Historie pozorování Marsu - History of Mars observation
.jpg)
Historie pozorování Marsu je o zaznamenané historii pozorování planety Mars . Některé rané záznamy o pozorování Marsu pocházejí z doby staroegyptských astronomů ve 2. tisíciletí před naším letopočtem . Čínské záznamy o pohybech Marsu se objevily před založením dynastie Zhou (1045 př. N. L.). Podrobná pozorování polohy Marsu provedli babylonští astronomové, kteří vyvinuli aritmetické techniky k předpovědi budoucí polohy planety. Starověcí řečtí filozofové a helénističtí astronomové vyvinuli geocentrický model, který vysvětlil pohyby planety. Měření úhlového průměru Marsu lze nalézt ve starověkých řeckých a indických textech. V 16. století, Nicolaus Copernicus navrhoval heliocentrický model pro systém Solar ve kterém planety následují kruhové oběžné dráhy o Slunci . Toto bylo revidováno Johannesem Keplerem , čímž se získala eliptická oběžná dráha pro Mars, která přesněji odpovídala pozorovacím datům.
První teleskopické pozorování Marsu provedl Galileo Galilei v roce 1610. Během století astronomové objevili na planetě zřetelné albedo rysy , včetně tmavé skvrny Syrtis Major Planum a polárních ledových čepic . Byli schopni určit dobu rotace planety a axiální náklon . Tato pozorování byla primárně provedena v časových intervalech, kdy se planeta nacházela v opozici vůči Slunci, v nichž se Mars přiblížil Zemi nejblíže. Lepší teleskopy vyvinuté počátkem 19. století umožnily detailně zmapovat trvalé marťanské albedo rysy. První surová mapa Marsu byla zveřejněna v roce 1840, po níž následovaly od roku 1877 další vylepšené mapy. Když si astronomové mylně mysleli, že detekovali spektroskopický podpis vody v marťanské atmosféře, idea veřejnosti na Marsu se stala popularizovanou . Percival Lowell věřil, že na Marsu vidí síť umělých kanálů . Tyto lineární rysy se později ukázaly jako optický klam a atmosféra byla shledána příliš tenkou na to, aby podporovala prostředí podobné Zemi .
Žluté mraky na Marsu byly pozorovány od 70. let 19. století, což Eugène M. Antoniadi navrhoval jako navátý písek nebo prach. V průběhu 20. let 20. století byl změřen rozsah povrchové teploty Marsu; pohybovala se v rozmezí -85 až 7 ° C (-121 až 45 ° F). Bylo zjištěno, že planetární atmosféra je vyprahlá pouze se stopovým množstvím kyslíku a vody. V roce 1947 Gerard Kuiper ukázal, že tenká marťanská atmosféra obsahuje rozsáhlý oxid uhličitý ; zhruba dvojnásobek množství nalezeného v zemské atmosféře. První standardní nomenklatura pro rysy albedo na Marsu byla přijata v roce 1960 Mezinárodní astronomickou unií . Od 60. let 20. století bylo vysláno několik robotických kosmických lodí, aby prozkoumávaly Mars z oběžné dráhy a povrchu. Planeta zůstala pozorována pozemními a vesmírnými přístroji v širokém rozsahu elektromagnetického spektra . Objev meteoritů na Zemi, které pocházejí z Marsu , umožnil laboratorní zkoumání chemických podmínek na planetě. Leonardo davinci objevil Mars
Nejstarší záznamy
Existenci Marsu jako putujícího objektu na noční obloze zaznamenali staroegyptští astronomové . Do 2. tisíciletí před naším letopočtem byli obeznámeni se zjevným retrográdním pohybem planety, ve kterém se zdá, že se pohybuje v opačném směru po obloze než její normální postup. Mars byl zobrazen na stropě hrobky Seti I , na stropu Ramesseum a na hvězdné mapě Senenmut . Poslední je nejstarší známá hvězdná mapa, datovaná do roku 1534 př. N. L. Na základě polohy planet.
Podle období novobabylonská říše , Babylonian astronomové dělali systematické pozorování postoje a chování planet. U Marsu například věděli, že planeta dělala každých 79 let 37 synodických period neboli 42 obvodů zvěrokruhu. Babyloňané vynalezli aritmetické metody pro provádění drobných oprav předpokládaných poloh planet. Tato technika byla primárně odvozena z měření načasování - například když Mars vystoupil nad horizont, spíše než z méně přesně známé polohy planety na nebeské sféře .
Čínské záznamy o vzhledu a pohybech Marsu se objevují před založením dynastie Zhou (1045 př. N. L.) A za dynastie Čchin (221 př. N. L.) Astronomové udržovali těsné záznamy o planetárních konjunkcích, včetně Marsu. Zákryty Marsu Venuší byly zaznamenány v letech 368, 375 a 405 n. L. Období a pohyb oběžné dráhy planety byl podrobně znám během dynastie Tang (618 n. L.).
Raná astronomie starověkého Řecka byla ovlivněna znalostmi předanými z mezopotámské kultury. Babyloňané tedy spojili Mars s Nergalem , jejich bohem války a moru, a Řekové spojili planetu se svým bohem války Aresem . Během tohoto období byly pohyby planet pro Řeky málo zajímavé; Hesiod je Práce a dny ( c. 650 BCE) nezmiňuje planet.
Orbitální modely
Řekové používali slovo planēton k označení sedmi nebeských těles, která se pohybovala s ohledem na hvězdy v pozadí, a zastávali geocentrický názor, že se tato tělesa pohybují po Zemi . Řecký filozof Platón ve své práci The Republic (X.616E – 617B) poskytl nejstarší známé tvrzení definující pořadí planet v řecké astronomické tradici. Jeho seznam v pořadí nejbližších k nejvzdálenějším od Země byl následující: Měsíc, Slunce, Venuše, Merkur , Mars, Jupiter , Saturn a fixní hvězdy. Ve svém dialogu Timaeus navrhl Platón, že postup těchto objektů po obloze závisí na jejich vzdálenosti, takže nejvzdálenější objekt se pohybuje nejpomaleji.
Aristoteles , Platónův student, pozoroval zákryt Marsu Měsícem 4. května 357 př. N. L. Z toho usoudil, že Mars musí ležet dále od Země než Měsíc. Poznamenal, že Egypťané a Babyloňané pozorovali další takové zákryty hvězd a planet. Aristoteles použil tyto pozorovací důkazy na podporu řeckého sekvenování planet. Jeho práce De Caelo představila model vesmíru, ve kterém Slunce, Měsíc a planety krouží kolem Země v pevných vzdálenostech. Sofistikovanější verzi geocentrického modelu vyvinul řecký astronom Hipparchus, když navrhl, aby se Mars pohyboval po kruhové dráze zvané epicykl, která zase obíhala kolem Země po větším kruhu zvaném deferent .
V římském Egyptě během 2. století n. L. Se Claudius Ptolemaeus (Ptolemaios) pokusil vyřešit problém orbitálního pohybu Marsu. Pozorování Marsu ukázala, že planeta se pohybovala o 40% rychleji na jedné straně své oběžné dráhy než na druhé, což je v rozporu s aristotelským modelem rovnoměrného pohybu. Ptolemaios upravil model planetárního pohybu přidáním bodu odsazeného od středu kruhové dráhy planety, kolem kterého se planeta pohybuje rovnoměrnou rychlostí rotace . Navrhl, aby pořadí planet podle rostoucí vzdálenosti bylo: Měsíc, Merkur, Venuše, Slunce, Mars, Jupiter, Saturn a pevné hvězdy. Ptolemaiový model a jeho kolektivní práce o astronomii byly představeny ve vícesvazkové sbírce Almagest , která se stala autoritativním pojednáním o západní astronomii na příštích čtrnáct století.
V 5. století CE je indický astronomická textu Surya Siddhanta odhadl úhlové velikosti Marsu jako 2 obloukové minuty (1/30 ze stupně) a její vzdálenost od Země jako 10,433,000 km (1,296,600 yojana , kde jeden yojana se rovná osmi km v Surya Siddhanta ). Z toho je průměr Marsu odvozen na 6 070 km (754,4 yojana), což má chybu do 11% aktuálně akceptované hodnoty 6 788 km. Tento odhad však byl založen na nepřesném odhadu úhlové velikosti planety. Výsledek mohl být ovlivněn prací Ptolemaia, který uváděl hodnotu 1,57 úhlových minut. Oba odhady jsou výrazně větší než hodnota později získaná dalekohledem.
 Keplerovy geocentrické pohyby Marsu z Astronomie Nova (1609) |
 Moderní opoziční výpočty |
| Tyto grafy ukazují směr a vzdálenost Marsu vzhledem k Zemi ve středu, přičemž opozice a zjevný retrográdní pohyb přibližně každé 2 roky a nejbližší opozice každých 15–17 let kvůli excentrické oběžné dráze Marsu. | |
V roce 1543 vydal Nicolaus Copernicus heliocentrický model ve svém díle De revolutionibus orbium coelestium . Tento přístup umístil Zemi na oběžnou dráhu kolem Slunce mezi kruhovými drahami Venuše a Marsu. Jeho model úspěšně vysvětlil, proč byly planety Mars, Jupiter a Saturn na opačné straně oblohy než Slunce, kdykoli byly uprostřed svých retrográdních pohybů. Copernicus dokázal roztřídit planety do jejich správného heliocentrického řádu pouze na základě doby jejich oběžných drah kolem Slunce. Jeho teorie postupně získala uznání mezi evropskými astronomy, zvláště po vydání Prutenic Tables německým astronomem Erasmem Reinholdem v roce 1551, které byly vypočítány pomocí Koperníkova modelu.
13. října 1590 pozoroval německý astronom Michael Maestlin zákryt Marsu Venuší. Jeden z jeho studentů, Johannes Kepler , se rychle stal přívržencem koperníkovského systému. Po ukončení vzdělání se Kepler stal asistentem dánského šlechtice a astronoma Tycho Brahe . S přístupem uděleným Tychovým podrobným pozorováním Marsu byl Kepler připraven matematicky sestavit náhradu za prutenické tabulky. Poté, co opakovaně nedokázal přizpůsobit pohyb Marsu na kruhovou oběžnou dráhu, jak to vyžadoval kopernikanismus, se mu podařilo sladit Tychova pozorování za předpokladu, že oběžná dráha byla elipsa a Slunce se nacházelo v jednom z ohnisek . Jeho model se stal základem pro Keplerovy zákony planetárního pohybu , které byly publikovány v jeho vícesvazkovém díle Epitome Astronomiae Copernicanae (Epitome of Copernican Astronomy) v letech 1615 až 1621.
Raná pozorování dalekohledem
Při svém nejbližším přiblížení je úhlová velikost Marsu 25 obloukových sekund (jednotka stupně ); to je příliš malé na to, aby to vyřešilo pouhé oko . Proto před vynálezem dalekohledu nebylo o planetě známo nic kromě její polohy na obloze. Italský vědec Galileo Galilei byl první známou osobou, která používala dalekohled k astronomickým pozorováním. Jeho záznamy naznačují, že Mars začal pozorovat dalekohledem v září 1610. Tento nástroj byl příliš primitivní na to, aby na planetě zobrazoval jakýkoli povrchový detail, a tak si stanovil cíl zjistit, zda Mars vykazuje fáze částečné temnoty podobné Venuši nebo Měsíci . Ačkoli si nebyl jistý svým úspěchem, v prosinci si všiml, že se Mars zmenšil v úhlové velikosti. Polský astronom Johannes Hevelius uspěl v pozorování fáze Marsu v roce 1645.
V roce 1644 italský jezuita Daniello Bartoli oznámil, že na Marsu viděl dvě tmavší skvrny. Během opozic v letech 1651, 1653 a 1655, kdy se planeta přiblížila k Zemi, italský astronom Giovanni Battista Riccioli a jeho student Francesco Maria Grimaldi zaznamenali skvrny s různou odrazivostí na Marsu. První osoba, která nakreslila mapu Marsu, která zobrazovala rysy terénu, byl nizozemský astronom Christiaan Huygens . 28. listopadu 1659 vytvořil ilustraci Marsu, která ukázala zřetelnou temnou oblast, nyní známou jako Syrtis Major Planum , a pravděpodobně jednu z polárních ledovců . Ve stejném roce se mu podařilo změřit dobu rotace planety, která jí dala přibližně 24 hodin. Provedl hrubý odhad průměru Marsu a odhadl, že je to asi 60% velikosti Země, což se dobře srovnává s moderní hodnotou 53%. Snad první definitivní zmínka o jižní polární ledovce Marsu byl od italského astronoma Giovanniho Domenica Cassiniho v roce 1666. Ve stejném roce použil pozorování povrchových značek na Marsu k určení doby rotace 24 h 40 m . To se liší od aktuálně přijímané hodnoty o méně než tři minuty. V roce 1672 si Huygens všiml fuzzy bílé čepice na severním pólu.
Poté, co se Cassini v roce 1671 stal prvním ředitelem pařížské observatoře , se zabýval problémem fyzického měřítka sluneční soustavy. Relativní velikost planetárních drah byla známá z Keplerova třetího zákona , takže byla potřeba skutečná velikost jedné z orbit planety. Za tímto účelem byla poloha Marsu měřena na pozadí hvězd z různých bodů na Zemi, čímž byla měřena denní paralaxa planety. Během tohoto roku se planeta pohybovala kolem bodu po své oběžné dráze, kde byla nejblíže Slunci ( perihelická opozice), což z ní činilo obzvláště blízký přístup k Zemi. Cassini a Jean Picard určili polohu Marsu z Paříže , zatímco francouzský astronom Jean Richer provedl měření z Cayenne v Jižní Americe . Ačkoli byla tato pozorování omezována kvalitou nástrojů, paralaxa vypočítaná Cassini se pohybovala v rozmezí 10% správné hodnoty. Anglický astronom John Flamsteed provedl srovnatelné pokusy o měření a měl podobné výsledky.
V roce 1704 italský astronom Jacques Philippe Maraldi „provedl systematickou studii jižní čepice a zjistil, že při rotaci planety procházela“ variacemi. To naznačovalo, že víčko nebylo vystředěno na pólu. Všiml si, že velikost čepice se v průběhu času mění. Německý britský astronom Sir William Herschel začal provádět pozorování planety Mars v roce 1777, zejména polárních čepic planety. V roce 1781 poznamenal, že jižní čepice se jeví jako „extrémně velká“, což připisoval tomu pólu, který byl posledních dvanáct měsíců ve tmě. V roce 1784 se jižní čepice jevila mnohem menší, což naznačuje, že čepice se liší podle ročních období planety, a proto byly vyrobeny z ledu. V roce 1781 odhadl dobu rotace Marsu na 24 h 39 m 21,67 s a změřil osový náklon pólů planety k orbitální rovině jako 28,5 °. Poznamenal, že Mars měl „značnou, ale umírněnou atmosféru, takže jeho obyvatelům se pravděpodobně v mnoha ohledech líbí situace podobná té naší“. V letech 1796 až 1809 si francouzský astronom Honoré Flaugergues všiml zatemnění Marsu, což naznačovalo, že povrch pokrývaly „okrově zbarvené závoje“. Toto může být nejstarší zpráva o žlutých mracích nebo bouřích na Marsu.
Geografické období
Na začátku 19. století se ukázalo, že zlepšení velikosti a kvality optiky dalekohledu významně pokročilo v pozorovacích schopnostech. Nejpozoruhodnější mezi těmito vylepšení bylo dvousložkový achromatický objektiv německého optik Joseph von Fraunhofer , která v podstatě eliminovány koma -an optický efekt, který může deformovat vnější okraj obrazu. V roce 1812 se Fraunhoferovi podařilo vytvořit achromatický objektiv o průměru 190 mm (7,5 palce). Velikost tohoto primárního objektivu je hlavním faktorem při určování schopnosti shromažďování světla a rozlišení refrakčního dalekohledu . Během opozice Marsu v roce 1830, němečtí astronomové Johann Heinrich Mädler a Wilhelm Beer použili 95 mm (3,7 palce) Fraunhoferův refrakční dalekohled k zahájení rozsáhlé studie planety. Jako referenční bod si vybrali prvek umístěný 8 ° jižně od rovníku . (Toto bylo později pojmenováno Sinus Meridiani a stane se to nulovým poledníkem Marsu.) Během svých pozorování zjistili, že většina povrchových rysů Marsu je trvalá, a přesněji určily dobu rotace planety. V roce 1840 spojil Mädler deset let pozorování a nakreslil první mapu Marsu. Beer a Mädler je místo pojmenování různých značek jednoduše označili písmeny; tedy Meridian Bay (Sinus Meridiani) byl rys „ a “.
Při práci na Vatikánské observatoři během opozice Marsu v roce 1858 si italský astronom Angelo Secchi všiml velkého modrého trojúhelníkového prvku, který nazval „Modrý Scorpion“. Stejnou sezónní oblačnou formaci viděl anglický astronom J. Norman Lockyer v roce 1862 a viděli ji i další pozorovatelé. Během opozice v roce 1862 vytvořil holandský astronom Frederik Kaiser kresby Marsu. Srovnáním svých ilustrací s ilustracemi Huygense a anglického přírodního filozofa Roberta Hookea dokázal dále upřesnit rotační období Marsu. Jeho hodnota 24 h 37 m 22,6 s je přesná na desetinu sekundy.
Otec Secchi vytvořil některé z prvních barevných ilustrací Marsu v roce 1863. Pro odlišné rysy použil jména slavných průzkumníků. V roce 1869 pozoroval na povrchu dva tmavé lineární rysy, které označoval jako canali , což je italština pro „kanály“ nebo „drážky“. V roce 1867 vytvořil anglický astronom Richard A. Proctor podrobnější mapu Marsu podle kreseb anglického astronoma Williama R. Dawese z roku 1864 . Proctor pojmenoval různé světlejší nebo tmavší rysy podle astronomů, minulých i současných, kteří přispěli k pozorování Marsu. Během stejného desetiletí vyrobili srovnatelné mapy a názvosloví francouzský astronom Camille Flammarion a anglický astronom Nathan Green .
Na univerzitě v Lipsku v letech 1862–64 vyvinul německý astronom Johann KF Zöllner vlastní fotometr pro měření odrazivosti Měsíce, planet a jasných hvězd. Pro Mars odvodil albedo 0,27. Mezi lety 1877 a 1893 pozorovali němečtí astronomové Gustav Müller a Paul Kempf Mars pomocí Zöllnerova fotometru. Zjistili, že malý fázový koeficient - variace odrazivosti s úhlem - naznačuje, že povrch Marsu je hladký a bez velkých nepravidelností. V roce 1867 francouzský astronom Pierre Janssen a britský astronom William Huggins použili spektroskopy ke zkoumání atmosféry Marsu. Oba porovnali optické spektrum Marsu se Měsícem . Protože jejich spektrum nevykazovalo absorpční čáry vody, věřili, že detekovali přítomnost vodní páry v atmosféře Marsu. Tento výsledek potvrdil německý astronom Herman C. Vogel v roce 1872 a anglický astronom Edward W. Maunder v roce 1875, ale později by mohl být zpochybněn. V roce 1882 se ve Scientific American objevil článek pojednávající o sněhu v polárních oblastech Marsu a spekulacích na pravděpodobnost oceánských proudů.
Obzvláště příznivá perihelická opozice nastala v roce 1877. Anglický astronom David Gill využil této příležitosti k měření denní paralaxy Marsu z ostrova Ascension , což vedlo k odhadu paralaxy 8,78 ± 0,01 arcsekund . Pomocí tohoto výsledku dokázal přesněji určit vzdálenost Země od Slunce na základě relativní velikosti oběžných drah Marsu a Země. Poznamenal, že okraj disku Marsu vypadal nejasně kvůli jeho atmosféře, což omezovalo přesnost, kterou mohl získat pro polohu planety.
V srpnu 1877 americký astronom Asaph Hall objevil dva měsíce na Marsu pomocí 660 mm (26 palců) dalekohledu na americké námořní observatoři . Jména těchto dvou satelitů, Phobos a Deimos , vybral Hall na základě návrhu Henryho Madana , instruktora vědy na Eton College v Anglii.
Marťanské kanály
Během opozice v roce 1877 italský astronom Giovanni Schiaparelli použil 22 cm (8,7 palce) dalekohled, aby pomohl vytvořit první podrobnou mapu Marsu. Tyto mapy obsahovaly zejména rysy, které nazýval canali , které se později ukázaly jako optický klam . Tito canali byli údajně dlouhé rovné čáry na povrchu Marsu, kterým dal jména slavných řek na Zemi. Jeho výraz canali byl v angličtině populárně překládán jako kanály . V roce 1886 anglický astronom William F. Denning zjistil, že tyto lineární rysy mají nepravidelný charakter a vykazují koncentrace a přerušení. V roce 1895 byl anglický astronom Edward Maunder přesvědčen, že lineární prvky jsou pouze souhrnem mnoha menších detailů.
V jeho 1892 práci La Planete Mars et ses podmínky d'habitabilité , Camille Flammarion psal o tom, jak jsou tyto kanály se podobal umělých kanálů, které inteligentní závod mohl použít k redistribuci vody přes umírající Marsu světě. Zasazoval se o existenci takových obyvatel a navrhl, aby byli pokročilejší než lidé.
Ovlivněn pozorováním Schiaparelliho, Percival Lowell založil observatoř s teleskopy 30 a 45 cm (12 a 18 palců). Hvězdárna byla použita k průzkumu Marsu během poslední dobré příležitosti v roce 1894 a následujících méně příznivých opozic. Vydal knihy o Marsu a životě na planetě, které měly na veřejnost velký vliv. Tyto canali našli další astronomové, například Henri Joseph Perrotin a Louis Thollon pomocí 38 cm (15 palců) refraktoru na observatoři Nice ve Francii, jednom z největších dalekohledů té doby.
Počínaje rokem 1901 se americký astronom AE Douglass pokusil vyfotografovat rysy kanálu na Marsu. Zdálo se, že tyto snahy uspěly, když americký astronom Carl O. Lampland publikoval v roce 1905 fotografie předpokládaných kanálů. Ačkoli tyto výsledky byly široce přijímány, řecký astronom Eugène M. Antoniadi , anglický přírodovědec Alfred Russel Wallace a další je považovali za pouhé imaginární rysy. . Jak byly používány větší dalekohledy, bylo pozorováno méně dlouhých, rovných canali . Během pozorování v roce 1909 Flammarionem pomocí 84 cm (33 palců) dalekohledu byly pozorovány nepravidelné obrazce, ale nebyly pozorovány žádné kanály .
Počínaje rokem 1909 dokázal Eugène Antoniadi pomoci vyvrátit teorii marťanských canali pohledem přes velký refraktor Meudona , Grande Lunette (objektiv 83 cm). Trifecta pozorovacích faktorů synergizuje; při pohledu přes třetí největší refraktor na světě byl Mars v opozici a výjimečné jasné počasí. Canali rozpuštěn před Antoniadi očí do různých „skvrn a skvrn“ na povrchu Marsu .
Upřesnění planetárních parametrů
Zatemnění povrchu způsobené žlutými mraky bylo zaznamenáno v 70. letech 19. století, kdy je pozoroval Schiaparelli. Důkazy o takových oblacích byly pozorovány během opozic v letech 1892 a 1907. V roce 1909 Antoniadi poznamenal, že přítomnost žlutých mraků je spojena s zatemněním rysů albedo. Zjistil, že Mars vypadal více žlutě během opozic, když byla planeta nejblíže Slunci a přijímala více energie. Jako příčinu mraků navrhl navátý písek nebo prach.
V roce 1894 americký astronom William W. Campbell zjistil, že spektrum Marsu je totožné se spektrem Měsíce, což zpochybňuje narůstající teorii, že atmosféra Marsu je podobná té na Zemi. Předchozí detekce vody v atmosféře Marsu byla vysvětlena nepříznivými podmínkami a Campbell zjistil, že vodní podpis pochází výhradně ze zemské atmosféry. Ačkoli souhlasil, že ledové čepice naznačují, že v atmosféře je voda, nevěřil, že by čepice byly dostatečně velké, aby umožnily detekci vodní páry. V té době byly Campbellovy výsledky považovány za kontroverzní a byly kritizovány členy astronomické komunity, ale byly potvrzeny americkým astronomem Walterem S. Adamsem v roce 1925.
Baltský německý astronom Hermann Struve použil pozorované změny na oběžných drahách marťanských měsíců k určení gravitačního vlivu zploštělého tvaru planety . V roce 1895 použil tato data k odhadu, že rovníkový průměr je o 1/190 větší než polární průměr. V roce 1911 upřesnil hodnotu na 1/192. Tento výsledek potvrdil americký meteorolog Edgar W. Woolard v roce 1944.
Pomocí vakuového termočlánku připojeného k 2,54 m (100 palců ) Hookerova teleskopu na Mount Wilson Observatory byli v roce 1924 američtí astronomové Seth Barnes Nicholson a Edison Pettit schopni změřit tepelnou energii vyzařovanou povrchem Marsu. Zjistili, že teplota se pohybuje od -68 ° C (-90 ° F) na pólu až do 7 ° C (45 ° F) ve středu disku (odpovídá rovníku ). Počínaje stejným rokem provedla měření vyzářené energie Marsu americký fyzik William Coblentz a americký astronom Carl Otto Lampland . Výsledky ukázaly, že noční teplota na Marsu klesla na −85 ° C (−121 ° F), což svědčí o „enormním denním kolísání“ teplot. Teplota marťanských mraků byla měřena jako -30 ° C (-22 ° F). V roce 1926 americký astronom Walter Sydney Adams měřením spektrálních čar, které byly červeně posunuty oběžnými pohyby Marsu a Země, dokázal přímo změřit množství kyslíku a vodní páry v atmosféře Marsu. Zjistil, že na Marsu převládají „extrémní pouštní podmínky“. V roce 1934 Adams a americký astronom Theodore Dunham Jr. zjistili, že množství kyslíku v atmosféře Marsu je menší než jedno procento z množství ve srovnatelné oblasti na Zemi.
V roce 1927 nizozemský postgraduální student Cyprianus Annius van den Bosch provedl stanovení hmotnosti Marsu na základě pohybů marťanských měsíců s přesností 0,2%. Tento výsledek potvrdil nizozemský astronom Willem de Sitter a byl posmrtně publikován v roce 1938. Pomocí pozorování blízkého zemského asteroidu Eros v letech 1926 až 1945 dokázal německo-americký astronom Eugene K. Rabe nezávisle odhadnout hmotnost Marsu, stejně jako ostatní planety ve vnitřní sluneční soustavě , z gravitačních poruch planety planety . Jeho odhadovaná chyba byla 0,05%, ale následné kontroly naznačovaly, že jeho výsledek byl ve srovnání s jinými metodami špatně určen.
Během dvacátých let 20. století francouzský astronom Bernard Lyot použil polarimetr ke studiu povrchových vlastností Měsíce a planet. V roce 1929 poznamenal, že polarizované světlo vyzařované z povrchu Marsu je velmi podobné světlu vyzařovanému z Měsíce, ačkoli spekuloval, že jeho pozorování lze vysvětlit mrazem a případně vegetací. Na základě množství slunečního světla rozptýleného atmosférou Marsu stanovil horní hranici 1/15 tloušťky zemské atmosféry. To omezilo povrchový tlak na maximálně 2,4 kPa (24 mbar ). Pomocí infračervené spektrometrie detekoval v roce 1947 holandsko-americký astronom Gerard Kuiper v atmosféře Marsu oxid uhličitý . Dokázal odhadnout, že množství oxidu uhličitého v dané oblasti povrchu je dvojnásobné než na Zemi. Protože však nadhodnotil povrchový tlak na Marsu, dospěl Kuiper k mylnému závěru, že ledové čepice nemohou být složeny ze zmrzlého oxidu uhličitého. V roce 1948 americký meteorolog Seymour L. Hess určil, že tvorba tenkých marťanských mraků bude vyžadovat pouze 4 mm (0,16 palce) vodních srážek a tlak par 0,1 kPa (1,0 mbar).
První standardní nomenklatura pro rysy marťanských albedo byla zavedena Mezinárodní astronomickou unií (IAU), když v roce 1960 přijali 128 jmen z mapy Antoniadiho z roku 1929 s názvem La Planète Mars . Pracovní skupina pro názvosloví planetárních systémů (WGPSN) byla zřízena IAU v roce 1973 za účelem standardizace schématu pojmenování pro Mars a další tělesa.
Dálkový průzkum
International Planetary Patrol Program byl vytvořen v roce 1969 jako konsorcium neustále sledovat planetární změny. Tato celosvětová skupina se zaměřila na pozorování prachových bouří na Marsu. Jejich snímky umožňují globálně studovat marťanské sezónní vzorce a ukázaly, že k většině marťanských prachových bouří dochází, když je planeta nejblíže Slunci.
Od 60. let 20. století byly vysílány robotické kosmické lodě, aby podrobně prozkoumávaly Mars z oběžné dráhy a povrchu . Kromě toho dálkové snímání Marsu ze Země pozemními a obíhajícími teleskopy pokračovalo ve velké části elektromagnetického spektra . Patří sem infračervená pozorování ke stanovení složení povrchu, ultrafialové a submilimetrové pozorování atmosférického složení a rádiová měření rychlostí větru.
Hubble Space Telescope (HST) byl použit k provedení systematické studium Marsu a přijal nejvyšší rozlišovací obrazy Marsu někdy zachycené ze Země. Tento dalekohled může vytvářet užitečné snímky planety, pokud je v úhlové vzdálenosti alespoň 50 ° od Slunce. HST může pořizovat snímky polokoule , která poskytuje pohledy na celé meteorologické systémy. Pozemské teleskopy vybavené zařízeními spojenými s nábojem mohou vytvářet užitečné snímky Marsu, což umožňuje pravidelné sledování počasí planety během opozic.
Emise rentgenového záření z Marsu byla poprvé pozorována astronomy v roce 2001 pomocí rentgenové observatoře Chandra a v roce 2003 bylo prokázáno, že má dvě složky. První složka je způsobena rentgenovými paprsky ze Slunce rozptylujícími se z horní marťanské atmosféry; druhá pochází z interakcí mezi ionty, které vedou k výměně nábojů. Emise z posledně uvedeného zdroje byla pozorována až na osminásobek poloměru Marsu oběžnou observatoří XMM-Newton .
V roce 1983 analýza skupiny meteoritů shergottite , nakhlite a chassignite (SNC) ukázala, že mohou pocházet z Marsu . Předpokládá se, že meteorit Allan Hills 84001 , objevený v Antarktidě v roce 1984, pochází z Marsu, ale má úplně jiné složení než skupina SNC. V roce 1996 bylo oznámeno, že tento meteorit může obsahovat důkazy o mikroskopických zkamenělinách marťanských bakterií . Toto zjištění však zůstává kontroverzní. Chemická analýza marťanských meteoritů nalezených na Zemi naznačuje, že okolní teplota blízkého povrchu Marsu je s největší pravděpodobností pod bodem mrazu vody (0 ° C) po většinu posledních čtyř miliard let.
Pozorování
Viz také
Reference
externí odkazy
- „Popkultura Mars“ . Program průzkumu Marsu . NASA. 5. května 2008 . Citováno 2012-06-16 .
- Snyder, Dave (květen 2001). „Pozorovací historie Marsu“ . Citováno 2012-06-16 .