Marsin etsintä ja tutkiminen on tieteellinen prosessi, jossa kerätään, systematisoidaan ja vertaillaan aurinkokunnan neljännen planeetan tietoja . Oppimisprosessi kattaa useita tietoalueita, mukaan lukien tähtitiede , biologia , planetologia ja muut.
Marsin tutkimus alkoi kauan sitten, jopa 3,5 tuhatta vuotta sitten, muinaisessa Egyptissä . Ensimmäiset yksityiskohtaiset selvitykset Marsin sijainnista tekivät babylonialaiset tähtitieteilijät , jotka kehittivät useita matemaattisia menetelmiä planeetan sijainnin ennustamiseksi. Egyptiläisten ja babylonialaisten tietoja käyttäen antiikin kreikkalaiset (hellenistiset) filosofit ja tähtitieteilijät kehittivät yksityiskohtaisen geosentrisen mallin selittämään planeettojen liikettä. Muutama vuosisataa myöhemmin intialaiset ja islamilaiset tähtitieteilijät arvioivat Marsin koon ja sen etäisyyden Maasta . 1500-luvulla Nicolaus Copernicus ehdotti heliosentristä mallia aurinkokunnan kuvaamiseksi pyöreällä planeetan kiertoradalla. Hänen tuloksiaan tarkisti Johannes Kepler , joka esitteli tarkemman elliptisen kiertoradan Marsille vastaamaan havaittua.
Ensimmäiset teleskooppihavainnot Marsista teki Galileo Galilei vuonna 1610. 1600-luvulla tähtitieteilijät löysivät planeetalta erilaisia pinta-alueita , jotka eroavat niiden kirkkaudesta (tarkemmin heijastavuudesta, albedosta ), mukaan lukien Syrt-meren tumma täplä ja vaaleat napajäätiköt. Myös planeetan pyörimisjakso ja sen akselin kallistus määritettiin. Marsin teleskooppiset havainnot suoritettiin pääasiassa silloin, kun planeetta saavutti opposition Aurinkoa vastaan , eli pienimmällä etäisyydellä Marsin ja Maan välillä.
Teleskooppien optisen laadun parannukset 1800-luvun alussa mahdollistivat pinnan kartoituksen. Ensimmäinen Marsin kartta julkaistiin vuonna 1840, ja tarkempi kartoitus aloitettiin vuonna 1877. Myöhemmin tähtitieteilijät löysivät vesimolekyylien spektriviivat Marsin ilmakehästä; Tämän löydön ansiosta ajatus elämän mahdollisuudesta Marsissa tulee suosituksi suuren väestön keskuudessa. Percival Lowell uskoi näkevänsä keinotekoisten kanavien verkoston Marsissa. Nämä havainnot, kuten myöhemmin kävi ilmi, olivat optisia illuusioita, ja Marsin ilmakehä osoittautui liian harvinaiseksi ja kuivaksi tukemaan maan kaltaista ilmastoa.
1920-luvulla mitattiin Marsin pintalämpötiloja, joiden arvioitiin olevan lähellä Etelämantereen aavikoiden äärimmäisiä olosuhteita. Vuonna 1947 Gerard Kuiper totesi, että Marsin harvinainen ilmakehä sisälsi suuria määriä hiilidioksidia. Ensimmäinen luettelo Marsin 128 tärkeimmistä pintapiirteistä ( albedoyksityiskohdista ), joiden kirkkaus eroaa ympäröivistä alueista, nimet ja koordinaatit hyväksyttiin vuonna 1958 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton X yleiskokouksessa . Vuonna 1969 kansainvälinen planeettapartio organisoitiin osaksi seitsemää observatoriota, jotka sijaitsevat suhteellisen tasaisesti pituusasteelta ja lähellä päiväntasaajaa. Patrol-observatoriot on varustettu samantyyppisillä teleskoopeilla ja kameroilla elektronisilla laitteilla. He tarkkailevat pilviä ja pölymyrskyjä sekä vuodenaikojen muutoksia Marsin pinnalla.
Vuodesta 1960 lähtien automaattisten planeettojen välisten asemien laukaisut alkoivat tutkia planeettaa ensin ohilentoradalta ja sitten keinotekoisen satelliitin kiertoradalta suoraan pinnalle. Tunnetuimmat niistä: Vikings , Mariners , Mars (sarja Neuvostoliiton avaruusaluksia), Mars Global Surveyor , Sojoner Rovers (1997), Spirit (4.1.2004-22.3.2010), Opportunity (25.1.2004 alkaen ) 15. helmikuuta 2019 asti), Curiosity (6. elokuuta 2012 lähtien) jne. Amerikkalaiset asemat Mars Odyssey (2001), MER-B Opportunity (2004), MRO (2006), MSL Curiosity (2012), MAVEN (Mars Atmosphere) ja Volatile EvolutionN, 2014) ja eurooppalainen ExoMars-2016- asema , joka saavutti Punaisen planeetan 19. lokakuuta 2016.
Marsilaista alkuperää olevien meteoriittien löytäminen maapallolta mahdollisti planeetan pinnan kemiallisen koostumuksen tutkimisen. Tällä hetkellä Marsia tarkkaillaan edelleen maanpäällisten teleskooppien ja radioteleskooppien avulla, jotka mahdollistavat planeetan pinnan tutkimisen monenlaisissa sähkömagneettisissa aalloissa. Marsin tutkimisen edistyminen liittyy planeetan tutkimuksen jatkamiseen kauko-ohjatuilla avaruusaluksilla ja miehitetyn lennon toteuttamiseen Marsiin .
Ensimmäiset havainnot Marsista tehtiin ennen kaukoputken keksintöä. Nämä olivat sijaintihavaintoja, joiden tarkoituksena oli määrittää planeetan sijainti tähtiin nähden.
Muinaiset egyptiläiset tähtitieteilijät dokumentoivat Marsin olemassaolon vaeltavana kohteena yötaivaalla vuonna 1534 eaa. e. He myös määrittelivät planeetan taaksepäin suuntautuvan (käänteisen) liikkeen ja laskivat liikkeen liikeradan pisteen kanssa, jossa planeetta muuttaa liikkeensä suhteessa Maahan suorasta taaksepäin [1] . Marsin nimitysten joukossa on nimi "Se liikkuu vastakkaiseen suuntaan", joka merkitsee taaksepäin liikkeen väliä. Toinen Marsin nimi, "Red Chorus", osoittaa varmasti, että nimet perustuvat havaintoihin. Mars oli kuvattu Seti I:n ja Ramesseumin haudan katossa , mutta se jätettiin pois muinaisen egyptiläisen tiedemiehen ja arkkitehti Senmutin luomasta tähtikartasta . Jälkimmäinen voi johtua Marsin ja Auringon yhtymästä tuolloin [2] .
Uusbabylonialaisen valtakunnan aikana babylonialaiset tähtitieteilijät suorittivat järjestelmällisiä havaintoja planeettojen sijainnista ja liikkeestä. He havaitsivat, että Mars tekee 37 synodista jaksoa tai 42 horoskooppiympyrää 79 vuoden välein. He kehittivät myös aritmeettisia menetelmiä pienillä korjauksilla ennustaakseen planeetan sijainnin. Babylonin planeetateoriassa Marsin planeettojen liikkeen aikamittaukset saatiin ensimmäistä kertaa ja planeetan sijaintia yötaivaalla tarkennettiin [3] [4] .
Kiinalaiset tiedot Marsin esiintymisestä ja liikkeestä löytyvät jo ennen Zhou-dynastian perustamista (1045 eaa.), myös Qin-dynastian aikana (221 eaa.). Kiinalaiset tähtitieteilijät ovat tallentaneet planeettojen yhteyksiä, mukaan lukien yhteydet Marsiin. Vuonna 375 eKr. e. Venuksen miehittämä Mars. Tarkemmin sanottuna planeetan jakso ja kiertorata laskettiin Tang-dynastian aikana (618 jKr) [5] [6] [7] [8] .
Tähtitiede muinaisessa Kreikassa kehittyi Mesopotamian kulttuurin ja tiedon vaikutuksesta. Koska babylonialaiset tunnistivat planeetan Marsin sodan ja epidemioiden jumalaan Nergaliin , kreikkalaiset identifioivat planeetan sodanjumalaansa Arekseen ( Mars roomalaisten keskuudessa ) [9] . Kreikkalaisen tähtitieteen muodostumisaikana planeettojen liike ei kiinnostanut kreikkalaisia, ja Hesiodoksen antiikin kreikkalaisten koulujen oppikirjassa Works and Days (n. 650 eKr.) planeetoista ei mainita mitään. [10] .
Kreikkalaiset käyttivät sanaa planēton viittaamaan seitsemään taivaankappaleeseen , jotka muuttavat sijaintiaan suhteessa kiinteisiin tähtiin . He uskoivat tällaisten kappaleiden liikkuvan geosentrisellä kiertoradalla Maan ympäri . Kreikkalainen filosofi Platon kirjoitti teoksessaan Tasavalta (380-360 eKr.) vanhimman tunnetun muistiinpanon kreikkalaisesta tähtitieteellisestä perinteestä planeettojen alueella . Hänen luettelonsa, järjestyksessä kaukaisimmasta lähimpään keskustaan, oli: Saturnus , Jupiter , Mars , Merkurius , Venus , Aurinko , Kuu ja keskellä Maa . Dialogeissaan Timaios Platon ehdotti, että planeettojen pyöriminen taivaanpallolla riippuu etäisyydestä, joten kaukana oleva kohde liikkuu hitain [11] .
Aristoteles , Platonin oppilas vuonna 365 eaa. e. tarkkaili Marsin peittämistä Kuun toimesta . Havaintojen perusteella hän päätteli, että Marsin on oltava kauempana Maasta kuin Kuu. Hän huomautti myös muita samanlaisia ilmiöitä: tähtien ja planeettojen pimennykset , jotka egyptiläiset ja babylonialaiset tähtitieteilijät panivat merkille [12] [13] [14] . Aristoteles käytti näitä tietoja tukeakseen kreikkalaista planeettojen järjestystä universumin geosentrisessä mallissa [15] . Teoksessaan On the Sky Aristoteles ehdotti universumin mallia, jossa aurinko, kuu ja planeetat liikkuvat ympyröinä maan ympäri tietyllä etäisyydellä toisistaan. Kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparkhos kehitti monimutkaisemman version geosentrisestä mallista . Hän ehdotti mallia, jossa Mars ja muut planeetat liikkuvat Maan ympäri, eivät yhtenäistä ympyrää, vaan reittiä, jota myöhemmin kutsuttiin episykliksi [16] [17] .
Roomalainen Egypti toisella vuosisadalla jKr. e. Claudius Ptolemaios yritti ratkaista Marsin kiertoradan liikkeen ongelman. Havaintojen mukaan Mars liikkuu 40 % nopeammin kiertoradansa toisella puolitasolla kuin toisella - tämä tosiasia kumoaa täysin aristotelilaisen yhtenäisen liikkeen mallin. Ptolemaios viimeisteli Aristoteleen mallin tekemällä siihen muutoksia ja lisäten tasaiseen liikkeeseen ympyräradalla poikkeamaa tämän kiertoradan keskustasta. Ptolemaioksen malli ja hänen tähtitieteen tutkimuksensa esitettiin yksityiskohtaisesti moniosaisessa Almagestissa , josta tuli Länsi-Euroopan arvovaltainen tähtitieteen tutkielma seuraavien neljäntoista vuosisadan ajan [17] .
Viidennellä vuosisadalla jKr. e. muinaisessa intialaisessa tähtitieteellisessä tutkielmassa Surya Siddhanta Marsin kulmakooksi arvioitiin kaksi kaariminuuttia ja etäisyys siitä Maahan on 10 433 000 km ( 1 296 600 yojanaa ) . Siksi Marsin halkaisija on 6070 km (754,4 yojanaa), ja tämän arvon virhe on 11% myöhemmin hyväksytystä 6788 km:n arvosta. Tämä arvio perustui kuitenkin epätarkkaan arvaukseen planeetan kulmahalkaisijasta, jonka pitäisi olla kahden kaariminuutin sisällä. Tuloksiin saattoivat vaikuttaa Ptolemaioksen mittaukset , joka sai arvon alueella 1,57 kaariminuuttia. Tämä arvo on lähellä ihmissilmän resoluutiota, paljon suurempi kuin arvot, jotka saatiin myöhemmin kaukoputkella [18] .
Vuonna 1543 puolalainen tähtitieteilijä Nicolaus Copernicus esitteli aurinkokunnan heliosentrisen mallin teoksessaan "Taivaanpallojen vallankumouksesta" ( latinaksi: De revolutionibus coelestium orbium ) . Hänen lähestymistavassaan Maa kiertää Auringon ympyräradalla Venuksen ja Marsin ympyräratojen välillä. Hänen mallinsa selitti onnistuneesti, miksi Mars, Jupiter ja Saturnus olivat taivaanpallon vastakkaisella puolella aurinkoon nähden keskellä taaksepäin suuntautuvaa liikettä . Kopernikus pystyi järjestämään planeettojen sijainnin Auringon ympärillä oikeaan järjestykseen perustuen pelkästään niiden Auringon ympäri kiertämisjaksoon [19] . Hänen teoriansa sai vähitellen tunnustusta eurooppalaisten tähtitieteilijöiden keskuudessa, erityisesti tätä helpotti suuresti saksalaisen tähtitieteilijän Erasmus Rheingoldin vuonna 1551 julkaisema " Preussin taulukot " , jotka laskettiin Kopernikaanisen mallin avulla [20] .
Saksalainen tähtitieteilijä Michael Möstlin tallensi 13. lokakuuta 1590 Venuksen peittämän Marsin [21] . Yhdestä hänen oppilaistaan, Johannes Kepleristä , tuli Kopernikaanisen järjestelmän kannattaja. Koulutuksensa jälkeen Kepleristä tuli tanskalaisen aatelismiehen ja tähtitieteilijän Tycho Brahen avustaja . Päästyäkseen Tycho Brahen tietoihin Marsin yksityiskohtaisista havainnoista Kepler suoritti työtä preussilaisten taulukoiden matemaattisen systematisoinnin ja korvaamisen parissa. Toistuvien epäonnistumisten jälkeen Marsin ympyräradan havainnoissa Kepler onnistui Kopernikaanisen teorian vaatimusten mukaisesti perustelemaan teoreettisesti Tycho Brahen havainnot olettaen, että Mars ei kierrä ympyrämäisessä, vaan elliptisessä kiertoradassa. yksi painopisteistä, jossa aurinko sijaitsee. Hänen mallistaan tuli perusta planeettojen liikkeitä kuvaaville laeille , jotka hän julkaisi moniosaisessa teoksessaan Copernicus Astronomy ( lat. Epitome astronomia Copernicanae ) vuosina 1615-1621 [22] .
Italialainen tiedemies Galileo Galilei oli ensimmäinen henkilö, joka käytti kaukoputkea tähtitieteellisiin havaintoihin. Hänen muistiinpanonsa osoittavat, että hän aloitti Marsin teleskooppihavainnot syyskuussa 1610 tavoitteenaan havaita planeetalla samanlaisia pimennysvaiheita kuin Venuksella ja Kuussa havaitut . Vaikka havainnon tarkkaa menestystä ei tiedetä, Galileo totesi joulukuussa 1610, että Marsin kulmakoko oli pienentynyt [23] . Puolalainen tähtitieteilijä Jan Hevelius [24] vahvisti Marsin valaistuksen muutoksen vasta 35 vuotta myöhemmin .
Vuonna 1644 italialainen jesuiitta Daniello Bartoli kertoi nähneensä kaksi tummaa täplää Marsissa. Tarkastellessaan vuosina 1651, 1653 ja 1655 planeetta oppositiossa, kun se on lähimpänä Maata, italialainen tähtitieteilijä Giovanni Battista Riccioli havaitsi yhdessä oppilaansa Francesco Maria Grimaldin kanssa myös täpliä, joilla oli erilainen heijastusvoimakkuus [25] .
Hollantilainen tähtitieteilijä Christian Huygens kartoitti ensimmäisenä Marsin pinnan heijastaen monia alueen yksityiskohtia. 28. marraskuuta 1659 hän teki Marsista useita piirustuksia, joissa kuvattiin erilaisia tummia alueita, joita verrattiin myöhemmin Suureen Sirten tasangoon ja mahdollisesti yhteen napakorkeista [26] . Samana vuonna hän onnistui mittaamaan planeetan pyörimisjakson, joka hänen laskelmiensa mukaan on 24 Maan tuntia [24] . Hän teki myös karkean arvion Marsin halkaisijasta olettaen, että se on noin 60 % Maan halkaisijasta (tämä arvio on verrattavissa nykyiseen 53 prosentin arvoon [27] .
Oletettavasti italialainen tähtitieteilijä Giovanni Domenico Cassini teki ensimmäiset havainnot jääpeitteen olemassaolosta Marsin etelänavalla vuonna 1666. Samana vuonna hän käytti pintamerkintöjä Marsin havainnoissa ja määritti pyörimisjaksoksi 24 tuntia 40 metriä, joka poikkeaa oikeasta arvosta alle 3 minuuttia. Vuonna 1672 Christian Huygens huomasi sumean valkoisen lippaan myös pohjoisnavalla [28] . Myöhemmin, vuonna 1671, Cassinista tuli Pariisin observatorion ensimmäinen johtaja , jossa hän käsitteli aurinkokunnan fyysisen mittakaavan ongelmaa. Tätä varten mitattiin Maan eri kohdista Marsin sijainti tähtien taustaa vasten - päivittäinen parallaksi . Marsin ja Auringon perihelioppositio vuoksi Mars oli lähellä Maata vuonna 1671. Cassini ja Jean Picard tarkkailivat Marsin sijaintia Pariisissa , ja samaan aikaan ranskalainen tähtitieteilijä Jean Richet mittasi sijainnin Cayennessa (Etelä-Amerikka). Vaikka nämä havainnot eivät olleet tarkkoja tähtitieteellisten instrumenttien laadusta johtuen , Cassini-ryhmä sai mittaustulosten mukaan arvon, joka poikkesi oikeasta enintään 10 % [29] [30] .
Englantilainen tähtitieteilijä John Flamsteed teki myös kokeita aurinkokunnan mittakaavan mittaamiseksi ja sai samanlaisia tuloksia [31] .
Vuonna 1704 ranskalais-italialainen tähtitieteilijä Jacques Philippe Maraldi teki systemaattisen tutkimuksen eteläkorkista ja huomasi, että se muuttuu planeetan pyöriessä. Tämä osoittaa, että korkin keskipiste ei sijaitse planeetan navalla. Hän huomasi myös, että korkkien koko muuttuu ajan myötä [25] [32] .
Saksalais-englannin tähtitieteilijä William Herschel aloitti Marsin havainnoinnin vuonna 1777. Hän oli erityisen kiinnostunut planeetan napakorkeista. Neljä vuotta myöhemmin, vuonna 1781, hän totesi, että etelässä korkki oli "erittäin suuri", minkä hän selitti navan läsnäolon planeetan pimeällä puolella viimeisten 12 kuukauden aikana. Vuonna 1784 eteläkärjestä tuli paljon pienempi, mikä viittaa siihen, että korkkien koko riippuu planeetan vuodenajasta ja siksi itse lippikset on tehty jäästä. Vuonna 1781 Herschel laski kaksi tärkeää parametria: Marsin pyörimisjakson, joka hänen laskelmiensa mukaan on 24 tuntia 39 minuuttia 21 sekuntia, ja planeetan akselin kaltevuuden napoista kiertoradan tasoon, joka on noin 28,5 °. Hän huomautti, että Mars on "suuri, mutta sen ilmasto on lauhkea, joten sen asukkaat joutuvat todennäköisesti tilanteisiin, jotka ovat hyvin samanlaisia kuin meidän" [32] [33] [34] [35] .
Vuosina 1796–1809 ranskalainen tähtitieteilijä Honoré Flougèrgue huomasi Marsin samenemisen, mikä osoitti, että "okranvärinen huntu" peitti pinnan. Tämä saattaa olla ensimmäinen raportti keltaisista pilvistä ja pölymyrskyistä Marsissa [36] [37] .
1800-luvun alussa teleskooppioptiikan koon ja laadun kasvu vaikutti merkittävästi tähtitieteen ja muiden tieteenalojen kehitykseen. Näistä parannuksista merkittävimpiä olivat Josef Fraunhoferin kaksikomponenttiset akromaattiset linssit, joissa oli saksalainen optiikka , jotka edeltäjiinsä verrattuna eliminoivat merkittävästi kooman eli optisen vaikutelman, joka vääristää kuvan ulkoreunaa. Vuonna 1812 Fraunhofer onnistui luomaan akromaattisen linssin, jonka halkaisija oli 190 millimetriä . Päälinssin koko on tärkein tekijä, joka määrittää kyvyn tarkentaa valoa ( luminositeetti ) ja kaukoputken resoluutiota [38] [39] .
Vuonna 1830, Marsin opposition aikana, kaksi saksalaista tähtitieteilijää, Johann Heinrich von Medler ja Wilhelm Beer , käyttivät 95 mm :n refraktoria Fraunhofer - optisella järjestelmällä planeetan yksityiskohtaiseen tutkimiseen . Lähtökohtana he valitsivat kohokuviolle ominaisen piirteen, 8 ° päiväntasaajasta etelään (myöhemmin kutsuttiin sinimeridiaaniksi ja valittiin Marsin nollameridiaaniksi). Havaintojensa aikana he havaitsivat, että suurin osa Marsin pinnan ominaisuuksista on vakioita, tai pikemminkin, ne eivät muutu planeetan pyöriessä. Vuonna 1840 Maedler yhdisti kuvia 10 vuoden havainnoista ja teki tarkemman kartan pinnasta. Eri merkkien nimeämisen sijaan Beer ja Maedler viittasivat niihin kirjaimilla; esimerkiksi Meridian Bay (Sinus Meridian) nimettiin "A" [24] [39] [40] .
Vuonna 1858, Marsin opposition aikana, italialainen tähtitieteilijä Angelo Secchi , työskennellessään Vatikaanin observatoriossa , havaitsi Marsissa suuria kolmion muotoisia sinisen värisiä piirteitä , ja hän antoi sille nimen "Blue Scorpio". Englantilainen tähtitieteilijä Joseph Norman Lockyer löysi osan näistä kausiluontoisista pilven kaltaisista muodostumista vuonna 1862 , ja ne löydettiin myöhemmin muista observatorioista [41] . Vuonna 1862 , Marsin opposition aikana, hollantilainen tähtitieteilijä Frederick Kaiser kartoi sen . Vertaamalla hänen piirroksiaan Christian Huygensin ja Robert Hooken kuviin hän pystyi tarkentamaan kiertoaikaa 24 h 37 m 22,6 s. tarkkuudella sekunnin kymmenesosia [39] [42] .
Vuonna 1863 Angelo Secchi loi ensimmäiset värikuvitukset Marsista. Pintatietojen nimissä hän käytti kuuluisien matkailijoiden nimiä. Vuonna 1869 hän huomasi pinnalla kaksi tummaa lineaarista esinettä ja antoi niille nimen "Canali", joka tarkoittaa italiaksi "kanavia" tai "uria" [43] [44] [45] . Vuonna 1867 englantilainen tähtitieteilijä Richard Proctor loi Marsista yksityiskohtaisemman kartan tähtitieteilijän William R. Dawesin vuoden 1864 piirustusten perusteella . Proctor nimesi Marsin pinnan erilaisia kirkkaita ja tummia piirteitä entisten ja nykyisten tähtitieteilijöiden mukaan, jotka ovat osallistuneet planeetan havaintoihin. Samalla vuosikymmenellä ranskalainen tähtitieteilijä Camille Flammarion ja englantilainen tähtitieteilijä Nathaniel Green vertasivat erilaisia karttoja ja nimikkeitä [45] .
Leipzigin yliopistossa vuosina 1862-1864 saksalainen tähtitieteilijä Johann Zollner käytti spektroskooppia , joka oli suunniteltu mittaamaan Kuun, aurinkokunnan planeettojen ja kirkkaiden tähtien heijastavuutta Marsin tarkkailuun ja sai Marsin kokonaisalbedon arvoksi 0,27. . Vuosina 1877–1893 saksalaiset tähtitieteilijät Gustav Müller ja Paul Kempf tarkkailivat Marsia Zollner-spektroskoopilla. He löysivät pienen vaihekertoimen - kulmasta riippuen vaihtelun heijastamisessa ja päättelivät, että Marsin pinta on suhteellisen sileä ja ilman suuria katkoksia [46] .
Vuonna 1867 ranskalainen tähtitieteilijä Pierre Jansen ja brittiläinen tähtitieteilijä William Huggins käyttivät spektroskopiaa Marsin ilmakehän tutkimiseen . He havaitsivat, että Marsin optinen spektri on melkein sama kuin Kuun spektri. Tuloksena olevasta spektristä ei löytynyt veden absorptioviivoja, joten Jansen ja Huggins ehdottivat, että vesihöyryä on Marsin ilmakehässä. Tämän tuloksen vahvisti vuonna 1872 saksalainen tähtitieteilijä Hermann Vogel ja vuonna 1875 englantilainen tähtitieteilijä Edward Maunder , mutta se tuli myöhemmin kyseenalaiseksi [47] .
Vuonna 1877 Marsin sijainti oli opposition vuoksi erityisen suotuisa havainnointiin. Skotlantilainen tähtitieteilijä David Gill käytti tätä tilaisuutta arvioidakseen Marsin päivittäisen parallaksin Ascension Islandilta . Näillä mittauksilla hän pystyi määrittämään tarkemmin etäisyyden Maan ja Auringon välillä Marsin ja Maan kiertoradan suhteellisen koon perusteella [48] . Hän totesi myös, että Marsin lähellä olevan ilmakehän läsnäolon vuoksi, mikä rajoittaa havaintojen tarkkuutta, levyn reuna ei ole selvästi näkyvissä, mikä vaikeuttaa planeetan tarkan sijainnin määrittämistä [49] .
Elokuussa 1877 amerikkalainen tähtitieteilijä Asaph Hall löysi kaksi satelliittia Marsin läheltä käyttämällä US Naval Observatoryn 660 mm:n teleskooppia [50] . Hall valitsi kuuiden nimet, Phobos ja Deimos Englannin Eton Collegen tieteenohjaajan Henry Madanin ehdotuksen perusteella [51] .
Vuonna 1894 amerikkalainen tähtitieteilijä William Campbell havaitsi, että Marsin spektri oli identtinen Kuun spektrin kanssa, mikä asetti kyseenalaiseksi teorioiden kehittämisen Marsin ja Maan ilmakehän samankaltaisuudesta . Aiemmat veden havainnot Marsin ilmakehässä on katsottu epäsuotuisten havainto-olosuhteiden ansioksi [52] . Campbellin saamia tuloksia pidettiin kuitenkin kiistanalaisina, ja jotkut tähtitieteellisen yhteisön jäsenet kritisoivat niitä, kunnes amerikkalainen tähtitieteilijä Walter Adams vahvisti ne vuonna 1925 [53] .
Herman Struve käytti Marsin satelliittien kiertoradalla havaittuja muutoksia määrittääkseen planeetan painovoiman. Vuonna 1895 hän käytti näitä tietoja arvioidakseen planeetan halkaisijaa ja havaitsi, että päiväntasaajan halkaisija oli 1/190 suurempi kuin napahalkaisija (vuonna 1911 hän sääti arvon 1/192) [32] [54] . Amerikkalainen meteorologi Woolard vahvisti tämän tuloksen vuonna 1944 [55] .
Keltaisten pilvien peittämä pinta havaittiin vuonna 1870 Schiaparellin havaintojen aikana. Toinen todiste pilvien olemassaolosta saatiin vuoden 1892 opposition aikana.
Vuonna 1877, Marsin suuren opposition aikana, italialainen tähtitieteilijä Giovanni Schiaparelli käyttää 22 cm:n teleskooppia tehdäkseen yksityiskohtaisia karttoja planeettasta. Erityisesti näissä kartoissa kanavat merkittiin ohuina viivoina (joille hän antoi maapallon kuuluisien jokien nimet), mutta myöhemmin osoitettiin, että tämä oli optinen harha [56] [57] . Vuonna 1886 englantilainen tähtitieteilijä William F. Denning totesi, että nämä lineaariset esineet olivat luonteeltaan epäsäännöllisiä. Vuonna 1895 englantilainen tähtitieteilijä Edward Monder vakuuttui, että lineaariset objektit olivat yksinkertaisesti monien pienten yksityiskohtien summaus [58] .
Vuonna 1892 ranskalainen tiedemies Camille Flammarion kirjoittaa, että nämä kanavat ovat samankaltaisia kuin ihmisen valmistamat kanavat, joita älykkään rodun edustajat voisivat käyttää veden jakamiseen kuolevassa Marsin maailmassa. Hän kannattaa tällaisten asukkaiden olemassaoloa ja ehdotti, että he saattavat olla edistyneempiä kuin ihmiset [59] .
Schiaparellin havaintojen vaikutuksesta orientalisti Percival Lowell perusti observatorion , jossa oli 30 ja 45 cm (12 ja 18 tuuman ) kaukoputket. Hän julkaisi useita kirjoja Marsista ja elämästä planeetalla, joilla oli suuri vaikutus yleiseen mielipiteeseen [60] . Myös muut tähtitieteilijät, kuten Henry Joseph Perrotin ja Louis Tollon, löysivät kanavat käyttämällä 38 cm :n refraktoria , joka oli yksi aikansa suurimmista kaukoputkista [61] [62] .
Vuodesta 1901 lähtien A. E. Douglas yritti valokuvata Marsin kanavia; nämä ponnistelut kruunasivat menestyksen, kun Carl Otto Lampland julkaisi valokuvia kanavista vuonna 1905 [63] . Vaikka tiedeyhteisö hyväksyi nämä tulokset laajalti, jotkut tiedemiehet kiistivät ne: ranskalainen tähtitieteilijä Eugene Antoniadi , englantilainen luonnontieteilijä Alfred Wallace ja muut [58] [64] , koska kanavia ei havaittu "heikoilla" kaukoputkilla.
Vuoden 1907 opposition aikana saatiin lisätodisteita pilvien olemassaolosta. Vuonna 1909 Antoniadi totesi, että keltaisten pilvien esiintyminen johtui albedon himmenemisestä . Hän havaitsi, että Marsin pinnalle ilmestyi enemmän keltaista vastakohtaa, kun planeetta oli lähempänä aurinkoa, ja sai siksi enemmän energiaa. Syynä näiden pilvien ilmestymiseen hän kutsui tuulen nostamaa hiekkaa ja pölyä [65] [66] .
Vuonna 1924 amerikkalaiset tähtitieteilijät Seth Barnes Nicholson ja Edison Pettit pystyivät mittaamaan Marsin pinnan lähettämän lämpöenergian käyttämällä tyhjiötermopareja Mount Wilsonin observatorion 254 senttimetrin (100 tuuman) Hooker-teleskoopissa . He määrittelivät, että lämpötilat vaihtelivat välillä -68° C (−90° F ) navassa +7°C (+45°F) kiekon keskellä (vastaten päiväntasaajaa) [67] . Samana vuonna amerikkalainen fyysikko William Koblenz ja amerikkalainen tähtitieteilijä Carl Otto Lampland alkoivat mitata Marsin energiaa Tulokset osoittivat, että Marsin yölämpötila putosi -85 °C:seen (-121 °F), mikä viittaa "valtaviin vuorokausivaihteluihin" lämpötiloissa [68] . Marsin pilvien lämpötila oli jopa -30 °C (-22 °F) [69] .
Vuonna 1926 amerikkalainen tähtitieteilijä Walter Sidney Adams pystyi mittaamalla Marsin ja Maan kiertoradan liikkeiden punasiirtymän spektriviivat suoraan hapen ja vesihöyryn määrän Marsin ilmakehässä. Hän päätti, että "äärimmäiset aavikon olosuhteet" olivat myös laajalle levinneitä Marsissa [70] . Vuonna 1934 Adams ja amerikkalainen tähtitieteilijä Theodore Dunham, Jr. havaitsivat, että hapen määrä Marsin ilmakehässä on alle 1 % vastaavasta arvosta, joka vastaa maan ilmakehän tilavuutta [71] .
Ranskalainen tähtitieteilijä Bernard Lyot käytti 1920-luvulla polarimetriä kuun ja planeettojen pinnan ominaisuuksien tutkimiseen. Vuonna 1929 hän totesi, että Marsin pinnan polarisoitunut valo oli hyvin samankaltaista kuin Kuu, vaikka hän ehdotti, että jotkin hänen havainnoistaan voitaisiin selittää kylmällä tai ehkä kasvillisuudella. Marsin ilmakehään sironneen auringonvalon määrän perusteella hän arvioi Marsin ilmakehän paksuuden olevan 1/15 Maan ilmakehän paksuudesta. Tämä rajoitti pintapaineen korkeintaan 2,4 kPa :iin (24 mbar ) [72] . Vuonna 1947 hollantilais-amerikkalainen tähtitieteilijä Gerard Kuiper havaitsi infrapunaspektrometrillä hiilidioksidia Marsin ilmakehästä . Hän pystyi arvioimaan, että hiilidioksidin määrä ilmakehässä on kaksi kertaa niin paljon kuin maapallolla. Koska Kuiper kuitenkin yliarvioi Marsin pintaan kohdistuvan paineen, hän päätteli virheellisesti, että jääpeitteet eivät voineet koostua jäätyneestä hiilidioksidista [73] . Vuonna 1948 amerikkalainen meteorologi Seymour Hess havaitsi, että harvinaisten Marsin pilvien muodostumiseen tarvittiin vain 4 mm sadetta ja 0,1 kPa (1 mbar) kyllästyshöyrynpaine [69] .
Vuonna 1927 hollantilainen mestari Cyprianus Enius van der Bosch arvioi Marsin massan sen satelliittien liikkeen perusteella 0,2 prosentin tarkkuudella. Tämän tuloksen vahvisti hollantilainen tähtitieteilijä Willem De Sitter [74] . Saksalais-amerikkalainen tähtitieteilijä Evgeny Konstantinovich Rabe teki asteroidin Eros -asteroidin 1926-1945 lähellä Maan lähellä tehtyjen havaintojen perusteella itsenäisen arvion Marsin massasta asteroidin kiertoradan gravitaatiohäiriöiden perusteella. Hän itse arvioi mittaustensa tarkkuuden 0,05 %:ksi [75] , mutta myöhemmin kävi ilmi, että se oli paljon pienempi erityisesti muihin menetelmiin verrattuna [76] .
Vuonna 1963 käyttäen Mount Wilsonin observatorion 100 tuuman teleskooppia Hiron Spinradin johtamat tutkijat tallensivat vesimolekyylien absorptioviivat Marsin ilmakehän spektrissä (erityisesti 8189,27 Å linja ) [77] , mikä oli ensimmäinen todiste. Marsin hydrosfäärin läsnäolosta. Myöhemmin he saivat tarkempia tietoja - vesipitoisuuden muutos leveysasteesta ja vuodenajasta riippuen, erityisesti korrelaatio napakorkeuksien dynamiikkaan [78] [79] .
Tieteessä on otettu käyttöön Schiaparellin ehdottama järjestelmä laajojen valoisten ja tummien alueiden ja Marsin pinnan pienempien yksityiskohtien nimille. Schiaparelli nosti esiin seuraavan tyyppisiä tummia yksityiskohtia: varsinaiset meret, joita merkitään latinalaisella termillä Mare, Sinus-lahdet, Lacus-järvet, Palus-suot, Depression alamaat, Promontorium-niemet, Fretumin salmet, Fonsin lähteet, Regio-alueet. Ensimmäinen standardoitu nimiluettelo (ottaen huomioon vuoden 1929 Antoniadi-kartan) ja Marsin albedon 128 tärkeimmän yksityiskohdan koordinaatit hyväksyttiin vuonna 1958 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton X yleiskokouksessa .
Vuonna 1970 perustettiin Marsin nimiä käsittelevä työryhmä. Vuonna 1973 nimeämisryhmät organisoitiin uudelleen ja laajennettiin, ja Planetary System Nomenclature (WGPSN) -työryhmä perustettiin standardoimaan Marsin ja muiden avaruusobjektien nimiä [80] .
Vuonna 1969 järjestettiin kansainvälinen planeettavartioohjelma , joka koostui seitsemästä observatoriosta, jotka sijaitsevat suhteellisen tasaisesti pituusasteelta ja lähellä päiväntasaajaa. Partion tarkoituksena on tarkkailla laajamittaisia ilmakehän ilmiöitä ja planeettojen pinnan yksityiskohtia sekä saada jatkuva kuvasarja. Partion observatoriot on varustettu samantyyppisillä teleskoopeilla ja kameroilla, joissa on elektroniset laitteet, jotka mahdollistavat tietyn valotusajan, kuvan päivämäärän ja kellonajan rekisteröinnin sekä muut kuvan ominaisuudet. Partion observatoriot tarkkailevat pilviä ja pölymyrskyjä sekä vuodenaikojen muutoksia Marsin pinnalla. Vuosien 1971 ja 1973 Marsin pölymyrskyistä on tehty yksityiskohtaisia havaintoja. Tuloksena olevat kuvat heijastavat Marsin vuodenaikojen vaihtelua ja osoittavat, että useimmat Marsin pölymyrskyt syntyvät, kun planeetta on lähinnä aurinkoa [81] .
Marsin ominaisuuksien etätutkimus teleskooppien avulla - sekä maassa että kiertoradalla - jatkui 1900-luvun jälkipuoliskolla eri taajuuksilla: infrapuna-alueella - pinnan koostumuksen määrittäminen [82] , ultravioletti ja submillimetri - ilmakehän koostumuksen määritys [83] [84] , radiokaista - tuulen nopeuksien mittaus [85] .
Maassa sijaitsevilla CCD :llä varustetuilla kaukoputkilla otetut kuvat mahdollistavat Marsin sään säännöllisen havainnoinnin oppositioiden aikana [86] . Hubble-teleskooppia on käytetty myös Marsin systemaattiseen tutkimiseen [87] ; hän otti kuvia parhaalla resoluutiolla Maan ja maapallon kiertoradalta otettujen joukossa [88] . Kun Mars on vähintään 50°: n kulmaetäisyydellä Auringosta, Hubble voi ottaa yksityiskohtaisia kuvia Marsista, mukaan lukien koko pallonpuolisko, mikä mahdollistaa sään arvioinnin.
Marsin röntgensäteily rekisteröitiin ensimmäisen kerran vuonna 2001 Chandra-teleskoopilla [89] . Vuonna 2003 osoitettiin, että Auringon röntgensäteily, joka on hajallaan Marsin yläilmakehässä, ja ionien vuorovaikutus, joka johtaa varausten vaihtoon, vaikuttavat siihen. Toisen lähteen tuottamaa säteilyä havainnoitiin jopa 8 planetaarisen säteen etäisyydeltä XMM-Newton- teleskoopilla [90] .
Vuodesta 1960 lähtien automaattisten planeettojenvälisten asemien (AMS) laukaisut alkoivat tutkia Marsia. Aluksi planeettaa tutkittiin ohilentoradalta ( Mariner-4 , Mariner-6 , Mariner-7 ) ja sitten keinotekoisen satelliitin kiertoradalta ja suoraan pinnalla. Ensimmäinen avaruusalus, joka tutki Marsia ohilentoradalta, oli American Mariner 4 . Ensimmäinen Marsin keinotekoinen satelliitti oli American Mariner 9 . Vuoteen 1971 asti automaattisia planeettojenvälisiä asemia laukaistiin Marsiin 14 kertaa, joista 10 epäonnistui. Ensimmäinen, joka laskeutui Marsiin, oli Neuvostoliiton AMS Mars-3 :n laskeutumismoduuli vuonna 1971 . Tietojen lähetys automaattiselta Marsin asemalta alkoi pian sen laskeutumisen jälkeen Marsin pinnalle, mutta pysähtyi 14,5 sekunnin kuluttua. Neuvostoliiton AMS Mars-2 :n vuonna 1971 ja Mars-6 :n , Mars-7 :n vuonna 1973 laskeutuvien ajoneuvojen yritykset pehmentää automaattista Mars-asemaa epäonnistuivat. Ensimmäinen toimiva automaattinen Marsin asema oli osa amerikkalaista AMS Viking-1: tä . Asema, pehmeän laskeutumisen jälkeen vuonna 1976, välitti ensimmäiset kuvat Marsin pinnalta ja suoritti ensimmäiset suorat tutkimukset ilmakehästä ja maaperästä.
Päätehtävät tutkittaessa Marsia keinotekoisten satelliittien kiertoradalta 1970-luvulla olivat ilmakehän ominaisuuksien määrittäminen ja pinnan kuvaaminen. Suunnitelmissa oli tutkia planeetan magneetti- ja gravitaatiokenttiä, sen lämpöominaisuuksia, kohokuviota ja muita asioita, joita varten Neuvostoliiton automaattiset planeettojen väliset asemat " Mars-2 " ja " Mars-3 " käynnistettiin [91] . Aseman laskeutumisalueella piti määrittää maaperän fyysiset ominaisuudet, pintakiven luonne, kokeellisesti tarkistaa mahdollisuus saada televisiokuvia ympäröivästä alueesta ja niin edelleen [91] [ 91] . Mars-3- laskeutumisajoneuvo teki pehmeän laskun "punaisen planeetan" pinnalle Elektrisin ja Phaethontisin alueiden välillä koordinaatilla 45 ° S. sh. ja 158° W. e. Sen taululle asennettiin viiri, jossa oli Neuvostoliiton tunnus . 1 minuutti 30 sekuntia laskeutumisen jälkeen AMS saatettiin toimintakuntoon ja 16 tunnin 50 minuutin kohdalla. 35 sek. alkoi lähettää videosignaaleja planeetan pinnalta. Ne vastaanotettiin ja tallennettiin keinotekoiselle satelliitille "Mars-3" ja lähetettiin sitten Maahan radioviestintäistunnoissa. Marsin pinnalta vastaanotetut videosignaalit olivat lyhytikäisiä (noin 20 sekuntia) ja pysähtyivät äkillisesti [92] . Satelliiteilla "Mars"-2 ja 3 suoritettujen kokeiden kompleksissa planeetan valokuvaamiseen annettiin apurooli, joka liittyi pääasiassa mittaustulosten sitomisen varmistamiseen muilla spektriväleillä [93] . Valotelevisio-asennuksen (FTU) kehittäjät käyttivät väärää Mars-mallia, minkä vuoksi PTU:lle valittiin väärät valotukset. Kuvista tuli ylivalotettuja, lähes täysin käyttökelvottomia. Useiden kuvasarjojen jälkeen (jokaisessa 12 kehystä) valokuvatelevisio-installaatiota ei käytetty [94] . Samaan aikaan Mars-3:lla suurilta etäisyyksiltä otetut kuvat mahdollistivat planeetan optisen kompression tarkentamisen (joka eroaa dynaamisesta), rakentaa kohokuvioita levyn reunan kuvan perusteella suurilla alueilla, ja saada värikuvia Marsin kiekosta syntetisoimalla erilaisilla valosuodattimilla otettuja valokuvia [95] . Marsia tutkiessaan Neuvostoliiton automaattisista planeettojenvälisistä asemista " Mars-2 ", " Mars-3 " ja " Mars-5 " tuli planeetan keinotekoisia satelliitteja .
Amerikkalainen Viking-avaruusalus on tutkinut Marsia useiden vuosien ajan (vuodesta 1976) sekä kiertoradalta että suoraan pinnalta. Erityisesti suoritettiin kokeita mikro-organismien havaitsemiseksi maaperässä, mikä ei antanut positiivista tulosta. Ensimmäistä kertaa maaperästä tehtiin kemiallinen analyysi ja lähetettiin valokuvia pinnasta. Automaattiset Marsin asemat ovat havainneet Marsin säätä pitkään, ja kiertoradan tietojen mukaan Marsista on koottu yksityiskohtainen kartta. 6. marraskuuta 1976, 80. työpäivänä Marsissa , Viking-2 seismometri tallensi yhden todennäköisen Marsin järistyksen, jonka voimakkuus oli 2,8 Richterin asteikolla [96] .
Keinotekoinen satelliitti Mars Odysseus havaitsi, että Punaisen planeetan pinnan alla on vesijääkertymiä. Myöhemmin tämä vahvistettiin muilla laitteilla THEMIS-kameralla (Thermal Emission Imaging System - kamera, joka luo lämpösäteilyn analyysiin perustuvan kuvan) saatiin tarkka Mars-kartta (kartan spatiaalinen resoluutio on 100 metriä koko Punaisen planeetan pinnalla). Sen kokoamiseen tutkijat käyttivät 21 000 valokuvaa, jotka oli otettu keinotekoisella satelliitilla kahdeksan vuoden aikana [97] .
Kysymys veden läsnäolosta Marsissa ratkesi lopulta vuonna 2008, kun automaattinen Marsin asema "Phoenix" , joka laskeutui planeetan napa-alueelle, vastaanotti vettä Marsin maaperästä [98] [99] .
Keinotekoinen satelliitti Mars Express on esittänyt todisteita hypoteesille, jonka mukaan Marsin kuu Phobos ei muodostunut päävyöhykkeen asteroideista vaan punaisen planeetan materiaalista. Tutkijat tutkivat Phoboksen koostumusta aluksella olevalla Fourier-spektrometrillä. Phoboksen koostumuksen tutkimisen lisäksi tutkijat ovat tehneet tähän mennessä tarkimman määrityksen Marsin satelliitin massasta ja tiheydestä [100] .
Mars Express -laitteeseen asennettu MARSIS-tutka osoitti, että Marsissa on jäätikön alainen järvi , joka sijaitsee 1,5 km:n syvyydessä noin 20 km leveän etelänapakannen ( Planum Australella ) jään alla. Tästä tuli ensimmäinen tunnettu pysyvä vesistö Marsissa [101] [102] .
Marsin keinotekoiset satelliitit lentoajanCuriosity -koneisto teki 9.2.2013 ensimmäisen maaperän kairauksen 3-5 cm syvyyteen.
6. huhtikuuta 2019 Marsin pinnalle InSight-luotaimen lähelle asennettu SEIS -seismometri tallensi ensimmäisen seismisen signaalin, oletettavasti pienestä järistyksestä [104] . Vuoden 2019 kaksi voimakkainta järistystä olivat voimakkuudeltaan 3,5 ja 3,6 Richterin asteikolla. 7. ja 18. maaliskuuta 2021 SEIS-seismometri tallensi kaksi Marsin järistystä, joiden voimakkuus oli 3,3 ja 3,1 Richterin asteikolla [105] . Lähes 50 Richterin asteikolla yli 2 magnitudin järistystä, jotka on tallennettu SEIS-seismometrillä, antoivat tutkijat päätellä, että Marsin ylävaippa ulottuu noin 700–800 km:n syvyyteen ja Marsin ytimen säde vaihtelee vuodesta 1810. 1860 km:iin [106] .
Suoritetut tehtävätTehtävä | vuosi | Maa (asiakas/valmistaja) | Epäonnistumisen syy |
---|---|---|---|
" Mars 1960A " | 1960 | Neuvostoliitto | Boosterin kaatuminen |
" Mars 1960B " | 1960 | Neuvostoliitto | Boosterin kaatuminen |
" Mars 1962A " | 1962 | Neuvostoliitto | Kiihdytin ei toiminut |
" Mars-1 " | 1962 | Neuvostoliitto | Suuntausjärjestelmän vika |
" Mars 1962B " | 1962 | Neuvostoliitto | Kiihdytin ei toiminut |
" Mariner 3 " | 1964 | USA | Pääsuojusta ei ole erotettu |
" Zond-2 " | 1964 | Neuvostoliitto | Ei päässyt Marsiin |
" Mars 1969A " | 1969 | Neuvostoliitto | Boosterin kaatuminen |
" Mars 1969B " | 1969 | Neuvostoliitto | Boosterin kaatuminen |
" Mariner 8 " | 1971 | USA | Boosterin kaatuminen |
" Kosmos-419 " | 1971 | Neuvostoliitto | Kiihdytin ei toiminut |
AMS "Phobos-1" | 1988 | Neuvostoliitto | Yhteys menetetty |
Marsin tarkkailija | 1992 | USA | Yhteys menetetty |
" Mars-96 " | 1996 | Venäjä | Kiihdytin ei toiminut |
" Nozomi " | 1998 | Japani | Marsin kiertoradalle ei onnistunut |
Mars Climate Orbiter | 1999 | USA | Törmäsi yrittäessään nousta Marsin kiertoradalle |
Mars Polar Lander | 1999 | USA/Venäjä | laskeutumisonnettomuus |
Syvä avaruus 2 | 1999 | USA | Yhteys katkesi sisääntulon jälkeen |
Beagle 2 ( Mars Express -laskulaite ) | 2003 | ESA | Aurinkopaneelien epätäydellinen käyttöönotto laskeutumisen jälkeen |
" Phobos-Grunt " | 2011 | Venäjä | Ajoneuvon tietokonejärjestelmän vika; Kiihdytin ei ole päällä |
" Inho-1 " | 2011 | Kiina | Olisi pitänyt toimittaa Phobos-Grunt- tehtävälle |
" Schiaparelli " | 2016 | ESA / Venäjä | laskeutumisonnettomuus |
Marsin kiertoradalla on kahdeksan keinotekoista satelliittia:
Automaattiset asemat toimivat planeetan pinnalla:
Vuonna 1983 analysoitiin meteoriittien Shergott, Nakhlit ja Chassini (lyhennetty SNC - siirtokuntien nimien ensimmäisten kirjainten mukaan Shergotty (Shergotti) Intiassa , Nakhia (Nakla) Egyptissä ja Chassigny (Chassigny) Ranskassa , lähellä mitkä meteoriitit löydettiin vastaavasti vuosina 1865, 1911 ja 1815) osoittivat niiden olevan peräisin Marsista [108] [109] [110] . Etelämantereelta vuonna 1984 löydetty ALH84001-meteoriitti on huomattavasti muita vanhempia ja sisältää polysyklisiä aromaattisia hiilivetyjä , jotka ovat mahdollisesti biologista alkuperää. Sen uskotaan tulleen Maahan Marsista, koska siinä olevien happi-isotooppien suhde ei ole sama kuin maanpäällisissä kivissä tai ei-SNC-meteoriiteissa, vaan sama kuin EETA79001 meteoriitissa, joka sisältää laseja, joissa on kuplia. jonka jalokaasujen koostumus on erilainen kuin maan, mutta vastaa Marsin ilmakehää [111] . Vuonna 1996 ilmoitettiin, että tämä meteoriitti saattaa sisältää todisteita Marsin bakteerien mikroskooppisista fossiileista. Tämä johtopäätös on kuitenkin edelleen kiistanalainen [112] . Marsin meteoriittien kemiallinen analyysi osoittaa, että Marsin pintalämpötila on todennäköisimmin ollut veden jäätymispisteen (0 °C) alapuolella suurimman osan viimeisten 4 miljardin vuoden ajan [113] .
Marsin lisätutkimukset liittyvät kahteen pääalueeseen: planeetan tutkimuksen jatkamiseen automaattisilla avaruusaluksilla ja miehitetyn lennon toteuttamiseen Marsiin (ja mahdolliseen kolonisaatioon tulevaisuudessa).
NASAn johto on äskettäin ottanut mukaan useita tutkimusorganisaatioita, joiden tehtävänä on kehittää "parvi" tulevia Punaisen planeetan robottitutkijia . Japanin ja Alabaman yliopiston tutkijaryhmien tekemät tutkimukset ovat osoittaneet, että maahyönteisistä kopioidut pienet robotit selviävät hyvinkin epäsuotuisissa Marsin olosuhteissa. Näiden kevyiden robottien siivet voivat tarjota tarpeeksi työntövoimaa lentääkseen Marsin harvinaisen ilmakehän läpi, joka on sata kertaa ohuempi kuin Maa. Marsbees-robotit laukaistaan pienestä roverista , joka toimii niille liikkuvana tukikohtana. Tämä tukikohta lataa Marsbees-robottien akut ja tarjoaa heille kaiken tarvittavan viestinnän, välittäen kaiken keräämänsä tiedon ketjun kautta Maahan. Periaatteessa samaa työtä tekevät itse kulkijat nyt Punaisella planeetalla, mutta lentävien avustajien käyttö auttaa heitä kattamaan suurempia alueita ja keräämään enemmän tieteellistä tietoa [114] .
Vuonna 2030 Kiinan kansantasavalta suunnittelee laukaisevansa toisen ( Tianwen-1 :n jälkeen ) AMS :n tutkimaan Marsia [117] .
Miehitetty lento Marsiin on ihmisen suunniteltu lento Marsiin miehitetyllä avaruusaluksella.
Tämän ohjelman kehittäminen on jatkunut pitkään, 1950-luvulta lähtien. Neuvostoliitossa harkittiin erilaisia vaihtoehtoja avaruusaluksille miehitetylle lennolle Marsiin. Ensin kehitettiin projekti Marsin miehitetylle kompleksille (MPC) , jonka laukaisupaino on 1630 tonnia . Se oli tarkoitus koota matalalla Maan kiertoradalla N-1- kantoraketin 20-25 laukaisua varten . IPC:n palautetun osan massa olisi 15 tonnia. Tutkimusmatkan kesto oli 2,5 vuotta [118] . Tätä seurasi raskaan planeettojen välisen aluksen (TMK) kehittäminen OKB-1 :ssä osastolla Mikhail Tikhonravovin johdolla . Projektissa oli mukana kaksi insinööriryhmää: toista johti Gleb Maksimov ja toista Konstantin Feoktistov [118] . 23. kesäkuuta 1960 NKP:n keskuskomitea määräsi laukaisupäiväksi 8. kesäkuuta 1971 paluu Maahan 10. kesäkuuta 1974 , mutta sitten seurasi " kuukilpailu ", jonka aikana lentoprojekti Marsiin lopetettiin. [119] [120] .
Roskosmos aikoo suorittaa miehitetyn lennon Marsiin vuoden 2030 jälkeen. Tämän päivämäärän ilmoitti marraskuussa 2010 Roscosmosin johtaja Anatoli Perminov [121] [122] . Vuoteen 2015 asti kansallisen avaruusohjelman puitteissa tehtiin Mars-500-niminen Mars- lennon jäljitelmä Maapallolla vuosina 2007-2011.
Yhdysvaltain silloinen presidentti George Walker Bush esitteli NASAlle vuoden 2004 alussa pitkän aikavälin suunnitelman, joka keskittyi miehitetyihin tehtäviin Kuuhun ja Marsiin ja aloitti Constellation - ohjelman. Tämän ohjelman puitteissa ensimmäisenä askeleena oli luoda vuoteen 2010 mennessä Orion-avaruusalus , jolla astronautit voisivat lentää ensin Kuuhun ja sitten Marsiin. Vuodesta 2024 lähtien NASAn suunnitelmien mukaan pitäisi lisäksi ilmestyä pysyvästi asuttu kuun tukikohta , josta tulisi valmistautuminen lennolle Marsiin, ja mahdollinen matka Marsiin voisi NASAn mukaan tapahtua vuonna 2037. 2. helmikuuta 2010 tuli tiedoksi, että Yhdysvaltain miehitetty lento Kuuhun ei tapahdu budjettileikkausten vuoksi. Kun tarvittavan avaruusaluksen kehitys pysähtyi, vaikutti myös Marsin miehitetty tehtävä. Näitä ohjelmia ei lykätty, vaan ne poistettiin kokonaan ilman korvaamista [123] . Myöhemmin NASA kuitenkin palasi Constellation-ohjelman tarkistamiseen eikä sulje pois sen jatkamista.
Vuodesta 2010 lähtien Ames Research Center on myös kehittänyt Hundred-Year Starship -projektia . Projektin pääideana on lähettää ihmisiä Marsiin ikuisesti. Tämä vähentää merkittävästi lennon kustannuksia, on mahdollista ottaa enemmän rahtia ja miehistöä. Laskelmien mukaan neljän astronautin lähettäminen Marsiin ja palauttaminen maksaa saman verran kuin 20 ihmisen lähettäminen sinne ja jättäminen sinne. Koko tutkimusmatka maksaa 750 miljardia dollaria, ja se voidaan puolittaa, jos astronautteja ei tarvitse palauttaa Maahan [124] .
Sanakirjat ja tietosanakirjat | |
---|---|
Bibliografisissa luetteloissa |
Marsin tutkimus avaruusaluksilla | |
---|---|
Lentäminen | |
Orbital | |
Lasku | |
roverit | |
Marshalls | |
Suunniteltu |
|
Ehdotettu |
|
Epäonnistui |
|
Peruutettu |
|
Katso myös | |
Aktiiviset avaruusalukset on korostettu lihavoidulla |
Aurinkokunnan avaruustutkimus | |
---|---|
Muiden planeettojen tutkiminen | |
Luettelot |
|
Esineet muilla planeetoilla |
|