MARS

Mars je čtvrtá planeta sluneční soustavy, druhá nejmenší planeta soustavy po Merkuru. Je pojmenována po římském bohu války Martovi. Jedná se o planetu terestrického typu, tj. má pevný horninový povrch pokrytý impaktními krátery, vysokými sopkami, hlubokými kaňony a dalšími útvary. Má dva měsíce nepravidelného tvaru pojmenované Phobos a Deimos.

V období, kdy je Mars v opozici ke Slunci a Země se tak nachází mezi těmito dvěma tělesy, je Mars pozorovatelný na obloze po celou noc. Spolehlivé informace o prvních pozorováních Marsu jako planety neexistují, ale je pravděpodobné, že k nim došlo mezi lety 3000 až 4000 př. n. l. Všechny starověké civilizace, Egypťané, Babylóňané a Řekové, znaly tuto „putující hvězdu“ a měly pro ni svá pojmenování. Kvůli jejímu načervenalému nádechu, způsobenému červenou barvou zoxidované půdy na jejím povrchu, považovaly staré národy Mars většinou za symbol ohně, krve a zániku.

Detailní zkoumání planety umožnilo od 60. let 20. století takřka 20 úspěšných automatických sond. V současné době jsou na oběžné dráze kolem Marsu tři funkční sondy (Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter) a na povrchu planety se pohybují dvě vozítka mise Mars Exploration Rover (Spirit a Opportunity),^[2] která poskytla data, jež umožnila zmapovat větší část povrchu, definovat základní historická období či porozumět základním jevům odehrávajícím se na planetě.

Vznik

Mars vznikl podobně jako ostatní planety našeho systému přibližně před 4,5 miliardami let^[3] akrecí z pracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která svou gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, které se vzájemně srážely a formovaly větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety. V porovnání s ostatními má Mars – nejvzdálenější z terestrických planet – nejvyšší zastoupení lehkých prvků jako křemík, hliník či síra.

Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu zbylým materiálem ze vzniku soustavy, což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Je dokonce možné, že celý povrch byl roztaven do podoby tzv. magmatického oceánu, jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety a umožňuje existenci vulkanismu a tektonických procesů.^[4]

Fyzikální charakteristiky

Mars má oproti Zemi zhruba čtvrtinovou plochu povrchu a přibližně desetinovou hmotnost (1,448×10⁸ km² a 6,4185×10²³ kg). Sluneční den je podobně dlouhý jako na Zemi (24 hodin, 39 minut a 35,244 sekund) a nazývá se Sol.

Geologická stavba Marsu je podobná jako Země. Na povrchu kůra, pod ní plášť a uprostřed jádro
(umělecká představa)

Geologické složení

Podrobnější informace naleznete v článku Geologie Marsu.

Přesné geologické složení planety není známo, ale na základě astronomických pozorování a průzkumu několika desítek meteoritů z Marsu,^[5] které byly nalezeny na Zemi, se soudí, že povrch Marsu je tvořen převážně z čedičů. Oproti pozemským čedičům jsou některé oblasti obohaceny o křemičitanovou složku, podobající se až pozemských andezitům (na druhou stranu je možné, že jsou tvořeny i sopečným sklem). Při pozorování je planeta načervenalá, což je způsobeno pokrytím celého povrchu planety oxidem železitým. V okolí Marsu se v současnosti nevyskytuje globální magnetické pole, avšak některé oblasti planety vykazují trvalou magnetizaci, což svědčí pro hypotézu, že historické magnetické pole bylo globálního charakteru. Na povrchu se nevyskytuje voda v tekutém stavu, což může být jeden z důvodů proč na Marsu není pozorována desková tektonika. V minulosti (zejména na počátku vývoje planety) však mohla být část kůry mobilní, a v takovém případě by pozorované peleomagnetické anomálie mohly souviset s tvorbou nové kůry,^[6] podobně jako je tomu u zemských středooceánských hřbetů.

Vzhledem k faktu, že na Marsu nebyly prováděny podrobné geologické průzkumy, jsou současné poznatky o planetě a její vnitřní stavbě velmi slabé a založeny převážně na srovnáních se Zemí a teoretických modelech založených na nepřímých měřeních pořízených automatickými sondami. Odhaduje se, že planeta má žhavé, zčásti tekuté jádro, které má přibližně 1480 km^[7] v průměru a je složené převážně ze železa s 15 – 17 váhových % příměsí síry, což je až dvakrát více než je obsah síry v jádru Země.^[7]

Jádro je obklopeno křemičitým pláštěm, jehož aktivita spojená s tepelným vývojem dala vzniknout většině tektonických a vulkanických útvarů na planetě. V současnosti je tato aktivita minimální, avšak v hlubších částech pláště může plášťová konvekce stále probíhat. Nejsvrchnější část pláště tvoří kůra, jejíž průměrná mocnost dosahuje 50 km až 125 km.^[7]

Největší hora sluneční soustavy Olympus Mons. Velikost základny je přibližně 600 km, přičemž hora ční asi 24 km nad okolní planinou^[8]
(Viking 1)

Povrch

Podrobnější informace naleznete v článcích Povrch Marsu a Vulkanismus na Marsu.

Do 60. let 20. století se všeobecně věřilo, že polární čepičky Marsu jsou složené ze zmrzlé vody. Během průzkumu kosmickými sondami se ale ukázalo, že Mars má atmosféru složenou především z oxidu uhličitého s pouze malou příměsí vody, která se předpokládala v polárních oblastech. Na základě tohoto zjištění byl následně vytvořen model atmosféry Marsu, ze kterého vyplynulo, že dostatečně nízké teploty způsobily zkondenzování a zmrznutí samotného CO₂ na pólech. Kvůli tomuto periodickému ději (na Marsu se střídají roční období podobně jako na Zemi) dochází také k významné změně tlaku během roku. Další podrobné zkoumání nicméně ukázalo, že se póly skládají z vodního i suchého ledu (H₂O i CO₂).

Pro pozorovatele mimo planetu má Mars převážně červenou barvu, přesněji bledě oranžovou nebo růžovou se dvěma bělavými oblastmi polárních čepiček. Na červených oblastech se nacházejí rozličné světlé a tmavé plochy s nazelenalou barvou. Tmavé plochy ovšem nejsou oceány vody, protože ta se na Marsu nemůže vyskytovat v tekutém stavu kvůli nízkému atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tyto změny v jasnosti povrchu jsou způsobené rozdílným druhem povrchového materiálu: světlejší naoranžovělé oblasti obsahují prach a písek bohatý na oxid železitý; tmavší plochy jsou zpravidla více kamenité a skalnaté regiony. Nahodilé silné větry, které se na Marsu vyskytují, přesouvají prach a mění tak rozměry a tvary těchto světlejších a tmavších ploch.

Povrch Marsu je velmi různorodý. Jižní polokoule s víceméně hornatou krajinou je pokryta krátery, zatímco na severní polokouli jsou rozsáhlé rovné pláně zalité lávou. Obecně je povrch Marsu pokryt skalnatými a nebo kamenitými útvary, které jsou místy překryty prachem a písečnými dunami. Na Marsu se nachází značné množství kráterů, koryt, kaňonů a sopek. Je zde v současnosti nejvyšší známá hora sluneční soustavy – štítová sopka Olympus Mons, která dosahuje výšky 27 km nad okolní terén. V rovníkové oblasti Marsu se nachází obrovský kaňon Valles Marineris, dlouhý 4 500 km a hluboký 7 km. Objevila ho sonda Mariner 9 mapující Mars v letech 1971–1972, podle které byl kaňon pojmenován. Průzkum sondami Viking přinesl i snímky oblasti Cydonia Mensae, na kterých se objevil zvláštní útvar připomínající lidskou tvář obrácenou k nebi.^[9] Tento skalní útvar se později začal označovat jako tzv. „tvář z Marsu“ ^[10] a považoval se za umělé díle mimozemské civilizace. Pozdější kvalitnější snímky ale ukázaly, že se jednalo pouze o hru světla a stínu na obyčejném erodovaném skalním masívu.^[10]

[editovat] Atlas

Pojmenování povrchových útvarů Marsu je složitější než v případě Merkuru a Venuše, jelikož názvosloví vznikalo více než sto let již od prvních pozorování prováděných italským astronomem Giovannim Schiaparellim roku 1877. Ten během pozorování začal pro útvary používat jména známé z Evropy, Asie a Afriky, které spojoval s mytologickými názvy. V práci, kterou Schiaparelli započal, pokračoval i Eugene Antoniadi, v obou případech byly pojmenovány ale výrazné albedové útvary, které ne nutně odpovídaly objektům na povrchu. Po roce 1973 došlo k podrobnému zmapování povrchu Marsu pomocí sondy Mariner 9, což přineslo velkou revizi názvů a jejich úpravu, na které je postaveno současné názvosloví.^[11]

[editovat] Poznámky

Nulová výška: Protože Mars nemá žádné vodní plochy, neexistuje tedy ani žádná přirozená nulová výška jako je u Země hladina světového oceánu, od které by se mohly měřit topografické výšky. Byla tedy zavedena umělá nulová výška povrchu, do 90. let 20. století daná atmosferickým tlakem 6,1 mbar a později daná středním gravitačním potenciálem v oblasti rovníku planety.^[12]

Nultý poledník: Rovník Marsu je dán rotací, ale nultý poledník byl určen podobně jako na Zemi, dohodou, že prochází určitým konkrétním bodem. Astronomové v 19. století si za tento bod zvolili s poměrně velkou nepřesností kruhový útvar na povrchu označovaný jako Sinus Meridiani. Teprve roku 1972, poté co sonda Mariner 9 získala první podrobnější snímky, bylo určeno, že nultý poledník prochází malým kráterem Airy-0 v oblasti Sinus Meridiani.

Interaktivní mapa Marsu

Kliknutím na požadovanou oblast budete přesměrováni na odpovídající článek. Barva udává výšku nad nebo pod referenčním elipsoidem. Po stranách lze odečítat zeměpisnou šířku a délku.

Stratigrafie

Podrobnější informace naleznete v článku Stratigrafie Marsu.

Stratigrafie Marsu je vědní disciplína v planetologii, která se snaží rozčlenit základní stratigrafické jednotky na Marsu. V současnosti se skládá ze tří základních jednotek, které byly vyčleněny na základě fotografií sondy Viking ze 70. let. Nyní, vzhledem k získávání stále nových dat ze sond z posledního desetiletí, které kolem Marsu obíhají či po něm jezdí, procházejí podstatnou revizí. Vzhledem k tomu, že zatím není možné získat geologické vzorky přímo z hornin na povrchu, je celá stratigrafie založena na pozorování svrchní vrstvy kůry, respektive na projevech impaktů cizích těles na povrch.

Pozorováním kráterů byly vyčleněny tři základní historická období v geologické historii planety: noachian, hesperian a amazonian.

Nad povrchem je viditelná atmosféra
(Mars Global Surveyor)

Atmosféra

Podrobnější informace naleznete v článku Atmosféra Marsu.

Mars má dnes velmi řídkou atmosféru, která není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi povrchem a okolním prostorem, což má za následek velké tepelné rozdíly během dne a noci. Tlak na povrchu se pohybuje mezi 600 až 1000 Pa, což je přibližně 100 až 150krát méně než na povrchu Země či jako přibližně ve 30 km nad jejím povrchem. Podobně jako na Zemi ale dochází ke změnám v atmosféře v závislosti na sezónních výkyvech, jak se planeta přibližuje a oddaluje od Slunce. V zimě 25–30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na pólech, zatímco v létě opět sublimuje a vrátí se do atmosféry.

Atmosféra je tvořena převážně z oxidu uhličitého (95,32 %), dále obsahuje: dusík (2,7 %), argon (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhelnatý (0,07 %) a vodní páry (0,03 %),^[13] která vzniká sublimací z polárních čepiček. Mezi ostatní plyny vyskytující se v atmosféře se pak ještě řadí neon, krypton, xenon, ozón a metan (který je možným indikátorem života na Marsu, jelikož podléhá rychlému rozpadu^[14]).

Průměrná teplota u povrchu planety je okolo −56 °C. Pro Mars jsou charakteristické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty běžně pohybují od −90 do −10 °C, a nad nulu se dostanou jen výjimečně. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnout až +30 °C. I přes tyto občasně příznivé teploty nemůže na povrchu existovat kapalná voda. Voda by se okamžitě začala vypařovat vlivem nízkého tlaku. Ve výšce okolo 40 až 50 km nad povrchem se nachází vrstva, která má stálou teplotu. Následně ve výšce přibližně 130 km začíná ionosféra a vodíková koróna planety dosahuje až do výšky 20 000 km.^[15]

Minulost

První úspěšná mise byla americká Mariner 4 vypuštěná v roce 1964. Následoval symbolický úspěch dvou sovětských sond Mars 2 a Mars 3 vypuštěných v roce 1971, které přistály na jeho povrchu, ale kontakt s nimi byl ztracen několik sekund po dosednutí. Důležitou událostí začátku 70. let 20. století se stalo navedení americké sondy Mariner 9 na oběžnou dráhu, která pořídila první kvalitní fotografie povrchu planety, jenž umožnily rozpoznat základní morfologické jednotky. Následoval americký program Viking, který se skládal ze dvou orbitálních sond, každá obsahující i povrchový modul. Oba povrchové moduly úspěšně přistály na povrchu v roce 1976 a po dobu 6 (Viking 1) respektive 3 (Viking 2) let prováděly pozorování. Přistávací moduly odvysílaly na Zemi také první barevnou fotografii povrchu Marsu^[32] a orbitální sekce pořídily detailní fotografie povrchu v takovém rozlišení, že jsou některé části používány dodnes. V roce 1988 byly vyslány dvě sovětské sondy Fobos 1 a 2, které měly studovat Mars a jeho dva měsíce. Bohužel se ale Fobos 1 odmlčel již po cestě k Marsu, zatímco Fobos 2 pořídil úspěšně fotografie Marsu i Phobosu, ale před vysláním dvou přistávacích modulů na povrch měsíce se porouchal.

Po selhání sondy Mars Observer v roce 1992 se roku 1996 k Marsu dostala sonda Mars Global Surveyor, která úspěšně mapovala povrch planety až do roku 2006, kdy bylo po třetím prodloužení mise se sondou ztraceno spojení. Měsíc po vyslání sondy Surveyor byla vyslána další sonda Mars Pathfinder, která měla za úkol vysadit na povrchu malé pojízdné vozítko, jenž by zkoumalo okolí přistávacího modulu v oblasti Ares Vallis. Tato mise byla pro NASA obrovským úspěchem, jelikož přinesla velkou řadu snímků z povrchu, kterým se dostala obrovská publicita.

Současnost

Skutečný povrch planety s uměle vygenerovaným vozítkem Opportunity
(umělecká představa)

V roce 2001 NASA vyslala úspěšně sondu Mars Odyssey, která je stále na orbitě planety. Pomocí gama spektrometru objevila známky vodíku ve svrchních metrech marsovského regolitu. Předpokládá se, že tento vodík je vázán ve vodním ledu, který se pod povrchem nachází.^[33]

O dva roky později v roce 2003 se k planetě vydala evropská sonda Mars Express, která se skládala ze dvou částí, orbitálního modulu Mars Express a přistávacího s označením Beagle 2. Tato mise byla úspěšná jen částečně, jelikož přistávací modul z nezjištěných příčin selhal během přistávacího manévru a následně v únoru 2004 byl prohlášen za ztracený.^[34] Na začátku roku 2004 byl pomocí planetárního fourierovského spektrometru pracující s infračerveným světlem ohlášen nález metanu v atmosféře Marsu. V červnu 2006 Evropská vesmírná agentura vydala zprávu, že objevila polární záři.^[35]

V roce 2003 se k Marsu vydala i dvě stejná vozítka NASA v rámci projektu Mars Exploration Rovers – Spirit (MER-A) a Opportunity (MER-B). Obě dvě vozítka úspěšně přistála na povrchu v lednu 2004 a začala zkoumat místa dopadu, pomocí mechanického ramena očišťovat vzorky a analyzovat je. Mezi největší objevy patří důkaz, že na Marsu kdysi skutečně byla tekutá voda v obou oblastech, kde sondy přistály. Vozítka měla hlavní misi naplánovánu na 90 dní, ale díky silnému větru a prachovým vírům, které čistí solární panely vozítek, jsou zařízení stále funkční (květen 2008).^[36]

12. srpna 2005 byla vyslána další americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter, která se na oběžnou dráhu planety dostala 10. března 2006. Hlavním úkolem plánované dvouleté vědecké mise je zmapovat povrch Marsu a studovat počasí, aby se mohlo vybrat vhodné místo pro další sondy, které by měly na povrchu přistát. Sonda obsahuje telekomunikační zařízení s vyšší přenosovou rychlostí než všechny předchozí sondy dohromady.

V současné době (25. květen 2008) úspěšně přistála na Marsu nepohyblivá americká sonda Phoenix, která byla na svojí cestu vyslána 4. srpna 2007. Přistála poblíž severní polární čepičky. Přistávací modul je vybaven robotickou rukou, která je schopna odebrat vzorky až do vzdálenosti 2,5 metru a dostat se až metr pod marsovský povrch. Předpokládá se, že se podařilo přistát v oblasti, kde je 80% šance na to, že do 30 cm pod povrchem se nalézá led. Současně je sonda vybavena mikroskopickou kamerou, která je schopna vyhotovit fotografie předmětů o velikosti jedné tisíciny tloušťky lidského vlasu. Veškerá komunikace se sondou je možná díky dvěma umělým družicím, které Mars obíhají, Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter, které zprostředkovávají sondou zaslaná data na Zemi a zpět. Délka mise je plánována na cca 3-4 měsíce než nastane na severní polokouli Marsu zima a tudíž i nedostatek světla pro pohánění sondy. Vědci neočekávají, že by Phoenix přežil zimní období, kdy teploty klesají k -100 °C. Do té doby by však mohl posbírat data, z nichž by se vědci měli více dozvědět o tom, jestli na Marsu kdysi mohla existovat primitivní forma života.^[37][38]

 

Budoucnost

V roce 2011 by měla z mysu Canaveral odstartovat sonda Mars Science Laboratory.^[39] Jde o sofistikovanou pojízdnou laboratoř, která by měla na Marsu, mimo jiné, hledat organické sloučeniny či stopy života.^[40]

Na rok 2011 se plánuje rusko-čínská mise Fobos-Grunt, která si klade za cíl dopravit zpět na Zem vzorky z měsíce Phobos. Na rok 2012 plánuje Evropská vesmírná agentura svoje první vozítko pod názvem ExoMars; měl by být schopný kopat až dva metry pod povrch, kde by hledal organické molekuly.^[41][42]

V roce 2004 vyhlásil americký prezident George W. Bush dlouhodobý plán Vision for Space Exploration, dle kterého se USA připravují vyslat na povrch Marsu pilotovanou loď a na jeho povrch vysadit člověka.^[43] Podobné plány má i Evropská vesmírná agentura sdružující evropské země, která by chtěla dostat člověka na Mars mezi lety 2025 až 2030.^[44] Obdobné ambice má i Rusko.^[45]

Život na Marsu

Podrobnější informace naleznete v článku Život na Marsu.

Detail výbrusu meteoritu AHL84001, kde se podle některých výzkumů nachází pozůstatky po „jednoduchém životě“. Průměr protáhlého útvaru je 100 nm

Současné poznání historie Marsu nasvědčuje, že se po jeho vzniku na povrchu nacházela hustá atmosféra a kapalná voda, která možná tvořila i celoplanetární oceán pokrývající převážnou část severní polokoule.^[46] Dle současné teorie o vzniku života tím byla splněna základní podmínka, která mohla vytvořit obyvatelnou zónu na povrchu a umožnit tak vznik primitivního života.^[47] Na druhou stranu proti vzniku života hovoří fakt, že tyto příznivé podmínky trvaly pouze dočasně, v současnosti je téměř všechna voda na Marsu zmrzlá, a planeta se tak nachází mimo obyvatelnou zónu Slunce. Předpokládá se, že by pro případný vznik života musely být k dispozici jiné energetické zdroje než energie Slunce (např. vulkanismus).

Slabá magnetosféra a extrémně tenká atmosféra, veliké výkyvy teplot, ukončení současné vulkanické činnosti a bombardování povrchu meteory nedávají v současnosti příliš mnoho nadějí, že by život (pokud se vyvinul) mohl přežít do dnešních dní, i když vědci na Zemi jsou neustále překvapování podmínkami, za kterých může život přežívat (radioaktivita,^[48] život v naprosté temnotě,^[49] život bez dýchatelného kyslíku,^[50] atd.).

Pro potvrzení či vyvrácení teorie o životě na Marsu chybí zatím jasné důkazy. Existují sice některé náznaky, které nasvědčují, že na Marsu život skutečně byl, jako například struktury připomínající pozůstatky činnosti organismů v meteoritu ALH84001.^[51] Na povrchu planety provedlo několik sond (např. Viking) experimenty, které měly objevit důkazy života, ale tyto pokusy nepřinesly žádný důkaz potvrzující život na planetě nyní ani v minulosti.

Pro nebezpečí zavlečení pozemského života na Mars jsou sondy určené pro přistání na Marsu pečlivě sterilizovány^[52] (i když na začátku výzkumu nebyly všechny sondy sterilizovány příliš pečlivě^[53]). Na jasnou odpověď, jestli na planetě skutečně vznikl život anebo jestli se jedná pouze o vědeckou fikci, je potřeba počkat, dokud nebude pečlivě prostudována větší část povrchu planety.

Kolonizace