Қызыл қанды түспен қақтығыс кезінде жыпылықтап, қарабайыр мистикалық үрей тудыратын, ежелгі римдіктер соғыс құдайы Марстың (гректердің арасында Арес) құрметіне атаған жұмбақ және жұмбақ жұлдыз, әйел есіміне әрең сай келеді. Гректер оны «жарқыраған және жарқыраған» келбеті үшін Фаэтон деп те атаған, бұл Марстың беті ашық түсті және жанартау кратерлері, алып метеориттердің құлауынан, аңғарлар мен шөлдерден тұратын «ай» рельефіне байланысты.
Орбита сипаттамалары
Марстың эллиптикалық орбитасының эксцентриситеті 0,0934 құрайды, осылайша Күнге дейінгі максималды (249 млн км) және минималды (207 млн км) қашықтықтардың арасындағы айырмашылықты тудырады, соның салдарынан Күн энергиясының мөлшері планета 20-30% аралығында өзгереді.
Орбитаның орташа жылдамдығы 24,13 км/с. МарсКүнді 686,98 Жер күнінде толық айналып шығады, бұл Жер периоды екі есе асып түседі және өз осін Жермен бірдей дерлік айналдырады (24 сағат 37 минутта). Орбитаның эклиптика жазықтығына көлбеу бұрышы әртүрлі бағалаулар бойынша 1,51°-тан 1,85°-қа дейін анықталады, ал орбитаның экваторға бейімділігі 1,093°. Күннің экваторына қатысты Марстың орбитасы 5,65 ° бұрышпен көлбеу (ал Жер шамамен 7 °). Планета экваторының орбита жазықтығына (25,2°) айтарлықтай еңкеюі климаттың маусымдық елеулі өзгерістеріне әкеледі.
Планетаның физикалық параметрлері
Марс Күн жүйесінің планеталарының ішінде көлемі бойынша жетінші орында, ал Күннен қашықтығы бойынша төртінші орында. Планетаның көлемі 1,638×1011 км³, ал салмағы 0,105-0,108 Жер массасы (6,441023 кг), оған тығыздық бойынша шамамен 30% береді (3,95 г/см3). Марстың экваторлық аймағындағы еркін түсу үдеуі 3,711-ден 3,76 м/с² аралығында анықталады. Жер беті 144 800 000 км² деп бағаланады. Атмосфералық қысым 0,7-0,9 кПа шегінде ауытқиды. Гравитацияны жеңу үшін қажетті жылдамдық (екінші кеңістік) 5072 м/с. Оңтүстік жарты шарда Марстың орташа беті солтүстік жарты шарға қарағанда 3–4 км жоғары.
Климаттық жағдайлар
Марс атмосферасының жалпы массасы шамамен 2,51016 кг құрайды, бірақ жыл ішінде ол көмірқышқыл газы бар полярлық қақпақтардың еруіне немесе «мұздауына» байланысты айтарлықтай өзгереді. Жер үсті деңгейіндегі орташа қысым (шамамен 6,1 мбар) планетамыздың бетіне жақыннан 160 есе аз, бірақ терең ойпаттарда10 мбарға жетеді. Түрлі дереккөздерге сәйкес маусымдық қысымның төмендеуі 4,0 мен 10 мбар аралығында болады.
95,32% Марс атмосферасы көмірқышқыл газынан, шамамен 4% аргон мен азоттан, ал оттегі су буымен бірге 0,2%-дан аз.
Өте сирек кездесетін атмосфера жылуды ұзақ сақтай алмайды. Марс планетасын басқалардан ерекшелендіретін «ыстық түске» қарамастан, қыста жер бетіндегі температура полюсте -160 ° C-қа дейін төмендейді, ал жазда экваторда жер беті тек +30 ° C дейін жылый алады. күндіз.
Климаты Жердегі сияқты маусымдық, бірақ Марс орбитасының ұзаруы жыл мезгілдерінің ұзақтығы мен температуралық режимінде айтарлықтай айырмашылықтарға әкеледі. Солтүстік жарты шардың салқын көктемі мен жазы бірге Марс жылының жартысынан көбіне (371 наурыз күні) созылады, ал қыс пен күз қысқа және қалыпты болады. Оңтүстіктің жазы ыстық және қысқа, ал қысы суық және ұзақ.
Маусымдық климаттың өзгеруі тау жыныстарының ұсақ, шаң тәрізді бөлшектерінің қоспасы бар мұздан тұратын полярлық қақпақтардың мінез-құлқында айқын көрінеді. Солтүстік поляр қақпағының алдыңғы жағы полюстен экваторға дейінгі қашықтықтың үштен біріне дерлік алыстауы мүмкін, ал оңтүстік қалпақшаның шекарасы осы қашықтықтың жартысына жетеді.
Планета бетіндегі температура өткен ғасырдың 20-шы жылдарының басында Марсқа бағытталған шағылыстыратын телескоптың дәл фокусында орналасқан термометр арқылы анықталған. Алғашқы өлшеулер (1924 жылға дейін) -13-тен -28 ° C-қа дейінгі мәндерді көрсетті, ал 1976 жылы төменгі және жоғарғы температура шегі белгіленді. Викинг ғарыш кемесі Марсқа қонды.
Марс шаңды дауылдары
Шаңды дауылдардың «әсері», олардың ауқымы мен мінез-құлқы Марстың ұзақ уақыт бойына сақталған құпияны ашты. Ғаламшардың беті жұмбақ түрде түсін өзгертіп, ежелгі уақыттан бері бақылаушыларды баурап алады. Шаңды дауылдар «хамелеонизмнің» себебі болып шықты.
Қызыл ғаламшардағы кенеттен температураның өзгеруі жылдамдығы 100 м/с-қа жететін қатты желдерді тудырады, ал ауаның жұқалығына қарамастан төмен тартылыс желдердің үлкен шаң массасын биіктікке көтеруіне мүмкіндік береді 10 км-ден астам.
Шаңды дауылдарға сонымен қатар қысқы полярлық қақпақтардан мұздатылған көмірқышқыл газының булануынан туындаған атмосфералық қысымның күрт артуы себеп болады.
Марс бетінің суреттерінде көрсетілгендей шаңды дауылдар кеңістікте полярлық қақпақтарға қарай тартылады және 100 күнге созылатын орасан зор аумақтарды қамтуы мүмкін.
Марстың температураның аномальды өзгеруіне байланысты тағы бір шаңды көрініс - жердегі «әріптестерінен» айырмашылығы, шөлді аймақтарда ғана емес, сонымен қатар жанартау кратерлерінің беткейлерінде және соққы шұңқырларында орналасқан торнадолар. 8 км-ге дейін. Олардың іздері ұзақ уақыт бойы жұмбақ күйінде қалған алып тармақталған жолақты сызбалар болып шықты.
Шаңды дауылдар мен торнадолар негізінен үлкен қарама-қайшылықтар кезінде, оңтүстік жарты шарда жаз Марстың Күнге ең жақын орбита нүктесі арқылы өту кезеңіне түсетін кезде пайда болады.планеталар (перигелий).
1997 жылдан бері планетаны айналып келе жатқан Mars Global Surveyor , ғарыш кемесі түсірген Марс бетінің суреттері торнадо үшін өте жемісті болып шықты.
Кейбір торнадолар іздерін қалдырады, жұқа топырақ бөлшектерінің борпылдақ қабатын сыпырып немесе сорып алады, басқалары тіпті «саусақ іздерін» қалдырмайды, басқалары ашуланып, күрделі фигураларды салады, олар үшін олар шаң шайтандары деп аталды. Құйындар, әдетте, жалғыз жұмыс істейді, бірақ олар топтық "өкілдіктерден" де бас тартпайды.
Рельеф мүмкіндіктері
Мүмкін, қуатты телескоппен қаруланған Марсқа бірінші рет қараған әрбір адам планетаның беті бірден ай ландшафтына ұқсайтын шығар, және көптеген аймақтарда бұл шындық, бірақ бәрібір Марстың геоморфологиясы ерекше және ерекше.
Планета рельефінің аймақтық ерекшеліктері оның бетінің асимметриялылығына байланысты. Солтүстік жарты шардың басым жазық беттері шартты нөлдік деңгейден 2–3 км төмен, ал оңтүстік жарты шарда кратерлермен, аңғарлармен, каньондармен, ойпаңдармен және төбелермен күрделенген жер беткі қабаттан 3–4 км биіктікте жатыр. Ені 100–500 км екі жарты шардың арасындағы өтпелі аймақ морфологиялық тұрғыдан қатты эрозияға ұшыраған, биіктігі 2 км дерлік, планетаның шамамен 2/3 бөлігін қамтитын және ақаулар жүйесімен қадағаланатын алып таспен көрінеді.
Марс бетін сипаттайтын басым жер бедері берілгенәр түрлі генезистегі кратерлермен, биіктіктер мен ойпаттармен, дөңгелек ойпаңдардың соққы құрылымдарымен (көп сақиналы бассейндер), сызықты ұзартылған таулы қыраттармен (жоталар) және дұрыс емес пішінді тік алаптармен нүктеленген.
Тік жиектері (месасы), эрозияға ұшыраған беткейлері бар кең жазық кратерлер (қалқан жанартаулар), ағындары мен тармақтары бар бұдырлы аңғарлар, тегістелген таулы қыраттар (үстірттер) және кездейсоқ кезектесетін шатқал тәрізді аңғарлар (лабиринттер) бар
) кең таралған.
Марстың сипаттамасы ретсіз және пішінсіз рельефті, ұзартылған, күрделі тұрғызылған баспалдақтар (жарықтар), субпараллельді жоталар мен бороздар тізбегі, сондай-ақ толығымен «жердік» көріністегі кең жазықтары бар батып бара жатқан ойпаттар.
Сақиналы кратер бассейндері мен үлкен (ені 15 км-ден астам) кратерлер оңтүстік жарты шардың көп бөлігін анықтайтын морфологиялық белгілер болып табылады.
Тарсис және Элизий атаулары бар планетаның ең биік аймақтары солтүстік жарты шарда орналасқан және үлкен жанартаулық биік тауларды білдіреді. Тарсис үстірті жазық ортадан 6 км-ге жуық көтеріліп, бойлық бойынша 4000 км және ендік бойынша 3000 км-ге созылып жатыр. Үстіртте биіктігі 6,8 км-ден (Альба тауы) 21,2 км-ге дейін (Олимп тауы, диаметрі 540 км) 4 алып вулкан бар. Тау шыңдары (жанартаулар) Павлина / Павонис (Павонис), Аскриан (Аскрей) және Арсия (Арсия) сәйкесінше 14, 18 және 19 км биіктікте. Альба тауы басқа жанартаулардың солтүстік-батысында жалғыз орналасқан жәнеБұл диаметрі шамамен 1500 км болатын қалқанды вулкандық құрылым. Олимп жанартауы (Олимп) – Марстағы ғана емес, бүкіл Күн жүйесіндегі ең биік тау.
Шығыс пен батыста Тарсис провинциясымен екі үлкен меридиандық ойпаттар түйіседі. Амазония деп аталатын батыс жазықтың беткі белгілері планетаның нөлдік деңгейіне жақын, ал шығыс ойпатының ең төменгі бөліктері (Крис жазығы) нөлдік деңгейден 2-3 км төмен.
Марстың экваторлық аймағында ені бойынша 1500 км шамасында Элизийдің екінші ірі жанартаулық таулы жері орналасқан. Үстірт іргеден 4–5 км биіктікте көтеріліп, үш жанартауды (Элизий тауы, Альбор күмбезі және Гекате тауы) алып жатыр. Ең биік Элизий тауы 14 км-ге дейін өсті.
Экваторлық аймақтағы Тарсис үстіртінен шығысқа қарай Маринер алқаптарының (каньондардың) алып рифттік жүйесі Марс масштабы бойынша (шамамен 5 км) созылып жатыр, бұл ең үлкен Грандтардың бірінің ұзындығынан асады. Жердегі каньондар шамамен 10 есе, ал 7 есе кеңірек және тереңірек. Алқаптардың орташа ені 100 км, ал бүйірлерінің мөлдір қырлары 2 км биіктікке жетеді. Құрылымдардың сызықтылығы олардың тектоникалық шығу тегін көрсетеді.
Марс беті жай ғана кратерлерге толы оңтүстік жарты шардың биіктіктерінде планетада Аргир (шамамен 1500 км) және Эллада (2300 км) атаулары бар ең үлкен айналмалы соққы ойыстары бар..
Эллада жазығы планетаның барлық ойпаңдарынан тереңірек (орташа деңгейден 7000 м дерлік төмен), ал Аргир жазығының артық бөлігіқоршаған төбенің деңгейіне қатысты 5,2 км. Осыған ұқсас дөңгелектелген ойпат, Исис жазығы (ені 1100 км) планетаның шығыс жарты шарының экваторлық аймағында орналасқан және солтүстігінде Элизия жазығына іргелес.
Марста тағы 40-қа жуық осындай көп сақиналы бассейндер белгілі, бірақ көлемі жағынан кішірек.
Солтүстік жарты шарда полярлық аймақпен шектесетін планетадағы ең үлкен ойпат (Солтүстік жазық) орналасқан. Жазық маркерлер планета бетінің нөлдік деңгейінен төмен.
Эол пейзаждары
Тұтас планетаға сілтеме жасай отырып, Жердің бетін бірнеше сөзбен сипаттау қиын болар еді, бірақ Марстың қандай беті бар екендігі туралы түсінік алу, егер сіз жай ғана шақырсаңыз ол жансыз және құрғақ, қызыл-қоңыр, тасты құмды шөл, өйткені планетаның бөлінген рельефі борпылдақ аллювиалды шөгінділермен тегістелген.
Шаңы бар құмды-ұсақ лайлы материалдан тұратын және жел әрекетінің нәтижесінде пайда болған эол ландшафттары бүкіл планетаны дерлік қамтиды. Бұлар кәдімгі (жердегідей) шағылдар (көлденең, бойлық және қиғаш) өлшемдері бірнеше жүз метрден 10 км-ге дейін, сондай-ақ полярлық қақпақтардың қатпарлы эолды-мұздық шөгінділері. "Эол жасаған" ерекше рельеф жабық құрылымдармен - үлкен каньондар мен кратерлердің түбімен шектелген.
Марс бетінің өзіндік ерекшеліктерін анықтайтын желдің морфологиялық белсенділігі қарқынды түрде көрінді.эрозия (дефляция), соның нәтижесінде жасушалық және сызықтық құрылымдары бар тән, «нақышталған» беттер пайда болды.
Жауын-шашынмен араласқан мұздан тұратын ламинатталған эолдық-мұздық түзілімдер планетаның полярлық қалпақтарын жауып жатыр. Олардың қуаты бірнеше километрге бағаланады.
Жер бетінің геологиялық сипаттамасы
Марстың қазіргі құрамы мен геологиялық құрылымы туралы бұрыннан бар гипотезалардың біріне сәйкес, негізінен темір, никель және күкірттен тұратын шағын өлшемді ішкі ядро планетаның бастапқы затынан алғаш еріген. Содан кейін ядроның айналасында жер қыртысымен бірге қалыңдығы шамамен 1000 км болатын біртекті литосфера пайда болды, онда, мүмкін, белсенді жанартаулық белсенділік бүгінде магманың үнемі жаңа бөліктерінің бетіне лақтырылуымен жалғасуда. Марс қыртысының қалыңдығы 50-100 км деп есептеледі.
Адам ең жарық жұлдыздарға қарай бастағаннан бері ғалымдарды, әмбебап көршілерге бей-жай қарамайтын барлық адамдар сияқты, басқа жұмбақтармен қатар, ең алдымен Марстың беті қандай болатыны қызықтырды.
Бүкіл планета дерлік ұсақ лайлы және құмды материал араласқан қоңыр-сары-қызыл шаң қабатымен жабылған. Борпылдақ топырақтың негізгі құрамдас бөліктері - бетіне қызыл реңк беретін темір оксидтерінің көп қоспасы бар силикаттар.
Ғарыш аппараттарымен жүргізілген көптеген зерттеулердің нәтижелері бойынша планетаның беткі қабатының борпылдақ шөгінділерінің элементтік құрамының ауытқуы таулардың минералдық құрамының алуан түрлілігін болжайтындай маңызды емес. Марс қыртысын құрайтын тау жыныстары.
Топырақта кремнийдің (21%), темірдің (12,7%), магнийдің (5%), кальцийдің (4%), алюминийдің (3%), күкірттің (3,1%) орташа мөлшері, сондай-ақ белгіленген. калий мен хлор (<1%) жер бетінің борпылдақ шөгінділерінің негізін жердің базальттарына жақын орналасқан негізгі құрамдағы магмалық және жанартаулық тау жыныстарының бұзылуы өнімдері құрайтынын көрсетті. Алдымен ғалымдар планетаның тас қабығының минералдық құрамы бойынша айтарлықтай дифференциациясына күмәнданды, бірақ Mars Exploration Rover (АҚШ) жобасы аясында жүргізілген Марстың түпкі жыныстарын зерттеу жерүсті аналогтарының сенсациялық ашылуына әкелді. андезиттер (аралық құрамды жыныстар).
Кейіннен осыған ұқсас тау жыныстарының көптеген табылуларымен расталған бұл жаңалық Марстың Жер сияқты дифференциалданған қыртысына ие болуы мүмкін екенін анықтауға мүмкіндік берді, бұл алюминий, кремний және калийдің маңызды құрамымен расталады.
Ғарыш аппараттары түсірген және Марстың беті неден тұратынын анықтауға мүмкіндік берген көптеген суреттердің негізінде магмалық және жанартаулық жыныстардан басқа, жанартаулық-шөгінді жыныстар мен шөгінді кендердің бар екендігі анық. ғаламшар, олар сипатты тақтайшалардың бөлінуімен және қабаттардың қабаттасуы арқылы танылады.
Тау жыныстарының қабаттасу сипаты олардың теңіздер мен көлдерде пайда болуын көрсетуі мүмкін. Шөгінді жыныстардың аумақтары планетаның көптеген жерлерінде тіркелген және олар көбінесе үлкен кратерлерде кездеседі.
Ғалымдар өздерінің Марс шаңының жауын-шашынның «құрғақ» пайда болуын одан әрі жоққа шығармайды.тасқа айналу (тастандыру).
Мәңгілік мұз түзілімдері
Марс бетінің морфологиясында ерекше орынды мәңгі тоң түзілімдері алады, олардың көпшілігі тектоникалық қозғалыстар мен экзогендік факторлардың әсерінен планетаның геологиялық тарихының әртүрлі кезеңдерінде пайда болған.
Көптеген ғарыштық суреттерді зерттеу негізінде ғалымдар бірауыздан су Марстың сыртқы келбетін қалыптастыруда жанартау белсенділігімен бірге маңызды рөл атқарады деген қорытындыға келді. Жанартау атқылауы мұз жамылғысының еруіне әкеліп соқты, бұл өз кезегінде су эрозиясын дамытуға қызмет етті, оның іздері әлі күнге дейін байқалады.
Марстағы мәңгі тоңның планетаның геологиялық тарихының ең ерте кезеңдерінде қалыптасқаны тек полярлық қақпақтармен ғана емес, сонымен қатар жер бетіндегі мәңгі тоң аймақтарындағы ландшафтқа ұқсас ерекше рельеф формаларымен де дәлелденеді.
Спутниктік суреттерде планетаның полярлық аймақтарындағы қатпарлы шөгінділерге ұқсайтын құйын тәрізді түзілімдер жақыннан қарағанда әртүрлі пішінді құрайтын террассалар, жиектер мен ойпаттар жүйесі болып табылады.
Полярлы қалпақ шөгінділері бірнеше шақырым қалыңдықтағы лайлы және ұсақ лайлы материал араласқан көмірқышқыл газы мен су мұзының қабаттарынан тұрады.
Марстың экваторлық аймағына тән рельефтің шөгуі криогендік қабаттардың жойылу процесімен байланысты.
Марстағы су
Марс бетінің көп бөлігінде су сұйық күйде бола алмайдытөмен қысымға байланысты, бірақ жалпы ауданы планетаның шамамен 30% құрайтын кейбір аймақтарда NASA мамандары сұйық судың бар екенін мойындайды.
Қызыл ғаламшардағы сенімді түрде белгіленген су қоры негізінен қалыңдығы жүздеген метрге жететін мәңгі тоңның жер бетіне жақын қабатында (криосферада) шоғырланған.
Ғалымдар полярлық қақпақтардың қабаттарының астында сұйық судан тұратын реликті көлдердің бар екенін жоққа шығармайды. Марс криолитосферасының болжамды көлеміне сүйене отырып, су (мұз) қоры шамамен 77 млн км³ деп бағаланады, ал егер еріген тау жыныстарының ықтимал көлемін ескерсек, бұл көрсеткіш 54 млн км³-ге дейін төмендеуі мүмкін.
Сонымен қатар, криолитосфераның астында тұзды судың орасан зор қоры бар қабаттар болуы мүмкін деген пікір бар.
Көптеген фактілер бұрын планетаның бетінде судың болғанын көрсетеді. Негізгі куәгерлер минералдар болып табылады, олардың пайда болуы судың қатысуын білдіреді. Ең алдымен, бұл гематит, саз минералдары және сульфаттар.
Марс бұлттары
«Құрғаған» планетаның атмосферасындағы судың жалпы мөлшері Жердегіден 100 миллион есе аз, бірақ Марстың беті сирек және көзге көрінбейтін болса да, бірақ шынайы және тіпті көкшіл бұлттармен жабылған., алайда, мұз шаңынан тұрады. Бұлттылық 10-100 км биіктіктердің кең диапазонында қалыптасады және негізінен экваторлық белдеуде шоғырланған, сирек 30 км-ден жоғары көтеріледі.
Мұзды тұман мен бұлт қыста полярлық қалпақтардың жанында жиі кездеседі (полярлық тұман), бірақ бұл жерде олар мүмкін10 км төмен "құлайды".
Мұз бөлшектері жерден көтерілген шаңмен араласқанда, бұлттар бозғылт қызғылт түске боялуы мүмкін.
Толқынды, жолақты және циркусты қоса, әртүрлі пішіндегі бұлттар жазылды.
Адам биіктігінен Марс пейзажы
Алғаш рет Марс беті қандай болатынын ұзын бойлы адамның биіктігінен (2,1 м) көруге 2012 жылы камерамен қаруланған любовниктің «қолына» рұқсат етілген. Роботтың таңырқаған көзқарасының алдында ұсақ тастармен өрнектелген, сирек жалпақ тау жыныстары, мүмкін негізгі жыныстар, жанартау жыныстары бар "құмды", қиыршық тасты-қиыршықты жазық көрінді.
Бір жағында күңгірт және монотонды суретті Гейл кратері шетіндегі төбе жотасы, ал екінші жағында 5,5 км биіктіктегі Шарп тауының ақырын еңіс массасы жандандырды. ғарыш кемесінің аңы.
Кратердің түбі бойынша маршрутты жоспарлаған кезде жоба авторлары Curiosity ровері түсірген Марс беті соншалықты әртүрлі және біркелкі болады деп күдіктенбеген сияқты. тек күңгірт және монотонды шөлді көруді күту.
Шарп тауына барар жолда роботқа жарылған, жалпақ жалпақ беттерді, жанартау-шөгінділердің жұмсақ сатылы беткейлерін (жоңқалардағы қатпарлы құрылымына қарай) тау жыныстарының, сондай-ақ қою көкшіл түсті блоктардың опырылуын еңсеруге тура келді. жасушалық беті бар жанартау жыныстары.
Жол бойындағы аппарат үлгілердің материалдық құрамын зерттеу үшін лазерлік импульстермен «жоғарыдан көрсетілген» нысаналарды (тас тастарды) атқылап, шағын ұңғымаларды (тереңдігі 7 см-ге дейін) бұрғылады. Алынған материалды талдау, негізгі құрамды тау жыныстарына (базальттарға) тән жыныс құраушы элементтердің құрамынан басқа, күкірт, азот, көміртек, хлор, метан, сутегі және фосфор қосылыстарының бар екенін көрсетті, яғни "өмір құрамдастары".
Сонымен қатар, бейтарап қышқылдық пен тұз концентрациясы төмен судың қатысуымен түзілетін сазды минералдар табылды.
Осы мәліметтерге сүйене отырып, бұрын алынған мәліметтерге сүйене отырып, ғалымдар Марстың бетінде миллиардтаған жылдар бұрын сұйық су болған және атмосфераның тығыздығы қазіргіден әлдеқайда жоғары деген қорытындыға келуге бейім болды.
Марстың таңғы жұлдызы
2003 жылдың мамыр айында Mars Global Surveyor ғарыш кемесі Қызыл ғаламшарды әлем бойынша 139 миллион км қашықтықта айналып өткеннен бері, Жер Марс бетінен осылай көрінеді.
Бірақ шын мәнінде, біздің планета ол жерден біз Венераны таңғы және кешкі уақытта көретіндей көрінеді, тек Марс аспанының қоңыр қою қарасында жарқырайды, жалғыз (әлсіреген Айды қоспағанда) кішкентай нүкте. Венерадан сәл жарықырақ.
Жердің бетінен бірінші суреті болды2004 жылы наурызда Spirit роверінен таңғы сағатта жасалды және 2012 жылы Curiosity ғарыш кемесі үшін Жер «Аймен қол ұстасып» суретке түсті және ол бірінші реттегіден де «әдемі» болып шықты.
