Mars

Mars je čtvrtá planeta sluneční soustavy o průměru 6779 Km, druhá nejmenší planeta sluneční soustavy po Merkuru. Mars jako řecký bůh války, kterého provázejí věrní souputníci Phobos a Deimos – Strach a Hrůza. Planeta Mars oobíhá ve střední vzdálenosti 227 940 930 km od Slunce. Planeta tedy obíhá Slunce asi o 78 miliónů kilometrů dále než naše modrá planeta – Země.

Planeta Mars je díky své poměrně vysoké jasnosti na pozemské obloze a pohybu mezi hvězdami známa od úsvitu lidských dějin. Avšak podrobnější znalosti nám přineslo až posledních 50 let, kdy se na planetu Mars soustředila pozornost kosmických velmocí, které k této planetě vyslaly postupně celou flotilu kosmických sond.

Kosmické sondy k Marsu

Od ruských sond Mars, přes americké Marinery a následně Vikingy zamířily k Marsu současné složitá vozítka, které jsou vybaveny doslova polyfunkčními laboratořemi. Po Marsu se projížděla malá vozítka Spirit a Opportunity, které přinášely na Zemi ohromnou spoustu dat. Dnes po povrchu Marsu jezdí robotické vozidlo Perseverance, které je napěchováno měřícími přístroji (včetně malého vrtulníčku s kamerou) a dosahuje velikosti osobního auta.

Voda na Marsu a podobnost planety se Zemí

Vědci se dnes urputně snaží prokázat zejména přítomnost vody na povrchu Marsu. Zdá se, že voda měla v minulosti zásadní vliv na utváření povrchu Marsu, který má se Zemí mnoho společného. Střídají se tady roční období (jaro 199 d, léto 182 d, podzim 146 d a zima 160 d na severní polokouli; na jižní je to obráceně).

Planeta Mars má polární čepičky tvořené krystalky oxidu uhličitého, a jak se nyní jeví, i velkým množstvím vody. Mars se kolem své osy otočí za 24 h 37 min 22,66 s, tedy i den je na Marsu téměř stejně dlouhý jako na Zemi. Tím však veškerá podobnost končí.

Mars je o polovinu menší než Země. Má sice atmosféru, tak však při povrchu planety má stejný tlak jako pozemská atmosféra ve výšce asi 30 km, tedy vysoko ve stratosféře (0,4 – 0,7 kPa), tedy asi 150 × nižší než na Zemi a její celková tloušťka dosahuje jen asi 100 km. Atmosféra je tvořena z 95 % oxidem uhličitým, 2,7 % dusíkem, 1,6 % argonem a 0,15 % kyslíkem se stopovými množstvími oxidu uhelnatého, xenonu, kryptonu a vodních par, tudíž je naprosto nedýchatelná.

Obloha na Marsu, oblačnost

Díky obrovskému množství zvířeného prachu by se pozorovateli na povrchu Marsu nejevila modrá, jako je tomu u nás na Zemi, ale oranžová až červená. Snad jen na večer, kdy ustane konvektivní proudění a vzduch se pročistí, by obloha Marsu mohla dostat modrou barvu. V atmosféře je dokonce pravidelně pozorována oblačnost, která však nepřináší žádném srážky.

Marsovská magnetosféra

Magnetické pole Marsu je slabé, takže nedokáže chránit povrchu planety před slunečním a kosmickým zářením. To bombarduje povrch Marsu, který je tomuto záření vystaven doslova napospas.

Teplota na povrchu planety Mars

Díky velké vzdálenosti od Slunce a řídké atmosféře dosahují teploty na povrchu Marsu velkých výkyvů. Od 120 do 300 K. Na rovníku Marsu mohou teploty výjimečně vystoupit na 17 °C až 27 °C. V tmavých oblastech a v blízkosti marsovských sopek byly lokálně naměřeny teploty o 5 – 15 °C vyšší, než je teplota okolí. Teplota atmosféry je pak o 20 – 30 °C nižší.

Polární čepička

Povrch planety Mars, zajímavosti

Podobně jako na Měsíci byly na Marsu pozorovány tmavé plochy, které dostaly pojmenování moře. Z těch největších jsou to Mare Acidalium, Mare Sirenum, Mare Erythraeum, Mare Tyrrhenum, Mare Serpentis, Mare Hadriacum, Mare Cimmerum, Mare Boreum, Mare Australe aj.

Povrch Marsu na fotografii z roveru Spirit

Valles Marineris (Údolí Marineru) dostalo pojmenování po kosmické sondě Mariner 9, která tento gigantický zlom na povrchu Marsu objevila a předala jeho snímky na Zemi v roce 1972. Tento opravdu impozantní zlom dosahuje délky okolo 4 000 km, šířky 100 až 600 km (průměrná šířka Valles Marineris činí 200 km) a hloubky 7 až 8 km s množstvím bočních kaňonů. Jen pro srovnání si uveďme, že známý Grand Canyon (Velký kaňon) v americké Arizoně dosahuje délky „pouhých“ 800 km, šířky 30 km a hloubky až 1,8 km. Avšak planeta Země má přibližně 2× větší průměr než Mars. Zatímco Valles Marineris dosahuje délky asi 1/5 rovníkového obvodu planety Mars zaujímá Grand kaňon asi jen 1/50 rovníkového obvodu planety Země. Mechanismus vzniku tohoto ohromného kaňonu není dodnes uspokojivě vysvětlen, ale řada badatelů se přiklání k teorii, že Valles Marineris vzniklo působením tektonických sil v oblasti Tharsis na litosférické desky (desková tektonika na Marsu je však stále jen teorií) s následným působením gravitačních sesuvů a možná i působením tekoucí vody v případě okrajových údolí.

Vallis Marineris

Další albedové útvary byly pojmenovány jako zálivy a jezera. Marsovská moře, na rozdíl od Měsíce, jsou, podobně jako velká část povrchu Marsu, rozryta velkým množstvím kráterů. Z těch největších jsou to Schiaparelli, Huyghens, Cassini, Lyot, Herschel, Copernicus, Lowell a řada dalších, které dosahují průměru až stovek kilometrů a hloubky 3 – 4 km.

Velké, relativně rovné světlé oblasti dostaly označení planiny. Asi nejfotografovanější a nejznámější je Hellas Planitia, která je jedním z nejstarších útvarů na povrchu Marsu, jejíž věk se odhaduje na 4 miliardy let. Průměr planiny, která je asi dva kilometry nad úrovní okolního terénu, činí asi 1 600 km, je tedy o více než polovinu větší než největší měsíční moře Mare Imbrium (Moře dešťů). Z dalších velkých planin jmenujme Utopia Planitia, Argyre Planitia, Amazonis Planitia, Arcadia Planitia aj.

Ve srovnání s povrchem Měsíce je povrch Marsu přece jen složitější. Objevují se tady obrovská údolí, z nichž největší je Vallis Marineris, které dosahuje délky neuvěřitelných 2 700 km, šířky 100 – 300 km a hloubky impozantních 6 km a k západu do oblasti Tharsis pokračuje soustavou brázd zvanou Noctis Labyrinthus.

Údolí na Marsu je známo více, žádné však již nedosahují rozměrů Vallis Marineris. Jen pro úplnost si uveďme Alqahirra Vallis, Maadim Vallis, Kasei Vallis, Mangala Vallis aj. Menší brázdy a kanály vytvořily také poměrně hustou síť, dosahují délky 1 000 – 2 000 km a šířky 100 – 200 km (brázdy), resp. 100 – 500 km a 10 – 50 km (kanály).

Phobos je větším ze dvou měsíců planety Mars. Tento vnitřní měsíc Marsu objevil 17.8.1877 Asaph Hall jen šest dní po objevu menšího Marsova měsíce Deimos. Název Phobos pochází z řeckého slova fobos – strach. Ano, strach a hrůza (Deimos) vždy provázely boha války – Marta…

Phobos
Phobos

Měsíc Phobos má velice nepravidelný tvar trojosého elipsoidu o rozměrech přibližně 26,6×22,2×18,6 km. Dnes se zdá, že Phobos i Deimos jsou Marsem zachycené objekty z hlavního pásu asteroidů a že nevznikaly společně s planetou Mars.

Ze spektroskopických analýz se chemické složení Phobosu jeví jako velice podobné složení uhlíkatých planetek typu C. Měsíc Phobos je gravitačně nesoudržný, zdá se, že se skládá z jednotlivých úlomků. Tomu nasvědčuje nízká hustota tělesa (1,87 g/cm3). To s největší pravděpodobností povede k postupnému rozpadu tělesa a jeho zániku.

Phobos obíhá kolem Marsu po mírně excentrické dráze s pericentrem 9 238 km a apocentrem 9 522 km jednou za 0,319 dne. Hmotnost měsíce Phobos činí pouhých 1,07×1016 kg a gravitační zrychlení na jeho povrchu dosahuje pouhého zlomku gravitačního zrychlení na povrchu naší planety – jen 0,0019 až 0,0084 m/s2 (0,000 4 g). Úniková rychlost z Phobosu tak činí pouhých 11 m/s! Odrazivost povrchu (albedo) je velice nízká, činí jen 0,071. Úspěšně tak atakuje „odrazivost“ černého uhlí…

Rotace měsíce Phobos je vázaná, natáčí k Marsu tedy stále stejnou polokouli, podobně jako Měsíc k planetě Zemi (jedna otočka za 7 h 39,2 min). Phobos nemá pochopitelně žádnou atmosféru, takže je jeho povrch vydán na milost a nemilost slunečnímu větru a dalším kosmickým vlivům.

Povrch měsíce je značně rozryt krátery, ten největší o průměru asi 10 km dostal pojmenování Stickney. Druhým největším kráterem je Hall o průměru 6 km. Při impaktu a vzniku kráteru Stickney došlo k vytvoření lineárních rýh s délkou až 10 km a hloubkou okolo 100 m. Impaktor tehdy málem způsobil naprostý rozpad měsíce.

První snímky měsíčku Phobos pořídila v roce 1971 americká kosmická sonda Mariner 9. Na poněkud podrobnější snímky čekala věda do roku 1977, kdy se k Marsu dostala kosmická sonda Viking 1. Podrobné snímky Phobosu však pořídila až ruská kosmická sonda Fobos 2, která se v březnu 1989 přiblížila k měsíci na vzdálenost pouhých 191 km. Následovaly kosmické sondy Mars Global Surveyor, Mars Express a v roce 2009 Mars Reconnaissance Orbiter.

Phobos
Fobos nad povrchem Marsu
Phobos
Phobos
Phobos
Phobos

Deimos je menším z měsíců planety Mars. Jeho jméno pochází z řečtiny a v překladu znamená Hrůza. Ano Strach a Hrůza (Phobos, větší měsíc Marsu) provázely Mars, boha války na jeho válečných výpravách jako vozatajové. Podle legendy je Deimos synem boha války Marta (Area) a Afrodíté (Venuše).

Měsíc Deimos
Deimos

Deimos spolu s Fobosem objevil 11.8.1877 americký astronom Asaph Hall na observatoři ve Woshingtonu. Průměr měsíce Deimos činí pouhých 12,5 km. Jedná se však o střední průměr, neboť Deimos má velice nepravidelný tvar trojosého rotačního „šišoloidu“ s osami 15×12×11 km připomínající brambor.

Hmotnost Deima je nízká, činí asi 2,244×1015 kg při střední hustotě 2,247 g/cm3. Gravitační zrychlení na povrchu Deima pak činí asi jen 0,0039 m/s2. Abyste unikli z povrchu tohoto měsíce, stačí dosáhnout rychlosti pouhých 7 m za sekundu.

Deimos obíhá kolem Marsu po eliptické dráze s malou excentricitou (e=0,002 8) ve střední vzdálenosti 6,912 poloměru Marsu (asi 23 500 km). Svou mateřskou planetu oběhne Deimos za 1 den 6 hodin a 17,9 minuty. Z povrchu Marsu se Deimos jeví v úplňku jako planeta Venuše ze Země, fáze by byly pozorovatelné až dalekohledem, neboť úhlový průměr Deima činí pouhé 2,5 minuty …

Kolem své osy se otočí za stejně dlouhou dobu, tudíž má tzv. vázanou rotaci a k Marsu nastavuje stále stejnou polokouli. Deimos má tmavou načervenalou barvu s velice nízkým albedem – 0,068. Sklon oběžné dráhy k rovině rovníku činí piuhých 0,93°.

Deimos, stejně jako Phobos pravděpodobně nesouvisí s mateřskou planetou geneticky. Nejspíše vznikaly v jiné části naší Sluneční soustavy, pravděpodobně v pásmu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Marsem byly zachyceny až dodatečně, kdy se jako volně putující planetky (asteroidy) dostaly do gravitačních spárů mnohem hmotnější a tedy gravitačně zdatnější planety Mars.

Měsíc Deimos má poměrně hladký povrch pokrytý silnou vrstvou prachu a kamenných úlomků – tzv. regolitem. Povrch je ale zbrázděn i množstvím impaktních kráterů. Největším kráterem je nápadná nepravidelná prohlubeň o průměru téměř 10 km, což je vzhledem k průměru tohoto měsíce ohromující číslo. Ostatní krátery mají výrazně menší průměry. Největší z nich – Voltaire a Swift – dosahují průměru jen asi 2 resp. 1 km.

Poprvé zblízka byl Deimos zkoumán již v roce 1977 kosmickými sondami Viking 1 a Viking 2. Viking 1 se k měsíci Deimos přiblížil až na 500 km a získal snímky s rozlišením pouhých tří metrů. Náš snímek ale pořídila americká sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter).

Sopky na Marsu

Čím se však Mars skutečně odlišuje? Sopkami. Ano, ohromnými vulkány, které nemají nikde ve Sluneční soustavě obdoby. Obrovské sopky, z nichž je největší Olympus Mons s výškou 27 km nad nulovou nadmořskou výškou Marsu. Průměr u paty vulkánu činí asi 620 km a průměr kaldery 85 km! Jedná se tak nejen o největší vulkán, ale i největší a nejvyšší horu celé Sluneční soustavy.

Olympus Mons je astronomům znám již od konce 19. století, kdy byl na Marsu rozeznán jako albedový útvar. Olympus Mons již po prvních optických pozorováních dostal pojmenování Nix Olympica (Olympský sníh), neboť se pozemským pozorovatelům jevil sněhově bílý (díky oblačnosti tvořené krystalky CO2). Již od prvních pozorování, což dokladuje i pojmenování Olympus Mons, byl tento útvar považován za horu.

Olympus Mons
Olympus Mons

To, že jde skutečně o horu, doložily až první kosmické sondy, které zamířily k rudé planetě. Jako první pořídila snímky Marsu a také sopky Olympus Mons americká kosmická sonda Mariner 9, která ze Země odstartovala 30.5.1971 a k Marsu se dostala 13.11.1971.

Tehdy ale na Marsu řádila globální prachová bouře, takže Mariner 9 čekal na orbitě kolem Marsu asi jeden měsíc, než se mohl pustit do fotografování. Během své velice úspěšné mise, která byla ukončena 27.10.1972, Mariner 9 zmapoval celý povrch Marsu.

Olympus Mons není hora ledasjaká. Tento mohutný vrchol ležící v marsovské oblasti Tharsis není jen horou, ale také vulkánem. Vulkánem, jenž je největším útvarem svého druhu nejen na planetě Mars, ale v celé Sluneční soustavě. Olympus Mons je štítovou sopkou, jejíž základna má neuvěřitelný průměr asi 620 km. Samotná hora Olympus Mons se zvedá do neuvěřitelné výšky 27 km, čímž asi třikrát převyšuje nejvyšší horu na Zemi – Mount Everest. Základna sopky Olympus Mons by pokryla povrch Španělska.

Olympus Mons tedy ve všech parametrech předčí největší pozemskou sopku Mauna Kea na Havajských ostrovech, která dosahuje výšky asi 10 km (z toho asi 4,5 km nad mořskou hladinou) a základna sopky má průměr „pouze“ asi 120 km.

Olympus Mons
Olympus Mons
Olympus Mons

Přestože je Olympus Mons nejvyšší horou Sluneční soustavy, neměl by pozorovatel stojící na vrcholku sopky pocit, že je na vrcholu takto vysoké hory. To proto, že svahy této ohromné štítové sopky, která pravděpodobně vznikla dlouhodobým výlevem málo viskózní, a s největší pravděpodobností bazaltové, lávy, mají sklon pouhých 2,5 až 5°. Výjimkou je spodní část sopky, která k rovinám planiny Tharsis spadá téměř kolmými stěnami. Kaldera sopky Olympus Mons dosahuje průměru asi 85 km. Není však tvořena jen jedním jícnem, jedná se o jícen vícenásobný. Ze snímků kosmických sond bylo rozeznáno celkem šest útvarů, které pravděpodobně vznikly kolapsem povrchového materiálu do vyprázdněných magmatických komor. Hloubka těchto propadlišť činí 3 až 4 km.

Vznik sopky Olympus Mons

Kosmická sonda Mars Expres vyfotografovala v roce 2004 na svahu sopky starý lávový proud, jehož věk se odhaduje na 115 miliónů let. Některé lávové proudy jsou podstatně mladší, podle odhadů vědců jejich věk nepřekračuje 2 milióny let. Z geologického hlediska se tak jedná o velice mladé útvary. To vede k předpokladům, že Mars by mohl být dodnes vulkanicky aktivní.

Původně se vědci domnívali, že sopka vznikla podobným způsobem, jako je tomu u sopek na Havaji. Mohutné vrstvy lávy, které vyvěraly z jedné horské skvrny, se měly ukládat na sebe a vyzvednout sopku Olympus Mons do nebetyčných výšek. Vědci totiž předpokládali, že na Marsu neexistuje desková tektonika. Avšak poslední poznatky naznačují, že na Marsu byla či dokonce dosud desková tektonika je a dochází k pohybům litosférických desek. Takže tento model vzniku sopky Olympus Mons i dalších štítových sopek v oblasti Tharsis dostává určité trhliny.

Olympus Mons
Olympus Mons
Olympus Mons

V masívu Olympus Mons se nacházejí i další kaldery. Mezinárodní astronomická unie jim dala pojmenování Karzok a Pangboche. Krátery mají průměry 15,6 km a 10,4 km.

Další štítové sopky v oblasti Tharsis

Olympus Mons však není v oblasti Tharsis osamocen. V této oblasti, která dostala pojmenování podle svého nezvykle vysokého albeda, existuje celkem 12 velkých sopek. Z nich nejznámějšími a největšími jsou Arsia Mons s výškou asi 16 km a kráterem o průměru 110 km při průměru základny 430 km, Pavonis Mons vysoká 14,1 km s průměrem základny 375 km, Ascraeus Mons vysoká 18 km s průměrem základny asi 375 km, Alba Patera vysoká asi 7 km s průměrem základny asi 560 km či Tharsis Tholus vysoká asi 8 km s průměrem základny okolo 150 km.

zdroj: Treking.cz