Ареогра́фія (від — «Марс» та — «пишу, малюю») — розділ планетології, що вивчає утвори на поверхні Марса. Поняття охоплює визначення меж та характеристик різноманітних регіонів планети Марс. Ареографія працює в першу чергу з тим, що на Землі окреслюється терміном фізична географія; тобто, з розподілом та розташуванням різних фізичних особливостей на поверхні Марса, а також їхнім картографічним відображенням.
Історія
Перші спостереження за планетою Марс проводилися з поверхні Землі за допомогою телескопів. Історію цих спостережень можна простежити за протистояннями Марса, коли планета розташована найближче до Землі, а тому її найкраще видно; такі протистояння повторюються з періодом 779,94 доби. Ще зручнішими для спостережень є великі протистояння, які настають кожні 15-17 років (у серпні-вересні), і відрізняються від звичайних протистоянь тим, що Марс у цей час перебуває близько до перигелію, а тому ближче до Землі, ніж у звичайних. Внаслідок досить значного ексцентриситету орбіти Марса (e≈0,1) відстань до нього у різних протистояннях може змінюватися від 56 до 101 млн км, тобто майже вдвічі.
У вересні 1877 року (перигелійне протистояння Марса настало 5 вересня) італійський астроном Джованні Скіапареллі опублікував першу деталізовану мапу Марса. На ній він зобразив багато об'єктів під назвою («канали»), які, як виявилося пізніше, були лише оптичними ілюзіями. Ці canali, на думку астронома, були довгими прямими лініями. Їм Скіапареллі надав назви відомих земних річок. Назва canali була помилково інтерпретована як власне «канали» — тобто штучні утворення, а така інтерпретація призвела до виникнення тривалої суперечки щодо марсіанських каналів.
Зважаючи на результати цих спостережень, дослідники досить довго вважали, що на Марсі наявні моря та рослинність. Ці міфи було остаточно розвіяно лише у 1960-х роках, коли перші космічні апарати відвідали Марс. Декілька карт Марса було створено на основі даних, отриманих під час цих місій, але повноцінні, надзвичайно деталізовані карти були створені лише після місії дослідницької станції Mars Global Surveyor, яку запустили 1996 року, і яка завершилася наприкінці 2006 р. Ці карти можна переглянути онлайн на сайті .
Зображення-карта Марса Зображення-карта планети Марс має вбудовані гіперпосилання для різних об'єктів, зображених на ній, на додачу до вказаних місць розташування марсоходів та посадкових модулів. Карта є інтерактивною — можна клацнути на одному з таких об'єктів або назві марсохода/посадкового модуля, аби перейти на відповідну сторінку про нього. Північ — вгорі; висота: червоний (вища), жовтий (нульова), синій (нижча).
Топографія
Дихотомія марсіанської топографії дивовижна: північні рівнини, вирівняні завдяки застиглим лавовим потокам, сильно контрастують із південними височинами, що рябіють западинами, розломами та кратерами, які утворилися в результаті стародавніх метеоритних ударів. Станом на початок 2024 року, на Марсі виявлено понад чверть мільйона ударних кратерів, понад 43000 з яких мають ширину понад 4,8 кмНа Марсі виявлено новий ударний кратер. 25.02.2024. Поверхню Марса, яку видно із Землі, прийнято ділити на два типи територій, що відрізняються між собою значенням альбедо. Світліші рівнини, вкриті пилом та піском, багатими на червонуваті оксиди заліза, колись давно вважалися марсіанськими «континентами», тому їм і дали такі назви як Arabia чи Amazonis (згодом від них пішли імена Arabia Terra — Аравійська земля — та Amazonis Planitia — Амазонська рівнина). Темні деталі вважалися морями, від чого й походять назви на кшталт Mare Erythraeum, Mare Sirenum та Aurorae Sinus. Найбільшою темною деталлю поверхні, яку видно з Землі, є Syrtis Major Planum.
Щитовий вулкан гори Олімп (Olympus Mons) височіє над навколишніми вулканічними рівнинами на 22 км, і є найвищою з-поміж відомих гір на всіх планетах. Він розташований у вулканічному регіоні Tharsis, який, на додачу, має ще й найбільшу в Сонячній системі систему каньйонів під назвою «Долини Марінера» («Valles Marineris»), довжина якої становить близько 4000 км, а глибина — 7 км. Марс також помережаний багатьма метеоритними кратерами. Найбільшими кратерами Марса (а також усієї Сонячної системи) є Північний полярний басейн та басейни рівнин Еллада (Hellas Planitia) й Утопія (Utopia Planitia).
Марс має дві постійні полярні льодовикові шапки. Північна шапка розташована на Північному плато (Planum Boreum), а південна — на Південному (Planum Australe).
Різниця між найвищою та найнижчою точками на Марсі становить близько 30 км (від вершини гори Олімп, висота якої дорівнює 21,2 км, до найнижчої точки на рівнині Еллади, яка перебуває на 8,2 км нижче від датума). Для порівняння, різниця між найвищою та найнижчою точками на Землі (Еверест та Маріанський жолоб) становить лише 19,7 км. У поєднанні із відмінним радіусом планети, все це означає, що Марс за формою є майже втричі «грубішим» за Землю.
Назви деталей поверхні Марса, як і інших небесних тіл, узгоджує Робоча група з номенклатури планетної системи () Міжнародного астрономічного союзу.
Нульова висота На Землі відлік висот ведуть від рівня моря. Оскільки на Марсі немає океанів і, відповідно, «рівня моря», для мапування поверхні потрібен інший рівень нульової висоти, або «датум». За нього прийнято ареоїд (марсіанський аналог геоїда) — еквіпотенціальну поверхню сили тяжіння, яка включає гравітаційну силу та відцентрову силу, пов'язану з обертанням планети. Втім, існує нескінченно багато таких поверхонь, вкладених одна в одну, і в різні часи відлік висот вели від двох різних ареоїдів.
Спочатку — з часів місії «Марінер-9» — рівень відліку висот для Марса визначався за атмосферним тиском (рівень сталого тиску за спокійної атмосфери збігається з еквіпотенціальною поверхнею сили тяжіння). Нульовою вважали висоту, де тиск становить 610 паскалів (6,1 мілібарів або 0,6 % від значення тиску на рівні моря на Землі). Це значення обрали з двох причин: воно близьке до середнього для поверхні Марса і до мінімального, за якого вода може існувати в рідкому стані ( тиск, на якому перебуває потрійна точка води). Вибір такого значення зовсім не означає, що на менших висотах рідка вода мусить існувати — це означає лише, що вона теоретично могла б там існувати, якби температура перевищила 0 °C (273,16 K, 32 °F). Прив'язка відліку висот до атмосферного тиску погана тим, що протягом року тиск змінюється через газообмін атмосфери з полярними шапками і цей рівень варіює на .
У 1999 році дані, отримані інструментом Mars Orbiter Laser Altimeter на супутнику Mars Global Surveyor, призвели до встановлення нового рівня відліку висот. За нього прийнято ареоїд із середнім екваторіальним радіусом , що з точністю до кількасот метрів дорівнює середньому екваторіальному радіусу планети. Новий рівень вищий за попередній: під час весняного рівнодення для північної півкулі він відповідає тиску і лежить на вище рівня . Відхилення цього ареоїда від еліпсоїда обертання сягає 2 км — зокрема, він підвищується в районі великих гір, що призводить до зменшення виміряної відносно нього їх висоти.
Іноді для Марса застосовують й інші рівні відліку висот: еліпсоїд з екваторіальним радіусом 3396,19 км та полярним — 3376,2 км, а також сфера радіусом . Марс — єдина планета, для якої існує глобальна модель рельєфу з точністю висоти порядку метра.
Нульовий меридіан Розташування марсіанського екватора визначається обертанням планети, натомість розташування нульового меридіана було вибране, як і для Землі, за довільною точкою поверхні. Німецькі астрономи Вільгельм Бер та Йоганн Генріх фон Медлер при створенні першого систематичного креслення деталей марсіанської поверхні у 1830—32 рр. обрали за точку відліку маленький об'єкт округлої форми. У 1877 році їхній вибір прийняв і застосував як точку нульового меридіана італійський астроном Джованні Скіапареллі, коли він розпочав роботу над своїми знаменитими картами Марса. Після того, як у 1972 році космічний апарат Марінер-9 забезпечив науковців значною кількістю знімків Марса, Мертон Дейвіс із RAND Corporation обрав на лінії Бера та Медлера невеликий кратер у Затоці Меридіана («Sinus Meridiani» або «Серединна затока»), з метою надати точніше територіальне визначення довготи 0,0° при створенні планетографічної мережі. Пізніше цей кратер отримав назву Ейрі-0.
Марсіанська дихотомія
Дослідники марсіанської топографії обов'язково звертають увагу на дихотомію між північною та південною півкулями планети. Більша частина північної півкулі є порівняно пласкою, з малою кількістю кратерів, і розташована нижче від загальноприйнятого рівня «нульової висоти». На відміну від північної півкулі, південна повниться горами та височинами, розташованими переважно значно вище цього рівня. Різниця середньої висоти поверхні півкуль становить 1—3 км. Межа між ними становить значний інтерес для геологів.
Однією із найбільш виразних особливостей тут є брижата земляGreeley, R. and J. Guest. 1987. Geological map of the eastern equatorial region of Mars, scale 1:15,000,000. U. S. Geol. Ser. Misc. Invest. Map I-802-B, Reston, Virginia. Цей тип рельєфу формується столовими горами, пагорбами та долинами із плоским дном, що мають стінки висотою в 1.5 км. Навколо багатьох столових гір та пагорбів видніються лопатеподібні осипові шлейфи, які, як було виявлено, є насправді льодовиками, захованими під шаром породиPlaut, J. et al. 2008. Radar Evidence for Ice in lobate debris aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars . Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf.
Іншими цікавими особливостями рельєфу є річкові долини та канали виливу, вирізьблені у поверхніWatters, T. et al. 2007. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars. Annual Review Earth Planet Science: 35. 621–652 Irwin III, R. et al. 2004. Sedimentary resurfacing and fretted terrain development along the crustal dichotomy boundary, Aeolis Mensae, Mars . Journal of Geophysical Research: 109. E09011. Tanaka, K. et al. 2003. Resurfacing history of the northern plains of Mars based on geologic mapping of Mars Global Surveyor data . Journal of Geophysical Research: 108. 8043. .
Площа північних низовин становить близько третини всієї поверхні Марса; цей низькоділ є порівняно пласким, із розкиданими подекуди метеоритними кратерами. Інші дві третини марсіанської поверхні займають південні височини. Різниця висоти між цими двома півкулями — неймовірна. З огляду на густоту метеоритних кратерів, науковці вважають, що південна півкуля є значно старшою за північні рівниниScott, D. and M. Carr. 1978. Geological map of Mars. U.S. Geol. Surv. Misc. Invest. Map I-803, Reston, Virginia. Значна частина сильно побитих кратерами південних височин походить ще з періоду важкого бомбардування Сонячної системи — з Нойської епохи.
З метою пояснити ці відмінності висловлювалися різноманітні гіпотези. Три з них, які вважаються найбільш близькими до істини, це: єдине надзвичайно масштабне зіткнення із космічним тілом, декілька менших зіткнень, а також ендогенні процеси, такі як конвекція мантії. Обидві гіпотези, які стосуються зіткнення з космічними тілами, зачіпають процеси, які могли відбуватися ще перед завершенням примордіального періоду бомбардування; а це свідчить про те, що дихотомія кори планети має коріння у ранній історії Марса.