Välkkyä vastakkainasettelun päivinä pahaenteisen verenpunaisen värin kanssa ja aiheuttaen primitiivistä mystistä pelkoa, salaperäinen ja salaperäinen tähti, jonka muinaiset roomalaiset antoivat nimensä sodanjumalan Marsin (kreikkalaisten joukossa Ares) kunniaksi, tuskin sopisi naisen nimeen. Kreikkalaiset kutsuivat sitä myös Phaetoniksi sen "säteilevän ja loistavan" ulkonäön vuoksi. Marsin pinta johtuu kirkkaasta väristä ja "kuun" kohokuviosta, jossa on tulivuoren kraattereita, jättimäisten meteoriitin törmäysten kolhuja, laaksoja ja aavikoita.
Rataominaisuudet
Marsin elliptisen kiertoradan epäkeskisyys on 0,0934, mikä aiheuttaa eron suurimman (249 milj. km) ja vähimmäisetäisyyden (207 milj. km) välillä Auringosta, minkä ansiosta aurinkoenergiaan saapuva määrä planeetta vaihtelee 20-30 %.
Keskimääräinen kiertonopeus on 24,13 km/s. Marskiertää kokonaan Auringon 686,98 Maan vuorokaudessa, mikä ylittää Maan jakson kaksi kertaa, ja kääntyy oman akselinsa ympäri lähes samalla tavalla kuin Maa (24 tunnissa 37 minuutissa). Radan k altevuuskulma ekliptiikan tasoon on eri arvioiden mukaan 1,51 ° - 1,85 °, ja kiertoradan k altevuus päiväntasaajaan on 1,093 °. Suhteessa Auringon päiväntasaajaan Marsin kiertorata on k alteva 5,65 ° kulmassa (ja maa on noin 7 °). Planeetan päiväntasaajan merkittävä k altevuus kiertoradan tasoon nähden (25,2°) johtaa merkittäviin vuodenaikojen ilmastomuutoksiin.
Planeetan fyysiset parametrit
Aurinkokunnan planeettojen joukossa Mars on kooltaan seitsemännellä, ja etäisyydellä Auringosta mitattuna se on neljännellä sijalla. Planeetan tilavuus on 1,638 × 1011 km³ ja paino 0,105-0,108 Maan massaa (6,441023 kg), jolloin sen tiheys on noin 30 % (3,95 g/cm3). Vapaan pudotuksen kiihtyvyys Marsin päiväntasaajan alueella on 3,711-3,76 m/s². Pinta-alaksi arvioidaan 144 800 000 km². Ilmanpaine vaihtelee välillä 0,7-0,9 kPa. Painovoiman (toinen tila) voittamiseksi vaadittava nopeus on 5 072 m/s. Eteläisellä pallonpuoliskolla Marsin keskimääräinen pinta on 3–4 km korkeampi kuin pohjoisella pallonpuoliskolla.
Ilmastoolosuhteet
Marsin ilmakehän kokonaismassa on noin 2,51016 kg, mutta vuoden aikana se vaihtelee suuresti hiilidioksidia sisältävien napakansien sulamisen tai "jäätymisen" vuoksi. Keskimääräinen paine pintatasolla (noin 6,1 mbar) on lähes 160 kertaa pienempi kuin lähellä planeettamme pintaa, mutta syvissä painoissasaavuttaa 10 mbar. Eri lähteiden mukaan kausittaiset painehäviöt vaihtelevat välillä 4,0-10 mbar.
95.32 % Marsin ilmakehästä koostuu hiilidioksidista, noin 4 % on argonia ja typpeä ja happea yhdessä vesihöyryn kanssa on alle 0,2 %.
Hyvin harvinainen ilmapiiri ei voi säilyttää lämpöä pitkään. Huolimatta "kuumasta väristä", joka erottaa Marsin muista planeetoista, pinnan lämpötila putoaa -160°C napalla talvella ja päiväntasaajalla kesällä pinta voi lämmetä vain +30°C. päivällä.
Ilmasto on vuodenaikojen mukainen, kuten maan päällä, mutta Marsin kiertoradan pidentyminen johtaa merkittäviin eroihin vuodenaikojen kesto- ja lämpötilajärjestelmässä. Pohjoisen pallonpuoliskon viileä kevät ja kesä kestävät yhdessä paljon yli puolet Marsin vuodesta (371 maaliskuuta päivää), ja talvi ja syksy ovat lyhyitä ja kohtalaisia. Eteläiset kesät ovat kuumia ja lyhyitä, kun taas talvet kylmiä ja pitkiä.
Kausittainen ilmastonmuutos ilmenee selkeimmin napakansien käyttäytymisessä, joka koostuu jäästä, johon on sekoitettu hienoja, pölymäisiä kivihiukkasia. Pohjoisen napalakan etuosa voi siirtyä poispäin napasta lähes kolmanneksen päiväntasaajan etäisyydestä, ja eteläosan raja saavuttaa puolet tästä etäisyydestä.
Planeetan pinnan lämpötila määritettiin jo viime vuosisadan 20-luvun alussa lämpömittarilla, joka sijoittui tarkasti Marsiin suunnatun heijastusteleskoopin fokukseen. Ensimmäiset mittaukset (vuoteen 1924) osoittivat arvoja välillä -13 - -28 °C, ja vuonna 1976 määriteltiin lämpötilan ala- ja ylärajat.laskeutui Marsiin Viking-avaruusalus.
Marsin pölymyrskyt
Pölymyrskyjen " altistuminen", niiden laajuus ja käyttäytyminen ovat paljastaneet Marsin pitkään pitämän mysteerin. Planeetan pinta muuttaa salaperäisesti väriä ja kiehtoi tarkkailijoita muinaisista ajoista lähtien. Pölymyrskyt osoittautuivat "kameleonismin" syyksi.
Punaisella planeetalla tapahtuvat äkilliset lämpötilan muutokset aiheuttavat rehottavia rajuja tuulia, joiden nopeus on 100 m/s, ja alhainen painovoima, ilman ohuudesta huolimatta, mahdollistaa tuulet nostamaan v altavia pölymassoja korkealle yli 10 km.
Pölymyrskyjä ruokkii myös ilmakehän paineen jyrkkä nousu, joka johtuu jäätyneen hiilidioksidin haihtumisesta talven napakorkeista.
Pölymyrskyt, kuten Marsin pinnasta otetut kuvat osoittavat, painuvat spatiaalisesti kohti napapintoja ja voivat peittää v altavia alueita, jotka kestävät jopa 100 päivää.
Toinen pölyinen näky, jonka Mars johtuu epätavallisista lämpötilan muutoksista, ovat tornadot, jotka toisin kuin maalliset "kollegat" vaeltavat paitsi aavikkoalueilla, myös isännöivät tulivuoren kraatterien ja törmäyssuppiloiden rinteillä, ymmärrettynä. ylöspäin 8 km asti. Niiden jäljet osoittautuivat jättimäisiksi haararaidallisiksi piirroksiksi, jotka pysyivät salaperäisinä pitkään.
Pölymyrskyjä ja tornadoja esiintyy pääasiassa suurten oppositioiden aikana, jolloin eteläisellä pallonpuoliskolla kesä osuu Marsin kulkuun Aurinkoa lähimpänä olevan kiertoradan pisteen kautta.planeetat (perihelion).
Vuodesta 1997 lähtien planeetta kiertäneen Mars Global Surveyor -avaruusaluksen , ottamat kuvat Marsin pinnasta osoittautuivat erittäin hedelmällisiksi tornadoille.
Jotkut tornadot jättävät jälkiä, pyyhkäisevät pois tai imevät sisään löysän pintakerroksen hienojakoisia maahiukkasia, toiset eivät jätä edes "sormenjälkiä", toiset piirtävät raivoissaan monimutkaisia hahmoja, joiden vuoksi heitä kutsuttiin pölypaholaisiksi. Pyörteet toimivat pääsääntöisesti yksin, mutta ne eivät myöskään kiellä ryhmä "edustustuksia".
Helpotusominaisuudet
Todennäköisesti jokainen, joka aseistettuna tehokkaalla kaukoputkella katsoi Marsia ensimmäistä kertaa, planeetan pinta muistutti välittömästi kuun maisemaa, ja monilla alueilla tämä on totta, mutta silti Marsin geomorfologia on erikoinen ja ainutlaatuinen.
Planeetan kohokuvion alueelliset piirteet johtuvat sen pinnan epäsymmetrisyydestä. Pohjoisen pallonpuoliskon vallitsevat tasaiset pinnat ovat 2–3 km ehdollisen nollatason alapuolella, ja eteläisellä pallonpuoliskolla kraatterien, laaksojen, kanjonien, painaumien ja kukkuloiden monimutkaisempi pinta on 3–4 km pohjatason yläpuolella. Kahden pallonpuoliskon välistä siirtymävyöhykettä, leveys 100–500 km, ilmaistaan morfologisesti voimakkaasti eroosoituneella, lähes 2 km korkealla jättiläismurskalla, joka peittää ympärysmitt altaan lähes 2/3 planeetan pinta-alasta.
Marsin pintaa kuvaavat vallitsevat maamuodot on esitettytäynnä eri syntyperäisiä kraattereita, ylänköjä ja syvennyksiä, pyöreiden painaumien törmäysrakenteita (monirengas altaita), lineaarisesti pitkänomaisia ylänköjä (harjuja) ja epäsäännöllisen muotoisia jyrkkiä altaita.
Tasaiset nousut jyrkät reunat (mesat), laajat litteät kraatterit (kilpitulivuoret) kuluneine rinteineen, mutkittelevia laaksoja sivujokineen ja oksineen, tasaiset ylänköt (tasangot) ja satunnaisesti vuorottelevia kanjonimaisia laaksoja (sokkeloita)) ovat yleisiä.
Marsille on ominaista uppoavat syvennykset, joissa on kaoottinen ja muodoton kohokuvio, laajennetut, monimutkaisesti rakennetut askelmat (virheet), sarja rinnakkaisia harjuja ja uurteita sekä laajat tasangot, jotka näyttävät täysin "maanpäällisiltä".
Rengasmaiset kraatteri altaat ja suuret (halkaisij altaan yli 15 km) kraatterit ovat morfologisia piirteitä suurella osalla eteläistä pallonpuoliskoa.
Planeetan korkeimmat alueet, joilla on nimi Tharsis ja Elysium, sijaitsevat pohjoisella pallonpuoliskolla ja edustavat v altavia vulkaanisia ylängöjä. Tasaisen ympäristön yläpuolelle lähes 6 km kohoava Tharsiksen tasango ulottuu 4000 km pituusasteelle ja 3000 km leveysasteelle. Tasangolla on 4 jättimäistä tulivuorta, joiden korkeus on 6,8 km (Alba-vuori) - 21,2 km (Olympus-vuori, halkaisija 540 km). Vuorten (tulivuorten) huiput Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) ja Arsia (Arsia) ovat vastaavasti 14, 18 ja 19 km korkeudessa. Mount Alba seisoo yksin luoteeseen tiukasta muiden tulivuorten rivistä jaSe on kilpivulkaaninen rakenne, jonka halkaisija on noin 1500 km. Tulivuori Olympus (Olympus) - korkein vuori ei vain Marsissa, vaan koko aurinkokunnassa.
Kaksi laajaa meridionaalista alankoa rajoittuu Tharsiksen maakuntaan idästä ja lännestä. Amazonia-nimisen läntisen tasangon pintamerkit ovat lähellä planeetan nollatasoa, ja itäisen laman alimmat osat (Chris Plain) ovat 2-3 km nollatason alapuolella.
Marsin päiväntasaajan alueella on Elysiumin toiseksi suurin vulkaaninen ylängö, jonka halkaisija on noin 1500 km. Tasango kohoaa 4–5 km pohjan yläpuolelle ja siinä on kolme tulivuorta (varsinainen Elysium-vuori, Albor Dome ja Hekate-vuori). Korkein Mount Elysium on kasvanut 14 kilometriin.
Tharsiksen tasangon itäpuolella päiväntasaajan alueella jättimäinen halkeama laaksojen (kanjonien) järjestelmä Mariner ulottuu Marsin mittakaavassa (melkein 5 km) ja ylittää yhden suurimmista Grandin pituuksista. Kanjonit maan päällä lähes 10 kertaa ja 7 kertaa leveämpiä ja syvempiä. Laaksojen keskileveys on 100 kilometriä ja niiden sivujen lähes pelkät reunukset saavuttavat 2 kilometrin korkeuden. Rakenteiden lineaarisuus osoittaa niiden tektonisen alkuperän.
Eteläisen pallonpuoliskon korkeuksissa, joissa Marsin pinta on yksinkertaisesti täynnä kraattereita, on planeetan suurimmat pyöreät iskupaalutukset, joiden nimet ovat Argir (noin 1500 km) ja Hellas (2300 km).
Hellaksen tasanko on syvempi kuin kaikki planeetan syvennykset (lähes 7000 m keskitason alapuolella), ja Argirin tasangon ylitys onsuhteessa ympäröivän mäen tasoon on 5,2 km. Samanlainen pyöreä alango, Isisin tasanko (halkaisij altaan 1100 km), sijaitsee planeetan itäisen pallonpuoliskon päiväntasaajan alueella ja on pohjoisessa Elysian tasangon vieressä.
Marsissa tunnetaan vielä noin 40 tällaista monirengasallasta, mutta kooltaan pienempiä.
Pohjoisella pallonpuoliskolla on planeetan suurin alango (Northern Plain), joka rajoittuu napa-alueeseen. Tasangot ovat planeetan pinnan nollatason alapuolella.
Eolian maisemat
Maan pintaa olisi vaikea kuvailla muutamalla sanalla viittaamalla planeettaan kokonaisuutena, mutta saada käsitys siitä, millainen pinta Marsilla on, jos vain soitat se on eloton ja kuiva, punertavanruskea, kivinen hiekkainen autiomaa, koska planeetan leikattua kohokuviota tasoittavat löysät tulvakerrostumat.
Eolian maisemat, jotka koostuvat hiekka-hienohietoisesta materiaalista, jossa on pölyä ja jotka muodostuvat tuulen vaikutuksesta, peittävät lähes koko planeetan. Nämä ovat tavallisia (kuten maan päällä) dyynejä (poikittaisia, pitkittäisiä ja diagonaalisia), joiden koko vaihtelee muutamasta sadasta metristä 10 kilometriin, sekä napakansien kerrostettuja eolisia jäätiköitä. "Aeoluksen luoma" erityinen reliefi rajoittuu suljettuihin rakenteisiin - suurten kanjonien ja kraatterien pohjaan.
Tuuleen morfologinen aktiivisuus, joka määrää Marsin pinnan erityispiirteet, ilmeni voimakkaanaeroosio (deflaatio), joka johti tunnusomaisten, "kaiverrettujen" pintojen muodostumiseen solu- ja lineaarisilla rakenteilla.
Laminoidut eoli-jäätikkömuodostelmat, jotka koostuvat jäästä, johon on sekoittunut sade, peittävät planeetan napakannet. Niiden tehoksi on arvioitu useita kilometrejä.
Pinnan geologiset ominaisuudet
Yhden Marsin nykyaikaisesta koostumuksesta ja geologisesta rakenteesta olemassa olevan hypoteesin mukaan pienikokoinen sisäydin, joka koostuu pääasiassa raudasta, nikkelistä ja rikistä, sulasi ensin planeetan primääriaineesta. Sitten ytimen ympärille muodostui noin 1000 km:n paksuinen homogeeninen litosfääri kuoren kanssa, jossa aktiivinen vulkaaninen toiminta todennäköisesti jatkuu tänäänkin, kun yhä uusia magman osia irtoaa pintaan. Marsin kuoren paksuudeksi on arvioitu 50-100 km.
Siitä lähtien, kun ihminen alkoi tarkastella kirkkaimpia tähtiä, tiedemiehet, kuten kaikki ihmiset, jotka eivät ole välinpitämättömiä yleismaailmallisille naapureille, muiden mysteerien ohella, olivat ensisijaisesti kiinnostuneita siitä, mikä pinta Marsilla on.
Lähes koko planeetta on peitetty kerroksella ruskehtavan kellertävän punaista pölyä, joka on sekoitettu hienojakoiseen ja hiekkaiseen materiaaliin. Irtonaisen maan pääkomponentit ovat silikaatit, joissa on runsaasti rautaoksideja, jotka antavat pinnalle punertavan sävyn.
Avaruusaluksilla tehtyjen lukuisten tutkimusten tulosten mukaan planeetan pintakerroksen irtonaisten kerrostumien alkuainekoostumuksen vaihtelut eivät ole niin merkittäviä, että ne viittaavat vuorten mineraalikoostumukseen.kivet, jotka muodostavat Marsin kuoren.
Maaperän keskimääräinen piin (21 %), raudan (12,7 %), magnesiumin (5 %), kalsiumin (4 %), alumiinin (3 %), rikin (3,1 %) pitoisuus sekä kalium ja kloori (<1%) osoittivat, että pinnan irtonaisten kerrostumien perustana ovat peruskoostumuksen magmaisten ja vulkaanisten kivien tuhoutumistuotteet lähellä maan bas altteja. Aluksi tiedemiehet epäilivät planeetan kivikuoren merkittävää eroa mineraalikoostumuksen suhteen, mutta Mars Exploration Rover (USA) -projektin osana suoritetut Marsin kallioperän tutkimukset johtivat sensaatiomaiseen maanpäällisten analogien löytöihin. andesiitit (keskikokoiset kivit).
Tämä löytö, jonka myöhemmin vahvistivat lukuisat samank altaisten kivien löydöt, teki mahdolliseksi päätellä, että Marsilla, kuten Maalla, voi olla erilainen kuori, mistä on osoituksena merkittävä alumiinin, piin ja kaliumin pitoisuus.
Avaruusaluksilla otettujen kuvien v altavan määrän perusteella on mahdollista arvioida, mistä Marsin pinta koostuu, magmaisten ja vulkaanisten kivien lisäksi vulkaanis-sedimenttikivien ja sedimenttiesiintymien esiintyminen. planeetta, jotka tunnistetaan tyypillisestä levymäisestä erottelusta ja paljastumapaljastuksista.
Kivien kerrostumisen luonne voi viitata niiden muodostumiseen merissä ja järvissä. Sedimenttikivialueita on havaittu monissa paikoissa planeetalla, ja niitä löytyy useimmiten v altavista kraattereista.
Tutkijat eivät sulje pois Marsin pölynsä saostumien "kuivaa" muodostumista edelleenlitifikaatio (kivettyminen).
Ikuroutamuodostelmat
Erityisen paikan Marsin pinnan morfologiassa ovat ikiroutamuodostelmat, joista suurin osa on ilmaantunut planeetan geologisen historian eri vaiheissa tektonisten liikkeiden ja ulkoisten tekijöiden vaikutuksen seurauksena.
Useiden avaruuskuvien tutkimuksen perusteella tutkijat päättelivät yksimielisesti, että vedellä on merkittävä rooli Marsin ulkonäön muokkaamisessa tulivuoren toiminnan ohella. Tulivuorenpurkaukset johtivat jääpeiteen sulamiseen, mikä puolestaan vaikutti vesieroosion kehittymiseen, jonka jälkiä on näkyvissä tänäkin päivänä.
Se tosiasia, että Marsin ikirouta muodostui jo planeetan geologisen historian varhaisemmissa vaiheissa, todistavat napakansien lisäksi myös erityiset maastomuodot, jotka muistuttavat maisemaa maan ikiroutavyöhykkeillä.
Portex-tyyppiset muodostelmat, jotka näyttävät satelliittikuvissa kerroksilta planeetan napa-alueilla, ovat lähikuvassa terasseja, reunuksia ja syvennyksiä, jotka muodostavat erilaisia muotoja.
Useiden kilometrien paksuiset napakuoren kerrostumat koostuvat hiilidioksidi- ja vesijääkerroksista, jotka ovat sekoittuneet lieteiseen ja hienojakoiseen materiaaliin.
Marsin ekvatoriaaliselle vyöhykkeelle tyypilliset uppoamismuodot liittyvät kryogeenisten kerrosten tuhoutumisprosessiin.
Vesi Marsissa
Suurin osalla Marsin pintaa vettä ei voi esiintyä nesteessätila matalapaineen takia, mutta joillakin alueilla, joiden kokonaispinta-ala on noin 30 % planeetan pinta-alasta, NASAn asiantuntijat myöntävät nestemäisen veden läsnäolon.
Punaisen planeetan luotettavasti vakiintuneet vesivarat ovat keskittyneet pääasiassa maanpinnan lähellä olevaan ikiroudan (kryosfäärin) kerrokseen, jonka paksuus on jopa useita satoja metrejä.
Tutkijat eivät sulje pois nestemäisen veden jäännösjärvien olemassaoloa ja napakansien alla. Marsin kryolitosfäärin arvioituun tilavuuteen perustuen vesi(jää)varantojen arvioidaan olevan noin 77 miljoonaa km³, ja jos otetaan huomioon sulaneiden kivien todennäköinen tilavuus, tämä luku voi laskea 54 miljoonaan km³.
Lisäksi ollaan sitä mieltä, että kryolitosfäärin alla voi olla kerroksia, joissa on v altavia suolavesivarantoja.
Monet tosiasiat viittaavat veden esiintymiseen planeetan pinnalla menneisyydessä. Päätodistajat ovat mineraalit, joiden muodostuminen edellyttää veden osallistumista. Ensinnäkin se on hematiittia, savimineraaleja ja sulfaatteja.
Marsin pilvet
Veden kokonaismäärä "kuivuneen" planeetan ilmakehässä on yli 100 miljoonaa kertaa pienempi kuin maan päällä, ja silti Marsin pinta on peitetty, vaikkakin harvinaisia ja huomaamattomia, mutta todellisia ja jopa sinertäviä pilviä koostuu kuitenkin jääpölystä. Pilvisyys muodostuu laajalla korkeusalueella 10-100 km ja keskittyy pääasiassa päiväntasaajan vyöhykkeelle, harvoin yli 30 km.
Jääsumut ja pilvet ovat yleisiä myös napareiden lähellä talvella (napa-usu), mutta täällä ne voivat"pudota" alle 10 km.
Pilvet voivat muuttua vaaleanpunaisiksi, kun jäähiukkaset sekoittuvat pinn alta nousevan pölyn kanssa.
Pilviä on tallennettu monenlaisia muotoja, mukaan lukien a altoilevia, raidallisia ja cirruspilviä.
Marsin maisema ihmisen korkeudelta
Ensimmäistä kertaa nähdä, miltä Marsin pinta näyttää pitkän miehen (2,1 m) korkeudelta, salli kameralla aseistetun Curiosity Roverin "käsivarren" vuonna 2012. Robotin hämmästyneen katseen eteen ilmestyi "hiekkainen", sora-sorainen tasango, jossa oli pieniä mukulakiviä, harvinaisia litteitä paljastumia, mahdollisesti kallioperää, vulkaanisia kiviä.
Tylsän ja yksitoikkoisen kuvan toiselta puolelta elävöitti Gale-kraatterin reunan mäkinen harju ja toisella puolella loivasti k alteva 5,5 kilometriä korkea Mount Sharp massa, joka oli kohteena. avaruusaluksen metsästys.
Suunnitellessaan reittiä kraatterin pohjaa pitkin hankkeen tekijät eivät ilmeisesti edes epäilleet, että Curiosity-kulkijan ottama Marsin pinta olisi niin monimuotoinen ja heterogeeninen, toisin kuin odotus nähdä vain tylsä ja yksitoikkoinen aavikko.
Matkalla Mount Sharpiin robotin täytyi voittaa murtuneet, levymäiset tasaiset pinnat, loivasti porrastetut vulkaanisten sedimenttikivien rinteet (lastujen kerroksellisesta rakenteesta päätellen) sekä tumman sinertävän lohkon sortumat. vulkaanisia kiviä, joilla on solupinta.
Laite ampui matkan varrella "ylhäältä osoitettuja" kohteita (mukulakiviä) laserpulsseilla ja porattiin pieniä kaivoja (enintään 7 cm syvyyteen) tutkiakseen näytteiden materiaalikoostumusta. Saadun materiaalin analyysi osoitti peruskoostumuksellisille kiville (bas altit) tyypillisten kiviä muodostavien alkuaineiden pitoisuuksien lisäksi rikin, typen, hiilen, kloorin, metaanin, vedyn ja fosforin yhdisteiden läsnäoloa, eli "elämän osat".
Lisäksi löydettiin savimineraaleja, jotka muodostuivat neutraalin happamuuden ja alhaisen suolapitoisuuden omaavan veden läsnä ollessa.
Näiden tietojen ja aiemmin saatujen tietojen perusteella tiedemiehet olivat taipuvaisia päättelemään, että miljardeja vuosia sitten Marsin pinnalla oli nestemäistä vettä ja ilmakehän tiheys on paljon suurempi kuin nykyään.
Marsin aamutähti
Aina siitä lähtien, kun Mars Global Surveyor -avaruusalus kiersi punaista planeettaa 139 miljoonan kilometrin etäisyydellä maailman ympäri toukokuussa 2003, maapallo näyttää tältä Marsin pinn alta.
Mutta itse asiassa planeettamme näyttää sieltä suunnilleen sam alta kuin näemme Venuksen aamu- ja iltatunneilla, vain hehkuvana Marsin taivaan ruskehtavassa mustuudessa, yksinäisenä (heikosti erottuvaa Kuuta lukuun ottamatta) pieni piste. on hieman kirkkaampi kuin Venus.
Ensimmäinen kuva maasta pinnasta olitehty pikkutunneilla Spirit-mönkijältä maaliskuussa 2004, ja Maa poseerasi "käsi kädessä Kuun kanssa" Curiosity-avaruusalukselle vuonna 2012, ja se osoittautui jopa "kaunimmaksi" kuin ensimmäisellä kerralla.
