火星観測の歴史

火星観測の歴史は、火星の観測の記録された歴史についてです。火星の観測に関する初期の記録のいくつかは、紀元前2千年紀の古代エジプトの天文学者の時代にまで遡ります。火星の運動に関する中国の記録は、周王朝の建国（紀元前1045年）以前に現れました。火星の位置の詳細な観測は、惑星の将来の位置を予測するための算術技術を開発したバビロニアの天文学者によって行われました。古代ギリシャの哲学者とヘレニズム時代の天文学者は、惑星の運動を説明するために地動説モデルを開発しました。火星の角直径の測定値は、古代ギリシャとインドの文献に見ることができます。16世紀には、ニコラウス・コペルニクスが太陽系の太陽中心モデルを提唱し、惑星は太陽の周りを円軌道で回っています。これはヨハネス・ケプラーによって改訂され、観測データにより正確に適合する火星の 楕円軌道が導き出されました。

火星の最初の望遠鏡による観測は、1610年にガリレオ・ガリレイによって行われた。1世紀も経たないうちに、天文学者たちは火星のアルベドの特徴を、暗いシルティス・マジョール平原や極地の氷冠など、はっきりと見ることができることを発見した。彼らは火星の自転周期と軸の傾きを判定することができた。これらの観測は主に、火星が太陽と対向していた期間、つまり火星が地球に最も接近した期間に行われた。19世紀初頭に開発されたより高性能の望遠鏡によって、火星の恒久的なアルベドの特徴を詳細に地図化できるようになった。火星の最初の大まかな地図は1840年に出版され、1877年以降はより精緻な地図が続いた。天文学者たちが火星の大気中に水の分光学的特徴を検出したと誤って考えたことから、火星に生命が存在するという考えが一般の人々の間で広まった。パーシバル・ローウェルは火星に人工運河のネットワークが見えると信じていた。^{[1]これらの線状の特徴は後に}目の錯覚であることが判明し、大気は地球のような環境を維持するには薄すぎることが判明しました。

火星の黄色い雲は1870年代から観測されており、ウジェーヌ・M・アントニアディは、これは風で運ばれた砂か塵ではないかと示唆した。1920年代には、火星の表面温度の範囲が測定され、−85〜7 °C（−121〜45 °F）であった。火星の大気は乾燥しており、微量の酸素と水しか存在しないことがわかった。1947年、ジェラルド・カイパーは、火星の薄い大気に大量の二酸化炭素が含まれていることを示しており、その量は地球の大気の約2倍である。火星のアルベド特性に関する最初の標準命名法は、1960年に国際天文学連合によって採用された。1960年代以降、複数のロボット宇宙船が火星の軌道上および表面から探査するために送られている。火星は、広範囲の電磁スペクトルにわたって地上および宇宙に設置された機器によって観測され続けています。火星起源の隕石が地球上で発見されたことで、火星の化学的条件を実験室で調べることが可能になりました。

火星が夜空をさまよう物体として存在することは、古代エジプトの天文学者によって記録されている。紀元前2千年紀までには、彼らは火星が通常の進行方向とは反対方向に空を横切って動いているように見える、見かけ上の逆行運動に精通していた。 ^[2]火星はセティ1世の墓の天井、ラメセウムの天井、^[3]およびセネンムトの星図に描かれている。最後の星図は、惑星の位置に基づいて紀元前1534年のものとされ、知られている中で最も古い星図である。^[2]

新バビロニア帝国の時代までに、バビロニアの天文学者は惑星の位置と動きを体系的に観測していた。例えば火星の場合、79年ごとに37回の朔望周期、つまり黄道帯を42周することを彼らは知っていた。バビロニア人は惑星の予測位置に小さな修正を加えるための算術的方法を発明した。この技術は主に、火星が地平線から昇る時間などの時間測定から派生したものであり、あまり正確に知られていない天球上の惑星の位置から派生​​したものではない。^{[4] [5]}

火星の出現と動きに関する中国の記録は周王朝の建国（紀元前1045年）以前に現れ、秦王朝（紀元前221年）までに天文学者は火星を含む惑星の合の詳細な記録を保持していました。金星による火星の掩蔽は西暦368年、375年、405年に記録されました。^{[6]惑星の軌道の周期と動きは}唐王朝（西暦618年）の間に詳細に知られていました。^{[7] [8] [9]}

古代ギリシャの初期の天文学は、メソポタミア文化から伝わった知識の影響を受けていた。そのため、バビロニア人は火星を戦争と疫病の神ネルガルと関連づけ、ギリシャ人は火星を戦争の神アレスと関連づけた。^[10]この時期、惑星の運行はギリシャ人にとってあまり関心の対象ではなく、ヘシオドスの『天文学』（紀元前650年頃）にも惑星については全く触れられていない。^[11]

ギリシア人は、背景の星々に対して動く7つの天体を指すのに「プラネートン」という言葉を使い、これらの天体は地球の周りを動くという地動説を持っていた。ギリシアの哲学者プラトンは著書『国家』（X.616E–617B）の中で、ギリシア天文学の伝統における惑星の順序を定義した最古の記述を残している。彼のリストは、地球から最も近いものから最も遠いものの順に、月、太陽、金星、水星、火星、木星、土星、恒星となっている。対話篇『ティマイオス』の中で、プラトンはこれらの天体が空を移動する速度は距離に依存し、最も遠い天体ほど遅く動くと提唱した。^[12]

プラトンの弟子アリストテレスは、紀元前357年5月4日に月による火星の掩蔽を観測した。 ^[13]このことから彼は、火星は月よりも地球から遠い位置にあるに違いないと結論付けた。彼は、他の恒星や惑星の掩蔽がエジプト人やバビロニア人によって観測されていたことに気づいた。^{[14] [15] [16]}アリストテレスは、この観測証拠を用いて、ギリシャの惑星の順序付けを裏付けた。^[17]彼の著作『天球論』では、太陽、月、惑星が一定の距離で地球の周りを回る宇宙モデルを提示した。より洗練された地動説モデルは、ギリシャの天文学者ヒッパルコスによって展開され、彼は火星が周転円と呼ばれる円軌道に沿って移動し、周転円がさらに大きな円である従円に沿って地球の周りを回ると提唱した。^{[18] [19]}

紀元2世紀のローマ帝国エジプトでは、クラウディオス・プトレマイオス（プトレマイオス）が火星の軌道運動の問題に取り組もうとした。火星の観測により、火星は軌道の片側がもう片側よりも40%速く動いているように見え、アリストテレスの等速運動モデルと矛盾していることがわかった。プトレマイオスは、惑星が等速で回転する円軌道の中心からオフセットした点を追加することで、惑星運動モデルを修正した。彼は、惑星の順序を、距離が増加する順に、月、水星、金星、太陽、火星、木星、土星、恒星とすることを提案した。^[20]プトレマイオスのモデルと天文学に関する彼の総合的な研究は、多巻のコレクションであるアルマゲストに発表され、これはその後14世紀にわたって西洋天文学の権威ある論文となった。^[19]

1543年、ニコラウス・コペルニクスは著書『天球回転論』で太陽中心説を提唱した。このアプローチは、地球が太陽の周りを金星と火星の円軌道の間を回る軌道をとるとしている。彼のモデルは、火星、木星、土星が逆行運動の最中に太陽の反対側にある理由をうまく説明した。コペルニクスは、太陽の周りの軌道周期のみに基づいて、惑星を太陽中心説の正しい順序に分類することができた。^[21]彼の理論は、特にドイツの天文学者エラスムス・ラインホルトが1551年にコペルニクスのモデルを使用して計算したプルテニクス表を出版した後、徐々にヨーロッパの天文学者の間で受け入れられるようになった。^[22]

1590年10月13日、ドイツの天文学者ミヒャエル・メーストリンが金星による火星の掩蔽を観測した。 ^[23]彼の教え子のヨハネス・ケプラーはすぐにコペルニクスの体系の信奉者となった。教育を終えたケプラーはデンマークの貴族で天文学者のティコ・ブラーエの助手となった。ティコの詳細な火星観測を閲覧することを許可されたケプラーは、プルテニウス表に代わるものを数学的に組み立てる作業に取り掛かった。コペルニクスの要求どおりに火星の動きを円軌道に当てはめることに何度も失敗した後、彼は軌道が楕円で太陽が焦点の1つにあると仮定することでティコの観測と一致させることに成功した。彼のモデルはケプラーの惑星運動の法則の基礎となり、 1615年から1621年にかけてケプラーが著した『コペルニクス天文学総覧』に収録された。 ^[24]

火星に 最も接近した時の角度の大きさは25秒角（度の単位）で、これは肉眼で見るには小さすぎる。そのため、望遠鏡が発明される前は、火星の赤い色合いと空の位置以外は何もわかっていなかった。^[25]イタリアの科学者ガリレオ・ガリレイは、天文観測に望遠鏡を使用した最初の人物として知られている。彼の記録によると、彼は1610年9月に望遠鏡で火星の観測を開始した。^[26]この機器は火星の表面の詳細を表示するにはあまりに原始的であったため、^[27]彼は火星が金星や月のように部分的に暗い段階を示すかどうかを確認することを目標に設定した。成功するかどうかは不確かであったが、12月までに火星の角度の大きさが縮小していることに気づいた。^[26]ポーランドの天文学者ヨハネス・ヘヴェリウスは1645年に火星の段階の観測に成功した。^[28]

1644年、イタリアのイエズス会士ダニエロ・バルトリは火星に2つの暗い斑点を見たと報告した。火星が地球に最も接近した1651年、1653年、1655年の衝の間に、イタリアの天文学者ジョヴァンニ・バッティスタ・リッチョーリとその弟子フランチェスコ・マリア・グリマルディは火星に反射率の異なる斑点があるのに気づいた。 ^[27]地形の特徴を表示した火星の地図を最初に描いたのはオランダの天文学者クリスティアーン・ホイヘンスである。1659年11月28日、彼は現在シルティス・マジョール平原として知られる独特の暗い領域と、おそらく極地の氷冠の1つを示す火星の図を作成した。^[29]同年、彼は火星の自転周期の測定に成功し、約24時間であると明らかにした。^[28]彼は火星の直径を大まかに推定し、地球の約60％であると推測したが、これは現代の53％という値とよく一致する。^[30]火星の南極の氷冠について最初に明確に言及したのは、おそらく1666年のイタリアの天文学者ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによるものである。同年、彼は火星の表面の模様を観察した結果、火星の自転周期が24^時間40^分であると判定した。これは現在受け入れられている値との差は3分未満である。1672年、ホイヘンスは北極にぼんやりとした白い氷冠があるのに気づいた。^[31]

カッシーニは1671年にパリ天文台の初代所長に就任した後、太陽系の物理的規模の問題に取り組んだ。惑星の軌道の相対的な大きさはケプラーの第三法則からわかっていたため、必要なのは惑星の軌道の実際の大きさであった。この目的のために、地球上のさまざまな地点から背景の星に対する火星の位置を測定し、それによって惑星の日周視差を測定した。この年、惑星は軌道上で太陽に最も近づく地点（近日点衝）を通過しており、地球への特に近い接近となった。カッシーニとジャン・ピカールはパリから火星の位置を決定し、フランスの天文学者ジャン・リシェは南米カイエンヌから測定を行った。これらの観測は機器の品質によって妨げられたが、カッシーニによって計算された視差は正しい値の10%以内であった。^{[32] [33]}イギリスの天文学者ジョン・フラムスティードも同様の測定を試み、同様の結果を得た。^[34]

1704年、イタリアの天文学者ジャック・フィリップ・マラルディは「南極冠の体系的な研究を行い、惑星が自転するにつれて南極冠が変化するのを観察した」。これは、南極冠が極の中心に位置していないことを示している。彼は、南極冠の大きさが時間とともに変化するのを観察した。^{[27] [35]}ドイツ生まれのイギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェル卿は、1777年に火星の観測を開始し、特に極冠の観測に力を入れた。1781年、彼は南極冠が「非常に大きく」見えることに気付き、これはその極が過去12か月間暗闇にあったためであるとした。1784年までに、南極冠ははるかに小さく見えるようになり、南極冠は惑星の季節に応じて変化し、したがって氷でできていることが示唆された。 1781年、彼は火星の自転周期を24^時間39^分21.67^秒と推定し、軌道面に対する火星の極の軸の傾きを28.5度と測定した。彼は火星には「相当な量の、しかし中程度の大気があり、そのため火星の住民はおそらく多くの点で地球と似た状況を楽しんでいる」と指摘した。 ^{[35] [36] [37] [38]} 1796年から1809年の間に、フランスの天文学者オノレ・フラウジェルグは火星の暗さに気づき、表面が「黄土色のベール」で覆われていることを示唆した。これは火星の黄色い雲や嵐に関する最も古い報告である可能性がある。^{[39] [40]}

19世紀初頭、望遠鏡の光学系のサイズと品質の改善により、観測能力が大幅に向上しました。これらの改善の中で最も注目すべきは、ドイツの光学技師ジョセフ・フォン・フラウンホーファーによる2成分色消しレンズで、これは基本的にコマ（画像の外縁を歪める光学効果）を排除しました。1812年までに、フラウンホーファーは直径190 mm（7.5インチ）の色消し対物レンズの開発に成功しました。この主レンズのサイズは、屈折望遠鏡の集光能力と解像度を決定する主な要因です。^{[41] [42]} 1830年の火星の衝の際、ドイツの天文学者ヨハン・ハインリヒ・メードラーとヴィルヘルム・ベーアは、95 mm（3.7インチ）のフラウンホーファー屈折望遠鏡を使用して、火星の広範な研究を開始しました。彼らは、赤道の南8度に位置する地形を基準点として選びました。 （これは後に子午線洞と名付けられ、火星の子午線0度目となった。）彼らは観測中に、火星の表面の特徴のほとんどが恒久的であることを確立し、より正確には火星の自転周期を決定した。1840年、メードラーは10年間の観測をまとめて火星の最初の地図を描いた。ビールとメードラーはさまざまな模様に名前を付けるのではなく、単に文字でそれらを指定した。したがって、子午線湾（子午線洞）は特徴「a」であった。^{[28] [42] [43]}

1858年の火星衝の際、バチカン天文台で働いていたイタリアの天文学者アンジェロ・セッキは、大きな青い三角形の特徴に気づき、「青いサソリ」と名付けた。この同じ季節的な雲のような形は、1862年にイギリスの天文学者J・ノーマン・ロッカーによって見られ、他の観測者によっても見られた。^[44] 1862年の衝の際、オランダの天文学者フレデリック・カイザーは火星の絵を描いた。彼は自分の絵をホイヘンスやイギリスの自然哲学者ロバート・フックの絵と比較することで、火星の自転周期をさらに精緻化することができた。彼の24^時間37^分22.6^秒という値は、10分の1秒以内の精度である。^{[42] [45]}

セッキ神父は1863年に火星の最初のカラーイラストを制作した。彼は特徴的な地形に有名な探検家の名前を使った。1869年に彼は火星の表面に2本の暗い線状の地形を観察し、それを「チャネル」や「溝」を意味するイタリア語で「カナリ」と呼んだ。^{[46] [47] [48]} 1867年、イギリスの天文学者リチャード・A・プロクターはイギリスの天文学者ウィリアム・R・ドーズの1864年の絵に基づいてより詳細な火星の地図を作成した。プロクターは火星の観測に貢献した過去と現在の天文学者にちなんで、さまざまな明るいまたは暗い地形に名前を付けた。同じ10年間に、フランスの天文学者カミーユ・フラマリオンとイギリスの天文学者ネイサン・グリーンによって同様の地図と命名法が作成された。^[48]

1862年から1864年にかけて、ライプツィヒ大学でドイツの天文学者ヨハン・KF・ツェルナーが、月、惑星、明るい恒星の反射率を測定するための特注の光度計を開発した。火星については、彼はアルベド0.27を導き出した。1877年から1893年にかけて、ドイツの天文学者グスタフ・ミュラーとパウル・ケンプは、ツェルナーの光度計を使用して火星を観測した。彼らは、角度による反射率の変化である位相係数が小さいことを発見し、火星の表面が滑らかで大きな凹凸がないことを示唆した。^[49] 1867年、フランスの天文学者ピエール・ヤンセンとイギリスの天文学者ウィリアム・ハギンズは、分光器を使用して火星の大気を調べた。両者は火星の光学スペクトルを月のそれと比較した。後者のスペクトルには水の吸収線が見られなかったため、彼らは火星の大気に水蒸気が存在することを検出したと信じた。この結果は1872年にドイツの天文学者ヘルマン・C・フォーゲルによって、1875年にイギリスの天文学者エドワード・W・マウンダーによって確認されたが、後に疑問視されることになった。^[50] 1882年、サイエンティフィック・アメリカン誌に、火星の極地の雪と海流の可能性についての推測を論じた記事が掲載された。^[51]

1877年には、特に好ましい近日点衝突が起こった。イギリスの天文学者デイヴィッド・ギルはこの機会を利用してアセンション島から火星の日周視差を測定し、視差を8.78±0.01秒角と推定した。^[52]この結果を利用して、火星と地球の軌道の相対的な大きさに基づいて、地球と太陽の距離をより正確に決定することができた。^[53]彼は、火星の円盤の端が大気の影響でぼやけて見え、それが惑星の位置の精度を制限することに気づいた。^[54]

1877年8月、アメリカの天文学者アサフ・ホールはアメリカ海軍天文台の660mm（26インチ）望遠鏡を使用して火星の2つの衛星を発見した。^{[55] 2つの衛星の}フォボスとデイモスという名前は、イギリスのイートン・カレッジの科学教師ヘンリー・マダンの提案に基づいてホールが選んだものである。^[56]

1877年の衝の際、イタリアの天文学者ジョヴァンニ・スキアパレッリは口径22cm（8.7インチ）の望遠鏡を使用して、火星の最初の詳細な地図の作成に貢献した。これらの地図には、彼が「canali」と呼んだ特徴が含まれていたが、これは後に目の錯覚であることが判明した。これらのcanaliは火星の表面にある長い直線であるとされており、彼はこれに地球の有名な川の名前を付けた。彼の用語canaliは英語で一般的にcanalsと誤訳された。^{[57] [58]} 1886年、イギリスの天文学者ウィリアム・F・デニングは、これらの線状の特徴が不規則で、集中と中断が見られることを観察した。1895年までに、イギリスの天文学者エドワード・マンダーは、線状の特徴は多くの小さな詳細の集合に過ぎないと確信した。^[59]

カミーユ・フラマリオンは1892年の著書『火星惑星とその居住条件』の中で、これらの水路が人工運河に似ており、知能を持った種族が死にゆく火星の世界に水を再分配するために使用できると記している。彼はそのような住民の存在を主張し、彼らは人類よりも進化しているかもしれないと示唆した。^[60]

スキアパレッリの観測に影響を受けたパーシヴァル・ローウェルは、 30cmと45cm（12インチと18インチ）の望遠鏡を備えた天文台を設立した。この天文台は、1894年の最後の好機とその後のあまり好ましくない衝の間に火星の探査に使用された。彼は火星と火星の生命に関する本を出版し、大衆に大きな影響を与えた。 ^[61]運河は、フランスのニース天文台にある当時最大級の望遠鏡の一つである38cm（15インチ）の屈折望遠鏡を使用して、アンリ・ジョセフ・ペロタンやルイ・トロンなどの他の天文学者によって発見された。^{[62] [63]}

1901年から、アメリカの天文学者A・E・ダグラスは火星の運河の特徴を写真に撮ろうとした。アメリカの天文学者カール・O・ランプランドが1905年に運河と思われるものの写真を発表したとき、この努力は成功したように見えた。 ^[64]これらの結果は広く受け入れられたが、ギリシャの天文学者ウジェーヌ・M・アントニアディ、イギリスの博物学者アルフレッド・ラッセル・ウォレスらは、これは想像上のものだと異論を唱えた。 ^{[59] [65]}より大きな望遠鏡が使われるようになると、長くまっすぐな運河は観測されなくなった。1909年にフラマリオンが84cm（33インチ）の望遠鏡で観測した際には、不規則な模様は観測されたが、運河は見られなかった。^[66]

1909年以降、ウジェーヌ・アントニアディは、ムードンの巨大な屈折望遠鏡、グランド・リュネット（83cmレンズ）を通して観測することで、火星の運河説を反証するのに貢献することができた。 ^[67]観測の3つの要素が相乗効果をもたらした。世界で3番目に大きい屈折望遠鏡を通して観測すると、火星は衝の位置にあり、天候は例外的に晴れていた。^[67]運河はアントニアディの目の前で、火星の表面のさまざまな「斑点やしみ」に消えていった。^[67]

黄色い雲による表面の掩蔽は、1870年代にスキアパレッリが観測した際にすでに指摘されていた。そのような雲の証拠は、1892年と1907年の衝の際に観測された。1909年、アントニアディは黄色い雲の存在がアルベド特性の掩蔽と関連していると述べた。彼は、火星が太陽に最も近くなり、より多くのエネルギーを受ける衝の際に、火星がより黄色く見えることを発見した。彼は、雲の原因として風で運ばれた砂や塵を示唆した。^{[69] [70]}

1894年、アメリカの天文学者ウィリアム・W・キャンベルは、火星のスペクトルが月のスペクトルと同一であることを発見し、火星の大気は地球の大気と似ているという当時流行していた理論に疑問を投げかけた。火星の大気中に水が検出されたことについては、不利な条件によるものと説明されていたが、キャンベルは、水の特徴は完全に地球の大気から来たものであると結論付けた。彼は、氷冠が大気中に水があることを示していることに同意したが、氷冠が水蒸気を検出するのに十分な大きさであるとは考えていなかった。 [ ^71]当時、キャンベルの結果は物議を醸すものと考えられ、天文学界のメンバーから批判されたが、 1925年にアメリカの天文学者ウォルター・S・アダムスによって確認された。^[72]

バルト海沿岸のドイツ人天文学者ヘルマン・シュトルーベは、火星の衛星の軌道の変化の観測結果から、火星の扁平形状が重力に与える影響を調べた。1895年、彼はこのデータを用いて、赤道直径が極直径の190分の1であると推定した。^{[35] [73]} 1911年、彼はこの値を192分の1にまで精査した。この結果は、1944年にアメリカの気象学者エドガー・W・ウーラードによって確認された。^[74]

1924年、アメリカの天文学者セス・バーンズ・ニコルソンとエジソン・ペティットは、ウィルソン山天文台の2.54メートル（100インチ）フッカー望遠鏡に取り付けられた真空熱電対を使用して、火星の表面から放射されている熱エネルギーを測定することができた。彼らは、温度が極の-68℃（-90℉）から円盤の中間点（赤道に相当）の7℃（45℉）まで変化していると判定した。^[75]同年から、アメリカの物理学者ウィリアム・コブレンツとアメリカの天文学者カール・オットー・ランプランドによって火星の放射エネルギー測定が行われた。その結果、火星の夜間の気温は-85℃（-121℉）まで下がり、気温に「大きな日内変動」があることが示された。^[76]火星の雲の温度は−30℃（−22℉）と測定された。^[77] 1926年、アメリカの天文学者ウォルター・シドニー・アダムスは、火星と地球の軌道運動によって赤方偏移したスペクトル線を測定することで、火星の大気中の酸素と水蒸気の量を直接測定することができた。彼は、火星には「極端な砂漠状態」が広がっていると判断した。^[78] 1934年、アダムスとアメリカの天文学者セオドア・ダナム・ジュニアは、火星の大気中の酸素の量が地球の同等の地域の量の1％未満であることを発見した。^[79]

1927年、オランダの大学院生キプリアヌス・アニウス・ファン・デン・ボッシュは、火星の衛星の運動に基づいて火星の質量を0.2%の精度で決定しました。この結果はオランダの天文学者ウィレム・デ・ジッターによって確認され、彼の死後1938年に出版されました。^[80]ドイツ系アメリカ人の天文学者ユージン・K・ラーベは、1926年から1945年にかけて地球近傍 小惑星 エロスの観測結果を使用して、火星と太陽系の内側にある他の惑星の質量を、惑星の小惑星に対する重力摂動から独自に推定することができました。彼の推定誤差は0.05%でしたが、^[81]その後の検証により、彼の結果は他の方法と比較して不正確であることが示されました。^[82]

1920年代、フランスの天文学者ベルナール・リオは、月と惑星の表面特性を研究するために偏光計を使用した。1929年、彼は火星の表面から放射される偏光が月から放射されるものと非常に似ていることに気づいたが、彼は自分の観察結果は霜とおそらく植物によって説明できると推測した。火星の大気によって散乱される太陽光の量に基づいて、彼は地球の大気の厚さの1/15という上限を設定した。これにより、表面圧力は2.4  kPa (24  mbar )以下に制限された。^[83] 1947年、オランダ系アメリカ人の天文学者ジェラルド・カイパーは、赤外線分光法を使用して火星の大気中に二酸化炭素を検出した。彼は、表面の特定の領域における二酸化炭素の量が地球の2倍であると推定することができた。しかし、火星の表面気圧を過大評価したため、カイパーは氷冠が凍った二酸化炭素で構成されているはずがないと誤って結論付けました。^[84] 1948年、アメリカの気象学者シーモア・L・ヘスは、火星の薄い雲の形成には、4mm（0.16インチ）の水の降水量と0.1kPa（1.0mbar）の蒸気圧のみが必要であると判断しました。 ^[77]

火星のアルベド特性に関する最初の標準的な命名法は、 1960年に国際天文学連合（IAU）によって導入され、1929年にアントニアディが作成したLa Planète Marsという地図から128の名前が採用されました。惑星系命名作業部会（WGPSN）は、火星やその他の天体の命名体系を標準化するために、1973年にIAUによって設立されました。^[85]

国際惑星パトロール計画は、惑星の変化を継続的に監視するためのコンソーシアムとして1969年に結成されました。この世界規模のグループは、火星の砂嵐の観測に焦点を当てています。彼らの画像により、火星の季節パターンを世界規模で研究することができ、火星の砂嵐のほとんどは火星が太陽に最も近づくときに発生することが示されました。^[86]

1960年代以降、火星の軌道上や表面を詳細に調査するためにロボット宇宙船が送られてきました。さらに、地上および軌道上の望遠鏡による地球からの火星のリモートセンシングは、電磁スペクトルの大部分にわたって継続されています。これには、表面の組成を決定するための赤外線観測、 ^[87]、大気の組成の紫外線およびサブミリ波観測、 ^{[88] [89]}、風速の無線測定が含まれます。 ^[90]

ハッブル宇宙望遠鏡（HST）は火星の体系的な研究に使用されており^[91]、地球から撮影された火星の画像の中で最も高解像度の画像を撮影しています。^[92]この望遠鏡は、火星が太陽から少なくとも50°の角度距離にあるときに、火星の有用な画像を作成できます。HSTは半球の画像を撮影できるため、気象システム全体のビューが得られます。電荷結合素子を備えた地球ベースの望遠鏡は、火星の有用な画像を作成でき、衝中の火星の気象を定期的に監視できます。^[93]

火星からのX線放射は、2001年にチャンドラX線観測衛星によって初めて観測され、2003年には2つの成分があることが示された。最初の成分は太陽からのX線が火星の上層大気で散乱することによって発生し、2番目の成分は電荷の交換をもたらすイオン間の相互作用によって発生する。 ^{[94]後者の放射源からの放射は、火星を周回する}XMMニュートン観測衛星によって火星の半径の8倍まで観測されている。^[95]

1983年、シャーゴッタイト、ナクライト、シャシナイト（SNC）グループの隕石の分析により、これらが火星起源である可能性があることが示された。^{[96] 1984年に}南極で発見されたアランヒルズ84001隕石は 火星起源であると考えられているが、SNCグループとはまったく異なる組成をしている。1996年、この隕石に火星細菌の微細化石の証拠が含まれている可能性があると発表された。しかし、この発見は依然として議論の的となっている。^[97]地球上で発見された火星隕石の化学分析によると、火星の地表付近の周囲温度は、過去40億年間の大部分で水の凝固点（0℃）を下回っていた可能性が高いことが示唆されている。^[98]

• 火星探査
• 歴史上の火星
• 火星着陸船

ウィキメディア・コモンズには、火星の古い観測に関連するメディアがあります。

• 「ポップカルチャー火星」。火星探査プログラム。NASA。2008年5月5日。 2012年6月16日閲覧。
• スナイダー、デイブ (2001 年 5 月)。「火星の観測の歴史」。2012 年 6 月 16 日閲覧。