Mars

Löytäminen
Löytäjät	-
Löytöaika	esihistoriallinen
Kiertoradan ominaisuudet
Keskietäisyys Auringosta	227 936 637 km 1,52366231 AU
Eksentrisyys	0,09341233
Kiertoaika Auringon ympäri	686,9601 d
Synodinen kiertoaika	779,96 d
Keskiratanopeus	24,077 km/s
Inklinaatio	1,85061°
Kuiden lukumäärä	2
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija	6 804,9 km
Pinta-ala	1.448×108 km2
Massa	6.4185×1023 kg 0,107 Maan massaa
Keskitiheys	3,934 g/cm3
Painovoima pinnalla	3,69 m/s2
Pyörähdysaika	24,622962 h
Akselin kaltevuus	25,19°
Albedo	0,15
Pakonopeus	5,027 km/s
Pinnan lämpötila	alin: 133 K keski: 210 K ylin: 293 K
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine	0,7–0,9 kPa
Koostumus
hiilidioksidi typpi argon happi hiilimonoksidi vesihöyry typpioksidi neon krypton ksenon otsoni metaani	95,32 % 2,7 % 1,6 % 0,13 % 0,07 % 0,03 % 0,01 % 2,5 ppm 300 ppb 80 ppb 30 ppb 10,5 ppb

Mars on Maan naapuriplaneetta ja aurinkokunnan neljäs planeetta Auringosta lukien. Punertavan Marsin läpimitta on noin puolet Maan läpimitasta. Mars on ihmiselle elinkelvoton, vaikka siellä on vettä höyrynä ja jäänä sekä hyvin ohut kaasukehä, josta suurin osa on hiilidioksidia, loput typpeä. Kaasukehän ohuus johtuu Marsin pienestä painovoimasta. Mars on lisäksi niin kylmä, että sen kaasukehän hiilidioksidi tiivistyy siellä aika ajoin napalakkeihin. Marsissa ei tiedetä olevan elämää. Muinoin Marsin tulivuorien kaasusta on syntynyt Marsiin tiheä kaasukehä, ja silloin Marsissa oli laajoja meriä. Nykyisen Marsin pinta muistuttaa Maan aavikoita ja Kuuta. Marsissa on kraattereita, syviä laaksoja, kuivuneita joenuomia ja hiekkadyynejä, pilviä ja napalakkeja. Marsia on tutkittu monilla miehittämättömillä avaruusluotaimilla, mutta Mars on niin kaukana, ettei sinne ole kyetty lähettämään miehitettyä alusta, vaikka sitä on suunniteltu.

[muokkaa] Marsin havaitseminen

Mars näkyy parhaiten sen ollessa lähimpänä Maata eli oppositiossa. Opposition tienoilla kannattaa havaita Marsia. Koska Marsin rata on varsin soikea, oppositioetäisyydet Maan ja Marsin välillä vaihtelevat. Marsin ollessa lähellä Aurinkoa, oppositiota sanotaan perihelioppositioksi. Perihelioppositio, missä Mars on lähellä maapalloa, ei ole kovin yleinen. Läheiset Marsin oppositiot toistuvat kerran 15–17 vuodessa heinä-syyskuussa. Lähioppositioissa näkyy Marsin piirteitä pienilläkin kaukoputkilla. 27. elokuuta 2003 kello 9:51:13 UTC Mars oli 60 000 vuoteen lähimpänä, 55 758 006 km:n (0,37271 AU:n) päässä Maasta. Maata sisempänä kiertävä planeetta Venus on joskus peittänyt kaukana Auringon toisella puolella olevan Marsin.

Mars näyttää Maasta katsottuna paljain silmin kirkkaalta tähdeltä. Kun sitä katsoo suurella kaukoputkella, siinä näkyy tummempia ja vaaleampia alueita, "mantereita" ja meriä, joiden nykyään tiedetään olevan eri värisiä pintamaalajeja. Maahan näkyvät myös kooltaan vaihtelevat pohjoinen ja eteläinen napalakki, keltaisia pölymyrskyjä ja valkeita pilviä. Tunnetuin Marsin tumma alue on Syrtis Major, joka erottuu melko hyvin pienehkölläkin kaukoputkella. Normaalikokoisella kaukoputkella Marsin kraatterit eivät näy, vaaleaa Hellasta lukuun ottamatta. 1800-luvun lopulla väitettiin Marsin pinnalla nähdyn kanavia, jotka olivat jonkinnäköinen optinen harha.

[muokkaa] Marsin kaasukehä ja ilmasto sekä vesi

Pääartikkeli: Marsin kaasukehä

Ensimmäiset havainnot Marsin kaasukehästä teki jo vuonna 1783 William Herschel, kun hän päätteli näkemiensä muutosten Marsin pinnalla johtuvan kaasujen ja pilvien liikkeistä.

Marsin kaasukehän paine on noin 6 millibaaria, mutta se vaihtelee suuresti paikan ja vuodenajan mukaan. Ylempänä Marsin 95-prosenttisesti hiilidioksidista, typestä ja argonista koostuva "ilma" on harvempaa, alangoilla huomattavasti tiheämpää. Ilmanpaine vaihtelee vuodenajan mukaan muun muassa sen takia, että osa hiilidioksidikaasukehästä sitoutuu talvella napalakkiin.

Hiilidioksidia on Marsissa noin 9 kertaa enemmän kuin Maan kaasukehässä^[1]. Marsin kaasukehässä on vesihöyryä 0,03%^[2]. Marsin kaasukehän häviävän pienen, mutta selvästi erottuvan metaanin on väitetty syntyneen jopa jonkinlaisesta bakteerielämästä Marsissa, mutta tämä ei ole varmaa.

Marsin pinnan keskilämpötila on -55 °C, Maassa se on noin 15 °C. Navoilla lämpötila voi pudota yöllä -133 °C:hen, päiväntasaajalla nousta jopa +20–25 °C:hen. Lämpötilan vuorokausivaihtelu on yli 50 astetta. Marsin sään vaihtelut ovat huomattavasti säännöllisempiä kuin Maassa.

Marsin ilmakehässä on hyvin pieniä määriä vesihöyryä. Napalakeissa ja ikiroudassa on suuret vesivarastot. Marsissa esiintyy valkoisia hiilidioksidi- ja vesijäästä koostuvia kidepilviä. Vesijääpilvet leijuvat noin 10 km korkeudessa ja hiilidioksidijääpilvet noin 50 km korkeudessa. Marsin ylempi kaasukehä ulottuu erään arvion mukaan noin 300 km korkeuteen.^[3][4] Tornadoa hieman muistuttavat pölypyörteet ovat Marsissa tavallisia. Suurempia pölymyrskyjä on, ja joskus ne peittävät koko planeetan pinnan näkyvistä.

[muokkaa] Marsin geologia

Pääartikkeli: Marsin geologia

Marsin pallonpuoliskot

Kaukoputkella katsoen Marsissa näkyy tummempia ja vaaleampia alueita (mantereet ja meret, mare) sekä napalakit, joiden koko vaihtelee vuodenajan mukaan huomattavasti. Tunnetuin Maasta näkyvä pinnanmuoto on tumma Syrtis Major, joka lienee tulivuoren sinkoamaa tummaa ainesta. Mars muistuttaa pinnanmuodoiltaan osaksi Kuuta, osaksi Maata. Pohjoisella pallonpuoliskolla on enimmäkseen vaaleita entisiä merenpohjia. Suurta osaa Marsin eteläisestä pallonpuoliskosta peittävät kraatterit, mutta muitakin pinnanmuotoja on.

Avaruusluotaimet ovat löytäneet Marsin pinnalta valtavia tulivuoria, joista suurin on Tharsiksen ylängön Olympus Mons. Siitä itään on yli 4 000 km pitkä, 200 km leveä ja paikoin yli 9 km syvä repeämälaakso Valles Marineris.^[5] Hellas ja Argyre ovat suuria muinaisia törmäyskraattereita.

Planeetan pinnalla on virrannut vettä. Niin sanotuilla kaoottisilla alueilla on tapahtunut ikiroudan sulamista. Virtaavan veden jättämiä muinaisia jokiuomia on löydetty monista paikoista, myös merkkejä muinaisista rantaviivoista. Joissakin kraattereissa näkyy pölyn peittämiä jäätiköitä. Eräs alue muistuttaa pölyn peittämää jäätynyttä merta. Joissakin kraatterien syntymäpaikoissa ympäristön aine on roiskunut kuin muta, ei niin kuin kuiva aines.

Monet Marsin pinnanmuodot viittaavat siihen, että pinta ei ole monin paikoin paljonkaan uusiutunut planeetan syntymän jälkeen. Aikoinaan luultiin, että Marsin pinta olisi tasainen, mutta luotainten mukaan pinnan korkeusvaihtelu on 31 km. Jos otetaan huomioon planeettojen säteet, Mars on kolme kertaa "karkeampi" kuin Maa, jonka korkeusvaihtelut ovat vain noin 20 km.

Marsin nollakorkeus määritellään keskimääräiseksi 6,105 mbar painepinnaksi. Painepinnan yläpuolella on 67 prosenttia Marsin pinnasta, alapuolella 33 prosenttia.

[muokkaa] Napalakit

Auringonlasku Marsista katsottuna. (Gusev-kraatteri) Spiritin kuva.

Pääartikkeli: Marsin napalakit

Tietoja napalakkien kehityksestä: Marsin vuodenajat

Marsissa on kilometrien paksuisen pohjoinen ja eteläinen napalakki, joiden nykyään uskotaan koostuvan enimmäkseen vesijäästä, jonka pinnassa ja seassakin on hiilidioksidijäätä. Pohjoinen napalakki, jonka koko on suunnilleen vakio, ulottuu leveysasteelle 70 ja eteläinen napalakki laajimmillaan leveysasteelle 60. Marsin pohjoista napalakkia ympäröivät tummat dyynialueet.

Napalakkien ympärillä ja päällä on myöhäiskesästä tai syksystä talveen napahuntu, joka on pilveä tai sumua. Se paksunee ajan mittaan ja tiivistyy suunnilleen hunnun kohdalla napalakiksi.

Enimmäkseen vesijäästä koostuvat, mutta hiilidioksidijään peittämät napalakit ovat muodoiltaan spiraalimaisia ja monesta kerrostumasta koostuvia. Molemmista on ainakin yksi ulospäin vievä suuri kanjoni. Kerrostumissa vaihtelevat tumman pölyn kerrostumat ja vaaleammat jääkerrokset. Ainakin pohjoisesta napalakista osa on vesijäätä, jonka paksuus on muutamia kilometrejä. Napalakin kanjonien spiraalimuodon on ehkä synnyttänyt tuulieroosio tai sulamis- jäätymisprosessi.^[6] Napalakit eivät ole tutkalla tehtyjen mittausten mukaan painaneet Marsin pintaa alas niin kuin Maassa. Marsin napalakkien vesimäärä ei riitä selittämään sen pinnalla joskus lainehtineen veden määrää, joka on päätelty rantaviivoista ja muusta.

Kylminä talvikuukausina 25 prosenttia Marsin kaasukehän hiilidioksidista tiivistyy napalakkiin, joko pohjoiseen tai eteläiseen vuorollaan. Suurin osa Marsin vedestä lienee ikiroutana maaperän pintakerroksessa. Marsissa tiivistyy hiilidioksidi ajoittain kuuraksi. Monissa napalakkien ulkopuolisissa kraattereissa havaitaan varjopaikoissa hiilidioksidijäätä.

[muokkaa] Marsin muinaiset olot

Nasan hypoteettinen näkemys muinaisista valtameristä Marsissa

Oletetaan, että Marsissa on muinoin lainehtinut suuri valtameri, jonka syvyys oli 1 700 metriä. Vesi on tuolloin peittänyt kolmasosan planeetan pinnasta. Marsissa on mahdollisesti ollut tiheä kaasukehä joskus 4 miljardia vuotta sitten 500 miljoonan vuoden ajan.

[muokkaa] Elämä Marsissa

ALH84001-Meteoriitin pintaa kuvattuna elektronimikroskoopilla.

Mars on ihmisen elämälle keskimäärin liian kylmä ja Marsin kaasukehä on liian ohut. Planeetan menneisyydessä on tosin ollut jaksoja, jolloin tulivuoret ovat purkaneet kaasukehään kaasuja ja se on ollut paksumpi. Ei kuitenkaan osata sanoa kuinka pitkiä nämä ajanjaksot ovat olleet, ja elämän kehitys puolestaan vie pitkän aikaa. Mars on terrestrinen planeetta, mutta pieni. Merkittävää auringon hiukkassäteilyltä suojaavaa magneettikenttää ei ole, vaipassa ei tapahdu riittävästi laattatektoniikkaa tuottavia virtauksia. Ei ole myöskään ultraviolettisäteilyltä suojaavaa otsonikerrosta.

Vielä 1960-luvulla uskottiin, että Marsissa voisi olla elämää, sillä kaasukehää pidettiin melko paksuna ja pinnalla havaittiin vuodenaikavaihteluita. Myöhemmin ne ovat paljastuneet tumman ja vaalean pölyn liikkeeksi planeetan vuodenajan mukaan muuttuvien tuulten mukana. 1800-luvun lopuilla ja aivan 1900-luvun alussa Marsin pinnassa nähtiin kanavia, jotka sittemmin paljastuivat ihmissilmän taipumukseksi yhdistellä pistemäisiä tummia kohtia. Kanavakarttoja laativat italialainen Giovanni Schiaparelli ja amerikkalainen Percival Lowell. Näiden kanavien uskottiin olevan marsilaisten rakentamia. Usko kanaviin hiipui jo 1910-luvulla. Marsia tutkineet luotaimet ovat kyllä löytäneet pienempiä mahdollisesti veden tai jään muovaamia joenpohjia ja järvenrantoja. Vaikka eräistä Viking-luotainten tekemistä maaperäanalyyseistä kiisteltiin aikanaan, Marsista ei ole löydetty elämää. Marsissa saattaisi joidenkin oletusten mukaan olla bakteerielämää. Erään Marsista peräisen olevan meteoriitin väitetään sisältävän bakteereita.^lähde?

[muokkaa] Kuut

Marsilla on kaksi kuuta, Phobos (Pelko) ja Deimos (Kauhu). Molemmat ovat Maan kuuhun ja emoplaneettaansa verrattuna erittäin pieniä: Phobos on halkaisijaltaan 22,2 kilometriä, Deimos 12,6 kilometriä. Mars on mahdollisesti kaapannut kuut läheisestä asteroidivyöhykkeestä, sillä ne ovat asteroidien näköisiä, kokoisia ja niiden koostumuskin on miltei sama kuin kiviasteroideilla.

Asaph Hall löysi molemmat kiertolaiset vuonna 1877. Ne on nimetty kreikkalaisen mytologian Ares-jumalan poikien mukaan.

[muokkaa] Mars-meteoriitit

ALH84001

Jotkut meteoriitit sisältävät ainetta Marsista. Kun Marsiin on törmännyt iso kappale, osa törmäyksessä syntyneistä törmääjän ja Marsin sirpaleista on saavuttanut niin suuren nopeuden, että ne ovat kyenneet karkaamaan Marsin vetovoimakentästä. Tämän jälkeen sirpale on törmännyt Maahan meteoriittina. Tunnetuin Mars-peräinen meteoriitti on ALH84001.

[muokkaa] Mars-luotaimet

Pääartikkeli: Luettelo Mars-luotaimista

Marsia on lähestytty miehittämättömin lennoin jo vuodesta 1960. Amerikkalainen Mariner 4 ohitti Marsin 14. kesäkuuta 1965 lähettäen sieltä ensimmäiset kuvat Marsin kraattereista. Marsiin lähetettiin 1960-luvun lopulla ohilentoluotaimet Mariner 6 ja 7 jotka lähettivät sieltä lisää kuvia. Amerikkalainen menestyksekäs Mariner 9 kartoitti Marsin pinnan 1971–1972. Samoihin aikoihin Neuvostoliiton Mars 2 ja 3:n laskeutumiskapselit epäonnistuivat laskeutumaan pehmeästi planeetan pinnalle.

Vuonna 1976 tapahtui ensimmäisen onnistunut laskeutuminen Marsin pinnalle amerikkalaisella Viking-luotaimella; neuvostoliittolaiset luotaimet olivat yrittäneet samaa jo vuosia aikaisemmin.

Vuodenvaihteessa 2003–2004 peräti viiden avaruusluotaimen oli määrä saapua Marsiin. Suman syy oli se, että Maa ja Mars osuivat radoillaan lähes ihanteelliselle tasolle, jolloin luotainten lähettäminen oli edullista. Japanilainen Nozomi jäi jo matkalle. Sillä oli vaikeuksia lähdöstä alkaen, ja lopulta yhteys siihen menetettiin hiukan ennen sen pääsyä perille. ESAn Mars Express -luotain kuljetti mukanaan laskeutujan, joka oli nimetty Beagle 2:ksi Charles Darwinin laivan mukaan. Luotain asettui onnistuneesti napojen kautta kiertävälle radalleen, mutta Beagle 2:n kohtalo on toistaiseksi täysin tuntematon. NASA rakensi varmuuden vuoksi kaksi lähes identtistä laskeutujaa: Spirit ja Opportunity (suom. "Henki" ja "Mahdollisuus"). Ne osoittautuivat menestyksiksi, ja molemmat luotaimet ovat lähettäneet runsaasti kuvamateriaalia ja tutkimustietoa. Laskeutujat ovat toimineet huomattavasti pidempään kuin alun perin arvioitiin.

[muokkaa] Mars-lento

Marsiin on suunniteltu tehtävän miehitetty matka ja että aikanaan Marsia voitaisiin jopa maankaltaistaa, koska planeetalla on jäätynyttä vettä ja kaasukehääkin jonkin verran. Siihen tarvittaisiin mm. kaasukehän paineen nostamista, myrkyllisen hiilidioksidin poistamista sekä happi-typpi -seoksen lisäämistä esimerkiksi vapauttamalla niitä maaperästä ja jäästä.

NASA on pohtinut miehitettyä lentoa Marsiin jo 1950-luvulla, jolloin mm. Collier-lehti lobbasi avaruuslentojen puolesta monilla teemoilla. Mars-lennot olivat 1960-luvulla vaihtoehtona Apollo-ohjelmalle siltä varalta, että neuvostoliittolaiset olisivat ehtineet Kuuhun ennen yhdysvaltalaisia. Mars-lennot olivat myös 1980-luvun lopulla osana Space Exploration Initiative (SEI) -hanketta ja vuodesta 2004 Moon to Mars -ohjelmassa. Kuten 1980-luvun lopun suunnitelmassa miehitetty Mars-lento toteutunee aikaisintaan vuonna 2030.

Neuvostoliitto osoitti 1980-luvulla suurta kiinnostusta Marsia kohtaa (esimerkiksi Phobos-luotaimet, Mars-96), ja nykyisin venäläiset ovat väittäneet pystyvänsä toteuttamaan miehitetyn lennon Marsiin huomattavasti halvemmalla kuin NASA.

Euroopan avaruusjärjestö on aloittanut Aurora-nimisen ohjelman, joka tähtää miehitettyyn lentoon Marsiin.

[muokkaa] Marsin kartta

Marsin korkeuskuvakartta.

Marsista on laadittu karttoja 1800-luvun lopulta lähtien. Varhaisissa kartoissa näkyy tummia ja vaaleita alueita. 1800-luvun lopulla ja 1900-luvun alussa Marsista laativat kaukoputkihavaintojen perusteella karttoja muun muassa Green, J. N. Lockyear, Giovanni Schiaparelli, Earl Charles Slipher, Percival Lowell ja Eugène Antoniadi. Eräässä vaiheessa oltiin näkevinään kanavia Marsin pinnalla. Nykyiset kartat perustuvat avaruusluotainten ottamiin kuviin. Ensimmäisen laajan Marsin kartoituksen teki amerikkalaisen Marsia kiertänyt Mariner 9. Sitä seurasivat Viking 1 ja Viking 2. Tulevia luotainlentoja varten ja tiedon saamiseksi on tarvetta kartoittaa Marsia yhä tarkemmin. Nykyään Marsia kartoittaa Euroopan Mars Express.

[muokkaa] Mars-tutkimuksen historiaa

Jo varhain huomattiin Marsin oleven yksi taivaan liikkuvista tähdistä eli planeetoista. Egyptiläiset tunsivat Marsin "punaisena", babylonialaiset kytkivät sen kuoleman jumala Nergaliin, kreikkalaisille Mars oli sodanjumala Ares.

Marsista tehtiin kaukoputkella havaintoja jo 1600-luvulla, jolloin Christian Huygens näki planeetan pinnalla myöhemmin Syrtis Majoriksi ristityn tumman alueen. Giuseppe Maraldi huomasi planeetan pyörivän 1600-luvun lopulla ja 1700-luvun alussa, nähden myös napalakit. Maraldi ei ollut varma, olivatko planeetan tummat piirteet osa planeetan pintaa, vai pilvimuodostelmia.

Napalakit näki myös William Herschel, joka mittasi planeetan läpimitan suunnilleen oikein. Herschel sai myös selville planeetan pyörähdysajan ja huomasi planeetan akselin kallistuman ja päätteli, että Marsissa on vuodenajat.

Ensimmäisiä kohtuullisen tarkkoja karttoja piirreltiin vasta 1800-luvun lopulla. Johann Hieronymus Schröter piirsi Marsin kuvan 1700-luvun lopulla ja näki planeetan napalakit ja joitakin pinnan piirteitä. Hänen mielestään planeetan tummat piirteet olivat pilviä. Flaugergues päätteli 1700-luvun lopulla ja 1800-luvun alussa näkevänsä Marsin kiinteän pinnan. 1800-luvulla Fraunhofer alkoi rakentaa aikaisempia huomattavasti tarkempia suurehkoja akromaattisella linssillä varustettuja kaukoputkia.

Beer ja Mädler varmistivat 1830-luvulla, etteivät Marsin piirteet ole pilviä, ja koettivat määrittää joidenkin piirteiden pituusasteita sekä mitata pinnan muotoja hiusristikoilla. He totesivat myös Marsin eteläisen napalakin vuodenaikavaihtelut ja huomasivat Marsin napalakkien olevan eri kokoiset. He mittasivat melko tarkoin planeetan pyörähdysajan.

Parhaita havaitsijoita 1800-luvun puolivälin tienoilla olivat Secchi, Kaiser, Lockyer 1862 ja Dawes^[7] Vuonna 1877 Asaph Hall löysi Marsin kuut Phoboksen ja Deimoksen, ja samana vuonna italialainen tähtitieteilijä Giovanni Schiaparelli väitti nähneensä kanavia Marsin pinnalla. Marsin kanavista väiteltiin kiivaasti noin 25 vuotta, ja vuoden 1909 oppositiosta tehdyt tarkat havainnot lopettivat kanavapuheet. Ne olivat optisia harhoja, jotka näkyivät vain kohtalaisen epätarkoilla teleskoopeilla. Vesihöyryä ja happea etsittiin 1900-luvun alun tienoilla Marsin kaasukehästä, mutta niitä ei löydetty. 1910–1930 vahvistettiin kanavaintoilija Percival Lowellin havainnot Marsin tummien alueiden vuodenaikavaeltelusta. Havaittiin pilviä, joista osan arveltiin aivan oikein liittyvän pinnan korkeuseroihin. Kiisteltiin siitä olivatko Marsin napalakit hiilidioksidijäätä vai vesijäätä. Ilmanpaineeksi arveltiin pilvihavaintojen pohjalta noin 85 millibaaria. 1920 ryhmä tiedemiehiä mittasi termoparilla Marsin lämpötilan, joka oli mittausten mukaan alueesta riippuen -70-+30 C.^[8] Noin 1910–1960 spekuloitiin, että Marsin tummat alueet olisivat kasvillisuutta, joissa tapahtuu vuodenaikavaihteluja.

Vuonna 1947 tähtitieteilijä Gerard P. Kuiper löysi Marsin kasukehästä hiilidioksidia. Vuonna 1950 uskottiin Marsin kaasukehän sisältävän enimmäkseen typpeä ja vähemmän hiilidioksidia. Samana vuonna Tombaugh, Öpik ja Ralph B. Baldwin väittivät että Marsissa on lukuisia kraattereita niin kuin Kuussa. Kuiper väitti 1956 Marsin tummien, muuttuvien alueiden olevan pölyn peittämiä laavakenttiä. Samaan tulokseen tuli venäläinen V. V. Sharanov. Samoihin aikoihin McLaughlin väitti Marsin olevan vulkaanisesti aktiivinen, ajatus jota monet muut vastustivat.

1963 Audouin Dollfus ryhmineen valokuvasi korkealta vuorelta Marsin infapunaspektrin. Tästä pääteltiin Marsin sisältävän hyvin niukasti vettä, ja hiilidioksidin osapaineen olevan 4,2 millibaaria. Tämän mukaan Marsin kaasukehän paine on alle 25 millibaaria, ja Mars on kuivempi kuin mikään Maan aavikko. Aikaisemmin oletettiin Marsin kaasukehän paineeksi 85 millibaaria. 1965 Mariner 4, amerikkalainen avaruusluotain lensi Marsin ohi ja aloitti uuden ajan Marsin tutkimuksessa. Se paljasti Marsin kraatterit ja mittasi planeetan kaasukehän olevan hyvin ohuen.

[muokkaa] Katso myös

• Marsilaiset
• Marsin kanavat

[muokkaa] Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Mars.

Wikikirjastossa on aihe: Mars.

• Astronetti Mars suomeksi
• tietoa Marsista englanniksi
• NASAn Mars-tutkimuksen pääsivu
• Google Mars
• Ari-Matti Harrin esitelmä Marsista
• Tero Siilen esitelmä Marsista
• Markus Hotakaisen esitelmä Marsista

[muokkaa] Lähteet

1. ↑ http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marsatmos.html
2. ↑ http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marsatmos.html
3. ↑ http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/cool_stuff/tour_mars_atm_5.html
4. ↑ http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marsatmos.html
5. ↑ Valles Marineris Encyclopædia Britannica. Viitattu 14.05.2008.
6. ↑ Holoscience: Mystery of Mars' Polar Spirals
7. ↑ Mars: A History of Observation and Discovery 4.
8. ↑ Mars: A History of Observation and Discovery 10.

Aurinkokunta
Planeetat ja Kääpiöplaneetat
Aurinko · Merkurius · Venus · Maa · Mars · Ceres · Jupiter · Saturnus · Uranus · Neptunus · Pluto/Kharon · Makemake · Eris
Kuut · Meteoroidit · Asteroidivyöhyke · Komeetat · Kuiperin vyöhyke · Oortin pilvi