Mars je snad nejpopulárnější planeta, zejména v posledních dvou stoletích. I když je třetím nejmenším planetárním tělesem (po Merkuru a Plutu) a obíhá až jako čtvrtá planeta kolem Slunce, má (a hlavně v budoucnosti ještě může mít) pro lidstvo větší význam než kterékoliv jiné vesmírné těleso.
Na obloze nás upoutá jeho cihlově červená barva, stejně jako naše předky.
Staré národy ji vesměs považovaly za symbol ohně a krve, proto má planeta jméno – Mars, bůh války. Škoda, že jsme se neřídili indickou astrologií, v nichž je naopak bohem lásky, neboť sídlem lásky je červené srdce. Charakteristická barva je ve skutečnosti způsobena výskytem oxidů železa na povrchu, připomínajícím kamenitou poušť – horniny, půda i obloha mají hnědočervené až okrové zabarvení.
Nejbližší sourozenec
Mars má zhruba poloviční průměr než Země a je obklopen dynamickou atmosférou. Přes četné rozdíly je Zemi nejpodobnější – dobou rotace, sklonem osy, střídáním ročních dob i některými povrchovými útvary. V dalekohledu Mars vidíme jako okrový kotouček s několika temnými a jasnými skvrnami. Detailnější pohled a většinu poznatků přinesly až kosmické sondy, kterých se k Marsu vydalo téměř 50. Zvlášť letošní rok je úspěšnou invazí na Mars: na oběžné dráze pracují tři družice a do dvou odlišných míst povrchu byla v lednu vysazena výzkumná vozidla. Počátkem března jsme se dozvěděli senzační potvrzení našich teorií: na Marsu kdysi opravdu tekla voda!
Sklon Marsovy rotační osy se téměř shoduje se sklonem osy Země. Na planetě se proto podobně jako na Zemi střídají roční období – jen vzhledem k delší oběžné době Marsu trvá každá z nich kolem poloviny našeho roku.
Mars se otáčí poněkud pomaleji než Země, takže sluneční den, zvaný sol, trvá 24h 39min 35s. Denní pohyb hvězd probíhá stejně jako na pozemské obloze, jen viditelnost souhvězdí je poněkud jiná a průzračnost atmosféry je nižší než u nás. Na Marsově obloze jako nejjasnější objekt září Země.
Nitro Marsu
Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován kůrou, tvořenou nejlehčími látkami, pláštěm a jádrem z roztaveného železa a dalších příměsí.
Mapa kůry Marsu získaná měřením změny magnetického pole planety na základě měření jemných změn dráhy umělých družic Marsu byla získána orientační mapa kůry Marsu, složené z hliníku a křemíku. Rozsah tloušťky se mění v rozmezí 30 až 80 km, přičemž jsou prokazatelné rozdíly mezi severní polokoulí, kde je kůra tenčí, a jižní polokoulí, kde je silnější. Tenká kůra podporovala rychlé ochlazování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na raném Marsu. Silná kůra může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky. U měření vyplývá, že relativně nejmenší tloušťka kůry je pod pánví Hellas – jen 10 km.
Plášť, tvořený především olivínem a FeO, by mohl být silný zhruba 1500 až 2000 km. V nitru Marsu je jádro, o němž máme dosud jen orientační představu mezních hodnot. Zaujímá přibližně 16 % hmotnosti planety a 4 % objemu. Jestliže je jádro pevné (složené ze železa FeS), podobně jako zemské, potom by měl být jeho minimální poloměr asi 1250 km.
Atmosféra planety
Díky sondám víme s jistotou, že povrchový tlak řídké atmosféry je kolem 760 Pa (asi jako ve stratosféře Země ve výšce 30 km). Hodnoty naměřené na povrchu sondami jsou: Viking 1 – 900 Pa, Viking 2 – 1080 Pa a Pathfinder – 680 Pa. Povrchový tlak ovšem lokálně dosahuje hodnot až 1400 Pa v závislosti na reliéfu terénu a sezónních změnách. Např. v pánvi Hellas je 1240 Pa. Poznamenejme, že průměrný atmosférický tlak na Zemi je 101 325 Pa.
Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od ovzduší naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů. Oxid uhličitý tvoří 95,32 objemových %, dusík 2,7 %, argon 1,6 %, kyslík 0,14 %, oxid uhelnatý 0,07 %, stopy vodních par a další plyny.
Pozorované soutěsky, údolí, kaňony, pobřeží i koryta velmi věrohodně napovídají, že jimi tekla voda. Teď už tomu můžeme věřit.
Větrné proudění je poměrně značné a dosahuje až 130 m/s (450 km/h), ovšem vzhledem k hustotě atmosféry je účinek podstatně menší, než mají pozemské uragány. V místech přistání Vikingů byl obvykle přízemní vánek nepřevyšující v létě 25 km/h a na podzim 35 km/h. Při prachových bouřích však rychlost větrného proudění vzrostla na 60 až 110 km/h.
Teploty
Teploty na Marsu se pohybují v rozmezí -140 °C až +20 °C, průměrná zaznamenaná teplota byla –63 °C. Vzhledem k excentricitě dráhy Marsu jsou na severní polokouli během roku podstatně menší teplotní rozdíly než na jižní.
Průměrná roční teplota na rovníku je kolem -40 °C , ve středních šířkách -60 °C a na pólech až -110 °C. Teplota atmosféry je za dne nejméně o 20 °C nižší než teplota povrchu, za noci se tepelný rozdíl vyrovnává. Rozdíly se podobají vnitrozemí Antarktidy. Průměrná zaznamenaná teplota na Marsu je -63 °C (210 K) s maximální teplotou 20 °C (293 K) a minimální -140 °C (133 K).
Geologický vývoj
Mars spolu s ostatními planetami začal vznikat před více než 4,7 mld. let z prachu a plynu; tento proces byl ukončen před 4,6 mld. let. Geologickou minulost rozdělujeme do tří etap.
V nejstarším období (noachianu) byl povrch vystaven značnému bombardování i vulkanické aktivitě. Na severní polokouli vznikly mělké oceány, do nichž se vlévaly prudké řeky. Klima na Marsu bylo teplejší a podmínky se podobaly těm, jaké kdysi panovaly i na Zemi. Není vyloučeno, že zde začaly vznikat i primitivní formy života – avšak chyběl jim zřejmě čas k dalšímu vývoji.
Před 3 mld. let začal hesperian, v jehož průběhu se zmírnila vulkanická činnost, Mars se začal ochlazovat a vysychat. Část vody se usadila jako led, postupně překrývaný půdní erozí, část unikla do meziplanetárního prostoru.
V nejmladším geologickém období (amazonianu) procesy pokračovaly až k dnešnímu stavu, kdy je atmosféra tak řídká, že voda se nemůže vyskytovat v kapalném stavu. Pátrání po vodě na Marsu je napínavým příběhem na pokračování.
Marsovy měsíce
Kolem planety obíhají satelity Phobos a Deimos, nepravidelného tvaru, připomínající obří brambory s rozměry 27/20 km a 15/11 km, pokryté krátery od srážek s menšími tělesy a zajímavým systémem mělkých brázd. Jsou neobvykle tmavé a proto odrážejí jen malou část dopadajícího slunečního záření. Se vší pravděpodobností jde o zachycené planetky. Kosmické sondy nám je už před mnoha lety ukázaly zblízka s takovými detaily, že o tom nemusíme pochybovat.
Charakteristické údaje
Hmotnost 0,10744 hmotnosti Země
Průměr 6794 km
Hustota 3935 kg/m3
Povrchová teplota -65 °C
Doba otočení kolem osy 24,631 h
Odklon rotační osy od kolmice k dráze 25,2 °
Přitažlivost na povrchu 0,38 Země
Doba oběhu kolem Slunce 687 d
Velká poloosa dráhy 1,524 AU (227963600 km)
Excentricita 0,094
Inklinace 1,9 °
Počet měsíců 2
MALÝ PRŮVODCE PO POVRCHU MARSU
Jih: hory, pánve a pouště
Převážná část jižní polokoule je tvořena hornatým terénem, plošinou s četnými krátery a pánvemi, lemovanými horskými hřebeny.
Vzhledově se tato krajina značně podobá měsíční, avšak krátery jsou plošší (zřejmě působením erozí svahů a usazováním materiálu na jejich dno). Většina těchto kráterů je zřejmě impaktního původu a pochází z raných dob sluneční soustavy. Mezi pánvemi dominuje Hellas Planitia o průměru 1700 km, jejíž dno pokrývají kilometry prachu.
Sever: sopečné masivy
Severní polokoule je převážně rovinatá, rozkládá se s rozsáhlými plošinami a hladkými nížinami vulkanického původu. Rozkládá se tu zejména rozsáhlá severní pustina Vastitas Borealis. V oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5000 km. Největší vulkanickou strukturou na Marsu i v celém planetárním systému je Olympus Mons, jejíž kužel má základnu o průměru 550 km, vypíná se do výšky 23 km a na vrcholku je kráter o průměru 72 km. Nejpodobnější pozemská štítová sopka Mauna Kea na Havajských ostrovech má výšku 10 km nad dnem Tichého oceánu a průměr její základny je sotva poloviční.
Sestup do Údolí Marineru
Sestoupíme-li ze svahů oblasti Tharsis a vydáme se na jih, objevíme další úžasný topografický jev na Marsu, Valles Marineris. Je to obrovský systém kaňonů sahající od sopek Tharsis, konkrétně od oblasti zvaná Noctis Labyrinthus, až k nížině Chryse Planitia na východu pokrývající přes 4500 km. Obrovské rozměry jsou také v šířce, kde dosahují okolo 100 km, ale několikrát až 400–600 km. Hloubka je 5 až 6 km, místy až 7 km. Pro srovnání: Údolí Grand Canyon v Coloradu je pouze 800 km dlouhé, 30 km široké a hluboké 1,6 km. Pokud bychom tedy hledali nějaký podobný útvar na Zemi, měli bychom asi smůlu, neboť by svou délkou překonal kontinent Severní Ameriky. Objevila jej sonda Mariner 9, kroužící kolem Marsu od roku 1971. Po ní také získalo své jméno.
Na základě nejnovějších výsledků kosmických sond je zřejmé, že pod povrchem najdeme poměrně bohaté zásoby vody. Odhaduje se, že veškeré zásoby vody, obsažené v atmosféře, na povrchu i pod povrchem by mohly odpovídat souvislé povrchové vrstvě o tloušťce až několika set metrů.
Polární čepičky
Kolem pólů se vyskytují polární čepičky – usazeniny vodního ledu a ztuhlého CO2 (zejména kolem jižního pólu), měnící se podle ročních období. S příchodem místního jara se plocha polární čepičky zmenšuje, v zimě narůstá k 60 stupni areografické šířky.
V okolí pólů najdeme usazeniny zmrzlé vody a CO2 – polární čepičky – a řadu útvarů vzniklých působením mrazu. Jižní polární čepička je zdánlivě čtyřikrát menší než severní, ve skutečnosti je však větší, ale její zmrzlé usazeniny jsou z velké části zakryty vrstvami navátého prachu. Tvoří je hlavně oxid uhličitý, ve vrstvě mocnosti až 3 km s celkovým objemem zhruba 200 000 km3. Led obou čepiček by na povrchu celé planety vytvořil vrstvu o tloušťce 20 m.
MARS V OPOZICI
Mars oběhne kolem Slunce přibližně za 687 pozemských dní. Země jako planeta bližší Slunci obíhá uvnitř Marsovy dráhy rychleji, takže se vždy po 2 letech 14 dnech až 2 letech 80 dnech ocitne poblíž spojnice Slunce a Marsu. Tehdy Mars vidíme na opačné straně oblohy než Slunce – říkáme, že pro nás v opozici se Sluncem. V té době se k sobě obě planety nejvíce přibližují. Zatímco dráha Země se blíží kružnici (vzdálenost Země od Slunce se mění v rozmezí 147,1 až 152,1 milionu km), má dráha Marsu poměrně velkou výstřednost a jeho vzdálenost od Slunce kolísá od 206,7 do 249,2 milionů km. Proto se také vzdálenost Marsu a Země při každé opozici mění. V období zhruba čtvrt roku před opozicí nastává též vhodné startovní okno pro meziplanetární lety s minimální spotřebou energie.
Nejtěsnější jsou taková přiblížení, která nastanou v době, kdy je Mars poblíž přísluní. Označujeme je jako periheliové opozice; ty připadají na konec srpna či počátek září. Mars se přitom může ke Slunci přiblížit na 207 milionů km, k Zemi až na 56 milionů km a může být i jasnější než Jupiter (-2,9 mag) při maximálním úhlovém rozměru (26 vteřin). Takové mimořádné přiblížení – rekordní během nejméně šedesáti tisíc let – nastalo 27. 8. 2003 (55,7566 mil. km).
Následující opozice nastane 7. 11. 2005: min. vzdálenost mezi planetami bude o ¼ větší než r. 2003 ( tj. 69,42 milionů km) a průměr Marsu 19,8″. Všechny další opozice do r. 2018 však budou ještě horší.
Periheliové opozice nastávají vždy po 15 až 17 letech. Data několika minulých, na které si pamatujeme: 1956 – 56,56 mil. km, 1971 – 56,20 mil. km, 1988 – 56,81 mil. km.
Příští periheliová opozice nastane 27. 7. 2018, vzdálenost mezi planetami bude 57,744 milionů km a průměr kotoučku planety 24,1″.
Od vynálezu dalekohledu nastalo jen pět opozic s minimální vzdáleností pod 55,8 mil.km: 21. 8. 1640, 13. 8. 1766, 18. 8. 1845, 23. 8. 1924 a 27. 8. 2003, v čemž jsou i dvě nejtěsnější přiblížení od počátku letopočtu (27. 8. 2003 a 22. 8. 1924 při vzdál. 55,775 mil. km).
V tomto tisíciletí nastane sedm velmi těsných přiblížení. Zhruba stejná vzdálenost jako r. 2003 nás bude dělit r. 2287 a vůbec nejmenší r. 2729, kdy bude vzdálenost jen 55 651 000 km.
Nejméně výhodné jsou aféliové opozice. Tehdy je Mars od Slunce vzdálen 249 milionů km a k Zemi se nejtěsněji přiblíží zpravidla na 100 milionů km. Pochopitelně, že s měnící se vzdáleností se také mění úhlová velikost Marsova kotoučku.
V letošním roce nastává konjunkce 15. 9. 2004 a maximální vzdálenost mezi Zemí a Marsem (399 mil. km) bude 5. 9. 2004.
