McGoris #86 - Mars "Czerwona Planeta" - część 1/4 - Porównanie Marsa z Ziemią

Z racji tego, że zbliża się Wielka Opozycja Marsa, oraz głośnego szumu w mediach na temat ostatnich odkryć postanowiłem zrobić serię o Marsie. Porównanie Marsa z naszą planetą. Co zbadano na Marsie? Łaziki oraz sondy. Czy terraformacja Marsa jest możliwa?

1. Mars - opis planety i porównanie do Ziemi.

O Marsie wiemy naprawdę sporo. Zaraz po Księżycu jest to najlepiej zbadane ciało niebieskie w Układzie Słonecznym. Informacji na temat Marsa jest naprawdę sporo, więc żeby to wszystko poukładać w logiczną i przejrzystą całość postanowiłem podzielić serię na kilka części.

W pierwszej części (1/4)  porównam Marsa z naszą planetą, omówię jego budowę geologiczną, Jakie zjawiska pogodowe panują na Marsie, a także jak widać Ziemię z Marsa.

W drugiej części (2/4) opiszę jak przebiegały misje i badania Marsa (historia, a także łaziki, sondy itp.)

W trzeciej części (3/4) opiszę ze szczegółami najlepszy dotychczas łazik Curiosity.

W czwartej części (4/4) opiszę jak wyglądałaby terraformacja Marsa oraz planowane misje załogowe.



1.1 Wielkość i Powierzchnia.

Mars jest czwartą planetą Układu Słonecznego. Mars jest prawie 2 razy mniejszy od Ziemi. Jest to druga, najmniejsza planeta w Układzie Słonecznym, zaraz po Merkurym.

Powierzchnia Marsa to 144 798 500 km^2. To mniej więcej tyle, co mają same lądy na Ziemi, bez oceanów. (148 940 000 km^2).

Mars ma znacznie mniejszą gęstość niż Ziemia. Mars ma około 15% ziemskiej objętości i 11% masy Ziemi. W rezultacie na Marsie mamy ponad 2x słabszą grawitację, a dokładnie 38% grawitacji panującej na Ziemi. Przyśpieszenie grawitacyjne Marsa wynosi 3.711 m/s², podczas, gdy na Ziemi średnio wynosi 9,81 m/s²



1.2 Atmosfera

Atmosfera Marsa bardzo różni się od naszej, ziemskiej.


Ziemia:

Główna część atmosfery ziemskiej (do 100 km wysokości) składa się głównie z:

-azotu(N) (~78%),
-tlenu(O) (~20,9%),
-argonu(Ar) (~0,9%),

a reszta zawartości to inne pierwiastki i związki chemiczne, takie jak: dwutlenek węgla (CO2), metan(CH4), wodór(H) czy hel(He). W atmosferze występuje także para wodna, której poziom zmienia się, a średnio jej zawartość to ok. 1%. Zawiera także śladowe ilości gazów szlachetnych takich jak neon(Ne), krypton(Kr) czy ksenon(Xe), a także związki takie jak: metan(CH4), tlenek(NO), podtlenek azotu(N2O), ozon(O3) i związki siarki(S).

Ciśnienie atmosferyczne na Ziemi przy równym terenie może wahać się od 980 do 1030 hPa. Średnie ciśnienie na poziomie morza wynosi ok. 1013 hPa. Wraz z wysokością, maleje.


Mars:

Atmosfera Marsa w głównej mierze składa się z:

-dwutlenku węgla (CO2) - stanowi aż ok. 95,32% marsjańskiej atmosfery.
-azot(N) (2,7%),  
-argon(Ar) (1,6%),

oraz resztę stanowią śladowe ilości innych pierwiastków czy związków, np. tlenu, metanu czy pary wodnej.

Atmosfera Marsa jest znacznie cieńsza oraz rzadsza. Ciśnienie atmosferyczne na Marsie waha się od zaledwie 0,3 hPa (szczyt wulkanu Olympus Mons), do 11,5 hPa (basen uderzeniowy Hellas). Średnie ciśnienie na Marsie to ok. 0,6 hPa, nie jest to nawet 1% ciśnienia panującego na Ziemi.


Tak cienka atmosfera Marsa spowodowana jest głównie brakiem magnetosfery w przeciwieństwie do Ziemi. Mars utracił swoją magnetosferę już ok. 4 mld lat temu. Hipotetycznie za przyczynę uznaje się liczne bombardowania Marsa przez asteroidy. Brak magnetosfery powoduje, że Mars nie jest w stanie utrzymać grubszej warstwy atmosfery (jak w przypadku Ziemi), gdyż jej zewnętrzne warstwy oddziałują z wiatrem słonecznym i jest przez niego wyrzucana.

Zdjęcie powierzchni i cienkiej atmosfery Marsa zrobione za pomocą orbitera Viking. Źródło: NASA

Na Marsie odkryto także zmienność zawartości metanu w atmosferze. Podczas marsjańskiego lata koncentracja metanu jest większa niż podczas zimy. Odkryto także, że metan wydostaje się na powierzchnię z pojedynczych regionów.

Badania sugerują, że są dwa lokalne źródła: Jeden na równiku, drugi na szerokości 30° N. Szacuje się, że rocznie Mars produkuje ok. 270 ton metanu rocznie.
Jego źródłem mogą być: aktywność wulkaniczna, uderzenia przez asteroidy/komety, albo nawet.... mogą istnieć jakieś prymitywne formy życia w postaci mikrobów/ekstremofilów.



1.3 Nachylenie osi obrotu do płaszczyzny orbity oraz pory roku, dzień i rok marsjański.

Nie tylko na Ziemi zachodzi zjawisko pór roku. Na Marsie również są pory roku, a nawet dni czy noce polarne przy biegunach. Każda planeta, która ma nachyloną oś obrotu do płaszczyzny ekliptyki będzie mieć pory roku. Nachylenie osi Ziemi do płaszczyzny ekliptyki wynosi 23,43 stopnia. Na Marsie jest podobnie, ale nachylenie jest nieco większe, bo wynosi ono 25,19 stopnia.

Marsjański dzień jest prawie tak samo długi, jak na Ziemi, lecz nieco dłuższy. Średni okres pełnego obrotu wokół własnej osi dla Ziemi wynosi 24 godziny. Okres pełnego obrotu Marsa wokół własnej osi jest odrobinkę dłuższy, trwa on nieco ponad 24,5 godziny, a dokładniej: 24 godziny, 39 minut i 35 sekund.

Rok marsjański, czyli pełen obrót planety wokół Słońca wynosi 687 ziemskich dni. Czyli jest on prawie 2x dłuższy niż ziemski.



1.4 Klimat i zjawiska pogodowe na Marsie. 

Jak wspomniałem wcześniej na Marsie - tak samo jak na Ziemi są pory roku. Mimo tego, że obrót Marsa wokół Słońca jest prawie 2x dłuższy niż obrót Ziemi wokół Słońca, to marsjańskie pory roku są niemal dwa razy dłuższe.

Marsjańskie pory roku są nieco bardziej zróżnicowane. Na półkuli południowej, podczas lata (na półkuli północnej jest zima) temperatury są znacznie wyższe niż na półkuli północnej podczas lata.
Powodem takiego zjawiska jest duża ekscentryczność orbity Marsa. Już śpieszę z wyjaśnieniem co to jest:

Ekscentryczność orbity jest to przesunięcie się orbity planety od środka, przybierając przy tym bardziej eliptyczny kształt (żadna z planet nie ma idealnie kołowej orbity).

Orbita Ziemi też jest lekko eliptyczna, jednak ekscentryczność jest bardzo mała. Odległość Ziemi od Słońca waha się od ok. 148-152 milionów km. Jednak na skalę kosmiczną są to odległości niewielkie i nie mają praktycznie żadnego wpływu na temperaturę.

W przypadku Marsa i ekscentryczności jego orbity różnice odległości mają już wpływ na temperaturę, a także na długość pór roku. Odległość Marsa od Słońca waha się od 206,6 mln km(perygeum) aż do 249 mln km(apogeum). Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi ok. 230 mln km. 43 miliony kilometrów już może spowodować różnicę temperatur szczególnie, że na Marsie atmosfera jest znikoma.

Gdy Mars znajduje się najbliżej Słońca, wtedy panuje lato na półkuli południowej, a zima na północnej. Przez to na południowej półkuli panują wyższe temperatury, niż na półkuli północnej, gdy jest tam lato (wtedy Mars jest najdalej od Słońca).

Ekscentryczność ma także wpływ na prędkość orbitalną Marsa. Gdy Mars jest w peryhelium (jak jest najbliżej) jego prędkość orbitalna jest większa, niż jest w apogeum (jak jest najdalej).

Przez to np. na południowej półkuli Marsa jest krótsze lato, a dłuższa zima, a na północnej - znacznie dłuższe lato i krótka zima.

Temperatura

Na Marsie jest sporo zimniej niż na Ziemi. Temperatura waha się od -143°C (czapy polarne) do +35° C (podczas równikowego lata). Poza równikiem i zwrotnikami jest bardzo zimno. Na średnich szerokościach geograficznych panują temperatury od -60°C do -10°C.

Takie zróżnicowanie temperatur wynika głównie z bardzo cienkiej atmosfery, gdzie efekt cieplarniany jest znikomy oraz marsjańskiej gleby, która słabo zachowuje ciepło.


Burze piaskowe na Marsie

Najbardziej charakterystycznymi zjawiskami pogodowymi na Marsie są burze piaskowe. Podczas takiej burzy wiatr sięga nawet do 160 km/h i są to największe burze piaskowe w całym Układzie Słonecznym. Wielkość takiej burzy może być różna. Od niewielkich, zajmujących parędziesiąt kilometrów aż po ogromne obszary, które mogą objąć nawet całą planetę! Bardzo niszczycielski może być marsjański pył, który podczas silnych wiatrów się gromadzi i może utrudnić badania łazikom, bądź uszkodzić je. Pierwszą taką burzę zarejestrowano we wrześniu 2001 roku przez Teleskop Hubble'a.

Burza piaskowa całkowicie zakryła powierzchnię planety. Źródło: Hubble & NASA

Takie burze piaskowe mogą trwać od kilku dni do nawet kilku miesięcy. Największą tendencję do powstawania burz Mars ma wtedy, gdy jest najbliżej Słońca i temperatury są najwyższe.

Burza piaskowa - zdjęcia z łazika Curiosity - czerwiec 2018.

Mam dosyć złą wiadomość dla tych, którzy oczekują na Wielką Opozycję Marsa. Właśnie obecnie
trwa taka burza piaskowa na Marsie. Przez teleskop ciężko zaobserwować ciemniejsze obszary, gdyż owa burza przykryła całą planetę. Mam nadzieję, że stanie się cud i burza ustąpi.
 

Moje zdjęcie Marsa. Jak widać, niewidoczne są struktury powierzchni Marsa.

Czapy polarne i chmury.

Podobnie jak na Ziemi jest Antarktyda czy Grenlandia to podobne struktury są na Marsie. W okolicach biegunów są czapy polarne. Widoczne są już na poprzednim obrazku jako białe struktury.
Składają się one z wodnego lodu (ok. 70%) oraz z zamarzniętego dwutlenku węgla, tzw. suchego lodu (20-30%).

Czapa polarna na biegunie północnym podczas lata. Źródło: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Czapa polarna na biegunie południowym podczas lata. Źródło: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Wartości są podobne na obu biegunach, lecz z taką różnicą, że na biegunie północnym, podczas zimy pokrywa wodny lód cienką warstwą (ok. 1 metr  grubości), a na biegunie południowym przykrywany jest warstwą nawet do 8 metrów. Na biegunie południowym na czapie polarnej tworzą się ciekawe formacje - zaokrąglone, dziwne wgłębienia, zwane "obszarami szwajcarskiego sera".

Zdjęcia dziwnych struktur na południowej czapie polarnej - sonda Mars Global Surveyor. źródło: NASA

Wgłębienia mają do kilkuset metrów szerokości i do ok. 8 metrów głębokości. Są płaskie i mają strome zbocza.

Podczas marsjańskiej wiosny, gdy czapy polarne są nastawione na światło słoneczne - zamarznięty CO2 zaczyna sublimować (przemiana ciała stałego w gaz, pomijając stan ciekły), gdzie powstają cienkie, poszarpane chmury, podobne do ziemskich cirrusów.

Chmury w okolicach czap polarnych. Źródło: Łazik Opportunity.

Na podstawie zdjęć powierzchni Marsa zaobserwowano cykliczne powiększanie się zagłębień o 1 do 2 metrów na rok, co oznacza, że są zbudowane z cienkiej warstwy suchego lodu, zalegającego na zwykłym lodzie z wody.

Czapy polarne można zaobserwować przez amatorski teleskop, jako białe plamy przy jednym i drugim końcu planety.



1.5 Księżyce Marsa.

Mars posiada dwa malutkie księżyce - Fobos oraz Deimos. Są to niewielkich rozmiarów ciała niebieskie.

Prawdopodobnie są to przechwycone grawitacyjne większe asteroidy, które przez pole grawitacyjne Jowisza zostały wystrzelone w kierunku Marsa bądź powstały podczas jakiejś kolizji przy formowaniu się Układu Słonecznego. Pod względem składu chemicznego i innych parametrów fizycznych przypominają obiekty znajdujące się w pasie asteroid, więc hipoteza o przechwyceniu obiektów z pasa asteroid jest najbardziej prawdopodobna.


Fobos

Fobos(Phobos) ma nieregularny kształt i wymiary 27km x 22km x 18km. Fobos jest największy, najmasywniejszy (7x masywniejszy od Deimosa) i krąży najbliżej Marsa. Orbita Fobosa znajduje się ok. 6000 km nad powierzchnią Marsa.
Jego prędkość orbitalna jest znacznie większa niż obrót Marsa wokół własnej osi, przez co widać go tak, że krąży w przeciwną stronę niż powinien - wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie. Tak naprawdę porusza się normalnie (w lewo).

Księżyc Marsa - Fobos, zdjęcie wykonała sonda Mars Reconnaissance Orbiter. 23.03.2008r. Źródło: NASA.

Z Marsa widoczny jest jako obiekt o rozmiarze kątowym równym 1/3 średnicy kątowej naszego Księżyca widocznego z Ziemi. Czyli ok. 9-10 minut łuku.

Jego obrót wokół Marsa trwa 7 godzin i 39 minut, a nieboskłon pokonuje w 4 godziny i 15 minut. Gdybyśmy byli na Marsie i go widzieli to dosłownie w oczach dostrzeglibyśmy jego dość szybki ruch po nieboskłonie.
Fobos opada coraz niżej, jego orbita jest niższa o 2 metry co każde 100 lat. Za około 30-50 milionów lat prawdopodobnie uderzy w Marsa bądź po drodze rozerwie się na części, z których może nawet utworzyć się pierścień wokół planety taki jak np. na Saturnie.
Bardzo charakterystyczny jest ogromny krater widoczny po prawej stronie na ilustracji, zwany kraterem Stickney. 

Deimos 

Deimos to drugi naturalny satelita Marsa. Krąży on wyżej i jest mniejszy od Fobosa. Jego wymiary to 15km × 12.2km × 11 km i jest to 56% rozmiaru Fobosa. Okrąża Marsa w 30 godzin na wysokości 23,460 km nad powierzchnią. Jego obrót jest niewiele dłuższy niż obrót Marsa wokół własnej osi (24,5 godziny), przez co na nieboskłonie jego ruch jest bardzo powolny, ale normalny, ze wschodu na zachód.

Księżyc Marsa - Deimos, zdjęcie wykonała sonda Mars Reconnaissance Orbiter. 21.02.2008r. Źródło: NASA.

Deimos jest widoczny z Marsa jako maleńki obiekt o rozmiarze kątowym zaledwie 3 minuty łuku, przez co trudno ją odróżnić od gwiazdy.

Oba Księżyce zostały odkryte przez Asapha Halla w sierpniu 1877 roku. Najpierw odkrył Deimosa (12 sierpnia) a potem Fobosa (18 sierpnia).
Na Marsie również mają miejsce zjawiska takie jak zakrycia czy zaćmienia. Przejście Fobosa/Deimosa przez tarczę słoneczną czy zakrycie Deimosa przez Fobosa jest możliwe, a nawet zostało to zarejestrowane. Możliwe jest nawet przejście Ziemi,Wenus czy Merkurego na tle Słońca. Podobnie jak przejście Wenus na tle Słońca widoczne z Ziemi.

Zakrycie Deimosa przez Fobosa. Zarejestrowane przez Łazik Curiosity. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Zaćmienie Słońca przez Fobosa, 20 sierpnia 2013. Zdjęcia z łazika Curiosity.

Przejście Deimosa przez tarczę Słoneczną.

Grawitacja obu księżyców jest tak mała, że wystarczy, że jak człowiek tylko weźmie rozbieg i podskoczy do góry to oderwie się od pola grawitacyjnego.


1.6 Geologia Marsa.

Mars jest planetą skalistą tak samo jak Ziemia czy Wenus. Jednak naszej planety Ziemi, Mars za bardzo nie przypomina. Przynajmniej dzisiejsza jego postać. Jedynie co może przypominać, to co znamy z Ziemi to pustynię. Tylko, że z różnicą taką, że nie jest tam gorąco tylko bardzo zimno.

Jednak są dowody na to, że na Marsie dawniej było inaczej niż obecnie. Kiedyś istniała woda w stanie ciekłym - sugerują to różne struktury na powierzchni Marsa, takie jak bardzo długie kanały rzeczne czy jego topologia(zróżnicowanie terenu pod względem wysokości), a atmosfera zawierała więcej tlenu. Dzisiaj znajduje się ona tylko na czapach polarnych w postaci lodu oraz głęboko pod powierzchnią. Ale najpierw skupmy się na budowie Marsa.

Widok Marsa 4 miliardy lat temu - wyobrażenie artysty - źródło: ESO/M. Kornmesser

Mars powstał z cięższych pierwiastków, zawiera o wiele więcej żelaza czy niklu niż np. Ziemia czy Wenus.

Wspomniałem wcześniej, że Mars nie ma pola magnetycznego. Jednak lokalnie istnieją słabe źródła pola magnetycznego w skorupie Marsa - wskazuje to na to, że przebiegunowania pola magnetycznego miały miejsce w przeszłości - a to oznacza, że kiedyś istniał ruch płyt tektonicznych.

Wnętrze Marsa, wnętrze Ziemi.

Skorupa - 40-50 km.

Skorupa składa się głównie ze skał magmowych - np. z różnych typów bazaltów. Grunt marsjański składa się także z takich pierwiastków jak: krzem, tlen (jako tlenek krzemu), żelazo (jako tlenek żelaza), a marsjański regolit zawiera magnez wapń, sód, glin, potas czy chlor. Te pierwiastki są głównymi składnikami do życia dla roślin na Ziemi.

To wszystko pokryte jest tlenkiem żelaza, którym pokryta jest większość powierzchni planety, czyli można powiedzieć, że Mars to "zardzewiała" planeta(tlenek żelaza to inaczej rdza). Żelazo z wnętrza ziemi zostało wyrzucane na powierzchnię poprzez wulkany, a ten reagował z tlenem (kiedyś tlenu było więcej w atmosferze) i planeta została pokryta drobnym pyłem w postaci rdzy.

Miejsce bogate w tlenek krzemu, odkryte przez łazik Spirit. Źródło: NASA

Jak zauważymy powierzchnia Marsa jest zróżnicowana - posiada ona jaśniejsze i ciemniejsze obszary.

Jasne, czerwonawe obszary to miejsca, gdzie skały i regolit pokryte są lekką warstwą pyłu, głównie tlenkiem żelaza.
Ciemniejsze obszary to miejsca, w których burze i wiatry wywiały cały pył, odsłaniając skalistą warstwę.

Panorama z krateru Gusev - widok na wulkaniczne skały - łazik Spirit - źródło: marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20050420a.html

Płaszcz - do 2000 km

Płaszcz składa się głównie z krzemianów, a także z żelaza, niklu, fosforu, siarki i potasu. Badania meteorytów z Marsa wskazują, że płaszcz Marsa zawiera ok. 2x więcej żelaza, niż płaszcz Ziemi.


Jądro Marsa

Mars najprawdopodobniej posiada metaliczne jądro, składające się z żelaza, siarki oraz niklu. Jego promień szacuje się na ok. 1800 km.


Zróżnicowanie terenu - kratery uderzeniowe oraz wulkany.

Mapa topograficzna Marsa. Czerwone to tereny wyższe, a niebieskie to depresje.

Powyżej przedstawiłem mapę topograficzną. Bardzo rzucająca się w oczy jest półkula północna, gdzie większość terenu to depresja. Widać także wiele kanałów rzecznych wychodzących z tamtych terenów. Sugeruje to, że dawno był tam prawdopodobnie ocean wody.

Na mapie topograficznej widać wyraźnie duży czerwony obszar. To wyżyna wulkaniczna o nazwie Tharsis. Są tam pokaźnych rozmiarów wulkany. Największe góry w Układzie Słonecznym.

Największy z nich (Po lewej stronie mapy) to znany wszystkim Olympus Mons. Jest to największe wzniesienie w całym Układzie Słonecznym. Wznosi się on na wysokość aż 21 229 m. (dla porównania Mount Everest ma tylko 8848 m.) i rozciąga się na odległość ok. 600 km. Gdybyśmy postawili ten wulkan w Polsce, to przykrył by prawie cały kraj.

Olympus Mons - źródło: NASA

Poniżej, bardziej na wschód mamy trzy wulkany ułożone w linii prostej w kształcie gwiazd z pasa Oriona. Od góry:

-Ascraeus Mons (18 000 m.)
-Pavonis Mons (14 000 m.)
-Arsia Mons (16 000 m.)

Widok na wyżynę Tharsis - 1. Olympus Mons, 2.Tharsis Tolus 3. Ascraeus Mons,  4. Pavonis Mons, 5. Arsia Mons, 6. Doliny Marinera

 
Na wschód od wielkich wulkanów mamy ogromny kanion rozciągający się na długość aż 4000km a jego głębokość dochodzi nawet do 8 km. To Valles Marineris, zwane również kanionem/doliną Marinera.

Valles Marineris - źródło: NASA

Jedna z hipotez mówi, że wyrwa powstała podczas stygnięcia planety, a różne kanały i krawędzie utworzyła woda.

Na powierzchni Marsa jest dość spora ilość kraterów oraz basenów uderzeniowych. Największym basenem uderzeniowym na Marsie jest basen Hellas Planitia. Średnica krateru wynosi około 2100 km. Jest to największa struktura o pewnym pochodzeniu uderzeniowym na planecie. Najgłębsze miejsce w tym kraterze znajduje się 4 km poniżej marsjańskiego poziomu odniesienia (odpowiednika poziomu morza na Ziemi).

Mapa topograficzna krateru Hellas Planitia.

1.7 Widok Ziemi z Marsa.

Już z mojego zdjęcia Marsa czy z poprzednich postów wiadomo jak wygląda Mars przez teleskop. A czy ktoś zastanawiał się jak wyglądała by para Ziemia-Księżyc z Marsa? Chociażby przez teleskop, np. przez Syntę 8" 203/1200. Pomyślałem, że zrobię taką symulację.

Postawmy teleskop Syntę 8" 203/1200 - taki posiadam. Dajmy także okulary używane przeze mnie: kolejno - GSO 15mm (powiększenie 80x), 10mm z zestawu (powiększenie 120x), TMB Planetary II 5mm (powiększenie 240x). Warto też dodać, że Mars ma bardzo cienką atmosferę, to warunki, czyli stabilność atmosfery(seeing) powinna być prawie idealna. Jedynie co może przeszkodzić to lokalne burze piaskowe.

Za pomocą programu Stellarium możemy widzieć nieboskłon nie tylko z Ziemi. Można tam ustawić także za lokalizację inną planetę. Chociażby Marsa. W tym programie możemy spojrzeć na parametry takie jak np. rozmiar kątowy czy odległość kątową i podstawić to do widoku przez dany okular.
Dosyć wdzięcznymi obiektami do obserwacji stamtąd byłyby także ksieżyce Marsa - Fobos i Deimos.

Teraz podczas opozycji Ziemia jest niewidoczna, gdyż znajduje się na linii między Słońcem a Marsem. Najlepiej widoczna jest, gdy elongacja Ziemi (odległość kątowa od Słońca) jest największa. A największa jest wtedy, gdy Ziemia jest w kwadraturze (elongacja jest równa 90 stopni - wtedy jest w średniej odległości). Maksymalna elongacja Ziemi widocznej z Marsa wynosi ponad 44 stopnie i dojdzie do tego 18 listopada 2018 roku. Będzie widoczna jako gwiazda o jasności nieco większej od Syriusza (ok. -1,9 mag) na porannym niebie.

Widok nocą na Ziemię oraz Wenus. Tutaj przykład ładnej koniunkcji Wenus, Ziemi oraz Regulusa (najjaśniejsza gwiazda Lwa)

Ziemia dodatkowo przechodzi fazy podobnie jak ziemski Księżyc oraz Wenus widoczna przez teleskop z Ziemi. Ziemia widoczna z Marsa jest planetą wewnętrzną.
Dodatkowo widoczny powinien być obok Ziemi nasz Księżyc. Przy dobrej separacji dzieli je nawet do ponad 10 minut kątowych, a to oznacza, że są do rozdzielenia gołym okiem. Zrobiłem kilka symulacji:


Gdy Ziemia jest dość blisko (63 mln km) - faza jest najmniejsza.

Średnica tarczy Ziemi: 41,3 sekundy łuku - a więc tyle, co Jowisz widoczny z Ziemi podczas
opozycji. Ziemia i Księżyc są w odległości aż 12 minut łuku.
Jasność Ziemi widocznej z Marsa - -0.77 mag

Średnica tarczy Księżyca (ziemskiego) - 11,3 sekundy łuku. - Czyli jest dość mały. Dopiero przy dużym powiększeniu ujrzymy jego fazę.

Gdy Ziemia jest w średniej odległości:

Gdy Ziemia jest najdalej:

Jak widać Ziemia nie jest jakoś wielka. Dopiero przy średniej odległości i niedługo przed opozycją są duże w okularze teleskopu, jednak faza zmienia się w sierp.
Podczas, gdy Księżyc ziemski znajdzie się najbliżej kątowo Ziemi, bez problemu zmieszczą się oba ciała w jednym kadrze.

Zdjęcie Ziemi i Księżyca zrobione przez sondę Mars Reconnaissance Orbiter.

Z Marsa znacznie lepiej będzie widzieć Jowisza czy Saturna przez teleskop. Tarcze planet widoczne z Marsa będą większe niż widoczne z Ziemi, gdyż jest do nich bliżej.


Jeśli wam się podobało, to udostępniajcie, komentujcie, zadawajcie swoje pytania. Teraz będę pisał drugą część, gdzie opiszę historię obserwacji Marsa, a także misje, sondy i łaziki i co dzięki nim odkryliśmy.

Pozdrawiam, McGoris.

Zapraszam także do polubienia strony na Facebooku: facebook.com/mcastronomia

ZOBACZ TEŻ:

Moja kolekcja zdjęć planet. 
20 faktow o Ziemi i Układzie Słonecznym.
Jak wyglądałyby planety Układu Słonecznego, gdybyśmy postawili je na miejscu Księżyca.