Mars Planets : ดาวอังคาร ดาวเคราะห์ 🇹🇭

🔥Pictures used to accompany the description:

1. Picture of the tallest volcano on Mars, Olympus Mons. It is approximately 550 km (340 mi) across.

2. Topographical map of Mars with features labeled and the Martian dichotomy visible (northern low lying and southern highland hemispheres)

3. Dust devils cause twisting dark trails on the Martian surface

4. Mars without a dust storm in June 2001 (on left) and with a global dust storm in July 2001 (on right), as seen by Mars Global Surveyor

5. Mars without (on left) and with a global dust storm in July 2001 (on right), including different visible water ice cloud covers, as seen by the Hubble Space Telescope

6. Rendering of the change of CO2 ice (Not water ice) coverage on the north (left) and south (right) poles of Mars between northern and southern summer

7. A broad view of Mars's atmosphere by Hope orbiter

8. Escaping atmosphere on Mars (carbon, oxygen, and hydrogen) by MAVEN in UV

9. Artist concept showing sand-laden jets erupting from Martian geysers (published by NASA; artist: Ron Miller)

10. Valles Marineris, taken by the Viking

1 probe.

Volcanoes

Volcanism on Mars

The vast upland region Tharsis contains several massive volcanoes, which include the shield volcano Olympus Mons. The edifice is over 600 km (370 ml) wide,  Because the mountain is so large, with complex structure at its edges, giving a definite height to it is difficult. Its local relief, from the foot of the cliffs which form its northwest margin to its peak, is over 21 km (13 mi), A little over twice the height of Mauna Kea as measured from its base on the ocean floor. The total elevation change from the plains of Amazonis Planitia, over 1,000 km (620 mi) to the northwest, to the summit approaches 26 km (16 mi),  roughly three times the height of Mount Everest, which in comparison stands at just over 8.8 kilometres (5.5 ml). Consequently, Olympus Mons is either the tallest or second-tallest mountain in the Solar System; the only known mountain which might be taller is the Rheasilvia peak on the asteroid Vesta, at 20-25 km (12-16 mi).

Impact topography

Picture of the tallest volcano on Mars, Olympus Mons. It is approximately 550 km (340 ml) across. The dichotomy of Martian topography is striking: northern plains flattened by lava flows contrast with the southern highlands, pitted and cratered by ancient impacts. It is possible that, four billion years ago, the Northern Hemisphere of Mars was struck by an object one-tenth to two-thirds the size of Earth's Moon. If this is the case, the Northern Hemisphere of Mars would be the site of an impact crater 10,600 by 8,500 kilometres (6,600 by 5,300 ml) in size, or roughly the area of Europe, Asia, and Australia combined, surpassing Utopia Planitia and the Moon's South Pole-Aitken basin as the largest impact crater in the Solar Systern, Mars is scarred by 43,000 impact craters with a diameter of 5 kilometres (3.1 mi) or greater. The largest exposed crater is Hellas, which is 2,300 kilometres (1,400 ml) wide and 7,000 metres (23,000 ft) deep, and is a light albedo feature clearly visible from Earth There are other notable impact features, such as Argyre, which is around 1,800 kilometres (1,100 mi) in diameter, 10 and Isidis, which is around 1,500 kilometres (930 mi) in diameter. 1108 Due to the smaller mass and size of Mars, the probability of an object colliding with the planet is about half that of Earth. Mars is located closer to the asteroid belt, so it has an increased chance of being struck by materials from that source. Mars is more likely to be struck by short-period comets, le., those that lie within the orbit of Jupiter, Martian craters canovaal have a morphology that suggests the ground became wet after the meteor impact.

Tectonic sites

The large canyon, Valles Marineris (Latin for Mariner Valleys, also known as Agathodaemon. in the old canal maps  has a length of 4,000 kilometres (2,500 mi) and a depth of up to 7 kilometres (4.3 mi). The length of Valles Marineris is equivalent to the length of Europe and extends across one-fifth the circumference of Mars. By comparison, the Grand Canyon on Earth is only 446 kilometres (277 mi) long and nearly 2 kilometres (1.2 mi) deep. Valles Marineris was formed due to the swelling of the Tharsis area, which caused the crust in the area of Valles Marineris to collapse. In 2012, It was proposed that Valles Marineris is not just a graben, but a plate boundary where 150 kilometres (93 mi) of transverse motion has occurred, making Mars a planet with possibly a two-tectonic plate arrangement.

Holes and caves

Images from the Thermal Emission Imaging System (THEMIS) aboard NASA's Mars

Odyssey orbiter have revealed seven possible cave entrances on the flanks of the volcano Arsia Mons. The caves, named after loved ones of their discoverers, are collectively known as the "seven sisters" 15 Cave entrances measure from 100 to 252 metres (328 to 827 ft) wide and they are estimated to be at least 73 to 96 metres (240 to 315 ft) deep. Because light does not reach the floor of most of the caves, they may extend much deeper than these lower estimates and widen below the surface. "Dena' is the only exception; its floor is visible and was measured to be 130 metres (430 ft) deep. The Interiors of these caverns may be protected from micrometeoroids, UV radiation, solar flares and high energy particles that bombard the planet's surface

Other features

This section is an excerpt from Geysers on Mars. Martian geysers (or CO₂ jets) are putative sites of small gas and dust eruptions that occur in the south polar region of Mars during the spring thaw. "Dark dune spots" and "spiders" - or araneiforms are the two most visible types of features ascribed to these eruptions.

This section is an excerpt from Martian regolith § Atmospheric dust.

Similarly sized dust will settle from the thinner Martian atmosphere sooner than it would on Earth. For example, the dust suspended by the 2001 global dust storms on Mars only remained in the Martian atmosphere for 0.6 years, while the dust from Mount Pinatubo took about two years to settle, However, under current Martian conditions, the mass movements involved are generally much smaller than on Earth. Even the 2001 global dust storms on Mars moved only the equivalent of a very thin dust layer about 3 µm thick if deposited with uniform thickness between 58" north and south of the equator, 19% Dust deposition at the two rover sites has proceeded at a rate of about the thickness of a grain every 100 sols.

Atmosphere

Mars lost its magnetosphere 4 billion years ago, possibly because of numerous asteroid strikes, so the solar wind interacts directly with the Martian ionosphere, lowering the atmospheric density by stripping away atoms from the outer layer.  Both Mars Global Surveyor and Mars Express have detected ionized atmospheric particles trailing off into space behind Mars, and this atmospheric loss is being studied by the MAVEN orbiter. Compared to Earth, the atmosphere of Mars is quite rarefied. Atmospheric pressure on the surface today ranges from a low of 30 Pa (0.0044 psi) on Olympus Mons to over 1,155 Pa (0.1675 psi) in Hellas Planitia, with a mean pressure at the surface level of 600 Pa (0.087 psi), The highest atmospheric density on Mars is equal to that found 35 kilometres (22 mi) above Earth's surface. The resulting mean surface pressure is only 0.6% of Earth's 101.3 kPa (14.69 psi). The scale height of the atmosphere is about 10.8 kilometres (6.7 mi),  which is higher than Earth's 6 kilometres (3.7 mi), because the surface gravity of Mars is only about 38% of Earth's.

The atmosphere of Mars consists of about 96% carbon dioxide, 1.93% argon and 1.89% nitrogen along with traces of oxygen and water. The atmosphere is quite dusty, containing particulates about 1.5 µm in diameter which give the Martian sky a tawny color when seen from the surface  It may take on a pink hue due to iron oxide particles suspended in it.

Despite repeated detections of methane on Mars,  there is no scientific consensus as to its origin, One suggestion is that methane exists on Mars and that Its concentration fluctuates seasonally, The existence of methane could be produced by non-biological process such as serpentinization Involving water, carbon dioxide, and the mineral olivine, which is known to be common on Mars, or by Martian life,  Compared to Earth, its higher concentration of atmospheric CO, and lower surface pressure may be why sound is attenuated more on Mars, where natural sources are rare apart from the wind. Using acoustic recordings collected by the Perseverance rover, researchers concluded that the speed of sound there is approximately 240 m/s for frequencies below 240 Hz, and 250 m/s for those above. Auroras have been detected on Mars, Because Mars lacks a global magnetic field, the types and distribution of auroras there differ from those on Earth; rather than being mostly restricted to polar regions as is the case on Earth, a Martian aurora can encompass the planet. In September 2017, NASA reported radiation levels on the surface of the planet Mars were temporarily doubled, and were associated with an aurora 25 times brighter than any observed earlier, due to a massive, and unexpected, solar storm in the middle of the month.

Climate of Mars

Mars has seasons, alternating between its northern and southem hemispheres, similar to on Earth. Additionally the orbit of Mars has, compared to Earth's, a large eccentricity and approaches perihelion when it is summer in its southern hemisphere and winter in its northern, and aphelion when it is winter in its southern hemisphere and summer in its northern. As a result, the seasons in its southern hemisphere are more extreme and the seasons in its northern are milder than would otherwise be the case. The summer temperatures in the south can be warmer than the equivalent summer temperatures in the north by up to 30 °C (54 °F)

Martian surface temperatures vary from lows of about-110 °C (-166 °F) to highs of up to 35 °C (95 °F) in equatorial summer. The wide range in temperatures is due to the thin atmosphere which cannot store much solar heat, the low atmospheric pressure (about 1% that of the atmosphere of Earth), and the low thermal Inertia of Martian soll. The planet is 1.52 times as far from the Sun as Earth, resulting in just 43% of the amount of sunlight, Mars has the largest dust storms in the Solar System, reaching speeds of over 160 km/h (100 mph). These can vary from a storm over a small area, to gigantic storms that cover the entire planet. They tend to occur when Mars is closest to the Sun, and have been shown to Increase global temperature,  Seasons also produce dry ice covering polar ice caps .

Hydrology

Water on Mars

Groundwater on Mars

While Mars contains water in larger amounts, most of it is dust covered water ice at the Martian polar ice caps The volume of water ice in the south polar ice cap, if melted, would be enough to cover most of the surface of the planet with a depth of 11 metres (36 ft), Water in its liquid form cannot persist on the surface due to Mars's low atmospheric pressure, which is less than 1% that of Earth.  Only at the lowest of elevations are the pressure and temperature high enough for liquid water to exist for short periods, Although little water is present in the atmosphere, there is enough to produce clouds of water ice and different cases of snow and frost, often mixed with snow of carbon dioxide dry ice.

Past hydrosphere

Landforms visible on Mars strongly suggest that liquid water has existed on the planet's surface. Huge linear swathes of scoured ground, known as outflow channels, cut across the surface in about 25 places. These are thought to be a record of erosion caused by the catastrophic release of water from subsurface aquifers, though some of these structures have been hypothesized to result from the action of glaciers or lava One of the larger examples, Ma'adim Vallis, is 700 kilometres (430 mi) long, much greater than the Grand Canyon, with a width of 20 kilometres (12 mi) and a depth of 2 kilometres (1.2 mi) in places. It is thought to have been carved by flowing water early in Mars's history. The youngest of these channels is thought to have formed only a few million years ago,  Elsewhere, particularly on the oldest areas of the Martian surface, finer-scale, dendritic networks of valleys are spread across significant proportions of the landscape. Features of these valleys and their distribution strongly imply that they were carved by runoff resulting from precipitation in early Mars history. Subsurface water flow and groundwater sapping may play important subsidiary roles in some networks, but precipitation was probably the root cause of the incision in almost all cases.

Along craters and canyon walls, there are thousands of features that appear similar to terrestrial gullies. The gullies tend to be in the highlands of the Southern Hemisphere and face the Equator; all are poleward of 30° latitude. A number of authors have suggested that their formation process involves liquid water, probably from melting Ice, although others have argued for formation mechanisms involving carbon dioxide frost or the movement of dry dust. No partially degraded gullies have formed by weathering and no superimposed impact craters have been observed, indicating that these are young features, possibly still active. Other geological features, such as deltas and alluvial fans preserved in craters, are further evidence for warmer, wetter conditions at an interval or intervals in earlier Mars history. Such conditions necessarily require the widespread presence of crater lakes across a large proportion of the surface, for which there is independent mineralogical, sedimentological and geomorphological evidence.Further evidence that liquid water once existed on the surface of Mars comes from the detection of specific minerals such as hematite and goethite, both of which sometimes form in the presence of water.

Doctorate Degree (Ph.D) 🇹🇭 /อำเภอเกาะลันตา

Surveyor / Recorder

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Location: Koh Lanta Island/เกาะลันตา 🇹🇭

Saladan Subdistrict, Koh Lanta District, Krabi

Province, Thailand 🇹🇭

Compiled articles in English, Thai 🇹🇭

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Klearmilly 8888 🇹🇭

Thailand 2026 🇹🇭

May 1, 2026, 20 : 08 p .m 🇹🇭

----------------+++

🔥ภาพที่ใช้ประกอบคำอธิบาย :

1. ภาพถ่ายภูเขาไฟที่สูงที่สุดบนดาวอังคาร โอลิมปัส มอนส์ (Olympus Mons) มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 550 กิโลเมตร (340 ไมล์)

2. แผนที่ภูมิประเทศของดาวอังคาร พร้อมระบุชื่อลักษณะภูมิประเทศ และแสดงให้เห็นถึงความแตกต่างระหว่างซีกโลกเหนือที่ราบต่ำและซีกโลกใต้ที่สูงชัน

3. พายุฝุ่นหมุนวนก่อให้เกิดร่องรอยสีดำบิดเบี้ยวบนพื้นผิวของดาวอังคาร

4. ภาพดาวอังคารในเดือนมิถุนายน ปี 2001 (ซ้าย) ที่ไม่มีพายุฝุ่น และภาพดาวอังคารที่มีพายุฝุ่นปกคลุมทั่วทั้งดวงในเดือนกรกฎาคม ปี 2001 (ขวา) ถ่ายโดยยานสำรวจดาวอังคาร Mars Global Surveyor

5. ภาพดาวอังคารก่อนและหลังเกิดพายุฝุ่นทั่วโลกในเดือนกรกฎาคม ปี 2001 (ซ้าย) และภาพดาวอังคารหลังเกิดพายุฝุ่นทั่วโลก (ขวา) รวมถึงชั้นเมฆน้ำแข็งที่มองเห็นได้แตกต่างกัน ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (Hubble Space Telescope)

6. ภาพจำลองการเปลี่ยนแปลงของปริมาณน้ำแข็งคาร์บอนไดออกไซด์ (ไม่ใช่น้ำแข็ง) ที่ปกคลุมขั้วโลกเหนือ (ซ้าย) และขั้วโลกใต้ (ขวา) ของดาวอังคาร ระหว่างฤดูร้อนของซีกโลกเหนือและซีกโลกใต้

7. ภาพมุมกว้างของชั้นบรรยากาศดาวอังคาร

จากยานสำรวจโฮป (Hope orbiter)

8. การหลุดออกจากชั้นบรรยากาศบนดาวอังคาร (คาร์บอน ออกซิเจน และไฮโดรเจน) โดย MAVEN ใน UV

9. ภาพจำลองแสดงภาพพ่นทรายพุ่งออกมาจากน้ำพุร้อนบนดาวอังคาร

(เผยแพร่โดย NASA ศิลปิน: รอน มิลเลอร์)

10. หุบเขาวัลเลส มาริเนริส ที่ถูกยึดครองโดยชาวไวกิ้ง 1 โพรบ.

ภูเขาไฟ (Volcanoes)

ภูเขาไฟบนดาวอังคาร

(Volcanism on Mars)

ที่ราบสูงธาร์ซิสอันกว้างใหญ่มีภูเขาไฟขนาดมหึมาหลายลูก รวมถึงภูเขาไฟรูปโล่โอลิมปัส มอนส์ ภูเขาไฟลูกนี้กว้างกว่า 600 กิโลเมตร (370 ไมล์) เนื่องจากภูเขามีขนาดใหญ่และมีโครงสร้างซับซ้อนบริเวณขอบ ทำให้การกำหนดความสูงที่แน่นอนทำได้ยาก ความแตกต่างของระดับความสูงจากเชิงหน้าผาซึ่งเป็นขอบด้านตะวันตกเฉียงเหนือไปจนถึงยอดเขา สูงกว่า 21 กิโลเมตร (13 ไมล์) ซึ่งสูงกว่าเมานาเคอาที่วัดจากฐานบนพื้นมหาสมุทรประมาณสองเท่า การเปลี่ยนแปลงระดับความสูงทั้งหมดจากที่ราบอเมซอนนิส พลานิเทีย ซึ่งอยู่ห่างออกไปกว่า 1,000 กิโลเมตร (620 ไมล์) ทางตะวันตกเฉียงเหนือ ไปจนถึงยอดเขา สูงถึงประมาณ 26 กิโลเมตร (16 ไมล์) ซึ่งสูงกว่ายอดเขาเอเวอเรสต์ประมาณสามเท่า โดยยอดเขาเอเวอเรสต์สูงเพียง 8.8 กิโลเมตร (5.5 ไมล์)

ดังนั้น โอลิมปัส มอนส์ จึงเป็นภูเขาที่สูงที่สุดหรือสูงเป็นอันดับสองในระบบสุริยะ ภูเขาเดียวที่ทราบกันว่าอาจสูงกว่าคือยอดเขารีอาซิลเวียบนดาวเคราะห์น้อยเวสตา ซึ่งสูง 12-16 ไมล์ (20-25 กิโลเมตร).

ภูมิประเทศที่กระทบ

(Impact topography)

ภาพถ่ายภูเขาไฟที่สูงที่สุดบนดาวอังคาร โอลิมปัส มอนส์ มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 550 กิโลเมตร (340 ไมล์) ความแตกต่างของภูมิประเทศบนดาวอังคารนั้นน่าทึ่งมาก ที่ราบทางเหนือซึ่งราบเรียบจากการไหลของลาวา ตัดกับที่สูงทางใต้ซึ่งเต็มไปด้วยหลุมบ่อและปล่องภูเขาไฟจากการชนในอดีต เป็นไปได้ว่าเมื่อสี่พันล้านปีก่อน ซีกโลกเหนือของดาวอังคารถูกชนโดยวัตถุที่มีขนาดหนึ่งในสิบถึงสองในสามของดวงจันทร์ของโลก ถ้าเป็นเช่นนั้น ซีกโลกเหนือของดาวอังคารจะเป็นที่ตั้งของหลุมอุกกาบาตขนาด 10,600 คูณ 8,500 กิโลเมตร (6,600 คูณ 5,300 ไมล์) หรือประมาณพื้นที่ของยุโรป เอเชีย และออสเตรเลียรวมกัน ซึ่งใหญ่กว่ายูโทเปีย พลานิเทีย และแอ่งไอท์เคนขั้วใต้ของดวงจันทร์ กลายเป็นหลุมอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ ดาวอังคารมีหลุมอุกกาบาตขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 5 กิโลเมตร (3.1 ไมล์) หรือมากกว่านั้นถึง 43,000 หลุม แต่ละหลุมมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 5 กิโลเมตร (3.1 ไมล์) หรือมากกว่านั้น หลุมอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดที่มองเห็นได้คือหลุมเฮลลาส (Hellas) ซึ่งมีความกว้าง 2,300 กิโลเมตร (1,400 ไมล์) และลึก 7,000 เมตร (23,000 ฟุต) และเป็นลักษณะพื้นผิวสะท้อนแสงที่มองเห็นได้ชัดเจนจากโลก นอกจากนี้ยังมีหลุมอุกกาบาตที่น่าสนใจอื่นๆ เช่น หลุมอาร์ไจร์ (Argyre) ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,800 กิโลเมตร (1,100 ไมล์) และหลุมอิซิดิส (Isidis) ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,500 กิโลเมตร (930 ไมล์) เนื่องจากมวลและขนาดของดาวอังคารเล็กกว่าโลก โอกาสที่วัตถุจะชนกับดาวเคราะห์ดวงนี้จึงน้อยกว่าโลกประมาณครึ่งหนึ่ง ดาวอังคารตั้งอยู่ใกล้กับแถบดาวเคราะห์น้อย จึงมีโอกาสมากขึ้นที่จะถูกวัตถุจากแหล่งนั้นพุ่งชน ดาวอังคารมีโอกาสถูกดาวหางคาบสั้นพุ่งชนมากกว่า เช่น ดาวหางที่อยู่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดี หลุมอุกกาบาตบนดาวอังคารมีลักษณะทางสัณฐานวิทยาที่บ่งชี้ว่าพื้นผิวของหลุมอุกกาบาตนั้นมีลักษณะเป็นโพรง ซึ่งมีลักษณะทางกายภาพที่บ่งชี้ว่าพื้นดินเปียกชื้นหลังจากอุกกาบาตพุ่งชน.

ไซต์เปลือกโลก

(Tectonic sites)

หุบเขาขนาดใหญ่ วัลเลส มาริเนริส (ภาษาละตินแปลว่า หุบเขาของชาวเรือ หรือที่รู้จักกันในชื่อ อะกาโทเดมอน ในแผนที่คลองเก่า) มีความยาว 4,000 กิโลเมตร (2,500 ไมล์) และลึกถึง 7 กิโลเมตร (4.3 ไมล์) ความยาวของวัลเลส มาริเนริส เทียบเท่ากับความยาวของทวีปยุโรป และทอดยาวไปหนึ่งในห้าของเส้นรอบวงของดาวอังคาร เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว แกรนด์แคนยอนบนโลกมีความยาวเพียง 446 กิโลเมตร (277 ไมล์) และลึกเกือบ 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) วัลเลส มาริเนริส เกิดจากการบวมตัวของพื้นที่ธาร์ซิส ซึ่งทำให้เปลือกโลกในบริเวณวัลเลส มาริเนริส ยุบตัวลง ในปี 2012 มีการเสนอว่า วัลเลส มาริเนริส ไม่ใช่แค่ร่องลึก แต่เป็นขอบเขตของแผ่นเปลือกโลกที่เกิดการเคลื่อนที่ตามขวาง 150 กิโลเมตร (93 ไมล์) ทำให้ดาวอังคารอาจเป็นดาวเคราะห์ที่มีแผ่นเปลือกโลกสองแผ่น การจัดเตรียม.

หลุม และ ถ้ำ

(Holes and caves)

ภาพจากระบบถ่ายภาพด้วยการปล่อยความร้อน (THEMIS) บนยานสำรวจดาวอังคาร Odyssey ของ NASA ได้เผยให้เห็นทางเข้าถ้ำที่เป็นไปได้เจ็ดแห่งบนเนินเขาของภูเขาไฟอาร์เซีย มอนส์ ถ้ำเหล่านี้ตั้งชื่อตามบุคคลอันเป็นที่รักของผู้ค้นพบ และรู้จักกันโดยรวมว่า "เจ็ดพี่น้อง" ทางเข้าถ้ำมีความกว้างตั้งแต่ 100 ถึง 252 เมตร (328 ถึง 827 ฟุต) และคาดว่ามีความลึกอย่างน้อย 73 ถึง 96 เมตร (240 ถึง 315 ฟุต) เนื่องจากแสงส่องไม่ถึงพื้นถ้ำส่วนใหญ่ ถ้ำเหล่านี้อาจลึกกว่าที่ประเมินไว้มาก และอาจกว้างกว่าใต้พื้นผิว

"เดนา" (Dena) เป็นข้อยกเว้นเพียงแห่งเดียว พื้นถ้ำสามารถมองเห็นได้และวัดได้ลึก 130 เมตร (430 ฟุต) ภายในถ้ำเหล่านี้อาจได้รับการปกป้องจากอุกกาบาตขนาดเล็ก รังสี UV เปลวสุริยะ และอนุภาคพลังงานสูงที่พุ่งชนพื้นผิวของดาวเคราะห์.

คุณสมบัติอื่นๆ

(Other features)

ส่วนนี้เป็นส่วนหนึ่งจากบทความเรื่อง "น้ำพุร้อนบนดาวอังคาร" (Geysers on Mars)

น้ำพุร้อนบนดาวอังคาร (หรือเจ็ท CO₂) เป็นแหล่งที่สันนิษฐานว่าเกิดการปะทุของก๊าซและฝุ่นขนาดเล็กในบริเวณขั้วโลกใต้ของดาวอังคารในช่วงฤดูใบไม้ผลิที่หิมะละลาย "จุดเนินทรายสีดำ" และ "แมงมุม" หรือรูปทรงคล้ายแมงมุม เป็นลักษณะที่มองเห็นได้ชัดเจนที่สุดสองแบบที่สันนิษฐานว่าเกิดจากการปะทุเหล่านี้ ส่วนนี้เป็นส่วนหนึ่งจากหัวข้อ ดินบนดาวอังคาร § ฝุ่นในชั้นบรรยากาศฝุ่นที่มีขนาดใกล้เคียงกันจะตกลงมาจากชั้นบรรยากาศที่เบาบางกว่าของดาวอังคารได้เร็วกว่าบนโลก ตัวอย่างเช่น ฝุ่นที่ฟุ้งกระจายจากพายุฝุ่นทั่วโลกในปี 2001 บนดาวอังคารคงอยู่ในชั้นบรรยากาศของดาวอังคารเพียง 0.6 ปี

ในขณะที่ฝุ่นจากภูเขาไฟปินาตูโบใช้เวลาประมาณสองปีในการตกลงมา อย่างไรก็ตาม ภายใต้สภาวะปัจจุบันของดาวอังคาร การเคลื่อนที่ของมวลสารโดยทั่วไปมีขนาดเล็กกว่าบนโลกมาก แม้แต่พายุฝุ่นทั่วโลกในปี 2001 บนดาวอังคารก็เคลื่อนย้ายมวลสารเทียบเท่ากับชั้นฝุ่นบางๆ ประมาณ 3 ไมโครเมตรเท่านั้น หากตกตะกอนด้วยความหนาสม่ำเสมอระหว่างละติจูด 58 ลิปดาเหนือและใต้ของเส้นศูนย์สูตร การตกตะกอนของฝุ่นที่บริเวณที่ยานสำรวจทั้งสองแห่งตั้งอยู่เกิดขึ้นในอัตราประมาณความหนาของเม็ดทรายทุกๆ 100 วัน.

บรรยากาศ

(Atmosphere)

ดาวอังคาร (Mars Planets)

สูญเสียสนามแม่เหล็กไปเมื่อ 4 พันล้านปีก่อน ซึ่งอาจเป็นเพราะการชนของดาวเคราะห์น้อยจำนวนมาก ดังนั้นลมสุริยะจึงมีปฏิสัมพันธ์โดยตรงกับชั้นไอโอโนสเฟียร์ของดาวอังคาร ทำให้ความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศลดลงโดยการดึงอะตอมออกจากชั้นนอกสุด ทั้งยานสำรวจดาวอังคาร Mars Global Surveyor และ Mars Express ตรวจพบอนุภาคไอออนในชั้นบรรยากาศที่ลอยหายไปในอวกาศด้านหลังดาวอังคาร และการสูญเสียชั้นบรรยากาศนี้กำลังได้รับการศึกษาโดยยานโคจร MAVEN เมื่อเทียบกับโลก ชั้นบรรยากาศของดาวอังคารค่อนข้างเบาบาง ความดันบรรยากาศบนพื้นผิวในปัจจุบันมีตั้งแต่ต่ำสุดที่ 30 Pa (0.0044 psi) บนยอดเขาโอลิมปัส มอนส์ ไปจนถึงมากกว่า 1,155 ปาสคาล (0.1675 ปอนด์-นิ้ว) ในที่ราบสูงเฮลลาส พลานิเทีย โดยมีความดันเฉลี่ยที่ระดับพื้นผิวอยู่ที่ 600 ปาสคาล (0.087 ปอนด์-นิ้ว) ความหนาแน่นของบรรยากาศสูงสุดบนดาวอังคารเท่ากับความหนาแน่นที่พบที่ระดับความสูง 35 กิโลเมตร (22 ไมล์) เหนือพื้นผิวโลก ความดันเฉลี่ยที่พื้นผิวจึงมีเพียง 0.6% ของความดันเฉลี่ยของโลกที่ 101.3 กิโลปาสคาล (14.69 ปอนด์-นิ้ว) ความสูงของชั้นบรรยากาศอยู่ที่ประมาณ 10.8 กิโลเมตร (6.7 ไมล์) ซึ่งสูงกว่าโลกที่ 6 กิโลเมตร (3.7 ไมล์) เนื่องจากแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวของดาวอังคารมีเพียงประมาณ 38% ของโลก.

บรรยากาศของดาวอังคาร

(Mars' atmosphere)

ประกอบด้วยคาร์บอนไดออกไซด์ประมาณ 96% อาร์กอน 1.93% และไนโตรเจน 1.89% พร้อมด้วยออกซิเจนและน้ำในปริมาณเล็กน้อย บรรยากาศค่อนข้างมีฝุ่นละออง โดยมีอนุภาคขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1.5 ไมโครเมตร ซึ่งทำให้ท้องฟ้าของดาวอังคารมีสีน้ำตาลอมเหลืองเมื่อมองจากพื้นผิว อาจมีสีชมพูเจือปนเนื่องจากอนุภาคออกไซด์ของเหล็กที่แขวนลอยอยู่ในนั้น แม้จะตรวจพบมีเทนบนดาวอังคารซ้ำแล้วซ้ำเล่า แต่ก็ยังไม่มีข้อสรุปทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับที่มาของมัน ข้อเสนอแนะหนึ่งคือมีเทนมีอยู่บนดาวอังคาร และความเข้มข้นของมันผันผวนตามฤดูกาล การมีอยู่ของมีเทนอาจเกิดจากกระบวนการที่ไม่ใช่ชีวภาพ เช่น กระบวนการเซอร์เพนติไนเซชันที่เกี่ยวข้องกับน้ำ คาร์บอนไดออกไซด์ และ แร่โอลิวีน (The mineral olivine)

ซึ่งเป็นที่ทราบกันดีว่าพบได้ทั่วไปบนดาวอังคาร หรือโดยสิ่งมีชีวิตบนดาวอังคาร เมื่อเทียบกับโลก ความเข้มข้นของ CO ในบรรยากาศที่สูงกว่า และความดันพื้นผิวที่ต่ำกว่า อาจเป็นสาเหตุที่ทำให้เสียงเบาบางลงบนดาวอังคาร ซึ่งแหล่งกำเนิดเสียงตามธรรมชาติมีน้อยนอกจากลม จากการบันทึกเสียงที่รวบรวมโดยยานสำรวจเพอร์เซเวอแรนซ์ นักวิจัยสรุปว่าความเร็วของเสียงบนดาวอังคารอยู่ที่ประมาณ 240 เมตร/วินาที สำหรับความถี่ต่ำกว่า 240 เฮิรตซ์ และ 250 เมตร/วินาที สำหรับความถี่ที่สูงกว่านั้น มีการตรวจพบแสงออโรร่าบนดาวอังคาร เนื่องจากดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็กโลก ประเภทและการกระจายตัวของแสงออโรร่าบนดาวอังคารจึงแตกต่างจากบนโลก แทนที่จะจำกัดอยู่เฉพาะบริเวณขั้วโลกเหมือนบนโลก แสงออโรร่าบนดาวอังคารสามารถครอบคลุมทั่วทั้งดาวเคราะห์ได้ ในเดือนกันยายนปี 2017 นาซาได้รายงานว่าระดับรังสีบนพื้นผิวของดาวอังคารเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าชั่วคราว และเกี่ยวข้องกับแสงออโรร่าที่สว่างกว่าที่เคยสังเกตมาก่อนถึง 25 เท่า อันเนื่องมาจากพายุสุริยะขนาดใหญ่และไม่คาดคิดในช่วงกลางเดือน.

ภูมิอากาศของ ดาวอังคาร

(Climate of Mars)

ดาวอังคารมีฤดูกาลสลับกันระหว่างซีกโลกเหนือและซีกโลกใต้ คล้ายกับบนโลก นอกจากนี้ วงโคจรของดาวอังคารมีความเยื้องศูนย์สูงกว่าโลกมาก และเข้าใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (perihelion) เมื่อเป็นฤดูร้อนในซีกโลกใต้และฤดูหนาวในซีกโลกเหนือ และเข้าใกล้จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุด (Aphelion) เมื่อเป็นฤดูหนาวในซีกโลกใต้และฤดูร้อนในซีกโลกเหนือ ส่งผลให้ฤดูกาลในซีกโลกใต้มีความรุนแรงกว่า และฤดูกาลในซีกโลกเหนือมีความรุนแรงน้อยกว่าที่ควรจะเป็น อุณหภูมิในฤดูร้อนทางใต้สามารถสูงกว่าอุณหภูมิในฤดูร้อนทางเหนือได้ถึง 30 องศาเซลเซียส (54 องศาฟาเรนไฮต์) อุณหภูมิพื้นผิวของดาวอังคารแปรผันจากต่ำสุดประมาณ -110 องศาเซลเซียส (-166 องศาฟาเรนไฮต์) ไปจนถึงสูงสุดถึง 35 องศาเซลเซียส (95 องศาฟาเรนไฮต์)

ในช่วงฤดูร้อนบริเวณเส้นศูนย์สูตร

ความแตกต่างของอุณหภูมิที่กว้างมากนั้นเกิดจากชั้นบรรยากาศที่เบาบางซึ่งไม่สามารถกักเก็บความร้อนจากแสงอาทิตย์ได้มาก ความดันบรรยากาศต่ำ (ประมาณ 1% ของความดันบรรยากาศของโลก) และความเฉื่อยทางความร้อนต่ำของมวลดาวอังคาร ดาวเคราะห์ดวงนี้อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 1.52 เท่าของโลก ส่งผลให้ได้รับแสงแดดเพียง 43% ของปริมาณแสงแดดจากโลก ดาวอังคารมีพายุฝุ่นที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ โดยมีความเร็วมากกว่า 160 กิโลเมตรต่อชั่วโมง (100 ไมล์ต่อชั่วโมง) พายุเหล่านี้อาจมีขนาดแตกต่างกันไป ตั้งแต่พายุในพื้นที่เล็กๆ ไปจนถึงพายุขนาดมหึมาที่ปกคลุมทั้งดาวเคราะห์ มักเกิดขึ้นเมื่อดาวอังคารอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด และพบว่าทำให้อุณหภูมิโลกสูงขึ้น ฤดูกาลยังทำให้เกิดน้ำแข็งแห้งปกคลุมขั้วโลกอีกด้วย.

อุทกวิทยา

(Hydrology)

น้ำบนดาวอังคาร

(Water on Mars)

น้ำใต้ดินบนดาวอังคาร

(Groundwater on Mars)

แม้ว่าดาวอังคารจะมีน้ำในปริมาณมาก แต่ส่วนใหญ่เป็นน้ำแข็งที่ปกคลุมด้วยฝุ่นบริเวณขั้วโลกของดาวอังคาร ปริมาณน้ำแข็งในขั้วโลกใต้ หากละลายทั้งหมด จะมีปริมาณมากพอที่จะปกคลุมพื้นผิวส่วนใหญ่ของดาวเคราะห์ด้วยความลึก 11 เมตร (36 ฟุต)

( 11 metres (36 ft),น้ำในรูปของเหลวไม่สามารถคงอยู่บนพื้นผิวได้เนื่องจากความดันบรรยากาศของดาวอังคารต่ำ ซึ่งน้อยกว่า 1% ของโลก มีเพียงบริเวณที่ต่ำที่สุดเท่านั้นที่ความดันและอุณหภูมิสูงพอที่จะทำให้น้ำในสถานะของเหลวคงอยู่ได้ในช่วงเวลาสั้นๆ แม้ว่าจะมีน้ำอยู่ในบรรยากาศเพียงเล็กน้อย แต่ก็เพียงพอที่จะก่อให้เกิดเมฆน้ำแข็งและหิมะและน้ำค้างแข็งในรูปแบบต่างๆ ซึ่งมักผสมกับหิมะของคาร์บอนไดออกไซด์หรือน้ำแข็งแห้ง.

ไฮโดรสเฟียร์ที่ผ่านมา

(Past hydrosphere)

ลักษณะภูมิประเทศที่มองเห็นได้บนดาวอังคารบ่งชี้อย่างชัดเจนว่าเคยมีน้ำในสถานะของเหลวอยู่บนพื้นผิวของดาวเคราะห์ดวงนี้ ร่องรอยการกัดเซาะเป็นแนวยาวขนาดใหญ่ที่เรียกว่าช่องทางระบายน้ำ ตัดผ่านพื้นผิวในประมาณ 25 แห่ง

เชื่อกันว่าสิ่งเหล่านี้เป็นร่องรอยของการกัดเซาะที่เกิดจากการปล่อยน้ำปริมาณมหาศาลจากแหล่งน้ำใต้ดิน แม้ว่าบางโครงสร้างจะถูกตั้งสมมติฐานว่าเกิดจากการกระทำของธารน้ำแข็งหรือลาวา ตัวอย่างที่ใหญ่ที่สุดอย่างหนึ่งคือ มาอาดิม วัลลิส (Ma'adim Vallis) มีความยาว 700 กิโลเมตร (430 ไมล์) ใหญ่กว่าแกรนด์แคนยอนมาก มีความกว้าง 20 กิโลเมตร (12 ไมล์) และลึก 2 กิโลเมตร (1.2 ไมล์) ในบางจุด เชื่อกันว่าเกิดจากการกัดเซาะของน้ำในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของดาวอังคาร ช่องทางที่อายุน้อยที่สุดเหล่านี้เชื่อว่าก่อตัวขึ้นเมื่อไม่กี่ล้านปีก่อน ในบริเวณอื่นๆ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในพื้นที่ที่เก่าแก่ที่สุดของพื้นผิวดาวอังคาร มีเครือข่ายหุบเขาขนาดเล็กที่แตกแขนงออกเป็นกิ่งก้านสาขา กระจายอยู่ทั่วพื้นที่ส่วนใหญ่ ลักษณะของหุบเขาเหล่านี้ และการกระจายตัวของพวกมันบ่งชี้อย่างชัดเจนว่าพวกมันถูกกัดเซาะโดยน้ำไหลบ่าที่เกิดจากปริมาณน้ำฝนในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของดาวอังคาร (Mars Planets)

การไหลของน้ำใต้ผิวดินและการกัดเซาะของน้ำใต้ดินอาจมีบทบาทรองที่สำคัญในบางระบบ แต่ปริมาณน้ำฝนน่าจะเป็นสาเหตุหลักของการกัดเซาะในเกือบทุกกรณี., ตามขอบปล่องภูเขาไฟและผนังหุบเขา มีคุณสมบัติหลายพันรายการที่ดูคล้ายคลึงกับ

ร่องน้ำบนบก ร่องน้ำเหล่านี้มักจะอยู่ใน

ที่ราบสูงของซีกโลกใต้ และหันหน้าไปทางเส้นศูนย์สูตร ทุกสิ่งล้วนอยู่ทางขั้วโลกเหนือ

ละติจูด 30° นักเขียนหลายท่านได้กล่าวไว้ว่า

แนะนำว่ากระบวนการก่อตัวของพวกเขา

เกี่ยวข้องกับน้ำเหลว ซึ่งอาจมาจากการหลอมละลาย

น้ำแข็ง แม้ว่าคนอื่นๆ จะโต้แย้งว่า

กลไกการก่อตัวที่เกี่ยวข้องกับคาร์บอน

น้ำค้างแข็งจากก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ หรือการเคลื่อนตัวของฝุ่นละอองแห้ง ไม่พบร่องน้ำที่เสื่อมสภาพบางส่วน เกิดจากการผุกร่อนตามธรรมชาติโดยไม่มีการกระแทกซ้ำซ้อน มีการพบหลุมอุกกาบาต ซึ่งบ่งชี้ว่า ลักษณะเหล่านี้ยังอยู่ในช่วงเริ่มต้น อาจจะยังไม่สมบูรณ์ ยังคงมีการเคลื่อนไหวอยู่ ลักษณะทางธรณีวิทยาอื่นๆ เช่น ดินดอนสามเหลี่ยมปากแม่น้ำและเนินตะกอนน้ำพาที่ถูกอนุรักษ์ไว้ในปล่องภูเขาไฟ

เป็นหลักฐานเพิ่มเติมที่บ่งชี้ว่าอากาศจะอบอุ่นและชื้นขึ้น เงื่อนไขในช่วงเวลาหนึ่งหรือหลายช่วงเวลา

ประวัติศาสตร์ดาวอังคารยุคแรก สภาวะเช่นนี้

จำเป็นต้องแพร่หลายสภาวะดังกล่าวจำเป็นต้องมีทะเลสาบในหลุมอุกกาบาตกระจายอยู่ทั่วพื้นที่ขนาดใหญ่สัดส่วนของพื้นผิว ซึ่งมีอยู่ แร่วิทยาอิสระ

ตะกอนวิทยาและธรณีสัณฐานวิทยา หลักฐานเพิ่มเติมบ่งชี้ว่ามีน้ำเหลวอยู่ครั้งหนึ่งเคยมีอยู่บนพื้นผิวของดาวอังคาร จากการตรวจพบแร่ธาตุเฉพาะชนิด

เช่น ฮีมาไทต์ (Hematite) และโกเอไทต์ (Goethite)

ซึ่งบางครั้งเกิดขึ้นได้ในสภาวะที่มีน้ำ.

ปริญญาเอก (Ph.D) 🇹🇭

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา 🇹🇭

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย 🇹🇭

ผู้เขียนบทความ ภาษาอังกฤษ, ไทย 🇹🇭

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

เคลียร์มิลลี่ 8888 🇹🇭

ประเทศไทย 2569 🇹🇭

วันที่ 1 เดือน พฤษภาคม พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 20 : 08 น. 🇹🇭

#StarsAndPlanetsThailand🇹🇭

#StellariumThailand🇹🇭

#GalaxyMapsThailand🇹🇭

#PhasesOfTheMoonThailand🇹🇭

#GoogleMapsThailand🇹🇭