ผู้ติดตาม 724 คน

ติดตาม

0 คนบันทึกแล้ว

Mars Planets : ดาวอังคาร ดาวเคราะห์ 🇹🇭

Mars Planets

Designations : Adjectives

Martian Arean (rare, from Ares) see Name of Mars

Symbol : ♂️

Orbital characteristics

Epoch J2000

Aphelion : 249 261 000 km (1.666 21 AU)

Perihelion : 206 650 000 km (1.3814 AU)

Semi-major axis : 227 939 366 km

(1.523 680 55 AU)

Eccentricity : 0.0934

Orbital period (sidereal) : 686.980 d

(1.880 85 yr; 668.5991 sols)

Orbital period (synodic) : 779.94 d

(2.1354 yr)

Average orbital speed : 24.07 km/s

Mean anomaly : 19.412°

Inclination : 1.850° to ecliptic

5.65° to Sun's equator

1.63° to invariable plane

Longitude of ascending node : 49.578 54°

Time of perihelion : 11 February 2028

Argument of perihelion : 286.5

Satellites : 2 (Phobos and Deimos)

Physical characteristics

Mean radius : 3 389.5 ± 0.2 km

Equatorial radius : 3 396.2 ± 0.1 km

(0.533 Earths)

Polar radius : 3 376.2 ± 0.1 km

(0.531 Earths)

Flattening : 0.005 89 ± 0.000 15

Surface area : 1.4437 x 108 km2

(0.284 Earths)

Volume : 1.631 18 x 1011 km3 (0.151 Earths)

Mass : 6.4171 x 1023 kg (0.107 Earths)

Mean density : 3.9335 g/cm³

Surface gravity : 3.72076 m/s² (0.3794 go)

Moment of inertia factor : 0.3644 ± 0.0005

Escape velocity : 5,027 km/s (18,100 km/h)

Synodic rotation period : 1.027 491 25 d

24h 39m 36s

Sidereal rotation period : 1.025 957 d

24h 37m 22.7s

Equatorial rotation velocity : 241 m/s

(870 km/h)

Axial tilt : 25.19° to its orbital plane

North pole right ascension : 317.269°

North pole declination : 54.432

Albedo : 0.170 geometric

0.25 Bond

Temperature : 209 K (-64 °C) (blackbody temperature)

Surface temp :

min -110 °C

mean -60 °C

max 35 °C

Surface absorbed dose rate : 8.8 μGy/h

Surface equivalent dose rate : 27 µSv/h

Apparent magnitude : -2.94 to +1.86

Absolute magnitude (H) : -1.5

Angular diameter : 3.5-25.1 arcseconds

Atmosphere

Surface pressure :

0.636 (0.4-0.87) kPa 0.00628 atm

Composition by volume : 95.97%

1.93% argon

1.89% nitrogen

0.146% oxygen

0.0557% carbon monoxide

0.0210% water vapor.

Mars surface color

The surface color of the planet Mars appears reddish from a distance because of rusty atmospheric dust. From close up, it looks more of a butterscotch, and other common surface colors include golden, brown, tan, and greenish, depending on minerals, The apparent colour of the Martian surface enabled humans to distinguish it from other planets early in human history and motivated them to weave fables of war in association with Mars. One of its earliest recorded names, Har decher, literally meant "Red One" in Egyptian, Its color may have also contributed to a malignant association in Indian astrology, as it was given the names Angaraka and Lohitanga, both reflecting the distinctively red color of Mars as seen by the naked eye.

Reason for red and its extensiveness

Modern observations indicate that Mars's redness is skin deep. The Martian surface looks reddish primarily because of a ubiquitous dust layer (particles are typically between 3 µm to 45 µm across) that is typically on the order of millimeters thick. Even where the thickest deposits of this reddish dust occur, such as the Tharsis area, the dust layer is probably not more than 2 meters (6.6 ft) thick. Therefore, the reddish dust is essentially an extremely thin veneer on the Martian surface and does not represent the bulk of the Martian subsurface in any way. Martian dust is reddish mostly due to the spectral properties of nanophase ferric oxides (npox) that tend to dominate in the visible spectrum. The specific npOx minerals have not been fully constrained, but nanocrystalline red hematite (o-Fe2O) may be the volumetrically dominant one, at least at the less than 100 µm sampling depth of infrared remote sensors such as the Mars Express OMEGA Instrument. The rest of the iron in the dust, perhaps as much as 50% of the mass, may be in titanium enriched magnetite (Fe3O4). Magnetite is usually black in colour with a black streak and does not contribute to the reddish hue of dust.

The mass fraction of chlorine and sulfur in the dust is greater than that which has been found (by the Mars Exploration Rovers Spirit and Opportunity) in the soil types at Gusev crater and Meridiani Planum. The sulfur in the dust also shows a positive correlation with npox. This suggests that very limited chemical alteration by thin brine films (facilitated by the formation of frost from atmospheric H20) may be producing some of the npox. In addition, remote sensing observations of atmospheric dust (which shows slight compositional and grain size differences from surface dust), indicates that the bulk volume of dust grains consists of plagioclase feldspar and zeolite, along with minor pyroxene and olivine components. Such fine material can be generated easily via mechanical erosion from feldspar-rich basalts, such as rocks in the southern highlands on Mars. Collectively, these observations indicate that any chemical alteration of dust by aqueous activity has been very minor.

The occurrence of nanophase ferric oxides (npOx) in dust

There are several processes that can yield npox as an oxidation product without the involvement of free oxygen (O2). One or more of those processes may have dominated on Mars, since atmospheric modeling over geologic time scales indicates that free O (generated mostly via the photodissociation of water (H₂O)) may have always been a trace component with a partial pressure not exceeding 0.1 micropascal (µPa), One oxygen-(02)-independent process involves a direct chemical reaction of ferrous iron (Fe2+) (commonly present in typical igneous minerals) or metallic iron (Fe) with water (H₂O) to produce ferric iron (Fe2+(aq)), which typically leads to hydroxides such as goethite (FeO-OH)2) under experimental conditions. While this reaction with water (H₂O)

Is thermodynamically disfavored, it may be sustained nevertheless, by the rapid loss of the molecular hydrogen (H₂) byproduct. The reaction can be further facilitated by dissolved carbon dioxide (CO₂) and sulfur dioxide (SO2), which lower the pH of brine films increasing the concentration of the more oxidative hydrogen lons (H+).

However, higher temperatures (c. 300 °C) are usually needed to decompose Fe³ (oxy)hydroxides such as goethite into hematite. The formation of palagonitic tephra on the upper slopes of the Mauna Kea volcano may mirror such processes, as consistent with the intriguing spectral and magnetic similarities between palagonitic tephra and Martian dust. In spite of the need for such kinetic conditions, prolonged arid and low pH conditions on Mars (such as diurnal brine films) may lead to the eventual transformation of goethite into hematite given the thermodynamic stability of the latter, Fe and Fe2+ may also be oxidized by the activity of hydrogen peroxide (H2O2). Even though the H2O2 abundance in the Martian atmosphere is very low, 13 it is temporally persistent and a much stronger oxidant than H2O. H2O2 driven oxidation to Fe³+ (usually as hydrated minerals), has been observed experimentally. In addition, the pervasiveness of the a-Fe2O3 spectral signature, but not of hydrated Fe³+ minerals reinforces the possibility that npox may form even without the thermodynamically disfavored intermediaries such as goethite.

There is also evidence that hematite might form from magnetite in the course of erosion processes. Experiments at the Mars Simulation Laboratory of Aarhus University in Denmark show that when a mixture of magnetite powder, quartz sand, and quartz dust particles is tumbled in a flask, some of the magnetite converts to hematite, coloring the sample red. The proposed explanation for this effect is that when quartz is fractured by the grinding, certain chemical bonds get broken at the newly exposed surfaces; when these surfaces come in contact with magnetite, oxygen atoms may be transferred from quartz surface to magnetite, forming hematite.

Red skies on Mars

Approximately true-colour images from the Mars Pathfinder and Mars Exploration Rover missions indicate that the Martian sky may also appear reddish to humans. Absorption of sunlight in the 0.4-0.6 µm range by dust particles may be the primary reason for the redness of the sky. 17 An additional contribution may come from the dominance of photon scattering by dust particles at wavelengths in the order 3 pm, 14 which is in the near-infrared range, over Rayleigh scattering by gas molecules.

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 3, 2026, 18 : 10 p.m 🇹🇭

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

ดาวอังคาร : ดาวเคราะห์

คำกำหนด: คำคุณศัพท์

Martian Arean (หายาก มาจาก Ares) ดู ชื่อของดาวอังคาร

เครื่องหมาย (สัญญาลักษณ์) : ♂️

ลักษณะของวงโคจร

เอพ็อก เจ2000

เอเฟเลียน : 249,261,000 กม. (1,666 21 AU)

จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด: 206,650,000 กม. (1.3814 หน่วยดาราศาสตร์)

แกนกึ่งหลัก: 227,939,366 กม.

(1,523,680,55 AU)

ค่าความเยื้องศูนย์: 0.0934

คาบการโคจร (ดาราศาสตร์): 686.980 วัน

(1.880 85 ปี; 668.5991 วัน)

คาบการโคจร (ไซโนดิก): 779.94 วัน

(2.1354 ปี)

ความเร็ววงโคจรเฉลี่ย: 24.07 กม./วินาที

ค่าความคลาดเคลื่อนเฉลี่ย: 19.412°

มุมเอียง: 1.850° เทียบกับระนาบสุริยวิถี

5.65° เทียบกับเส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์

1.63° เทียบกับระนาบคงที่

ลองจิจูดของจุดตัดวงโคจรขึ้น: 49.578 54°

เวลาที่โลกอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด: 11 เดือนกุมภาพันธ์ ค.ศ 2028

มุมโคจรของจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด: 286.5

ดาวบริวาร: 2 ดวง คือ โฟบอส (Phobos) และ ดีมอส (Deimos)

ลักษณะทางกายภาพ

รัศมีเฉลี่ย: 3389.5 ± 0.2 กม.

รัศมีเส้นศูนย์สูตร: 3,396.2 ± 0.1 กม.

(0.533 โลก)

รัศมีขั้วโลก: 3,376.2 ± 0.1 กม.

(0.531 โลก)

ความเรียบ: 0.005 89 ± 0.000 15

พื้นที่ผิว: 1.4437 x 10⁸ ตารางกิโลเมตร

(0.284 โลก)

ปริมาตร: 1.631 18 x 1011 km3 (0.151 โลก)

มวล: 6.4171 x 10²³ กิโลกรัม (0.10⁷ เท่าของโลก)

ความหนาแน่นเฉลี่ย: 3.9335 กรัม/ซม³

แรงโน้มถ่วงที่พื้นผิว: 3.72076 m/s² (0.3794 go)

ค่าสัมประสิทธิ์โมเมนต์ความเฉื่อย: 0.3644 ± 0.0005

ความเร็วหลุดพ้น: 5,027 กม./วินาที (18,100 กม./ชม.)

ระยะเวลาการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์: 1.027 491 25 วัน, 24 ชั่วโมง 39 นาที 36 วินาที

คาบการหมุนรอบตัวเองของโลก: 1.025957 วัน

24 ชั่วโมง 37 นาที 22.7 วินาที

ความเร็วในการหมุนรอบเส้นศูนย์สูตร: 241 เมตร/วินาที (870 กม./ชม.)

มุมเอียงแกน: 25.19° เมื่อเทียบกับระนาบวงโคจร

ไรต์แอสเซนชันขั้วโลกเหนือ: 317.269°

ค่าความเอียงของขั้วโลกเหนือ: 54.432

ค่าอัลเบโด: 0.170 ทางเรขาคณิต 0.25 พันธบัตร

อุณหภูมิ: 209 เคลวิน (-64 องศาเซลเซียส) (อุณหภูมิของวัตถุดำ)

อุณหภูมิพื้นผิว: ต่ำสุด -110 °C

เฉลี่ย -60 °C

สูงสุด 35 °C

อัตราการดูดซับปริมาณรังสีที่ผิว: 8.8 µGy/h

อัตราปริมาณรังสีเทียบเท่าที่ผิว: 27 µSv/h

ความสว่างปรากฏ: -2.94 ถึง +1.86

ค่าความสว่างสัมบูรณ์ (H) : -1.5

เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม: 3.5-25.1 อาร์คเซคอนด์

บรรยากาศ

แรงกดพื้นผิว :

0.636 (0.4-0.87) กิโลปาสคาล 0.00628 บรรยากาศ

ส่วนประกอบโดยปริมาตร: 95.97%

อาร์กอน 1.93% (argon)

ไนโตรเจน 1.89% (nitrogen)

ออกซิเจน 0.146% (oxygen)

คาร์บอนมอนอกไซด์ 0.0557% (carbon monoxide)

ไอน้ำ 0.0210% (water vapor).

สีพื้นผิวดาวอังคาร

(Mars surface color)

สีพื้นผิวของดาวอังคารดูเป็นสีแดงเมื่อมองจากระยะไกลเนื่องจากฝุ่นในชั้นบรรยากาศที่มีสีสนิม เมื่อมองใกล้ๆ จะดูเหมือนสีน้ำตาลอ่อนคล้ายคาราเมล และสีพื้นผิวอื่นๆ ที่พบได้ทั่วไป ได้แก่ สีทอง สีน้ำตาล สีเหลืองอ่อน และสีเขียว ขึ้นอยู่กับแร่ธาตุ สีที่ปรากฏของพื้นผิวดาวอังคารทำให้มนุษย์สามารถแยกแยะมันออกจากดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ได้ตั้งแต่ช่วงต้นประวัติศาสตร์ของมนุษย์ และกระตุ้นให้พวกเขาสร้างนิทานเกี่ยวกับสงครามที่เกี่ยวข้องกับดาวอังคาร ชื่อที่บันทึกไว้ในยุคแรกๆ ชื่อหนึ่งคือ ฮาร์เดเชอร์ ซึ่งแปลว่า "ผู้สีแดง" ในภาษาอียิปต์ สีของมันอาจมีส่วนทำให้เกิดความเกี่ยวข้องในแง่ร้ายในโหราศาสตร์อินเดียด้วยเช่นกัน เนื่องจากมันถูกตั้งชื่อว่า อังการากา และ โลหิตังกา ซึ่งทั้งสองชื่อสะท้อนถึงสีแดงที่โดดเด่นของดาวอังคารเมื่อมองด้วยตาเปล่า.

เหตุผลของสีแดง และความแพร่หลายของมัน

(Reason for red and its extensiveness)

จากการสังเกตการณ์ในปัจจุบันพบว่า สีแดงของดาวอังคารนั้นเป็นเพียงสีผิวภายนอกเท่านั้น พื้นผิวของดาวอังคารดูเป็นสีแดงส่วนใหญ่เกิดจากชั้นฝุ่นที่ปกคลุมอยู่ทั่วทุกหนแห่ง (อนุภาคมีขนาดโดยทั่วไประหว่าง 3 ไมโครเมตรถึง 45 ไมโครเมตร) ซึ่งมีความหนาประมาณมิลลิเมตร แม้ในบริเวณที่มีฝุ่นสีแดงหนาที่สุด เช่น บริเวณธาร์ซิส ชั้นฝุ่นก็อาจมีความหนาไม่เกิน 2 เมตร (6.6 ฟุต) ดังนั้น ฝุ่นสีแดงจึงเป็นเพียงชั้นบางๆ ที่เคลือบผิวหน้าของดาวอังคาร และไม่ได้แสดงถึงส่วนใหญ่ของใต้พื้นผิวดาวอังคารแต่อย่างใด ฝุ่นบนดาวอังคารมีสีแดงส่วนใหญ่เกิดจากคุณสมบัติทางสเปกตรัมของออกไซด์เหล็กเฟอร์ริกระดับนาโน (npox) ซึ่งมีแนวโน้มที่จะเด่นในสเปกตรัมที่มองเห็นได้ แร่ npox ที่เฉพาะเจาะจงยังไม่ได้รับการระบุอย่างครบถ้วน แต่เฮมาไทต์สีแดงระดับนาโนคริสตัล (o-Fe2O) อาจเป็นแร่ที่มีปริมาตรมากที่สุด อย่างน้อยก็ที่ความลึกในการเก็บตัวอย่างน้อยกว่า 100 ไมโครเมตรของเซ็นเซอร์ระยะไกลอินฟราเรด เช่น เครื่องมือ OMEGA ของยาน Mars Express ส่วนที่เหลือของเหล็กในฝุ่น อาจมากถึง 50% ของมวล อาจอยู่ในแมกเนไทต์ที่อุดมด้วยไทเทเนียม (Fe3O4) แมกเนไทต์มักมีสีดำและมีรอยขีดสีดำ และไม่ก่อให้เกิดสีแดงในฝุ่น.

สัดส่วนมวลของคลอรีนและกำมะถัน

(The mass fraction of chlorine and sulfur)

ในฝุ่นละอองนี้มีปริมาณมากกว่าที่พบ (โดยยานสำรวจดาวอังคาร Spirit และ Opportunity) ในดินประเภทต่างๆ ที่ปล่องภูเขาไฟ Gusev และที่ราบ Meridiani Planum นอกจากนี้กำมะถันในฝุ่นละอองยังแสดงความสัมพันธ์เชิงบวกกับ npox ซึ่งบ่งชี้ว่าการเปลี่ยนแปลงทางเคมีที่จำกัดมากโดยฟิล์มน้ำเกลือบางๆ (ซึ่งอำนวยความสะดวกโดยการก่อตัวของน้ำค้างแข็งจาก H2O ในบรรยากาศ) อาจเป็นสาเหตุของการเกิด npox บางส่วน ยิ่งไปกว่านั้น การสังเกตการณ์ฝุ่นละอองในบรรยากาศจากระยะไกล (ซึ่งแสดงความแตกต่างเล็กน้อยในองค์ประกอบและขนาดของอนุภาคจากฝุ่นบนพื้นผิว) บ่งชี้ว่าปริมาตรโดยรวมของอนุภาคฝุ่นประกอบด้วยเฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลสและซีโอไลต์ พร้อมด้วยส่วนประกอบของไพรอกซีนและโอลิวีนในปริมาณเล็กน้อย วัสดุละเอียดดังกล่าวสามารถเกิดขึ้นได้ง่ายผ่านการกัดเซาะทางกลจากหินบะซอลต์ที่อุดมด้วยเฟลด์สปาร์ เช่น หินในที่ราบสูงทางตอนใต้ของ ดาวอังคาร

โดยรวมแล้ว ข้อสังเกตเหล่านี้บ่งชี้ว่าการเปลี่ยนแปลงทางเคมีของฝุ่นละอองอันเนื่องมาจากกิจกรรมในน้ำนั้นมีน้อยมาก.

การปรากฏของเฟอร์ริกออกไซด์ระดับนาโน (npox) ในฝุ่น (The occurrence of nanophase ferric oxides (npOx) in dust)

มีกระบวนการหลายอย่างที่สามารถสร้าง npox เป็นผลิตภัณฑ์ออกซิเดชันได้โดยไม่ต้องอาศัยออกซิเจนอิสระ (O2) หนึ่งหรือหลายกระบวนการเหล่านั้นอาจมีบทบาทสำคัญในดาวอังคาร เนื่องจากแบบจำลองบรรยากาศในช่วงเวลาทางธรณีวิทยาบ่งชี้ว่า O2 อิสระ (ส่วนใหญ่เกิดจากการแตกตัวด้วยแสงของน้ำ (H₂O)) อาจเป็นส่วนประกอบที่มีปริมาณน้อยมากมาโดยตลอด โดยมีความดันย่อยไม่เกิน 0.1 ไมโครปาสคาล (µPa) กระบวนการหนึ่งที่ไม่ขึ้นกับออกซิเจน (O2) เกี่ยวข้องกับปฏิกิริยาเคมีโดยตรงของเหล็กเฟอร์รัส (Fe2+) (พบได้ทั่วไปในแร่หินอัคนีทั่วไป) หรือเหล็กโลหะ (Fe) กับน้ำ (H₂O) เพื่อผลิตเหล็กเฟอร์ริก (Fe2+(aq)) ซึ่งโดยทั่วไปจะนำไปสู่ไฮดรอกไซด์ เช่น โกเอไทต์ (FeO-OH)2 ภายใต้สภาวะการทดลอง ในขณะที่ปฏิกิริยานี้กับน้ำ (H₂O)

นี้จะไม่เอื้อต่อทางอุณหพลศาสตร์ แต่ก็อาจดำเนินต่อไปได้ด้วยการสูญเสียไฮโดรเจนโมเลกุล (H₂) ที่เป็นผลพลอยได้ไปอย่างรวดเร็ว ปฏิกิริยานี้สามารถเกิดขึ้นได้ง่ายขึ้นด้วยคาร์บอนไดออกไซด์ (CO₂) และซัลเฟอร์ไดออกไซด์ (SO2) ที่ละลายอยู่ ซึ่งจะลดค่า pH ของฟิล์มน้ำเกลือ ทำให้ความเข้มข้นของไอออนไฮโดรเจน (H+) ที่มีฤทธิ์ออกซิเดชันมากขึ้นเพิ่มขึ้น.

อย่างไรก็ตาม โดยทั่วไปแล้วจำเป็นต้องใช้อุณหภูมิที่สูงขึ้น (ประมาณ 300 °C) เพื่อสลาย Fe³ (ออกซี)ไฮดรอกไซด์ เช่น โกเอไทต์ ให้กลายเป็นเฮมาไทต์ การก่อตัวของเถ้าภูเขาไฟพาลาโกไนต์บนเนินลาดด้านบนของภูเขาไฟเมานาเคอาอาจสะท้อนกระบวนการดังกล่าว ดังที่สอดคล้องกับความคล้ายคลึงกันทางสเปกตรัมและแม่เหล็กที่น่าสนใจระหว่างเถ้าภูเขาไฟพาลาโกไนต์และฝุ่นบนดาวอังคาร แม้ว่าจะต้องใช้สภาวะจลนศาสตร์ดังกล่าว แต่สภาวะแห้งแล้งและค่า pH ต่ำเป็นเวลานานบนดาวอังคาร (เช่น ฟิล์มน้ำเกลือรายวัน) อาจนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงของโกเอไทต์เป็นเฮมาไทต์ในที่สุด เนื่องจากความเสถียรทางอุณหพลศาสตร์ของเฮมาไทต์ นอกจากนี้ Fe และ Fe2+ อาจถูกออกซิไดซ์โดยกิจกรรมของไฮโดรเจนเปอร์ออกไซด์ (H2O2) แม้ว่าปริมาณ H2O2 ในบรรยากาศของดาวอังคารจะต่ำมาก 13 แต่ก็คงอยู่ได้นานและเป็นสารออกซิไดซ์ที่แรงกว่า H2O มาก H2O2

แม้ว่าปริมาณ H2O2 ในชั้นบรรยากาศของดาวอังคารจะต่ำมาก แต่ก็คงอยู่ได้นานและเป็นสารออกซิไดซ์ที่แรงกว่า H2O มาก การออกซิเดชันที่ขับเคลื่อนโดย H2O2 ไปเป็น Fe3+ (โดยปกติเป็นแร่ธาตุไฮเดรต) ได้รับการสังเกตจากการทดลองแล้ว นอกจากนี้ ความแพร่หลายของสเปกตรัม α-Fe2O3 แต่ไม่ใช่แร่ธาตุ Fe3+ ไฮเดรต ยิ่งเสริมความเป็นไปได้ที่ npox อาจเกิดขึ้นได้แม้ไม่มีตัวกลางที่ไม่เอื้อต่อทางอุณหพลศาสตร์ เช่น โกเอไทต์ (Goethite).

นอกจากนี้ยังมีหลักฐานว่า เฮมาไทต์ (hematite)

อาจเกิดขึ้นจากแมกเนไทต์ในระหว่างกระบวนการกัดเซาะ การทดลองที่ห้องปฏิบัติการจำลองดาวอังคารของมหาวิทยาลัยอาร์ฮุสในเดนมาร์กแสดงให้เห็นว่า เมื่อผสมผงแมกเนไทต์ ทรายควอตซ์ และอนุภาคฝุ่นควอตซ์แล้วเขย่าในขวดทดลอง แมกเนไทต์บางส่วนจะเปลี่ยนเป็นเฮมาไทต์ ทำให้ตัวอย่างมีสีแดง คำอธิบายที่เสนอสำหรับปรากฏการณ์นี้คือ เมื่อควอตซ์แตกจากการบด พันธะเคมีบางอย่างจะถูกทำลายที่พื้นผิวที่เปิดเผยใหม่ เมื่อพื้นผิวเหล่านี้สัมผัสกับแมกเนไทต์ อะตอมของออกซิเจนอาจถูกถ่ายโอนจากพื้นผิวควอตซ์ไปยังแมกเนไทต์ ทำให้เกิดเฮมาไทต์ขึ้น

ท้องฟ้าสีแดง บนดาวอังคาร

(Red skies on Mars)

ภาพถ่ายสีใกล้เคียงกับสีจริงจากภารกิจ Mars Pathfinder และ Mars Exploration Rover บ่งชี้ว่าท้องฟ้าของดาวอังคารอาจปรากฏเป็นสีแดงในสายตาของมนุษย์ การดูดซับแสงอาทิตย์ในช่วง 0.4-0.6 µm โดยอนุภาคฝุ่นอาจเป็นสาเหตุหลักที่ทำให้ท้องฟ้ามีสีแดง 17 นอกจากนี้ อาจมีส่วนสนับสนุนเพิ่มเติมจากการกระเจิงของโฟตอนโดยอนุภาคฝุ่นที่ความยาวคลื่นประมาณ 3 pm 14 ซึ่งอยู่ในช่วงใกล้อินฟราเรด มากกว่าการกระเจิงแบบเรย์ลีห์โดยโมเลกุลของก๊าซ.

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 3 เดือน พฤษภาคม พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 18 : 10 น.🇹🇭