Der mysteriöse und geheimnisvolle Stern, den die alten Römer zu Ehren des Kriegsgottes Mars (Ares bei den Griechen) benannten, flackerte in den Tagen der Konfrontation mit einer unheilvollen blutroten Farbe und verursachte primitive mystische Angst. würde kaum zu einem weiblichen Namen passen. Die Griechen nannten ihn auch Phaeton wegen seines "strahlenden und brillanten" Aussehens, das die Marsoberfläche der leuchtenden Farbe und dem "Mond"-Relief mit Vulkankratern, Dellen von riesigen Meteoriteneinschlägen, Tälern und Wüsten verdankt.
Orbitaleigenschaften
Die Exzentrizität der elliptischen Umlaufbahn des Mars beträgt 0,0934, was den Unterschied zwischen der maximalen (249 Millionen km) und minimalen (207 Millionen km) Entfernung zur Sonne verursacht, aufgrund derer die Menge an Sonnenenergie eindringt Planet variiert innerhalb von 20-30 %.
Die durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit beträgt 24,13 km/s. Marsin 686,98 Erdentagen vollständig um die Sonne geht, was die Erdumlaufzeit zweimal überschreitet, und sich fast wie die Erde um die eigene Achse dreht (in 24 Stunden 37 Minuten). Der Neigungswinkel der Umlaufbahn zur Ebene der Ekliptik wird nach verschiedenen Schätzungen von 1,51 ° bis 1,85 ° bestimmt, und die Neigung der Umlaufbahn zum Äquator beträgt 1,093 °. Relativ zum Äquator der Sonne ist die Umlaufbahn des Mars in einem Winkel von 5,65 ° geneigt (und die Erde ist etwa 7 °). Eine signifikante Neigung des Äquators des Planeten zur Ebene der Umlaufbahn (25,2°) führt zu signifikanten saisonalen Klimaänderungen.
Physikalische Parameter des Planeten
Mars steht unter den Planeten des Sonnensystems in Bezug auf die Größe an siebter Stelle und in Bezug auf die Entfernung von der Sonne an vierter Stelle. Das Volumen des Planeten beträgt 1,638 × 1011 km³, und das Gewicht beträgt 0,105-0,108 Erdmassen (6,44 × 1023 kg), was ihm eine Dichte von etwa 30% (3,95 g/cm3ergibt). Die Freifallbeschleunigung in der Äquatorregion des Mars wird im Bereich von 3,711 bis 3,76 m/s² bestimmt. Die Fläche wird auf 144.800.000 km² geschätzt. Der atmosphärische Druck schwankt innerhalb von 0,7-0,9 kPa. Die erforderliche Geschwindigkeit zur Überwindung der Schwerkraft (zweiter Raum) beträgt 5.072 m/s. Auf der Südhalbkugel ist die durchschnittliche Marsoberfläche 3–4 km höher als auf der Nordhalbkugel.
Klimabedingungen
Die Gesamtmasse der Marsatmosphäre beträgt etwa 2,51016 kg, variiert aber im Laufe des Jahres stark durch das Schmelzen oder "Einfrieren" der kohlendioxidh altigen Polkappen. Der durchschnittliche Druck an der Oberfläche (etwa 6,1 mbar) ist fast 160-mal geringer als in der Nähe der Oberfläche unseres Planeten, jedoch in tiefen Depressionenerreicht 10 mbar. Nach verschiedenen Quellen liegen die saisonalen Druckverluste zwischen 4,0 und 10 mbar.
95,32 % der Marsatmosphäre besteht aus Kohlendioxid, etwa 4 % aus Argon und Stickstoff, und Sauerstoff zusammen mit Wasserdampf macht weniger als 0,2 % aus.
Eine stark verdünnte Atmosphäre kann Wärme nicht lange speichern. Trotz der "heißen Farbe", die den Planeten Mars von anderen unterscheidet, sinkt die Temperatur an der Oberfläche im Winter am Pol auf -160°C, und am Äquator im Sommer kann sich die Oberfläche währenddessen nur auf +30°C erwärmen tagsüber.
Das Klima ist saisonal, genau wie auf der Erde, aber die Verlängerung der Umlaufbahn des Mars führt zu erheblichen Unterschieden in der Dauer und im Temperaturregime der Jahreszeiten. Der kühle Frühling und Sommer der Nordhalbkugel dauern zusammen viel mehr als die Hälfte des Marsjahres (371 Marstage), und Winter und Herbst sind kurz und gemäßigt. Südliche Sommer sind heiß und kurz, während die Winter k alt und lang sind.
Saisonale Klimaveränderungen manifestieren sich am deutlichsten im Verh alten der Polkappen, die aus Eis mit einer Beimischung feiner, staubartiger Gesteinspartikel bestehen. Die Vorderseite der Nordpolkappe kann sich um fast ein Drittel der Entfernung zum Äquator vom Pol entfernen, und die Grenze der Südkappe erreicht die Hälfte dieser Entfernung.
Die Temperatur auf der Oberfläche des Planeten wurde bereits in den frühen 20er Jahren des letzten Jahrhunderts mit einem Thermometer bestimmt, das sich genau im Fokus eines auf den Mars gerichteten Spiegelteleskops befand. Die ersten Messungen (bis 1924) zeigten Werte von -13 bis -28 °C, 1976 wurden die untere und obere Temperaturgrenze festgelegtvon der Raumsonde Viking auf dem Mars gelandet.
Marsstaubstürme
Die "Enthüllung" von Staubstürmen, ihr Ausmaß und ihr Verh alten hat ein Geheimnis enthüllt, das der Mars lange Zeit gehütet hat. Die Oberfläche des Planeten ändert auf mysteriöse Weise ihre Farbe und zieht Beobachter seit der Antike in ihren Bann. Staubstürme stellten sich als Ursache des "Chamäleonismus" heraus.
Plötzliche Temperaturänderungen auf dem Roten Planeten verursachen heftige Winde, deren Geschwindigkeit 100 m / s erreicht, und die geringe Schwerkraft trotz der dünnen Luft ermöglicht es den Winden, riesige Staubmassen in die Höhe zu treiben von mehr als 10 km.
Staubstürme werden auch durch einen starken Anstieg des atmosphärischen Drucks angeheizt, der durch die Verdunstung von gefrorenem Kohlendioxid aus den Winterpolkappen verursacht wird.
Staubstürme, wie Bilder der Marsoberfläche zeigen, ziehen sich räumlich zu den Polkappen hin und können riesige Gebiete bedecken, die bis zu 100 Tage andauern können.
Ein weiterer staubiger Anblick, den der Mars anomalen Temperaturänderungen verdankt, sind Tornados, die im Gegensatz zu irdischen „Kollegen“nicht nur in Wüstengebieten umherstreifen, sondern auch an den Hängen von Vulkankratern und Einschlagstrichtern lauern, versteht sich aufwärts bis zu 8 km. Ihre Spuren entpuppten sich als riesige verästelte Streifenzeichnungen, die lange Zeit geheimnisvoll blieben.
Staubstürme und Tornados treten hauptsächlich während der großen Oppositionen auf, wenn der Sommer in der südlichen Hemisphäre auf die Zeit des Marsdurchgangs durch den sonnennächsten Punkt der Umlaufbahn fälltPlaneten (Perihel).
Die Bilder der Marsoberfläche, aufgenommen von der Raumsonde Mars Global Surveyor, , die den Planeten seit 1997 umkreist, erwiesen sich als sehr ergiebig für Tornados.
Einige Tornados hinterlassen Spuren, fegen oder saugen eine lose Oberflächenschicht aus feinen Bodenpartikeln ein, andere hinterlassen nicht einmal "Fingerabdrücke", andere zeichnen wütend komplizierte Figuren, für die sie Staubteufel genannt wurden. Wirbelwinde arbeiten in der Regel alleine, lehnen aber auch Gruppen-"Vertretungen" nicht ab.
Erleichterungsfunktionen
Wahrscheinlich jeder, der zum ersten Mal mit einem leistungsstarken Teleskop bewaffnet den Mars betrachtete, die Oberfläche des Planeten ähnelte sofort der Mondlandschaft, und in vielen Bereichen stimmt das, aber die Geomorphologie des Mars ist es immer noch eigenartig und einzigartig.
Regionale Merkmale des Reliefs des Planeten sind auf die Asymmetrie seiner Oberfläche zurückzuführen. Die vorherrschenden flachen Oberflächen der nördlichen Hemisphäre liegen 2–3 km unter dem bedingten Nullniveau, und auf der südlichen Hemisphäre liegt die durch Krater, Täler, Schluchten, Vertiefungen und Hügel komplizierte Oberfläche 3–4 km über dem Basisniveau. Die Übergangszone zwischen den beiden Hemisphären, 100–500 km breit, wird morphologisch durch eine stark erodierte riesige Steilstufe ausgedrückt, die fast 2 km hoch ist, fast 2/3 des Umfangs des Planeten bedeckt und von einem System von Verwerfungen durchzogen ist.
Die vorherrschenden Landschaftsformen, die die Marsoberfläche charakterisieren, werden vorgestelltübersät mit Kratern unterschiedlicher Genese, Hochland und Senken, Impaktstrukturen aus kreisförmigen Senken (Mehrringbecken), linear langgestreckten Hochlanden (Kanten) und unregelmäßig geformten steilen Becken.
Flache Erhebungen mit steilen Rändern (Mesas), ausgedehnte flache Krater (Schildvulkane) mit erodierten Hängen, mäandrierende Täler mit Nebenflüssen und Abzweigungen, flache Hochebenen (Plateaus) und Gebiete mit willkürlich abwechselnden schluchtartigen Tälern (Labyrinthe) sind weit verbreitet.
Charakteristisch für den Mars sind sinkende Vertiefungen mit einem chaotischen und formlosen Relief, ausgedehnte, komplex konstruierte Stufen (Verwerfungen), eine Reihe subparalleler Grate und Furchen sowie weite Ebenen mit einem völlig "irdischen" Aussehen.
Ringförmige Kraterbecken und große (über 15 km Durchmesser) Krater sind die bestimmenden morphologischen Merkmale eines Großteils der südlichen Hemisphäre.
Die höchsten Regionen des Planeten mit den Namen Tharsis und Elysium befinden sich auf der Nordhalbkugel und repräsentieren riesige vulkanische Hochländer. Das Tharsis-Plateau, das sich fast 6 km über die flache Umgebung erhebt, erstreckt sich über 4000 km Länge und 3000 km Breite. Auf dem Plateau befinden sich 4 riesige Vulkane mit einer Höhe von 6,8 km (Mount Alba) bis 21,2 km (Mount Olympus, Durchmesser 540 km). Die Gipfel der Berge (Vulkane) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) und Arsia (Arsia) liegen auf einer Höhe von 14, 18 bzw. 19 km. Der Berg Alba steht allein im Nordwesten einer strengen Reihe anderer Vulkane undEs ist eine schildvulkanische Struktur mit einem Durchmesser von etwa 1500 km. Vulkan Olympus (Olympus) - der höchste Berg nicht nur auf dem Mars, sondern im gesamten Sonnensystem.
Zwei ausgedehnte meridionale Tiefebenen grenzen von Osten und Westen an die Provinz Tharsis. Die Oberflächenmarkierungen der westlichen Ebene mit dem Namen Amazonien liegen nahe am Nullniveau des Planeten, und die tiefsten Teile der östlichen Senke (Chris Plain) liegen 2-3 km unter dem Nullniveau.
In der äquatorialen Region des Mars liegt das zweitgrößte vulkanische Hochland von Elysium, etwa 1500 km breit. Das Plateau erhebt sich 4–5 km über der Basis und trägt drei Vulkane (Mount Elysium, Albor Dome und Mount Hekate). Der höchste Mount Elysium ist auf 14 km angewachsen.
Östlich des Tharsis-Plateaus in der Äquatorregion erstreckt sich ein riesiges rissartiges System von Tälern (Schluchten) Mariner entlang der Skala des Mars (fast 5 km) und übertrifft die Länge eines der größten Grand Schluchten auf der Erde um fast das 10-fache und 7-mal breiter und tiefer. Die durchschnittliche Breite der Täler beträgt 100 km, und fast steile Felsvorsprünge an ihren Seiten erreichen eine Höhe von 2 km. Die Linearität der Strukturen weist auf ihren tektonischen Ursprung hin.
In den Höhen der südlichen Hemisphäre, wo die Oberfläche des Mars einfach mit Kratern übersät ist, gibt es die größten kreisförmigen Schockdepressionen des Planeten mit den Namen Argir (ca. 1500 km) und Hellas (2300 km).
Die Hellas-Ebene ist tiefer als alle Senken des Planeten (fast 7000 m unter dem durchschnittlichen Niveau), und der Überschuss der Argir-Ebene ist esim Verhältnis zum Niveau des umliegenden Hügels beträgt 5,2 km. Ein ähnlich abgerundetes Tiefland, die Isis-Ebene (1100 km breit), befindet sich in der äquatorialen Region der östlichen Hemisphäre des Planeten und grenzt im Norden an die Elysian Plain.
Auf dem Mars sind etwa 40 weitere solcher Mehrringbecken bekannt, aber kleiner.
In der nördlichen Hemisphäre befindet sich das größte Tiefland der Erde (Northern Plain), das an die Polarregion grenzt. Ebenenmarkierungen befinden sich unterhalb der Nullebene der Planetenoberfläche.
Äolische Landschaften
Es wäre schwierig, die Erdoberfläche in wenigen Worten zu beschreiben, bezogen auf den Planeten als Ganzes, aber um eine Vorstellung davon zu bekommen, was für eine Oberfläche der Mars hat, wenn Sie einfach anrufen Es ist eine leblose und trockene, rotbraune, steinige Sandwüste, weil das zergliederte Relief des Planeten von losen Schwemmablagerungen geglättet wird.
Äolische Landschaften, die aus sandig-feinem, schluffigem Material mit Staub bestehen und durch Windaktivität entstanden sind, bedecken fast den gesamten Planeten. Dies sind gewöhnliche (wie auf der Erde) Dünen (Quer-, Längs- und Diagonaldünen) mit einer Größe von einigen hundert Metern bis zu 10 km sowie geschichtete äolisch-glaziale Ablagerungen der Polkappen. Das besondere Relief "von Aeolus geschaffen" beschränkt sich auf geschlossene Strukturen - die Böden großer Schluchten und Krater.
Die morphologische Aktivität des Windes, die die Besonderheiten der Marsoberfläche bestimmt, manifestierte sich intensivErosion (Deflation), die zur Bildung charakteristischer, „eingravierter“Oberflächen mit zellularen und linearen Strukturen führte.
Laminierte äolisch-glaziale Formationen, bestehend aus Eis gemischt mit Niederschlag, bedecken die Polkappen des Planeten. Ihre Kraft wird auf mehrere Kilometer geschätzt.
Geologische Eigenschaften der Oberfläche
Nach einer der bestehenden Hypothesen zur modernen Zusammensetzung und geologischen Struktur des Mars wurde der innere Kern von geringer Größe, der hauptsächlich aus Eisen, Nickel und Schwefel besteht, zuerst aus der Ursubstanz des Planeten geschmolzen. Um den Kern bildete sich dann eine etwa 1000 km dicke homogene Lithosphäre samt Kruste, in der sich vermutlich bis heute rege vulkanische Aktivität mit dem Auswurf immer neuer Magmaportionen an die Oberfläche fortsetzt. Die Dicke der Marskruste wird auf 50-100 km geschätzt.
Seitdem die Menschen begannen, die hellsten Sterne zu betrachten, interessierten sich Wissenschaftler, wie alle Menschen, denen die universellen Nachbarn nicht gleichgültig sind, neben anderen Geheimnissen hauptsächlich dafür, welche Oberfläche der Mars hat.
Fast der gesamte Planet ist mit einer Schicht aus bräunlich-gelblich-rotem Staub bedeckt, der mit feinem schluffigem und sandigem Material vermischt ist. Die Hauptbestandteile lockerer Erde sind Silikate mit einer großen Beimischung von Eisenoxiden, die der Oberfläche eine rötliche Färbung verleihen.
Laut den Ergebnissen zahlreicher Studien, die von Raumfahrzeugen durchgeführt wurden, sind Schwankungen in der elementaren Zusammensetzung von losen Ablagerungen der Oberflächenschicht des Planeten nicht so signifikant, dass sie auf eine große Vielf alt von mineralischen Zusammensetzungen von Bergen hindeuten würdenGestein, aus dem die Marskruste besteht.
Gegründet im Boden durchschnittlicher Geh alt an Silizium (21%), Eisen (12,7%), Magnesium (5%), Kalzium (4%), Aluminium (3%), Schwefel (3,1%), sowie Kalium und Chlor (<1%) zeigten, dass die Basis der losen Ablagerungen der Oberfläche die Produkte der Zerstörung von magmatischen und vulkanischen Gesteinen der Grundzusammensetzung in der Nähe der Bas alte der Erde sind. Wissenschaftler bezweifelten zunächst die signifikante Differenzierung der Steinhülle des Planeten in Bezug auf die mineralische Zusammensetzung, aber Untersuchungen des Grundgesteins des Mars, die im Rahmen des Projekts Mars Exploration Rover (USA) durchgeführt wurden, führten zur sensationellen Entdeckung von Analoga der Erde Andesiten (Gesteine mittlerer Zusammensetzung).
Diese Entdeckung, die später durch zahlreiche Funde ähnlicher Gesteine bestätigt wurde, ermöglichte die Einschätzung, dass der Mars wie die Erde eine differenzierte Kruste haben könnte, was durch den erheblichen Geh alt an Aluminium, Silizium und Kalium belegt wird.
Basierend auf einer großen Anzahl von Bildern, die von Raumfahrzeugen aufgenommen wurden und es ermöglichten zu beurteilen, woraus die Oberfläche des Mars besteht, ist neben magmatischen und vulkanischen Gesteinen das Vorhandensein von vulkanisch-sedimentären Gesteinen und Sedimentablagerungen offensichtlich des Planeten, die an der charakteristischen plattenförmigen Trennung und Schichtung von Fragmenten von Aufschlüssen zu erkennen sind.
Die Art der Gesteinsschichtung kann auf ihre Bildung in den Meeren und Seen hinweisen. Gebiete mit Sedimentgestein wurden an vielen Orten auf dem Planeten aufgezeichnet und sind am häufigsten in riesigen Kratern zu finden.
Wissenschaftler schließen die "trockene" Niederschlagsbildung ihres Marsstaubes bei ihrem weiteren nicht ausVersteinerung (Versteinerung).
Permafrostformationen
Einen besonderen Platz in der Morphologie der Marsoberfläche nehmen Permafrostformationen ein, von denen die meisten in verschiedenen Stadien der geologischen Geschichte des Planeten als Ergebnis tektonischer Bewegungen und des Einflusses exogener Faktoren entstanden sind.
Aufgrund der Untersuchung einer großen Anzahl von Weltraumbildern kamen die Wissenschaftler einstimmig zu dem Schluss, dass Wasser neben der vulkanischen Aktivität eine bedeutende Rolle bei der Gest altung des Marsbildes spielt. Vulkanausbrüche führten zum Abschmelzen der Eisdecke, was wiederum zur Entwicklung der Wassererosion führte, deren Spuren noch heute sichtbar sind.
Dass der Permafrost auf dem Mars bereits in den frühesten Stadien der Erdgeschichte des Planeten entstanden ist, belegen nicht nur die Polkappen, sondern auch spezifische Landschaftsformen, die der Landschaft in Permafrostzonen auf der Erde ähneln.
Wirbelartige Formationen, die auf Satellitenbildern wie geschichtete Ablagerungen in den Polarregionen des Planeten aussehen, sind aus der Nähe ein System von Terrassen, Felsvorsprüngen und Vertiefungen, die eine Vielzahl von Formen bilden.
Polkappenablagerungen von mehreren Kilometern Dicke bestehen aus Schichten von Kohlendioxid und Wassereis gemischt mit schluffigem und feinem schluffigem Material.
Dip-Subsidence-Landformen, die für die äquatoriale Zone des Mars charakteristisch sind, werden mit dem Prozess der Zerstörung kryogener Schichten in Verbindung gebracht.
Wasser auf dem Mars
Auf dem größten Teil der Marsoberfläche kann Wasser nicht in Flüssigkeit existierenZustand aufgrund des niedrigen Drucks, aber in einigen Regionen mit einer Gesamtfläche von etwa 30% der Fläche des Planeten geben NASA-Experten das Vorhandensein von flüssigem Wasser zu.
Zuverlässig nachgewiesene Wasserreserven auf dem Roten Planeten konzentrieren sich hauptsächlich in der oberflächennahen Permafrostschicht (Kryosphäre) mit einer Mächtigkeit von bis zu vielen hundert Metern.
Wissenschaftler schließen die Existenz von Reliktseen aus flüssigem Wasser und unter den Schichten der Polkappen nicht aus. Basierend auf dem geschätzten Volumen der Mars-Kryolithosphäre werden die Wasser-(Eis-)Reserven auf etwa 77 Millionen km³ geschätzt, und wenn wir das wahrscheinliche Volumen von aufgetautem Gestein berücksichtigen, könnte diese Zahl auf 54 Millionen km³ sinken.
Außerdem gibt es die Meinung, dass es unter der Kryosphäre Schichten mit kolossalen Salzwasserreserven geben könnte.
Viele Fakten weisen auf das Vorhandensein von Wasser auf der Oberfläche des Planeten in der Vergangenheit hin. Die Hauptzeugen sind Mineralien, deren Bildung die Beteiligung von Wasser impliziert. Zunächst einmal sind es Hämatit, Tonminerale und Sulfate.
Marswolken
Die Gesamtmenge an Wasser in der Atmosphäre des "ausgetrockneten" Planeten ist mehr als 100 Millionen Mal geringer als auf der Erde, und dennoch ist die Oberfläche des Mars bedeckt, wenn auch selten und unscheinbar, aber echte und sogar bläuliche Wolken, jedoch bestehend aus Eisstaub. Bewölkung bildet sich in einem weiten Höhenbereich von 10 bis 100 km und konzentriert sich hauptsächlich auf den Äquatorialgürtel und steigt selten über 30 km.
Eisnebel und Wolken sind im Winter auch in der Nähe der Polkappen üblich (Polardunst), aber hier können sie es"fallen" unter 10 km.
Wolken können eine blassrosa Farbe annehmen, wenn sich Eispartikel mit Staub vermischen, der von der Oberfläche aufgewirbelt wird.
Wolken in einer Vielzahl von Formen wurden aufgezeichnet, darunter wellige, gestreifte und zirrusartige.
Marslandschaft aus Menschenhöhe
Zum ersten Mal zu sehen, wie die Oberfläche des Mars aus der Höhe eines großen Mannes (2,1 m) aussieht, ermöglichte der mit einer Kamera bewaffnete „Arm“des Kuriositäten-Rover im Jahr 2012. Vor dem erstaunten Blick des Roboters erschien eine "sandige", kiesige Ebene, übersät mit kleinen Pflastersteinen, mit seltenen flachen Aufschlüssen, möglicherweise Grundgestein, Vulkangestein.
Ein trübes und eintöniges Bild wurde auf der einen Seite durch den hügeligen Kamm des Randes des Gale-Kraters und auf der anderen Seite durch die sanft abfallende Masse des 5,5 km hohen Mount Sharp belebt, der das Objekt war die Jagd des Raumschiffs.
Bei der Planung der Route entlang des Kraterbodens ahnten die Autoren des Projekts offenbar nicht einmal, dass die vom Curiosity-Rover aufgenommene Marsoberfläche so vielfältig und heterogen sein würde, im Gegensatz zu der Erwartung, nur eine langweilige und eintönige Wüste zu sehen.
Auf dem Weg zum Mount Sharp musste der Roboter zerklüftete, flache Oberflächen, sanfte Stufenhänge aus vulkanisch-sedimentären (nach der geschichteten Textur auf den Chips zu urteilen) Felsen sowie Blockeinstürze von dunklem Blau überwinden Vulkangestein mit zelliger Oberfläche.
Die Apparatur entlang des Weges beschoss „von oben angedeutete“Ziele (Kopfsteinpflaster) mit Laserpulsen und bohrte kleine Brunnen (bis zu 7 cm tief), um die stoffliche Zusammensetzung der Proben zu untersuchen. Die Analyse des erh altenen Materials zeigte neben dem Geh alt an gesteinsbildenden Elementen, die für Gesteine mit grundlegender Zusammensetzung (Bas alte) charakteristisch sind, das Vorhandensein von Schwefel-, Stickstoff-, Kohlenstoff-, Chlor-, Methan-, Wasserstoff- und Phosphorverbindungen, dh "Bausteine des Lebens".
Außerdem wurden Tonminerale gefunden, die in Gegenwart von Wasser mit neutraler Säure und geringer Salzkonzentration entstanden sind.
Basierend auf diesen Informationen, in Verbindung mit zuvor erh altenen Informationen, neigten Wissenschaftler zu dem Schluss, dass es vor Milliarden von Jahren flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche gab und die Dichte der Atmosphäre viel höher ist als heute.
Morgenstern des Mars
Seit die Raumsonde Mars Global Surveyor im Mai 2003 den Roten Planeten in einer Entfernung von 139 Millionen km um die Erde umkreiste, sieht die Erde von der Marsoberfläche aus so aus.
Aber tatsächlich sieht unser Planet von dort ungefähr so aus, wie wir die Venus in den Morgen- und Abendstunden sehen, nur leuchtend in der bräunlichen Schwärze des Marshimmels, ein einsamer (bis auf den schwach erkennbaren Mond) kleiner Punkt ist etwas heller als die Venus.
Das erste Bild der Erde von der Oberfläche wargemacht in der frühen Stunde vom Spirit Rover im März 2004, und die Erde posierte „Hand in Hand mit dem Mond“für die Raumsonde Curiosity im Jahr 2012 und es stellte sich als noch „schöner“heraus als beim ersten Mal.
