Mars Planets : ดาวอังคาร ดาวเคราะห์ 🇹🇭

🔥 Pictures used to accompany the description:

1. Orbits of natural and artificial satellites around Mars at scale, with the furthest (Deimos) at 23,460 km (14,580 mi)

2. Internal structure of Mars, Assuming no inner core

3. A 30 meter wide and 800 meter high dust devil. Dust devils of 20 kilometer height have been observed

4. Difference of dust and water clouds: the yellow cloud at the bottom center of the image is a large dust cloud, the other white clouds are water clouds

5. The image shows the moons Deimos and Phobos of Mars as viewed from Mars. Comparing their apparent size to the apparent and actual size of the much larger moons as seen from Earth, if they were the same distance from Mars as the moons are from Earth, they would appear as faint constellations in the Martian sky.

6. As top surface layer water appears readily visible at some places on Mars, as in this polar crater called Korolev, seen here in 3D projection

7. Mars depicted to scale alongside the planetary-mass objects of the Inner Solar System From left: Mercury, Venus, Earth, the Moon, Mars and Ceres

8. Mars in true color, as captured by the Hope orbiter. The Tharsis Montes can be seen at the center, with Olympus Mons just to the left and Valles Marineris at the right

9. Video clip showing the measurement of distances to Mars and other planets by Ms. Ratcharinda Teachaprasarn (Klearmilly 8888), A doctoral student in Astronomy and Astrophysics. Research focuses on In-depth studies of celestial objects, the evolution of the universe, and cosmology, Applying physics, science, mathematics, and computational skills for specialized research and aiming to present in-depth information.

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.

History of observations and findings of water evidence Water on Mars and Chronology of discoveries of water on Mars

The chemical signature of water vapor on Mars was first unequivocally demonstrated in 1963 by spectroscopy using an Earth-based telescope. In 2004, Opportunity detected the mineral jarosite. This forms only in the presence of acidic water, showing that water once existed on Mars.  The Spirit rover found concentrated deposits of silical In 2007 that indicated wet conditions in the past, and in December 2011, the mineral gypsum, which also forms in the presence of water, was found on the surface by NASA's Mars rover Opportunity,  it is estimated that the amount of water in the upper mantle of Mars, represented by hydroxyl ions contained within Martian minerals, is equal to or greater than that of Earth at 50-300 parts per million of water, which is enough to cover the entire planet to a depth of 200-1,000 metres (660-3,280 ft),  On 18 March 2013, NASA reported evidence from instruments on the Curiosity rover of mineral hydration, likely hydrated calcium sulfate, in several rock samples Including the broken fragments of "Tintina" rock and "Sutton Inlier" rock as well as in veins and nodules in other rocks like "Knorr' rock and 'Wernicke" rock,  Analysis using the rover's DAN instrument provided evidence of subsurface water, amounting to as much as 4% water content, down to a depth of 60 centimetres (24 in), during the rover's traverse from the Bradbury Landing site to the Yellowknife Bay area in the Glenelg terrain,  In September 2015, NASA announced that they had found strong evidence of hydrated brine flows in recurring slope lineae, based on spectrometer readings of the darkened areas of slopes,  These streaks flow downhill in Martian summer, when the temperature is above -23 °C, and freeze at lower temperatures. These observations supported earlier hypotheses, based on timing of formation and their rate of growth, that these dark streaks resulted from water flowing just below the surface,  However, later work suggested that the lineae may be dry, granular flows instead, with at most a limited role for water in initiating the process. A definitive conclusion about the presence, extent, and role of liquid water on the Martian surface remains elusive.

Researchers suspect much of the low northern plains of the planet were covered with an ocean hundreds of meters deep, though this theory remains controversial.  In March 2015, scientists stated that such an ocean might have been the size of Earth's Arctic Ocean. This finding was derived from the ratio of protium to deuterium in the modern Martian atmosphere compared to that ratio on Earth. The amount of Martian deuterium (D/H= 9.3 ± 1.7 10-4) is five to seven times the amount on Earth (D/H=1.56 104), suggesting that ancient Mars had significantly higher levels of water. Results from the Curiosity rover had previously found a high ratio of deuterium in Gale Crater, though not significantly high enough to suggest the former presence of an ocean. Other scientists caution that these results have not been confirmed, and point out that Martian climate models have not yet shown that the planet was warm enough in the past to support bodies of liquid water. Near the northern polar cap is the 81.4 kilometres (50.6 ml) wide Korolev Crater, which the Mars Express orbiter found to be filled with approximately 2,200 cubic kilometres (530 cu mi) of water ice.

In November 2016, NASA reported finding a large amount of underground ice in the Utopia Planitia region. The volume of water detected has been estimated to be equivalent to the volume of water in Lake Superior (which is 12,100 cubic kilometers During observations from 2018 through 2021, the ExoMars Trace Gas Orbiter spotted indications of water, probably subsurface ice, in the Valles Marineris canyon system.

Orbital motion

Mars's average distance from the Sun is roughly 230 million km (143 million mi), and its orbital period is 687 (Earth) days. The solar day (or sol) on Mars is only slightly longer than an Earth day: 24 hours, 39 minutes, and 35.244 seconds,  A Martian year is equal to 1.8809 Earth years, or 1 year, 320 days, and 18.2 hours. The gravitational potential difference and thus the delta-v needed to transfer between Mars and Earth is the second lowest for Earth,  The axial tilt of Mars is 25.19° relative to its orbital plane, which is similar to the axial tilt of Earth. As a result, Mars has seasons like Earth, though on Mars they are nearly twice as long because its orbital period is that much longer. In the present day, the orientation of the north pole of Mars is close to the star Deneb, Mars has a relatively pronounced orbital eccentricity of about 0.09; of the seven other planets in the Solar System, only Mercury has a larger orbital eccentricity. It is known that in the past, Mars has had a much more circular orbit. At one point, 1.35 million Earth years ago, Mars had an eccentricity of roughly 0.002, much less than that of Earth today. Mars's cycle of eccentricity is 96,000 Earth years compared to Earth's cycle of 100,000 years.

Mars has its closest approach to Earth (opposition) in a synodic period of 779.94 days. It should not be confused with Mars conjunction, where the Earth and Mars are at opposite sides of the Solar System and form a straight line crossing the Sun. The average time between the successive oppositions of Mars, its synodic period, Is 780 days; but the number of days between successive oppositions can range from 764 to 812 The distance at close approach varies between about 54 and 103 million km (34 and 64 million mi) due to the planets' elliptical orbits, which causes comparable variation in angular size,  At their furthest Mars and Earth can be as far as 401 million km (249 million mi) apart, 1205] Mars comes into opposition from Earth every 2.1 years. The planets come into opposition near Mars's perihelion in 2003, 2018 and 2035, with the 2020 and 2033 events being particularly close to perihelic opposition.

The mean apparent magnitude of Mars is +0.71 with a standard deviation of 1.05.19) Because the orbit of Mars is eccentric, the magnitude at opposition from the Sun can range from about -3.0 to -1.4. The minimum brightness is magnitude +1.86 when the planet is near aphelion and in conjunction with the Sun.  At its brightest, Mars (along with Jupiter) is second only to Venus in apparent brightness. Mars usually appears distinctly yellow, orange, or red. When farthest away from Earth, it is more than seven times farther away than when it is closest. Mars is usually close enough for particularly good viewing once or twice at 15-year or 17-year intervals.  Optical ground-based telescopes are typically limited to resolving features about 300 kilometres (190 mi) across when Earth and Mars are closest because of Earth's atmosphere As Mars approaches opposition, it begins a period of retrograde motion, which means it will appear to move backwards in a looping curve with respect to the background stars. This retrograde motion lasts for about 72 days, and Mars reaches its peak apparent brightness in the middle of this interval.

Moons

Mars has two relatively small (compared to Earth's) natural moons, Phobos (about 22 km (14 mi) in diameter) and Deimos (about 12 km (7.5 mi) in diameter), which orbit at 9,376 km (5,826 mi) and 23,460 km (14,580 mi) around the planet. The origin of both moons is unclear, although a popular theory states that they were asteroids captured Into Martian. orbit, Both satellites were discovered in 1877 by Asaph Hall and were named after the characters Phobos (the deity of panic and fear) and Deimos (the deity of terror and dread), Twins from Greek mythology who accompanied their father Ares, god of war, into battle, Mars was the Roman equivalent to Ares. In modem Greek, the planet retains its ancient name Ares: (Aris: Άρης). From the surface of Mars, the motions of Phobos and Deimos appear different from that of the Earth's satellite, the Moon. Phobos rises in the west, sets in the east, and rises again in just 11 hours. Deimos, being only just outside synchronous orbit where the orbital period would match the planet's period of rotation rises as expected in the east, but slowly. Because the orbit of Phobos is below a synchronous altitude, tidal forces from Mars are gradually lowering its orbit. In about 50 million years, it could either crash into Mars's surface or break up into a ring structure around the planet. The origin of the two satellites is not well understood. Their low albedo and carbonaceous chondrite composition have been regarded as similar to asteroids, supporting a capture theory.

The unstable orbit of Phobos would seem to point toward a relatively recent capture. But both have circular orbits near the equator, which is unusual for captured objects, and the required capture dynamics are complex. Accretion early in the history of Mars is plausible, but would not account for a composition resembling asteroids rather than Mars itself, if that is confirmed. Mars may have yet-undiscovered moons, smaller than 50 to 100 metres (160 to 330 ft) in diameter, and a dust ring is predicted to exist between Phobos and Delmos.

A third possibility for their origin as satellites of Mars is the involvement of a third body or a type of impact disruption. More-recent lines of evidence for Phobos having a highly porous interior,  and suggesting a composition containing mainly phyllosilicates and other minerals known from Mars,  Point toward an origin of Phobos from material ejected by an impact on Mars that reaccreted in Martian orbit, similar to the prevailing theory for the origin of Earth's satellite. Although the visible and near-Infrared (VNIR) spectra of the moons of Mars resemble those of outer-belt asteroids, the thermal Infrared spectra of Phobos are reported to be inconsistent with chondrites of any class. It is also possible that Phobos and Deimos were fragments of an older moon, formed by debris from a large impact on Mars, and then destroyed by a more recent impact upon the satellite.

More recently, a study conducted by a team of researchers from multiple countries suggests that a lost moon, at least fifteen times. the size of Phobos, may have existed in the past. By analyzing rocks which point to tidal processes on the planet, it is possible that these tides may have been regulated by a past moon.

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 2, 2026, 13 : 15 p .m 🇹🇭

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

🔥 ภาพที่ใช้ประกอบคำอธิบาย :

1. ภาพแสดงวงโคจรของดาวบริวารธรรมชาติและดาวบริวารที่สร้างขึ้นรอบดาวอังคาร โดยดาวบริวารที่อยู่ไกลที่สุด ดีมอส (Deimos)

อยู่ที่ 23,460 กิโลเมตร (14,580 ไมล์)

2. โครงสร้างภายในของ ดาวอังคาร

(Mars Planets) โดยสมมติว่าไม่มีแกนกลาง

3. พายุฝุ่นขนาดกว้าง 30 เมตร สูง 800 เมตร เคยพบเห็นพายุฝุ่นที่มีความสูงถึง 20 กิโลเมตรมาแล้ว

4. ความแตกต่างระหว่างเมฆฝุ่นและเมฆน้ำ: เมฆสีเหลืองตรงกลางด้านล่างของภาพคือเมฆฝุ่นขนาดใหญ่ ส่วนเมฆสีขาวอื่นๆ คือเมฆน้ำ

5. ภาพดวงจันทร์ดีมอสและโฟบอสของดาวอังคาร เมื่อมองจากดาวอังคาร จะเปรียบเทียบขนาดที่ปรากฏกับขนาดที่ปรากฏและขนาดจริงของดวงจันทร์ที่ใหญ่กว่ามากเมื่อมองจากโลก หากพวกมันอยู่ห่างจากดาวอังคารเท่ากับระยะทางที่ดวงจันทร์อยู่ห่างจากโลก พวกมันจะปรากฏเป็นกลุ่มดาวจางๆ ในท้องฟ้าของดาวอังคาร

6. เนื่องจากชั้นผิวน้ำด้านบนสุด ทำให้สามารถมองเห็นน้ำได้อย่างชัดเจนในบางพื้นที่ของดาวอังคาร ดังเช่นในหลุมอุกกาบาตโคโรเลฟที่ขั้วโลก ซึ่งปรากฏในภาพฉายสามมิตินี้

7. ภาพแสดงดาวอังคารตามสเกลจริง เคียงข้างวัตถุที่มีมวลระดับดาวเคราะห์ในระบบสุริยะชั้นใน จากซ้ายไปขวา: ดาวพุธ (Mercury)

ดาวศุกร์  (Venus) โลก (Earth) ดวงจันทร์ (Moon)  ดาวอังคาร (Mars) 

และ เซเรส (Ceres)

8. ดาวอังคารในสีจริง ถ่ายโดยยานสำรวจ โฮป

(The Hope orbiter) สามารถมองเห็นเทือกเขาธาร์ซิส มอนเตส (Tharsis Montes)

อยู่ตรงกลาง โดยมีเทือกเขาโอลิมปัส มอนส์ (Olympus Mons) อยู่ทางซ้าย และหุบเขาวัลเลส มาริเนริส (Valles Marineris) อยู่ทางขวา.

9. คลิปภาพการวัดระยะทางของ ดาวอังคาร ดาวเคราะห์ (Mars Planets) โดย น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน (เคลียร์มิลลี่ 8888) หลักสูตรปริญญาเอก สาขาดาราศาสตร์ และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ (Astronomy and Astrophysics)

เน้นการวิจัยเชิงลึก เกี่ยวกับวัตถุท้องฟ้า วิวัฒนาการของเอกภพ และจักรวาลวิทยา โดยการประยุกต์ใช้วิชาฟิสิกส์ วิทยาศาสตร์ คณิตศาสตร์ และการคำนวณเข้าด้วยกัน เพื่อการวิจัยเฉพาะทาง และมุ่งเน้นการนำเสนอข้อมูลเชิงลึก.

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 ช่องทางที่อายุน้อยที่สุดเหล่านี้เชื่อว่าก่อตัวขึ้นเมื่อไม่กี่ล้านปีก่อนเท่านั้น

ในบริเวณอื่นๆ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในพื้นที่ที่เก่าแก่ที่สุดของพื้นผิวดาวอังคาร เครือข่ายหุบเขาที่มีลักษณะเป็นกิ่งก้านสาขาขนาดเล็กกระจายอยู่ทั่วพื้นที่ส่วนใหญ่ของภูมิประเทศ

ลักษณะของหุบเขาเหล่านี้และการกระจายตัวของพวกมัน บ่งชี้อย่างชัดเจนว่าหุบเขาเหล่านี้เกิดจากการไหลบ่าของน้ำที่เกิดจากปริมาณน้ำฝนในยุคแรกเริ่มของดาวอังคาร การไหลของน้ำใต้ดิน และการกัดเซาะของน้ำใต้ดินอาจมีบทบาทรองที่สำคัญในบางเครือข่าย แต่ปริมาณน้ำฝนน่าจะเป็นสาเหตุหลักของการกัดเซาะในเกือบทุกกรณี ตามปากปล่องภูเขาไฟและผนังหุบเขา มีลักษณะทางธรณีวิทยาหลายพันแห่งที่ดูคล้ายกับร่องน้ำบนบก ร่องน้ำเหล่านี้มักอยู่ในพื้นที่สูงของซีกโลกใต้และหันหน้าเข้าหาเส้นศูนย์สูตร โดยทั้งหมดอยู่เหนือเส้นละติจูด 30 องศา

นักวิจัยหลายคนเสนอว่ากระบวนการก่อตัวของพวกมันเกี่ยวข้องกับน้ำเหลว ซึ่งอาจมาจากน้ำแข็งที่ละลาย ในขณะที่บางคนแย้งว่ากลไกการก่อตัวเกี่ยวข้องกับน้ำค้างแข็งคาร์บอนไดออกไซด์หรือการเคลื่อนที่ของฝุ่นแห้ง ไม่พบร่องน้ำที่สึกกร่อนบางส่วนที่เกิดจากการผุกร่อน และไม่พบหลุมอุกกาบาตที่ทับซ้อนกัน ซึ่งบ่งชี้ว่าสิ่งเหล่านี้เป็นลักษณะทางธรณีวิทยาที่เกิดขึ้นใหม่ อาจยังคงมีการเคลื่อนไหวอยู่ ลักษณะทางธรณีวิทยาอื่นๆ เช่น ดินดอนสามเหลี่ยมและพัดตะกอนที่หลงเหลืออยู่ในหลุมอุกกาบาต เป็นหลักฐานเพิ่มเติมสำหรับสภาพอากาศที่อบอุ่นและชื้นกว่าในช่วงเวลาหนึ่งหรือหลายช่วงเวลาในประวัติศาสตร์ของดาวอังคาร สภาพเช่นนี้จำเป็นต้องมีทะเลสาบในหลุมอุกกาบาตกระจายอยู่ทั่วพื้นผิวเป็นบริเวณกว้าง ซึ่งมีหลักฐานทางแร่ธาตุที่เป็นอิสระรองรับตะกอนวิทยา และธรณีสัณฐานวิทยา

ที่ยืนยันได้ หลักฐานเพิ่มเติมที่แสดงว่าครั้งหนึ่งเคยมีน้ำเหลวอยู่บนพื้นผิวของดาวอังคาร มาจากการตรวจพบแร่ธาตุเฉพาะ เช่น ฮีมาไทต์และโกเอไทต์ ซึ่งทั้งสองชนิดนี้บางครั้งเกิดขึ้นในสภาวะที่มีน้ำ.

ประวัติการสังเกตและการค้นพบหลักฐานเกี่ยวกับน้ำ น้ำบนดาวอังคาร และลำดับเหตุการณ์การค้นพบน้ำบนดาวอังคาร (History of observations and findings of water evidence

Water on Mars and Chronology of discoveries of water on Mars) :

สัญญาณทางเคมีของไอน้ำบนดาวอังคารได้รับการพิสูจน์อย่างแน่ชัดเป็นครั้งแรกในปี 1963 โดยใช้เทคนิคสเปกโทรสโกปีจากกล้องโทรทรรศน์บนโลก ในปี 2004 ยานออปพอร์ทูนิตี้ตรวจพบแร่จาโรไซต์ ซึ่งเกิดขึ้นเฉพาะในสภาวะที่มีน้ำเป็นกรด แสดงให้เห็นว่าครั้งหนึ่งเคยมีน้ำอยู่บนดาวอังคาร

ยานสำรวจ Spirit พบแหล่งสะสมซิลิกาที่มีความเข้มข้นสูงในปี 2007 ซึ่งบ่งชี้ว่าเคยมีสภาพชื้นในอดีต และในเดือนธันวาคม 2011 ยานสำรวจ Opportunity ของ NASA พบว่าปริมาณน้ำในชั้นเนื้อโลกส่วนบน ซึ่งแสดงโดยไอออนไฮดรอกซิลที่อยู่ในแร่ธาตุของดาวอังคาร มีปริมาณเท่ากับหรือมากกว่าของโลกที่ 50-300 ส่วนต่อล้านส่วน ซึ่งเพียงพอที่จะปกคลุมทั้งโลกได้ที่ความลึก 200-1,000 เมตร (660-3,280 ฟุต) เมื่อวันที่ 18 มีนาคม 2013 NASA รายงานหลักฐานจากเครื่องมือบนยานสำรวจ Curiosity เกี่ยวกับการไฮเดรชั่นของแร่ธาตุ ซึ่งน่าจะเป็นแคลเซียมซัลเฟตไฮเดรต ในตัวอย่างหินหลายชิ้น รวมถึงเศษหิน "Tintina" และหิน "Sutton Inlier" ตลอดจนในเส้นแร่และก้อนในหินอื่นๆ เช่น หิน "Knorr" และหิน "Wernicke" การวิเคราะห์โดยใช้เครื่องมือ DAN ของยานสำรวจให้หลักฐานของน้ำใต้พื้นผิว ซึ่งมีปริมาณน้ำมากถึง 4% ที่ความลึก 60 เซนติเมตร (24 นิ้ว)

ในระหว่างที่ยานสำรวจกำลังเคลื่อนที่

เดินทางจากจุดลงจอดแบรดเบอรี (Bradbury Landing site) ไปยัง บริเวณอ่าวเยลโลว์ไนฟ์ (Yellowknife Bay) ในเกลเนลจ์ ภูมิประเทศ ในเดือนกันยายน พ.ศ 2558 นาซาประกาศว่าพวกเขาแข็งแกร่งแล้ว หลักฐานการไหลของน้ำเกลือไฮเดรตในเส้นความลาดชันที่เกิดขึ้นซ้ำๆ โดยอิงจาก ค่าที่อ่านได้จากเครื่องสเปกโทรเมตรของบริเวณที่มืดลง บริเวณลาดชัน ริ้วเหล่านี้ไหลผ่าน ในฤดูร้อนของดาวอังคาร เมื่ออุณหภูมิสูงกว่า -23 องศาเซลเซียส และกลายเป็นน้ำแข็งที่อุณหภูมิต่ำกว่านั้น การสังเกตเหล่านี้สนับสนุนสมมติฐานก่อนหน้านี้ ซึ่งอิงจากช่วงเวลาของการก่อตัวและอัตราการเติบโต ว่าริ้วสีดำเหล่านี้เกิดจากน้ำที่ไหลอยู่ใต้พื้นผิวอย่างไรก็ตาม งานวิจัยในภายหลังชี้ให้เห็นว่าเส้นเหล่านี้อาจเป็นการไหลของอนุภาคแห้งแทน โดยน้ำมีบทบาทเพียงเล็กน้อยในการเริ่มต้นกระบวนการ ข้อสรุปที่แน่ชัดเกี่ยวกับการมีอยู่ ขอบเขต และบทบาทของน้ำเหลวบนพื้นผิวดาวอังคารยังคงเป็นเรื่องที่ยากจะหาได้.

นักวิจัยสงสัยว่าระดับต่ำส่วนใหญ่เป็นสาเหตุหลัก

ที่ราบทางตอนเหนือของดาวเคราะห์เคยถูกปกคลุมด้วยมหาสมุทรที่มีความลึกหลายร้อยเมตร แม้ว่าทฤษฎีนี้ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ก็ตาม ในเดือนมีนาคม 2015 นักวิทยาศาสตร์ระบุว่ามหาสมุทรดังกล่าวอาจมีขนาดเท่ากับมหาสมุทรอาร์กติกของโลก การค้นพบนี้ได้มาจากการเปรียบเทียบอัตราส่วนของโปรเทียมต่อดิวเทเรียมในชั้นบรรยากาศของดาวอังคารในปัจจุบันกับอัตราส่วนบนโลก ปริมาณดิวเทเรียมบนดาวอังคาร (D/H = 9.3 ± 1.7 x 10⁻⁴) มีมากกว่าปริมาณบนโลก (D/H = 1.56 x 10⁻⁴)

ถึงห้าถึงเจ็ดเท่า ซึ่งบ่งชี้ว่าดาวอังคารในอดีตมีปริมาณน้ำสูงกว่ามาก ผลการสำรวจจากยานสำรวจคิวริโอซิตีเคยพบอัตราส่วนดิวเทเรียมสูงในปล่องภูเขาไฟเกล แต่ไม่สูงพอที่จะบ่งชี้ว่าเคยมีมหาสมุทรมาก่อน นักวิทยาศาสตร์คนอื่นๆ เตือนว่าผลลัพธ์เหล่านี้ยังไม่ได้รับการยืนยัน และชี้ให้เห็นว่าแบบจำลองสภาพภูมิอากาศของดาวอังคารยังไม่แสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์ดวงนี้เคยอบอุ่นเพียงพอในอดีตที่จะรองรับแหล่งน้ำเหลวได้ ใกล้กับขั้วโลกเหนือคือปล่องภูเขาไฟโคโรเลฟที่มีความกว้าง 81.4 กิโลเมตร (50.6 ไมล์) ซึ่งยานสำรวจมาร์สเอ็กซ์เพรสพบว่าเต็มไปด้วยน้ำแข็งประมาณ 2,200 ลูกบาศก์กิโลเมตร หรือ

(530 ลูกบาศก์ไมล์)

ในเดือนพฤศจิกายน 2016 นาซาได้รายงานการค้นพบน้ำแข็งใต้ดินปริมาณมากในภูมิภาคยูโทเปีย พลานิเทีย ปริมาณน้ำที่ตรวจพบนั้นคาดว่าเทียบเท่ากับปริมาณน้ำในทะเลสาบสุพีเรีย (ซึ่งมีปริมาตร 12,100 ลูกบาศก์กิโลเมตร) ในระหว่างการสังเกตการณ์ตั้งแต่ปี 2018 ถึง 2021 ยานสำรวจ ExoMars Trace Gas Orbiter ได้ตรวจพบสัญญาณของน้ำ ซึ่งน่าจะเป็นน้ำแข็งใต้พื้นผิว ในระบบหุบเขาวัลเลส มาริเนริส

(Valles Marineris canyon system)

การเคลื่อนที่ของวงโคจร

(Orbital motion)

ดาวอังคารอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ยประมาณ 230 ล้านกิโลเมตร (143 ล้านไมล์) และมีคาบการโคจรรอบดวงอาทิตย์ 687 วัน (เทียบเท่าโลก) วันสุริยะ (หรือโซล) บนดาวอังคารยาวกว่าวันบนโลกเพียงเล็กน้อย คือ 24 ชั่วโมง 39 นาที 35.244 วินาที ปีบนดาวอังคารเท่ากับ 1.8809 ปีบนโลก หรือ 1 ปี 320 วัน 18.2 ชั่วโมง ความแตกต่างของศักย์โน้มถ่วงและค่าเดลต้า-วีที่จำเป็นในการเคลื่อนที่ระหว่างดาวอังคารและโลกนั้นต่ำเป็นอันดับสองของโลก มุมเอียงของแกนหมุนของดาวอังคารอยู่ที่ 25.19°

เมื่อเทียบกับระนาบวงโคจร ซึ่งคล้ายกับมุมเอียงของแกนหมุนของโลก ด้วยเหตุนี้ ดาวอังคารจึงมีฤดูกาลเช่นเดียวกับโลก แต่ฤดูกาลบนดาวอังคารนั้นยาวนานเกือบสองเท่า เนื่องจากคาบการโคจรของดาวอังคารนั้นยาวนานกว่ามาก ในปัจจุบัน ตำแหน่งของขั้วเหนือของดาวอังคารอยู่ใกล้กับดาวเดเนบ ดาวอังคารมีค่าความเยื้องศูนย์กลางวงโคจรค่อนข้างสูงประมาณ 0.09 ในบรรดาดาวเคราะห์อีกเจ็ดดวงในระบบสุริยะ มีเพียงดาวพุธเท่านั้นที่มีค่าความเยื้องศูนย์กลางวงโคจรสูงกว่า เป็นที่ทราบกันว่าในอดีต ดาวอังคารเคยมีวงโคจรที่เป็นวงกลมมากกว่านี้ เมื่อประมาณ 1.35 ล้านปีก่อน ดาวอังคารมีค่าความเยื้องศูนย์กลางประมาณ 0.002 ซึ่งน้อยกว่าของโลกในปัจจุบันมาก

รอบการโคจรของดาวอังคารจากจุดศูนย์กลางถึงวงโคจรของโลกคือ 96,000 ปีของโลก ในขณะที่รอบการโคจรของโลกคือ 100,000 ปี.

ดาวอังคารโคจรเข้าใกล้โลกมากที่สุด

(Mars has its closest approach to Earth)

การโคจรตรงข้าม (Opposition)

ในช่วงเวลาซินโนดิก 779.94 วัน ไม่ควรสับสนกับการโคจรร่วมของดาวอังคาร ซึ่งโลกและดาวอังคารอยู่ตรงข้ามกันในระบบสุริยะและก่อตัวเป็นเส้นตรงตัดผ่านดวงอาทิตย์ เวลาเฉลี่ยระหว่างการโคจรตรงข้ามของดาวอังคารครั้งต่อๆ ไป หรือช่วงเวลาซินโนดิก คือ 780 วัน แต่จำนวนวันระหว่างการโคจรตรงข้ามครั้งต่อๆ ไปอาจมีตั้งแต่ 764 ถึง 812 วัน ระยะห่างเมื่อเข้าใกล้กันมากที่สุดจะแตกต่างกันไประหว่างประมาณ 54 ถึง 103 ล้านกิโลเมตร (34 ถึง 64 ล้านไมล์) เนื่องมาจากวงโคจรวงรีของดาวเคราะห์ ซึ่งทำให้ขนาดเชิงมุมแตกต่างกัน ในระยะห่างที่ไกลที่สุด ดาวอังคารและโลกอาจอยู่ห่างกันได้ถึง 401 ล้านกิโลเมตร (249 ล้านไมล์) ดาวอังคารโคจรตรงข้ามกับโลกทุกๆ 2.1 ปี ดาวเคราะห์โคจรตรงข้ามกันใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวอังคารในปี 2003, 2018 และ 2035 โดยในปี 2020 และ 2033 นั้นใกล้กับจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดเป็นพิเศษ.

วงโคจรที่ไม่เสถียรของโฟบอสดูเหมือนจะบ่งชี้ว่ามันถูกจับโดยดาวหางเมื่อไม่นานมานี้

แต่ทั้งสองดวงมีวงโคจรเป็นวงกลมใกล้เส้นศูนย์สูตร ซึ่งเป็นเรื่องผิดปกติสำหรับวัตถุที่ถูกดึงดูด และกลไกการดึงดูดที่จำเป็นนั้นซับซ้อน การสะสมมวลในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของดาวอังคารเป็นไปได้ แต่จะไม่สามารถอธิบายองค์ประกอบที่คล้ายกับดาวเคราะห์น้อยมากกว่าดาวอังคารเองได้ หากได้รับการยืนยัน ดาวอังคารอาจมีดวงจันทร์ที่ยังไม่ถูกค้นพบ ซึ่งมีขนาดเล็กกว่า 50 ถึง 100 เมตร (160 ถึง 330 ฟุต) ในเส้นผ่านศูนย์กลาง และคาดว่าจะมีวงแหวนฝุ่นอยู่ระหว่างโฟบอส (Phobos) และเดลมอส (Delmos).

ความเป็นไปได้ประการที่สามเกี่ยวกับต้นกำเนิดของดาวบริวารเหล่านี้ของดาวอังคาร คือ การมีส่วนเกี่ยวข้องของวัตถุที่สาม หรือการชนกระแทกบางประเภทหลักฐานล่าสุดที่บ่งชี้ว่าโฟบอสมีโครงสร้างภายในที่มีรูพรุนสูง และมีองค์ประกอบที่ประกอบด้วยฟิลโลซิลิเคตและแร่ธาตุอื่นๆ ที่พบในดาวอังคาร ชี้ให้เห็นถึงต้นกำเนิดของโฟบอสจากวัสดุที่ถูกพุ่งออกมาจากการชนบนดาวอังคาร แล้วรวมตัวกันใหม่ในวงโคจรของดาวอังคาร คล้ายกับทฤษฎีที่แพร่หลายเกี่ยวกับต้นกำเนิดของดวงจันทร์ของโลก แม้ว่าสเปกตรัมแสงที่มองเห็นได้และใกล้รังสีอินฟราเรด (VNIR) ของดวงจันทร์ของดาวอังคารจะคล้ายกับของดาวเคราะห์น้อยในแถบนอก แต่สเปกตรัมรังสีอินฟราเรดความร้อนของโฟบอสกลับไม่สอดคล้องกับอุกกาบาตชนิดคอนไดรต์ใดๆ นอกจากนี้ยังเป็นไปได้ว่าโฟบอสและดีมอสเป็นเศษชิ้นส่วนของดวงจันทร์ที่เก่ากว่า ซึ่งเกิดจากเศษซากจากการชนครั้งใหญ่บนดาวอังคาร แล้วถูกทำลายโดยการชนครั้งล่าสุดบนดวงจันทร์ดวงนี้ เมื่อไม่นานมานี้ การศึกษาที่ดำเนินการโดยทีมวิจัยจากหลายประเทศชี้ให้เห็นว่าอาจมีดวงจันทร์ที่หายไป ซึ่งมีขนาดใหญ่กว่าโฟบอสอย่างน้อยสิบห้าเท่า เคยมีอยู่จริงในอดีต โดยการวิเคราะห์หินที่บ่งชี้ถึงกระบวนการน้ำขึ้นน้ำลงบนดาวเคราะห์ เป็นไปได้ว่าน้ำขึ้นน้ำลงเหล่านี้อาจถูกควบคุมโดยดวงจันทร์ในอดีต.

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 2 เดือน พฤษภาคม พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 13 : 15 น.. 🇹🇭

#StarsAndPlanetsThailand🇹🇭

#StellariumThailand🇹🇭

#GalaxyMapsThailand🇹🇭

#GoogleMapsThailand🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

https://youtube.com/shorts/nfpZHK_VP90?si=omE8jW3ot5syY0GH