Založit novou webovou stránku nebo e-shopChci nový web
 

                                       Astro Web  

Mars

                                 

Merkur   Venuše  Země
Ikonka Ikonka Ikonka
         

 

Mars

Mars

Mars je čtvrtou planetou od Slunce, sedmou největší.

V římské mytologii byl Mars bůh války (jeho řeckým protějškem byl Arés). Planeta pravděpodobně dostala své jméno dík svému rudému zbarvení; o Marsu se často hovoří jako o "Rudé planetě". Malá poznámka: Římský Mars byl původně bohem zemědělství, než došlo k jeho ztotožnění s řeckým Arésem - tento symbol by měl být preferován při podpoře myšlenek kolonizace a terraformingu Marsu. Rovněž jméno měsíce března (v anglosaských a románských jazycích) je odvozeno od jména Mars.

Mars byl znám již od prehistorických dob. Stále je favoritem spisovatelů sci-fi a nejvhodnějším místem (kromě Země) ve Sluneční soustavě pro lidské osídlení. Bohužel ale martské "kanály", "spatřené" Lowellem a jinými, jsou, stejně jako Burroughsova princezna z Barsoomu či "lidská tvář" na povrchu Marsu, pouze výplody fantazie spisovatelů a astronomů vybavených nedokonalými dalekohledy.

První sondou, která navštívila Mars, byl Mariner 4 (USA) v roce 1965. Následovalo jej několik dalších včetně Marsu 2 (SSSR), který jako první na planetě přistál a dvou Vikingů, které přistály v roce 1976. Na konci dvacetileté epochy přistávajících sond se na povrch Marsu snesl 4. července 1997 úspěšně dálkově ovládaný průzkumný vozík Mars Pathfinder.

Oběžná dráha Marsu je výrazně eliptická a jedním z důsledků je kolísání teploty ozářené a zastíněné strany o 30 stupňů Celsia během jedné otočky, což má nesmírný vliv na martské podnebí. Zatímco průměrná teplota na Marsu je kolem 218 K (-55 st. C), teploty na martském povrchu mají rozpětí od minima 140 K (-133 st. C) na pólu v zimě do téměř 300 K (27 st. C) na denní straně během léta.

I když je Mars mnohem menší než Země, rozloha jeho plochy je zhruba stejně velká jako rozloha pevnin na Zemi.

Nepočítáme-li Zemi, má Mars nejčlenitější povrch ze všech planet pozemského typu, některé z útvarů jsou dokonce velmi nápadné:
- Olympus Mons: největší hora ve Sluneční soustavě, čnící nad okolní pláň do výšky 24 km. Její základna má přes 500 km v průměru a je lemována 6 km vysokým srázem.
- Tharsis: obrovská výduť na povrchu Marsu, která je okolo 4000 km široká a 10 km vysoká.
- Hellas Planitia: impaktní kráter na jižní polokouli; přes 6 km hluboký, průměr 2000 km.
- Valles Marineris: systém kaňonů měřící 4000 km na délku a hluboký od 2 do 7 km.
Mnohé z martského povrchu je velmi staré, ale jsou zde i mnohem mladší útvary jako rozsedliny, hřbety, kopce a plošiny-

Převládajícím prvkem na jižní polokouli jsou starobylé, krátery poseté vysočiny poněkud podobné měsíčním. V protikladu k nim jsou - ponejvíce na severní polokouli - plošiny, které jsou mnohem mladší, nižší a mají více spletitou historii.

Vnitřní skladba Marsu je známa jen z odhadů odvozených z dat o povrchu a rozsáhlých statistik o planetě. Nejrozšířenějším názorem je, že Mars je tvořen hustým jádrem o poloměru přibližně 1700 km, žhavým, tekutým pláštěm hustším než pozemský a tenkou kůrou. Relativně nízká hustota Marsu (v porovnání s jinými planetami pozemského typu) naznačuje, že jeho jádro obsahuje kromě železa i poměrně velkou část síry (skládá se tedy ze železa a sulfidů železa).

Stejně jako Merkur a Měsíc i Mars se jeví být v současnosti zcela bez tektonicky aktivních míst, není znám žádný nedávný horizontální pohyb povrchu (jako na Zemi kupř. vrásnění). Bez žádného pohybu martských desek zůstávají žhavá místa pod kůrou vůči povrchu fixována. To, společně s nízkou gravitací, mohlo být příčinou vzniku výdutě Tharsis s jejími enormními vulkány. Jak jinak, ani žádná současná sopečná činnost není zaznamenána. Podle nejnovějších důkazů sondy Mars Global Surveyor ale je možné, že Mars měl v raných dobách velmi výraznou tektonickou aktivitu - ve srovnání se Zemí mnohem zajímavější!

Zcela jasné jsou důkazy o erozi na mnoha místech Marsu - včetně někdejších povodní a soustavy malých řek. Kdysi byla na povrchu Marsu čistá voda, široká jezera a možná i oceány. Ale zdá se, že to vše se odehrálo velmi dávno a navíc jen krátce - věk kanálů, vzniklých erozí se odhaduje na 4 miliardy let (Valles Marineris NENÍ výtvorem proudící vody - vzniklo natahováním a praskáním kůry v souvislosti se vznikem Tharsis).

Kdysi ve své historii byl Mars mnohem podobnější Zemi. Stejně jako na Zemi byl skoro všechen oxid uhličitý spotřebován na tvorbu uhlíkatých hornin, jenže bez tektonické aktivity jej Mars nemohl vrátit zpět do atmosféry a vytvořit tak skleníkový efekt. Díky tomu je Mars také mnohem chladnější, než by ve stejné vzdálenosti od Slunce byla Země.

Mars má velmi tenkou vrstvu atmosféry složené většinou z malého množství zbývajícího oxidu uhličitého (95,3%), dusíku (2,7%), argonu (1,6%) a stopového množství kyslíku (0,15%) a vodních par (0,03%).Průměrný atmosférický tlak na povrchu je okolo 7 milibarů (méně než jedna setina tlaku pozemského), ale tlak kolísá podle výšky - od 9 milibarů v nejhlubších kráterech až po 1 milibar na vrcholku Olympus Mons. To je příliš málo na vznik silných větrů a prachových bouří, které vládnou na všech jiných planetách po celé měsíce. Tenký atmosférický obal Marsu sice vytváří skleníkový efekt, ale ten postačuje jen na to, že zvýší povrchovou teplotu o 5 stupňů, tedy mnohem méně, než vidíme na Venuši nebo na Zemi.

Mars má na obou pólech permanentně ledové čepičky, která jsou tvořeny zmrzlým oxidem uhličitým ("suchý led"). Tyto čepičky předvádějí svou vrstevnatou strukturu, protože led je prokládán vrstvami tmavého prachu různé koncentrace. Na severním pólu ovšem oxid uhličitý kompletně sublimoval, zanechav po sobě zbytkové vrstvy vodního ledu. Není známo, zda podobná vrstva vodního ledu existuje i pod jižní polární čepičkou, protože zde oxid uhličitý nikdy úplně nezmizel. Mechanismus odpovědný za ukládání jednotlivých vrstev není znám, ale mohlo to být způsobeno dlouhodobými změnami podnebí díky přibližování rovníku k rovině oběžné dráhy. Vodní led může být také ukryt pod povrchem na nižších zeměpisných šířkách. Sezónní změny rozměrů polárních čepiček mění atmosférický tlak o zhruba 25% (měřeno na té straně planety, kde přistála sonda Viking).

Nejnovější pozorování Hubbleovým teleskopem objevila, že podmínky během mise sondy Viking nemusely být typické. Atmosféra Marsu se zdá být nyní chladnější a sušší než jak bylo Vikingem změřeno.

Sondy Viking se po svém přistání pokusily zjistit přítomnost života na Marsu. Výsledky byly poněkud nejednoznačné, nicméně většina vědců nyní věří, že žádný důkaz o životě na této planetě neexistuje. Optimisté tvrdí, že měřeny byly jen dva malinké vzorky, a to ještě ne z té nejnadějnější oblasti. To si ale vyžádá ještě mnoha experimentů v průběhu budoucích misí.

Na Zemi bylo nalezeno menší množství meteoritů, o nichž se důvodně předpokládá, že mají původ na Marsu. 6. srpna 1996 oznámil David McKay a jeho tým první nález organických směsí v marťanském meteoritu. Autoři kromě toho naznačili, že tyto směsi ve spojení s dalšími mineralogickými složkami obsaženými v hornině mohou být důkazem někdejších marťanských mikroorganismů.

Silné, ale ne globální magnetické pole existuje v rozmanitých regionech na Marsu. Tyto nenadálé objevy učinila sonda Mars Global Surveyor již pár dnů poté, co se dostala na oběžnou dráhu kolem Marsu. Jsou to pravděpodobně zbytky bývalého globálního pole, které již zmizelo. To může mít velký význam pro odhalování vnitřní struktury planety a pro objasnění historie její atmosféry a tudíž i možnosti dřívějšího života na ní.

Na noční obloze je Mars snadno viditelný prostým okem, jeho zdánlivá jasnost je dána jeho relativním postavením vůči Zemi.

Satelity Marsu
Mars má dva malé satelity, jejichž oběžná dráha je blízko povrchu mateřské planety.
Satelit Vzdálenost (tis. km) Průměr (km) Hmotnost (kg) Objevitel Datum
Phobos 9 11 1.08e16 Hall 1877
Deimos 23 6 1.80e15 Hall 1877
Charakteristika
Hmotnost (kg) 6.42 x 10^23
Průměr (km) 6787
Průměrná hustota (kg/m^3) 3940
Úniková rychlost (m/sec) 5000
Střední vzdálenost od Slunce (AU) 1,524
Rotace kolem osy (hodiny) 1,026
Doba oběhu (dny) 686,98
Odchylka osy (ve stupních) 25
Sklon dráhy k ekliptice (stupně) 1,85
Excentricita dráhy 0,093
Maximální povrchová teplota ( K) 310
Minimální povrchová teplota (K) 150
Albedo (odrazivost) 0,15
Nejvyšší bod povrchu Olympus Mons (kolem 24 km nad okolními lávovými poli)
Složení atmosféry 95% oxid uhličitý, 3% dusík, 1,6% argon
Složení povrchových materiálů čedič a přeměněné horniny
Počet měsíců 2
Mars ze čtyř stran Oblaka na Marsu Sníh na Marsu Mapa Marsu
Valles Marineris Olympus Mons Mars1 Mars2 Mars3 Mars4
MER - Mars Exploration Rover MER Spirit - The first 360-degree color view from NASA's Spirit Mars Exploration Rover
MER Opportunity - Meridiani Planum in Color MER Opportunity - Meridiani Planum

TOPlist