Snímky planety Mars

Astronomové, kteří pozorují Mars, spatřili koncem dubna 1999 obrovitou cyklonu - bouři zuřící blízko severního pólu. Jejich snímek, pořízený Hubbleovým kosmickým teleskopem 27.dubna, je vidět vlevo, zatímco vpravo vložené záběry ukazují detailní pohled na bouři a okolí. V horní polovině snímku je vidět severní polární čepička, která svou velikostí odpovídá polovině léta na Marsu. Polární čepička je zřetelně menší než bouře pod ní. Podobně jako "spirální bouře" zaznamenané na Marsu před více jak 20 léty sondami Viking, i tato bouře byla charakterizována systémem vířících se jasných mračen vodního ledu místo typických marsovských prašných bouří. S příčným rozměrem asi 1 600 km a bezoblačným centrálním okem kolem 320 km je co do velikosti srovnatelná s cyklonami, které bývají na planetě Zemi v polárních oblastech. Oblast byla snímkována ještě jednou o několik hodin později, ale bouře už nebyla vidět.

Tento obrázek, získaný pomocí Hubbleova kosmického teleskopu, je nejlépe vydařený snímek pořízený ze Země, který lze překonat pouze detailními záběry pořízených kosmickou sondou hostující u planety. Obrázek byl pořízen 25.2. 1995, kdy byl Mars vzdálen přibližně 103 milionů kilometrů od Země.
Na severní polokouli bylo právě jaro a velké množství oxidu uhličitého zmrzlého kolem trvalé ledové čepičky vysublimovalo a čepička ztratila ze svého pevného jádra několik stovek kilometrů. Četnost bílých mraků naznačuje, že atmosféra je chladnější než bylo zjištěno návštěvou kosmické sondy v sedmdesátých letech. Ranní oblaka vystupují na západním (levém) okraji planety. Toto se děje přes noc, kdy teplota klesne a voda v  atmosféře zmrzne a vytvoří "ledové" mraky. Vysoko sahající (25 km nad okolním povrchem) sopka Ascraeus Mons se tyčí nad oblaky a ozdobuje západní okraj planety.

Tento obrázek byl pořízen pomocí Hubbleova kosmického teleskopu 25.2. 1995, kdy byl Mars vzdálen 103 milionů km od Země.
K překvapení vědců, Mars má více oblačnosti než se vidělo v předcházejících letech. To znamená, že planeta je chladnější a sušší, protože vodní páry v  atmosféře zmrzly a vytvořily ledové mraky. Hubble rozdělil povrch Marsu tahy s rozlišením překračující planetární sondy. A tak jsou vidět některé impaktní krátery a další oblasti přesahující 50 km; Tharsis, Valles Marineris a Syrtis Major.

Díky tomu, že se Mars otáčí kolem vlastní osy, je možné ze Země pozorovat většinu jeho povrchu. Během nedávného průchodu Země mezi Marsem a Sluncem byl Hubbleův kosmický teleskop schopen zachytit nejdetailnější časové sekvence snímků ze Země. Tmavý a světlý písek a štěrk vytváří neobvyklý skvrnitý vzhled rudé planety. Větry způsobují časovou změnu pískových struktur na povrchu Marsu. Na snímku nahoře jsou vidět severní polární čepička vytvořená z vodního a suchého ledu, mraky včetně neobvyklé cyklony a obrovské sopečné pozůstatky ze starých časů.

Tento snímek byl pořízen Hubbleovým kosmickým dalekohledem v době, kdy byl Mars v roce 2001 v opozici. Snímek má vůbec největší rozlišení, jaké kdy bylo pořízeno ze Země. Na Marsu jsou na pólech viditelné bílé ledové čepičky, hnědé a oranžové oblasti pokryté pískem a štěrkem a světle oranžové velké prachové bouře. Je vidět, jak z velkého impaktového kráteru Hellas "vytéká" zvláště velká prachová bouře. Snímky jako jsou tyto, umožňují astronomům pokračovat ve srovnávání počasí na Marsu a na Zemi.

Tyto čtyři obrázky zachytila kamera Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) na přelomu dubna/května 1999 v době opozice (největšího přiblížení k Zemi). Vzdálenost mezi planetami tehdy činila 87 miliónů kilometrů. Dalekohled pořídil čtyři záběry Marsu, které dohromady pokrývají celý povrch této planety. Na levém horním snímku (300° délky) se ve středu záběru nachází Valles Marineris (střed 300° délky). U severní čepičky je vidět obrovský cyklón. Na pravém horním snímku (200° délky) uvidíme vulkanickou oblast Tharsis. Ve středu levého spodního snímku (145° délky) je vidět druhá vulkanická oblast Elysium. A na pravém spodním snímku (90° délky) se naskýtá pohled na oblast Syrtis Major.

Voda, která vytvořila kanály do severní a jižní části kaňonu Valles Marineris, měla ohromnou erosivní sílu. Jedním z následků této koroze bylo vytvoření aerodynamických ostrůvků, kde voda narazila na překážky, které jí stály v cestě. Tento obrázek ukazuje dva aerodynamické ostrůvky, které se vytvořily tak, že se voda odváděla dvěmi krátery o průměru 8-10 km ležící blízko ústí Ares Vallis v Chryse Planitia. Voda tekla z jihu na sever (horní okraj obrázku). Výška stěny příkopu obklopující horní ostrůvek je 400 m, kdežto výška jižního ostrůvku je 600 m.

Tento obrázek ukazuje zvláštní typ dun, které byly nalezeny na severní straně obklopující oblast písečných přesypů. Na levé straně se nachází oblast příčných dun a vpravo tzv. "Barchan" duny s přechodnou zónou uprostřed. Příčné duny jsou orientovány kolmo k běžnému směru větru. Jsou dlouhé a přímočaré a často se spojují se svým sousedem pod malým úhlem (spojka vypadá jako Y). Tzv. "Barchan" duny jsou rostoucí násypy se závětrnými rohy. Tyto duny jsou velikostí srovnatelné s  dunami, které se nalézají na Zemi.

Jeden z objevů kosmické sondy Mariner 9 bylo to, že jižní čepička Marsu je utvořena z tenkých vrstvených desek ledu a usazenin. O čtyři roky později, 10.10. 2000, získala sonda Viking 2 obrázky severní polární čepičky. Viditelné vrstvení se vyskytuje jako důsledek usazování prachu při větrných bouřích nad polárními čepičkami. Čepičky podstupují klimatickým změnám a tím se rozpínají a smršťují. Vrstva prachové usazeniny je silnější v blízkosti pólů, kde vrstva ledu setrvává po delší dobu. Tloušťka usazeniny naznačuje, že vrstva byla vytvořena v průběhu cyklických klimatických změn trvajících déle než jeden rok. Zatímco z oblasti mizí ledová pokrývky, odkrývá vítr vrstvy příkopů a údolí.

Místní prachové bouře jsou častým jevem na Marsu. Mají sklon se objevovat v  oblastech z vysokým místopisem a/nebo vysokým teplotním gradientem (obvykle blízko polárních čepiček), kde může být povrchový vítr silnější. Tato bouře dosahuje plochy několik set kilometrů a je umístěna v blízkosti hranic jižní polární čepičky. Některé místní bouřky se stávají ještě silnější, některé zanikají.

Tento obrázek ukazuje část Candor Chasm v oblasti Valles Marineris. Jeho poloha je 289,1 stupňů délky a 6,6 stupňů severní šířky. Pohled do propasti je z jižní strany. Za vytvořením tohoto komplexu (Candor Chasm) stojí různé tektonické pochody, jako je vítr, mohutný odpad a možná voda nebo sopečná činnost.

Tento obrázek je mozaika Schiaparelliho polokoule Marsu. Střed tohoto snímku je blízko impaktního kráteru Schiaparelli, který má 450 km v  průměru. Tmavý pruh se světlými okraji, který se táhne z kráteru v  oblasti Oxie Palus (vlevo nahoře), je vyvolán erozí a/nebo nánosy pomocí větru. Jasně bílá oblast na jihu (hodně dole napravo) je pokryta zmrzlým oxidem uhličitým a jedná se o impaktovou pánev Hellas.

Tento obrázek je mozaika Valles Marineris. Střed obrázku ukazuje úplný systém kaňonu Valles Marineris, více než 3 000 km dlouhého a více než 8 km hlubokého, táhnoucího se od Noctis Labyrinthus, obloukovitě prohnutý systém chapadel na západě, do chaotického terénu na východě. Mnoho obrovských koryt řek začíná z chaotického terénu a z kaňonů v centru na severu a pokračují severně. Mnoho kanálů proudí do pánve nazývané Acidalia Planitia, což je tmavá oblast na severu. Tři Tharsis sopky (tmavě červené skvrny), každá vysoká okolo 17 km, jsou viditelné na západě. Velice starý terén je pokryt množstvím impaktních kráterů prostírající se na jih od Valles Marineris.

Tento obrázek (vycentrován na 4° jižní šířky a 284° délky) zobrazuje centrální oblast Valles Marineris včetně propastí Candor Chasm (vlevo dole), Ophir Chasm (vpravo dole) a Hebes Chasm (vpravo nahoře). Celý tento komplex mohl být jako jezero, pokud tomu tak bylo, je tato oblast velice zajímavá pro budoucí hledání zkamenělin živých organismů na Marsu. Růžovější nánosy v propasti Candor Chasm mohou být díky hydrotermální změně a dílo krystalických oxidů železa. Šířka obrázku je 231 km a sever je 47° pravotočivě od vrcholu.

Ačkoliv Valles Marineris vznikl jako tektonická struktura, může být měněn ostatními procesy. Tento obrázek ukazuje detailní záběr sesuvu půdy na severním stěně Valles Marineris. Tento sesuv půdy částečně odstranil okraj kráteru, který patřil náhorní plošině sousedící z Valles Marineris. Všimněte si, že lavina se naplavila napříč dnem Valles Marineris. Na stěně údolí můžeme spatřit pozoruhodné vrstvení. Tyto vrstvy mohou být oblasti s  odlišnými chemickými pochody nebo mechanickými vlivy probíhající v  kůře Marsu.

Tento obrázek nepřináší žádné nové poznatky, ale zajímavý jev na Marsu. Nazývá se "Bílé skály". Obrázek byl pořízen jako mozaika z šesti předloh získaných orbitální sondou Viking 1 ze dne 9.9. 1978. Bílý materiál je erodovaná výplň kráterů, ale přesný původ vzniku není dosud dostatečně vysvětlen. Bílé skály nemohou být vytvářeny pomocí stejných procesů jako na pólech, protože se prostírají v blízkosti rovníku (8 stupňů jižní šířky). Mohou být modifikovány prostřednictvím aeolské eroze, která se projevuje příčnými a podélnými erozivními pochody. Od budoucích misí bude požadováno hlubší pochopení tohoto procesu, který vytváří tyto záhadné útvary.

Na rozdíl od charakteru terénu, zobrazeného na předchozích dvou obrázcích, mnoho systémů na Marsu nenese důkaz katastrofálních záplav. Spíše ukazují obdobu drenážních systémů na Zemi, kde voda postupuje pomalu po dlouhou dobu. Tak jako na Zemi i zde se kanály spojují a vytváří větší kanály. Avšak tyto údolní sítě jsou méně vyvinuté než typické pozemské drenážní systémy a chybí zde marsovské příklady malých říček, napájejících větší údolí. Vzhledem k nepřítomnosti říček v marsovských údolních sítích se domníváme, že údolí byla utvářena spíše podzemní vodou než odtokem dešťové vody. Přestože se v současnosti na povrchu Marsu voda v kapalné fázi stabilně nevyskytuje, teoretické studie ukazují, že podzemní voda může formovat údolní sítě, pokud proudí pod ochranou vrstvou ledu. Protože je výskyt údolních sítí omezen na relativně staré oblasti Marsu, jejich přítomnost může indikovat, že Mars měl ve své rané historii teplejší a vlhčí podnebí.

Tento snímek konce kanálu Ravi Vallis ukazuje tři sta kilometrů dlouhý úsek kanálu. Stejně jako mnoho dalších kanálů, které ústí do severních plání Marsu, také Ravi Vallis začíná v oblasti zborceného a porušeného (chaotického) terénu starších vrchovin, pokrytých krátery. Struktury v těchto kanálech naznačují, že kanály byly vymlety rychle tekoucí vodou. Náhlý začátek kanálu bez patrných přítoků ukazuje, že voda vyvěrala pod velkým tlakem zpod vrstvy zmrzlé půdy. Jak voda vyvěrala a odtékala, povrch se hroutil a vznikaly zobrazené zlomy a propady. Na tomto obrázku jsou vidět tři oblasti zhrouceného materiálu, které spojuje kanál, jehož dno bylo vymleto tekoucí vodou. Proud v tomto kanálu tekl ze západu na východ (zleva doprava). Tento kanál se nakonec spojuje se systémem kanálů, které tečou na sever do Chryse Basin (Basin=pánev).

Přestože Valles Marineris vznikl jako gigantická zlomová linie, byl později měněn i jinými procesy. Na tomto snímku je vidět (9° j.š., 315° d.) jak sesuvem půdy v tomto kaňonu zmizela část okraje jakéhosi kráteru.

Jedním z míst na Marsu, kde by mohla být nalezena voda, jsou oblaka. Na snímku jsou viditelná pestrá vodní oblaka těsně po východu Slunce uvnitř a v okolí bludiště kaňonů známého jako Noctis Labyrinthus. Vědci však nevědí, jak tato oblaka vznikla a proč některá z nich uvnitř kaňonů uváznou. Jedno z  možných vysvětlení je, že voda, která občas v oblastech stínu kaňonů zkondenzuje, se následně vypaří do oblaků v okamžiku, kdy je vystavena rannímu Slunci. Voda, v jakékoliv formě, vyskytující se na povrchu Marsu může být důležitá k podpoře života a případnému budoucímu lidskému průzkumu. Tento snímek pořídila sonda Viking Orbiter 1, která navštívila Mars v roce 1976. Oblast na něm pokrytá má v průměru kolem 100 km.

Dne 4.července 1997 v 10:07 dopoledne pacifického letního času úspěšně přistála sonda Mars Parhinder, s využitím vlastních raket, padáku a airbagů. Devadesát minut před dosažením povrchu započal Pathfinder spoustu činností. Robotická sonda vypustila chladicí kapalinu, odpojila přeletový stupeň, při atmosférickém vstupu brzdila až 20G, rozvinula 7 m velký padák, odhodila tepelný štít, sklouzla dolů na 18 m dlouhé uzdě, zapálila brzdící rakety na pevné palivo, obalila se zámotkem airbagů, oddělila se od uzdy, dopadla na marťanský povrch, několikrát se odrazila (90 až 180 m mezi dopady), usadila se na povrchu, vypustila airbagy a ustavila se, to všechno za autonomní kontroly palubního počítače. Tento snímek je přenesený krátce po obnovení spojení Pathfinderu s operátory na Zemi. Sluncem poháněné, 60 cm dlouhé, 12 kg vážící robotické vozítko Mars Sojourner je vidět na rozložené sondě. Vzadu leží vypuštěné airbagy, kamenitý terén, vzdálené kopce a prašná hnědá marťanská obloha.

Tento ostrý barevný snímek zachycuje skálu Yogi, popojíždějící robot Sojourner a odhaluje dvoutónový povrch Yogi. Zdá se, že se Yogi naklání po převládajících větrech a může znamenat to, že jeho barevný kontrast může být způsoben akumulací rezavého barevného prachu na jeho návětrné straně.

Okamžitě po přistání na Marsu v roce 1997 pořídila hlavní stanice automatické sondy Mars Pathfinder rychlou prohlídku okolního prostředí. Toto panorama bylo nasnímáno dokonce ještě předtím, než byla kamera stanice Sagan Memorial Station vyzvednuta do její dva metry vysoké polohy. Jedinečná perspektiva v popředí zachycuje mnoho přístrojů sondy Mars Pathfinder včetně plochy pro určování osvětlení oblohy, komunikační antény, sluneční panely a dvě rampy vedoucí dolů k povrchu pro automatickou sondu Sojourner. Sojourner je vidět vpravo již na povrchu Marsu. Na povrchu jsou početné balvany a kopce, které mohly být lépe studovány. Mise Mars Pathfinder zpět odeslala 16 000 snímků a údajů, které přinesly mnoho objevů včetně důkazů o teplejších a vlhčích podmínkách na Marsu v minulosti. Po téměř třech měsících průzkumu povrchu Mars Pathfinder přestal komunikovat, pravděpodobně důsledkem vyčerpání baterií.

Uvnitř malého kráteru, který leží uvnitř většího kráteru Newton, vybíhá velké množství úzkých kanálů ke dnu kráteru. Obrázek představuje asi tříkilometrovou oblast. Tyto a další strouhy byly nalezeny na Marsu na nedávných snímcích s vysokým rozlišením pořízených sondou Mars Global Surveyor. Na Zemi vznikají podobné kanály působením tekoucí vody, ale na Marsu je normálně příliš chladno a atmosféra je pro kapalnou vodu příliš řídká. Mnoho vědců nyní předpokládá, že tekutá voda zde vytryskla z podzemí Marsu, vytvořila strouhy a shromáždila se u dna, kde zmrzla a odpařila se. Pokud tomu tak je, pak pod povrchem Marsu může i dnes existovat životodárný led a voda. Voda by mohla případně posloužit k podpoře výpravy lidí na Mars.

Tato jasně odrážející pole sněhu nebo ledu jsou na okrajích kráteru na severní polokouli Marsu. Jsou asi 500 metrů dlouhá a přetrvala přes osm měsíců jarního a letního počasí na rudé planetě. Snímek pořídila nedávno sonda Mars Globa Surveyor.

Nedávno odhalená řečiště na Marsu jsou vzácná. Mohou se ale ukázat místa, kde je i nyní přítomna podpovrchová tekutá voda. Tyto nečekané útvary jsou příliš malé na to, aby byly vidět předešlými družicemi Marsu. Jsou jen na 250-ti z více jak 20 tisíc snímků s vysokým rozlišením ze sondy Mars Global Surveyor. Dosud nalezená řečiště se nachází daleko od rovníku ve středních a vysokých šířkách (převážně jižních) a na svazích přivrácených k pólům. Jsou nečekaná, protože vědci mají přesvědčivé důkazy o tom, že se řečiště váží k  vodě z povrchových průsaků a k odtékající vodě. Řečiště jsou na jihu v  jižní stěně kráteru Noachis Terra v tři kilometry široké oblasti, jež je k  vidění na obrázku. Řečiště jsou nedotknutá krátery a překrývají jiné mladé povrchové útvary; musí být nevyhnutelně mladými. Budoucí sledování změn řečišť by mohlo ukázat, zda toky, díky nimž vznikly, jsou dnes ještě aktivní.

Projekce je v pravoúhlém souřadnicovém systému, který dovoluje zobrazit topografii od pólu k pólu. Stojí za povšimnutí ta skutečnost, že je celková podobnost ve výšce mezi severní a jižní polokoulí. Obrázek zdůrazňuje dvě významné oblasti Marsovo místopisu: provincie Tharsis a impaktovou pánev Hellas.

Na povrchu planety Mars se nachází největší sopka ve sluneční soustavě, Olympus Mons. Olympus Mons na Marsu je třikrát vyšší než největší hora na Zemi a má objem více jak padesátkrát větší než největší pozemská sopka. Kaldera na vrcholu je široká přes 70 kilometrů. Nízká gravitace a poměrně statická povrchová kůra na Marsu umožňují vznik tak velkých struktur jako je Olympus Mons. Okolí sopky je náhorní plošina jež dosahuje výšek až 10 kilometrů.

Bramborovitý Phobos pádí prostorem nad červenou planetou s dobou oběhu menší než 8 hodin. Jelikož je oběžná doba kratší než rotační perioda planety, tak pozorovatelé na Marsu vidí Phobos vycházet na západě a zapadat na východě, a dráhu od horizontu k horizontu překová během asi 5 1/2 hodiny. Tyto tři snímky ze sondy Mars Global Surveyor (MGS) zachycují oválný stín Phobosu uhánějící přes Xanthe Terra dne 26. srpna 1999. Zobrazená oblast měří napříč 250 km a zleva doprava je vidět červený, modrý a kombinovaný kompozitní pohled z širokoúhlé kamery MGS.

Tato mapa jižní polokoule Marsu vznikla s použitím dat z laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter). Přístroj MOLA, který je součástí sondy Mars Global Surveyor, zachytil laserový paprsek odražený od povrchu Marsu více jak dvě stě milion krát a tak vytvořil mnoho souborů podrobných výškových měření. Měření z MOLA bylo barevně zakódováno, takže například bílé oblasti vlevo jsou nejvyšší vyvýšeniny v jižní oblasti Tharsis a nikoliv zasněžené vrcholky. Tyto oblasti jsou více jak 6 kilometrů nad hypotetickou "hladinou moře" Marsu. Podobně temně modrá a purpurová místa nejsou vodní oceány, ale odpovídají nejnižším úrovním (více jak 4 kilometry pod "hladinou moře"), jak je vidět napravo v obřím impaktním údolí Hellas. Ve skutečnosti se voda v kapalném stavu na povrchu Marsu v současnosti nenachází, ale mohla tam být v minulosti.

Dne 29. srpna byla vyfotografována velká prachová bouře, které vznikla nad severní polární čepičkou Marsu. S pokročilým jarem na severní polokouli nejsou takové prachové bouře neobvyklé. Na snímku pořízeném sondou Mars Global Surveyor, která v současné době obíhá kolem Marsu, je viditelný bílý materiál zmrzlého oxidu uhličitého, jež pokrývá většinu nejsevernějších oblastí. Když začne severní polární čepička tát, vznikne teplotní rozdíl mezi chladnou, zamrzlou oblastí a nedávno roztátým povrchem, jehož výsledkem jsou vířivé větry mezi sousedními oblastmi. Na bouři je viditelný silný středový výtrysk, kolem 900 km dlouhý, který vytváří symetrické víry. Ačkoliv větry mohou dosáhnout rychlosti až 100 km/hod, řídká atmosféra Marsu obvykle činí takové bouře s menšími ničivými účinky než podobná bouřka na Zemi.

Lidská fantazie nezná mezí. Jistě si každý vzpomene na to, když přišla zpráva o  tom, že se na povrchu Marsu objevila lidská tvář a že je to práce mimozemské civilizace. Slavný skalní výběžek na Marsu, známý jako "Tvář na Marsu" se jeví být člověku celkem nepodobný. Stačí jasnější a podrobnější pohled - tak jak ukazuje tento snímek.

Na snímku se vyskytují neobvyklé kuželovité útvary, které lze nalézt na Marsu. Tyto malé kužely mají základny v průměru jen 100 metrů a vyskytují se poblíž sopek, jako je Olympus Mons. Poblíž kuželů jsou také suché kanály a erodované břehy. Na základě těchto indicií někteří vědci spekulují, že kužely vznikly zahříváním ledu ležícího pod povrchem lávou. Lávou zahřátý led se mohl odpařit a expandovat a vytvořit tak při unikání v chladnoucím toku lávy díry. Zajímavé je, že okolní sopky mohly vybuchnout zhruba před 10 milióny lety, což naznačuje, že zde v nedávné minulosti existoval led a proto tam může existovat i dnes.

Prachová bouře na Marsu může pokrývat skoro celou planetu. Když přišlo v červnu a červenci 2001 na jižní polokouli této planety jaro, začala řádit globální prachová bouře. Na snímku z 8. července 2001 se bouře roztahuje od jihu. Snímek pořídila automatická sonda Mars Global Surveyor, která nadále obíhá planetu. Na severu vlevo od tmavého gigantického vulkánu Ascraeus Mons je vidět menší prachová bouře. Rozlehlé prachové bouře se též vyskytují i na planetě Zemi.

Na jinak hladkém povrchu Marsu se objevují různé jámy, brázd a propadliny. Jedna z hypotéz, jak mohly tyto útvary vzniknut, je voda. Nedostatek kráterů na tomto místě ve středních šířkách ukazuje, že je terén z geologických měřítek celkem mladý, pouhých 100 000 let. Tehdy byl terén nasycen vodním ledem, ale led se brzy vypařil do řídké atmosféry Marsu. Zbytkem mohl být křehký písečný škraloup, který lze větrem rozbít do jam a brázd. Mezi důsledky této hypotézy patří, že i Marsův rovník prochází epochami relativního sucha a mokra a že bude možné při případných expedicí najít vodu (led) v celkem mírném klimatu poblíž Marsova rovníku. Na snímku je mladý rozbrázděný terén vykazující tok materiálu z  kopce dolů.

Na snímku je zachycen zajímavá oblast na povrchu Marsu. Spíše připomíná nějaké pozemské pobřeží, ale skutečně jde o formaci starých vrstvených hornin a navátého písku na Marsu. Tato oblast se nachází v kráteru Schiaparelli a zabírá území asi tři kilometry. Původ tvoření těchto podivných vrstev je zatím předmětem výzkumu. Přesto některé hypotézy hovoří o tekoucí vodě nebo navátém písku, kdy větry a písečné bouře struktury později vyhladily a erodovaly. Místa, které připomínají "vodu", jsou ve skutečnosti tmavě zbarvený písek. Snímek pořídila sonda Mars Global Surveyor.

Jižní pól Marsu je jasná oblast blízko středu jemně stínovaného barevného snímku. Snímek pořídila v září 2001 sonda Mars Global Surveyor (MGS) a ukazuje oblast obklopující 400 kilometrů širokou polární čepičku uprostřed jara na jižní polokouli. V tomto ročním období se ledová čepička, tvořená především vrstvami zmrzlého oxidu uhličitého (suchého ledu) a vody, začíná zmenšovat důsledkem sublimace ledu na páru. Ve spodní části snímku se rozpíná závoj mraků z ledových krystalků a mlhy a vpravo nahoře u noční strany planety je vidět tmavší, více rozmrzlá oblast. Bohatství údajů z MGS umožnilo sledovat změny rozsahu a hustoty ledové čepičky v čase. Vědci nyní také upozorňují na náznaky, že se ledová polární čepička navíc k sezónním změnám v průběhu minulých let zmenšovala, což je dramatický důkaz měnícího se klimatu. Zvýšené množství uvolňovaného oxidu uhličitého by mohlo postupně zvětšit atmosférický tlak na Marsu, jenž by se mohl během stovek či tisíců Marsových let zdvojnásobit.

Tento snímek zachycuje oblast Coprates Catena (15,1° j.š., 297,8° délky), jenž je součástí kaňonového systému Valles Marineris. Obrázek pokrývá oblast 10 x 12 km.

Na snímku můžeme spatřit dva menší kaňony v oblasti Valles Marineris, Tithonium a Ius Chasma (7,0° j.š., 274,2° délky). Obrázek má napříč asi 8 km.

Dne 7.dubna 2001 odstartovala z Cape Canaveral na Floridě kosmická sonda 2001 Mars Odyssey. Sonda se poté vydala na svou cestu ke vstupu na oběžnou dráhu kolem Marsu koncem října 2001. Na snímku je zobrazena raketa Delta II, která vynáší ze startovací rampy automatickou sondu umístěnou v kuželovitém vrcholu. Vložený snímek vlevo nahoře pořídila kamera namontovaná na straně rakety. Orbiter Odyssey bude mapovat výskyt chemických prvků a minerálů, pátrat po důkazech vody a měřit radiační prostředí Marsu. Tyto údaje pomohou NASA lépe stanovit, zda vůbec mohl vzniknout život na Marsu, povedou k lepšímu pochopení klimatu a geologie Marsu a umožní lepší plánování budoucí lidské expedice. Jméno kosmické sondy je poctou smyšlenému příběhu o kosmickém výzkumu v budoucnosti 2001: Vesmírná odysea, napsaného spisovatelem Arthurem C. Clarkem.

Prohlídka souhvězdí Střelce (Sagittarius) dalekohledem nabízí mnoho jasných hvězdokup a mlhovin z prostoru kolem galaktického středu. Tato barevná hloubková fotografie oblohy pohlíží na dva nádherné objekty z Messierova katalogu, který Charles Messier v 18. století pojmenoval jako M8 a M20. M20 (vlevo nahoře), mlhovina Trifid, nabízí výrazné kontrasty v červené a modré barvě a u tmavých prachových pásů. Hned dole vpravo se rozpíná červená záře mlhoviny Laguna, M8. Obě mlhoviny jsou vzdálené několik tisíc světelných let. Ovšem světlo, které dominuje úplně vpravo, je "místní" zdroj, planeta Mars. Rudá planeta právě prochází souhvězdím Střelce a je na tomto snímku silně přeexponovaná. Je vzdálená pouhé 4 světelné minuty. Její magnituda je zhruba -2,3 mag. Tuto fotografii pořídil fotograf Michael Cole dne 20. května 2001 v 3:00 hodin za jasné oblohy nad Camp Hancock v Oregonu v USA.