タイトル: Mars,the Planet 🇹🇭
火星の惑星
デザイン:形容詞
火星のアレアン(珍しい、アレスから)火星の名前を参照してください
シンボル:♂️
軌道の特性
エポックJ2000
アフェリオン: 249 2 6 1 0 00 km（1.6 6 6 21 AU）
近日点: 206 650 0 00キロ（1.3 8 14 AU）
半長径: 227,939,366キロメートル
(1.680 55 AU)を
エキセントリック: 0.0 9 3 4
軌道周期（恒星）: 68 6.980 d
(1.880 85年; 66 8.5991ソル)
軌道周期（シノディック）: 77 9.94 d
(2.135 4年)
平均軌道速度は24.0 7 km/sです。
平均の異常: 1 9.412°
傾斜角: 1.850°から黄道
太陽の赤道に5.65°
不変平面への1.63°
上昇ノードの経度: 49.57 8 5 4°
近日点の時間: 2028年2月11日
近日点の引数: 28 6.5
衛星: 2(フォボスとダイモス)
物理的な特徴
平均半径: 3 8 9.5±0.2キロメートル
赤道半径: 3 9 6.2±0.1キロメートル
(0.533アー ス)
極半径は376.2±0.1 kmです。
(0.5 31アース)
平坦化: 0.0 0 5 89±0.0 00 1 5
表面積: 1.44 3 7 x 108平方キロメートル
(0.284アース)
ボリューム: 1.63 1 18 x 1011 km3（0.151アース）
質量: 6.4171 x 1023 kg（0.107アース）
平均密度は3.9335 g/cm³です。
表面重力: 3.72076 m/s²（0.3794ゴー）
慣性係数のモーメント: 0.36 4 4±0.0 00 5
脱出速度は5,027 km/s(18,100 km/h)です。
同期の回転周期: 1.0 2 7 491 25 d
24時間39分36秒
恒星回転周期は1.0 2 5 957 dです。
24時間37分22.7秒
赤道付近の自転速度は241 m/sです。
（毎時870キロ）
軸傾斜角:軌道面に対して25.19°
北極の赤経: 317.269°
北極の赤緯: 54.4 3 2
アルベド: 0.170幾何学的
0.25ボンド
温度: 209 K（-64℃）（ブラックボディ温度）
表面の臨時雇用者:
最低でも-110°C
平均温度は-60℃です。
最高の35°C
表面吸収線量率は8.8μGy/hです。
表面等価線量率は27µSv/hです。
見かけの等級:-2.94から+1.8 6
絶対マグニチュード（H）:-1.5
角の直径:3.5-25.1 arcseconds
雰囲気
表面の圧力:
0.6 3 6（0.4-0.87）kPa 0.0 0 6 28気圧
体積による構成: 95.97%
1.93%アルゴン
1.89%の窒素
0.146%の酸素
0.0 5 5 7%一酸化炭素
0.0 210%の水蒸気。
火星の表面の色
火星の表面の色は、さびた大気の塵のために遠くから見ると赤みがかって見えます。近くで見ると、バタースコッチのように見え、他の一般的な表面の色には、鉱物に応じて金色、茶色、茶色、緑色が含まれます。火星の表面の見かけの色は、人類の歴史の初期に他の惑星と区別することを可能にし、火星と関連して戦争の寓話を紡ぐことを促しました。最初に記録された名前の1つであるHar decherは、エジプト語で「赤いもの」という意味でした。その色は、肉眼で見た火星の特徴的な赤色を反映したAngarakaとLohitangaという名前が与えられたため、インドの占星術における悪性の関連性にも貢献した可能性があります。
赤の理由とその広がり
現代の観察によると、火星の赤みは皮膚のように深いことが示されています。火星の表面は、通常3μmから45μmの粒子がある普遍的な塵層のために主に赤みを帯びて見えます。この塵層は、Tharsis地域など、この赤みを帯びた塵層の最も厚い堆積物がある場所でも、おそらく2メートル(6.6フィート)を超えない厚さです。したがって、赤みを帯びた塵層は、火星の表面上の非常に薄い薄板であり、火星の地下の大部分を表すものではありません。火星の塵層は、可視スペクトルで支配的なナノフェーズ酸化鉄(npox)の分光特性によって主に赤みを帯びています。特定のnpOx鉱物は完全に制限されていませんが、ナノ結晶赤色ヘマタイト(o-Fe 2O)が体積的に優勢である可能性があります。少なくとも、Mars Express OMEGA Instrumentなどの赤外線リモートセンサーの100μm未満のサンプリング深度ではそうです。塵の中の鉄の残りの部分、おそらく質量の50%以上がチタン濃縮磁鉄鉱(Fe 3 O 4)に含まれている可能性があります。磁鉄鉱は通常、黒いストリークを持つ黒色であり、塵の赤みがかった色調に寄与しません。
塵中の塩素と硫黄の質量分率は、火星探査ローバーのスピリットとオポチュニティによってグセフクレーターとメリディアニプラヌムの土壌タイプで発見されたものよりも高いです。塵中の硫黄はまた、天然痘と正の相関関係を示しています。これは、大気中のH 20からの霜の形成によって促進される薄い塩水膜による非常に限られた化学変化が、天然痘の一部を生産している可能性があることを示唆しています。さらに、大気中の塵のリモートセンシング観測(表面の塵とわずかな組成および粒子体格の違いを示す)は、塵粒子の大部分が斜長石長石とゼオライト、および少量の輝石とオリビン成分から構成されていることを示しています。このような微細な物質は、火星の南部高地の岩石などの長石豊富な玄武岩からの機械的浸食によって簡単に生成できます。これらの観察結果は、水の活動による塵の化学的変化が非常に小さいことを示しています。
ダスト中のナノ相二酸化鉄(npOx)の生成
遊離酸素(O 2)の関与なしに、npoxを酸化生成物として生成するいくつかのプロセスがあります。これらのプロセスの1つまたは複数が火星で支配的であった可能性があります。なぜなら、地質学的な時間スケールでの大気モデリングにより、遊離O(主に水の光解離(H O)によって生成される)は常に分圧が0.1マイクロパスカル(µPa)を超えない微量成分であった可能性があるからです。酸素非依存の1つのプロセスは、典型的な火成岩鉱物に一般的に存在する鉄(Fe 2+)または金属鉄(Fe)と水(H O)の直接的な化学反応によって鉄(Fe 2+(aq))を生成し、実験条件下では通常、ゲータイト(FeO-OH) 2)などの水酸化物を生成します。この反応は水(H O)とともに行われま
熱力学的に不利ですが、分子水素(H 2)副生成物の急速な損失によって維持される可能性があります。反応は、溶解二酸化炭素(CO 2)と二酸化硫黄(SO2)によってさらに促進され、塩水膜のpHが低下し、より酸化的な水素イオン(H+)の濃度が増加します。
ただし、通常、高温(約300°C)が必要です。これにより、ゲータイトなどのFe 3(オキシ)水酸化物がヘマタイトに分解されます。マウナ・ケア火山の上部斜面でのパラゴナイト質テフラの形成は、パラゴナイト質テフラと火星の塵の興味深いスペクトルおよび磁気的類似性に一致するため、このようなプロセスを反映する可能性があります。このような運動条件が必要であるにもかかわらず、火星の長期間の乾燥および低pH条件(昼夜の塩水膜など)は、後者の熱力学的安定性により、ゲータイトがヘマタイトに変換される可能性があります。FeおよびFe 2+は、過酸化水素(H 2 O2)の活性によって酸化されることもあります。火星大気中のH 2 O2の存在量は非常に低いですが、時間的に持続的であり、H 2Oよりもはるかに強力な酸化剤ですさらに、a-Fe 2O3スペクトルシグネチャーの普及性は、水和されたFe 3+ミネラルではなく、goethiteなどの熱力学的に不利な中間体なしでもnpoxが形成される可能性を強化しています。
浸食プロセスの過程で、ヘマタイトがマグネタイトから形成される可能性があるという証拠もあります。デンマークのオーフス大学の火星シミュレーション研究所での実験では、マグネタイト粉末、石英砂、石英ダスト粒子の混合物をフラスコに入れると、一部のマグネタイトがヘマタイトに変換され、サンプルが赤く変色することが示されています。この効果の提案された説明は、石英が研削によって破壊されると、新しく露出した表面で特定の化学結合が切断されるためです。これらの表面がマグネタイトと接触すると、酸素原子が石英表面からマグネタイトに移動し、ヘマタイトが形成される可能性があります。
火星に赤い空
火星パスファインダーと火星探査ローバーのミッションからのほぼ真色の画像は、火星の空が人間にとっても赤みを帯びて見える可能性があることを示しています。塵粒子による0.4-0.6μmの範囲での太陽光の吸収が、空の赤みの主な原因である可能性があります。さらに、近赤外線範囲にある波長3 pm、14の塵粒子による光子散乱が、気体分子によるレイリー散乱よりも優勢である可能性があります。
ดาวอังคารถือเป็นดาวเคราะห์ที่ให้ความสนใจอย่างมากในโลกของดาราศาสตร์และการสำรวจอวกาศ ผมอยากแชร์ประสบการณ์ส่วนตัวในการศึกษาข้อมูลดาวอังคารซึ่งทำให้ได้เห็นมุมมองใหม่ๆ เกี่ยวกับดาวนี้ ลักษณะเด่นของดาวอังคารคือผิวสีแดงที่คนทั่วไปรู้จักกันดี สีแดงนี้ไม่ได้เกิดจากตัวดาวลึกๆ แต่เกิดจากฝุ่นสนิมบางๆ ที่ปกคลุมผิวดาว มีความหนาไม่เกินสองเมตร ซึ่งผมคิดว่านี่แสดงให้เห็นว่าพื้นผิวดาวอังคารยังมีการเปลี่ยนแปลงทางสภาพแวดล้อมอย่างต่อเนื่อง ฝุ่นที่มีอนุภาคขนาดเล็กราว 3–45 ไมโครเมตรนี้ประกอบด้วยแร่เหล็กในรูปแบบนาโนคริสตัลลีนที่มีชื่อว่าเฮมาไทต์ ซึ่งเป็นสาเหตุของสีแดงที่เด่นชัดของดาว ยิ่งไปกว่านั้น องค์ประกอบของฝุ่นดาวอังคารยังเต็มไปด้วยคลอรีนและกำมะถัน ที่ได้รับการพบจากยานสำรวจหลายลำ นับเป็นหลักฐานสำคัญว่าดาวอังคารเคยมีน้ำในรูปแบบของน้ำเกลือบางๆ ที่อาจเกิดเป็นฟิล์มน้ำแข็งและมีปฏิกิริยาเคมีบางอย่างกับพื้นผิว นี่คือปัจจัยที่น่าสนใจซึ่งบ่งบอกถึงความเป็นไปได้ในการศึกษาสร้างโอกาสสำหรับการมีสิ่งมีชีวิตในอดีต จากประสบการณ์ของผม การศึกษาวงโคจรของดาวอังคาร ทำให้เห็นว่าดาวนี้มีระยะทางจากดวงอาทิตย์ที่ไม่คงที่ เพราะวงโคจรมีความเยื้องศูนย์ถึง 0.0934 ซึ่งส่งผลต่ออุณหภูมิบนพื้นผิวที่มีช่วงกว้างจาก -110 ถึง 35 องศาเซลเซียส ทำให้อากาศและสภาพแวดล้อมเปลี่ยนแปลงหลายอย่างในแต่ละช่วงฤดูกาล นอกจากนี้ ท้องฟ้าบนดาวอังคารยังมีความเป็นเอกลักษณ์ คือมีสีแดงหรือสีส้มจากการกระเจิงของฝุ่นในชั้นบรรยากาศ และนี่ทำให้การดูดาวและการสำรวจด้วยกล้องโทรทรรศน์ต้องมีการปรับแต่งเฉพาะเพื่อให้ได้ภาพที่ชัดเจน โดยส่วนตัว ผมประทับใจในความซับซ้อนและความน่าทึ่งของดาวอังคารที่ได้รู้จัก การเรียนรู้ว่าโลกของเราไม่ใช่เพียงโลกเดียวที่มีสภาพแวดล้อมที่น่าสนใจ ทำให้เกิดแรงบันดาลใจในการติดตามเทคโนโลยีการสำรวจอวกาศและการศึกษาดาวเคราะห์อื่นๆ ต่อไป หวังว่าข้อมูลและการแชร์ประสบการณ์นี้จะช่วยให้ผู้สนใจได้เห็นภาพรวมและความน่าสนใจของดาวอังคารตั้งแต่ข้อมูลทางวิทยาศาสตร์จนถึงการมองในมุมมองใหม่ๆ ที่ใกล้ชิดและเข้าใจง่ายขึ้น
