Mihotající se ve dnech konfrontace se zlověstnou krvavě červenou barvou a vyvolávající primitivní mystický strach, tajemná a tajemná hvězda, kterou staří Římané pojmenovali na počest boha války Marse (Ares mezi Řeky), stěží by se hodilo ženské jméno. Řekové mu také říkali Phaeton pro jeho „zářivý a zářivý“vzhled, kterému povrch Marsu vděčí za zářivou barvu a „měsíční“reliéf se sopečnými krátery, důlky po dopadech obřích meteoritů, údolí a pouště.
Orbitální charakteristiky
Excentricita eliptické oběžné dráhy Marsu je 0,0934, což způsobuje rozdíl mezi maximální (249 milionů km) a minimální (207 milionů km) vzdáleností od Slunce, v důsledku čehož množství sluneční energie vstupující do planeta se pohybuje v rozmezí 20–30 %.
Průměrná orbitální rychlost je 24,13 km/s. Marsúplně obejde Slunce za 686,98 pozemských dnů, což dvakrát překročí periodu Země, a otočí se kolem své vlastní osy téměř stejně jako Země (za 24 hodin 37 minut). Úhel sklonu dráhy k rovině ekliptiky je podle různých odhadů určen od 1,51 ° do 1,85 ° a sklon dráhy k rovníku je 1,093 °. Ve vztahu k rovníku Slunce je dráha Marsu skloněna pod úhlem 5,65° (a Země je asi 7°). Významný sklon rovníku planety k rovině oběžné dráhy (25,2°) vede k významným sezónním změnám klimatu.
Fyzikální parametry planety
Mars je mezi planetami sluneční soustavy na sedmém místě z hlediska velikosti a z hlediska vzdálenosti od Slunce zaujímá čtvrté místo. Objem planety je 1,638×1011 km³ a hmotnost 0,105–0,108 hmotnosti Země (6,441023 kg), což jí dává hustotu asi 30 % (3,95 g/cm3). Zrychlení volného pádu v rovníkové oblasti Marsu je určeno v rozsahu od 3,711 do 3,76 m/s². Rozloha se odhaduje na 144 800 000 km². Atmosférický tlak kolísá v rozmezí 0,7-0,9 kPa. Rychlost potřebná k překonání gravitace (druhého prostoru) je 5 072 m/s. Na jižní polokouli je průměrný povrch Marsu o 3–4 km výše než na severní polokouli.
Klimatické podmínky
Celková hmotnost atmosféry Marsu je asi 2,51016 kg, ale v průběhu roku se velmi mění v důsledku tání nebo „zamrzání“polárních čepiček obsahujících oxid uhličitý. Průměrný tlak na úrovni povrchu (asi 6,1 mbar) je téměř 160krát menší než v blízkosti povrchu naší planety, ale v hlubokých prohlubníchdosahuje 10 mbar. Podle různých zdrojů se sezónní poklesy tlaku pohybují od 4,0 do 10 mbar.
95,32 % atmosféry Marsu tvoří oxid uhličitý, asi 4 % tvoří argon a dusík a kyslík spolu s vodní párou tvoří méně než 0,2 %.
Vysoce řídká atmosféra nedokáže udržet teplo po dlouhou dobu. Navzdory „žhavé barvě“, která odlišuje planetu Mars od ostatních, teplota na povrchu klesá v zimě na pólu až k -160 °C a v létě na rovníku se povrch může ohřát pouze na +30 °C během den.
Podnebí je sezónní, stejně jako na Zemi, ale prodloužení oběžné dráhy Marsu vede k výrazným rozdílům v trvání a teplotním režimu ročních období. Chladné jaro a léto na severní polokouli dohromady trvají mnohem více než polovinu marťanského roku (371 marťanských dní) a zima a podzim jsou krátké a mírné. Jižní léta jsou horká a krátká, zatímco zimy jsou chladné a dlouhé.
Sezónní změny klimatu se nejzřetelněji projevují v chování polárních čepiček, složených z ledu s příměsí jemných prachovitých částic hornin. Přední část severní polární čepičky se může od pólu vzdálit téměř o třetinu vzdálenosti k rovníku a hranice jižní čepičky dosahuje poloviny této vzdálenosti.
Teplotu na povrchu planety určoval již počátkem 20. let minulého století teploměr umístěný přesně v ohnisku odrazového dalekohledu namířeného na Mars. První měření (do roku 1924) ukazovala hodnoty od -13 do -28 °C a v roce 1976 byly stanoveny dolní a horní teplotní limity.přistál na Marsu kosmickou lodí Viking.
Marťanská prachová bouře
„Vystavení“prachovým bouřím, jejich rozsah a chování odhalilo záhadu, kterou Mars dlouho držel. Povrch planety záhadně mění barvu a uchvacuje pozorovatele již od pradávna. Ukázalo se, že příčinou „chameleonismu“byly prachové bouře.
Náhlé teplotní změny na rudé planetě způsobují nekontrolovatelné prudké větry, jejichž rychlost dosahuje 100 m/s, a nízká gravitace, navzdory řídkosti vzduchu, umožňuje větrům zvedat obrovské masy prachu do výše více než 10 km.
Prachové bouře jsou také podporovány prudkým zvýšením atmosférického tlaku způsobeného vypařováním zmrzlého oxidu uhličitého ze zimních polárních čepiček.
Prachové bouře, jak ukazují snímky povrchu Marsu, prostorově tíhnou k polárním čepičkám a mohou pokrýt obrovské oblasti, trvající až 100 dní.
Další prašný pohled, za který Mars vděčí anomálním teplotním změnám, jsou tornáda, která se na rozdíl od pozemských „kolegů“potulují nejen v pouštních oblastech, ale také hostí na svazích sopečných kráterů a impaktních trychtýřů. nahoru až 8 km. Ukázalo se, že jejich stopy jsou obří rozvětvené pruhované kresby, které zůstávaly záhadné po dlouhou dobu.
Prachové bouře a tornáda se vyskytují především během velkých opozic, kdy na jižní polokouli léto připadá na období průchodu Marsu bodem oběžné dráhy nejblíže Slunciplanety (perihélium).
Snímky povrchu Marsu pořízené kosmickou sondou Mars Global Surveyor, , která obíhá planetu od roku 1997, se ukázaly být pro tornáda velmi plodné.
Některá tornáda zanechávají stopy, smetou nebo nasávají uvolněnou povrchovou vrstvu jemných částic půdy, jiná nezanechávají ani „otisky prstů“, jiná zuřivě kreslí složité postavy, pro které se jim říkalo prachoví ďáblové. Whirlwinds pracují zpravidla samy, ale neodmítají ani skupinové „reprezentace“.
Funkce odlehčení
Pravděpodobně každý, kdo se vyzbrojen výkonným dalekohledem podíval na Mars poprvé, povrch planety okamžitě připomínal měsíční krajinu a v mnoha oblastech je to pravda, ale geomorfologie Marsu je zvláštní a jedinečné.
Regionální rysy reliéfu planety jsou způsobeny asymetrií jejího povrchu. Převládající ploché povrchy severní polokoule jsou 2–3 km pod podmíněně nulovou úrovní a na jižní polokouli je povrch komplikovaný krátery, údolími, kaňony, proláklinami a kopci 3–4 km nad úrovní základny. Přechodová zóna mezi oběma hemisférami, široká 100–500 km, je morfologicky vyjádřena silně erodovaným obřím srázem, vysokým téměř 2 km, pokrývajícím téměř 2/3 obvodu planety a vytyčeným systémem zlomů.
Jsou uvedeny převládající tvary terénu, které charakterizují povrch Marsuposeté krátery různé geneze, pahorkatiny a prohlubně, impaktní struktury kruhových prohlubní (mnohopruhové pánve), lineárně protáhlé pahorkatiny (hřebeny) a nepravidelně tvarované strmé pánve.
Vyvýšeniny s plochým vrcholem se strmými okraji (stolové hory), rozsáhlé ploché krátery (štítové sopky) s erodovanými svahy, meandrující údolí s přítoky a rameny, zarovnané pahorkatiny (náhorní plošiny) a oblasti náhodně se střídajících kaňonovitých údolí (bludiště) jsou rozšířené.
Pro Mars jsou charakteristické klesající prohlubně s chaotickým a beztvarým reliéfem, rozšířené, složitě vybudované stupně (chyby), řada subparalelních hřebenů a brázd a také rozlehlé pláně zcela „pozemského“vzhledu.
Prstencové kráterové pánve a velké (přes 15 km napříč) krátery jsou určujícími morfologickými rysy velké části jižní polokoule.
Nejvyšší oblasti planety se jmény Tharsis a Elysium se nacházejí na severní polokouli a představují obrovské vulkanické vysočiny. Tharsis Plateau, tyčící se nad rovinatým okolím v délce téměř 6 km, se táhne v délce 4000 km v délce a 3000 km v zeměpisné šířce. Na náhorní plošině se nacházejí 4 obří sopky o výšce 6,8 km (hora Alba) až 21,2 km (hora Olymp, průměr 540 km). Vrcholy hor (sopky) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) a Arsia (Arsia) jsou v nadmořské výšce 14, 18 a 19 km. Mount Alba stojí osamoceně na severozápad od přísné řady dalších sopek aJedná se o štítovou sopečnou stavbu o průměru asi 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - nejvyšší hora nejen na Marsu, ale v celé sluneční soustavě.
Dvě rozlehlé poledníkové nížiny sousedí s provincií Tharsis z východu a západu. Povrchové značky západní pláně s názvem Amazonie jsou blízko nulové úrovně planety a nejnižší části východní deprese (Chris Plain) jsou 2-3 km pod nulovou úrovní.
V rovníkové oblasti Marsu se nachází druhá největší vulkanická vysočina Elysium o průměru asi 1500 km. Náhorní plošina se tyčí 4–5 km nad základnou a nese tři sopky (vlastní Mount Elysium, Albor Dome a Mount Hekate). Nejvyšší Mount Elysium se rozrostla na 14 km.
Na východ od náhorní plošiny Tharsis v rovníkové oblasti se podél měřítka Marsu (téměř 5 km) táhne obří trhlinový systém údolí (kaňonů) Mariner, přesahující délku jednoho z největších Grand Kaňony na Zemi téměř 10krát a 7krát širší a hlubší. Průměrná šířka údolí je 100 km a téměř strmé římsy jejich stran dosahují výšky 2 km. Linearita struktur naznačuje jejich tektonický původ.
Ve výšinách jižní polokoule, kde je povrch Marsu jednoduše posetý krátery, se nacházejí největší kruhové rázové prohlubně na planetě se jmény Argir (asi 1500 km) a Hellas (2300 km).
Hellasská pláň je hlubší než všechny prolákliny na planetě (téměř 7000 m pod průměrnou úrovní) a přebytek Argirské pláně jev poměru k úrovni okolního kopce je 5,2 km. Podobná zaoblená nížina, Isis Plain (1100 km napříč), se nachází v rovníkové oblasti východní polokoule planety a sousedí s Elysianskou nížinou na severu.
Na Marsu je známo asi 40 dalších takovýchto vícekruhových pánví, ale menších rozměrů.
Na severní polokouli se nachází největší nížina na planetě (Severní rovina), hraničící s polární oblastí. Značky rovin jsou pod nulovou úrovní povrchu planety.
Eolské krajiny
Bylo by těžké popsat povrch Země několika slovy, odkazovat na planetu jako celek, ale abyste získali představu o tom, jaký povrch Mars má, když jednoduše nazvete je to bez života a suchá, červenohnědá, skalnatá písečná poušť, protože členitý reliéf planety je vyhlazen uvolněnými naplaveninami.
Eolské krajiny, složené z písčito-jemného bahnitého materiálu s prachem a vzniklé v důsledku činnosti větru, pokrývají téměř celou planetu. Jsou to obyčejné (jako na zemi) duny (příčné, podélné a diagonální) o velikosti od několika set metrů do 10 km, stejně jako vrstvené eolsko-ledovcové nánosy polárních čepiček. Speciální reliéf „vytvořený Aeolem“je omezen na uzavřené struktury – dna velkých kaňonů a kráterů.
morfologická aktivita větru, která určuje zvláštní rysy povrchu Marsu, se projevovala intenzivníeroze (deflace), která vyústila ve vytvoření charakteristických, "rytých" povrchů s buněčnými a lineárními strukturami.
Laminované eolsko-ledovcové útvary složené z ledu smíchaného se srážkami pokrývají polární čepičky planety. Jejich síla se odhaduje na několik kilometrů.
Geologické vlastnosti povrchu
Podle jedné z existujících hypotéz o moderním složení a geologické stavbě Marsu se vnitřní jádro malé velikosti, sestávající převážně ze železa, niklu a síry, nejprve roztavilo z primární substance planety. Poté se kolem jádra vytvořila homogenní litosféra o tloušťce asi 1000 km spolu s kůrou, ve které dnes pravděpodobně pokračuje aktivní vulkanická činnost s vyvrhováním stále nových částí magmatu na povrch. Tloušťka marťanské kůry se odhaduje na 50-100 km.
Od té doby, co se člověk začal dívat na nejjasnější hvězdy, vědce, stejně jako všechny lidi, kterým nejsou lhostejní vesmírní sousedé, kromě jiných záhad, zajímalo především to, jaký povrch má Mars.
Téměř celá planeta je pokryta vrstvou hnědo-žluto-červeného prachu smíchaného s jemným prachovitým a písčitým materiálem. Hlavní složkou volné půdy jsou silikáty s velkou příměsí oxidů železa, které dodávají povrchu načervenalý odstín.
Podle výsledků četných studií provedených kosmickými sondami nejsou výkyvy v elementárním složení volných usazenin povrchové vrstvy planety tak významné, aby naznačovaly širokou škálu minerálního složení horhorniny, které tvoří marťanskou kůru.
V půdě je stanoven průměrný obsah křemíku (21 %), železa (12,7 %), hořčíku (5 %), vápníku (4 %), hliníku (3 %), síry (3,1 %) a také draslíku a chloru (<1 %) ukázaly, že základem sypkých ložisek povrchu jsou produkty destrukce vyvřelých a vulkanických hornin základního složení, blízkých čedičům země. Vědci nejprve pochybovali o významné diferenciaci kamenné skořápky planety z hlediska minerálního složení, ale studie podloží Marsu provedené v rámci projektu Mars Exploration Rover (USA) vedly k senzačnímu objevu analogů pozemského andezity (horniny středního složení).
Tento objev, později potvrzený četnými nálezy podobných hornin, umožnil soudit, že Mars, stejně jako Země, může mít diferencovanou kůru, o čemž svědčí významný obsah hliníku, křemíku a draslíku.
Na základě obrovského množství snímků pořízených kosmickou lodí a umožnily posoudit, z čeho se skládá povrch Marsu, kromě vyvřelých a vulkanických hornin je na něm zřejmá přítomnost vulkanicko-sedimentárních hornin a sedimentárních usazenin. planety, které jsou rozpoznány charakteristickým oddělením desek a vrstvením fragmentů výchozů.
Povaha vrstvení hornin může naznačovat jejich vznik v mořích a jezerech. Oblasti sedimentárních hornin byly zaznamenány na mnoha místech planety a nejčastěji se nacházejí v rozsáhlých kráterech.
Vědci nevylučují „suché“srážení jejich marťanského prachu s jejich dalšímlitifikace (petrifikace).
Permafrostové útvary
Zvláštní místo v morfologii povrchu Marsu zaujímají formace permafrostu, z nichž většina se objevila v různých fázích geologické historie planety v důsledku tektonických pohybů a vlivu exogenních faktorů.
Na základě studia velkého množství vesmírných snímků vědci jednomyslně dospěli k závěru, že voda hraje významnou roli při utváření vzhledu Marsu spolu se sopečnou činností. Sopečné erupce vedly k tání ledové pokrývky, což zase posloužilo k rozvoji vodní eroze, jejíž stopy jsou patrné dodnes.
O tom, že věčně zmrzlá půda na Marsu vznikla již v nejranějších fázích geologické historie planety, svědčí nejen polární čepičky, ale také specifické tvary terénu podobné krajině v zónách věčně zmrzlé půdy na Zemi.
Vírovité útvary, které na satelitních snímcích vypadají jako vrstvené usazeniny v polárních oblastech planety, jsou zblízka systémem teras, říms a prohlubní, které tvoří různé formy.
Usazeniny polární čepice o tloušťce několika kilometrů se skládají z vrstev oxidu uhličitého a vodního ledu smíchaného s prachovitým a jemným prachovitým materiálem.
Dip-subsidenční tvary charakteristické pro rovníkovou zónu Marsu jsou spojeny s procesem destrukce kryogenních vrstev.
Voda na Marsu
Na většině povrchu Marsu nemůže voda existovat v kapaliněstavu kvůli nízkému tlaku, ale v některých oblastech s celkovou plochou asi 30 % plochy planety odborníci z NASA připouštějí přítomnost kapalné vody.
Spolehlivě zavedené zásoby vody na Rudé planetě jsou soustředěny především v připovrchové vrstvě permafrostu (kryosféra) o tloušťce až mnoha stovek metrů.
Vědci nevylučují existenci reliktních jezer kapalné vody a pod vrstvami polárních čepiček. Na základě odhadovaného objemu marťanské kryolitosféry se zásoby vody (ledu) odhadují na asi 77 milionů km³, a pokud vezmeme v úvahu pravděpodobný objem rozmrzlých hornin, mohlo by se toto číslo snížit na 54 milionů km³.
Navíc existuje názor, že pod kryolitosférou mohou být vrstvy s kolosálními zásobami slané vody.
Mnoho faktů naznačuje přítomnost vody na povrchu planety v minulosti. Hlavními svědky jsou minerály, na jejichž vzniku se podílí voda. Především je to hematit, jílové minerály a sírany.
Marťanské mraky
Celkové množství vody v atmosféře „vyschlé“planety je více než 100 milionkrát menší než na Zemi, a přesto je povrch Marsu pokryt, byť vzácně a nenápadně, ale skutečnými a dokonce namodralými mraky sestávající však z ledového prachu. Oblačnost se tvoří v širokém rozmezí nadmořských výšek od 10 do 100 km a je soustředěna hlavně v rovníkovém pásu, zřídka stoupá nad 30 km.
Ledové mlhy a mraky jsou v zimě také běžné u polárních čepiček (polární opar), ale tady mohou"klesnout" pod 10 km.
Mračna se mohou zbarvit do světle narůžovělé barvy, když se ledové částice smíchají s prachem zvednutým z povrchu.
Byly zaznamenány mraky nejrůznějších tvarů, včetně vlnitých, pruhovaných a cirrů.
Marťanská krajina z lidské výšky
Poprvé vidět, jak vypadá povrch Marsu z výšky vysokého muže (2,1 m), umožnilo „paži“vozítka kuriozit vyzbrojeného kamerou v roce 2012. Před udiveným pohledem robota se objevila „písečná“, štěrkovo-štěrková pláň, posetá malými dlažebními kostkami, se vzácnými plochými výchozy, možná podložím, sopečnými horninami.
Fádní a monotónní obraz na jedné straně oživil kopcovitý hřeben okraje kráteru Gale a na druhé straně mírně se svažující masa hory Mount Sharp, vysoká 5,5 km, která byla objektem hon kosmické lodi.
Při plánování trasy po dně kráteru autoři projektu zjevně ani netušili, že povrch Marsu pořízený vozítkem Curiosity bude tak rozmanitý a heterogenní, na rozdíl od očekávání, že uvidím jen nudnou a monotónní poušť.
Na cestě k Mount Sharp musel robot překonat rozbité, deskovité ploché povrchy, mírné stupňovité svahy vulkanicko-sedimentárních (soudě podle vrstvené textury na třískách) hornin a také blokové sesuvy tmavě namodralé vulkanické horniny s buněčným povrchem.
Aparatura po cestě pálila na „shora indikované“cíle (dlažební kostky) laserovými pulzy a vrtala malé studny (až 7 cm hluboké) ke studiu materiálového složení vzorků. Analýza získaného materiálu kromě obsahů horninotvorných prvků charakteristických pro horniny základního složení (čediče) prokázala přítomnost sloučenin síry, dusíku, uhlíku, chloru, metanu, vodíku a fosforu, tzn. "složky života".
Navíc byly nalezeny jílové minerály vzniklé v přítomnosti vody s neutrální kyselostí a nízkou koncentrací solí.
Na základě těchto informací, ve spojení s dříve získanými informacemi, se vědci přiklonili k závěru, že před miliardami let byla na povrchu Marsu kapalná voda a hustota atmosféry je mnohem vyšší než dnes.
Morning Star of Mars
Od té doby, co sonda Mars Global Surveyor v květnu 2003 obíhala kolem Rudé planety ve vzdálenosti 139 milionů km kolem světa, takto vypadá Země z povrchu Marsu.
Ve skutečnosti však naše planeta odtamtud vypadá přibližně tak, jak vidíme Venuši v ranních a večerních hodinách, pouze zářící v nahnědlé temnotě marťanského nebe, osamělá (kromě slabě rozeznatelného Měsíce) malá tečka je o něco jasnější než Venuše.
První snímek Země z povrchu bylvyrobeno v poslední hodinu z roveru Spirit v březnu 2004 a Země pózovala „ruku v ruce s Měsícem“pro kosmickou loď Curiosity v roce 2012 a ukázalo se, že je ještě „krásnější“než poprvé.
