З чаго складаецца паверхню Марса? Як выглядае паверхню Марса?

Мігатлівага у дні супрацьстаяння злавесным крывава-чырвоным колерам, якая выкліча першабытны містычны страх загадкавай і таямнічай зорцы, якую старажытныя рымляне далі ў гонар бога вайны Марсам (у грэкаў Арэс), наўрад ці прыстала бы жаночае імя. Грэкі яшчэ называлі яе Фаэтон за "прамяністы і зьзяў" аблічча, якім паверхню Марса абавязаная яркім колерам і "месяцовым" рэльефам з вулканічнымі кратэрамі, ўвагнутасцямі ад удараў гіганцкіх метэарытаў, далінамі і пусткамі.

арбітальныя характарыстыкі

Эксцэнтрысытэт эліптычнай арбіты Марса складае 0,0934, обуславливая, такім чынам, адрозненне максімальнага (249 млн км) і мінімальнага (207 млн км) адлегласцяў да Сонца, з-за чаго колькасць якая паступае на планету сонечнай энергіі змяняецца ў межах 20-30%.

Хуткасць руху па арбіце ў сярэднім складае 24,13 км / с. Марс цалкам абгінае Сонца за 686,98 зямных сутак, што перавышае зямной перыяд у два разы, а вакол уласнай восі абгортваецца амаль гэтак жа, як і Зямля (за 24 ч 37 мін). Кут нахілу арбіты да плоскасці экліптыкі па розных ацэнках вызначаецца ад 1,51 ° да 1,85 °, а лад арбіты да экватара складае 1,093 °. Адносна экватара Сонца арбіта Марса нахіленая пад вуглом 5,65 ° (а Зямля - каля 7 °). Значны нахіл экватара планеты да плоскасці арбіты (25,2 °) прыводзіць да істотных сезонным зменам клімату.

Фізічныя параметры планеты

Марс сярод планет Сонечнай сістэмы па памерах стаіць на сёмым месцы, а па аддаленасці ад Сонца займае чацвёртую пазіцыю. Аб'ём планеты складае 1.638 × 1011 км³, а вага 0,105-0,108 масы Зямлі (6,44 * 1023 кг), саступаючы ёй у шчыльнасці каля 30% (3,95 г / см ^3). Паскарэнне вольнага падзення ў галіне экватара Марса вызначаюць у межах ад 3,711 да 3,76 м / с². Плошча паверхні ацэньваецца ў 144 800 000 км ². Атмасферны ціск вагаецца ў межах 0.7-0.9 кПа. Хуткасць, неабходная для пераадолення гравітацыі (другая касмічная) - 5 072 м / с. У паўднёвым паўшар'і паверхню Марса па сярэдняму ўзроўню на 3-4 км вышэй, чым у паўночным.

кліматычныя ўмовы

Агульная маса атмасферы Марса складае каля 2,5 * 1016 кг, але на працягу года яна моцна змяняецца ў сувязі з раставаннем ці "намярзанне" дзе месцяцца вуглякіслы газ палярных шапак. Сярэдні ціск на ўзроўні паверхні (каля 6,1 мбар) амаль у 160 разоў менш, чым зблізку паверхні нашай планеты, але ў глыбокіх западзінах дасягае 10 мбар. Паводле розных крыніц сезонныя перапады ціску вагаюцца ад 4.0 да 10 мбар.

На 95,32% атмасфера Марса складаецца з вуглякіслага газу, прыкладна 4% прыходзіцца на долю аргону і азоту, а кіслароду разам з вадзяным парай менш 0,2%.

Сильноразреженная атмасфера не можа доўга ўтрымліваць цяпло. Нягледзячы на "гарачы колер", якім выдзяляецца сярод іншых планета Марс, тэмпература на паверхні апускаецца ўзімку да -160 ° C на полюсе, а на экватары летам, у дзённы час паверхня можа прагрэцца толькі да +30 ° C.

Клімат носіць сезонны характар, як і на Зямлі, але выцягнуць арбіты Марса прыводзіць да істотных адрозненняў у працягласці і тэмпературным рэжыме часоў года. Прахалодныя вясна і лета паўночнага паўшар'я ў сукупнасці доўжацца істотна больш за палову марсіянскага года (371 марс. Суткі), а зіма з восенню кароткія і умеренны. Паўднёвае лета спякотнае і кароткае, а зіма халодная і доўгая.

Сезонныя змены клімату найбольш яскрава выяўляюцца ў паводзінах палярных шапак, складзеных лёдам з прымешкай тонкадысперсных, пылападобнага часціц горных парод. Фронт паўночнай палярнай шапкі можа выдаляцца ад полюса амаль на траціну адлегласці да экватара, а мяжа паўднёвай шапкі даходзіць да паловы гэтай дыстанцыі.

Тэрмометрам, размешчаным дакладна ў фокусе тэлескопа-рэфлектара, нацэленага на Марс, тэмпература на паверхні планеты была вызначана ўжо ў пачатку 20-х гадоў мінулага стагоддзя. Першыя вымярэння (да 1924 г.) паказалі значэння ад -13 да -28 ° С, а ў 1976 годзе ніжні і верхні межы тэмпературы былі ўдакладнены высадзілі на Марс касмічным апаратам "Вікінг".

Марсіянскія пыльныя буры

"Выкрыццё" пылавых бур, іх маштабаў і паводзін дазволіла раскрыць таямніцу, якую доўгі час захоўваў Марс. Паверхню планеты загадкава змяняе колер, з глыбокай старажытнасці зачароўваючы назіральнікаў. Прычынай "хамелеонства" апынуліся пылавыя буры.

Рэзкія перапады тэмператур Чырвонай планеты становяцца прычынай разгулу апантаных вятроў, хуткасць якіх дасягае 100 м / с, а нізкая сіла цяжару, нягледзячы на разрэджанасць паветра, дазваляе вятрах падымаць велізарныя масы пылу на вышыню больш за 10 км.

Зараджэнню пылавых штармоў таксама спрыяе рэзкае павышэнне атмасфернага ціску, выкліканага выпарэннем замерзлай вуглекіслаты зімовых палярных шапак.

Пыльныя буры, як паказваюць здымкі паверхні Марса, прасторава імкнуцца да палярным шапках і могуць ахопліваць каласальныя плошчы, працягваючыся да 100 сутак.

Яшчэ адной пыльнай славутасцю, якой Марс абавязаны анамальным перападам тэмпературы, з'яўляюцца смерчы, якія, у адрозненне ад зямных "калегаў", разгульваюць не толькі па пустых абласцях, але і гаспадараць на схілах кратэраў вулканаў і ўдарных варанок, разумеючы уверх да 8 км. Іх слядамі апынуліся гіганцкія галінастым-полосчатые малюнкі, якія доўгі час заставаліся загадкавымі.

Пыльныя буры і смерчы ўзнікаюць галоўным чынам падчас вялікіх супрацьстаянняў, калі ў паўднёвым паўшар'і лета прыпадае на перыяд праходжання Марса праз бліжэйшую да Сонца кропку арбіты планеты (пэрыгелій).

Вельмі ураджайнымі на смерчы апынуліся здымкі паверхні Марса, зробленыя касмічным апаратам Mars Global Surveyor, які на арбіце планеты знаходзіцца з 1997 года.

Адны смерчы пакідаюць сляды, змятаючы або засасывая друзлы павярхоўны пласт тонкадысперсных часціц грунту, іншыя не пакідаюць нават "адбіткаў пальцаў", трэція, неистовствуя, малююць мудрагелістыя фігуры, за што іх далі пылавымі д'ябламі. Віхуры працуюць, як правіла, у адзіночку, але і ад групавых "уяўленняў" не адмаўляюцца.

асаблівасці рэльефу

Напэўна, усім, хто, узброіўшыся магутным тэлескопам, упершыню паглядзеў на Марс, паверхня планеты адразу нагадала месяцовы ландшафт, і ў многіх галінах гэта сапраўды так, але ўсё-ткі геамарфалёгія Марса своеасаблівая і непаўторная.

Рэгіянальныя асаблівасці рэльефу планеты абумоўлены асіметрыяй яе паверхні. Пераважныя раўнінныя паверхні паўночнага паўшар'я ніжэй ўмоўна нулявога ўзроўню на 2-3 км, а ў паўднёвым паўшар'і ускладненая кратэрамі, далінамі, каньён, западзінамі і ўзгоркамі паверхню на 3-4 км вышэй базавага ўзроўню. Пераходная зона паміж двума паўшар'ямі шырынёй 100-500 км марфалагічна выказана моцна эрадаванымі гіганцкім уступам вышынёй амаль 2 км, якія ахопліваюць амаль 2/3 планеты па акружнасці і трассируемым сістэмай разломаў.

Пераважныя формы рэльефу, якія характарызуюць паверхню Марса, прадстаўленыя спярэшчанымі кратэрамі рознага генезісу, ўзвышшамі і западзінамі, ўдарнымі структурамі кругавых дэпрэсій (многокольцевые басейны), лінейна выцягнутымі ўзвышшамі (градамі) і крутосклонными катлавінамі няправільнай формы.

Шырока распаўсюджаныя плосковершинные ўзняцця з абрывістымі бакамі (сталовыя горы), шырокія плоскія кратэры (шчытавыя вулканы) з эрадаванымі схіламі, звілістыя даліны з прытокамі і рукавамі, выраўнаваныя ўзвышша (плато) і вобласці бязладна перамежных каньонообразных далін (лабірынты).

Характэрнымі для Марса з'яўляюцца і правальныя дэпрэсіі з хаатычныя і бясформенным рэльефам, працяглыя, складана пабудаваныя ступені (скіды), серыі субпараллельных град і разор, а таксама шырокія раўніны цалкам "зямнога" аблічча.

Колцавыя кратерные басейны і буйныя (больш за 15 км у папярочніку) кратэры з'яўляюцца вызначальнымі марфалагічнымі структурамі для большай часткі паўднёвага паўшар'я.

Самыя высокія рэгіёны планеты з імёнамі Фарсида і Эліза знаходзяцца ў паўночным паўшар'і і ўяўляюць велізарныя вулканічныя нагор'я. Плато Фарсида, узвышаючыся над раўнінным асяроддзем амаль на 6 км, працягваецца па даўгаце на 4000 км і на 3000 км распасціраецца па шыраце. На плато размешчаны 4 гіганцкіх вулкана вышынёй ад 6,8 км (гара Альба) да 21,2 км (г. Алімп, дыяметр 540 км). Вяршыні гор (вулканаў) Паўліна / Павонис (Pavonis), Аскрийская (Ascraeus) і Арсия (Arsia) знаходзяцца на вышыні 14, 18 і 19 км адпаведна. Гара Альба варта асабняком на паўночны захад ад строгага шэрагу астатніх вулканаў і ўяўляе сабой шчытоў вулканічную структуру дыяметрам каля 1500 км. Вулкан Алімп (Olympus) - самая высокая гара не толькі на Марсе, але і ва ўсёй Сонечнай сістэме.

З усходу і захаду да правінцыі Фарсида прымыкаюць дзве шырокія мерыдыянальнай нізіны. Адзнакі паверхні заходняй раўніны з імем Амазонія блізкія да нулявога ўзроўню планеты, а самыя нізкія ўчасткі ўсходняй дэпрэсіі (раўніна Хрыс) ніжэй нулявога ўзроўню на 2-3 км.

У экватарыяльнай вобласці Марса размешчана другое па велічыні вулканічнае сугор'е Элізы памерам каля 1500 км у папярочніку. Плато ўздымаюцца над падставай на 4-5 км і нясе на сабе тры вулканы (уласна гара Элізы, купал Альбор і гара Гекаты). Самая высокая гара Элізы вырасла да 14 км.

На ўсход ад плато Фарсида ў приэкваториальной вобласці працягнулася гіганцкая па маштабах Марса (амаль на 5 км) рифтообразная сістэма далін (каньёнаў) Марынэр, якая перавышае па даўжыні адзін з найбуйнейшых на зямлі Вялікі Каньён амаль у 10 разоў, і ў 7 раз шырэй і глыбей. Шырыня далін ў сярэднім складае 100 км, а амаль стромыя ўступы іх бартоў дасягаюць вышыні 2 км. Лінейнасць структураў сьведчыць пра іх тэктанічнае паходжанне.

У межах узвышшаў паўднёвага паўшар'я, дзе паверхню Марса проста ўсеяная кратэрамі, размешчаны самыя буйныя на планеце кругообразные ударныя дэпрэсіі з імёнамі Аргир (каля 1500 км) і Элада (2300 км).

Раўніна Элада глыбей усіх западзін планеты (амаль 7000 м ніжэй сярэдняга ўзроўню), а перавышэнне раўніны Аргир у адносінах да ўзроўню навакольнага ўзвышша складае 5,2 км. Аналагічная круглявая нізіна, раўніна Ісіда (1100 км у папярочніку), размешчана ў приэкваториальной вобласці ўсходняга паўшар'я планеты і на поўначы прымыкае да раўніне Элізы.

На Марсе вядома яшчэ каля 40 падобных многокольцевых басейнаў, але памерам паменш.

У паўночным паўшар'і размешчана самая буйная на планеце нізіна (Паўночная раўніна), акаймляе палярную вобласць. Адзнакі раўніны знаходзяцца ніжэй нулявога ўзроўню паверхні планеты.

эаловыя ландшафты

Цяжка было б у некалькіх словах ахарактарызаваць паверхню Зямлі, маючы на ўвазе планету ў цэлым, а вось атрымаць уяўленне аб тым, якая паверхню у Марса, можна, калі проста назваць яе знежывелай і сухі, чырванавата-бурай, камяністыя-пяшчанай пустыняй, таму што расчлянёны рэльеф планеты згладжаны друзлымі наноснымі адкладамі.

Эаловыя ландшафты, складзеныя пясчана-тонкоалевритовым з пылам матэрыялам і сфармаваныя ў выніку ветравой дзейнасці, пакрываюць практычна ўсю планету. Гэта звычайныя (як на зямлі) барханы (папярочныя, падоўжныя і дыяганальныя) памерам ад першых сотняў метраў да 10 км, а таксама слаістай эаловыя-гляциальные адклады палярных шапак. Асаблівы рэльеф, "створаны Эолом", прымеркаваны да замкнёным структурам - дно буйных каньёнаў і кратэраў.

Марфалагічная дзейнасць ветру, вызначальная своеасаблівыя асаблівасці паверхні Марса, праявілася і ў інтэнсіўнай эрозіі (дэфляцыі), якая прывяла да адукацыі характэрных, "гравіраваных" паверхняў з ячэістага і лінейнымі структурамі.

Слаістай эаловыя-гляциальные адукацыі, складзеныя змяшаным з ападкамі лёдам, пакрываюць палярныя шапкі планеты. Іх магутнасць ацэньваецца ў некалькі км.

Геалагічная характарыстыка паверхні

Па адной з існых гіпотэз сучаснага складу і геалагічнай будовы Марса спачатку з першаснага рэчывы планеты выплавіць ўнутранае ядро невялікага памеру, якое складаецца галоўным чынам з жалеза, нікелю і серы. Затым вакол ядра утварылася аднастайная па складзе літасфера магутнасцю разам з карой парадку 1000 км, у якой, верагодна, і сёння працягваецца актыўная вулканічная дзейнасць з выкідам на паверхню ўсё новых порцый магмы. Таўшчыню марсіянскай кары ацэньваюць у 50-100 км.

З таго часу, як чалавек стаў Наіўна, самыя яркія зоркі, навукоўцаў, як і ўсіх неабыякавых да сусьветным суседзям людзей, сярод іншых загадак, перш за ўсё цікавіла, якая паверхню у Марса.

Амаль уся планета пакрыта пластом буравата-жаўтлява-чырвонай пылу з прымешкай тонкоалевритового і пяшчанага матэрыялу. Асноўнымі кампанентамі рыхлага грунту з'яўляюцца сілікаты з вялікай прымешкай аксідаў жалеза, якія надаюць паверхні чырванаваты адценне.

Па выніках шматлікіх даследаванняў, выкананых касмічнымі апаратамі, ваганні элементнага складу друзлых адкладаў павярхоўнага пласта планеты не такія значныя, каб выказаць здагадку вялікая разнастайнасць мінеральнага складу горных парод, якія складаюць марсіянскай кару.

Устаноўленыя ў глебе сярэднія ўтрымання крэмнія (21%), жалеза (12,7%), магнію (5%), кальцыя (4%), алюмінія (3%), серы (3,1%), а таксама калія і хлору (<1%) паказвалі на тое, што аснову друзлых адкладаў паверхні складаюць прадукты разбурэння вывергнутых і вулканогенных парод асноўнага складу, блізкіх да базальт зямлі. Спачатку навукоўцы ўсумніліся ў істотнай Дыферэнцыраванне каменнай абалонкі планеты па мінеральным складзе, аднак праведзеныя ў рамках праекта Mars Exploration Rover (ЗША) даследаванні карэнных парод Марса прывялі да сенсацыйнай адкрыцця аналагаў зямных андезитов (парод сярэдняга складу).

Гэта адкрыццё, пацверджанае пазней шматлікімі знаходкамі аналагічных парод, дазволіла меркаваць аб тым, што Марс, як і Зямля, можа валодаць дыферэнцыраванай карой, чаму сьведчу істотныя ўтрымання алюмінія, крэмнія і калія.

На падставе вялікай колькасці здымкаў, выкананых касмічнымі апаратамі і дазволілі судзіць, з чаго складаецца паверхню Марса, акрамя вывергнутых і вулканогенных парод, на планеце відавочна прысутнасць вулканогенно-ападкавых парод і ападкавых адкладаў, якія пазнаюцца па характэрнай плитчатой паасобку і слоистости фрагментаў агаленне.

Характар слоистости парод можа сведчыць аб іх утварэнні ў морах і азёрах. Вобласці ападкавых парод зафіксаваныя ў шмат якіх месцах планеты і часцей за ўсё яны сустракаюцца ў шырокіх кратэрах.

Навукоўцы не выключаюць і "сухое" адукацыя ападкаў іх марсіянскай пылу з далейшай іх литификацией (Закамянеласць).

мярзлотна адукацыі

Асаблівае месца ў марфалогіі паверхні Марса займаюць мярзлотна адукацыі, большасць з якіх праявіліся на розных этапах геалагічнай гісторыі планеты ў выніку тэктанічных зрухаў і ўплыву экзагенных фактараў.

На падставе вывучэння вялікай колькасці касмічных здымкаў навукоўцы аднадушна прыйшлі да высновы, што ў фарміраванні аблічча Марса разам з вулканічнай актыўнасцю значная роля належыць вадзе. Вывяржэння вулканаў прыводзілі да распальвання ледзянога покрыва, што, у сваю чаргу, служыла развіццю воднай эрозіі, сляды якой бачныя і сёння.

Пра тое, што мерзлата на Марсе сфармавалася ўжо на самых ранніх этапах геалагічнай гісторыі планеты, сведчаць не толькі палярныя шапкі, але і спецыфічныя формы рэльефу, падобныя з ландшафтам ў зонах вечнай мерзлаты на Зямлі.

Вихреобразные адукацыі, якімі выглядаюць на касмічных здымках слаістай адклады ў палярных абласцях планеты, паблізу ўяўляюць сабой сістэму тэрас, ўступаў і дэпрэсій, якія ўтвараюць самыя разнастайныя формы.

Адклады палярных шапак магутнасцю ў некалькі кіламетраў складаюцца з слаёў углекислотного і воднага лёду, змешанага з глейкім і тонкоалевритовым матэрыялам.

З працэсам разбурэння крыягенных тоўшчаў звязаны правальна-просадочные формы рэльефу, характэрныя для экватарыяльнай зоны Марса.

Вада на Марсе

На большай частцы паверхні Марса вада не можа існаваць у вадкім стане з-за нізкага ціску, але ў некаторых раённых сумарнай плошчай каля 30% плошчы планеты спецыялісты НАСА дапускаюць наяўнасць вадкай вады.

Пэўна устаноўленыя ў цяперашні час запасы вады на Чырвонай планеце засяроджаны галоўным чынам у прыпаверхневыя пласце вечнай мерзлаты (криосфере) магутнасцю да шматлікіх сотняў метраў.

Навукоўцы не выключаюць існаванне рэліктавых азёр вадкай вады і пад тоўшчай палярных шапак. Зыходзячы з разліковага аб'ёму криолитосферы Марса, запасы вады (лёду) ацэньваюцца прыкладна ў 77 млн км³, а калі ўлічыць верагодны аб'ём адтала парод, гэтая лічба можа зменшыцца да 54 млн км³.

Акрамя таго, існуе меркаванне, што пад криолитосферой могуць знаходзіцца пласты з каласальнымі запасамі салёных вод.

Мноства фактаў кажа аб наяўнасці вады на паверхні планеты ў мінулым. Галоўнымі сведкамі выступаюць мінералы, адукацыя якіх мае на ўвазе ўдзел вады. У першую чаргу гэта гематыт, гліністыя мінералы і сульфаты.

марсіянскія аблокі

Агульная колькасць вады ў атмасферы "усушэння" планеты больш чым у 100 млн разоў менш, чым на Зямлі, і тым не менш паверхню Марса бывае пакрыта хай рэдкімі і несамавітымі, але сапраўднымі і нават блакітнаватымі аблокамі, праўда, якія складаюцца з ледзяной пылу. Воблачнасць фарміруецца ў шырокім дыяпазоне вышынь ад 10 да 100 км і засяроджваецца пераважна ў экватарыяльным поясе, рэдка паднімаючыся вышэй 30 км.

Ледзяныя туманы і аблокі распаўсюджаныя і паблізу палярных шапак зімой (палярная імгла), але тут яны могуць "апускацца" ніжэй за 10 км.

Аблокі магу афарбоўвацца ў бледны ружаватае колер, калі ледзяныя часцінкі змешваюцца з пылам, паднятай з паверхні.

Зафіксаваныя аблокі самых разнастайных формаў, у тым ліку хвалістыя, паласатыя і пёрыстыя.

Марсіянскі пейзаж з вышыні чалавечага росту

Упершыню ўбачыць, як выглядае паверхню Марса з вышыні рослага чалавека (2,1 м) дазволіла ўзброеная камерай "рука" марсахода curiosity ў 2012 годзе. Перад здзіўленым поглядам робата паўстала "пяшчаная", шчабністыя-гравелистая раўніна, усыпаная дробнымі камянямі, з рэдкімі плоскімі агаленнямі, магчыма, карэнных, вулканічных парод.

Маркотную і аднастайную карціну па адзін бок ажыўляла узгорыстая града абзы кратэра Гейла, а па другі - пологосклонная грамада горы Шарпа вышынёй 5,5 км, якая і з'яўлялася аб'ектам палявання касмічнага апарата.

Вызначаючы маршрут следавання па дне кратэра, аўтары праекту, відаць, і не падазравалі, што паверхню Марса, знятая марсахода Curiosity, будзе гэтак разнастайнай і неаднароднай, насуперак чаканню ўбачыць толькі маркотную і манатонную пустыню.

На шляху руху да гары Шарп робату давялося пераадольваць трэшчынаватасці, плитчатые плоскія паверхні, спадзістыя ступеністыя схілы вулканогенно-ападкавых (мяркуючы па слаістай тэкстуры на калі) парод, а таксама глыбовые развалы цёмных блакітных вулканитов з ячэістай паверхняй.

Апарат па ходзе абстрэльваў "названыя зверху" мэты (камяні) лазернымі імпульсамі і бурил маленькія свідравіны (да 7 см у глыбіню) для вывучэння рэчыўнага складу узораў. Аналіз атрыманага матэрыялу, акрамя утрыманняў породообразующих элементаў, характэрных для парод асноўнага саставу (базальтаў), паказаў наяўнасць злучэнняў серы, азоту, вугляроду, хлору, метану, вадароду і фосфару, гэта значыць "кампанентаў жыцця".

Акрамя таго, былі знойдзеныя гліністыя мінералы, адукаваныя ў прысутнасці вады з нейтральным паказчыкам кіслотнасці і невялікі канцэнтрацыяй соляў.

На падставе гэтых звестак у сукупнасці з раней атрыманай інфармацыяй навукоўцы схіліліся да высновы, што мільярды гадоў таму на паверхні Марса была вадкая вада, а шчыльнасць атмасферы значна вышэй сучаснай.

Ранішняя зорка Марса

З таго часу, як у траўні 2003 г. свет абляцеў здымак блакітнага паўмесяца Зямлі, зроблены касмічным апаратам Mars Global Surveyor з арбіты Чырвонай планеты на адлегласці 139 млн км, шматлікім уяўляецца, што менавіта так і выглядае Зямля з паверхні Марса.

Але на самой справе, наша планета глядзіцца адтуль прыблізна так, як мы бачым Венеру ў ранішнія і вячэрнія гадзіны, толькі святлівая ў буравата чарнаце марсіянскага неба адзінокая (калі не лічыць слаба адрозную Месяц) маленькая кропка трохі ярчэй Венеры.

Першы здымак Зямлі з паверхні быў выкананы ў перадсвітальны час з борта марсахода Spirit ў сакавіку 2004 года, а касмічнаму апарату Curiosity Зямля "пад руку з Месяцам" пазіравала ў 2012 г. і атрымалася яшчэ "больш прыгожым", чым у першы раз.