฉดสีจากโมลาของซีกตะวันตกของดาวอังคาร แสดงส่วนโป่งธาร์ซิส (สีแดงและน้ำตาล) จุดสูงของภูเขาไฟปรากฏเป็นสีขาว
ดูบทความหลักที่: ภูเขาไฟบนดาวอังคาร

ภูเขาไฟรูปโล่โอลิมปัสมอนส์ (เมาท์โอลิมปัส) เป็นภูเขาไฟที่ดับแล้วในบริเวณธาร์ซิส พื้นที่ราบสูงกว้างใหญ่ซึ่งยังมีภูเขาไฟขนาดใหญ่อื่นอีกหลายลูก โอลิมปัสมอนส์มีความสูงโดยประมาณกว่าสามเท่าของความสูงของเขาเอเวอเรสต์ซึ่งเทียบกันแล้วสูงเพียง 8.8 กิโลเมตร (5.5 ไมล์)[123] ทำให้ภูเขาไฟลูกนี้เป็นเขาที่สูงที่สุดหรือสูงเป็นอันดับสองในระบบสุริยะขึ้นอยู่กับวิธีการวัดซึ่งแตกต่างกันออกไป ทำให้ได้ค่าตัวเลขตั้งแต่ 21 ถึง 27 กิโลเมตร (13 ถึง 17 ไมล์)[124][125]

ตำแหน่งธรณีภาค[แก้]

เวลส์มาริเนริส (เป็นรูปละตินของ หุบเขามาริเนอร์ หรือรู้จักในชื่อ อะกาธาดีมอน ในแผนที่คลองเก่า) เป็นหุบเขาขนาดใหญ่ มีความยาวร่วม 4,000 กิโลเมตร (2,500 ไมล์) และมีความลึกได้มากถึง 7 กิโลเมตร (4.3 ไมล์) ความยาวของเวลส์มาริเนริสเทียบเท่ากับความยาวของทวีปยุโรปและทอดยาวกินระยะทางกว่าหนึ่งในห้าของเส้นรอบวงของดาวอังคาร หากเทียบกันแล้ว แกรนด์แคนยอนบนโลกมีความยาวเพียง 446 กิโลเมตร (277 ไมล์) และมีความลึกเพียงเกือบ 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) เท่านั้น เวลส์มาริเนริสกำเนิดขึ้นจากการปูดนูนขึ้นของพื้นที่ธาร์ซิสจนเป็นสาเหตุให้เปลือกดาวเคราะห์ในพื้นที่เวลส์มาริเนริสแตกทลายออก มีการเสนอในปี 2012 (พ.ศ. 2555) ว่าเวลส์มาริเนริสไม่ได้เป็นเพียงแค่กราเบนแต่ยังเป็นขอบเขตระหว่างแผ่นเปลือกดาวที่ปรากฏการเคลื่อนตัวแบบเลื่อนผ่านกันกว่า 150 กิโลเมตร (93 ไมล์) ทำให้ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์ที่อาจจะมีการวางตัวของแผ่นธรณีภาคเป็นสองแผ่น[126][127]

หลุมโพรง[แก้]

ปากทางเข้าถ้ำทั้งเจ็ด (คาดว่า)

ภาพจากเธมิสหรือระบบถ่ายภาพจากการปล่อยความร้อนซึ่งอยู่บนยาน 2001 มาร์สโอดิสซีของนาซา ได้เผยให้เห็นถึงปากทางเข้าถ้ำที่เป็นไปได้เจ็ดแห่งบริเวณด้านข้างของภูเขาไฟอาร์เซียมอนส์[128] มีการตั้งชื่อถ้ำเหล่านี้ตามชื่อของคนรักแต่ละคนของบรรดาผู้คนพบซึ่งเรียกรวม ๆ กันว่า "น้องสาวทั้งเจ็ด"[129] ปากทางเข้าถ้ำมีความกว้างวัดได้ตั้งแต่ 100 ไปจนถึง 252 เมตร (328 ถึง 827 ฟุต) และเชื่อว่ามีความลึกอย่างน้อย 73 ถึง 96 เมตร (240 ถึง 315 ฟุต) เนื่องจากแสงไม่สามารถส่องลงถึงพื้นของเกือบทุกถ้ำ จึงเป็นไปได้ว่าตัวถ้ำอาจทอดยาวลึกเข้าไปมากกว่าค่าขั้นต่ำที่ประเมินไว้และอาจขยายกว้างออกใต้พื้นผิว มีเฉพาะ "เดนา" เท่านั้นที่เป็นข้อยกเว้นเพราะสามารถมองเห็นพื้นถ้ำและวัดความลึกได้เท่ากับ 130 เมตร (430 ฟุต) ภายในถ้ำโพรงเหล่านี้น่าจะเป็นบริเวณที่ปลอดภัยจากอุกกาบาตขนาดเล็ก รังสีอัลตราไวโอเลต เปลวสุริยะ และอนุภาคพลังงานสูงต่าง ๆ ที่กระหน่ำชนพื้นผิวของดาวเคราะห์[130]

บรรยากาศ[แก้]

ดูบทความหลักที่: บรรยากาศของดาวอังคาร
บรรยากาศที่หลุดหนีไปจากดาวอังคาร (คาร์บอน ออกซิเจน และไฮโดรเจน) โดยเมเว็นในรังสียูวี[131]

ดาวอังคารสูญเสียแม็กนีโตสเฟียร์ไปเมื่อสี่พันล้านปีก่อน[132] อาจเพราะการชนมากมายหลายครั้งโดยดาวเคราะห์น้อย[133] ทำให้ลมสุริยะมีปฏิสัมพันธ์กระทบโดยตรงกับไอโอโนสเฟียร์ของดาวอังคาร ลดความหนาแน่นของบรรยากาศลงไปเรื่อย ๆ โดยปอกเปลื้องอะตอมจากบรรยากาศชั้นนอกให้หลุดลอยออกไป ทั้งมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์และมาร์สเอ็กซ์เพรสต่างก็ตรวจพบอนุภาคของบรรยากาศที่แตกตัวเป็นประจุลากเป็นหางยาวในห้วงอวกาศเบื้องหลังดาวอังคาร[132][134] และการสูญเสียบรรยากาศไปนี้กำลังอยู่ในการศึกษาโดยยานเมเว็น เมื่อเทียบกับโลกแล้วบรรยากาศของดาวอังคารเบาบางกว่ามาก ความกดอากาศบนพื้นผิว ณ ปัจจุบันอยู่ในช่วงตั้งแต่น้อยสุดที่ 30 ปาสกาล (0.030 กิโลปาสกาล) บนยอดโอลิมปัสมอนส์ ไปจนถึง 1,155 ปาสกาล (1.155 กิโลปาสกาล) ในเฮลลาสเพลนิเชีย โดยมีความกดอากาศเฉลี่ยที่ระดับพื้นผิวเท่ากับ 600 ปาสกาล (0.60 กิโลปาสกาล)[135] ความหนาแน่นบรรยากาศสูงสุดบนดาวอังคารมีค่าเทียบเท่ากับความดัน ณ จุดที่สูง 35 กิโลเมตร (22 ไมล์)[136] เหนือพื้นผิวโลก เป็นผลให้ความหนาแน่นบนพื้นผิวคิดเป็นเพียงร้อยละ 0.6 ของโลกเท่านั้น (101.3 กิโลปาสกาล) มีมาตราความสูงของบรรยากาศที่ประมาณ 10.8 กิโลเมตร (6.7 ไมล์)[137] ซึ่งสูงกว่าโลก (6 กิโลเมตร (3.7 ไมล์)) เพราะความโน้มถ่วงที่พื้นผิวดาวอังคารมีค่าเพียงร้อยละ 38 ของโลก รวมถึงผลชดเชยจากทั้งการมีอุณหภูมิต่ำและน้ำหนักโมเลกุลสูงกว่าค่าเฉลี่ยร้อยละ 50 ของบรรยากาศดาวอังคาร

บรรยากาศของดาวอังคารประกอบด้วยคาร์บอนไดออกไซด์ร้อยละ 96 อาร์กอนร้อยละ 1.93 และไนโตรเจนร้อยละ 1.89 ร่วมไปกับออกซิเจนและน้ำในปริมาณเล็กน้อย[6][138] บรรยากาศมีฝุ่นค่อนข้างมากโดยเป็นอนุภาคขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 1.5 ไมโครเมตร ซึ่งทำให้ท้องฟ้าของดาวอังคารดูเป็นสีน้ำตาลปนเหลืองเมื่อมองจากพื้นผิว[139]

มีการตรวจพบมีเทนในบรรยากาศของดาวอังคารโดยมีเศษส่วนโมลที่ประมาณ 30 ส่วนในพันล้านส่วน[14][140] พบปรากฏในการพลูมของแก๊สและภาวะการณ์แสดงไปในทางว่ามีการปลดปล่อยมีเทนออกมาจากแถบท้องที่เฉพาะบางแห่ง ในช่วงกลางฤดูร้อนของซีกเหนือ การพลูมหลักมีปริมาณมีเทนอยู่ถึง 19,000 เมตริกตัน คาดการณ์ว่าแหล่งกำเนิดมีกำลังการปลดปล่อยราว 0.6 กิโลกรัมต่อวินาที[141][142] ข้อมูลที่พบชี้ว่าน่าจะมีบริเวณท้องที่ที่เป็นแหล่งกำเนิดสองแห่ง ศูนย์กลางแห่งแรกอยู่ใกล้ 30°N 260°W / 30°N 260°W / 30; -260 และแห่งที่สองใกล้ 0°N 310°W / 0°N 310°W / 0; -310[141] ประมาณการว่าดาวอังคารจะต้องมีการผลิตมีเทนปริมาณ 270 ตันต่อปี[141][143]

มีเทนสามารถอยู่ในบรรยากาศดาวอังคารได้เพียงเฉพาะช่วงเวลาจำกัดระยะหนึ่งเท่านั้นก่อนที่จะถูกทำลาย ประมาณว่ามีช่วงชีวิตยืนยาวได้ตั้งแต่ 0.6 ถึง 4 ปี[141][144] การที่มีมีเทนดำรงอยู่ทั้ง ๆ ที่เป็นสารที่ช่วงชีวิตสั้นเช่นนี้จึงบ่งชี้ว่าจะต้องมีแหล่งผลิตแก๊สดังกล่าวที่ยังดำเนินกิจกรรมอยู่ในปัจจุบัน ทั้งกิจกรรมของภูเขาไฟ การพุ่งชนโดยดาวหาง และการมีอยู่ของสิ่งมีชีวิตพวกจุลชีพที่สร้างมีเทนล้วนเป็นแหล่งผลิตที่เป็นไปได้ นอกจากนั้นมีเทนยังสามารถผลิตขึ้นได้โดยกระบวนการที่ไม่เกี่ยวข้องกับสิ่งมีชีวิตเรียกว่า เซอร์เพนทิไนเซชัน [b] (การสร้างเซอร์เพนทีน) โดยอาศัยน้ำ คาร์บอนไดออกไซด์ และแร่โอลิวีนซึ่งต่างก็พบได้ทั่วไปบนดาวอังคาร[145]

แหล่งผลิตและกักเก็บมีเทน (CH4) ที่มีศักยภาพบนดาวอังคาร

ยานสำรวจภาคพื้นคิวริออซิตี ซึ่งลงจอดบนดาวอังคารในเดือนสิงหาคม 2012 (พ.ศ. 2555) นั้นมีความสามารถตรวจวัดเพื่อแยกแยะความแตกต่างของมีเทนที่ได้จากแหล่งกำเนิดที่ต่างกันออกจากกันได้[146] แต่แม้ว่าการปฏิบัติภารกิจนั้นจะชี้ขาดได้จริง ๆ ว่าสิ่งมีชีวิตขนาดเล็กจิ๋วบนดาวอังคารเป็นผู้ให้กำเนิดมีเทน บรรดาสิ่งมีชีวิตเหล่านั้นก็เหมือนจะอยู่ต่ำลงไปเบื้องล่างพื้นผิวนอกเหนือขอบเขตที่ตัวยานจะเข้าถึง[147] การตรวจวัดแรกโดยเครื่องวัดสเปกตรัมเลเซอร์แบบปรับได้แสดงข้อมูลว่ามีมีเทนต่ำกว่า 5 ส่วนในพันล้านส่วน ณ จุดที่ทำการตรวจวัดในตำแหน่งลงจอด[148][149][150][151] เมื่อ 19 กันยายน 2013 (พ.ศ. 2556) นักวิทยาศาสตร์นาซาได้เผยผลการศึกษาคืบหน้าจากการตรวจวัดโดยคิวริออซิตี ว่า ตรวจไม่พบมีเทนในบรรยากาศในค่าการตรวจวัด 0.18±0.67 ส่วนในพันล้านส่วนปริมาตร สอดคล้องกับขอบเขตบนที่เฉพาะ 1.3 ส่วนในพันล้านส่วนปริมาตร (ขอบเขตความเชื่อมั่นร้อยละ 95) และจากผลลัพธ์นี้ทำให้สรุปได้ว่าความเป็นไปได้ที่จะมีกิจกรรมของจุลชีพที่สร้างมีเทนบนดาวอังคารในปัจจุบันนั้นลดลง[152][153][154]

ยานมาร์สออร์บิเตอร์มิชชันของอินเดียมีปฏิบัติการค้นหามีเทนในบรรยากาศ[155] ในขณะที่เอ็กโซมาร์สเทรซแก๊สออร์บิเตอร์มีกำหนดการส่งขึ้นปฏิบัติการในปี 2016 (พ.ศ. 2559) เพื่อศีกษาให้เข้าใจมากยิ่งขึ้นเกี่ยวกับมีเทนรวมไปถึงสารที่ได้จากการแตกสลายของมีเทนด้วย เช่น ฟอร์มาลดีไฮด์ และเมทานอล[156]

ในวันที่ 16 ธันวาคม 2014 (พ.ศ. 2557) นาซารายงานว่ายานโรเวอร์คิวริออซิตี ตรวจพบปริมาณมีเทนในบรรยากาศดาวอังคารเพิ่มสูงนับสิบเท่าในเฉพาะถิ่น ตัวอย่างที่ตรวจวัดได้ถือว่าสูงเป็นสิบเท่าในรอบ 20 เดือน แสดงการเพิ่มขึ้นในปลายปี 2013 และต้นปี 2014 โดยมีค่าเฉลี่ยของมีเทนเป็น 7 ส่วนในพันล้านส่วนในบรรยากาศ ซึ่งในเวลาก่อนหน้าหรือหลังจากนั้นค่าเฉลี่ยที่วัดได้อยู่ประมาณหนึ่งในสิบของค่าดังกล่าว[157][158]

มีการตรวจพบแอมโมเนียอย่างคร่าว ๆ บนดาวอังคารแล้วเช่นกันโดยยานดาวเทียมมาร์สเอ็กซ์เพรส แต่ด้วยความที่เป็นสารช่วงชีวิตค่อนข้างสั้นจึงไม่เป็นที่แน่ชัดว่าถูกสร้างมาจากอะไร[159] แอมโมเนียนั้นไม่เสถียรในบรรยากาศของดาวอังคาร และจะแตกสลายไปในเวลาเพียงไม่กี่ชั่วโมง แหล่งกำเนิดหนึ่งที่น่าจะเป็นไปได้คือกิจกรรมของภูเขาไฟ[159]

ออโรรา[แก้]

ในปี 1994 (พ.ศ. 2537) ยานอวกาศมาร์สเอ็กซ์เพรสขององค์การอวกาศยุโรปพบการเรืองแสงอัลตราไวโอเลตจาก "ร่มแม่เหล็ก" ในซีกใต้ของดาว ดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็กที่ครอบคลุมทั้งดาวซึ่งจะนำทางอนุภาคมีประจุทั้งหลายให้เข้าสู่ชั้นบรรยากาศ ดาวอังคารมีสนามแม่เหล็กรูปร่มอยู่หลายแห่ง ส่วนใหญ่อยู่ในซีกใต้ซึ่งเป็นซากหลงเหลือของสนามซึ่งเคยครอบคลุมทั้งพิภพดาวแต่เสื่อมสลายไปเมื่อหลายพันล้านปีก่อน

ในปลายเดือนธันวาคม 2014 (พ.ศ. 2557) ยานอวกาศเมเว็นของนาซาตรวจพบหลักฐานการแผ่กระจายเป็นบริเวณกว้างของออโรราบนซีกเหนือของดาวอังคาร และทอดต่ำลงถึงละติจูดประมาณ 20-30 องศาเหนือจากเส้นศูนย์สูตรดาวอังคาร ในขณะที่ออโรราบนโลกอยู่ในระยะสูง 100 ถึง 500 กิโลเมตรจากผิวดาวเคราะห์ แต่บนดาวอังคารอนุภาคที่ก่อให้เกิดออโรราทะลวงผ่านบรรยากาศของดาวเข้ามาสร้างออโรราขึ้นในระดับต่ำกว่า 100 กิโลเมตรจากพื้นผิว สนามแม่เหล็กในลมสุริยะโอบคลุมดาวอังคาร เข้าสู่บรรยากาศ และอนุภาคมีประจุตามเส้นแรงแม่เหล็กของลมสุริยะเข้าสู่บรรยากาศทำให้ออโรราเกิดขึ้นภายนอกร่มแม่เหล็ก[160]

วันที่ 18 มีนาคม 2015 (พ.ศ. 2558) นาซารายงานการตรวจพบออโรราที่ยังไม่เป็นที่เข้าใจแน่ชัด และเมฆฝุ่นที่ยังไมมีคำอธิบายภายในบรรยากาศของดาวอังคาร[161]

ภูมิอากาศ[แก้]

ดูบทความหลักที่: ภูมิอากาศของดาวอังคาร
18 พฤศจิกายน 2012
25 พฤศจิกายน 2012
พายุฝุ่นบนดาวอังคาร ยานออปพอร์ทูนิตีและยานคิวริออซิตี มีเครื่องหมายกำกับ

จากดาวเคราะห์ทั้งหมดในระบบสุริยะ ฤดูกาลของดาวอังคารมีความใกล้เคียงกับโลกมากที่สุด เนื่องจากความเอียงของแกนการหมุนของดาวทั้งสองที่คล้ายคลึงกัน ระยะเวลาของแต่ละฤดูกาลบนดาวอังคารมีความยาวประมาณสองเท่าของฤดูกาลบนโลก เพราะดาวอังคารมีระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่า หนึ่งปีของดาวอังคารจึงยาวนานร่วมสองปีของโลก อุณหภูมิบนพื้นผิวดาวอังคารผันแปรจากค่าต่ำสุดที่ประมาณ -143 องศาเซลเซียส (-225 องศาฟาเรนไฮต์) ที่บริเวณแผ่นขั้วดาวในฤดูหนาว[8] จนถึงค่าสูงสุดที่ประมาณ 35 องศาเซลเซียส (95 องศาฟาเรนไฮต์) ในฤดูร้อนบริเวณศูนย์สูตร[9] การมีช่วงอุณหภูมิที่กว้างมากเช่นนี้เป็นผลมาจากบรรยากาศที่เบาบางจนไม่สามารถกักเก็บความร้อนจากดวงอาทิตย์ได้มากนัก การมีความกดอากาศที่ต่ำ และการที่มีค่าความเฉื่อยความร้อนต่ำของดินบนดาวอังคาร[162] ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดาวอังคารคิดเป็น 1.52 เท่าเมื่อเทียบกับระยะจากดวงอาทิตย์ถึงโลก ทำให้ดาวอังคารได้รับแสงจากดวงอาทิตย์เพียงร้อยละ 43 ต่อหน่วยพื้นที่เมื่อเทียบกับโลก[163]

ถ้าหากดาวอังคารมีวงโคจรแบบเดียวกับโลกแต่ละฤดูกาลของดาวอังคารก็จะเหมือนโลก แต่การมีความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรมากกว่าเมื่อเปรียบกันนี้เองที่ส่งผลกระทบสำคัญ ดาวอังคารเข้าใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดเมื่อเป็นฤดูร้อนในดาวซีกใต้ซึ่งดาวซีกเหนือก็จะเป็นฤดูหนาว และเข้าใกล้จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดเมื่อเป็นฤดูหนาวในดาวซีกใต้ซึ่งดาวซีกเหนือก็จะเป็นฤดูร้อน ผลที่ตามมาคือฤดูกาลในดาวซีกใต้จะรุนแรงมากกว่าและฤดูกาลในดาวซีกเหนือจะอ่อนเบากว่าอีกซีกหนึ่งในแต่ละกรณี อุณหภูมิในฤดูร้อนของดาวซีกใต้สามารถอุ่นได้มากกว่าอุณหภูมิในฤดูร้อนของดาวซีกเหนือได้ถึง 30 เคลวิน (30 องศาเซลเซียส หรือ 54 องศาฟาเรนไฮต์)[164]

ดาวอังคารมีพายุฝุ่นที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ มีได้ตั้งแต่พายุในพื้นที่เล็ก ๆ ไปจนถึงพายุขนาดมโหฬารที่ครอบคลุมทั่วทั้งดาวเคราะห์ พายุเหล่านี้มักจะเกิดขึ้นเมื่อดาวอังคารเข้าใกล้ดวงอาทิตย์และแสดงให้เห็นการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิบนดาว[165]

วงโคจรและการหมุน[แก้]

ดูบทความหลักที่: วงโคจรของดาวอังคาร
ดาวอังคารห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 230 ล้านกิโลเมตร (143 ล้านไมล์) คาบการโคจรเท่ากับ 687 วัน (โลก) แสดงด้วยวงสีแดง สีน้ำเงินคือวงโคจรโลก

ดาวอังคารไกลจากดวงอาทิตย์ด้วยระยะทางเฉลี่ย 230 ล้านกิโลเมตรโดยประมาณ (143 ล้านไมล์, 1.5 หน่วยดาราศาสตร์) และมีคาบการโคจรเท่ากับ 687 วันของโลก หนึ่งวันสุริยะบนดาวอังคารยาวกว่าหนึ่งวันของโลกเพียงเล็กน้อยคือเท่ากับ 24 ชั่วโมง 39 นาที 35.244 วินาที หนึ่งปีของดาวอังคารเท่ากับ 1.8809 ปีของโลก หรือ 1 ปี 320 วัน กับอีก 18.2 ชั่วโมง[6]

ดาวอังคารมีความเอียงของแกนเท่ากับ 25.19 องศา สัมพัทธ์กับระนาบการโคจรซึ่งคล้ายคลึงกับความเอียงของแกนโลก[6] เป็นผลให้ดาวอังคารมีฤดูกาลคล้ายโลกแม้ว่าแต่ละฤดูบนดาวอังคารจะยาวเกือบสองเท่าเพราะคาบการโคจรที่ยาวนานกว่า ณ ปัจจุบัน ขั้วเหนือของดาวอังคารมีการวางตัวชี้ไปใกล้กับดาวฤกษ์เดเนบ[11] ดาวอังคารผ่านจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดในเดือนกุมภาพันธ์ 2012 (พ.ศ. 2555)[166][167] ผ่านจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในเดือนมกราคม 2013 (พ.ศ. 2556)[166] จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดถัดไปคือมกราคม 2014 (พ.ศ. 2557)[166] และจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดถัดไปคือธันวาคมปีเดียวกัน[166]

ดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรค่อนข้างเด่นชัดที่ประมาณ 0.09 เมื่อเทียบกับดาวเคราะห์อื่นอีกเจ็ดดวงในระบบสุริยะแล้ว มีเพียงดาวพุธเท่านั้นที่มีความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรมากกว่า เป็นที่ทราบว่าในอดีตดาวอังคารมีวงโคจรที่กลมมากกว่าในปัจจุบันมาก ที่ขณะหนึ่งเมื่อ 1.35 ล้านปีก่อน ดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์กลางที่ราว 0.002 ซึ่งน้อยยิ่งกว่าโลกในตอนนี้[168] วัฏจักรความเยื้องศูนย์กลางของดาวอังคารอยู่ที่ 96,000 ปีโลก เทียบกับโลกที่วัฏจักรเดียวกันอยู่ที่ 100,000 ปี[169] ดาวอังคารยังมีวัฏจักรความเยื้องศูนย์กลางอีกแบบหนึ่งที่กินเวลายาวนานกว่านี้ด้วยคาบราว 2.2 ล้านปีโลก ซึ่งมีความสำคัญบดบังกราฟวัฏจักร 96,000 ปี นับจาก 35,000 ปีที่ผ่านมา วงโคจรของดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์กลางเพิ่มขึ้นทีละน้อยเพราะผลกระทบเชิงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ ระยะที่ใกล้ที่สุดระหว่างโลกและดาวอังคารจะลดลงอย่างค่อยเป็นค่อยไปต่อเนื่องตลอดระยะเวลา 25,000 ปีข้างหน้า[170]

การค้นหาสิ่งมีชีวิต[แก้]

ยานส่วนลงจอดไวกิง 1 - แขนสุ่มตัวอย่างสร้างร่องลึก ตักวัสดุเพื่อทำการทดสอบ (คริสเพลนิเชีย)

ตามความเข้าใจในปัจจุบันเกี่ยวกับความสามารถอยู่อาศัยได้ของดาวเคราะห์ หรือความสามารถที่โลกใดโลกหนึ่งมีภาวะการณ์ทางสิ่งแวดล้อมเจริญพัฒนาขึ้นจนชีวิตอุบัติขึ้นได้ เช่นดาวเคราะห์ที่เอื้อให้มีน้ำของเหลวอยู่บนพื้นผิว เกณฑ์ที่ต้องการโดยมากคือวงโคจรของดาวเคราะห์นั้นต้องอยู่ในเขตอาศัยได้ ซึ่งในกรณีของดวงอาทิตย์คือตั้งแต่แถบพ้นจากดาวศุกร์ออกไปจนถึงระยะประมาณกึ่งแกนเอกของดาวอังคาร[171] ระหว่างการเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ดาวอังคารได้ล่วงเข้าไปในเขตนี้ แต่ด้วยความที่มีบรรยากาศเบาบาง ความกดอากาศที่ต่ำเป็นอุปสรรคไม่ให้น้ำของเหลวปกคลุมภูมิประเทศเป็นบริเวณกว้างได้ในช่วงระยะเวลาที่นานพอ การไหลของน้ำของเหลวในอดีตเป็นเครื่องพิสูจน์ว่าดาวอังคารมีศักยภาพสำหรับการอยู่อาศัยของสิ่งมีชีวิต หลักฐานที่พบใหม่บางประการชี้ว่าน้ำบนผิวดาวอังคารนั้นอาจจะเค็มเกินไปและมีความเป็นกรดมากเกินไปที่จะค้ำจุนสิ่งมีชีวิตบกโดยทั่ว ๆ ไปได้[172]

การปราศจากสนามแม่เหล็กและบรรยากาศที่เบาบางอย่างยิ่งของดาวอังคารเป็นปัญหาที่ท้าทาย ดาวเคราะห์เองมีการถ่ายเทความร้อนผ่านพื้นผิวที่ต่ำ การป้องกันอันย่ำแย่ต่อการกระหน่ำโจมตีของลมสุริยะ และความอ่อนด้อยของความดันบรรยากาศจนไม่อาจกดน้ำลงมาให้อยู่ในสภาพของเหลวเพราะน้ำแข็งจะระเหิดไปจนหมด กล่าวได้ว่าดาวอังคารนั้นจวนที่จะตายหรือไม่ก็อาจจะตายไปแล้วในทางธรณีวิทยา เพราะการจบสิ้นลงของกิจกรรมภูเขาไฟย่อมเป็นที่ประจักษ์ว่าการแปรใช้ใหม่ของแร่ธาตุตลอดจนองค์ประกอบเคมีต่าง ๆ ระหว่างพื้นผิวกับบริเวณภายในดาวเคราะห์นั้นย่อมต้องจบสิ้นไปด้วย[173]

ยานคิวริออซิตี ถ่ายภาพตนเองที่ร็อกเนสต์ (31 ตุลาคม 2012) เห็นขอบด้านเหนือของหลุมอุกกาบาตเกล ไกลออกไปคือเนินของอีโอลิสมอนส์

หลักฐานบ่งบอกว่าครั้งหนึ่งดาวอังคารมีความเป็นมิตรต่อการอยู่อาศัยมากกว่าในทุกวันนี้อย่างมาก แต่จะมีสิ่งมีชีวิตดำรงสืบต่อมาบนดาวหรือไม่นั้นยังไม่มีคำตอบที่แน่ชัด ยานสำรวจไวกิงในช่วงกลางทศวรรษ 1970 (พ.ศ. 2513-) มีอุปกรณ์ที่ออกแบบมาเพื่อตรวจหาจุลินทรีย์ต่าง ๆ ในดินของดาวอังคาร ณ บริเวณลงจอดของแต่ละยานและต่างก็ได้ผลลัพธ์เป็นบวก รวมถึงการผลิต CO2 เพิ่มขึ้นเป็นครั้งคราวเมื่อได้สัมผัสกับน้ำและสารอาหาร สัญญาณของสิ่งมีชีวิตเหล่านี้ภายหลังได้ถูกโต้แย้งโดยนักวิทยาศาสตร์จำนวนหนึ่ง ผลที่ได้ยังคงเป็นที่อภิปรายถกเถียงเรื่อยมา โดยนักวิทยาศาสตร์นาซา กิลเบิร์ต เลวิน ยืนยันว่ายานไวกิงอาจตรวจพบสิ่งมีชีวิต การวิเคราะห์ข้อมูลจากไวกิงซ้ำอีกครั้งภายใต้องค์ความรู้ใหม่ในปัจจุบันเกี่ยวกับสิ่งมีชีวิตสุดขั้วรูปแบบต่าง ๆ ชี้ว่า การทดสอบโดยไวกิงไม่ได้ละเอียดซับซ้อนเพียงพอที่จะตรวจหารูปแบบสิ่งมีชีวิตเช่นนี้ ตัวการทดสอบเองยังอาจแม้กระทั่งฆ่าสิ่งมีชีวิต (ตามสมมติฐาน) เหล่านั้นไปเสียด้วยซ้ำ[174] ปฏิบัติการทดสอบโดยยานส่วนลงจอดฟีนิกซ์แสดงให้ทราบว่าดินมีค่าพีเอชเป็นด่าง ประกอบด้วยแมกนีเซียม โซเดียม โพแทสเซียม และคลอไรด์[175] ลำพังสารอาหารในดินอาจสามารถเกื้อหนุนสิ่งมีชีวิตได้ แต่สิ่งมีชีวิตยังคงต้องได้รับการป้องกันจากแสงอัลตราไวโอเลตอันแรงกล้า[176] การวิเคราะห์ล่าสุดเกี่ยวกับอุกกาบาตดาวอังคาร EETA79001 พบ ClO4- 0.6 ส่วนในล้านส่วน ClO3- 1.4 ส่วนในล้านส่วน และ NO3- 16 ส่วนในล้านส่วน เกือบทั้งหมดน่าจะมีที่มาจากดาวอังคารโดยตรง การมี ClO3- ชี้ว่าน่าจะมีสารประกอบออกซิเจน-คลอรีนที่สภาพออกซิไดซ์สูงชนิดอื่น อย่างเช่น ClO2- หรือ ClO ด้วย ทั้งสองถูกสร้างขึ้นโดยปฏิกิริยาออกซิเดชันของคลอรีนโดยรังสียูวี และการแตกสลาย ClO4- ด้วยรังสีเอกซ์ ด้วยเหตุนี้รูปแบบอินทรีย์หรือสิ่งมีชีวิตที่ทนทายาดและได้รับการป้องกันอย่างดี (ใต้พื้นผิว) เท่านั้นที่อาจอยู่รอดมาได้[177]

นอกเหนือจากนี้ การวิเคราะห์ใหม่จากข้อมูลของห้องปฏิบัติการเคมีเปียกของยานฟีนิกซ์ แสดงให้เห็นว่า Ca(ClO4)2 ในดินตรงที่ยานฟีนิกซ์อยู่ไม่ได้มีปฏิสัมพันธ์กับน้ำของเหลวไม่ว่าจะรูปแบบใด ๆ อาจเป็นระยะเวลายาวนานถึง 600 ล้านปี เพราะหากว่ามีน้ำ สาร Ca(ClO4)2 ซึ่งละลายได้ดีมากเมื่อได้สัมผัสกับน้ำของเหลวย่อมเปลี่ยนไปเกิดเฉพาะ CaSO4 ขึ้น ผลที่ได้จึงเป็นเครื่องบ่งบอกถึงการมีสภาพแวดล้อมแห้งแล้งอย่างสาหัสโดยมีน้ำเล็กน้อยหรือไม่มีเลยที่จะมาปฏิสัมพันธ์ด้วย[178]

หลุมอุกกาบาตอัลกา - ตรวจพบการทับถมของอุลกมณี (จุดสีเขียว), ตำแหน่งที่เป็นไปได้ว่าจะมีสิ่งมีชีวิตโบราณถูกเก็บรักษาไว้[179]

นักวิทยาศาสตร์บางส่วนเสนอว่าเม็ดคาร์บอเนตเล็ก ๆ ที่พบในอุกกาบาตเอแอลเอช 84001ซึ่งคาดว่ามาจากดาวอังคารนั้น อาจเป็นซากจุลชีพดึกดำบรรพ์ที่หลงเหลืออยู่บนดาวอังคารเมื่อก้อนอุกกาบาตระเบิดกระเด็นออกมาจากพื้นผิวดาวอังคารโดยการพุ่งชนของดาวตกเมื่อราว 15 ล้านปีก่อน ข้อเสนอดังกล่าวยังคงเป็นที่เคลือบแคลง และยังมีการเสนอว่ารูปแบบที่เห็นอาจมีต้นกำเนิดแบบอนินทรีย์ที่พิเศษออกไปก็ได้[180]

การตรวจพบทั้งมีเทนและฟอร์มาลดีไฮด์ปริมาณเล็กน้อยโดยยานโคจรรอบดาวอังคารล้วนถูกนำไปอ้างเป็นหลักฐานสนับสนุนความเป็นไปได้ว่ามีสิ่งมีชีวิต เนื่องจากสารประกอบเคมีทั้งคู่จะแตกสลายไปอย่างรวดเร็วในบรรยากาศของดาวอังคาร[181][182] ในอีกทางหนึ่ง สารเหล่านี้อาจมีการผลิตทดแทนโดยภูเขาไฟหรือกระบวนการทางธรณีวิทยาอื่น เช่น การสร้างเซอร์เพนทีน[145]

อุลกมณีซึ่งเกิดขึ้นภายหลังดาวตกพุ่งชนในกรณีของโลกนั้นสามารถเก็บร่องรอยของสิ่งมีชีวิตไว้ได้ มีรายงานการพบอุลกมณีบนพื้นผิวของหลุมอุกกาบาตบนดาวอังคาร[183][184] ในทำนองเดียวกัน แก้วที่พบในหลุมอุกกาบาตบนดาวอังคารก็อาจเก็บรักษาร่องรองบางอย่างของสิ่งมีชีวิตไว้หากสถานที่นั้นเคยมีสิ่งมีชีวิตอยู่[185][186][187]

ความสามารถอยู่อาศัยได้[แก้]

ศูนย์การบินและอวกาศเยอรมันค้นพบว่าไลเคนของโลกสามารถอยู่รอดได้ในสภาพแวดล้อมดาวอังคารจำลอง ทำให้การมีอยู่ของสิ่งมีชีวิตบนดาวอังคารเป็นเรื่องน่าเชื่อถือมากยิ่งขึ้นตามที่นักวิจัย ทิลแมน สปอห์น รายงาน[188] เงื่อนไขด้านอุณหภูมิ ความกดอากาศ แร่ธาตุ และแสงจำลองขึ้นโดยอาศัยข้อมูลจากยานสำรวจดาวอังคาร[188] เครื่องมือตรวจวัดสภาพแวดล้อมหรือเรมส์ออกแบบมาเพื่อสืบค้นเบาะแสใหม่ ๆ เกี่ยวกับคุณลักษณะการหมุนเวียนทั่วไปบนดาวอังคาร ระบบสภาพอากาศในระดับเล็ก วัฏจักรอุทกวิทยาท้องถิ่น ศักยภาพในการทำลายล้างของรังสียูวี และความสามารถอยู่อาศัยได้ใต้พื้นผิวซึ่งวางอยู่บนปฏิสัมพันธ์ระหว่างพื้นดินกับบรรยากาศ[189][190] เครื่องมือนี้เป็นส่วนหนึ่งของยาน คิวริออซิตี (มาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรี (MSL) หรือ ห้องปฏิบัติการวิทยาศาสตร์ดาวอังคาร) ซึ่งลงจอดบนดาวอังคารเมื่อเดือนสิงหาคม 2012 (พ.ศ. 2555)

การสำรวจ[แก้]

ดูบทความหลักที่: การสำรวจดาวอังคาร
ทัศนียภาพของหลุมอุกกาบาตกูเซฟ ตำแหน่งที่ยานสปิริตโรเวอร์ สำรวจหินบะซอลต์ภูเขาไฟ

นอกเหนือจากการสังเกตจากโลก ส่วนหนึ่งของข้อมูลใหม่ ๆ ของดาวอังคารได้มาจากยานสำรวจเจ็ดลำที่ยังอยู่ในระหว่างการปฏิบัติภารกิจทั้งบนและโคจรเหนือดาวอังคาร ประกอบด้วยยานในวงโคจรห้าลำและยานสำรวจภาคพื้นอีกสองลำ ได้แก่ 2001 มาร์สโอดิสซี [191] มาร์สเอ็กซ์เพรส มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมเว็น มาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน ออปพอร์ทูนิตี และคิวริออซิตี

มีการส่งยานอวกาศไร้คนบังคับหลายสิบลำทั้งที่โคจรรอบ ยานส่วนลงจอด และยานสำรวจภาคพื้นไปยังดาวอังคารโดยสหภาพโซเวียต สหรัฐอเมริกา ยุโรป และ อินเดีย เพื่อศึกษาสภาพพื้นผิวของดาว ภูมิอากาศ และธรณีวิทยา สาธารณะชนทั่วไปสามารถขอดูรูปภาพดาวอังคารได้ผ่านทางโปรแกรมไฮวิช

ยานคิวริออซิตี จากภารกิจมาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรีซึ่งส่งขึ้นสู่อวกาศเมื่อ 26 พฤศจิกายน 2011 (พ.ศ. 2554) และไปถึงดาวอังคารวันที่ 6 สิงหาคม 2012 (พ.ศ. 2555) ตามเวลาสากล มีขนาดใหญ่และล้ำหน้ามากยิ่งกว่ายานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารรุ่นก่อน โดยสามารถเคลื่อนที่ด้วยอัตราเร็ว 90 เมตร (300 ฟุต) ต่อชั่วโมง[192] การทดลองประกอบด้วยการใช้เลเซอร์ทดสอบตัวอย่างเพื่อหาองค์ประกอบทางเคมี สามารถประเมินสรุปหินต่าง ๆ ที่พบว่ามีองค์ประกอบอย่างไรได้ที่ระยะห่าง 7 เมตร (23 ฟุต)[193] วันที่ 10 กุมภาพันธ์ 2013 (พ.ศ. 2556) ยานคิวริออซิตี ได้มีการเก็บตัวอย่างหินส่วนลึกซึ่งถือเป็นการเจาะศึกษาตัวอย่างหินบนดาวเคราะห์ดวงอื่นเป็นครั้งแรกโดยการเจาะด้วยสว่านบนยาน[194]

วันที่ 24 กันยายน 2014 (พ.ศ. 2557) ยานมาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน (มงคลยาน หรือ เอ็มโอเอ็ม) ซึ่งส่งขึ้นสู่อวกาศโดยองค์การวิจัยอวกาศอินเดียได้เข้าสู่วงโคจรดาวอังคาร โครงการเริ่มส่งยานจากโลกเมื่อ 5 พฤศจิกายน 2013 โดยมีเป้าหมายเพื่อศึกษาวิเคราะห์บรรยากาศและลักษณะภูมิประเทศของดาวอังคาร ยานมาร์สออร์บิเตอร์มิชชันใช้วงโคจรส่งเฮาห์แมนน์เพื่อหลุดออกจากอิทธิพลโน้มถ่วงของโลก และเหวี่ยงไปสู่เส้นทางยาวไกลเก้าเดือนสู่ดาวอังคาร ภารกิจนี้เป็นภารกิจเดินทางสู่ดาวเคราะห์อื่นโดยเอเชียที่ประสบความสำเร็จเป็นครั้งแรก[195]

ภาพประกอบโดยยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารออปพอร์ทูนิตี ของนาซา แสดงทัศนียภาพชองหลุมอุกกาบาตวิกตอเรียจากเคปเวิร์ด ใช้เวลาเก็บภาพสามสัปดาห์จาก 16 ตุลาคม ถึง 6 พฤศจิกายน 2006 (พ.ศ. 2549)

อนาคต[แก้]

มีแผนการส่งยานส่วนลงจอดอินไซต์ในเดือนมีนาคม 2016 (พ.ศ. 2559) ร่วมไปกับคิวบ์แซตคู่แฝดซึ่งจะบินผ่านดาวอังคารและคอยช่วยเชื่อมโยงกับภาคพื้นดิน ยานส่วนลงจอดและคิวบ์แซตทั้งคู่มีกำหนดการไปถึงดาวอังคารในเดือนกันยายน 2016[196]

องค์การอวกาศยุโรปโดยความร่วมมือกับรอสคอสมอสจะมีการส่งเอ็กโซมาร์สเทรซแก๊สออร์บิเตอร์กับยานส่วนลงจอดสเกียปปาเรลลี ในปี 2016 และส่งยานสำรวจภาคพื้นเอ็กโซมาร์สในปี 2018 (พ.ศ. 2561) นาซามีแผนการส่งมาร์ส 2020 ยานสำรวจภาคพื้นชีววิทยาดาราศาสตร์ในปี 2020 (พ.ศ. 2563)

ยานโคจรมาร์สโฮปของสหรัฐอาหรับเอมิเรตส์มีกำหนดการส่งในปี 2020 ซึ่งจะไปถึงวงโคจรของดาวอังคารในปี 2021 (พ.ศ. 2564) ยานจะทำการศึกษาบรรยากาศทั่วทั้งหมดของดาวอังคาร[197]

มีการเสนอแผนปฏิบัติการส่งมนุษย์สู่ดาวอังคารหลายต่อหลายครั้งตลอดช่วงศตวรรษที่ 20 ต่อเนื่องมาจนถึงศตวรรษที่ 21 แต่ยังไม่มีแผนใดที่ดำเนินการจริงอย่างเร็วที่สุดก่อนปี 2025 (พ.ศ. 2568)

ดาวบริวาร[แก้]

ภาพ ไฮไรส์ ปรับระดับสีของโฟบอสแสดงชุดร่องที่ขนานกันเป็นส่วนใหญ่ และโซ่หลุมอุกกาบาตกับหลุมสติกนีย์ทางด้านขวา
ภาพไฮไรส์ ปรับระดับสีของดีมอส (ไม่ตามสัดส่วนกับรูปบน) แสดงผืนเรโกลิธราบเรียบปกคลุมดาว

ดาวอังคารมีดาวบริวารค่อนข้างเล็กสองดวง ได้แก่ โฟบอส (เส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 22 กิโลเมตร (14 ไมล์)) และ ดีมอส (เส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 12 กิโลเมตร (7.5 ไมล์)) โดยมีวงโคจรใกล้กับดาวเคราะห์แม่ ทฤษฎีที่อธิบายว่าทั้งคู่เป็นดาวเคราะห์น้อยที่ถูกจับเอาไว้เป็นที่นิยมมายาวนาน แต่สำหรับกำเนิดที่มานั้นยังคลุมเครือ[198] ดาวบริวารทั้งสองถูกค้นพบในปี 1877 (พ.ศ. 2420) โดยเอเสฟ ฮอลล์ ตั้งชื่อตามโฟบอส (ตระหนก/กลัว) และดีมอส (สยอง/น่าขนลุก) ซึ่งเป็นเทพในตำนานกรีก ร่วมไปกับเทพแอรีส เทพเจ้าแห่งสงครามบิดาของพวกเขา ชื่อดาวอังคารว่า "มาร์ส" นั้นคือชื่อเทพแอรีสตามแบบโรมัน[199][200] ในกรีกปัจจุบัน ดาวอังคารยังคงใช้ชื่อตามอย่างโบราณว่า Ares (Aris: Άρης)[201]

จากพื้นผิวดาวอังคาร การเคลื่อนที่ของโฟบอสและดีมอสจะปรากฏให้เห็นแตกต่างออกไปจากดวงจันทร์ โฟบอสจะขึ้นทางทิศตะวันตก ตกทางทิศตะวันออก และกลับมาขึ้นอีกครั้งในเวลาเพียง 11 ชั่วโมง ส่วนดีมอสซึ่งอยู่นอกวงโคจรพ้องคาบพอดี ระยะคาบการโคจรของดาวจึงไม่ตรงพอดีกับคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์แม่ ดาวจะไม่ลอยค้างฟ้าในตำแหน่งเดิมแต่จะขึ้นตามปกติทางทิศตะวันออกอย่างช้า ๆ แม้ดีมอสจะมีคาบการโคจรราว 30 ชั่วโมง แต่ใช้เวลาถึง 2.7 วันระหว่างการขึ้นจนตกลับฟ้าไปสำหรับผู้สังเกตที่ศูนย์สูตร ซึ่งก็จะลับไปอย่างช้า ๆ คล้อยหลังการหมุนรอบตัวเองของดาวอังคาร[202]

วงโคจรของโฟบอสและดีมอส (ตามสัดส่วน)

เนื่องจากวงโคจรของโฟบอสต่ำกว่าระดับความสูงพ้องคาบ แรงไทดัลจากดาวอังคารจึงดึงวงโคจรของดาวให้ต่ำลงไปเรื่อย ๆ ทีละน้อย อีกประมาณ 50 ล้านปีข้างหน้า เป็นไปได้ว่าโฟบอสอาจพุ่งเข้าชนกับดาวอังคารหรือไม่ก็แตกสลายออกกลายเป็นโครงสร้างวงแหวนรอบดาวเคราะห์[202]

กำเนิดของดาวบริวารทั้งสองนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก การมีอัตราส่วนสะท้อนต่ำและมีองค์ประกอบแบบหินคอนไดรต์กลุ่มคาร์บอเนเชียสทำให้มีความคล้ายคลึงกับดาวเคราะห์น้อยซึ่งช่วยสนับสนุนทฤษฎีการจับยึด วงโคจรที่ไม่เสถียรของโฟบอสเหมือนจะชี้ให้เห็นว่าเป็นการจับเอาไว้ที่ค่อนข้างใหม่ แต่ทั้งคู่มีวงโคจรที่กลมใกล้กับศูนย์สูตรซึ่งจัดว่าไม่ปกติสำหรับวัตถุที่ถูกจับไว้ได้และยังต้องการพลวัตการยึดจับที่สลับซับซ้อน การจับตัวพอกพูนขึ้นตั้งแต่ช่วงต้นของประวัติศาสตร์ดาวอังคารยังเป็นกรณีที่ถือว่าเป็นไปได้ ถ้าหากว่าจะไม่นับรวมลักษณะองค์ประกอบของทั้งคู่ที่คล้ายคลึงกับดาวเคราะห์น้อยมากกว่าที่จะเหมือนกับดาวอังคารซึ่งยังต้องรอการยืนยัน

ความเป็นไปได้ในรูปแบบที่สามคือการมีวัตถุที่สามเข้ามาเกี่ยวข้องหรือเป็นชนิดหนึ่งของการแตกกระจายออกมาจากการพุ่งชน[203] หลักฐานหลายประการที่ได้มาค่อนข้างใหม่พบว่าโครงสร้างภายในของโฟบอสมีความพรุนสูง[204] และชี้ว่าองค์ประกอบภายในส่วนใหญ่เป็นฟิลโลซิลิเกตและแร่ธาตุอื่น ๆ ที่ทราบว่ามีบนดาวอังคาร[205] ทำให้ประเด็นการกำเนิดของโฟบอสว่ามาจากเศษวัตถุที่กระจายออกมาภายหลังการถูกพุ่งชนของดาวอังคารแล้วได้มารวมกันในวงโคจรรอบดาวแม่นั้นน่าเชื่อถือมากขึ้น[206] คล้ายกันกับทฤษฎีกระแสหลักเรื่องการกำเนิดดวงจันทร์ของโลก อย่างไรก็ตาม ค่าสเปกตรัมของแสงที่มองเห็นได้ถึงช่วงใกล้อินฟราเรด (VNIR) ของดาวบริวารทั้งสองของดาวอังคารมีความคล้ายคลึงกับที่วัดได้จากแถบดาวเคราะห์น้อยด้านนอก และมีรายงานว่าสเปกตรัมรังสีอินฟราเรดของโฟบอสไม่สอดคล้องกับคอนไดรต์ไม่ว่าจะกลุ่มใด[205]

ดาวอังคารอาจจะมีดาวบริวารอื่นนอกเหนือจากนี้แต่มีขนาดเล็กด้วยเส้นผ่าศูนย์กลางราว 50 - 100 เมตร (160 ถึง 330 ฟุต) และคาดว่ามีวงแหวนฝุ่นอยู่ระหว่างโฟบอสกับดีมอส[19]

วงโคจรของดาวบริวารและยานอวกาศที่โคจรรอบดาวอังคาร[207]

ดาราศาสตร์บนดาวอังคาร[แก้]

ดูบทความหลักที่: ดาราศาสตร์บนดาวอังคาร
ดาวหางไซดิงสปริงเข้าใกล้ดาวอังคารเมื่อวันที่ 19 ตุลาคม 2014 (กล้องฮับเบิล 11 มีนาคม 2014)

ด้วยการที่มีทั้งยานอวกาศในวงโคจร ยานส่วนลงจอด และยานสำรวจภาคพื้นมากมายหลายลำ ทำให้การศึกษาดาราศาสตร์จากดาวอังคารในปัจจุบันเป็นเรื่องที่เป็นไปได้ แม้ว่าดาวบริวารโฟบอสของดาวอังคารจะปรากฏให้เห็นด้วยขนาดเชิงมุมประมาณหนึ่งในสามของดวงจันทร์เต็มดวงที่มองเห็นจากโลก แต่สำหรับดาวบริวารดีมอสแล้วกลับปรากฏคล้ายกับดาวทั่วไปมากน้อยแล้วแต่กรณีและมองเห็นสว่างกว่าดาวศุกร์เมื่อมองจากโลกเพียงเล็กน้อย[208]

มีปรากฏการณ์หลายอย่างที่รู้จักกันบนโลกซึ่งสังเกตพบบนดาวอังคาร เช่น ดาวตก และออโรรา[209] ปรากฏการณ์โลกเคลื่อนผ่านหน้าดวงอาทิตย์มองเห็นจากดาวอังคารจะเกิดขึ้นในวันที่ 10 พฤศจิกายน 2084 (พ.ศ. 2627)[210] นอกจากนั้นยังมีการเคลื่อนผ่านโดยดาวพุธ การเคลื่อนผ่านโดยดาวศุกร์ ตลอดจนดาวบริวารโฟบอสและดีมอสซึ่งมีขนาดเชิงมุมค่อนข้างเล็กทำให้อย่างมากที่สุดเกิดเป็น "สุริยุปราคา" บางส่วนเมื่อดาวทั้งสองเคลื่อนผ่าน (ดู การเคลื่อนผ่านของดีมอสจากดาวอังคาร)[211][212]

วันที่ 19 ตุลาคม 2014 (พ.ศ. 2557) ดาวหางไซดิงสปริงผ่านเฉียดใกล้ดาวอังคารอย่างมาก จนโคม่าอาจครอบคลุมดาวอังคาร[213][214][215][216][217][218]

การเฝ้าติดตามจุดมืดดวงอาทิตย์จากดาวอังคาร
ดาวหางไซดิงสปริงโคจรผ่านดาวอังคาร 19 ตุลาคม 2014 (ตามความคิดศิลปิน)
มุมมอง: เอกภพ
มุมมอง: ดาวหาง
มุมมอง: ดาวอังคาร
ดาวหางไซดิงสปริงผ่านเฉียดใกล้ดาวอังคารอย่างมาก
(ภาพประกอบ; กล้องฮับเบิล; 19 ตุลาคม 2014)

การชม[แก้]

ภาพเคลื่อนไหวแสดงการเคลื่อนถอยหลังปรากฏของดาวอังคารในปี 2003 เมื่อมองจากโลก

เนื่องจากความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรดาวอังคาร เมื่อดาวอังคารอยู่ในตำแหน่งตรงข้ามกับดวงอาทิตย์จะมีความส่องสว่างปรากฏได้ตั้งแต่ -2.91[6] จนถึง -1.4 ความสว่างน้อยที่สุดของดาวอังคารคือ +1.6 เกิดขึ้นเมื่อดาวอยู่ด้านเดียวกันกับดวงอาทิตย์[10] ดาวอังคารมักปรากฏชัดว่ามีสีเหลือง สีส้ม หรือสีแดง แต่สีตามจริงของดาวอังคารนั้นใกล้เคียงกับสีของบัตเตอร์สกอตช์ สีแดงที่มองเห็นนั้นเป็นเพียงฝุ่นในบรรยากาศของดาวเคราะห์ ยานสำรวจภาคพื้นสปิริต ของนาซาได้ทำการถ่ายภาพภูมิทัศน์โคลนสีเขียวอมน้ำตาลร่วมกับหินสีน้ำเงินปนเทาและหย่อมทรายสีแดงจาง ๆ เอาไว้[219] ขณะที่อยู่ห่างออกไปจากโลกมากที่สุด จะมีระยะทางมากกว่าตอนที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดมากกว่าเจ็ดเท่า เมื่อถึงตำแหน่งที่ไม่เหมาะสมสำหรับการชม ดาวอังคารก็จะถูกบดบังโดยความเจิดจ้าของดวงอาทิตย์ได้เป็นเวลานานกว่าหนึ่งเดือน สำหรับเวลาที่เหมาะสมที่สุดในการชมเกิดขึ้นทุก ๆ ช่วง 15 - 17 ปี และมักเกิดขึ้นระหว่างปลายเดือนกรกฎาคมถึงปลายเดือนกันยายน เป็นจุดที่สามารถมองเห็นรายละเอียดพื้นผิวดาวอังคารได้ค่อนข้างมากด้วยกล้องโทรทรรศน์ สำหรับส่วนที่สังเกตเห็นได้ง่ายแม้ว่าจะใช้กล้องกำลังขยายต่ำคือแผ่นน้ำแข็งขั้วดาว[220]

เมื่อดาวอังคารเข้ามายังตำแหน่งตรงข้ามดวงอาทิตย์ ก็จะเริ่มช่วงเวลาแห่งการเคลื่อนถอยหลัง หมายความว่าดาวอังคารจะมองเห็นเสมือนเคลื่อนที่ย้อนทางกลับหลังในลักษณะเป็นวงเมื่อเทียบดาวฤกษ์พื้นหลังต่าง ๆ ระยะเวลาของการเคลื่อนถอยหลังนี้ยาวได้จนถึงราว 72 วัน และดาวอังคารจะมีความสว่างเพิ่มขึ้นสูงสุดท่ามกลางการเคลื่อนที่ดังกล่าว[221]

การเข้าใกล้มากที่สุด[แก้]

ดาวอังคารมองจากวงโคจรโลกโดยกล้องฮับเบิล

สัมพัทธ์[แก้]

ณ จุดที่เส้นลองจิจูดของดาวอังคารอยู่ในตำแหน่ง 180 องศาจากตำแหน่งของดวงอาทิตย์เมื่อโลกเป็นศูนย์กลางนั้นเรียกว่าตำแหน่งตรงข้าม ซึ่งเป็นเวลาที่ใกล้เคียงกับจุดที่เข้ามาใกล้โลกมากที่สุด เวลาการเกิดของตำแหน่งตรงข้าม สามารถห่างจากจุดเข้ามาใกล้โลกมากที่สุดได้มากถึง 8.5 วัน ระยะทางเข้าใกล้โลกมากที่สุดผันแปรได้ตั้งแต่ประมาณ 54[222] ถึง 103 ล้านกิโลเมตรขึ้นอยู่กับความรีของวงโคจรดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นสาเหตุทำให้ขนาดเชิงมุมผันแปรแตกต่างกัน[223] ดาวอังคารอยู่ในตำแหน่งตรงข้ามเมื่อวันที่ 8 เมษายน 2014 (พ.ศ. 2557) ด้วยระยะทางประมาณ 93 ล้านกิโลเมตร[224] การเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามครั้งถัดไปของดาวอังคารจะเกิดขึ้นในวันที่ 22 พฤษภาคม 2016 (พ.ศ. 2559) ด้วยระยะทาง 76 ล้านกิโลเมตร[224] ระยะเวลาเฉลี่ยระหว่างการเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามของดาวอังคารแต่ละครั้งหรือคาบซินอดิกคือ 780 วัน โดยจำนวนวันที่เกิดจริงอาจยาวนานจาก 764 ถึง 812 วัน[225]

ดาวอังคารในตำแหน่งตรงข้ามจากปี 2003-2018 มองจากด้านบนของสุริยวิถีโดยมีโลกอยู่ตรงกลาง

ค่าที่แน่นอนใกล้เคียงเวลาปัจจุบัน[แก้]

ดาวอังคารเข้าใกล้โลกมากที่สุดและมีความสว่างปรากฏสูงที่สุดในรอบเกือบ 60,000 ปี ด้วยระยะทาง 55,758,006 กิโลเมตร (34,646,419 ไมล์, 0.3727192หน่วยดาราศาสตร์) และมีความส่องสว่าง -2.88 เมื่อวันที่ 27 สิงหาคม 2003 (พ.ศ. 2546) 9:51:13 ตามเวลาสากล การเกิดครั้งนี้ห่างจากตำแหน่งตรงข้ามของดาวอังคารหนึ่งวัน และประมาณสามวันจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ทำให้มองเห็นจากโลกได้ง่ายเป็นพิเศษ การเข้าใกล้มากสุดก่อนหน้านี้คาดว่าเกิดขึ้นในวันที่ 12 กันยายน 57,617 ปีก่อนคริสต์ศักราช ครั้งต่อไปจะเกิดขึ้นในปี 2287 (พ.ศ. 2830)[226] การเข้าใกล้เป็นประวัติการณ์นี้จัดว่าใกล้กว่าการเข้าใกล้มากที่สุดร่วมสมัยอื่นเพียงเล็กน้อย ตัวอย่างเช่น ระยะใกล้ที่สุดเมื่อ 22 สิงหาคม 1924 (พ.ศ. 2467) ที่ 0.37285 หน่วยดาราศาสตร์ และระยะใกล้ที่สุดที่จะเกิดขึ้นเมื่อ 24 สิงหาคม 2208 (พ.ศ. 2751) ที่ 0.37279 หน่วยดาราศาสตร์[169]

ประวัติศาสตร์การสังเกต[แก้]

จุดที่โดดเด่นในประวัติศาสตร์การสังเกตดาวอังคารคือเมื่อดาวอังคารอยู่ในตำแหน่งตรงข้ามใกล้กับโลกและทำให้มองเห็นได้ง่ายที่สุดซึ่งเกิดขึ้นในทุกสองปี ที่เด่นชัดยิ่งขึ้นอีกคือการเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามขณะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวอังคารซึ่งเกิดขึ้นทุก ๆ 15 - 17 ปี นั่นหมายถึงการเข้าใกล้โลกมากยิ่งขึ้นด้วยจนทำให้เห็นความแตกต่างอย่างชัดเจน

การสังเกตในยุคโบราณและยุคกลาง[แก้]

ภาพเทพมาร์สพร้อมด้วยสัญลักษณ์จักรราศีตามคติโหราศาสตร์ซึ่งมาร์สเป็นเจ้าเรือนราศีเมษและพิจิก โดยซีบาลด์ บีฮาม ในคริสต์ศตวรรษที่ 16

การดำรงอยู่ของดาวอังคารในฐานะวัตถุหนึ่งที่เคลื่อนผ่านท้องฟ้ายามiราตรีได้ถูกบันทึกไว้โดยนักดาราศาสตร์อียิปต์โบราณ และเมื่อ 1534 ปีก่อนคริสต์ศักราช พวกเขาก็คุ้นเคยดีแล้วกับการเคลื่อนถอยหลังของดาวเคราะห์[227]ในยุคจักรวรรดิบาบิโลเนียใหม่ นักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลเนียได้มีการบันทึกปูมตำแหน่งของดาวเคราะห์ต่าง ๆ ตลอดจนพฤติกรรมของดาวเคราะห์ที่สังเกตได้เอาไว้อย่างเป็นระบบและสม่ำเสมอ สำหรับดาวอังคาร พวกเขาทราบว่าดาวจะโคจรครบ 37 คาบซินอดิก หรือ 42 รอบจักรราศีในทุก ๆ 79 ปี พวกเขายังได้คิดค้นระเบียบวิธีทางคณิตศาสตร์ขึ้นมาเพื่อให้เกิดความคลาดเคลื่อนเพียงเล็กน้อยในการทำนายตำแหน่งของดาวเคราะห์ทั้งหลาย[228][229]

ในศตวรรษที่สี่ก่อนคริสต์ศักราช อาริสโตเติลตั้งข้อสังเกตว่าดาวอังคารได้หายไปเบื้องหลังดวงจันทร์ระหว่างการถูกบดบัง บ่งบอกว่าดาวอังคารนั้นต้องอยู่ห่างไกลออกไป[230] ทอเลมี ชาวกรีกที่อาศัยในอะเล็กซานเดรีย[231] ได้พยายามแก้ไขปัญหาการเคลื่อนไหวในวงโคจรของดาวอังคาร แบบจำลองของทอเลมีและงานทางดาราศาสตร์ที่เขารวบรวมขึ้น ปรากฏต่อมาเป็นชุดหนังสือหลายเล่มรู้จักกันในชื่ออัลมาเจสต์ ซึ่งได้กลายมาเป็นตำราอันทรงอิทธิพลต่อดาราศาสตร์ตะวันตกตลอดสิบสี่ศตวรรษถัดมา[232] งานนิพนธ์จากสมัยจีนโบราณยืนยันว่าดาวอังคารเป็นที่รู้จักโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนไม่ช้าไปกว่าศตวรรษที่สี่ก่อนคริสต์ศักราช[233] ในคริสต์ศตวรรษที่ห้า สุริยสิทธันต์ ตำราทางดาราศาสตร์อินเดีย มีการประมาณเส้นผ่าศูนย์กลางของดาวอังคารไว้[c][234] ในวัฒนธรรมเอเชียตะวันออก มักเรียกดาวอังคารตามประเพณีว่า "ดาวไฟ" (火星) โดยวางอยู่บนหลักธาตุทั้งห้า[235][236][237]

ในช่วงคริสต์ศตวรรษที่สิบเจ็ด ไทโค บราเฮทำการวัดพารัลแลกซ์ในแต่ละวันของดาวอังคาร ซึ่งต่อมาโยฮันเนส เคปเลอร์ได้นำไปใช้คำนวณเบื้องต้นหาระยะทางสัมพัทธ์สู่ดาวเคราะห์[238] เมื่อกล้องโทรทรรศน์เป็นที่แพร่หลาย ได้มีการวัดค่าพารัลแลกซ์รายวันของดาวอังคารซ้ำอีกครั้งเนื่องในความพยายามที่จะหาระยะทางที่แม่นยำระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ โจวันนี โดเมนีโก กัสซีนีเป็นผู้ดำเนินการดังกล่าวเป็นบุคคลแรกในปี 1672 (พ.ศ. 2215) การวัดค่าพารัลแลกซ์ในช่วงแรก ๆ นั้นมีอุปสรรคสำคัญจากคุณภาพของตัวเครื่องมือเอง[239] การสังเกตปรากฏการณ์ดาวศุกร์บดบังดาวอังคารเพียงครั้งเดียวเกิดขึ้นในวันที่ 13 ตุลาคม 1590 (พ.ศ. 2133) โดยมิคาเอล แมสต์ลินที่ไฮเดลแบร์ก[240] ในปี 1610 (พ.ศ. 2153) กาลิเลโอ กาลิเลอีเป็นบุคคลแรกที่มองดูดาวอังคารผ่านกล้องโทรทรรศน์[241] บุคคลแรกที่วาดภาพดาวอังคารโดยแสดงลักษณะภูมิประเทศต่าง ๆ ด้วยคือนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ คริสตียาน เฮยเคินส์[242]

"คลอง" ดาวอังคาร[แก้]

แผนที่ดาวอังคารโดยโจวานนี สเกียปปาเรลลี
ภาพร่างดาวอังคารจากการสังเกตโดยโลเวลล์ เวลาใดเวลาหนึ่งก่อนปี 1914 (ขั้วใต้อยู่ด้านบน)
แผนที่ดาวอังคารจากกล้องฮับเบิล เห็นใกล้ตำแหน่งตรงข้ามปี 1999 (ขั้วเหนืออยู่ด้านบน)
ดูบทความหลักที่: คลองบนดาวอังคาร

เมื่อถึงคริสต์ศตวรรษที่สิบเก้า กำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์ได้เพิ่มมากขึ้นจนถึงระดับที่พอจำแนกแยกแยะรายละเอียดต่าง ๆ บนพื้นผิวได้ การเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวอังคารเมื่อวันที่ 5 กันยายน 1877 (พ.ศ. 2420) ปีนั้นเอง โจวานนี สเกียปปาเรลลี นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี ใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 22 เซนติเมตร (8.7 นิ้ว) ในมิลานได้สร้างแผนที่ดาวอังคารที่มีรายละเอียดปลีกย่อยขึ้นเป็นฉบับแรก แผนที่นี้มีเอกลักษณ์โดดเด่นด้วยภูมิประเทศที่เขาเรียกชื่อว่า คานาลี ซึ่งได้รับการเปิดเผยต่อมาในภายหลังว่าเป็นเพียงภาพลวงตา รอยเส้นตรงยืดยาวบนพื้นผิวดาวอังคารที่ถูกทึกทักเรียกว่าคานาลี เหล่านี้ โจวานนีได้ตั้งชื่อให้ตามอย่างชื่อแม่น้ำที่มีชื่อเสียงเป็นที่รู้จักบนโลก ศัพท์ที่เขาใช้มีความหมายว่า "ทางน้ำ" หรือ "ร่องน้ำ" ซึ่งนิยมแปลกันอย่างผิด ๆ ในภาษาอังกฤษว่า "คลอง"[243][244]

จากอิทธิพลของการสังเกตก่อนหน้า เพอร์ซิวัล โลเวลล์ นักตะวันออกศึกษาได้ตั้งหอดูดาวขึ้นโดยมีกล้องโทรทรรศน์ขนาด 30 และ 45 เซนติเมตร (12 และ 18 นิ้ว) หอดูดาวนี้ได้ใช้ในการสำรวจดาวอังคารระหว่างโอกาสอันดีที่ผ่านมาในปี 1894 (พ.ศ. 2437) ตลอดจนการเข้าสู่ตำแหน่งตรงข้ามที่ดีลดหลั่นลงมาหลังจากนั้น เขาตีพิมพ์หนังสือหลายเล่มเรื่องดาวอังคารรวมไปถึงสิ่งมีชีวิตบนนั้นซึ่งส่งอิทธิพลอย่างใหญ่หลวงต่อสาธารณะ[245] ยังมีการพบ คานาลี โดยนักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ เช่น อองรี โฌเซฟ เพร์โรแตง และหลุยส์ ตอลลง ที่เมืองนิสโดยใช้หนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในเวลานั้น[246][247]

การเปลี่ยนแปลงตามฤดูกาลอันประกอบด้วยการถอยร่นของแผ่นขั้วดาวและการเกิดพื้นที่มืดในช่วงฤดูร้อนของดาวอังคาร เมื่อประจวบเข้ากับคลองมากมายจึงนำไปสู่การคาดเดาเกี่ยวกับสิ่งมีชีวิตบนดาวอังคาร และความเชื่อที่ยึดมั่นถือมั่นอย่างยาวนานว่าดาวอังคารมีผืนทะเลที่กว้างใหญ่กับพืชนานาพันธุ์ กล้องโทรทรรศน์ในขณะนั้นยังไม่มีกำลังขยายถึงขั้นที่สามารถให้หลักฐานยืนยันการคาดเดาใด ๆ ได้ เมื่อใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ขึ้นก็จะสังเกตเห็น คานาลี ตรงยาวที่ขนาดเล็กลง ระหว่างการสังเกตในปี 1909 (พ.ศ. 2452) โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 84 เซนติเมตร (33 นิ้ว) แฟลมมาริยงสังเกตพบรูปแบบที่ไม่เป็นระเบียบแต่ไม่เห็นคานาลี [248]

แม้กระทั่งบทความในทศวรรษ 1960 (พ.ศ. 2503-) ยังมีการตีพิมพ์เรื่องชีววิทยาบนดาวอังคารโดยผลักไสคำอธิบายแนวทางอื่นออกไป คงไว้แต่ว่าสิ่งมีชีวิตบนนั้นนั่นเองเป็นเหตุของการเปลี่ยนตามฤดูกาลบนดาวอังคาร ภาวะการณ์โดยละเอียดทั้งเมแทบอลิซึมและวัฏจักรทางเคมีต่าง ๆ สำหรับระบบนิเวศที่ดำเนินได้จริงได้รับการตีพิมพ์[249]

การเยือนโดยยานอวกาศ[แก้]

ดูบทความหลักที่: การสำรวจดาวอังคาร
บริเวณเชิงเขาอีโอลิสมอนส์ (ภาพปรับสมดุลสีขาว)

ครั้นยานอวกาศไปเยือนถึงดาวอังคารระหว่างปฏิบัติการมาริเนอร์ของนาซาในช่วงทศวรรษ 1960 และ 70 แนวคิดเดิม ๆ ก็พินาศไปแบบไม่มีชิ้นดี นอกจากนี้ผลการทดลองตรวจหาสิ่งมีชีวิตโดยยานไวกิงในระหว่างปฏิบัติภารกิจ ทำให้สมมติฐานดาวเคราะห์มรณะที่ไม่น่าอยู่อย่างยิ่งก็ได้มาเป็นที่ยอมรับอย่างแพร่หลาย[250]

ข้อมูลจากปฏิบัติการโดยยานมาริเนอร์ 9 และไวกิงได้นำมาใช้สร้างแผนที่ดาวอังคารที่ดียิ่งขึ้น และยิ่งดียิ่งขึ้นอย่างก้าวกระโดดด้วยปฏิบัติการโดยมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์ซึ่งส่งขึ้นในปี 1996 (พ.ศ. 2539) และดำเนินงานต่อเนื่องจนกระทั่งปลายปี 2006 (พ.ศ. 2549) ทำให้ได้แผนที่แสดงภูมิประเทศดาวอังคารที่ละเอียดลออครบถ้วนสมบูรณ์แม้กระทั่งสนามแม่เหล็กและแร่ธาตุบนพื้นผิวก็เป็นที่รับทราบ[251] แผนที่เหล่านี้สามารถเข้าถึงได้ทางออนไลน์ ตัวอย่างเช่น กูเกิลมาร์ส สำหรับมาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ และมาร์สเอ็กซ์เพรส ยังทำการสำรวจต่อเนื่องด้วยเครื่องไม้เครื่องมือใหม่ ๆ และช่วยสนับสนุนปฏิบัติการลงจอด นาซาได้เปิดให้เข้าใช้เครื่องมือทางออนไลน์คือ มาร์สเทร็ค ซึ่งให้ภาพปรากฏของดาวอังคารจากข้อมูลการสำรวจตลอด 50 ปี และ เอ็กซ์พีเรียนซ์คิวริออซิตี ซึ่งให้ภาพจำลองการท่องไปบนดาวอังคารแบบสามมิติพร้อมกับยานคิวริออซิตี[252]

ในวัฒนธรรม[แก้]

Mars symbol.svg

ดาวอังคารทางสากลนิยมได้ชื่อตามเทพเจ้าแห่งสงครามของโรมัน ในต่างวัฒนธรรม ดาวอังคารเป็นตัวแทนของความเข้มแข็ง ความเป็นชาย และความเยาว์วัย มีสัญลักษณ์เป็นรูปวงกลมที่มีลูกศรชี้ออกมาจากด้านขวาบน ซึ่งยังใช้เป็นสัญลักษณ์แทนเพศชายอีกด้วย

จกกความล้มเหลวหลายต่อหลายครั้งของยาน-โครงการสำรวจดาวอังคาร เป็นผลให้กลุ่มวัฒนธรรมนอกกระแสนำไปเยาะเย้ยเสียดสีโดยกล่าวโทษตำหนิติเตียนว่าความล้มเหลวต่าง ๆ เป็นเพราะ "สามเหลี่ยมเบอร์มิวดา" ของโลก-ดาวอังคาร "คำสาปเทพอังคาร" หรือไม่ก็ "ผีปอบมหาดาราจักร" ที่ได้เขมือบเอายานสำรวจดาวอังคารไป[253]

"ชาวดาวอังคาร" ผู้ทรงปัญญา[แก้]

ดูบทความหลักที่: ดาวอังคารในบันเทิงคดี
ภาพใบหน้าบนดาวอังคารอันโด่งดังจากบริเวณไซโดเนียโดยยานไวกิง 1 ปี 1976
ภาพถ่ายซ้ำที่เดิมด้วยความละเอียดสูงขึ้นโดยมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์ ปี 2001

ความคิดตามสมัยนิยมที่ว่าดาวอังคารเต็มไปด้วยชาวดาวอังคารผู้ทรงปัญญาเฉลียวฉลาดลงหลักปักฐานอยู่อาศัย ได้ปะทุขึ้นในช่วงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 การสังเกตพบ "คานาลี" ของสเกียปปาเรลลีเมื่อประสานเข้ากับหนังสือของเพอร์ซิวัล โลเวลล์ในประเด็นดังกล่าว ได้ผลักดันแนวคิดมาตรฐานเกี่ยวกับดาวอังคารว่าเป็นดาวเคราะห์ที่แห้งแล้ง หนาวเย็น ใกล้ดับสูญ ร่วมไปกับการมีอารยธรรมโบราณที่ก่อสร้างงานชลประทานมากมายเอาไว้[254]

ด้วยหลายการสังเกตและถ้อยแถลงโดยบุคคลผู้มีความโดดเด่นในสังคมได้ทำให้เกิดสิ่งที่เรียกว่า "โรคคลั่งดาวอังคาร"[255] ในปี 1899 (พ.ศ. 2442) ขณะกำลังตรวจสอบคลื่นวิทยุในบรรยากาศด้วยเครื่องรับสัญญาณของเขาในห้องทดลองโคโลราโดสปริงส์ นิโคลา เทสลา นักประดิษฐ์ ได้สังเกตพบสัญญาณซ้ำ ๆ เขาสันนิษฐานในภายหลังว่าอาจเป็นการติดต่อสื่อสารทางวิทยุมาจากดาวเคราะห์ดวงอื่น ซึ่งเป็นไปได้ว่าคือดาวอังคาร บทสัมภาษณ์ในปี 1901 (พ.ศ. 2444) เทสลากล่าวว่า:

มันเป็นบางครั้งภายหลังจากความคิดที่ได้ผุดวาบขึ้นมาในใจของผม การรบกวนที่ผมสังเกตพบนั่นอาจเป็นได้ว่าคือการควบคุมทางปัญญา แม้ว่าผมจะไม่สามารถไขรหัสความหมายเหล่านั้นได้ มันเป็นไปไม่ได้เลยสำหรับผมที่จะคิดว่าสิ่งเหล่านั้นทั้งหมดเป็นเพียงอุบัติเหตุ ความรู้สึกที่ทวีขึ้นอย่างมั่นคงในตัวผมก็คือผมเป็นบุคคลแรกที่ได้ยินการปฏิสันถารของดาวเคราะห์หนึ่งสู่ดาวเคราะห์อื่น[256]

โฆษณาสบู่ในปี 1893 (พ.ศ. 2436) บนมโนคตินิยมว่าดาวอังคารมีคนอยู่อาศัย

ทฤษฎีของเทสลาได้รับการสนับสนุนโดยลอร์ดเคลวิน ผู้ซึ่งไปเยือนสหรัฐอเมริกาในปี 1902 (พ.ศ. 2445) มีรายงานถึงคำพูดของเขาว่าเขาคิดว่าเทสลาจับสัญญาณของชาวดาวอังคารที่ส่งมายังสหรัฐอเมริกาไว้ได้[257] เคลวินปฏิเสธ "อย่างหนักแน่น" ในรายงานฉบับนี้ไม่นานก่อนการเดินทางออกจากอเมริกา เขากล่าวว่า "อะไรที่ผมพูดไปจริง ๆ ก็คือ ชนชาวดาวอังคาร ถ้าพวกเขามีอยู่ ก็ไม่ต้องสงสัยเลยว่าคงเห็นนิวยอร์ก เพราะไฟฟ้าจะเรืองแสงออกมาจนเห็นได้ชัด"[258]

ในบทความของนิวยอร์กไทมส์ ในปี 1901 เอ็ดเวิร์ด ชาลส์ พิกเคอริง ผู้อำนวยการหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดกล่าวว่า พวกเขาได้รับโทรเลขจากหอดูดาวโลเวลล์ในรัฐแอริโซนาที่ดูเหมือนจะยืนยันว่าดาวอังคารได้พยายามติดต่อสื่อสารกับโลก[259]

ในต้นเดือนธันวาคมปี 1900 (พ.ศ. 2443) เราได้รับโทรเลขจากหอดูดาวโลเวลล์ในแอริโซนาว่าเห็นลำของแสงฉายส่งออกจากดาวอังคาร (หอดูดาวโลเวลล์มีความชำนาญเป็นพิเศษเรื่องดาวอังคาร) เป็นเวลาเจ็ดสิบนาที ผมส่งต่อข้อเท็จจริงนี้ไปยังยุโรปและส่งสำเนาจัดรูปแบบใหม่อีกหลายชุดไปทั่วประเทศ ผู้สังเกตพบเป็นบุคคลที่ละเอียดถี่ถ้วน เชื่อถือได้ และเขาก็ไม่มีเหตุผลอะไรที่จะสงสัยว่าแสงนั่นมีอยู่จริง มันส่งมาจากจุดทางภูมิศาสตร์ที่รู้จักกันดีบนดาวอังคาร นั่นแหละคือทั้งหมด ตอนนี้เรื่องได้ไปทั่วโลกแล้ว ในยุโรปก็มีการกล่าวกันว่าฉันก็มีการติดต่อสื่อสารกับดาวอังคาร และเรื่องพิสดารเกินจริงสารพัดอย่างก็พุ่งพรวด ไม่ว่าแสงนั่นจะเป็นอะไร พวกเราไม่มีทางล่วงรู้ ไม่ว่านั่นจะทรงปัญญาหรือไม่ ใครก็ตอบไม่ได้ มันเป็นเรื่องที่อธิบายไม่ได้โดยแท้[259]

ต่อมาภายหลังพิกเคอริงได้เสนอให้มีการก่อสร้างชุดกระจกเงาจำนวนมากในรัฐเทกซัสโดยมุ่งหมายเพื่อส่งสัญญาณถึงชาวดาวอังคาร[260]

ในทศวรรษที่ผ่านมา แผนที่พื้นผิวดาวอังคารความละเอียดสูงได้สำเร็จสมบูรณ์โดยมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์ เปิดเผยให้เห็นว่าไม่มีสิ่งประดิษฐ์แปลกปลอมใด ๆ เลยที่แสดงว่ามีสิ่งมีชีวิตที่ "ทรงปัญญา" อยู่อาศัย แต่การนึกฝันในแบบวิทยาศาสตร์เทียมเกี่ยวกับสิ่งมีชีวิตทรงปัญญาบนดาวอังคารยังดำเนินต่อไปจากเหล่านักวิจารณ์ เช่น ริชาร์ด ซี. ฮอกแลนด์ การโต้แย้งเรื่อง คานาลี ดั้งเดิม การคาดฝันบางเรื่องวางอยู่บนลักษณะภูมิประเทศเล็ก ๆ ที่เห็นรายละเอียดไม่ชัดแต่นึกคิดเอาผ่านภาพที่ได้จากยานอวกาศ อย่างเช่น 'พีระมิด' และ 'ใบหน้าบนดาวอังคาร' นักดาราศาสตร์ดาวเคราะห์ คาร์ล เซแกน เขียนไว้ว่า::

ดาวอังคารกลายมาเป็นสมรภูมิแห่งเทพนิยายชนิดหนึ่งที่พวกเราชาวโลกได้ฉายออกมาซึ่งความหวังและความกลัว [244]

ภาพประกอบมาร์เชียนสามขาจากหนังสือเดอะวอร์ออฟเดอะเวิลด์ส ของ เอช. จี. เวลส์ ฉบับฝรั่งเศส ปี 1906 (พ.ศ. 2449)

การพรรณนาเรื่องดาวอังคารในนิยายได้รับการกระตุ้นเสริมด้วยโทนสีแดงเร้าอารมณ์ ผนวกกับการคาดเดาตามแบบวิทยาศาสตร์ในสมัยคริสต์ศตวรรษที่สิบเก้าว่าภาวะการณ์ต่าง ๆ บนพื้นผิวดาวจะต้องเกื้อหนุนไม่เฉพาะชีวิตเท่านั้นแต่ยังเป็นสิ่งมีชีวิตทรงปัญญาอีกด้วย[261] นำไปสู่การสร้างสรรค์งานในฐานบทดำเนินเรื่องของนิยายวิทยาศาสตร์จำนวนมาก หนึ่งในนั้นคือเรื่อง เดอะวอร์ออฟเดอะเวิลด์ส ของ เอช. จี. เวลส์ ซึ่งตีพิมพ์ในปี 1898 (พ.ศ. 2441) มีเนื้อหาว่าชาวดาวอังคารพยายามหลบหนีออกจากดาวเคราะห์ใกล้ตายของพวกเขาโดยการมารุกรานโลก ต่อมาภายหลังได้มีการทำเดอะวอร์ออฟเดอะเวิลด์ส ฉบับวิทยุในอเมริกา กระจายเสียงเมื่อวันที่ 30 ตุลาคม 1938 (พ.ศ. 2481) โดยออร์สัน เวลส์ซึ่งแสดงในรูปการรายงานข่าวแบบสด และเป็นที่ลือกระฉ่อนขึ้นมาทันทีเพราะไปทำให้สาธารณชนเกิดการตื่นตระหนกเมื่อผู้ฟังจำนวนมากเข้าใจผิดไปว่าสิ่งที่พวกเขาได้ยินเป็นเรื่องจริง[262]

งานที่มีอิทธิพลประกอบด้วย เดอะมาร์เชียนครอนิเคิลส์ ของ เรย์ แบรดบูรี ซึ่งมีเนื้อหาว่านักสำรวจมนุษย์ได้ทำลายอารยธรรมชาวดาวอังคารโดยบังเอิญ นิยายชุด บาร์ซูม ของเอ็ดการ์ ไรซ์ เบอร์โรห์ นวนิยายเรื่องเอาท์ออฟเดอะไซเลนต์แพลเน็ต ของซี. เอส. ลิวอิส ในปี 1938[263] และอีกหลายชิ้นงานของโรเบิร์ต เอ. ไฮน์ไลน์ก่อนหน้าช่วงกลางคริสต์ทศวรรษหกสิบ[264]

โจนาธาน สวิฟท์ได้มีการอ้างอิงถึงดวงจันทร์บริวารของดาวอังคารซึ่งเป็นเวลาก่อนหน้าการค้นพบจริงโดยเอเสฟ ฮอลล์กว่า 150 ปี โดยบรรยายรายละเอียดลักษณะวงโคจรของดาวเหล่านั้นได้ใกล้เคียงเป็นเหตุเป็นผลในบทที่ 19 ในนวนิยายของเขาเรื่อง กัลลิเวอร์แทรฟเวลส์[265]

มาร์วินเดอะมาร์เชียน เป็นตัวการ์ตูนลักษณะชาวดาวอังคารที่เฉลียวฉลาด เริ่มปรากฏในโทรทัศน์เมื่อปี 1948 (พ.ศ. 2491) ในฐานะตัวละครหนึ่งในการ์ตูนภาพเคลื่อนไหวเรื่องลูนีทูนส์ของวอร์เนอร์บราเธอร์ส และยังดำเนินต่อมาในฐานเป็นส่วนหนึ่งของวัฒนธรรมนิยมจนปัจจุบัน[266]

หลังจากยานอวกาศมาริเนอร์และไวกิงได้ส่งภาพดาวอังคารตามสภาพที่เป็นจริงมากมายกลับมา ว่าเป็นโลกที่แล้งร้าง ไร้ซึ่งชีวิตอย่างชัดแจ้ง และปราศจากคลองใด ๆ แนวคิดดั้งเดิมเกี่ยวกับดาวอังคารก็ถูกโละทิ้ง นำมาสู่สมัยนิยมแห่งเรื่องราวการสร้างนิคมอยู่อาศัยของมนุษย์บนดาวอังคารแบบสอดคล้องเที่ยงตรงตามจริง เรื่องที่เป็นที่รู้จักกันดีที่สุดเรื่องหนึ่งในลักษณะนี้คือ มาร์สไตรโลจี ของคิม สแตนลีย์ โรบินสัน อย่างไรก็ตาม การคาดเดาแบบวิทยาศาสตร์เทียมเกี่ยวกับใบหน้าบนดาวอังคารตลอดจนจุดลึกลับน่าพิศวงอื่น ๆ ซึ่งยานสำรวจอวกาศจับภาพได้ว่าเป็นร่องรอยของอารยธรรมโบราณ ยังเป็นแนวทางยอดนิยมในบันเทิงคดีแนววิทยาศาสตร์มาอย่างต่อเนื่อง โดยเฉพาะอย่างยิ่งในภาพยนตร์[267]

แกลเลอรี[แก้]

ดูเพิ่ม[แก้]

เชิงอรรถ[แก้]

  1. 1.0 1.1 1.2 ทรงรีพอดี
  2. มีปฏิกิริยาการสร้างเซอร์เพนทีนหลายแนวทาง โอลิวีนเป็นสารละลายของแข็งระหว่างฟอสเตอไรต์และฟายาไลต์ โดยมีสูตรทั่วไปคือ (Fe,Mg)2SiO4 ปฏิกิริยาการผลิตมีเทนจากโอลิวีนสามารถเขียนได้ดังนี้: ฟอสเตอไรต์ + ฟายาไลต์ + น้ำ + กรดคาร์บอนิกเซอร์เพนทีน + แมกนีไทต์ + มีเทน หรือในรูปดุลปฏิกิริยา: 18Mg2SiO4 + 6Fe2SiO4 + 26H2O + CO2 → 12Mg3Si2O5(OH)4 + 4Fe3O4 + CH4
  3. ตามที่ระบุในตำราสุริยสิทธันต์ ดาวอังคารมีขนาดเล็กที่สุดด้วยเส้นผ่าศูนย์กลาง 30 โยชน์ สำหรับพระเคราะห์อื่น ดวงอาทิตย์เท่ากับ 6,500 โยชน์ ดวงจันทร์ 480 โยชน์ ดาวเสาร์ 37½ โยชน์ ดาวพุธ 45 โยชน์ ดาวพฤหัสบดี 52½ โยชน์ และดาวศุกร์ 60 โยชน์

อ้างอิง[แก้]

  1. Yeomans, Donald K. (July 13, 2006). "HORIZONS Web-Interface for Mars (Major Body=499)". JPL Horizons On-Line Ephemeris System. สืบค้นเมื่อ August 8, 2007. —Select "Ephemeris Type: Orbital Elements", "Time Span: 2000-01-01 12:00 to 2000-01-02". ("Target Body: Mars" and "Center: Sun" should be defaulted to.) Results are instantaneous osculating values at the precise J2000 epoch.
  2. "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". April 3, 2009. สืบค้นเมื่อ April 10, 2009.  (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; see also invariable plane)
  3. 3.0 3.1 3.2 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F. และคณะ (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  4. 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 Lodders, Katharina; Fegley, Bruce (1998). The planetary scientist's companion. Oxford University Press US. p. 190. ISBN 0-19-511694-1. 
  5. Folkner, W. M. et al. (1997). "Interior Structure and Seasonal Mass Redistribution of Mars from Radio Tracking of Mars Pathfinder". Science 278 (5344): 1749–1752. Bibcode:1997Sci...278.1749F. doi:10.1126/science.278.5344.1749. ISSN 0036-8075. 
  6. 6.00 6.01 6.02 6.03 6.04 6.05 6.06 6.07 6.08 6.09 6.10 6.11 Williams, David R. (August 13, 2015). "Mars Fact Sheet". National Space Science Data Center. NASA. สืบค้นเมื่อ September 3, 2015. 
  7. Mallama, A. (2007). "The magnitude and albedo of Mars". Icarus 192 (2): 404–416. Bibcode:2007Icar..192..404M. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.011. 
  8. 8.0 8.1 "What is the typical temperature on Mars?". Astronomycafe.net. สืบค้นเมื่อ August 14, 2012. 
  9. 9.0 9.1 "Mars Exploration Rover Mission: Spotlight". Marsrover.nasa.gov. June 12, 2007. สืบค้นเมื่อ August 14, 2012. 
  10. 10.0 10.1 Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky and Telescope 121 (1): 51–56. 
  11. 11.0 11.1 Barlow, Nadine G. (2008). Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere. Cambridge planetary science 8. Cambridge University Press. p. 21. ISBN 0-521-85226-9. 
  12. Krasnopolsky, Vladimir A.; Feldman, Paul D. (2001). "Detection of Molecular Hydrogen in the Atmosphere of Mars". Science 294 (5548): 1914–1917. Bibcode:2001Sci...294.1914K. doi:10.1126/science.1065569. PMID 11729314. 
  13. Clancy, R. T.; Sandor, B. J.; Moriarty-Schieven, G. H. (2004). "A measurement of the 362 GHz absorption line of Mars atmospheric H2O2". Icarus 168 (1): 116–121. Bibcode:2004Icar..168..116C. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.003. 
  14. 14.0 14.1 Formisano, V.; Atreya, S.; Encrenaz, T.; Ignatiev, N.; Giuranna, M. (2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Science 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. PMID 15514118. 
  15. "The Lure of Hematite". Science@NASA. NASA. March 28, 2001. สืบค้นเมื่อ December 24, 2009. 
  16. 16.0 16.1 16.2 Yeager, Ashley (July 19, 2008). "Impact May Have Transformed Mars". ScienceNews.org. สืบค้นเมื่อ August 12, 2008. 
  17. 17.0 17.1 17.2 Sample, Ian (June 26, 2008). "Cataclysmic impact created north-south divide on Mars". London: Science @ guardian.co.uk. สืบค้นเมื่อ August 12, 2008. 
  18. Millis, John P. "Mars Moon Mystery". space.about.com. 
  19. 19.0 19.1 Adler, M.; Owen, W. and Riedel, J. (2012). "Use of MRO Optical Navigation Camera to Prepare for Mars Sample Return". Concepts and Approaches for Mars Exploration, held June 12–14, 2012 in Houston, Texas. LPI Contribution No. 1679, id.4337 1679: 4337. Bibcode:2012LPICo1679.4337A. 
  20. "NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars". NASA/JPL. December 6, 2006. สืบค้นเมื่อ January 4, 2007. 
  21. 21.0 21.1 "Water ice in crater at Martian north pole". ESA. July 28, 2005. สืบค้นเมื่อ March 19, 2010. 
  22. 22.0 22.1 "Scientists Discover Concealed Glaciers on Mars at Mid-Latitudes". University of Texas at Austin. November 20, 2008. Archived from the original on July 25, 2011. สืบค้นเมื่อ March 19, 2010. 
  23. Staff (February 21, 2005). "Mars pictures reveal frozen sea". ESA. สืบค้นเมื่อ March 19, 2010. 
  24. 24.0 24.1 "NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended". Science @ NASA. July 31, 2008. สืบค้นเมื่อ August 1, 2008. 
  25. "NASA – NASA Spacecraft Data Suggest Water Flowing on Mars". Nasa.gov. August 4, 2011. สืบค้นเมื่อ September 19, 2011. 
  26. Jha, Alok. "Nasa's Curiosity rover finds water in Martian soil". theguardian.com. สืบค้นเมื่อ November 6, 2013. 
  27. Jarell, Elizabeth M (February 26, 2015). "Using Curiosity to Search for Life". Mars Daily. สืบค้นเมื่อ August 9, 2015. 
  28. "The Mars Exploration Rover Mission". NASA. November 2013. p. 20. สืบค้นเมื่อ August 9, 2015. 
  29. Wilks, Jeremy (May 21, 2015). "Mars mystery: ExoMars mission to finally resolve question of life on red planet". EuroNews. สืบค้นเมื่อ August 9, 2015. 
  30. Howell, Elizabeth (January 5, 2015). "Life on Mars? NASA's next rover aims to find out.". The Christian Science Monitor. สืบค้นเมื่อ August 9, 2015. 
  31. [1] THE RED PLANET: A SURVEY OF MARS Slide 2 Earth Telescope View of Mars index
  32. Peplow, Mark. "How Mars got its rust". BioEd Online. MacMillan Publishers Ltd. สืบค้นเมื่อ March 10, 2007. 
  33. 33.0 33.1 NASA – Mars in a Minute: Is Mars Really Red? (Transcript)
  34. Nimmo, Francis; Tanaka, Ken (2005). "Early Crustal Evolution Of Mars". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 33 (1): 133–161. Bibcode:2005AREPS..33..133N. doi:10.1146/annurev.earth.33.092203.122637. 
  35. Rivoldini, A. และคณะ (June 2011). "Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars". Icarus 213 (2): 451–472. Bibcode:2011Icar..213..451R. doi:10.1016/j.icarus.2011.03.024. 
  36. 36.0 36.1 Jacqué, Dave (September 26, 2003). "APS X-rays reveal secrets of Mars' core". Argonne National Laboratory. สืบค้นเมื่อ July 1, 2006. 
  37. Webster, Guy; Brown, Dwayne; Napier, Gary (19 May 2014). "Construction to Begin on 2016 NASA Mars Lander". NASA. สืบค้นเมื่อ 2 April 2015. 
  38. McSween, Harry Y.; Taylor, G. Jeffrey; Wyatt, Michael B. (May 2009). "Elemental Composition of the Martian Crust". Science 324 (5928): 736–739. Bibcode:2009Sci...324..736M. doi:10.1126/science.1165871. 
  39. Bandfield, Joshua L. (June 2002). "Global mineral distributions on Mars". Journal of Geophysical Research (Planets) 107 (E6): 9–1. Bibcode:2002JGRE..107.5042B. doi:10.1029/2001JE001510. 
  40. Christensen, Philip R.; et al. (June 27, 2003). "Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results". Science 300 (5628): 2056–2061. Bibcode:2003Sci...300.2056C. doi:10.1126/science.1080885. PMID 12791998. 
  41. Golombek, Matthew P. (June 27, 2003). "The Surface of Mars: Not Just Dust and Rocks". Science 300 (5628): 2043–2044. doi:10.1126/science.1082927. PMID 12829771. 
  42. Tanaka, Kenneth L.; Skinner, James A., Jr.; Dohm, James M.; Irwin, Rossman P., III; Kolb, Eric J.; Fortezzo, Corey M.; Platz, Thomas; Michael, Gregory G.; Hare, Trent M. (July 14, 2014). "Geologic Map of Mars - 2014". USGS. สืบค้นเมื่อ July 22, 2014. 
  43. Krisch, Joshua A. (July 22, 2014). "Brand New Look at the Face of Mars". New York Times. สืบค้นเมื่อ July 22, 2014. 
  44. Staff (July 14, 2014). "Mars - Geologic map - Video (00:56)". USGS. สืบค้นเมื่อ July 22, 2014. 
  45. Valentine, Theresa; Amde, Lishan (November 9, 2006). "Magnetic Fields and Mars". Mars Global Surveyor @ NASA. สืบค้นเมื่อ July 17, 2009. 
  46. Neal-Jones, Nancy; O'Carroll, Cynthia. "New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth". NASA/Goddard Space Flight Center. สืบค้นเมื่อ December 4, 2011. 
  47. Halliday, A. N.; Wänke, H.; Birck, J.-L.; Clayton, R. N. (2001). "The Accretion, Composition and Early Differentiation of Mars". Space Science Reviews 96 (1/4): 197–230. Bibcode:2001SSRv...96..197H. doi:10.1023/A:1011997206080. 
  48. Zharkov, V. N. (1993). "The role of Jupiter in the formation of planets". Evolution of the Earth and planets. pp. 7–17. Bibcode:1993GMS....74....7Z. 
  49. Lunine, Jonathan I.; Chambers, John; Morbidelli, Alessandro; Leshin, Laurie A. (2003). "The origin of water on Mars". Icarus 165 (1): 1–8. Bibcode:2003Icar..165....1L. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6. 
  50. Barlow, N. G. (October 5–7, 1988). "Conditions on Early Mars: Constraints from the Cratering Record". In H. Frey. MEVTV Workshop on Early Tectonic and Volcanic Evolution of Mars. LPI Technical Report 89-04 (Easton, Maryland: Lunar and Planetary Institute): 15. Bibcode:1989eamd.work...15B. 
  51. "Giant Asteroid Flattened Half of Mars, Studies Suggest". Scientific American. สืบค้นเมื่อ June 27, 2008. 
  52. Chang, Kenneth (June 26, 2008). "Huge Meteor Strike Explains Mars's Shape, Reports Say". New York Times. สืบค้นเมื่อ June 27, 2008. 
  53. "Mars: The Planet that Lost an Ocean's Worth of Water". สืบค้นเมื่อ 19 June 2015. 
  54. Tanaka, K. L. (1986). "The Stratigraphy of Mars". Journal of Geophysical Research 91 (B13): E139–E158. Bibcode:1986JGR....91..139T. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. 
  55. Hartmann, William K.; Neukum, Gerhard (2001). "Cratering Chronology and the Evolution of Mars". Space Science Reviews 96 (1/4): 165–194. Bibcode:2001SSRv...96..165H. doi:10.1023/A:1011945222010. 
  56. Mitchell, Karl L.; Wilson, Lionel (2003). "Mars: recent geological activity : Mars: a geologically active planet". Astronomy & Geophysics 44 (4): 4.16–4.20. Bibcode:2003A&G....44d..16M. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.44416.x. 
  57. "Mars avalanche caught on camera". Discovery Channel. Discovery Communications. March 4, 2008. สืบค้นเมื่อ March 4, 2009. 
  58. "Martian soil 'could support life'". BBC News. June 27, 2008. สืบค้นเมื่อ August 7, 2008. 
  59. Chang, Alicia (August 5, 2008). "Scientists: Salt in Mars soil not bad for life". USA Today. Associated Press. สืบค้นเมื่อ August 7, 2008. 
  60. "NASA Spacecraft Analyzing Martian Soil Data". JPL. สืบค้นเมื่อ August 5, 2008. 
  61. Kounaves, S. P. และคณะ (2010). "Wet Chemistry Experiments on the 2007 Phoenix Mars Scout Lander: Data Analysis and Results". J. Geophys. Res. 115: E00-E10. Bibcode:2009JGRE..114.0A19K. doi:10.1029/2008JE003084. 
  62. Kounaves, S. P. และคณะ (2010). "Soluble Sulfate in the Martian Soil at the Phoenix Landing Site". Icarus 37: L09201. Bibcode:2010GeoRL..37.9201K. doi:10.1029/2010GL042613. 
  63. "Dust Devil Etch-A-Sketch (ESP_013751_1115)". NASA/JPL/University of Arizona. July 2, 2009. สืบค้นเมื่อ January 1, 2010. 
  64. Schorghofer, Norbert; Aharonson, Oded; Khatiwala, Samar (2002). "Slope streaks on Mars: Correlations with surface properties and the potential role of water". Geophysical Research Letters 29 (23): 41–1. Bibcode:2002GeoRL..29w..41S. doi:10.1029/2002GL015889. 
  65. Gánti, Tibor et al. (2003). "Dark Dune Spots: Possible Biomarkers on Mars?". Origins of Life and Evolution of the Biosphere 33 (4): 515–557. Bibcode:2003OLEB...33..515G. doi:10.1023/A:1025705828948. 
  66. NASA Rover Finds Clues to Changes in Mars' Atmosphere
  67. "NASA, Mars: Facts & Figures". สืบค้นเมื่อ January 28, 2010. 
  68. Heldmann, Jennifer L.; et al. (May 7, 2005). "Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions" (PDF). Journal of Geophysical Research 110 (E5): Eo5004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. doi:10.1029/2004JE002261. สืบค้นเมื่อ September 17, 2008.  'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water'... 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]'
  69. 69.0 69.1 Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (June 3, 2006). "Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement". Geophysical Research Letters 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. doi:10.1029/2006GL025946. สืบค้นเมื่อ August 12, 2007.  'Martian high-latitude zones are covered with a smooth, layered ice-rich mantle'.
  70. Byrne, Shane; Ingersoll, Andrew P. (2003). "A Sublimation Model for Martian South Polar Ice Features". Science 299 (5609): 1051–1053. Bibcode:2003Sci...299.1051B. doi:10.1126/science.1080148. PMID 12586939. 
  71. "Mars' South Pole Ice Deep and Wide". NASA. March 15, 2007. Archived from the original on April 20, 2009. สืบค้นเมื่อ March 16, 2007. 
  72. Whitehouse, David (January 24, 2004). "Long history of water and Mars". BBC News. สืบค้นเมื่อ March 20, 2010. 
  73. Kerr, Richard A. (March 4, 2005). "Ice or Lava Sea on Mars? A Transatlantic Debate Erupts". Science 307 (5714): 1390–1391. doi:10.1126/science.307.5714.1390a. PMID 15746395. 
  74. Jaeger, W. L.; et al. (September 21, 2007). "Athabasca Valles, Mars: A Lava-Draped Channel System". Science 317 (5845): 1709–1711. Bibcode:2007Sci...317.1709J. doi:10.1126/science.1143315. PMID 17885126. 
  75. Lucchitta, B. K.; Rosanova, C. E. (August 26, 2003). "Valles Marineris; The Grand Canyon of Mars". USGS. Archived from the original on June 11, 2011. สืบค้นเมื่อ March 11, 2007. 
  76. Murray, John B.; et al. (March 17, 2005). "Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars' equator". Nature 434 (703): 352–356. Bibcode:2005Natur.434..352M. doi:10.1038/nature03379. PMID 15772653. 
  77. Craddock, R.A.; Howard, A.D. (2002). "The case for rainfall on a warm, wet early Mars". Journal of Geophysical Research 107 (E11). Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505. 
  78. Malin, Michael C.; Edgett, KS (June 30, 2000). "Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars". Science 288 (5475): 2330–2335. Bibcode:2000Sci...288.2330M. doi:10.1126/science.288.5475.2330. PMID 10875910. 
  79. 79.0 79.1 "NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars". NASA. December 6, 2006. สืบค้นเมื่อ December 6, 2006. 
  80. "Water flowed recently on Mars". BBC. December 6, 2006. สืบค้นเมื่อ December 6, 2006. 
  81. "Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests". NASA. December 6, 2006. สืบค้นเมื่อ April 30, 2006. 
  82. Lewis, K.W.; Aharonson, O. (2006). "Stratigraphic analysis of the distributary fan in Eberswalde crater using stereo imagery". Journal of Geophysical Research 111 (E06001). Bibcode:2006JGRE..11106001L. doi:10.1029/2005JE002558. 
  83. Matsubara, Y.; Howard, A.D.; Drummond, S.A. (2011). "Hydrology of early Mars: Lake basins". Journal of Geophysical Research 116 (E04001). Bibcode:2011JGRE..11604001M. doi:10.1029/2010JE003739. 
  84. "Mineral in Mars 'Berries' Adds to Water Story" (Press release). NASA. March 3, 2004. Archived from the original on November 9, 2007. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  85. "Mars Exploration Rover Mission: Science". NASA. July 12, 2007. สืบค้นเมื่อ January 10, 2010. 
  86. "NASA – NASA Mars Rover Finds Mineral Vein Deposited by Water". Nasa.gov. December 7, 2011. สืบค้นเมื่อ August 14, 2012. 
  87. "Rover Finds "Bulletproof" Evidence of Water on Early Mars". News.nationalgeographic.com. December 8, 2011. สืบค้นเมื่อ August 14, 2012. 
  88. "Mars Has "Oceans" of Water Inside?". News.nationalgeographic.com. June 26, 2012. สืบค้นเมื่อ August 14, 2012. 
  89. 89.0 89.1 Webster, Guy; Brown, Dwayne (March 18, 2013). "Curiosity Mars Rover Sees Trend In Water Presence". NASA. สืบค้นเมื่อ March 20, 2013. 
  90. Rincon, Paul (March 19, 2013). "Curiosity breaks rock to reveal dazzling white interior". BBC. สืบค้นเมื่อ March 19, 2013. 
  91. Staff (March 20, 2013). "Red planet coughs up a white rock, and scientists freak out". MSN. Archived from the original on March 23, 2013. สืบค้นเมื่อ March 20, 2013. 
  92. Head, J.W., et al. (1999). "Possible Ancient Oceans on Mars: Evidence from Mars Orbiter Laser Altimeter Data". Science 286 (5447): 2134–7. Bibcode:1999Sci...286.2134H. doi:10.1126/science.286.5447.2134. PMID 10591640. 
  93. Kaufman, Marc (March 5, 2015). "Mars Had an Ocean, Scientists Say, Pointing to New Data". The New York Times. สืบค้นเมื่อ March 5, 2015. 
  94. Mellon, J. T.; Feldman, W. C.; Prettyman, T. H. (2003). "The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars". Icarus 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.022. 
  95. "Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds". NASA. December 13, 2004. สืบค้นเมื่อ March 17, 2006. 
  96. Malin, M.C.; Caplinger, M.A.; Davis, S.D. (2001). "Observational evidence for an active surface reservoir of solid carbon dioxide on Mars". Science 294 (5549): 2146–8. Bibcode:2001Sci...294.2146M. doi:10.1126/science.1066416. PMID 11768358. 
  97. "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Mira.or. สืบค้นเมื่อ February 26, 2007. 
  98. Carr, Michael H. (2003). "Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate". Journal of Geophysical Research 108 (5042): 24. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029/2002JE001963. 
  99. Phillips, Tony. "Mars is Melting, Science at NASA". สืบค้นเมื่อ February 26, 2007. 
  100. Plaut, J. J; et al. (2007). "Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars". Science 315 (5821): 92–5. Bibcode:2007Sci...316...92P. doi:10.1126/science.1139672. PMID 17363628. 
  101. Smith, Isaac B.; Holt, J. W. (2010). "Onset and migration of spiral troughs on Mars revealed by orbital radar". Nature 465 (4): 450–453. Bibcode:2010Nature....32..450P. doi:10.1038/nature09049. 
  102. "Mystery Spirals on Mars Finally Explained". Space.com. May 26, 2010. สืบค้นเมื่อ May 26, 2010. 
  103. "NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap". Jet Propulsion Laboratory (NASA). August 16, 2006. สืบค้นเมื่อ August 11, 2009. 
  104. Kieffer, H. H. (2000). "Mars Polar Science 2000" (PDF). สืบค้นเมื่อ September 6, 2009. 
  105. Portyankina, G., ed. (2006). "Fourth Mars Polar Science Conference" (PDF). สืบค้นเมื่อ August 11, 2009. 
  106. Kieffer, Hugh H.; Christensen, Philip R.; Titus, Timothy N. (May 30, 2006). "CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars' seasonal south polar ice cap". Nature 442 (7104): 793–796. Bibcode:2006Natur.442..793K. doi:10.1038/nature04945. PMID 16915284. 
  107. Sheehan, William. "Areographers". The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  108. Planetary Names: Categories for Naming Features on Planets and Satellites. Planetarynames.wr.usgs.gov. Retrieved on December 1, 2011.
  109. "Viking and the Resources of Mars" (PDF). Humans to Mars: Fifty Years of Mission Planning, 1950–2000. สืบค้นเมื่อ March 10, 2007. 
  110. Frommert, H.; Kronberg, C. "Christiaan Huygens". SEDS/Lunar and Planetary Lab. สืบค้นเมื่อ March 10, 2007. 
  111. Archinal, B. A.; Caplinger, M. (Fall 2002). "Mars, the Meridian, and Mert: The Quest for Martian Longitude". Abstract #P22D-06 (American Geophysical Union) 22: 06. Bibcode:2002AGUFM.P22D..06A. 
  112. NASA (April 19, 2007). "Mars Global Surveyor: MOLA MEGDRs". geo.pds.nasa.gov. สืบค้นเมื่อ June 24, 2011.  Mars Global Surveyor: MOLA MEGDRs
  113. Zeitler, W.; Ohlhof, T.; Ebner, H. (2000). "Recomputation of the global Mars control-point network". Photogrammetric Engineering & Remote Sensing 66 (2): 155–161. สืบค้นเมื่อ December 26, 2009. 
  114. Lunine, Cynthia J. (1999). Earth: evolution of a habitable world. Cambridge University Press. p. 183. ISBN 0-521-64423-2. 
  115. Morton, Oliver (2002). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World. New York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3. 
  116. "Online Atlas of Mars". Ralphaeschliman.com. สืบค้นเมื่อ December 16, 2012. 
  117. "Catalog Page for PIA03467". Photojournal.jpl.nasa.gov. February 16, 2002. สืบค้นเมื่อ December 16, 2012. 
  118. Webster, Guy; Brown, Dwayne (May 22, 2014). "NASA Mars Weathercam Helps Find Big New Crater". NASA. สืบค้นเมื่อ May 22, 2014. 
  119. Wright, Shawn (April 4, 2003). "Infrared Analyses of Small Impact Craters on Earth and Mars". University of Pittsburgh. Archived from the original on June 12, 2007. สืบค้นเมื่อ February 26, 2007. 
  120. "Mars Global Geography". Windows to the Universe. University Corporation for Atmospheric Research. April 27, 2001. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  121. Wetherill, G. W. (1999). "Problems Associated with Estimating the Relative Impact Rates on Mars and the Moon". Earth, Moon, and Planets 9 (1–2): 227–231. Bibcode:1974Moon....9..227W. doi:10.1007/BF00565406. 
  122. Costard, Francois M. (1989). "The spatial distribution of volatiles in the Martian hydrolithosphere". Earth, Moon, and Planets 45 (3): 265–290. Bibcode:1989EM&P...45..265C. doi:10.1007/BF00057747. 
  123. Chen, Junyong; et al. (2006). "Progress in technology for the 2005 height determination of Qomolangma Feng (Mt. Everest)". Science in China Series D: Earth Sciences 49 (5): 531–538. doi:10.1007/s11430-006-0531-1. 
  124. "Olympus Mons". mountainprofessor.com. 
  125. Glenday, Craig (2009). Guinness World Records. Random House, Inc. p. 12. ISBN 0-553-59256-4. 
  126. Wolpert, Stuart (August 9, 2012). "UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars". UCLA. สืบค้นเมื่อ August 13, 2012. 
  127. Lin, An (June 4, 2012). "Structural analysis of the Valles Marineris fault zone: Possible evidence for large-scale strike-slip faulting on Mars". Lithosphere 4 (4): 286–330. Bibcode:2012Lsphe...4..286Y. doi:10.1130/L192.1. สืบค้นเมื่อ October 2, 2012. 
  128. Cushing, G. E.; Titus, T. N.; Wynne, J. J.; Christensen, P. R. (2007). "Themis Observes Possible Cave Skylights on Mars" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXVIII. สืบค้นเมื่อ August 2, 2007. 
  129. "NAU researchers find possible caves on Mars". Inside NAU 4 (12) (Northern Arizona University). March 28, 2007. สืบค้นเมื่อ May 28, 2007. 
  130. "Researchers find possible caves on Mars". Paul Rincon of BBC News. March 17, 2007. สืบค้นเมื่อ May 28, 2007. 
  131. Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Brown, Dwayne; Webster, Guy (October 14, 2014). "NASA Mission Provides Its First Look at Martian Upper Atmosphere". NASA. สืบค้นเมื่อ October 15, 2014. 
  132. 132.0 132.1 Philips, Tony (2001). "The Solar Wind at Mars". Science@NASA. สืบค้นเมื่อ October 8, 2006. 
  133. Multiple Asteroid Strikes May Have Killed Mars's Magnetic Field
  134. Lundin, R; et al. (2004). "Solar Wind-Induced Atmospheric Erosion at Mars: First Results from ASPERA-3 on Mars Express". Science 305 (5692): 1933–1936. Bibcode:2004Sci...305.1933L. doi:10.1126/science.1101860. PMID 15448263. 
  135. Bolonkin, Alexander A. (2009). Artificial Environments on Mars. Berlin Heidelberg: Springer. pp. 599–625. ISBN 978-3-642-03629-3. 
  136. Atkinson, Nancy (July 17, 2007). "The Mars Landing Approach: Getting Large Payloads to the Surface of the Red Planet". สืบค้นเมื่อ September 18, 2007. 
  137. Carr, Michael H. (2006). "The surface of Mars". Cambridge planetary science series 6 (Cambridge University Press). p. 16. ISBN 0-521-87201-4. 
  138. "Abundance and Isotopic Composition of Gases in the Martian Atmosphere from the Curiosity Rover". Sciencemag.org. July 19, 2013. สืบค้นเมื่อ August 19, 2013. 
  139. Lemmon, M. T.; et al. (2004). "Atmospheric Imaging Results from Mars Rovers". Science 306 (5702): 1753–1756. Bibcode:2004Sci...306.1753L. doi:10.1126/science.1104474. PMID 15576613. 
  140. "Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere". ESA. March 30, 2004. สืบค้นเมื่อ March 17, 2006. 
  141. 141.0 141.1 141.2 141.3 Mumma, Michael J.; et al. (February 20, 2009). "Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003". Science 323 (5917): 1041–1045. Bibcode:2009Sci...323.1041M. doi:10.1126/science.1165243. PMID 19150811. 
  142. Hand, Eric (October 21, 2008). "Plumes of methane identified on Mars". Nature News. สืบค้นเมื่อ August 2, 2009. 
  143. Krasnopolsky, Vladimir A. (February 2005). "Some problems related to the origin of methane on Mars". Icarus 180 (2): 359–367. Bibcode:2006Icar..180..359K. doi:10.1016/j.icarus.2005.10.015. 
  144. Franck, Lefèvre; Forget, François (August 6, 2009). "Observed variations of methane on Mars unexplained by known atmospheric chemistry and physics". Nature 460 (7256): 720–723. Bibcode:2009Natur.460..720L. doi:10.1038/nature08228. PMID 19661912. 
  145. 145.0 145.1 Oze, C.; Sharma, M. (2005). "Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars". Geophysical Research Letters 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. doi:10.1029/2005GL022691. 
  146. Tenenbaum, David (June 9, 2008). "Making Sense of Mars Methane". Astrobiology Magazine. Archived from the original on September 23, 2008. สืบค้นเมื่อ October 8, 2008. 
  147. Steigerwald, Bill (January 15, 2009). "Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet". NASA's Goddard Space Flight Center (NASA). Archived from the original on January 17, 2009. สืบค้นเมื่อ January 24, 2009. 
  148. "Mars Curiosity Rover News Telecon". November 2, 2012. 
  149. Kerr, Richard A. (November 2, 2012). "Curiosity Finds Methane on Mars, or Not". Science (journal). สืบค้นเมื่อ November 3, 2012. 
  150. Wall, Mike (November 2, 2012). "Curiosity Rover Finds No Methane on Mars —Yet". Space.com. สืบค้นเมื่อ November 3, 2012. 
  151. Chang, Kenneth (November 2, 2012). "Hope of Methane on Mars Fades". New York Times. สืบค้นเมื่อ November 3, 2012. 
  152. Webster, Christopher R.; Mahaffy, Paul R.; Atreya, Sushil K.; Flesch, Gregory J.; Farley, Kenneth A. (September 19, 2013). "Low Upper Limit to Methane Abundance on Mars". Science 342: 355–357. Bibcode:2013Sci...342..355W. doi:10.1126/science.1242902. สืบค้นเมื่อ September 19, 2013. 
  153. Cho, Adrian (September 19, 2013). "Mars Rover Finds No Evidence of Burps and Farts". Science (journal). สืบค้นเมื่อ September 19, 2013. 
  154. Chang, Kenneth (September 19, 2013). "Mars Rover Comes Up Empty in Search for Methane". New York Times. สืบค้นเมื่อ September 19, 2013. 
  155. "Mars Orbiter Mission – Payloads". Indian Space Research Organisation (ISRO). ISRO. December 2014. สืบค้นเมื่อ 23 December 2014. 
  156. Mustard, Jack (July 9, 2009) MEPAG Report to the Planetary Science Subcommittee. lpi.usra.edu. p. 3
  157. Webster, Guy; Jones, Nancy Neal; Brown, Dwayne (December 16, 2014). "NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars". NASA. สืบค้นเมื่อ December 16, 2014. 
  158. Chang, Kenneth (December 16, 2014). "'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life". New York Times. สืบค้นเมื่อ December 16, 2014. 
  159. 159.0 159.1 Whitehouse, David (July 15, 2004). "Dr. David Whitehouse – Ammonia on Mars could mean life". news.bbc.co.uk (BBC News). สืบค้นเมื่อ August 14, 2012. 
  160. "Auroras on Mars - NASA Science". science.nasa.gov. สืบค้นเมื่อ 2015-05-12. 
  161. Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Scott, Jim (18 March 2015). "NASA Spacecraft Detects Aurora and Mysterious Dust Cloud around Mars". NASA. Release 15-045. สืบค้นเมื่อ 18 March 2015. 
  162. "Mars' desert surface...". MGCM Press release. NASA. สืบค้นเมื่อ February 25, 2007. 
  163. Kluger, Jeffrey (September 1, 1992). "Mars, in Earth's Image". Discover Magazine. สืบค้นเมื่อ November 3, 2009. 
  164. Goodman, Jason C (September 22, 1997). "The Past, Present, and Possible Future of Martian Climate". MIT. Archived from the original on November 10, 2010. สืบค้นเมื่อ February 26, 2007. 
  165. Philips, Tony (July 16, 2001). "Planet Gobbling Dust Storms". Science @ NASA. สืบค้นเมื่อ June 7, 2006. 
  166. 166.0 166.1 166.2 166.3 "Mars distance from the Sun from January 2011 to January 2015". สืบค้นเมื่อ January 27, 2012. 
  167. "Mars 2009/2010". Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). May 6, 2009. สืบค้นเมื่อ December 28, 2007. 
  168. Vitagliano, Aldo (2003). "Mars' Orbital eccentricity over time". Solex. Universita' degli Studi di Napoli Federico II. สืบค้นเมื่อ July 20, 2007. 
  169. 169.0 169.1 Meeus, Jean (March 2003). "When Was Mars Last This Close?". International Planetarium Society. Archived from the original on May 16, 2011. สืบค้นเมื่อ January 18, 2008. 
  170. Baalke, Ron (August 22, 2003). "Mars Makes Closest Approach In Nearly 60,000 Years". meteorite-list. สืบค้นเมื่อ January 18, 2008. 
  171. Nowack, Robert L. "Estimated Habitable Zone for the Solar System". Department of Earth and Atmospheric Sciences at Purdue University. สืบค้นเมื่อ April 10, 2009. 
  172. Briggs, Helen (February 15, 2008). "Early Mars 'too salty' for life". BBC News. สืบค้นเมื่อ February 16, 2008. 
  173. Hannsson, Anders (1997). Mars and the Development of Life. Wiley. ISBN 0-471-96606-1. 
  174. "New Analysis of Viking Mission Results Indicates Presence of Life on Mars". Physorg.com. January 7, 2007. สืบค้นเมื่อ March 2, 2007. 
  175. "Phoenix Returns Treasure Trove for Science". NASA/JPL. June 6, 2008. สืบค้นเมื่อ June 27, 2008. 
  176. Bluck, John (July 5, 2005). "NASA Field-Tests the First System Designed to Drill for Subsurface Martian Life". NASA. สืบค้นเมื่อ January 2, 2010. 
  177. Kounaves, S. P. et al., Evidence of martian perchlorate, chlorate, and nitrate in Mars meteorite EETA79001: implications for oxidants and organics, Icarus, 2014, 229, 206-213, doi:10.1016/j.icarus.2013.11.012,
  178. Kounaves, S. P. และคณะ (2014). ", Identification of the perchlorate parent salts at the Phoenix Mars landing site and implications". Icarus 232: 226–231. Bibcode:2014Icar..232..226K. doi:10.1016/j.icarus.2014.01.016. 
  179. Staff (8 June 2015). "PIA19673: Spectral Signals Indicating Impact Glass on Mars". NASA. สืบค้นเมื่อ 8 June 2015. 
  180. Golden, D. C.; et al. (2004). "Evidence for exclusively inorganic formation of magnetite in Martian meteorite ALH84001". American Mineralogist 89 (5–6): 681–695. สืบค้นเมื่อ December 25, 2010. 
  181. Krasnopolsky, Vladimir A.; Maillard, Jean-Pierre; Owen, Tobias C. (2004). "Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?". Icarus 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004. 
  182. Peplow, Mark (February 25, 2005). "Formaldehyde claim inflames Martian debate". Nature. doi:10.1038/news050221-15. 
  183. Nickel, Mark (April 18, 2014). "Impact glass stores biodata for millions of years". Brown University. สืบค้นเมื่อ June 9, 2015. 
  184. Schultz, P. H.; Harris, R. Scott; Clemett, S. J.; Thomas-Keprta, K. L.; Zárate, M. (June 2014). "Preserved flora and organics in impact melt breccias". Geology 42 (6): 515–518. Bibcode:2014Geo....42..515S. doi:10.1130/G35343.1. 
  185. Brown, Dwayne; Webster, Guy; Stacey, Kevin (June 8, 2015). "NASA Spacecraft Detects Impact Glass on Surface of Mars" (Press release). NASA. สืบค้นเมื่อ June 9, 2015. 
  186. Stacey, Kevin (June 8, 2015). "Martian glass: Window into possible past life?". Brown University. สืบค้นเมื่อ June 9, 2015. 
  187. Temming, Maria (June 12, 2015). "Exotic Glass Could Help Unravel Mysteries of Mars". Scientific American. สืบค้นเมื่อ June 15, 2015. 
  188. 188.0 188.1 "DLR – Surviving the conditions on Mars (26 April 2012)". Dlr.de. April 26, 2012. สืบค้นเมื่อ December 16, 2012. 
  189. "MSL Science Corner: Rover Environmental Monitoring Station (REMS)". NASA/JPL. สืบค้นเมื่อ September 9, 2009. 
  190. "Mars Science Laboratory Fact Sheet". NASA/JPL. สืบค้นเมื่อ June 20, 2011. 
  191. "NASA's Mars Odyssey Shifting Orbit for Extended Mission". NASA. October 9, 2008. สืบค้นเมื่อ November 15, 2008. 
  192. "Mars Science Laboratory — Homepage". NASA. Archived from the original on July 30, 2009. 
  193. "Chemistry and Cam (ChemCam)". NASA. 
  194. "Curiosity Mars rover takes historic drill sample". BBC. February 10, 2013. สืบค้นเมื่อ February 10, 2013. 
  195. "ISRO: Mars Orbiter Mission". isro.gov.in. 
  196. Messier, Douglas (May 27, 2015). "Two Tiny 'CubeSats' Will Watch 2016 Mars Landing". Space.com. สืบค้นเมื่อ May 27, 2015. 
  197. Schreck, Adam (May 6, 2015). "UAE to explore Mars' atmosphere with probe named 'Hope'". Excite News. Associated Press. สืบค้นเมื่อ May 31, 2015. 
  198. "Close Inspection for Phobos". ESA website. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  199. "Ares Attendants: Deimos & Phobos". Greek Mythology. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  200. Hunt, G. E.; Michael, W. H.; Pascu, D.; Veverka, J.; Wilkins, G. A.; Woolfson, M. (1978). "The Martian satellites—100 years on". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 19: 90–109. Bibcode:1978QJRAS..19...90H. 
  201. "Greek Names of the Planets". Archived from the original on May 9, 2010. สืบค้นเมื่อ July 14, 2012. "Aris is the Greek name of the planet Mars, the fourth planet from the sun, also known as the Red planet. Aris or Ares was the Greek god of War."  See also the Greek article about the planet.
  202. 202.0 202.1 Arnett, Bill (November 20, 2004). "Phobos". nineplanets. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  203. Ellis, Scott. "Geological History: Moons of Mars". CalSpace. Archived from the original on May 17, 2007. สืบค้นเมื่อ August 2, 2007. 
  204. Andert, T. P.; Rosenblatt, P.; Pätzold, M.; Häusler, B.; Dehant, V.; Tyler, G. L.; Marty, J. C. (May 7, 2010). "Precise mass determination and the nature of Phobos". Geophysical Research Letters 37 (L09202): L09202. Bibcode:2010GeoRL..3709202A. doi:10.1029/2009GL041829. 
  205. 205.0 205.1 Giuranna, M.; Roush, T. L.; Duxbury, T.; Hogan, R. C.; Geminale, A.; Formisano, V. (2010). "Compositional Interpretation of PFS/MEx and TES/MGS Thermal Infrared Spectra of Phobos". European Planetary Science Congress Abstracts, Vol. 5. สืบค้นเมื่อ October 1, 2010. 
  206. "Mars Moon Phobos Likely Forged by Catastrophic Blast". Space.com. September 27, 2010. สืบค้นเมื่อ October 1, 2010. 
  207. Webster, Guy (May 4, 2015). "Traffic Around Mars Gets Busy". NASA. สืบค้นเมื่อ May 5, 2015. 
  208. "Deimos". Planetary Societies's Explore the Cosmos. Archived from the original on June 5, 2011. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  209. Bertaux, Jean-Loup (2005). "Discovery of an aurora on Mars". Nature 435 (7043): 790–4. Bibcode:2005Natur.435..790B. doi:10.1038/nature03603. PMID 15944698. 
  210. Meeus, J.; Goffin, E. (1983). "Transits of Earth as seen from Mars". Journal of the British Astronomical Association 93 (3): 120–123. Bibcode:1983JBAA...93..120M. 
  211. Bell, J. F., III; et al. (July 7, 2005). "Solar eclipses of Phobos and Deimos observed from the surface of Mars". Nature 436 (7047): 55–57. Bibcode:2005Natur.436...55B. doi:10.1038/nature03437. PMID 16001060. 
  212. Staff (March 17, 2004). "Martian Moons Block Sun In Unique Eclipse Images From Another Planet". SpaceDaily. สืบค้นเมื่อ February 13, 2010. 
  213. Webster, Guy; Brown, Dwayne; Jones, Nancy; Steigerwald, Bill (October 19, 2014). "All Three NASA Mars Orbiters Healthy After Comet Flyby". NASA. สืบค้นเมื่อ October 20, 2014. 
  214. Agence France-Presse (October 19, 2014). "A Comet's Brush With Mars". New York Times. สืบค้นเมื่อ October 20, 2014. 
  215. Denis, Michel (October 20, 2014). "Spacecraft in great shape – our mission continues". European Space Agency. สืบค้นเมื่อ October 21, 2014. 
  216. Staff (October 21, 2014). "I'm safe and sound, tweets MOM after comet sighting". The Hindu. สืบค้นเมื่อ October 21, 2014. 
  217. Moorhead, Althea; Wiegert, Paul A.; Cooke, William J. (December 1, 2013). "The meteoroid fluence at Mars due to comet C/2013 A1 (Siding Spring)". Icarus 231: 13–21. Bibcode:2014Icar..231...13M. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.028. สืบค้นเมื่อ December 7, 2013. 
  218. Grossman, Lisa (December 6, 2013). "Fiercest meteor shower on record to hit Mars via comet". New Scientist. สืบค้นเมื่อ December 7, 2013. 
  219. Lloyd, John; John Mitchinson (2006). The QI Book of General Ignorance. Britain: Faber and Faber Limited. pp. 102, 299. ISBN 978-0-571-24139-2. 
  220. Peck, Akkana. "Mars Observing FAQ". Shallow Sky. สืบค้นเมื่อ June 15, 2006. 
  221. Zeilik, Michael (2002). Astronomy: the Evolving Universe (9th ed.). Cambridge University Press. p. 14. ISBN 0-521-80090-0. 
  222. Jacques Laskar (August 14, 2003). "Primer on Mars oppositions". IMCCE, Paris Observatory. สืบค้นเมื่อ October 1, 2010.  (Solex results)
  223. "Close Encounter: Mars at Opposition". NASA. November 3, 2005. สืบค้นเมื่อ March 19, 2010. 
  224. 224.0 224.1 Sheehan, William (February 2, 1997). "Appendix 1: Oppositions of Mars, 1901—2035". The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. University of Arizona Press. สืบค้นเมื่อ January 30, 2010. 
  225. The opposition of February 12, 1995 was followed by one on March 17, 1997. The opposition of July 13, 2065 will be followed by one on October 2, 2067. Astropro 3000-year Sun-Mars Opposition Tables
  226. Rao, Joe (August 22, 2003). "NightSky Friday—Mars and Earth: The Top 10 Close Passes Since 3000 B.C.". Space.com. Archived from the original on May 20, 2009. สืบค้นเมื่อ June 13, 2006. 
  227. Novakovic, B. (2008). "Senenmut: An Ancient Egyptian Astronomer". Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade 85: 19–23. arXiv:0801.1331. Bibcode:2008POBeo..85...19N. 
  228. North, John David (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology. University of Chicago Press. pp. 48–52. ISBN 0-226-59441-6. 
  229. Swerdlow, Noel M. (1998). "Periodicity and Variability of Synodic Phenomenon". The Babylonian theory of the planets. Princeton University Press. pp. 34–72. ISBN 0-691-01196-6. 
  230. Poor, Charles Lane (1908). "The solar system: a study of recent observations". Science series 17 (G. P. Putnam's sons). p. 193. 
  231. Harland, David Michael (2007). "Cassini at Saturn: Huygens results". p. 1. ISBN 0-387-26129-X
  232. Hummel, Charles E. (1986). The Galileo connection: resolving conflicts between science & the Bible. InterVarsity Press. pp. 35–38. ISBN 0-87784-500-X.
  233. Needham, Joseph; Ronan, Colin A. (1985). "The Shorter Science and Civilisation in China: An Abridgement of Joseph Needham's Original Text". The shorter science and civilisation in China 2 (3rd ed.) (Cambridge University Press). p. 187. ISBN 0-521-31536-0. 
  234. Thompson, Richard (1997). "Planetary Diameters in the Surya-Siddhanta". Journal of Scientific Exploration 11 (2): 193–200 [193–6]. สืบค้นเมื่อ March 13, 2010. 
  235. de Groot, Jan Jakob Maria (1912). "Fung Shui". Religion in China - Universism: A Key to the Study of Taoism and Confucianism. American Lectures on the History of Religions, volume 10. G. P. Putnam's Sons. p. 300. OCLC 491180. 
  236. Crump, Thomas (1992). The Japanese Numbers Game: The Use and Understanding of Numbers in Modern Japan. Nissan Institute/Routledge Japanese Studies Series. Routledge. pp. 39–40. ISBN 0415056098. 
  237. Hulbert, Homer Bezaleel (1909) [1906]. The Passing of Korea. Doubleday, Page & Company. p. 426. OCLC 26986808. 
  238. Taton, Reni (2003). Reni Taton, Curtis Wilson and Michael Hoskin, ed. Planetary Astronomy from the Renaissance to the Rise of Astrophysics, Part A, Tycho Brahe to Newton. Cambridge University Press. p. 109. ISBN 0-521-54205-7. 
  239. Hirshfeld, Alan (2001). Parallax: the race to measure the cosmos. Macmillan. pp. 60–61. ISBN 0-7167-3711-6. 
  240. Breyer, Stephen (1979). "Mutual Occultation of Planets". Sky and Telescope 57 (3): 220. Bibcode:1979S&T....57..220A. 
  241. Peters, W. T. (1984). "The Appearance of Venus and Mars in 1610". Journal of the History of Astronomy 15 (3): 211–214. Bibcode:1984JHA....15..211P. 
  242. Sheehan, William (1996). 2: Pioneers. "The Planet Mars: A History of Observation and Discovery". uapress.arizona.edu (Tucson: University of Arizona). สืบค้นเมื่อ January 16, 2010. 
  243. Snyder, Dave (May 2001). "An Observational History of Mars". สืบค้นเมื่อ February 26, 2007. 
  244. 244.0 244.1 Sagan, Carl (1980). Cosmos. New York City: Random House. p. 107. ISBN 0-394-50294-9. 
  245. Basalla, George (2006). "Percival Lowell: Champion of Canals". Civilized Life in the Universe: Scientists on Intelligent Extraterrestrials. Oxford University Press US. pp. 67–88. ISBN 0-19-517181-0. 
  246. Maria, K.; Lane, D. (2005). "Geographers of Mars". Isis 96 (4): 477–506. doi:10.1086/498590. PMID 16536152. 
  247. Perrotin, M. (1886). "Observations des canaux de Mars". Bulletin Astronomique, Serie I (ใน French) 3: 324–329. Bibcode:1886BuAsI...3..324P. 
  248. Zahnle, K. (2001). "Decline and fall of the Martian empire". Nature 412 (6843): 209–213. doi:10.1038/35084148. PMID 11449281. 
  249. Salisbury, F. B. (1962). "Martian Biology". Science 136 (3510): 17–26. Bibcode:1962Sci...136...17S. doi:10.1126/science.136.3510.17. JSTOR 1708777. PMID 17779780. 
  250. Ward, Peter Douglas; Brownlee, Donald (2000). "Rare earth: why complex life is uncommon in the universe". Copernicus Series (2nd ed.) (Springer). p. 253. ISBN 0-387-95289-6. 
  251. Bond, Peter (2007). "Distant worlds: milestones in planetary exploration". Copernicus Series (Springer). p. 119. ISBN 0-387-40212-8. 
  252. "New Online Tools Bring NASA’s Journey to Mars to a New Generation". สืบค้นเมื่อ 2015-08-05. 
  253. Dinerman, Taylor (September 27, 2004). "Is the Great Galactic Ghoul losing his appetite?". The space review. สืบค้นเมื่อ March 27, 2007. 
  254. "Percivel Lowell's Canals". สืบค้นเมื่อ March 1, 2007. 
  255. Fergus, Charles (2004). "Mars Fever". Research/Penn State 24 (2). สืบค้นเมื่อ August 2, 2007. 
  256. Tesla, Nikola (February 19, 1901). "Talking with the Planets". Collier's Weekly. สืบค้นเมื่อ May 4, 2007. 
  257. Cheney, Margaret (1981). Tesla, man out of time. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall. p. 162. ISBN 978-0-13-906859-1. OCLC 7672251. 
  258. "Departure of Lord Kelvin". The New York Times. May 11, 1902. p. 29. 
  259. 259.0 259.1 Pickering, Edward Charles (January 16, 1901). "The Light Flash From Mars" (PDF). The New York Times. Archived from the original on June 5, 2007. สืบค้นเมื่อ May 20, 2007. 
  260. Fradin, Dennis Brindell (1999). Is There Life on Mars?. McElderry Books. p. 62. ISBN 0-689-82048-8. 
  261. Lightman, Bernard V. (1997). Victorian Science in Context. University of Chicago Press. pp. 268–273. ISBN 0-226-48111-5. 
  262. Lubertozzi, Alex; Holmsten, Brian (2003). The war of the worlds: Mars' invasion of earth, inciting panic and inspiring terror from H.G. Wells to Orson Welles and beyond. Sourcebooks, Inc. pp. 3–31. ISBN 1-57071-985-3. 
  263. Schwartz, Sanford (2009). C. S. Lewis on the Final Frontier: Science and the Supernatural in the Space Trilogy. Oxford University Press US. pp. 19–20. ISBN 0-19-537472-X. 
  264. Buker, Derek M. (2002). The science fiction and fantasy readers' advisory: the librarian's guide to cyborgs, aliens, and sorcerers. ALA readers' advisory series. ALA Editions. p. 26. ISBN 0-8389-0831-4. 
  265. Darling, David. "Swift, Jonathan and the moons of Mars". สืบค้นเมื่อ March 1, 2007. 
  266. Rabkin, Eric S. (2005). Mars: a tour of the human imagination. Greenwood Publishing Group. pp. 141–142. ISBN 0-275-98719-1. 
  267. Miles, Kathy; Peters II, Charles F. "Unmasking the Face". StarrySkies.com. สืบค้นเมื่อ March 1, 2007. 

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]

Images
Videos
Cartographic resources