Wysiging soos op 16:18, 13 Julie 2016 wysig Alias (besprekings \| bydraes) 12 729 edits k herbewoord ← Ouer wysiging		Wysiging soos op 19:02, 12 Oktober 2016 wysig maak ongedaan Naudefj (besprekings \| bydraes) Burokrate, Administrateurs 71 387 edits No edit summary Nuwer wysiging →
Lyn 10: \| perihelion = 206 669 000 km<br /> 1,381497 AE \| semimajor = 227 939 100 km<br /> 1,523679 AE \| eccentricity = 0,093315~~<br />~~ \| period = 686,971 dae~~<br />~~ \| synodic_period = 779,96 dae~~<br />~~ \| avg_speed = 24,077 km/s \| inclination = 1,850°<br /> 5,65° (tot die [[son]] se [[ewenaar]]) Lyn 57: 0,07% [[Koolstofmonoksied]]<br /> 0,03% [[Water]]damp<br /> 0,01% [[Stikstofmonoksied]]~~<br />~~ }} Lyn 98: "conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water" … "Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]'</ref> Water in ysvorm is egter volop: die twee poolkappe bestaan hoofsaaklik uit ys.<ref name="kostama">V.-P. Kostama, M.A. Kreslavsky en J.W. Head: [http://www.agu.org/pubs/crossref/2006/2006GL025946.shtml ''Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement'']. ''Geophysical Research Letters'', 3 Junie 2006. 33: L11201. Verkry op 2007-08-12.</ref> In Maart 2007 het NASA aangekondig dat die volume (water)ys in die suidelike poolkap genoeg sou wees om, indien dit sou smelt, die hele oppervlak van die planeet te dek tot 'n diepte van 11 meter.<ref>NASA, 15 Maart 2007: [http://jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2007-030 ''Mars' South Pole Ice Deep and Wide'']. Verkry op 2007-03-16.</ref> Verder strek daar ook 'n ysgrondmantel vanaf die pool tot 'n breedteligging van ongeveer 60°.<ref name="kostama" /> Daar word geglo dat groter hoeveelhede water vasgevang is onder Mars se dik kriosfeer (die dele van die oppervlak waar water in soliede vorm is), waarvandaan dit dan vrygestel kan word deur vulkaniese aksie wat die krake in die kors veroorsaak. Die grootste vrystelling van water op hierdie manier was moontlik met die vorming van die [[Valles Marineris]]-kloof, vroeg in Mars se geskiedenis, waartydens genoeg water vrygestel is om die massiewe uitloopkanale van die kloof te vorm. 'n Kleiner, meer onlangse, soortgelyke gebeurtenis het moontlik plaasgevind toe die Cerberus Fossae-kloof ongeveer 5 miljoen jaar gelede gevorm het en 'n veronderstelde see van ys agtergelaat het, wat vandag steeds sigbaar is by Elysium Planitia, die grootste vulkaniese streek op Mars.<ref>John B. Murray en ander: [http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36832 ''Evidence for a frozen sea close to Mars' equator'']. Nature: 434: 352–355, 17 Maart 2005. Verkry op 2007-03-11.</ref> Die morfologie van hierdie streek strook egter meer met die opdamming van lawastrome, wat 'n oppervlakkige eendersheid met ysstrome veroorsaak.<ref name = "Kerr2005">Kerr, Richard A.: [http://dx.doi.org/10.1126/science.307.5714.1390a ''Ice or Lava Sea on Mars? A Transatlantic Debate Erupts'']. ''Science'', 307: 1390–1391, 4 Maart 2005. Verkry op 16 November 2007.</ref> Hierdie lawastrome het moontlik die terrein gedek wat vroeër deur katastrofiese oorstromings van die Athabasca-vallei gevorm is.<ref name = "Jaeger2007">W. L. Jaeger en ander: [http://dx.doi.org/10.1126/science.1143315 ''Athabasca Valles, Mars: A Lava-Draped Channel System'']. ''Science'', 317: 1709–1711. 21 September 2007. Laaste besoek op 16 November 2007.</ref> Hierdie tweede teorie word gesteun deur die teenwoordigheid van aansienlik rowwe oppervlaktekstuur, termiese traagheid en hidrovulkaniese kegels.<ref name = "Jaeger2007" /> Verder is die stoïgiometriese massafraksie van H<sub>2</sub>O in hierdie omgewing tot tiendes van sentimeterdieptes slegs ~4%,<ref name = "Boynton2007">W.V. Boynton en ander: [http://dx.doi.org/10.1029/2007JE002887 ''Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars''], in die ''Journal of Geophysical Research, Planets''.</ref> wat maklik aan gehidrateerde minerale toegeskryf kan word<ref name = "Feldman2005">W. C. Feldman en ander [http://dx.doi.org/10.1029/2005JE002452 ''Topgraphic control of hydrogen deposits at low latitudes to midlatitudes of Mars''], in die ''Journal of Geophysical Research'', 30 November 2005, vol. 110. Verkry op 16 November 2007.</ref> en nie strook met die teenwoordigheid van oppervlakkige ys nie. Meer onlangs het die kamera van die ''Mars Global Surveyor'' hoë-resolusie foto's geneem wat baie meer detail bied oor die geskiedenis van vloeibare water op Mars se oppervlak. Ten spyte van die baie reuse vloedkanale en 'n geassosieerde boomagtige netwerk van sytakke wat op Mars gevind word, is daar egter geen strukture op 'n kleiner skaal wat die oorsprong van vloedwater kan aandui nie. Dit is voorgestel dat weerprosesse hulle blootgelê het, wat beteken dat die riviervalleie ou kenmerke is. Hoër-resolusie waarnemings deur ruimtetuie soos die ''Mars Global Surveyor'' het ook ten minste 'n paar honderd kenmerke langs krater- en kloofmure gewys, wat soortgelyk te blyk aan aardse syfervore. Die vore is meestal in die hooglande van die suidelike halfrondte en na die ewenaar gerig; almal word op 'n breedteligging van 30° en poolwaarts aangetref.<ref>Michael C. Malin: ''Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars'', in ''Science'', 288: 2330–2335. 30 Junie 2000.</ref> Navorsers het geen gedeelteliks verweerde vore of gesuperponeerde impakkraters gevind nie, wat beteken dat hierdie baie jong verskynsels is. Lyn 173: == Mane == ~~:''Hoofartikel: [[~~{{hoof\|Mars se natuurlike satelliete~~]]''~~}} [[Lêer:Phobos deimos diff rotated.jpg\|links\|duimnael\|220px\|Phobos (links) en Deimos (regs)]]

Mars: Verskil tussen weergawes