Mars
Vzdálenost od Slunce
maximální
249,1 mil. km
minimální
206,7 mil. km
střední
227,9 mil. km
Rovníkový průměr 6786 km
Úniková rychlost 5 km/s
Střední oběžná rychlost 24,13 km/s
Doba oběhu 696,98 pozemských dnů
Doba rotace 24,62 h
(24h 37m 23s)
Povrchová teplota -133°C až -22°C
Atmosférický tlak 7 tisícin zemského
Hmotnost 11% Země
Střední hustota 3,95 g/cm3
Excentricita dráhy 0,093
Sklon dráhy k rovníku 25,19°
Sklon dráhy k ekliptice 1,85°
Albedo (odrazivost) 0,154
Přitažlivost 38% zemské



Mars je čtvrtou planetou od Slunce, sedmou největší.
Mars byl znám již od prehistorických dob. Stále je favoritem spisovatelů sci-fi a nejvhodnějším místem (kromě Země)ve Sluneční soustavě pro lidské osídlení.



Dráha a rotace
Stejně jako v případě Země, nastává na severní polokouli Marsu zima tehdy, když je planeta poblíž perihélia a dopadá na ni intenzívnější sluneční záření. Výsledkem toho je pak mírnější celkové klima na severní polokouli než na polokouli jižní.


Těleso planety
Na pólech planety jsou bílé kruhové skvrny, připomínající ledovce zemských pólů. Zásadně odlišná je však dominující barva obou planet - naše Země je při pohledu z vesmíru převážně modrobílá, zatímco Mars je nápadně červený. Příčinou jsou oxidy železa v povrchových vrstvách hornin Marsu. Mars má mnohem nižší hustotu než Země - pouze 3,9 g/cm3. Z toho vyplývá, že se formoval v chladnější oblasti mateřské mlhoviny než Země; je sice složen z četných prvků, ale čistého železa obsahuje podstatně méně než Země. Železné jádro Země zaujímá asi třetinu jejího objemu, jádro Venuše asi jednu pětinu a jádro Marsu pouze 4% celkové hmoty planety.


Nitro planety
Celková mocnost kůry bohaté na hliník a křemík nepřevyšuje 50 km. Hustota jádra dosahuje pravděpodobně 7000 - 8000 kg/m3 . To zaujímá pouze 4 % objemu planety. S určitostí můžeme tvrdit, že jádro není železné.


Magnetické pole
Radiační pásy nebyly zjištěny. 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. Takže magnetické pole je velmi slabé. Jeho intenzita je 7 - 10 krát větší než intenzita meziplanetárního mag. pole. Osa magnetického dipólu je skloněna vzhledem k ose rotace o 20°.


Povrch Marsu
Povrch Marsu je zřejmě výsledkem mnoha procesů, za nichž se vytvořily různé typy terénu. Mezi tyto procesy lze počítat bombardování povrchu meteoroidy, vulkanickou a tektonickou činnost, vymizení podkladového materiálu, působení větru a snad i vody. Výrazným terénem této planety je krajina pokrytá krátery. Na jižní polokouli planety je ale daleko více kráterů než na polokouli severní a mnohé z nich vykazují stopy silné eroze. Navíc se na jižní polokouli nalézají krátery největší. Z toho lze odvodit, že nejintenzívnější bombardování probíhalo asi v první miliardě let po vytvoření kůry planety, ale ve stejné době působila i nejsilnější eroze. Krátery na severní polokouli jsou zjevně mladší a mají také lépe zachovány všechny detaily. Není to samozřejmě vyvoláno tím, že by bombardování na severní polokouli bylo slabší, ale zahlazením nejstarších a největších kráterů pozdějšími vulkanickými výlevy. Jiným působivým svědkem vulkanické činnosti jsou obrovské štítové sopky, jejichž základny mají průměr několika set kilometrů, a které jsou vyšší než nejvyšší hory na Zemi. Nejmladší a největší z nich je Olympus Mons s průměrem asi 600 km, převyšující okolní terén o 25 km. Jinou pozoruhodností objevenou na Marsu sondami jsou sinusovité kanály, z nichž největší má délku 1 500 km a šířku až 200 km. Na první pohled připomínají koryta pozemských řek, a proto se jejich vznik připisuje působení tekoucí vody. Určitou podobu by snad bylo možné najít mezi marťanskými kanály a pouštními, vysýchajícími říčkami na Zemi. Atmosféra Marsu je však v současné době velmi suchá a jakákoli volná voda na povrchu planety by se velmi rychle vypařila. Není však vyloučeno, že v dřívějších dobách existovala epocha nebo možná i epochy, v nichž se na Marsu mohla udržet.


Polární čepičky
Polární čepička Marsu se sondou Okolí pólů planety je pokryto bílou vrstvou, která je nejspíš tvořena ledem. Je ale velmi tenká, protože na jaře mizí rychlostí až několika desítek kilometrů za den. Vrchní bílá vrstva, která na jaře a v létě částečně mizí a v zimě se opět obnovuje je nejspíš pouze méně podstatnou částí čepiček. Hlavní složkou by měla být poměrně tlustá (snad až několik set metrů) ledová vrstva, skrytá od nánosy prachu.


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. Valles Marineris NENÍ výtvorem proudící vody - vzniklo natahováním a praskáním kůry v souvislosti se vznikem Tharsis
- 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. 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!


Atmosféra na Marsu
Mocnost atmosféry nepřesahuje 100 km. A i zde můžeme pozorovat "oblačnost". Na Marsu můžeme pozorovat 3 druhy oblaků:

BÍLÉ - podobné našim cirům, tvoří větší soustavy oblaků. Vyskytují se nad vrcholky pohoří. Pohybují se hlavně v oblasti rovníků a oblasti pólů. Tvoří i ranní mlhy.

ŠEDÉ - jsou ve výšce 15 - 20 km (i 100 km). Jsou tvořeny krystalky ledu CO2. Častěji se vyskytují na severní polokouli, kde je i vyšší procento vodních par.

ŽLUTÉ - tvoří je písek. Vítr je schopen vynést prachové částice z povrchu až do výšek kolem 10 km.
Z lokálních oblačností se často vyvine útvar planetárních rozměrů. Tak vznikají prachové globální bouře. Ty vznikají nejčastěji nad pouští oblastí Hellas. Na Marsu je poměrně stálá cirkulace ovzduší. Max. rychlost větrů dosahuje až 110 m/s. Atmosféra je rozčleněna na několik vrstev. Ve výšce 40 - 50 km je teplota kolem 350 K. Nad 130 km začíná ionosféra s teplotou až 450 K. Nejvyšší vrstvy přecházejí do vodíkové korony, která sahá až do vzdálenosti 25 000 km. 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 tedy 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. Země vděčí za svou teplotu skleníkovému efektu a své poloze blíže Slunci, než má Mars.



(Oxid uhličitý spolu s dalšími plyny v atmosféře pohlcuje některé vlnové délky záření(zvláště tepelné) a znemožňuje jim únik zpět do vesmírného prostoru. Sopečná činnost uvolňuje CO2 , zatímco biologická činnost a zvětrávání hornin spotřebovávají nadbytečný CO2 a udržují celý systém v rovnováze. -řeč je zrovna o Zemi) Na Marsu je atmosféra tak řídká, že sluneční záření je odráženo zpět do vesmíru prakticky bez zábran. Není tam ani sopečná činnost, která by zvyšovala množství CO2 v atmosféře. Teploty na rovníku na Marsu tak dosahují 22°C během dne, ale klesají na -70°C v noci. Na pólech lze dokonce čekat hodnoty okolo -130°C.


Marsovy měsíce
Mars má dva miniaturní měsíce, Phobos a Deimos, které jsou pravděpodobně typickými představiteli malých měsíců. Tvarem připomínají bramboru. Co do původu se jedná o malé planetky, které si Mars 'přitáhl' pomocí své gravitační síly.


Satelit Vzdálenost Průměr Objevitel Datum
Phobos 9 500 km 11 km Hall 1877
Deimos 23 000 km 6 km Hall 1877


Život na Marsu
ASTRONOMOVÉ SNÍ O TOM, ŽE NA MARSU OBJEVÍ ŽIVOT. JE TO VŮBEC MOŽNÉ?

V roce 1969 se vesmírným sondám Mariner 6 a 7 podařilo vyfotografovat povrch Marsu ze vzdálenosti několika set kilometrů. Na obrázcích bylo vidět pustou zvrásněnou krajinu, podobnou měsíční.

Přesto se vědci z NASA rozhodli vyslat na Mars sondu, která tam přistála. Povolali britského vědce Jamese Lovelocka, aby navrhl pokusy, které by určily, zda na Marsu existuje život nebo ne. Lovelock se domníval, že je možno určit přítomnost života na Marsu prostě tím, že se provede analýza atmosféry. To, že atmosféra na Marsu se ukázala být zcela inertní a obsahovala 95% CO2 , se zdálo vylučovat přítomnost života na povrchu.

I když byl učiněn závěr, že tam nemohou žít vyšší organismy, jako jsou zvířata a rostliny, zdálo se být možným, že některé mikroorganismy by přežít mohly. Vedle Země představuje Mars jedinou planetu sluneční soustavy, kde se podmínky pro život zdají být alespoň okrajově přijatelné. Vinoucí se údolí na jeho povrchu jsou bezesporu vyschlá řečiště a přítomnost argonu v atmosféře naznačuje, že byla kdysi mnohem hustší, takže voda tam existovala v kapalném stavu.

V roce 1976 přistály na Marsu dva raketové moduly vyzbrojené detektory pro známky i velmi primitivního života. Viking 2 přestal vysílat v roce1979, Viking 1 vysílal pravidelně jednou týdně až do 90. let, Ale nebyly zjištěny žádné stopy života.

Výsledky z sond 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.



Srovnání se Zemí
Země Mars
Střední vzdálenost od Slunce(AU) 1 1,524
Rovníkový poloměr 6378 km 3394 km
Úniková rychlost 11,3 km/s 5 km/s
Doba rotace 23h 56m 3s 24h 37m 23s
Průměrná povrchová teplota +22°C -23°C
Délka roku 365,26 dne 686,98 dne
Střední hustota 5 520 kg/m3 3 940 kg/m3
Excentricita dráhy 0,017 0,093
Sklon rovníku k rovině dráhy 23,44 1,85
Odrazivost 0,39 0,15
Nejvyšší bod povrchu Mt. Everest(8 848m) Olympus Mons(24km)
Složení atmosféry 78%N2,21%O2 95%CO2,1%N2,4%Ar2
Složení povrchových materiálů Al,Si,K,Mg a jiné čedič a jeho formy
Počet měsíců 1 2




Výzkum Marsu
1576 - 1596 Tycho Brahe měřil polohy Marsu na observatoři na ostrově Hven. Tato pozorování se stala výchozím bodem pro Keplera, který vyslovil tři zákony o pohybu planet
1610 G. Galilei pozoroval fáze Marsu
1659 Ch. Huyges pozoroval Syrtis Maior, první známou podrobnost na Marsu
1666 G. D. Cassini určil dobu rotace Marsu a objevil polární čepičky
1830 J. Madler nakreslil první spolehlivou mapu Marsu
1877 G. Shiaparelli pozoroval kanály na Marsu
1877, 11. a 17. srpna A. Hall objevil družice Marsu Phobos a Deimos
1947 G. P. Kuiper zjistil oxid uhličitý ve spektru Marsu
1962, 1.listopadu K Marsu se vydala první kosmická sonda, sovětský Mars 1. V době průletu kolem cílové planety se nepodařilo udržet rádiové spojení
1964, 28.listopadu start americké sondy Mariner 4, která 14. července 1965 prolétla ve vzdálanosti 10 000 km od cílové planety a odvysílala 21 snímků povrchu
1964, 30.listopadu start druhé sovětské sondy Zond 2 k Marsu. V průběhu letu s ní však bylo ztraceno spojení
1969, 24. února start sondy Mariner 6, která 31. července prolétla ve vzdálenosti 3 390 km od Marsu. Nad rovníkovou oblastí pořídila 76 snímků povrchu
1969, 27.března na cestu k Marsu se vydal Mariner 7, dvojče Marineru 6. Přiblížil se 4.srpna k Marsu na 3 000 km a předal na Zem 126 snímků jižní polokoule
1971, 19.května start sovětské sondy Mars2. Dne 27.listopadu se orbitální část sondy stala druhou umělou družicí Marsu. Pokus o měkké přistání sestupového modulu se nezdařil
1971, 28.května start sondy Mars 3, shodné se stanicí Mars 2. Orbitální část přešla 2. prosince na dráhu kolem Marsu a stala se třetí umělou družicí Marsu. Sestupový modul měkce přistál téhož dne na povrchu Marsu v oblasti Phaenthontis na jižní polokouli jako první těleso vyrobené lidskou rukou. Po 20 sekundách bylo ztraceno rádiové spojení. Družice Mars 2 a 3 pracovaly na drahách kolem planety po dobu 8 měsíců
1971, 30.května start sondy Mariner 9, která 13.listopadu dorazila do oblasti Marsu. Do 27. října 1972 získala celkem 7329 snímků Marsu a obou jeho měsíců
1973, 21.července start sondy Mars 4, která prolétla 10. února ve vzdálenosti 2200 km od Marsu
1973, 25.července start sondy Mars 5, která měla stejné úkoly jako Mars 4. 12. února 1974 se dostala na oběžnou dráhu kolem Marsua získala řadu fotografií povrchu
1973, 5.srpna start sondy Mars 6, která se 12. března 1974 pokusila o další měkké přistání v severní části Planitia Argyre na jižní poolokouli. Při sestupu atmosférou planety zjistila velké množství argonu. Pozdější měření tento výsledek nepotvrdila. V okamžiku přistání bylo se sondou ztraceno spojení.
1973, 20.srpna start sondy Viking 1. k Marsu dorazila 19.června 1976 a stala se družicí Marsu. 20.července přistál sestupový modul v oblasti Planitia Chryse
1973, 9. září start sondy Viking 2. k Marsu dorazila7.srpna 1976 a vytvořila další družici planety. 3.září 1976 přistál sestupový modul v oblasti Planitia Utopia. Program Viking uskutečnil komplexní výzkum Marsu a jeho měsíců z oběžné dráhy a přímo z povrchu. Družice Viking Orbiter 2 pracovala do 25. července 1978. 6.8.1980 přestala pracovat družice Viking Orbiter 1. pro poruchu v energetickém systému přestal v dubnu 1981 vysílat sestupový modul Viking Lander 2. Modul Viking Lander 1 přejmenovaný na stanici dr. T.A. Mutche přestal pracovat v polovině listopadu 1982. Předpokládalo se, že tato sonda bude v provozu až do roku 1994. K přerušení práce došlo patrně nádledkem vyslání chybného povelu z pozemní stanice Obě družice Viking pořídily 52 000 snímků, které zachycují 97% povrchu Marsu. Sestupové moduly získaly 4 500 snímků a 3 milióny meteorologických měření.
1997, červenec na povrchu Marsu přistála sonda Pathfinder-studium atmosféry- a na povrchu pracovalo vozitko Sojourner - dokonalé zmapování povrchu
1998 - 1999 Mars Polar Lander- bohužel ztracen
2001 Mars Surveyor 2001 - celkové studie, průzkum povrchu, produkce surovin



Zpět na Měsíc Úvodní stránka Vpřed na Jupiter