Meşum kan kırmızısı bir renkle yüzleşme günlerinde titreyen ve ilkel mistik korkuya neden olan, eski Romalıların savaş tanrısı Mars'ın (Yunanlılar arasında Ares) onuruna adını verdiği gizemli ve gizemli yıldız, bir kadın ismine pek uymaz. Yunanlılar buna, Mars'ın yüzeyinin parlak rengine ve volkanik kraterler, dev göktaşı çarpmalarından, vadiler ve çöllerden oluşan çukurlara sahip "ay" kabartmasına borçlu olduğu "parlak ve parlak" görünümünden dolayı Phaeton adını verdiler.
Yörünge özellikleri
Mars'ın eliptik yörüngesinin eksantrikliği 0,0934'tür ve bu nedenle Güneş'e olan maksimum (249 milyon km) ve minimum (207 milyon km) mesafeler arasındaki farka neden olur, bu nedenle Güneş'e giren güneş enerjisi miktarı gezegen %20-30 arasında değişir.
Ortalama yörünge hızı 24,13 km/s'dir. MarsGüneş'in çevresini 686.98 Dünya gününde, Dünya'nın periyodunu iki kez aşan bir sürede tamamen dolanmakta ve kendi ekseni etrafında Dünya ile hemen hemen aynı şekilde (24 saat 37 dakikada) dönmektedir. Çeşitli tahminlere göre yörüngenin ekliptik düzlemine eğim açısı 1.51 ° ila 1.85 ° arasında belirlenir ve yörüngenin ekvatora eğimi 1.093 ° 'dir. Güneş'in ekvatoruna göre, Mars'ın yörüngesi 5,65 ° 'lik bir açıyla eğimlidir (ve Dünya yaklaşık 7 °'dir). Gezegenin ekvatorunun yörünge düzlemine (25.2°) önemli bir eğimi, önemli mevsimsel iklim değişikliklerine yol açar.
Gezegenin fiziksel parametreleri
Güneş sisteminin gezegenleri arasında Mars büyüklük bakımından yedinci sırada, Güneş'e olan uzaklık bakımından ise dördüncü sırada yer alıyor. Gezegenin hacmi 1.638×1011 km³ ve ağırlığı 0.105-0.108 Dünya kütlesi (6.441023 kg), yoğunluğu yaklaşık %30 (3.95 g/cm3) verir.). Mars'ın ekvator bölgesindeki serbest düşüş ivmesi 3.711 ile 3.76 m/s² aralığında belirlenir. Yüzey alanının 144.800.000 km² olduğu tahmin edilmektedir. Atmosferik basınç 0,7-0,9 kPa içinde dalgalanıyor. Yerçekimini (ikinci boşluk) yenmek için gereken hız 5.072 m/s'dir. Güney yarım kürede, Mars'ın ortalama yüzeyi kuzey yarım küredekinden 3-4 km daha yüksektir.
İklim koşulları
Mars atmosferinin toplam kütlesi yaklaşık 2,51016 kg'dır, ancak yıl boyunca karbondioksit içeren kutup kapaklarının erimesi veya "donması" nedeniyle büyük ölçüde değişir. Yüzey seviyesindeki ortalama basınç (yaklaşık 6,1 mbar), gezegenimizin yüzeyine göre neredeyse 160 kat daha azdır, ancak derin çöküntülerde10 mbar'a ulaşır. Çeşitli kaynaklara göre mevsimsel basınç düşüşleri 4.0 ile 10 mbar arasında değişmektedir.
Mars atmosferinin %95,32'si karbondioksitten, yaklaşık %4'ü argon ve nitrojenden ve oksijenle birlikte su buharı %0,2'den azdır.
Çok nadir bulunan bir atmosfer, ısıyı uzun süre tutamaz. Mars gezegenini diğerlerinden ayıran "sıcak rengine" rağmen, yüzeydeki sıcaklık kışın kutupta -160°C'ye düşerken, yaz aylarında ekvatorda yüzey sadece +30°C'ye kadar ısınabilir. gündüz.
İklim, tıpkı Dünya'daki gibi mevsimseldir, ancak Mars'ın yörüngesinin uzaması, mevsimlerin süresi ve sıcaklık rejiminde önemli farklılıklara yol açar. Kuzey yarımkürenin serin baharı ve yazı birlikte, Mars yılının yarısından (371 Mart günü) çok daha fazla sürer ve kış ve sonbahar kısa ve ılımandır. Güney yazları sıcak ve kısa, kışlar ise soğuk ve uzundur.
Mevsimsel iklim değişiklikleri en açık şekilde, buz ve ince, toz benzeri kaya parçacıklarının karışımından oluşan kutup başlıklarının davranışında kendini gösterir. Kuzey kutup başlığının önü, kutuptan ekvatora olan mesafenin neredeyse üçte biri kadar uzaklaşabilir ve güney kutup başlığının sınırı bu mesafenin yarısına ulaşır.
Gezegenin yüzeyindeki sıcaklık, geçen yüzyılın 20'li yıllarının başlarında, tam olarak Mars'a yönelik bir yansıtıcı teleskopun odağına yerleştirilmiş bir termometre tarafından belirlendi. İlk ölçümler (1924'e kadar) -13 ila -28 ° C arasındaki değerleri gösterdi ve 1976'da alt ve üst sıcaklık limitleri belirlendi. Viking uzay aracıyla Mars'a indi.
Marslı toz fırtınaları
Toz fırtınalarının "maruz kalması", boyutları ve davranışları, Mars'ın uzun süredir elinde tuttuğu bir gizemi ortaya çıkardı. Gezegenin yüzeyi gizemli bir şekilde renk değiştirerek eski zamanlardan beri gözlemcileri cezbediyor. Toz fırtınalarının "bukalemunizm" nedeni olduğu ortaya çıktı.
Kızıl Gezegendeki ani sıcaklık değişiklikleri, hızı 100 m / s'ye ulaşan şiddetli şiddetli rüzgarlara neden olur ve havanın inceliğine rağmen düşük yerçekimi, rüzgarların büyük toz kütlelerini bir yüksekliğe yükseltmesine izin verir. 10 km'den fazla.
Toz fırtınaları ayrıca kış kutup başlıklarından donmuş karbondioksitin buharlaşmasının neden olduğu atmosferik basınçtaki keskin artıştan da beslenir.
Toz fırtınaları, Mars yüzeyinin görüntülerinde gösterildiği gibi, uzaysal olarak kutup başlıklarına doğru çekilir ve 100 güne kadar sürebilen devasa alanları kaplayabilir.
Mars'ın anormal sıcaklık değişimlerine borçlu olduğu bir diğer tozlu manzara, dünyevi "meslektaşların" aksine, yalnızca çöl alanlarında değil, aynı zamanda volkan kraterlerinin ve çarpma hunilerinin yamaçlarında da ev sahipliği yapan hortumlardır. yukarı 8 km'ye kadar. İzleri, uzun süre gizemli kalan dev dallı çizgili çizimlere dönüştü.
Toz fırtınaları ve kasırgalar, esas olarak güney yarımkürede yaz, Mars'ın Güneş'e en yakın yörünge noktasından geçiş dönemine düştüğü büyük karşıtlıklar sırasında meydana gelir.gezegenler (günberi).
1997'den beri gezegenin yörüngesinde dönen Mars Global Surveyor uzay aracı, tarafından çekilen Mars yüzeyinin görüntüleri, hortumlar için oldukça verimli olduğu ortaya çıktı.
Bazı kasırgalar, ince toprak parçacıklarından oluşan gevşek bir yüzey tabakasını süpürerek veya emerek iz bırakır, diğerleri "parmak izi" bile bırakmaz, diğerleri öfkeyle, toz şeytanları olarak adlandırılan karmaşık figürler çizer. Kasırgalar kural olarak tek başlarına çalışırlar, ancak grup "temsillerini" de reddetmezler.
Kabartma özellikleri
Muhtemelen, güçlü bir teleskopla donanmış, Mars'a ilk kez bakan herkes, gezegenin yüzeyi hemen ay manzarasına benziyordu ve birçok alanda bu doğru, ancak yine de Mars'ın jeomorfolojisi tuhaf ve benzersiz.
Gezegenin kabartmasının bölgesel özellikleri, yüzeyinin asimetrisinden kaynaklanmaktadır. Kuzey yarımkürenin baskın düz yüzeyleri şartlı sıfır seviyesinin 2-3 km altındadır ve güney yarımkürede kraterler, vadiler, kanyonlar, çöküntüler ve tepelerle karmaşık yüzey taban seviyesinin 3-4 km üzerindedir. 100-500 km genişliğindeki iki yarım küre arasındaki geçiş bölgesi, morfolojik olarak, neredeyse 2 km yüksekliğinde, gezegenin çevresinin neredeyse 2/3'ünü kaplayan ve bir fay sistemi tarafından izlenen, oldukça aşınmış dev bir sarplıkla ifade edilir.
Mars'ın yüzeyini karakterize eden baskın yer şekilleri sunulmaktadırçeşitli oluşumların kraterleri, yaylalar ve çöküntüler, dairesel çöküntülerin (çok halkalı havzalar), doğrusal olarak uzun yaylalar (sırtlar) ve düzensiz şekilli dik havzaların etki yapıları.
Dik kenarlı düz tepeli yükselmeler (mesalar), aşınmış eğimli geniş düz kraterler (kalkan volkanları), kolları ve dalları olan kıvrımlı vadiler, düzleştirilmiş yaylalar ve rastgele değişen kanyon benzeri vadiler (labirentler)) yaygındır.
Mars'ın özelliği, kaotik ve şekilsiz bir kabartma, genişletilmiş, karmaşık bir şekilde inşa edilmiş basamaklar (faylar), bir dizi paralel olmayan sırt ve oluklar ve ayrıca tamamen "karasal" bir görünüme sahip geniş ovalar ile batan çöküntülerdir.
Anüler krater havzaları ve büyük (15 km çapında) kraterler, güney yarımkürenin çoğunun tanımlayıcı morfolojik özellikleridir.
Tharsis ve Elysium adlı gezegenin en yüksek bölgeleri kuzey yarımkürede bulunur ve devasa volkanik yaylaları temsil eder. Yaklaşık 6 km boyunca düz çevre üzerinde yükselen Tharsis Platosu, 4000 km boylam ve 3000 km enlem boyunca uzanır. Platoda 6,8 km (Alba Dağı) ile 21.2 km (Olimpos Dağı, çapı 540 km) arasında değişen 4 dev volkan vardır. Dağların (volkanlar) zirveleri Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) ve Arsia (Arsia) sırasıyla 14, 18 ve 19 km yüksekliktedir. Alba Dağı, diğer volkanların katı bir sırasının kuzeybatısında tek başına duruyor veYaklaşık 1500 km çapında bir kalkan volkanik yapıdır. Volkan Olympus (Olympus) - sadece Mars'taki değil, tüm güneş sistemindeki en yüksek dağ.
İki büyük meridyen ovası, doğudan ve batıdan Tharsis eyaletine bitişiktir. Amazonia adı verilen batı ovasının yüzey izleri gezegenin sıfır seviyesine yakın ve doğu depresyonunun (Chris Plain) en alt kısımları sıfır seviyesinin 2-3 km altındadır.
Mars'ın ekvator bölgesinde, yaklaşık 1500 km çapında, Elysium'un ikinci en büyük volkanik dağlık bölgesi bulunur. Plato, tabanın 4-5 km üzerinde yükselir ve üç yanardağ taşır (Elysium Dağı, Albor Dome ve Hekate Dağı). En yüksek Elysium Dağı 14 km'ye ulaştı.
Ekvator bölgesindeki Tharsis platosunun doğusunda, dev bir yarık benzeri vadiler (kanyonlar) sistemi Mariner, Mars ölçeği boyunca uzanır (neredeyse 5 km), en büyük Grand platolarından birinin uzunluğunu aşar. Dünyadaki kanyonlar neredeyse 10 kat, 7 kat daha geniş ve daha derin. Vadilerin ortalama genişliği 100 km'dir ve yanlarının neredeyse dik çıkıntıları 2 km yüksekliğe ulaşır. Yapıların doğrusallığı, tektonik kökenlerini gösterir.
Mars yüzeyinin basitçe kraterlerle dolu olduğu güney yarımkürenin yüksekliklerinde, Argir (yaklaşık 1500 km) ve Hellas (2300 km) adlarıyla gezegendeki en büyük dairesel şok çöküntüleri vardır..
Hellas Ovası, gezegenin tüm çöküntülerinden daha derindir (ortalama seviyenin neredeyse 7000 m altında) ve Argir Ovası'nın fazlalığıçevredeki tepenin seviyesine göre 5.2 km'dir. Benzer bir yuvarlak ova olan İsis Ovası (1100 km çapında), gezegenin doğu yarımküresinin ekvator bölgesinde yer alır ve kuzeyde Elysian Ovası'na bitişiktir.
Mars'ta, bu türden yaklaşık 40 tane daha çok halkalı havza bilinmektedir, ancak boyutları daha küçüktür.
Kuzey yarımkürede, kutup bölgesini çevreleyen gezegendeki en büyük ovadır (Kuzey Ovası). Ova işaretleri, gezegen yüzeyinin sıfır seviyesinin altında.
Eolie manzaraları
Dünyanın yüzeyini bir bütün olarak gezegene atıfta bulunarak birkaç kelimeyle anlatmak zor, ancak Mars'ın nasıl bir yüzeye sahip olduğu hakkında bir fikir edinmek, cansız ve kuru, kırmızımsı-kahverengi, kayalık kumlu çöl, çünkü gezegenin parçalara ayrılmış kabartması gevşek alüvyon birikintileri tarafından düzeltiliyor.
Rüzgar hareketinin bir sonucu olarak oluşan ve tozlu kumlu-ince siltli malzemeden oluşan Eolie manzaraları neredeyse tüm gezegeni kaplar. Bunlar, büyüklükleri birkaç yüz metreden 10 km'ye kadar değişen sıradan (yeryüzünde olduğu gibi) kum tepeleri (enine, boyuna ve çapraz) ve ayrıca kutup başlıklarının katmanlı eolian-buzul birikintileridir. "Aeolus tarafından yaratılan" özel kabartma, büyük kanyonların ve kraterlerin dipleri olan kapalı yapılarla sınırlıdır.
Mars yüzeyinin kendine özgü özelliklerini belirleyen rüzgarın morfolojik aktivitesi, yoğun bir şekilde kendini gösterdi.hücresel ve doğrusal yapılara sahip karakteristik, "oyulmuş" yüzeylerin oluşumuyla sonuçlanan erozyon (deflasyon).
Yağışla karıştırılmış buzdan oluşan lamine eolian-buzul oluşumları, gezegenin kutup başlıklarını kaplar. Güçlerinin birkaç kilometre olduğu tahmin ediliyor.
Yüzeyin jeolojik özellikleri
Mars'ın modern bileşimi ve jeolojik yapısıyla ilgili mevcut hipotezlerden birine göre, esas olarak demir, nikel ve kükürtten oluşan küçük boyutlu iç çekirdek, önce gezegenin birincil maddesinden eridi. Daha sonra, çekirdeğin etrafında, kabukla birlikte yaklaşık 1000 km kalınlığında homojen bir litosfer oluştu ve muhtemelen aktif volkanik aktivite, bugün her zaman yeni magma bölümlerinin yüzeye püskürtülmesiyle devam ediyor. Mars kabuğunun kalınlığının 50-100 km olduğu tahmin ediliyor.
İnsan en parlak yıldızlara bakmaya başladığından beri, bilim adamları, diğer gizemlerin yanı sıra, evrensel komşulara kayıtsız olmayan tüm insanlar gibi, öncelikle Mars'ın yüzeyinin ne olduğuyla ilgilendiler.
Neredeyse tüm gezegen, ince siltli ve kumlu malzeme ile karıştırılmış kahverengimsi-sarımsı-kırmızı bir toz tabakasıyla kaplıdır. Gevşek toprağın ana bileşenleri, yüzeye kırmızımsı bir renk veren büyük miktarda demir oksit katkılı silikatlardır.
Uzay aracı tarafından yürütülen çok sayıda çalışmanın sonuçlarına göre, gezegenin yüzey tabakasının gevşek tortularının elementel bileşimindeki dalgalanmalar, dağların çok çeşitli mineral bileşimini önerecek kadar önemli değil. Mars kabuğunu oluşturan kayalar.
Toprakta bulunan ortalama silikon (%21), demir (%12.7), magnezyum (%5), kalsiyum (%4), alüminyum (%3), kükürt (%3.1) ve ayrıca potasyum ve klor (%<1), yüzeydeki gevşek tortuların temelinin, dünyanın baz altlarına yakın, temel bileşimdeki magmatik ve volkanik kayaların yok edilmesinin ürünleri olduğunu belirtti. İlk başta, bilim adamları, mineral bileşimi açısından gezegenin taş kabuğunun önemli farklılaşmasından şüphe duydular, ancak Mars Keşif Aracı (ABD) projesinin bir parçası olarak yürütülen Mars'ın ana kayalarının çalışmaları, karasal analogların sansasyonel keşfine yol açtı. andezitler (ara bileşimli kayalar).
Daha sonra benzer kayaların sayısız bulgusu ile doğrulanan bu keşif, önemli alüminyum, silikon ve potasyum içeriğiyle kanıtlandığı gibi, Mars'ın da Dünya gibi farklılaşmış bir kabuğa sahip olabileceği yargısına varmayı mümkün kıldı.
Uzay aracı tarafından çekilen ve Mars yüzeyinin nelerden oluştuğunu yargılamayı mümkün kılan çok sayıda görüntüye dayanarak, volkanik ve volkanik kayaçlara ek olarak, volkanik-tortul kayaçların ve tortul tortuların varlığı açıktır. karakteristik plato ayrımı ve çıkıntıların katmanlanma parçaları ile tanınan gezegen.
Kayaların katmanlarının doğası, denizlerde ve göllerde oluşumlarını gösterebilir. Gezegenin birçok yerinde tortul kayaç bölgeleri kaydedilmiştir ve çoğunlukla geniş kraterlerde bulunur.
Bilim adamları, Mars tozlarının "kuru" yağış oluşumunu, daha fazlataşlaşma (taşlaşma).
Permafrost oluşumları
Mars yüzeyinin morfolojisinde özel bir yer, çoğu tektonik hareketler ve dışsal faktörlerin etkisiyle gezegenin jeolojik tarihinin farklı aşamalarında ortaya çıkan permafrost oluşumları tarafından işgal edilir.
Çok sayıda uzay görüntüsünün çalışmasına dayanarak, bilim adamları oybirliğiyle, suyun Mars'ın görünümünü şekillendirmede volkanik aktivite ile birlikte önemli bir rol oynadığı sonucuna vardılar. Volkanik patlamalar, buz örtüsünün erimesine neden oldu ve bu da izleri bugün hala görülebilen su erozyonunun gelişmesine hizmet etti.
Mars'taki permafrost'un, gezegenin jeolojik tarihinin en erken aşamalarında zaten oluşmuş olduğu gerçeği, yalnızca kutup başlıklarıyla değil, aynı zamanda Dünya'daki permafrost bölgelerindeki manzaraya benzer belirli yer şekilleri tarafından da kanıtlanmıştır.
Uydu görüntülerinde gezegenin kutup bölgelerindeki katmanlı birikintilere benzeyen girdap benzeri oluşumlar, çeşitli formlar oluşturan bir teraslar, çıkıntılar ve çöküntüler sistemidir.
Birkaç kilometre kalınlığındaki kutupsal kap birikintileri, siltli ve ince siltli malzeme ile karıştırılmış karbon dioksit ve su buzu katmanlarından oluşur.
Mars'ın ekvator bölgesinin karakteristik özelliği olan dip çökmesi yeryüzü şekilleri, kriyojenik tabakaların yok edilmesi süreci ile ilişkilidir.
Mars'ta Su
Mars yüzeyinin çoğunda sıvı halde su bulunamazdüşük basınç nedeniyle durum, ancak gezegen alanının toplam alanının yaklaşık% 30'una sahip bazı bölgelerde, NASA uzmanları sıvı suyun varlığını kabul ediyor.
Kızıl Gezegende güvenilir şekilde kurulmuş su rezervleri, esas olarak, yüzlerce metreye varan kalınlığa sahip, yüzeye yakın permafrost (kriyosfer) tabakasında yoğunlaşmıştır.
Bilim adamları, kutup kapaklarının katmanlarının altında ve sıvı sudan oluşan kalıntı göllerin varlığını dışlamazlar. Mars kriyolitosferinin tahmini hacmine dayanarak, su (buz) rezervlerinin yaklaşık 77 milyon km³ olduğu tahmin edilmektedir ve olası çözülmüş kaya hacmini hesaba katarsak, bu rakam 54 milyon km³'e düşebilir.
Ayrıca, kriyolitosferin altında devasa tuzlu su rezervlerine sahip katmanlar olabileceğine dair bir görüş var.
Birçok gerçek geçmişte gezegenin yüzeyinde suyun varlığına işaret eder. Ana tanıklar, oluşumu suyun katılımını ima eden minerallerdir. Her şeyden önce hematit, kil mineralleri ve sülfatlardır.
Mars bulutları
"Kurutulmuş" gezegenin atmosferindeki toplam su miktarı, Dünya'dakinden 100 milyon kat daha azdır ve yine de Mars'ın yüzeyi, nadir ve göze çarpmayan, ancak gerçek ve hatta mavimsi bulutlarla kaplıdır. ancak, buz tozundan oluşur. Bulutluluk, 10 ila 100 km arasındaki geniş bir rakım aralığında oluşur ve çoğunlukla ekvator kuşağında yoğunlaşır, nadiren 30 km'nin üzerine çıkar.
Buz sisleri ve bulutlar, kışın kutup başlıklarının yakınında da yaygındır (kutup sisi), ancak burada10 km'nin altına "düşmek".
Buz parçacıkları yüzeyden yükselen tozla karıştığında bulutlar soluk pembemsi bir renge dönüşebilir.
Dalgalı, çizgili ve sirrus dahil olmak üzere çok çeşitli şekillerde bulutlar kaydedildi.
İnsan yüksekliğinden Mars manzarası
Mars yüzeyinin uzun boylu bir adamın (2,1 m) yüksekliğinden nasıl göründüğünü ilk kez görmek, 2012'de bir kamerayla donanmış merak gezicisinin "kolu"na izin verdi. Robotun şaşkın bakışlarından önce, "kumlu", çakıl-çakıllı düz, küçük parke taşlarıyla noktalı, nadir görülen düz çıkıntılar, muhtemelen ana kaya, volkanik kayalar ortaya çıktı.
Bir yanda Gale kraterinin kenarındaki tepelik sırt, diğer yanda 5.5 km yüksekliğindeki Sharp Dağı'nın hafif eğimli kütlesiyle donuk ve monoton bir tablo canlandı. uzay aracının avı.
kraterin dibindeki rotayı planlarken, projenin yazarları, görünüşe göre, Curiosity gezgini tarafından alınan Mars yüzeyinin çok çeşitli ve heterojen olacağından şüphelenmediler bile. sadece donuk ve monoton bir çöl görme beklentisi.
Sharp Dağı'na giden yolda robot, kırık, yassı düz yüzeylerin, volkanik-tortul (talaşların üzerindeki katmanlı dokuya bakılırsa) yumuşak kademeli eğimli kayaların ve ayrıca koyu mavimsi blok çöküntülerinin üstesinden gelmek zorunda kaldı. hücresel bir yüzeye sahip volkanik kayalar.
Yol boyunca cihaz, numunelerin malzeme bileşimini incelemek için lazer darbeleri ve delinmiş küçük kuyular (7 cm derinliğe kadar) ile "yukarıdan belirtilen" hedeflere (parke taşları) ateş etti. Elde edilen malzemenin analizi, temel bileşimdeki kayaların (baz altlar) karakteristik kaya oluşturan elementlerin içeriğine ek olarak, kükürt, azot, karbon, klor, metan, hidrojen ve fosfor bileşiklerinin varlığını gösterdi, yani, "yaşamın bileşenleri".
Ayrıca, nötr asitli ve düşük tuz konsantrasyonuna sahip su varlığında oluşan kil mineralleri bulundu.
Bu bilgilere dayanarak, daha önce elde edilen bilgilerle birlikte bilim adamları, milyarlarca yıl önce Mars'ın yüzeyinde sıvı su olduğu ve atmosferin yoğunluğunun bugünkünden çok daha yüksek olduğu sonucuna varma eğilimindeydiler.
Mars'ın Sabah Yıldızı
Mars Global Surveyor uzay aracı, Mayıs 2003'te dünya çapında 139 milyon km uzaklıktaki Kızıl Gezegen'in yörüngesinde döndüğünden beri, Dünya Mars yüzeyinden böyle görünüyor.
Ama aslında, gezegenimiz oradan yaklaşık olarak sabah ve akşam saatlerinde Venüs'ü gördüğümüz gibi görünüyor, sadece Mars gökyüzünün kahverengimsi karanlığında parlıyor, yalnız (hafifçe ayırt edilebilen Ay hariç) küçük bir nokta Venüs'ten biraz daha parlaktır.
Dünyanın yüzeyden ilk resmiMart 2004'te Spirit rover'dan erken bir saatte yapıldı ve Dünya, 2012'de Curiosity uzay aracı için "Ay ile el ele" poz verdi ve ilk seferden bile "daha güzel" çıktı.
