Məşum qan-qırmızı rənglə qarşıdurma günlərində sayrışan və ibtidai mistik qorxuya səbəb olan, qədim romalıların müharibə tanrısı Marsın (yunanlar arasında Ares) şərəfinə adlandırdıqları sirli və sirli ulduz, qadın adına demək olar ki, uyğun gəlmir. Yunanlar onu "parlaq və parlaq" görünüşünə görə də Fayton adlandırırdılar. Bu, Marsın səthinin parlaq rəngi və vulkanik kraterlər, nəhəng meteoritlərin zərbələri, dərələr və səhralarla dolu "ay" relyefinə borcludur.
Orbital xüsusiyyətləri
Marsın elliptik orbitinin ekssentrikliyi 0,0934-dür, beləliklə Günəşə olan maksimum (249 milyon km) və minimum (207 milyon km) məsafələr arasındakı fərqə səbəb olur ki, buna görə də günəş enerjisinin miqyasına daxil olur. planet 20-30% arasında dəyişir.
Orta orbital sürət 24,13 km/s-dir. Mars686,98 Yer günündə Günəş ətrafında tam fırlanır ki, bu da Yerin dövrünü iki dəfə üstələyir və öz oxu ətrafında demək olar ki, Yerlə eyni şəkildə (24 saat 37 dəqiqə ərzində) fırlanır. Orbitin ekliptikanın müstəvisinə meyl açısı, müxtəlif hesablamalara görə, 1,51 ° -dən 1,85 ° -ə qədər müəyyən edilir və orbitin ekvatora meyli 1,093 °-dir. Günəşin ekvatoruna nisbətən Marsın orbiti 5,65 ° (yer isə təxminən 7 °) bir açı ilə meyllidir. Planetin ekvatorunun orbit müstəvisinə əhəmiyyətli dərəcədə meyl etməsi (25,2°) əhəmiyyətli mövsümi iqlim dəyişikliklərinə səbəb olur.
Planetin fiziki parametrləri
Mars Günəş sisteminin planetləri arasında ölçülərinə görə yeddinci, Günəşdən uzaqlığına görə isə dördüncü yeri tutur. Planetin həcmi 1,638×1011 km³, çəkisi isə 0,105-0,108 Yer kütləsi (6,441023 kq), ona sıxlıqda təxminən 30% (3,95 q/sm3) verir.). Marsın ekvator bölgəsində sərbəst düşmə sürəti 3,711 ilə 3,76 m/s² aralığında müəyyən edilir. Səthi 144.800.000 km² olaraq qiymətləndirilir. Atmosfer təzyiqi 0,7-0,9 kPa arasında dəyişir. Cazibə qüvvəsini aşmaq üçün tələb olunan sürət (ikinci fəza) 5072 m/s-dir. Cənub yarımkürəsində Marsın orta səthi şimal yarımkürəsindəkindən 3–4 km yüksəkdir.
İqlim şəraiti
Mars atmosferinin ümumi kütləsi təqribən 2,51016 kq-dır, lakin il ərzində karbon qazı olan qütb qapaqlarının əriməsi və ya "donması" səbəbindən çox dəyişir. Səth səviyyəsindəki orta təzyiq (təxminən 6,1 mbar) planetimizin səthinə yaxın olandan demək olar ki, 160 dəfə azdır, lakin dərin çökəkliklərdə10 mbar-a çatır. Müxtəlif mənbələrə görə, mövsümi təzyiq düşmələri 4,0 ilə 10 mbar arasında dəyişir.
Mars atmosferinin 95,32%-i karbon qazından, təxminən 4%-i arqon və azotdan, oksigen isə su buxarı ilə birlikdə 0,2%-dən azdır.
Yüksək nadir hala salınmış atmosfer istiliyi uzun müddət saxlaya bilməz. Mars planetini digərlərindən fərqləndirən “isti rəngə” baxmayaraq, qışda səthdə temperatur qütbdə -160°C-ə, yayda isə ekvatorda səth yalnız +30°C-ə qədər istiləşə bilir. gündüz.
İqlim Yerdəki kimi mövsümi xarakter daşıyır, lakin Marsın orbitinin uzanması fəsillərin müddəti və temperatur rejimində əhəmiyyətli fərqlərə səbəb olur. Şimal yarımkürəsinin sərin yaz və yayı birlikdə Mars ilinin yarısından çoxunu (371 mart günü) davam etdirir, qış və payız isə qısa və mülayimdir. Cənubda yaylar isti və qısa, qışlar isə soyuq və uzun olur.
Mövsümi iqlim dəyişiklikləri ən aydın şəkildə süxurların incə, toz kimi hissəciklərinin qarışığı ilə buzdan ibarət qütb qapaqlarının davranışında özünü göstərir. Şimal qütb qapağının ön hissəsi qütbdən ekvatora olan məsafənin demək olar ki, üçdə biri qədər uzaqlaşa bilər və cənub qapağının sərhədi bu məsafənin yarısına çatır.
Planetin səthindəki temperatur artıq keçən əsrin 20-ci illərinin əvvəllərində Marsa yönəlmiş əks etdirən teleskopun fokusunda yerləşən termometr vasitəsilə müəyyən edilib. İlk ölçmələr (1924-cü ilə qədər) -13 ilə -28 ° C arasında olan dəyərləri göstərdi və 1976-cı ildə aşağı və yuxarı temperatur hədləri müəyyən edildi. Vikinq kosmik gəmisi tərəfindən Marsa endi.
Mars toz fırtınaları
Toz fırtınalarının "məruzə edilməsi", onların miqyası və davranışı Marsda uzun müddətdir saxlanılan sirri üzə çıxardı. Planetin səthi müəmmalı şəkildə rəngini dəyişir, qədim zamanlardan müşahidəçiləri valeh edir. Toz fırtınalarının "xameleonizm"in səbəbi olduğu ortaya çıxdı.
Qırmızı Planetdə qəfil temperatur dəyişiklikləri sürəti 100 m/s-ə çatan şiddətli şiddətli küləklərə səbəb olur və aşağı cazibə qüvvəsi havanın nazikliyinə baxmayaraq, küləklərin nəhəng toz kütlələrini yüksəkliyə qaldırmasına imkan verir. 10 km-dən çox.
Toz fırtınaları həmçinin qış qütb qapaqlarından donmuş karbon dioksidin buxarlanması nəticəsində yaranan atmosfer təzyiqinin kəskin artması ilə əlaqədardır.
Toz fırtınaları, Marsın səthinin şəkillərində göstərildiyi kimi, məkan olaraq qütb qapaqlarına doğru cazibə edir və 100 günə qədər davam edən nəhəng sahələri əhatə edə bilər.
Marsın anomal temperatur dəyişikliklərinə borclu olduğu başqa bir tornadolar yer üzündəki "həmkarlarından" fərqli olaraq təkcə səhra ərazilərində deyil, həm də vulkan kraterlərinin yamaclarında və zərbə hunilərində yerləşdiyi anlaşılan tornadolardır. 8 km-ə qədər. Onların izləri uzun müddət sirli qalan nəhəng budaqlı zolaqlı rəsmlər oldu.
Toz fırtınaları və tornadolar əsasən böyük qarşıdurmalar zamanı, cənub yarımkürəsində yay Marsın Günəşə ən yaxın orbit nöqtəsindən keçməsi dövrünə düşdüyü zaman baş verir.planetlər (perihelion).
1997-ci ildən planetin ətrafında dövr edən Mars Global Surveyor kosmik gəmisi, tərəfindən çəkilmiş Marsın səthinin şəkillərinin tornadolar üçün çox faydalı olduğu ortaya çıxdı.
Bəzi tornadolar incə torpaq hissəciklərinin boş səth qatını süpürərək və ya əmməklə izlər buraxır, digərləri hətta "barmaq izlərini" buraxmır, digərləri isə qəzəblə toz şeytanları adlandırılan mürəkkəb fiqurlar çəkirlər. Qasırğalar, bir qayda olaraq, tək işləyir, lakin onlar qrup "nümayəndəliklərindən" də imtina etmirlər.
Relyef funksiyaları
Yəqin ki, güclü teleskopla silahlanmış Marsa ilk dəfə baxan hər kəs planetin səthi dərhal Ay mənzərəsini xatırladır və bir çox bölgələrdə bu doğrudur, lakin yenə də Marsın geomorfologiyası belədir. özünəməxsus və unikal.
Planetin relyefinin regional xüsusiyyətləri onun səthinin asimmetriyası ilə əlaqədardır. Şimal yarımkürəsinin üstünlük təşkil edən düz səthləri şərti sıfır səviyyəsindən 2–3 km aşağıda, cənub yarımkürəsində isə kraterlər, dərələr, kanyonlar, çökəkliklər və təpələrlə mürəkkəbləşən səth baza səviyyəsindən 3–4 km yüksəkdir. İki yarımkürə arasında eni 100–500 km olan keçid zonası morfoloji cəhətdən güclü aşınmaya məruz qalmış, hündürlüyü demək olar ki, 2 km olan, planetin demək olar ki, 2/3 hissəsini əhatə edən və nasazlıqlar sistemi ilə izlənilən nəhəng qalıq ilə ifadə edilir.
Marsın səthini xarakterizə edən üstünlük təşkil edən relyef formaları təqdim olunurmüxtəlif mənşəli kraterlər, yüksəkliklər və çökəkliklər, dairəvi çökəkliklərin təsir strukturları (çox halqalı hövzələr), xətti uzunsov dağlıq ərazilər (silsilələr) və qeyri-müntəzəm formalı sıldırım hövzələrlə nöqtələnmişdir.
Dik kənarları (mesas), eroziyaya uğramış yamacları olan geniş yastı kraterlər (qalxan vulkanları), qolları və qolları olan dolambaçlı vadilər, hamarlanmış dağlıq ərazilər (yaylalar) və təsadüfi olaraq dəyişən kanyona bənzər vadilərin (labirintlər) sahələri) geniş yayılmışdır.
Marsın səciyyəvi xüsusiyyətləri xaotik və formasız relyefli batmaqda olan çökəkliklər, genişlənmiş, mürəkkəb qurulmuş pillələr (çatışmalar), bir sıra subparalel silsilələr və şırımlar, eləcə də tamamilə "yer" görünüşünə malik geniş düzənliklərdir.
Hələvari krater hövzələri və böyük (15 km-dən çox) kraterlər cənub yarımkürəsinin böyük hissəsinin müəyyənedici morfoloji xüsusiyyətləridir.
Tharsis və Elysium adları ilə planetin ən yüksək bölgələri şimal yarımkürəsində yerləşir və nəhəng vulkanik yüksəklikləri təmsil edir. Təxminən 6 km düz ətrafdan yuxarı qalxan Tarsis yaylası uzunluqda 4000 km və enlikdə 3000 km uzanır. Yaylada hündürlüyü 6,8 km (Alba dağı) ilə 21,2 km (Olimp dağı, diametri 540 km) olan 4 nəhəng vulkan var. Dağların (vulkanların) zirvələri Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) və Arsia (Arsia) müvafiq olaraq 14, 18 və 19 km yüksəklikdədir. Alba dağı ciddi bir sıra digər vulkanların şimal-qərbində tək dayanır vəBu, diametri təxminən 1500 km olan qalxan vulkanik quruluşdur. Olimp vulkanı (Olimp) - təkcə Marsda deyil, bütün Günəş sistemində ən yüksək dağdır.
Şərqdən və qərbdən Tarsis əyalətinə iki nəhəng meridional ovalıq bitişikdir. Amazoniya adlı qərb düzənliyinin səth nişanları planetin sıfır səviyyəsinə yaxındır və şərq çökəkliyinin ən aşağı hissələri (Kris düzü) sıfır səviyyəsindən 2-3 km aşağıdadır.
Marsın ekvator bölgəsində, təqribən 1500 km enində olan Elisiumun ikinci ən böyük vulkanik yüksəklikləri yerləşir. Yayla bazadan 4-5 km yuxarı qalxır və üç vulkanı (Elysium dağı, Albor Qübbəsi və Hekate dağı) daşıyır. Ən yüksək Elysium dağı 14 km-ə qədər böyüdü.
Ekvator bölgəsindəki Tarsis yaylasının şərqində, Mars miqyasında (təxminən 5 km) uzanan nəhəng yarıq kimi vadilər sistemi (kanyonlar) Mariner, ən böyük Böyük dağlardan birinin uzunluğunu üstələyir. Yer üzündəki kanyonlar demək olar ki, 10 dəfə, eni isə 7 dəfə daha dərindir. Vadilərin orta eni 100 km, yanlarının demək olar ki, şəffaf kənarları 2 km hündürlüyə çatır. Quruluşların xətti olması onların tektonik mənşəyini göstərir.
Marsın səthinin sadəcə olaraq kraterlərlə dolu olduğu cənub yarımkürəsinin yüksəkliklərində Argir (təxminən 1500 km) və Hellas (2300 km) adları ilə planetin ən böyük dairəvi şok çökəklikləri var..
Hellas düzənliyi planetin bütün çökəkliklərindən daha dərindir (orta səviyyədən demək olar ki, 7000 m aşağı) və Argir düzünün artıqlığıətraf təpənin səviyyəsinə nisbətən 5,2 km-dir. Oxşar dairəvi düzənlik, İsis düzənliyi (enində 1100 km) planetin şərq yarımkürəsinin ekvatorial bölgəsində yerləşir və şimalda Elis düzənliyinə bitişikdir.
Marsda daha 40-a yaxın belə çox halqalı hövzə məlumdur, lakin ölçüləri daha kiçikdir.
Şimal yarımkürəsində qütb bölgəsi ilə həmsərhəd olan planetin ən böyük düzənliyi (Şimali düzənlik) yerləşir. Düzənlik işarələri planetin səthinin sıfır səviyyəsindən aşağıdadır.
Eol mənzərələri
Bütövlükdə planetə istinad edərək Yerin səthini bir neçə sözlə təsvir etmək çətin olardı, ancaq Marsın hansı səthə malik olduğu barədə fikir əldə etmək, sadəcə olaraq o, cansız və quru, qırmızı-qəhvəyi, qayalı qumlu səhradır, çünki planetin parçalanmış relyefi boş allüvial çöküntülərlə hamarlanır.
Tozlu qumlu-incə lilli materialdan ibarət olan və küləyin fəaliyyəti nəticəsində əmələ gələn Eol landşaftları demək olar ki, bütün planeti əhatə edir. Bunlar ölçüləri bir neçə yüz metrdən 10 km-ə qədər dəyişən adi (yer üzündə olduğu kimi) dünlər (eninə, uzununa və diaqonal), həmçinin qütb qapaqlarının laylı eol-buzlaq yataqlarıdır. "Aeolus tərəfindən yaradılmış" xüsusi relyef qapalı strukturlarla - böyük kanyonların və kraterlərin dibləri ilə məhdudlaşır.
Marsın səthinin özünəməxsus xüsusiyyətlərini müəyyən edən küləyin morfoloji aktivliyi intensiv şəkildə özünü göstərdi.eroziya (deflyasiya), nəticədə hüceyrəli və xətti strukturları olan xarakterik, "oyulmuş" səthlərin əmələ gəlməsi ilə nəticələnir.
Yağışlarla qarışmış buzdan ibarət laminatlı eol-buzlaq formasiyaları planetin qütb qapaqlarını əhatə edir. Onların gücü bir neçə kilometr qiymətləndirilir.
Sətinin geoloji xüsusiyyətləri
Marsın müasir tərkibi və geoloji quruluşu ilə bağlı mövcud fərziyyələrdən birinə görə, əsasən dəmir, nikel və kükürddən ibarət kiçik ölçülü daxili nüvə ilk olaraq planetin ilkin maddəsindən əriyib. Sonra nüvənin ətrafında yer qabığı ilə birlikdə qalınlığı təxminən 1000 km olan homojen litosfer meydana gəldi ki, burada, ehtimal ki, maqmanın daim yeni hissələrinin səthə atılması ilə bu gün aktiv vulkanik fəaliyyət davam edir. Marsın qabığının qalınlığı 50-100 km qiymətləndirilir.
İnsan ən parlaq ulduzlara baxmağa başlayandan bəri, ümumbəşəri qonşulara biganə olmayan bütün insanlar kimi elm adamları, digər sirlər arasında, ilk növbədə Marsın hansı səthə malik olduğu ilə maraqlanırdılar.
Demək olar ki, bütün planet nazik lilli və qumlu materialla qarışmış qəhvəyi-sarı-qırmızı toz təbəqəsi ilə örtülmüşdür. Boş torpağın əsas komponentləri səthə qırmızımtıl rəng verən dəmir oksidlərinin böyük qarışığı olan silikatlardır.
Kosmik gəmilər tərəfindən aparılan çoxsaylı tədqiqatların nəticələrinə görə, planetin səth qatının boş çöküntülərinin elementar tərkibindəki dalğalanmalar dağların mineral tərkibinin müxtəlifliyini təklif edəcək qədər əhəmiyyətli deyil. Marsın qabığını təşkil edən süxurlar.
Torpaqda orta hesabla silisium (21%), dəmir (12,7%), maqnezium (5%), kalsium (4%), alüminium (3%), kükürd (3,1%), o cümlədən kalium və xlor (<1%) göstərdi ki, səthin boş yataqlarının əsasını yerin baz altlarına yaxın olan əsas tərkibli maqmatik və vulkanik süxurların məhv edilməsi məhsulları təşkil edir. Əvvəlcə alimlər planetin daş qabığının mineral tərkibinə görə əhəmiyyətli dərəcədə fərqlənməsinə şübhə edirdilər, lakin Mars Exploration Rover (ABŞ) layihəsi çərçivəsində aparılan Marsın təməl süxurlarının tədqiqatları yerüstü analoqların sensasiyalı kəşfinə səbəb oldu. andezitlər (aralıq tərkibli süxurlar).
Daha sonra çoxsaylı oxşar qaya tapıntıları ilə təsdiqlənən bu kəşf, alüminium, silisium və kaliumun əhəmiyyətli tərkibi ilə sübut olunduğu kimi, Marsın da Yer kimi fərqli bir qabığa malik ola biləcəyini mühakimə etməyə imkan verdi.
Kosmik gəmilər tərəfindən çəkilmiş və Marsın səthinin nədən ibarət olduğunu mühakimə etməyə imkan verən çoxlu sayda şəkillərə əsasən, maqmatik və vulkanik süxurlardan əlavə, vulkanik-çökmə süxurların və çöküntü yataqlarının mövcudluğu açıq-aydın görünür. planetin xarakterik platy ayrılması və çıxıntıların laylı fraqmentləri ilə tanınır.
Surların layla örtülməsinin xarakteri onların dənizlərdə və göllərdə əmələ gəlməsini göstərə bilər. Çöküntü süxurlarının sahələri planetin bir çox yerində qeydə alınıb və ən çox nəhəng kraterlərdə olur.
Alimlər öz Mars tozlarının yağıntılarının "quru" əmələ gəlməsini istisna etmirlər.daşlaşma (daşlaşma).
Permafrost formasiyaları
Marsın səthinin morfologiyasında xüsusi yeri permafrost formasiyaları tutur ki, onların əksəriyyəti planetin geoloji tarixinin müxtəlif mərhələlərində tektonik hərəkətlər və ekzogen amillərin təsiri nəticəsində yaranmışdır.
Çox sayda kosmik təsvirin tədqiqi əsasında alimlər yekdilliklə belə qənaətə gəliblər ki, vulkanik fəaliyyətlə yanaşı, Marsın görünüşünün formalaşmasında suyun mühüm rolu var. Vulkan püskürmələri buz örtüyünün əriməsinə səbəb oldu və bu da öz növbəsində su eroziyasının inkişafına xidmət etdi və onun izləri bu gün də görünür.
Marsda əbədi donun artıq planetin geoloji tarixinin ən erkən mərhələlərində əmələ gəlməsi faktı təkcə qütb qapaqları ilə deyil, həm də Yerdəki əbədi don zonalarındakı landşaft kimi spesifik relyef formaları ilə sübut olunur.
Peyk şəkillərində planetin qütb bölgələrində laylı çöküntülərə bənzəyən burulğana bənzər formasiyalar, yaxından planda müxtəlif formaları meydana gətirən terraslar, çıxıntılar və çökəkliklər sistemidir.
Bir neçə kilometr qalınlığında olan qütb qapağı yataqları lilli və incə lilli materialla qarışmış karbon qazı və su buzu təbəqələrindən ibarətdir.
Marsın ekvator zonası üçün xarakterik olan dip-çökmə relyef formaları kriogen təbəqələrin məhv edilməsi prosesi ilə əlaqələndirilir.
Marsda su
Marsın əksər səthində su maye halında ola bilməzaşağı təzyiqə görə vəziyyət, lakin planetin ümumi sahəsinin təxminən 30% -ni təşkil edən bəzi bölgələrdə NASA mütəxəssisləri maye suyun olduğunu etiraf edirlər.
Qırmızı Planetdə etibarlı şəkildə müəyyən edilmiş su ehtiyatları, əsasən, qalınlığı yüzlərlə metrə qədər olan əbədi donun səthə yaxın qatında (kriyosfer) cəmlənib.
Alimlər maye sudan ibarət relikt göllərin və qütb qapaqlarının laylarının altında olmasını istisna etmirlər. Mars kriolitosferinin təxmini həcminə əsasən, su (buz) ehtiyatları təxminən 77 milyon km³ qiymətləndirilir və ərimiş süxurların ehtimal olunan həcmini nəzərə alsaq, bu rəqəm 54 milyon km³-ə qədər azala bilər.
Bundan başqa, belə bir fikir var ki, kriolitosferin altında çoxlu duzlu su ehtiyatı olan təbəqələr ola bilər.
Bir çox faktlar keçmişdə planetin səthində suyun olduğunu göstərir. Əsas şahidlər minerallardır, meydana gəlməsi suyun iştirakını nəzərdə tutur. İlk növbədə, hematit, gil mineralları və sulfatlardır.
Mars buludları
"Qurumuş" planetin atmosferindəki suyun ümumi miqdarı Yerdəkindən 100 milyon dəfədən çox azdır və bununla belə Marsın səthi nadir və gözə dəyməz, lakin həqiqi və hətta mavi buludlarla örtülüdür., lakin buz tozundan ibarətdir. Buludluluq 10 km-dən 100 km-ə qədər geniş hündürlükdə formalaşır və əsasən ekvator qurşağında cəmləşir, nadir hallarda 30 km-dən yuxarı qalxır.
Buz dumanları və buludlar qışda qütb qapaqlarının yaxınlığında da yaygındır (qütb dumanı), lakin burada onlar ola bilər10 km-dən aşağı "düşmək".
Buz hissəcikləri səthdən qalxan tozla qarışdıqda buludlar solğun çəhrayı rəngə çevrilə bilər.
Dalğalı, zolaqlı və sirr daxil olmaqla, müxtəlif formalı buludlar qeydə alınıb.
İnsan boyu Mars mənzərəsi
Marsın səthinin hündür bir insanın hündürlüyündən (2,1 m) necə göründüyünü ilk dəfə 2012-ci ildə kamera ilə silahlanmış maraq roverinin "qoluna" icazə verdi. Robotun heyrətli baxışları qarşısında kiçik daş daşlarla bəzədilmiş, nadir düz çöküntüləri, ola bilsin ki, əsas qayaları, vulkanik qayaları olan "qumlu", çınqıl-çınqıllı düzənlik peyda oldu.
Bir tərəfdən darıxdırıcı və monoton mənzərəni Qale kraterinin kənarındakı təpə silsiləsi, digər tərəfdən isə 5,5 km hündürlüyü olan Sharp dağının zərif maili kütləsi canlandırırdı. kosmik gəminin ovu.
Kraterin dibi boyunca marşrutu planlaşdırarkən layihənin müəllifləri, görünür, Curiosity rover tərəfindən çəkilmiş Marsın səthinin bu qədər müxtəlif və heterojen olacağından şübhələnməyiblər. yalnız darıxdırıcı və monoton bir səhra görmək ümidi.
Sharp dağına gedən yolda robot sınıq-daşıyıcı düz səthləri, vulkanik-çökmə (çiplər üzərində laylı teksturaya görə) süxurların incə pilləli yamaclarını, eləcə də tünd mavi rəngli blok çökmələrini dəf etməli idi. hüceyrə səthinə malik vulkanik süxurlar.
Yol boyu aparat nümunələrin maddi tərkibini öyrənmək üçün lazer impulsları ilə "yuxarıdan göstərilən" hədəflərə (daş daşları) atəş açıb və kiçik quyuları (dərinliyi 7 sm-ə qədər) qazıb. Əldə edilmiş materialın təhlili, əsas tərkibli süxurlara (baz altlara) xas olan süxur əmələ gətirən elementlərin tərkibindən əlavə, kükürd, azot, karbon, xlor, metan, hidrogen və fosfor birləşmələrinin, yəni, "həyatın komponentləri".
Bundan əlavə, neytral turşuluq və aşağı duz konsentrasiyası olan suyun varlığında əmələ gələn gil mineralları aşkar edilmişdir.
Bu məlumatlara əsasən, əvvəllər əldə edilmiş məlumatlarla birlikdə alimlər belə nəticəyə gəlməyə meylli idilər ki, milyardlarla il əvvəl Marsın səthində maye su olub və atmosferin sıxlığı indikindən xeyli yüksəkdir.
Marsın Səhər Ulduzu
Mars Global Surveyor kosmik gəmisi 2003-cü ilin may ayında dünya ətrafında 139 milyon km məsafədə Qırmızı Planetin orbitində fırlanandan bəri Yer Marsın səthindən belə görünür.
Amma əslində planetimiz oradan təqribən səhər və axşam saatlarında Veneranı gördüyümüz kimi görünür, yalnız Mars səmasının qəhvəyi qaralığında parlayır, tənha (az fərqlənən Ay istisna olmaqla) kiçik bir nöqtə Veneradan bir qədər parlaqdır.
Yerin səthindən ilk şəkli idi2004-cü ilin martında Spirit roverindən səhər saatlarında hazırlanmış və Yer 2012-ci ildə Curiosity kosmik gəmisi üçün "Ay ilə əl-ələ verib" və o, ilk dəfəkindən də "daha gözəl" olmuşdu.
