Пређи на садржај

Историја посматрања Марса

С Википедије, слободне енциклопедије
Најоштрији поглед на Марс са Хабла: Иако „Фастијев прст” ACS-а смета, постигнута је просторна размера од 8 километара по пикселу при пуној резолуцији.

Историја посматрања Марса обухвата записану историју посматрања планете Марс. Неки од раних записа о посматрању Марса датирају из доба староегипатских астронома у 2. миленијуму п. н. е. Кинески записи о кретању Марса појавили су се пре оснивања династије Џоу (1045. п. н. е.). Детаљна посматрања положаја Марса вршили су вавилонски астрономи који су развили аритметичке технике за предвиђање будућег положаја планете. Антички грчки филозофи и хеленистички астрономи развили су геоцентрични модел како би објаснили кретање планете. Мерења угаоног пречника Марса могу се наћи у древним грчким и индијским текстовима. У 16. веку, Никола Коперник је предложио хелиоцентрични модел за Сунчев систем у којем планете прате кружне орбите око Сунца. Ово је ревидирао Јохан Кеплер, извевши елиптичну орбиту за Марс која се тачније уклапала у податке посматрања.

Прво телескопско посматрање Марса извршио је Галилео Галилеј 1610. године. У року од једног века, астрономи су открили различите албедо карактеристике на планети, укључујући тамну мрљу Syrtis Major Planum и поларне ледене капе. Били су у стању да одреде период ротације планете и нагиб осе. Ова посматрања су првенствено вршена током временских интервала када се планета налазила у опозицији са Сунцем, у којим тачкама је Марс остваривао своје најближе прилазе Земљи. Бољи телескопи развијени почетком 19. века омогућили су детаљно мапирање трајних марсовских албедо карактеристика. Прва груба мапа Марса објављена је 1840. године, након чега су уследиле прецизније мапе од 1877. године надаље. Када су астрономи погрешно мислили да су открили спектроскопски потпис воде у атмосфери Марса, идеја о животу на Марсу постала је популарна међу јавношћу. Персивал Лоуел је веровао да може видети мрежу вештачких канала на Марсу.[1] Касније се показало да су ове линеарне карактеристике биле оптичка илузија, а утврђено је да је атмосфера превише ретка да би подржала окружење слично Земљином.

Жути облаци на Марсу су примећени још 1870-их, за које је Ежен Мишел Антонијади сугерисао да су песак или прашина коју носи ветар. Током 1920-их измерен је опсег површинске температуре Марса; кретао се од −85 to 7 °C (−121 to 45 °F). Утврђено је да је планетарна атмосфера сушна са само траговима кисеоника и воде. Године 1947. Џерард Кајпер је показао да ретка атмосфера Марса садржи обиман угљен-диоксид; отприлике двоструко већу количину од оне која се налази у Земљиној атмосфери. Прву стандардну номенклатуру за албедо карактеристике Марса усвојила је 1960. године Међународна астрономска унија. Од 1960-их, више роботских свемирских летелица је послато да истражују Марс из орбите и са површине. Планета је остала под посматрањем земаљских и свемирских инструмената у широком опсегу електромагнетног спектра. Откриће метеорита на Земљи који потичу са Марса омогућило је лабораторијско испитивање хемијских услова на планети.

Најранији записи

[уреди | уреди извор]
Док Земља пролази поред Марса, ова друга планета ће привремено изгледати као да обрће своје кретање преко неба.

Постојање Марса као лутајућег објекта на ноћном небу забележили су староегипатски астрономи. До 2. миленијума п. н. е. били су упознати са привидним ретроградним кретањем планете, у којем изгледа да се креће у супротном смеру преко неба од свог нормалног напредовања.[2] Марс је приказан на таваници гробнице Сети I, на таваници Рамесеума,[3] и на звезданој мапи Сененмута. Ова последња је најстарија позната звездана мапа, датирана у 1534. годину п. н. е. на основу положаја планета.[2]

До периода Нововавилонског царства, вавилонски астрономи су вршили систематска посматрања положаја и понашања планета. За Марс су знали, на пример, да планета прави 37 синодичких периода, или 42 круга зодијака, сваких 79 година. Вавилонци су изумели аритметичке методе за прављење мањих корекција предвиђених положаја планета. Ова техника је првенствено изведена из мерења времена — као што је тренутак када Марс излази изнад хоризонта, а не из мање тачно познатог положаја планете на небеској сфери.[4][5]

Кинески записи о појавама и кретању Марса појављују се пре оснивања династије Џоу (1045. п. н. е.), а до династије Ћин (221. п. н. е.) астрономи су водили пажљиве записе о планетарним конјункцијама, укључујући и оне Марса. Окултације Марса од стране Венере забележене су 368, 375. и 405. године нове ере.[6] Период и кретање орбите планете били су познати до детаља током династије Танг (618. н. е.).[7][8][9]

Рана астрономија античке Грчке била је под утицајем знања пренетог из месопотамске културе. Тако су Вавилонци повезивали Марс са Нергалом, њиховим богом рата и куге, а Грци су повезали планету са својим богом рата, Аресом.[10] Током овог периода, кретање планета није било од великог интереса за Грке; Хесиодови Послови и дани (око 650. п. н. е.) не помињу планете.[11]

Орбитални модели

[уреди | уреди извор]
Геоцентрични модел универзума.

Грци су користили реч planēton да означе седам небеских тела која су се кретала у односу на позадинске звезде и имали су геоцентрични поглед да се ова тела крећу око Земље. У свом делу Држава (X.616E–617B), грчки филозоф Платон дао је најстарију познату изјаву која дефинише редослед планета у грчкој астрономској традицији. Његова листа, по редоследу од најближег до најудаљенијег од Земље, била је следећа: Месец, Сунце, Венера, Меркур, Марс, Јупитер, Сатурн и фиксне звезде. У свом дијалогу Тимај, Платон је предложио да напредовање ових објеката преко неба зависи од њихове удаљености, тако да се најудаљенији објекат креће најспорије.[12]

Аристотел, Платонов ученик, посматрао је окултацију Марса од стране Месеца 4. маја 357. године п. н. е.[13] Из тога је закључио да Марс мора лежати даље од Земље него Месец. Напоменуо је да су друге такве окултације звезда и планета посматрали Египћани и Вавилонци.[14][15][16] Аристотел је користио ове посматрачке доказе да подржи грчки редослед планета.[17] Његово дело О небу представило је модел универзума у ​​којем Сунце, Месец и планете круже око Земље на фиксним удаљеностима. Софистициранију верзију геоцентричног модела развио је грчки астроном Хипарх када је предложио да се Марс креће дуж кружне стазе зване епицикл која, заузврат, кружи око Земље дуж већег круга званог деферент.[18][19]

У римском Египту током 2. века нове ере, Клаудије Птоломеј је покушао да реши проблем орбиталног кретања Марса. Посматрања Марса су показала да се планета креће 40% брже на једној страни своје орбите него на другој, што је било у супротности са Аристотеловим моделом једноликог кретања. Птоломеј је модификовао модел планетарног кретања додавањем тачке помераја од центра кружне орбите планете око које се планета креће униформном брзином ротације. Предложио је да је редослед планета, по растућој удаљености: Месец, Меркур, Венера, Сунце, Марс, Јупитер, Сатурн и фиксне звезде.[20] Птоломејев модел и његов колективни рад на астрономији представљени су у вишетомној збирци Алмагест, која је постала ауторитативна расправа о западној астрономији наредних четрнаест векова.[19]

Године 1543. Никола Коперник је објавио хелиоцентрични модел у свом делу De revolutionibus orbium coelestium. Овај приступ је поставио Земљу у орбиту око Сунца између кружних орбита Венере и Марса. Његов модел је успешно објаснио зашто су планете Марс, Јупитер и Сатурн на супротној страни неба од Сунца кад год су усред свог ретроградног кретања. Коперник је био у стању да сортира планете у њихов исправан хелиоцентрични редослед искључиво на основу периода њихових орбита око Сунца.[21] Његова теорија је постепено добијала прихватање међу европским астрономима, посебно након објављивања Пруски таблици (Prutenic Tables) немачког астронома Еразмуса Рајнхолда 1551. године, које су израчунате коришћењем Коперниковог модела.[22]

Дана 13. октобра 1590. године, немачки астроном Михаел Местлин посматрао је окултацију Марса од стране Венере.[23] Један од његових ученика, Јохан Кеплер, брзо је постао присталица коперниканског система. Након завршетка образовања, Кеплер је постао асистент данском племићу и астроному Тиху Брахеу. Са приступом Тиховим детаљним посматрањима Марса, Кеплер је почео да ради на математичком састављању замене за Пруске таблице. Након што више пута није успео да уклопи кретање Марса у кружну орбиту како се захтевало у коперниканизму, успео је да усклади Тихове опсервације претпостављајући да је орбита елипса и да се Сунце налази у једном од жижа. Његов модел постао је основа за Кеплерове законе планетарног кретања, који су објављени у његовом вишетомном делу Epitome Astronomiae Copernicanae (Епитом коперниканске астрономије) између 1615. и 1621. године.[24]

Дијаграм геоцентричне путање Марса кроз неколико периода привидног ретроградног кретања у делу Astronomia Nova (1609) Јохана Кеплера.

Рана телескопска посматрања

[уреди | уреди извор]

При свом најближем прилазу, угаона величина Марса је 25 лучних секунди; ово је премало да би се голим оком разлучило. Стога, пре проналаска телескопа, ништа се није знало о планети осим њене црвене нијансе и положаја на небу.[25] Телескопи су се појавили 1608. године, а у септембру 1610. италијански научник Галилео Галилеј је у својим записима навео да је почео да посматра Марс кроз телескоп.[26] Овај инструмент је био превише примитиван да би приказао било какве површинске детаље на планети,[27] па је поставио циљ да види да ли Марс показује мене делимичне таме сличне Венери или Месецу. Иако несигуран у свој успех, до децембра је приметио да се Марс смањио у угаоној величини.[26] Пољски астроном Јоханес Хевелије успео је да посматра мену Марса 1645. године.[28]

Први нацртани запис марсовских карактеристика (Рукопис К), од стране Кристијана Хајгенса, посматран 28. новембра 1659.[29] Карактеристика је вероватно Syrtis Major Planum. Хајгенс је из кретања карактеристика израчунао ротацију Марса.

Године 1636. Франческо Фонтана је нацртао прво телескопско посматрање Марса, али није приметио никакве стварне карактеристике. Године 1644, италијански језуита Данијело Бартоли известио је да види две тамније мрље на Марсу. Током опозиција 1651, 1653. и 1655. године, када је планета остварила своје најближе прилазе Земљи, италијански астроном Ђовани Батиста Ричоли и његов ученик Франческо Марија Грималди приметили су мрље различите рефлексивности на Марсу.[27] Прва особа која је нацртала Марс са посматраним стварним карактеристикама био је холандски астроном Кристијан Хајгенс. Дана 28. новембра 1659. године, направио је илустрацију Марса која је показивала изразит тамни регион сада познат као Syrtis Major Planum, и вероватно једну од поларних ледених капа.[30] Исте године успео је да измери период ротације планете, наводећи да је приближно 24 сата.[28] Направио је грубу процену пречника Марса, нагађајући да је око 60% величине Земље, што се добро пореди са модерном вредношћу од 53%.[31] Можда је први дефинитиван помен Марсове јужне поларне ледене капе дао италијански астроном Ђовани Доменико Касини, 1666. године. Исте године користио је посматрања површинских ознака на Марсу да одреди период ротације од 24h 40m. Ово се разликује од тренутно прихваћене вредности за мање од три минута. Године 1672. Хајгенс је приметио нејасну белу капу на северном полу.[32]

Након што је Касини постао први директор Париске опсерваторије 1671. године, позабавио се проблемом физичке размере Сунчевог система. Релативна величина планетарних орбита била је позната из Кеплеровог трећег закона, па је била потребна стварна величина једне од планетарних орбита. У ту сврху, положај Марса је мерен у односу на позадинске звезде са различитих тачака на Земљи, чиме је мерена дневна паралакса планете. Током ове године, планета се кретала поред тачке дуж своје орбите где је била најближа Сунцу (перихелна опозиција), што је чинило посебно блиским прилазом Земљи. Касини и Жан Пикар одредили су положај Марса из Париза, док је француски астроном Жан Рише вршио мерења из Кајене у Јужној Америци. Иако су ова посматрања била отежана квалитетом инструмената, паралакса коју је израчунао Касини дошла је на 10% од тачне вредности.[33][34] Енглески астроном Џон Флемстид направио је упоредиве покушаје мерења и имао сличне резултате.[35]

Године 1704, италијански астроном Ђакомо Филипо Маралди „направио је систематску студију јужне капе и приметио да је претрпела” варијације док је планета ротирала. То је указивало да капа није центрирана на полу. Приметио је да се величина капе мењала током времена.[27][36] Британски астроном немачког порекла сер Вилијам Хершел почео је да врши посматрања планете Марс 1777. године, посебно поларних капа планете. Године 1781. приметио је да јужна капа изгледа „изузетно велика”, што је приписао томе што је тај пол био у тами претходних дванаест месеци. До 1784. године јужна капа је изгледала много мање, чиме је сугерисао да капе варирају са годишњим добима планете и да су стога направљене од леда. Године 1781. проценио је период ротације Марса на 24h 39m 21,67s и измерио нагиб осе планетиних полова у односу на орбиталну раван као 28,5°. Приметио је да Марс има „знатну, али умерену атмосферу, тако да његови становници вероватно уживају у ситуацији у многим погледима сличној нашој”.[36][37][38][39] Између 1796. и 1809. године, француски астроном Оноре Фложерг приметио је затамњења Марса, сугеришући да „веови боје окера” прекривају површину. Ово може бити најранији извештај о жутим облацима или олујама на Марсу.[40][41]

Географски период

[уреди | уреди извор]

Почетком 19. века, побољшања у величини и квалитету телескопске оптике показала су се као значајан напредак у могућностима посматрања. Најзначајније међу овим побољшањима било је двокомпонентно ахроматско сочиво немачког оптичара Јозефа фон Фраунхофера које је суштински елиминисало кому — оптички ефекат који може изобличити спољну ивицу слике. До 1812. године, Фраунхофер је успео да направи ахроматско сочиво објектива пречника 190 mm (7,5 in). Величина овог примарног сочива је главни фактор у одређивању способности прикупљања светлости и резолуције телескопа рефрактора.[42][43] Током опозиције Марса 1830. године, немачки астрономи Јохан Хајнрих фон Медлер и Вилхелм Бер користили су Фраунхоферов рефрактор од 95 mm (3,7 in) за покретање опсежне студије планете. Изабрали су карактеристику која се налази 8° јужно од екватора као своју референтну тачку. (Ово је касније названо Sinus Meridiani, и постало би нулти меридијан Марса.) Током својих посматрања, установили су да је већина површинских карактеристика Марса трајна и прецизније су одредили период ротације планете. Године 1840, Медлер је комбиновао десет година посматрања како би нацртао прву мапу Марса. Уместо да дају имена разним ознакама, Бер и Медлер су их једноставно означили словима; тако је Меридијански залив (Sinus Meridiani) био карактеристика „a”.[28][43][44]

Радећи у Ватиканској опсерваторији током опозиције Марса 1858. године, италијански астроном Анђело Секи приметио је велику плаву троугласту карактеристику, коју је назвао „Плави шкорпион”. Исту сезонску формацију налик облаку видео је енглески астроном Џозеф Норман Локјер 1862. године, а посматрали су је и други посматрачи.[45] Током опозиције 1862. године, холандски астроном Фредерик Кајзер направио је цртеже Марса. Упоређујући своје илустрације са онима Хајгенса и енглеског природног филозофа Роберта Хука, успео је да даље прецизира период ротације Марса. Његова вредност од 24h 37m 22,6s тачна је до десетог дела секунде.[43][46]

Правоугаона мрежа прекрива вијугаве обрасце светлог и тамног. Одабрани региони су означени именима.
Каснија верзија Прокторове мапе Марса, објављена 1905.
Осенчени цртеж марсовских албедо карактеристика приказан је у хоризонталном низу синусоидних пројекција. Мапа је означена именованим карактеристикама.
Атлас Марса из 1892. године белгијског астронома Луја Нистена.

Отац Секи је произвео неке од првих илустрација Марса у боји 1863. године. Користио је имена познатих истраживача за различите карактеристике. Године 1869. приметио је две тамне линеарне карактеристике на површини које је назвао canali, што на италијанском значи „канали” или „жлебови”.[47][48][49] Године 1867. енглески астроном Ричард А. Проктор креирао је детаљнију мапу Марса засновану на цртежима енглеског астронома Вилијама Р. Доза из 1864. године. Проктор је назвао различите светлије или тамније карактеристике по астрономима, прошлим и садашњим, који су допринели посматрањима Марса. Током исте деценије, упоредиве мапе и номенклатуру произвели су француски астроном Камиј Фламарион и енглески астроном Натанијел Еверет Грин.[49]

На Универзитету у Лајпцигу 1862–1864, немачки астроном Јохан Карл Фридрих Целнер развио је прилагођени фотометар за мерење рефлексивности Месеца, планета и сјајних звезда. За Марс је извео албедо од 0,27. Између 1877. и 1893. године, немачки астрономи Густав Милер и Паул Кемпф посматрали су Марс користећи Целнеров фотометар. Открили су мали фазни коефицијент — варијацију рефлексивности са углом — што указује да је површина Марса глатка и без великих неправилности.[50] Године 1867. француски астроном Пјер Жансен и британски астроном Вилијам Хагинс користили су спектроскопе да испитају атмосферу Марса. Обојица су упоредили оптички спектар Марса са оним Месеца. Како спектар овог другог није приказивао апсорпционе линије воде, веровали су да су открили присуство водене паре у атмосфери Марса. Овај резултат је потврдио немачки астроном Херман Карл Фогел 1872. године и енглески астроном Едвард Волтер Маундер 1875. године, али ће касније бити доведен у питање.[51] Године 1882. појавио се чланак у часопису Scientific American који расправља о снегу на поларним регионима Марса и спекулацијама о вероватноћи океанских струја.[52]

Посебно повољна перихелна опозиција догодила се 1877. године. Енглески астроном Дејвид Гил искористио је ову прилику да измери дневну паралаксу Марса са острва Асенсион, што је довело до процене паралаксе од 8,78 ± 0,01 лучних секунди.[53] Користећи овај резултат, био је у стању да тачније одреди удаљеност Земље од Сунца, на основу релативне величине орбита Марса и Земље.[54] Приметио је да ивица диска Марса изгледа нејасно због његове атмосфере, што је ограничило прецизност коју је могао добити за положај планете.[55]

У августу 1877. године, амерички астроном Асаф Хол открио је два Марсова месеца користећи телескоп од 660 mm (26 in) у Морнаричкој опсерваторији САД.[56] Имена два сателита, Фобос и Дејмос, изабрао је Хол на основу предлога Хенрија Медана, инструктора науке на Колеџу Итон у Енглеској.[57]

Марсовски канали

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Марсовски канали
Мапа Марса у цилиндричној пројекцији која приказује светле и тамне регионе праћене разним линеарним карактеристикама. Главне карактеристике су означене.
Мапа Марса Ђованија Скјапарелија, састављена између 1877. и 1886. године, која приказује canali карактеристике као танке линије.
Два диска приказују тамније мрље повезане линеарним карактеристикама.
Марс скициран онако како га је посматрао Лоуел негде пре 1914. (Југ горе).

Током опозиције 1877. године, италијански астроном Ђовани Скјапарели користио је телескоп од 22 cm (8,7 in) да помогне у изради прве детаљне мапе Марса. Ове мапе су посебно садржале карактеристике које је назвао canali, за које се касније показало да су оптичка илузија. Ови canali су наводно били дуге праве линије на површини Марса којима је дао имена познатих река на Земљи. Његов термин canali је популарно погрешно преведен на енглески као канали (canals).[58][59] Године 1886. енглески астроном Вилијам Ф. Денинг приметио је да су ове линеарне карактеристике неправилне природе и да показују концентрације и прекиде. До 1895. године, енглески астроном Едвард Маундер се уверио да су линеарне карактеристике само збир многих мањих детаља.[60]

У свом делу из 1892. La planète Mars et ses conditions d'habitabilité, Камиј Фламарион је писао о томе како ови канали подсећају на канале које је направио човек, а које би интелигентна раса могла да користи за редистрибуцију воде широм умирућег марсовског света. Залагао се за постојање таквих становника и сугерисао да су можда напреднији од људи.[61]

Под утицајем Скјапарелијевих запажања, Персивал Лоуел је основао опсерваторију са телескопима од 30-and-45 cm (12-and-18 in). Опсерваторија је коришћена за истраживање Марса током последње добре прилике 1894. године и наредних мање повољних опозиција. Објавио је књиге о Марсу и животу на планети, које су имале велики утицај на јавност.[62] Canali су пронађени од стране других астронома, као што су Анри Жозеф Перотен и Луј Толон користећи рефрактор од 38 cm (15 in) у Опсерваторији у Ници у Француској, један од највећих телескопа тог времена.[63][64]

Почевши од 1901. године, амерички астроном А. Е. Даглас покушао је да фотографише карактеристике канала на Марсу. Ови напори су изгледали успешни када је амерички астроном Карл Ото Лампланд објавио фотографије наводних канала 1905. године.[65] Иако су ови резултати били широко прихваћени, оспорили су их грчки астроном Ежен Мишел Антонијади, енглески природњак Алфред Расел Волас и други као само замишљене карактеристике.[60][66] Како су се користили већи телескопи, примећено је мање дугих, правих canali. Током посматрања 1909. године од стране Фламариона са телескопом од 84 cm (33 in), примећени су неправилни обрасци, али нису виђени canali.[67]

Почевши од 1909. године Ежен Мишел Антонијади је успео да помогне у оповргавању теорије о марсовским canali посматрајући кроз Велики рефрактор у Медону (сочиво од 83 cm).[68] Три посматрачка фактора су деловала синергијски: посматрање кроз трећи највећи рефрактор на свету, Марс је био у опозицији, и изузетно ведро време.[68] Canali су се растворили пред Антонијадијевим очима у разне „мрље и флеке” на површини Марса.[68]

Побољшање планетарних параметара

[уреди | уреди извор]
На левој слици видљиви су танки марсовски облаци у близини поларних региона.[69] Десно, површина Марса је заклоњена пешчаном олујом. NASA/HST слике

Затамњење површине узроковано жутим облацима примећено је 1870-их када их је посматрао Скјапарели. Докази за такве облаке примећени су током опозиција 1892. и 1907. године. Године 1909. Антонијади је приметио да је присуство жутих облака повезано са заклањањем албедо карактеристика. Открио је да Марс изгледа жуће током опозиција када је планета била најближа Сунцу и примала више енергије. Сугерисао је да су песак или прашина коју носи ветар узрок облака.[70][71]

Године 1894. амерички астроном Вилијам Волас Кембел открио је да је спектар Марса идентичан спектру Месеца, бацајући сумњу на растућу теорију да је атмосфера Марса слична оној на Земљи. Претходне детекције воде у атмосфери Марса објашњене су неповољним условима, а Кембел је утврдио да потпис воде потиче у потпуности из Земљине атмосфере. Иако се сложио да ледене капе указују на то да у атмосфери има воде, није веровао да су капе довољно велике да би омогућиле детекцију водене паре.[72] У то време, Кембелови резултати сматрани су контроверзним и критиковали су их чланови астрономске заједнице, али их је потврдио амерички астроном Волтер Сидни Адамс 1925. године.[73]

Балтичко-немачки астроном Херман Струве користио је посматране промене у орбитама марсовских месеца да одреди гравитациони утицај планетиног спљоштеног облика. Године 1895. користио је ове податке да процени да је екваторијални пречник за 1/190 већи од поларног пречника.[36][74] Године 1911. прецизирао је вредност на 1/192. Овај резултат је потврдио амерички метеоролог Едгар Вилијам Вулард 1944. године.[75]

Користећи вакуумски термопар причвршћен на Хукеров телескоп од 2,54 m (100 in) у Опсерваторији Маунт Вилсон, 1924. године амерички астрономи Сет Барнс Николсон и Едисон Петит успели су да измере топлотну енергију коју зрачи површина Марса. Утврдили су да се температура кретала од −68 °C (−90 °F) на полу до 7 °C (45 °F) на средини диска (што одговара екватору).[76] Почевши од исте године, мерења зрачене енергије Марса вршили су амерички физичар Вилијам Кобленц и амерички астроном Карл Ото Лампланд. Резултати су показали да је ноћна температура на Марсу пала на −85 °C (−121 °F), што указује на „огромну дневну флуктуацију” температура.[77] Температура марсовских облака измерена је као −30 °C (−22 °F).[78] Године 1926, мерењем спектралних линија које су биле померене ка црвеном због орбиталних кретања Марса и Земље, амерички астроном Волтер Сидни Адамс успео је директно да измери количину кисеоника и водене паре у атмосфери Марса. Утврдио је да на Марсу преовлађују „екстремни пустињски услови”.[79] Године 1934. Адамс и амерички астроном Теодор Данам Млађи открили су да је количина кисеоника у атмосфери Марса мања од једног процента количине изнад упоредиве површине на Земљи.[80]

Године 1927. холандски постдипломски студент Кипријанус Анијус ван ден Бош извршио је одређивање масе Марса на основу кретања марсовских месеца, са тачношћу од 0,2%. Овај резултат је потврдио холандски астроном Вилем де Ситер и објављен је постхумно 1938. године.[81] Користећи посматрања блискоземског астероида Ерос од 1926. до 1945. године, немачко-амерички астроном Јуџин К. Рабе успео је да направи независну процену масе Марса, као и других планета у унутрашњем Сунчевом систему, на основу гравитационих пертурбација планете на астероид. Његова процењена маргина грешке била је 0,05%,[82] али су накнадне провере сугерисале да је његов резултат лоше одређен у поређењу са другим методама.[83]

Током 1920-их, француски астроном Бернар Лио користио је полариметар за проучавање површинских својстава Месеца и планета. Године 1929. приметио је да је поларизована светлост коју емитује марсовска површина веома слична оној која зрачи са Месеца, иако је спекулисао да би се његова запажања могла објаснити мразом и вероватно вегетацијом. На основу количине сунчеве светлости коју распршује марсовска атмосфера, поставио је горњу границу од 1/15 дебљине Земљине атмосфере. Ово је ограничило површински притисак на не више од 24 kPa (240 mbar).[84] Користећи инфрацрвену спектрометрију, 1947. године холандско-амерички астроном Џерард Кајпер открио је угљен-диоксид у атмосфери Марса. Успео је да процени да је количина угљен-диоксида изнад дате површине двоструко већа од оне на Земљи. Међутим, пошто је преценио површински притисак на Марсу, Кајпер је погрешно закључио да ледене капе не могу бити састављене од замрзнутог угљен-диоксида.[85] Године 1948. амерички метеоролог Симор Л. Хес утврдио је да би за формирање танких марсовских облака било потребно само 4 mm (0,16 in) водених падавина и напон паре од 01 kPa (10 mbar).[78]

Прву стандардну номенклатуру за марсовске албедо карактеристике увела је Међународна астрономска унија (IAU) када је 1960. године усвојила 128 имена са мапе Антонијадија из 1929. године под називом La Planète Mars. Радну групу за номенклатуру планетарног система (WGPSN) основала је IAU 1973. године ради стандардизације шеме именовања за Марс и друга тела.[86]

Даљинска истраживања

[уреди | уреди извор]
Фотографија марсовског метеорита ALH84001 (Allan Hills 84001).

Међународни програм планетарне патроле (International Planetary Patrol Program) формиран је 1969. године као конзорцијум за континуирано праћење планетарних промена. Ова светска група фокусирала се на посматрање пешчаних олуја на Марсу. Њихове слике омогућавају глобално проучавање марсовских сезонских образаца и показале су да се већина марсовских пешчаних олуја дешава када је планета најближа Сунцу.[87]

Од 1960-их, роботске свемирске летелице се шаљу да истражују Марс из орбите и са површине у великим детаљима. Поред тога, даљинско истраживање Марса са Земље помоћу земаљских и орбиталних телескопа наставило се кроз већи део електромагнетног спектра. То укључује инфрацрвена посматрања за одређивање састава површине,[88] ултраљубичасто и субмилиметарско посматрање састава атмосфере,[89][90] и радио мерења брзине ветра.[91]

Свемирски телескоп Хабл (HST) коришћен је за вршење систематских студија Марса[92] и направио је слике Марса највише резолуције икада снимљене са Земље.[93] Овај телескоп може произвести корисне слике планете када је на угаоној удаљености од најмање 50° од Сунца. HST може да сними слике хемисфере, што даје погледе на читаве временске системе. Земаљски телескопи опремљени CCD уређајима могу произвести корисне слике Марса, омогућавајући редовно праћење времена на планети током опозиција.[94]

Рендгенско зрачење са Марса први пут су посматрали астрономи 2001. године користећи рентгенску опсерваторију Чандра, а 2003. године показано је да има две компоненте. Прва компонента је узрокована рендгенским зрацима са Сунца који се расипају у горњој атмосфери Марса; друга долази од интеракција између јона које резултирају разменом наелектрисања.[95] Емисија из овог другог извора посматрана је до осам пута веће удаљености од полупречника Марса помоћу орбиталне опсерваторије XMM-Newton.[96]

Године 1983. анализа метеорита групе шерготит, нахлит и шасињит (SNC) показала је да они можда потичу са Марса.[97] Метеорит ALH84001, откривен на Антарктику 1984. године, верује се да потиче са Марса, али има потпуно другачији састав од SNC групе. Године 1996. објављено је да овај метеорит можда садржи доказе о микроскопским фосилима марсовских бактерија. Међутим, овај налаз остаје контроверзан.[98] Хемијска анализа марсовских метеорита пронађених на Земљи сугерише да је амбијентална температура близу површине Марса највероватније била испод тачке смрзавања воде (0 °C) током већег дела последњих четири милијарде година.[99]

Посматрања

[уреди | уреди извор]
Марс током опозиције 1999. године виђен свемирским телескопом.
Марс у својој опозицији 2018. године, са атмосфером замагљеном глобалном пешчаном олујом која је угасила ровер Опортјунити који се напајао соларном енергијом.
Свемирски телескоп Џејмс Веб снимио је своје прве слике и спектре Марса 5. септембра 2022. године.[100]

Види још

[уреди | уреди извор]

Референце

[уреди | уреди извор]
  1. ^ Dunlap, David W. (2015). „Life on Mars? You Read It Here First.”. New York Times. Архивирано из оригинала 2015-10-02. г. Приступљено 2015-10-01. 
  2. ^ а б Novaković, B. (2008). „Senenmut: an ancient Egyptian astronomer”. Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade. 85: 19—23. Bibcode:2008POBeo..85...19N. arXiv:0801.1331 Слободан приступ. 
  3. ^ Clagett, Marshall (1989). Ancient Egyptian science: calendars, clocks, and astronomy. 2. DIANE Publishing. стр. 162—163. ISBN 0-87169-214-7. 
  4. ^ North, John David (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology. University of Chicago Press. стр. 48—52. ISBN 978-0-226-59441-5. 
  5. ^ Swerdlow, Noel M. (1998). „Periodicity and Variability of Synodic Phenomenon”. The Babylonian theory of the planets. Princeton University Press. стр. 34—72. ISBN 0-691-01196-6. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  6. ^ Ciyuan, Liu (1988). „Ancient Chinese Observations of Planetary Positions and a Table of Planetary Occultations”. Earth, Moon, and Planets. 40 (2): 111—117. Bibcode:1988EM&P...40..111C. S2CID 124343759. doi:10.1007/BF00056020.  посебно, видети табелу 1.
  7. ^ Ciyuan, Liu (1988). „Ancient chinese observations of planetary positions and a table of planetary occultations”. Earth, Moon, and Planets. 40 (2): 111—117. Bibcode:1988EM&P...40..111C. S2CID 124343759. doi:10.1007/BF00056020. 
  8. ^ Chang, Shuyen; Wu, Zhongliang (1988). An introduction to the historical records of China about Mars. MEVTV Workshop on Nature and Composition of Surface Units on Mars. Lunar and Planetary Institute. стр. 40—42. Bibcode:1988ncsu.work...40C. 
  9. ^ York, Tom J. (2001). „An analysis of close conjunctions recorded in ancient China”. Journal for the History of Astronomy. 32, Part 4 (109): 337—344. Bibcode:2001JHA....32..337Y. S2CID 115908222. doi:10.1177/002182860103200403. 
  10. ^ Valery, Franz; Cumont, Marie (1912). Astrology and religion among the Greeks and Romans. American lectures on the history of religions. VIII. G. P. Putnam. стр. 46. 
  11. ^ Evans, James (1998). The history & practice of ancient astronomy. Oxford University Press US. стр. 297. ISBN 0-19-509539-1. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  12. ^ Brumbaugh, Robert S. (1987). Hendley, Brian Patrick, ур. Plato, time, and education: essays in honor of Robert S. Brumbaugh. SUNY Press. стр. 85. ISBN 0-88706-733-6. 
  13. ^ Cook, Allan F.; Franklin, Fred A. (1958). „1958SCoA....2..377C Page 377”. Smithsonian Contributions to Astrophysics. 2: 377. Bibcode:1958SCoA....2..377C. doi:10.5479/si.00810231.2-13.377. Архивирано из оригинала 2019-12-05. г. 
  14. ^ Lloyd, Geoffrey Ernest Richard (1996). Aristotelian explorations. Cambridge University Press. стр. 162. ISBN 0-521-55619-8. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2020-10-18. 
  15. ^ Price, Fred William (2000). The planet observer's handbookНеопходна слободна регистрација (2nd изд.). Cambridge University Press. стр. 148. ISBN 0-521-78981-8. 
  16. ^ У Кини, астрономи су забележили окултацију Марса од стране Месеца 69. п. н. е. Види Price (2000:148).
  17. ^ Heidarzadeh, Tofigh (2008). A history of physical theories of comets, from Aristotle to Whipple. New Studies in the History of Science and Technology: Archimedes Series. 19. Springer. стр. 2. ISBN 978-1-4020-8322-8. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2020-10-18. 
  18. ^ Kolb, Edward W.; Kolb, Rocky (1996). Blind watchers of the sky: the people and ideas that shaped our view of the universe. Basic Books. стр. 29–30. ISBN 0-201-48992-9. 
  19. ^ а б Hummel, Charles E. (1986). The Galileo connection: resolving conflicts between science & the Bible. InterVarsity Press. стр. 35–38. ISBN 0-87784-500-X. 
  20. ^ Linton, Christopher M. (2004). From Eudoxus to Einstein: a history of mathematical astronomy. Cambridge University Press. стр. 62. ISBN 0-521-82750-7. 
  21. ^ Gingerich, Owen; MacLachlan, James H. (2005). Nicolaus Copernicus: making the Earth a planet. Oxford portraits in science. Oxford University Press US. стр. 57—61. ISBN 0-19-516173-4. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  22. ^ Zalta, Edward N., ур. (2005). „Nicolaus Copernicus”. Stanford Encyclopedia of Philosophy. Архивирано из оригинала 2016-12-11. г. Приступљено 2010-01-09. 
  23. ^ Breyer, Stephen (1979). „Mutual occultation of planets”. Sky and Telescope. 57 (3): 220. Bibcode:1979S&T....57..220A. 
  24. ^ Longair, M. S. (2003). Theoretical concepts in physics: an alternative view of theoretical reasoning in physics (2nd изд.). Cambridge University Press. стр. 25—28. ISBN 0-521-52878-X. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  25. ^ Bone, Neil (2003). Mars Observer's GuideНеопходна слободна регистрација. Firefly Books. стр. 39. ISBN 1-55297-802-8. 
  26. ^ а б Peters, W. T. (1984). „The appearance of Venus and Mars in 1610”. Journal for the History of Astronomy. 15 (3): 211—214. Bibcode:1984JHA....15..211P. S2CID 118187803. doi:10.1177/002182868401500306. 
  27. ^ а б в Harland, David Michael (2005). Water and the search for life on Mars. Springer. стр. 2—3. ISBN 0-387-26020-X. 
  28. ^ а б в Moore, P. (1984). „The mapping of Mars”. Journal of the British Astronomical Association. 94 (2): 45—54. Bibcode:1984JBAA...94...45M. 
  29. ^ Huygens, Christiaan. „I. (Manuscrit K). 1657-1659., Oeuvres complètes. Tome XV. Observations astronomiques, Christiaan Huygens” (на језику: холандски). DBNL. Приступљено 2025-04-15. 
  30. ^ Sheehan, William (1996). „Chapter 2: pioneers”. The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. University of Arizona. Архивирано из оригинала 2012-04-26. г. Приступљено 2010-01-16. 
  31. ^ Ferris, Timothy (2003). Coming of age in the Milky Way. HarperCollins. стр. 125. ISBN 0-06-053595-4. 
  32. ^ Rabkin, Eric S. (2005). Mars: a tour of the human imagination. Greenwood Publishing Group. стр. 60—61. ISBN 0-275-98719-1. 
  33. ^ Hirshfeld, Alan (2001). Parallax: the race to measure the cosmos. Macmillan. стр. 60—61. ISBN 0-7167-3711-6. 
  34. ^ Cenadelli, D.; et al. (2009). „An international parallax campaign to measure distance to the Moon and Mars”. European Journal of Physics. 30 (1): 35—46. Bibcode:2009EJPh...30...35C. S2CID 122684047. doi:10.1088/0143-0807/30/1/004. 
  35. ^ Taton, Reni (2003). Taton, Reni; Wilson, Curtis; Hoskin, Michael, ур. Planetary astronomy from the Renaissance to the rise of astrophysics, part A, Tycho Brahe to Newton. The General History of Astronomy. 2A. Cambridge University Press. стр. 116—117. ISBN 0-521-54205-7. 
  36. ^ а б в Fitzgerald, A. P. (1954). „Problems of Mars”. Irish Astronomical Journal. 3 (2): 37—52. Bibcode:1954IrAJ....3...37F. 
  37. ^ MacPherson, Hector Copland (1919). Herschel. Macmillan. Bibcode:1919hers.book.....M. 
  38. ^ Pickering, William H. (1930). „Report on Mars, No. 44”. Popular Astronomy. 38: 263—273. Bibcode:1930PA.....38..263P.  Посебно, видети стр. 272 за Хершелову вредност нагиба осе.
  39. ^ Hotakainen, Markus (2008). Mars: from myth and mystery to recent discoveries. Springer. стр. 23. ISBN 978-0-387-76507-5. 
  40. ^ Capen, Charles F.; Martin, Leonard J. (1971). „The developing stages of the Martian yellow storm of 1971”. Bulletin of the Lowell Observatory. 7 (157): 211—216. Bibcode:1971LowOB...7..211C. 
  41. ^ Sheehan, William (1996). „Chapter 3: a situation similar to ours”. The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. University of Arizona. Архивирано из оригинала 2010-06-25. г. Приступљено 2010-01-16. 
  42. ^ Jackson, Myles W. (2000). Spectrum of belief: Joseph von Fraunhofer and the craft of precision opticsСлободан приступ ограничен дужином пробне верзије, иначе неопходна претплата. Transformations: Studies in the History of Science and Technology. MIT Press. стр. 56–74. ISBN 0-262-10084-3. 
  43. ^ а б в Sheehan, William (1996). „Chapter 4: Areographers”. The planet Mars: a history of observation and discovery. University of Arizona. Архивирано из оригинала 2017-07-01. г. Приступљено 2010-05-03. 
  44. ^ Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: science, imagination, and the birth of a world. Macmillan. стр. 12–13. ISBN 0-312-42261-X. 
  45. ^ Parker, Donald C.; Beish, Jeffrey D.; Hernandez, Carlos E. (1990). „The 1983–85 aphelic apparition of Mars. II”. Journal of the Association of Lunar and Planetary Observers. 34: 62—79. Bibcode:1990JALPO..34...62P. 
  46. ^ Proctor, R. A. (1873). „On the rotation-period of Mars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 33 (9): 552. Bibcode:1873MNRAS..33..552P. doi:10.1093/mnras/33.9.552 Слободан приступ. 
  47. ^ Bakich, Michael E. (2000). The Cambridge planetary handbook. Cambridge University Press. стр. 198. ISBN 0-521-63280-3. 
  48. ^ Abetti, Giorgio (1960). „Father Angelo Secchi, a noble pioneer in astrophysics”. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8 (368): 135—142. Bibcode:1960ASPL....8..135A. 
  49. ^ а б Greeley, Ronald (2007). Batson, Raymond M., ур. Planetary mapping. 6. Cambridge University Press. стр. 103. ISBN 978-0-521-03373-2. 
  50. ^ Pannekoek, Anton (1989). A history of astronomyСлободан приступ ограничен дужином пробне верзије, иначе неопходна претплата. Dover books on astronomy. Courier Dover Publications. стр. 386. ISBN 0-486-65994-1. 
  51. ^ Harland, David Michael (2005). Water and the search for life on Mars. Springer. стр. 10. ISBN 0-387-26020-X. 
  52. ^ Scientific American (на језику: енглески). Munn & Company. 1882. стр. 22. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2021-06-02. 
  53. ^ Shirley, James H. (1997). Fairbridge, Rhodes Whitmore, ур. Encyclopedia of planetary sciences. 18. Springer. стр. 50. ISBN 0-412-06951-2. 
  54. ^ Anonymous (1943). „Gill's work on the determination of the solar parallax”. Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa. 2: 85—88. Bibcode:1943MNSSA...2...85. 
  55. ^ Webb, Stephen (1999). Measuring the universe: the cosmological distance ladder. Springer. стр. 47. ISBN 1-85233-106-2. 
  56. ^ Gingerich, Owen (1970). „The satellites of Mars: prediction and discovery”. Journal for the History of Astronomy. 1 (2): 109—115. Bibcode:1970JHA.....1..109G. S2CID 125660605. doi:10.1177/002182867000100202. 
  57. ^ „Obituary: Sir Joseph Henry Gilbert”. Journal of the Chemical Society. 81: 628—629. 1902. doi:10.1039/CT9028100625. 
  58. ^ Milone, Eugene F.; Wilson, William J. F. (2008). Background science and the inner Solar System. Solar System Astrophysics. 1. Springer. стр. 228. ISBN 978-0-387-73154-4. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  59. ^ Sagan, Carl (1980). Cosmos. Random House. стр. 107. ISBN 0-394-50294-9. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  60. ^ а б Antoniadi, E. M. (1913). „Considerations on the physical appearance of the planet Mars”. Popular Astronomy. 21: 416—424. Bibcode:1913PA.....21..416A. 
  61. ^ Lang, Kenneth R. (2003). The Cambridge guide to the Solar System. Cambridge University Press. стр. 251. ISBN 0-521-81306-9. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2016-07-13. 
  62. ^ Basalla, George (2006). „Percival Lowell: Champion of Canals”. Civilized life in the Universe: scientists on intelligent extraterrestrials. Oxford University Press US. стр. 67–88. ISBN 0-19-517181-0. 
  63. ^ Maria, K.; Lane, D. (2005). „Geographers of Mars”. Isis. 96 (4): 477—506. PMID 16536152. S2CID 33079760. doi:10.1086/498590. 
  64. ^ Perrotin, M. (1886). „Observations des canaux de Mars”. Bulletin Astronomique. Série I (на језику: француски). 3: 324—329. Bibcode:1886BuAsI...3..324P. S2CID 128159166. doi:10.3406/bastr.1886.9920. 
  65. ^ Slipher, E. C. (1921). „Photographing the planets with especial reference to Mars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (193): 127—139. Bibcode:1921PASP...33..127S. doi:10.1086/123058 Слободан приступ. 
  66. ^ Wallace, Alfred Russel (1907). Is Mars habitable?: a critical examination of Professor Percival Lowell's book "Mars and its canals," with an alternative explanation. Macmillan. стр. 102–110. 
  67. ^ Zahnle, K. (2001). „Decline and fall of the Martian empire”. Nature. 412 (6843): 209—213. PMID 11449281. S2CID 22725986. doi:10.1038/35084148 Слободан приступ. 
  68. ^ а б в Dicati, Renato (2013). Stamping Through Astronomy. Springer Science & Business Media. ISBN 9788847028296. Архивирано из оригинала 2024-06-11. г. Приступљено 2020-10-18. 
  69. ^ „Hubble captures best view of Mars ever obtained from Earth”. NASA. 2001. Архивирано из оригинала 2011-07-24. г. Приступљено 2010-01-28. 
  70. ^ McKim, R. J. (1996). „The dust storms of Mars”. Journal of the British Astronomical Association. 106 (4): 185—200. Bibcode:1996JBAA..106..185M. 
  71. ^ McKim, R. J. (1993). „The life and times of E. M. Antoniadi, 1870–1944. Part II: the Meudon years”. Journal of the British Astronomical Association. 103 (5): 219—227. Bibcode:1993JBAA..103..219M. 
  72. ^ Campbell, W. W. (1894). „The spectrum of Mars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 6 (37): 228—236. Bibcode:1894PASP....6..228C. S2CID 30423117. doi:10.1086/120855. 
  73. ^ Devorkin, David H. (1977). „W. W. Campbell's spectroscopic study of the Martian atmosphere”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 18: 37—53. Bibcode:1977QJRAS..18...37D. 
  74. ^ Struve, H. (1895). „Bestimmung der abplattung und des aequators von Mars”. Astronomische Nachrichten (на језику: немачки). 138 (14): 217—228. Bibcode:1895AN....138..217S. doi:10.1002/asna.18951381402. Архивирано из оригинала 2019-12-07. г. Приступљено 2019-06-27. 
  75. ^ Woolard, Edgar W. (1944). „The secular perturbations of the satellites of Mars”. Astronomical Journal. 51: 33—36. Bibcode:1944AJ.....51...33W. doi:10.1086/105793 Слободан приступ. 
  76. ^ Pettit, Edison; Nicholson, Seth B. (1924). „Radiation measures on the planet Mars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 36 (213): 269—272. Bibcode:1924PASP...36..269P. JSTOR 40693334.  Напомена: постоји грешка у табели II где су температуре наведене у °C, али су јасно намењене да буду у келвинима.
  77. ^ Menzel, D. H.; Coblentz, W. W.; Lampland, C. O. (1926). „Planetary temperatures derived from water-cell transmissions”. Astrophysical Journal. 63: 177—187. Bibcode:1926ApJ....63..177M. doi:10.1086/142965. 
  78. ^ а б Hess, Seymour L. (1948). „A meteorological approach to the question of water vapor on Mars and the mass of the Martian atmosphere”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 60 (356): 289—302. Bibcode:1948PASP...60..289H. doi:10.1086/126074 Слободан приступ. 
  79. ^ Adams, Walter S.; St. John, Charles E. (1926). „An attempt to detect water-vapor and oxygen lines in the spectrum of Mars with the registering microphotometer”. Astrophysical Journal. 63: 133—137. Bibcode:1926ApJ....63..133A. doi:10.1086/142958 Слободан приступ. 
  80. ^ Adams, Walter S.; Dunham, Theodore Jr. (1934). „The B band of oxygen in the spectrum of Mars”. Astrophysical Journal. 79: 308. Bibcode:1934ApJ....79..308A. doi:10.1086/143538. 
  81. ^ Kulikov, D. K. (1965). Kovalevsky, Jean, ур. A preliminary estimation of the accuracy of inner planet's coordinates. The system of Astronomical Constants, Proceedings of the IAU Symposium no. 21. International Astronomical Union. стр. 139. Bibcode:1965IAUS...21..139K. 
  82. ^ Rabe, Eugene (1950). „Derivation of fundamental astronomical constants from the observations of Eros during 1926–1945”. Astronomical Journal. 55: 112—125. Bibcode:1950AJ.....55..112R. doi:10.1086/106364. 
  83. ^ Rabe, Eugene (1967). „Corrected derivation of astronomical constants from the observations of Eros 1926–1945”. Astronomical Journal. 72: 852. Bibcode:1967AJ.....72..852R. doi:10.1086/110351. 
  84. ^ Lyot, B. (1929). „Recherches sur la polarisation de la lumière des planètes et de quelques substances terrestres”. Annales de l'Observatoire de Paris, Section de Meudon (на језику: француски). 8 (1). Bibcode:1929PhDT.........9L. 
    Доступан је енглески превод као NASA TT F-187: Research on the polarization of light from planets and from some terrestrial substances на сајту NASA Technical Reports Архивирано 2017-06-19 на сајту Wayback Machine.
  85. ^ Horowitz, Norman H. (1986). „Mars: myth & reality” (PDF). Engineering & Science. Caltech University. Архивирано (PDF) из оригинала 2016-06-03. г. Приступљено 2010-01-22. 
  86. ^ Shirley, James H.; Fairbridge, Rhodes Whitmore (1997). „Nomenclature”. Encyclopedia of planetary sciences. Springer. стр. 543—550. ISBN 0-412-06951-2. 
  87. ^ Greeley, Ronald; Iversen, James D. (1987). Wind as a geological process: On Earth, Mars, Venus and Titan. Cambridge Planetary Science Series. 4. CUP Archive. стр. 263—267. ISBN 0-521-35962-7. 
  88. ^ Blaney, D. B.; McCord, T. B. (1988). „High spectral resolution telescopic observations of Mars to study salts and clay minerals”. Bulletin of the American Astronomical Society. 20: 848. Bibcode:1988BAAS...20R.848B. 
  89. ^ Feldman, Paul D.; et al. (2000). „Far-ultraviolet spectroscopy of Venus and Mars at 4 Å resolution with the Hopkins Ultraviolet Telescope on Astro-2”. The Astrophysical Journal. 538 (1): 395—400. Bibcode:2000ApJ...538..395F. S2CID 5547396. arXiv:astro-ph/0004024 Слободан приступ. doi:10.1086/309125. 
  90. ^ Gurwell, M. A.; et al. (2000). „Submillimeter wave astronomy satellite observations of the Martian atmosphere: temperature and vertical distribution of water vapor”. The Astrophysical Journal. 539 (2): L143—L146. Bibcode:2000ApJ...539L.143G. S2CID 122387978. doi:10.1086/312857 Слободан приступ. 
  91. ^ Lellouch, Emmanuel; et al. (1991). „First absolute wind measurements in the middle atmosphere of Mars”. Astrophysical Journal, Part 1. 383: 401—406. Bibcode:1991ApJ...383..401L. doi:10.1086/170797 Слободан приступ. 
  92. ^ Cantor, B. A.; et al. (1997). „Recession of Martian north polar cap: 1990–1997 Hubble Space Telescope observations”. Bulletin of the American Astronomical Society. 29: 963. Bibcode:1997DPS....29.0410C. 
  93. ^ Bell, J.; et al. (2001). „Hubble captures best view of mars ever obtained From Earth”. HubbleSite. NASA. Архивирано из оригинала 2016-11-08. г. Приступљено 2010-02-27. 
  94. ^ James, P. B.; et al. (1993). „Synoptic observations of Mars using the Hubble Space Telescope: second year”. Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1061. Bibcode:1993DPS....25.1105J. 
  95. ^ Dennerl, K. (2002). „Discovery of X-rays from Mars with Chandra”. Astronomy and Astrophysics. 394 (3): 1119—1128. Bibcode:2002A&A...394.1119D. S2CID 119507734. arXiv:astro-ph/0211215 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20021116. 
  96. ^ Dennerl, K.; et al. (2006). „First observation of Mars with XMM-Newton. High resolution X-ray spectroscopy with RGS”. Astronomy and Astrophysics. 451 (2): 709—722. Bibcode:2006A&A...451..709D. doi:10.1051/0004-6361:20054253 Слободан приступ. 
  97. ^ Treiman, A. H.; Gleason, J. D.; Bogard, D. D. (2000). „The SNC meteorites are from Mars”. Planetary and Space Science. 48 (12–14): 1213—1230. Bibcode:2000P&SS...48.1213T. doi:10.1016/S0032-0633(00)00105-7. 
  98. ^ Thomas-Keprta, K. L.; et al. (2009). „Origins of magnetite nanocrystals in Martian meteorite ALH84001”. Geochimica et Cosmochimica Acta. 73 (21): 6631—6677. Bibcode:2009GeCoA..73.6631T. doi:10.1016/j.gca.2009.05.064. Архивирано из оригинала 2019-12-07. г. Приступљено 2019-06-27. 
  99. ^ Shuster, David L.; Weiss, Benjamin P. (2005). „Martian surface paleotemperatures from thermochronology of meteorites” (PDF). Science. 309 (5734): 594—600. Bibcode:2005Sci...309..594S. PMID 16040703. S2CID 26314661. doi:10.1126/science.1113077. Архивирано (PDF) из оригинала 2018-07-19. г. Приступљено 2019-06-27. 
  100. ^ „Mars Is Mighty in First Webb Observations of Red Planet”. 2023. Архивирано из оригинала 2023-12-04. г. Приступљено 2023-10-20. 

Спољашње везе

[уреди | уреди извор]
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Историја_посматрања_Марса&oldid=30611180”