NASA выложила в сеть детальную карту Марса. Карта была создана путем склеивания 21000 отдельных снимков сделанных Odyssey’s Imaging System:

http://jmars.mars.asu.edu/maps/?layer=thm_dayir_100m_v11

Используя данную панораму поверхности планеты можно попытаться самостоятельно поискать следы существовавшей когда то на Марсе жизни.

Можно применять зумирование и сохранять выбранные с учётом зума изображения, например:
(данное изображение получено с выбранным режимом увеличения)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Тот же участок с зумом:

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Игра света и тени?

Кратер со следами удара вокруг:

 

Поскольку наклон экватора к плоскости орбиты значителен (25,2°), на планете существуют заметные сезонные изменения (смена времен года, как и на Земле). Причем, изучив полученные аппаратом “Mars Global Surveyor” изображения северной полярной шапки, выяснилось, что планетарная ось Марса испытывает периодические колебания, и орбита его тоже время от времени смещается, что, как и на Земле, может приводить к возникновению марсианских "ледниковых периодов". По оценкам учёных, возраст полярной шапки составляет "всего" пять миллионов лет. Именно тогда произошло последнее смещение по орбите, из-за которого начался последний ледниковый период.

Геологические данные, собранные всеми миссиями, позволяют предположить, что немалую часть поверхности Марса ранее покрывала вода.

Имеются свидетельства (сохранившиеся русла потоков - длинные ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие на высохшие русла земных рек, причем перепады высот отвечают направлению течений), а марсоходы Spirit и Opportunity доказали в 2004г что на Марсе было много воды.

Для Марса характерен резкий перепад температур до 70 градусов. Однако уже на небольшой глубине грунта, около 25 см, температура в течение суток и даже года меняется мало; в тропиках она близка к – 60 °С. В так называемых оазисах, в районах озера Феникс (плато Солнца) и земли Ноя перепад температур составляет от –53° C до +22° C летом и от –103° C до –43° C зимой. Температура на экваторе планеты колеблется от +30 °C в полдень до −80 °С в полночь. Вблизи полюсов температура иногда падает до −143 °С. «Викинг-2» зарегистрировал в 1979 году выпадение снега, пролежавшего несколько месяцев.


Нашёл с помощью панорамной карты Марса русло одной такой высохшей реки.
Последовательность фотографий (получил с помощью панорамной карты) - от истока к устью реки:

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Увеличим масштаб и посмотрим общую картину:

 

Видно что на пути русла крупный кратер. Попробуем посмотреть нет ли продолжения после:

Увеличим:

 

Вот оно настоящее устье реки.

Проверим как меняется рельеф поверхности от "суши" (восточнее) к "морю" (северо-западнее):
"Суша":

 

 

А теперь сравним с "морем":

 

 

Граница "суша"-"море":

 

Отлично видна разница. На "суше" большое количество кратеров, а на "море" они практически отсутствуют.
Первое, что можно предположить - это песок (или осадочная порода, дно бывшего моря) под действием ветров скрыл кратеры "моря". Следующее предположение, что моря исчезли совсем "недавно" и препятствовали образованию кратеров.
Какие будут ещё варианты?

 

Из словаря космических терминов:

(ФЕДЕРАЛЬНОГО КОСМИЧЕСКОГО АГЕНТСТВА (РФ)

Марс (планета):

атмосфера
Атмосфера Марса состоит из углекислого газа - 95,3 %, азота - 2,7 %, аргона - 1,6 %, кислорода - 0,13 %, угарного газа - 0,08%, остальное - это малые составляющие. При этом содержание водяного пара сильно колеблется и никогда не превышает 0,2%. Давление атмосферы у поверхности составляет 0,005-0,007 от давления земной атмосферы. Иногда в атмосфере Марса наблюдаются легкие, светлые облака.

великие противостояния
Великими называются противостояния (см. Конфигурация планет, противостояния), во время которых расстояния между Марсом и Землей оказывается минимальными. Они повторяются через 15-17 лет. Промежутки времени между противостояниями Марса и Земли составляют около 25 месяцев, но расстояния между ними в эти моменты оказываются раз от раза различными. Это связано с тем, что обе эти планеты движутся не по круговым, а по вложенным друг в друга эллиптическим орбитам. 

вода и лед
Вода не может долго существовать на поверхности Марса в жидком состоянии. При столь низком атмосферном давлении она немедленно начнет кипеть и испаряться либо замерзнет, если окажется в зоне низких температур. 
Некоторое количество водяного пара, испытывающее сильные суточные (см. Сутки) и сезонные колебания, присутствует в его атмосфере. Весь этот пар, осажденный из атмосферы на поверхность в виде жидкой воды, дал бы ее слой, распределенный по всей планете, толщиной всего в один микрон. Для сравнения, толщина слоя осажденной из атмосферы Земли воды составила бы на ее поверхности несколько сантиметров, а глубина мирового океана, распределенного по всей поверхности совершенно сглаженного земного шара (см. Геоид), равнялась бы 2450 метров. Полярные шапки   состоят из смеси замерзшего углекислого газа и водяного льда, но оценить количество в них водяного льда достаточно сложно. 
Обнаруженные на Марсе русла высохших рек   указывают на то, что раньше жидкой воды на его поверхности было, возможно, достаточно много. Сейчас она содержится в вечной мерзлоте и, возможно, в водоносных пластах под поверхностью планеты. В самом верхнем слое марсианского грунта, толщиной 2 – 3 метра, вечная мерзлота уже обнаружена, но количество замороженной в ней воды не превышает запаса воды в Ладожском озере. Вероятно, основная ее масса находится глубже. 
Причина такого резкого изменения климата, при котором с поверхности Марса исчезла жидкая вода, пока неизвестна. 

жизнь
Примитивные формы земной жизни вполне могли бы существовать на Марсе. Однако все биологические эксперименты на его поверхности, поставленные с помощью космических аппаратов для поисков марсианской жизни, дали отрицательный результат. Вывод о наличии жизни на Марсе был сформулирован следующим образом: “Жизни, подобной земной, на поверхности Марса не обнаружено”.

Однако здесь следует обратить внимание на отдельные части этой формулировки: “подобной земной” - т. е. белковой жизни, правда, не ясно, как искать совершенно незнакомую нам небелковую жизнь; “на поверхности Марса” - не означает, что ее нет под поверхностью; “не обнаружено” - не значит, что ее нет.
 
магнитное поле
В настоящее время Марс не имеет магнитосферы. Однако в некоторых регионах планеты существуют локальные магнитные (см. Поле физическое, электромагнитное) поля. Их напряженности иногда превышают напряженность земного магнитного поля в десятки раз. Вероятно это остатки глобального магнитного поля, существовавшего на Марсе ранее. 

поверхность
Поверхность планеты почти всегда хорошо видна сквозь ее слабую и почти всегда прозрачную атмосферу. При наблюдениях в телескоп с Земли поверхности Марса на ней были обнаружены некоторые детали. Светлые области, занимающие 2/3 площади поверхности, и темные области, покрывающие 1/3 площади поверхности, которые были названы, как и на Луне, материками и морями соответственно. С Земли хорошо различаются полярные шапки  . Неоднократно сообщалось, что на поверхности Марса существуют каналы, соединяющие моря. 
В результате проведения с помощью космических аппаратов полного картографирования поверхности Марса выяснилось, что она очень разнообразна. 
Поверхность планеты почти повсеместно покрыта множеством ударных кратеров, подобных лунным. Их более 6000 с диаметрами более 20 километров и около 180 с диаметрами более 100 километров. 
На поверхности Марса расположены горные системы, хребты, плато, плоскогорья и комплексы пересекающихся долин. Она изрезана сухими руслами высохших рек   и потоков. Среди находящихся там нескольких гигантских потухших вулканов выделяется самый большой вулкан в Солнечной системе, названный “Олимпус монс” - гора Олимп. Его высота 25 километров над уровнем окружающей местности, а поперечники - 600 километров у основания и 65 километров у вершины. Для сравнения: высота Эвереста - 8,848 километров над уровнем моря (см. Геоид), а высота потухшего вулкана Мауна-Кеа на острове Гавайи - 9,1 километра над уровнем океанского дна и 4,2 километра над поверхностью океана. 
Поверхность планеты рассечена долиной “Маринера”, имеющей длину около 3000 километров, ширину до нескольких десятков километров и глубину от 2 до 6 километров. Для сравнения: длина русла Волги - 3530 километров, а Дуная - 2850 километров. Если учесть, что длина земного экватора достигает 40000 километров, а длина марсианского экватора всего 21165 километров, то для этой планеты долина “Маринера” - очень крупное образование. 
Как показали исследования, проведенные как с орбитальных, так и со спускаемых космических аппаратов, грунт планеты представляет собой мелкораздробленный материал, подобный реголиту. На нем находится достаточно много, больше, чем на лунной поверхности, камней разных размеров. Как выяснилось, красно-бурый цвет поверхности объясняется присутствием в ее составе лимонита или, другими словами, ржавчины - Fe2O3. 
На поверхности обнаружены районы с сильными магнитными полями (см. Поле физическое, электромагнитное) с напряженностями порядка 0,2-0,3 гаусса, то есть сравнимыми по величине с напряженностью земного магнитного поля. Они представляют собой полосы, простирающиеся с запада на восток. Их ширина с севера на юг достигает 1000 км.

полярные шапки
Марс - единственная планета, кроме Земли, на поверхности которой обнаружены полярные шапки. Они состоят из смеси замерзшего углекислого газа и водяного льда, причем каждая из шапок состоит из постоянной - никогда не исчезающей - и переменной - сезонной частей. 

 

Переменные части шапок состоят из выпадающей в зимний период на поверхности, замерзшей углекислоты. Толщина этого слоя не превышает долей метра, но зато он покрывает очень большую часть зимнего полушария и доходит до широты 50⁰, а иногда даже и дальше. При наступлении весны углекислота испаряется, а в это время в другом полушарии, где наступает осень, идет вымерзание атмосферного углекислого газа и образование другой сезонной полярной шапки. 
Постоянные части шапок состоят из замерзшей воды. Их толщина, по разным оценкам, составляет от 300 метров до нескольких километров. В некоторых местах они разрезаны глубокими ледяными каньонами. Постоянная часть южной шапки имеет диаметр около 300 километров, а северной - около 1000 километров. Эта разница вызвана тем, что Марс вращается по достаточно вытянутой орбите и северное лето приходится на афелий, а южное - на перигелий, т. е. северная шапка разрушается медленнее, чем южная. 
Неопределенность в оценке толщины постоянных частей шапок вместе с полным отсутствием информации о подповерхностных запасах водяного льда или жидкой воды не позволяет сделать уверенные выводы о прошлой эволюции планеты Марс.

пылевые бури
Пылевые бури часто наблюдаются на Марсе в виде локальных желтых облаков. Однако, иногда происходит так, что буря охватывает всю поверхность планеты. Процесс ее развития занимает всего 5-15 суток, и при этом граница охваченной бурей зоны перемещается со скоростью 10-15 м/с. Такие глобальные события наблюдались в 1922, 1956 и 1971 годах и продолжались несколько месяцев. Как выяснилось теперь, глобальные пылевые бури случаются гораздо чаще. Редкие же их регистрации объясняются наблюдательной селекцией, связанной с несовершенством существовавших средств наблюдений. На самом деле начало развития такой бури обычно совпадает со временем прохождения планетой перигелия, когда инсоляция планеты максимальна, а это происходит через каждые 1,88 земного года. 
Раз в 15–17 лет на эти же моменты приходятся и великие противостояния (см. здесь) Земли и Марса. Таким образом, в наиболее удобные периоды для наблюдений этой планеты с Земли она оказывается окутана непроницаемыми пылевыми облаками. 

русла высохших рек и потоков
Русла рек и следы жидких потоков присутствуют на поверхности планеты в большом количестве. Это свидетельствует о том, что ранее на поверхности Марса существовали температурные и атмосферные условия для длительного существования жидкой воды. Теперь эта вода, вероятнее всего, в том или ином виде содержится под поверхностью планеты. 
Однако существует гипотеза о том, что жидкая вода никогда не существовала на поверхности длительное время, а промоины возникли из-за ее кратковременных прорывов из-под поверхности. Этот процесс образования следов потоков подобен механизму образованию земных оврагов. Если в существующих сейчас на Марсе условиях в каком-то месте его поверхности произойдет кратковременный выброс воды, то она очень быстро частью испарится, а частью уйдет в грунт. После этого останется короткий след потока в виде промоины. Поток воды от второго выброса, скорее всего, устремится по готовой промоине и углубит ее. Каждый предыдущий прорыв воды подготавливает условия для ее следующего выброса в непосредственной близости к тому же месту, и русло удлиняется в сторону своего все время перемещающегося истока.
Решение в пользу той или другой гипотезы можно было бы принять, произведя точные измерения высоты берегов русел высохших рек или их участков, направленных вдоль меридианов. В случае, если эти русла были проложены свободно текущей водой, один из берегов должен быть подмыт и возвышаться над другим из-за вращения планеты, как и на поверхности Земли.

спутники
Фобос - Phobos (13,3*11,1*9,1 км) и Деймос - Deimos (7,5*6,1*5,5 км), открытые 1877 году, имеют неправильную форму и, возможно, являются захваченными Марсом астероидами. Периоды их обращения 7 час. 39 мин. и 30 час. 18 мин., а радиусы их орбит 3,6 и 7,8 радиусов Марса соответственно. В связи с тем, что период обращения Фобоса много короче марсианских суток, он, обгоняя собственное вращение планеты, восходит на марсианском небосводе на западе, заходит на востоке и успевает пройти через весь марсианский небосвод три раза в сутки. Поверхности этих спутников покрыты метеоритными кратерами с такой же плотностью, как поверхность лунных материков, что говорит об их одинаковом возрасте - 3,5 млрд. лет. Кроме кратеров на Фобосе обнаружены почти прямые борозды шириной около 100 м, происхождение которых представляется в высшей степени загадочным. Деймос имеет более правильную форму, чем Фобос. На его поверхности несколько меньше кратеров, что может объясняться тем, что выбросы из одних кратеров засыпали другие. 

строение
Предполагается, что у Марса более мощная, чем на Земле кора - толщиной около 100 километров. Силикатная мантия толщиной несколько сотен километров окутывает небольшое ядро с температурой около 13000 К, которое имеет массу около 5-9 % от общей массы планеты. 

условия видимости на небе 
Марс относится к семи перемещающимся по небу небесным светилам, видимым невооруженным глазом (см. Приемник излучения, глаз). См. также Планеты. Визуальная звездная величина этой планеты на небе варьируется со временем от минус 2,8 до плюс 1,8. Размер ее диска изменяется от 25,1 до 3,5 угловых секунд. 
Марс - внешняя планета и может наблюдаться в определенные периоды времени всю ночь достаточно высоко над горизонтом.
В небольшой телескоп можно различить темные и светлые детали его поверхности и полярные шапки. 

физические параметры
Масса: 0,107 массы Земли; экваториальный диаметр: 0,53 диаметра Земли; плотность: 3,95 г/см³; скорость убегания (см. Космическая скорость вторая): 5,02 км/с; средняя по планете температура поверхности: минус 63⁰ С, на полюсах минус 140⁰-160⁰ С, днем на экваторе максимум плюс 20⁰ С; период вращения вокруг оси: 24,6229 часа; направление суточного (см. Сутки) вращения по отношению к орбитальному - прямое; среднее расстояние от Солнца: 1,5237 астрономических единиц; количество приходящей солнечной энергии составляет 0,43 от падающей на Землю; период обращения вокруг Солнца: 687 земных суток.