Stručný popis Marsu
Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.
Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles: Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.
Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO2 trvalá.
Nitro
Ještě dnes nemáme jasný důkaz o poměrech, které se odehrávají pod povrchem Marsu, všechno co víme, je založeno na teoretických modelech. Průkopníci v tomto druhu přibližování byly Harold Jeffries (1937) a K.E. Bullen (1949); v roce 1952 Harold Urey vydal knihu, kde diskutuje o modelu nitra planety a teplotní historii. Všechny dřívější modely byly omezené špatnou znalostí přesného poloměru Marsu a momentu setrvačnosti. Nejpřesnější informace o Marsu mohly přijít, až když se k měření používaly první kosmické sondy.
Současnost
Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován kůrou (složenou z hliníku Al a křemíku Si) silnou 20 až 100 km, pláštěm (olivín a FeO) a jádrem (FeS nebo směs niklu Ni, železa Fe a FeS), které zaujímá přibližně 16 % hmotnosti planety a 4 % objemu. Z toho lze přibližně určit hustotu jádra, 7 000 až 8 000 kg/m3.
Užitím čtyř parametrů můžeme rozhodnout o velikosti a hmotnosti marťanského jádra. Nicméně, pouze tři z nich jsou známé, celková hmotnost, velikost Marsu a moment setrvačnosti. Hmotnost a velikost byla přesně stanovena z dřívějších misí. Moment setrvačnosti byl stanoven pomocí kosmické sondy Viking a dat z Pathfinder, Dopplerovským měřením precese Marsu. Čtvrtý parametr, potřebný pro dokončení modelu nitra planety, bude získán z budoucích kosmických misí. Se třemi známými parametry je model podstatně omezený. Jestliže je jádro pevné (složené ze železa) podobně jako zemské, potom by byl minimální poloměr jádra okolo 1 300 km. Jestliže je jádro vytvořeno z méně hustého materiálu jako například směs síry a železa, potom by byl maximální poloměr pravděpodobně menší než 2 000 km.
Kůra
Od července 1997 do listopadu 2006 pořizovala z oběžné dráhy podrobné snímky červené planety sonda Mars Global Surveyor (MGS), ale pod povrch se podívat nemohla. Nicméně změny gravitačního pole planety působí malé změny orbitální rychlosti sondy a tyto změny odpovídají vnitřním hustotním fluktuacím. Jemné změny dráhy byly měřeny pomocí MGS rádiového experimentu kombinovaného s topografickými údaji přesného laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), a tak mohli vědci vytvořit mapu tloušťky marťanské kůry. Na obrázku vpravo odpovídá červená barva tenčím a modrá barva silnějším oblastem kůry. Z celkové mapy kůry je možné zjistit, že rozsah tloušťky se pohybuje v intervalu od 32 km do 80 km a jsou zřejmé zřetelné rozdíly mezi obecně tenčí kůrou na severní polokoulí a silnější na jižní. Tenká kůra podporovala rychlé ochlazování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na ranném Marsu.
Je zřejmé, že největší tloušťka kůry je pod oblastí Tharsis, 60-80 km a minimální je pod pánví Hellas, pouze 10 km. Zdá se být velice pravděpodobné, že kůra Marsu je mnohem silnější než zemská, nejméně 100 km. Toto může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky.
Plášť
Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornin a z toho vyplývá, že jeho průměrná hustota je okolo 3 400 až 3 500 kg/m3.
Jádro
Přesné rozměry jádra nejsou přesně známé, protože jak bylo uvedeno výše, závisejí na zatím nepřesně zjištěných parametrech. Pokud se budeme držet toho, že je jádro složené z pevných hornin a železa, tak jeho poloměr vychází na 1 250 km. Pokud by se jednalo o lehčí látky (např. směs síry a železa), potom by jeho maximální poloměr byl okolo 2 000 km.
Atmosféra
Marsova atmosféra byla ověřena a analyzována sledováním spektrálních čar, které přicházeli z Marsu. V počátku se předpokládalo, že se atmosféra Marsu skládá převážně z dusíku a argonu, ačkoliv přímý důkaz o tom nebyl. Gerard Kuiper v roce 1952 zjistil, že na Marsu je přítomno neznámé množství oxidu uhličitého. To také byla jediná známá složka, o které se po více než deset let domnívali, že je minoritní. Toto vše bylo před měřeními, která provedla kosmická sonda Mariner 4 (1965). Později interferometrické pozorování Kaplanem a kol. prokázalo, že se jedná o složku, která má převažující zastoupení. V roce 1963 Spinrad a kol. nalezl důkaz o přítomnosti vodních par a oxid uhelnatý byl zjištěn v roce 1969 Kaplanem a kol.
Ve 20. století, před érou kosmických sond, bylo studování povrchového tlaku záhadnou záležitostí. V roce 1927 Donald Mentzel předložil dvě hodnoty pro horní limit tlaku na Marsu (závisející na použitých předpokladech), 6,6 a 2,2 kPa. V roce 1929 B. Lyot oznámil hodnotu 2,4 kPa. Většina hodnot tlaku odměřených ve čtyřicátých a padesátých letech dosahovala vcelku vysokých hodnot, například v roce 1954 Gerard de Vaucoleurs oznámil přibližně 8,5 kPa. Tyto velice nepřesné hodnoty byly způsobené různými nepřesnostmi, které byly opraveny až v roce 1964 Kaplanem a kol., který naměřil hodnotu 2,5 ± 1,5 kPa. Použitím mnohem přesnějších přístrojů koncem šedesátých let, byla velikost tlaku stanovena na hodnotu 600 - 700 Pa (516 ± 64 Pa v roce 1967, Louise Young).
Složení atmosféry
Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od atmosféry naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů.
Vzduch na Marsu obsahuje pouze jednu tisícinu vody v porovnání se Zemí, přesto toto množství je schopné zkondenzovat a vytvořit oblačnost, která se vznáší vysoko v atmosféře nebo se víří okolo svahů ohromných sopek. V údolích se mohou v časných ranních hodinách utvářet místa s mlhou. V místech, kde se vyskytoval přistávací modul sondy Viking, se každou zimu objevila tenká vrstva zmrzlé vody.
Je zřejmé, že v minulosti mohla hustá atmosféra planety umožňovat proudění vody na povrchu tak, jak můžeme pozorovat na Zemi. To, že kdysi byly na planetě velké řeky, to naznačují věrohodně vypadající soutěsky, pobřeží, koryta řek a různé ostrovy. Jak tedy Mars ztratil svoji atmosféru. Možných vysvětlení je několik; ztráta magnetického pole, zmírnění sopečné činnosti, únik částic z atmosféry nebo srážka planety s kosmickým tělesem.
Hlavní role magnetického pole spočívá v odklánění částic s elektrickým nábojem letících vesmírem, které by jinak narážely do atmosféry (sluneční vítr). Po ztrátě magnetického pole tak planeta začala ztrácet také svoji hustou atmosféru. To se pravděpodobně stalo na Marsu a podobný osud jednou čeká i větší Zemi.
Sluneční vítr je proud velmi lehkých, nabitých částeček vyletujících ze Slunce rychlostí 400 až 800 km/s, nesoucích magnetické pole. V blízkosti Marsu jsou zastaveny na vrcholu atmosféry ve výšce asi 200 km. Magnetické pole částeček solárního větru zde zachytí ionty z horních vrstev atmosféry, urychlí je a doslova odpálí pryč do vesmíru.
Skleníkový plyn oxid uhličitý, zahřívající povrch planet, se z atmosféry spolu s deštěm dostával na povrch do zdejších oceánů a moří. Zde se rozpouštěl, reagoval s horninami a tvořil uhličitany (vápenec, kalcit), které se ukládaly na dno moří a tisíce let se stlačovaly až vytvořily sedimentární usazeniny.
Zpět do atmosféry se dostával z vybuchujících sopek. Vulkanická aktivita na Marsu však dosáhla vrcholu před 3 až 3,5 mld. let. Poté se CO2 přestal vracet zpět do atmosféry a mizel z ní, čímž atmosféra chladla a ubývalo z ní i vodních par (další zmenšení skleníkového efektu a další ochlazení), tak dlouho, dokud byla na povrchu přítomna voda.
Vzhledem k tomu, že má Mars zhruba třetinovou gravitaci vůči Zemi, unikají z horních vrstev jeho atmosféry částice plynů mnohem rychleji než je tomu u hmotnější Země.
Náraz komety či asteroidu mohl způsobit ztrátu velké části atmosféry do vesmíru. Pravděpodobně se nejednalo o jediný velký dopad, ale sumu „menších“.
| Složení atmosféry (objemových): | ||||
| hlavní: | oxid uhličitý (CO2) | 95,32 % | ||
| dusík (N2) | 2,7 % | |||
| argon (Ar) | 1,6 % | |||
| kyslík (O2) | 0,13 % | |||
| oxid uhelnatý (CO) | 0,08 % | |||
| minoritní (ppm): | voda (H2O) | 210 | ||
| oxid dusnatý (NO) | 100 | |||
| neon (Ne) | 2,5 | |||
| oxid deuteria (HDO) | 0,85 | |||
| krypton (Kr) | 0,3 | |||
| xenon (Xe) | 0,08 | |||
Povrch
Historie
Před padesátými a šedesátými léty se všeobecně věřilo v to, že jsou Marsovy polární čepičky složené ze zmrzlé vody, dokonce některá pozorování Kuiperem (1952) nebo Morozem (1964) to potvrzovala. Když se ale pomocí kosmických sond zjistilo, že je atmosféra složená především z CO2, tak Leigh a Murray vytvořili model atmosféry (1966), který naznačoval, že teplota byla dostatečně nízká na to, aby oxid siřičitý na pólech zkondenzoval a zmrzl. To také předpovídalo významné změny tlaku během roční doby. Proto se došlo k závěru, že se póly skládají z obojího ledu, H2O a CO2, a dřívější Kuiperovo a Morozovo pozorování bylo vysvětleno pomocí tenké vrstvičky zmrzlé vody nanesená na ledu oxidu siřičitého.
Téměř všechny povrchové jevy a poměry, které byly pozorovány na Marsu před obdobím kosmických sond, byly přinejmenším nepřesné, i když nebyly nesprávné. Zavedení radaru pro mapování v roce 1963 byl pouze milník stojící za zmínku, který umožnil měření drsnosti povrchu Marsu, albeda a profilu výšek.
Povrch Marsu
Z dálky má Mars většinou červenou barvu, nebo přesněji bledě oranžovou nebo růžovou se dvěmi bílými polárními ledovými čepičkami. Na červených oblastech se nacházejí velmi rozličné světlé a tmavé plochy s čistě zelenou nebo zelenou barvou. Tmavé plochy nejsou oceány vody, protože se na Marsu nemůže vyskytovat voda v tekutém stavu kvůli nízkému atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tyto změny v jasnosti povrchu jsou spíše způsobené rozdílným druhem povrchového materiálu: červená barva je prach a písek bohatý na oxid železitý; tmavší plochy jsou zpravidla více kamenité a skalnaté oblasti. Nahodilé silné větry, které se zde vyskytují, přesouvají prach a mění rozměry a tvar těchto světlejších a tmavších ploch.
Z albeda planety je možné načrtnout některé základní rysy. Nejnápadnější a nejvýznamnější tmavá plocha je Syrtis Major, a na západ o něho se rozprostírá další tmavá plocha, Sinus Sabaeus a Sinus Meridiani. Posledně jmenovaný nebo přesněji, kráter pojmenovaný Airy-0, byl vybrán proto, aby reprezentoval nultý poledník planety. Na severní polokouli jsou další dvě tmavé plochy, na druhé straně planety od Syrtis Major je Mare Acidalium a kolem severní polární čepičky leží Mare Boreum. Jinak je severní polokoule světlá a obsahuje pouze dva rozlehlé jasné "kontinenty", Arabia Terra a Amazonis Planitia. Pod Syrtis Major můžeme spatřit nejsvětlejší oblast, obrovský impaktový kráter Hellas pokrytý světle červeným pískem. Jižní oblasti obsahují hlavně tmavé oblasti, a to Erytherium, Sirenum a Aurorae Sinus.
Topografie
Pro topografickou mapu planety je nutné určit plochu s nulovou nadmořskou výškou. Jelikož u Marsu nelze použít hladinu moře, je nutné použít jiný celkově hladký povrch, průměrný gravitační povrch. Tento povrch může být aproximován trojosým elipsoidem s poloosami a = 3 398 627 m, b = 3 393 760 m a c = 3 376 200 m.
Na topografii Marsu je nejpozoruhodnější dělení na dvě části, na severní a na jižní, přičemž severní lávové nížiny jsou mnohem níže než jižní vysočiny. Průměrná výška vysočin je od 3 do 4 km nad geoidem, kdežto nížiny jsou kolem 2 až 3 km pod. Tento úkaz vnikl dřívější tektonikou nebo katastrofickými impaktovými jevy. Je jasné, že toto rozdělení vzniklo v prvotním vývoji planety. Vysočiny jsou zdrsněny a pokryty impaktovými krátery, kdežto jižní nížiny jsou více hladké lávové planiny. Jako doplněk k tomuto dělení můžeme spatřit hlavní vysočinu, Tharsis, která vyčnívá více jak 11 km nad plochu s nulovou výškou.
Na Marsu se nalézají dvě velké vulkanické oblasti:
- Tharsis (sopky Olympus, Arsia, Ascreus, Pavonis Mons)
- Elysium (Elysium Mons, Hecates Tholus, Albor Tholus)
Statistické údaje o povrchu
Tyto statistické údaje byly vytvořeny pomocí dat získaných laserovým výškoměrem MOLA sondy Mars Global Surveyor.
Ascraeus Mons - výška: 18 201 m
Pavonis Mons - výška: 14 122 m
Arsia Mons - výška: 17 404 m
Elysium Mons - výška: 13 289 m
Hellas Impact Basin - hloubka: -7 825 m
Valles Marineris - nejnižší místo: -5 310 m
Rozsah výšek: 29 008 m
Nulová výška je definována jako gravitační ekvipotenciální plocha, jejíž průměrná hodnota na rovníku je rovna střednímu poloměru tak, jak bylo stanoveno pomocí MOLA.
Jednotlivé hodnoty výšek byly zaokrouhleny na nejbližší metr.
Celkový počet měření výšky v databázi je 598 miliónů. Průměrný rozestup mezi jednotlivými měření je přibližně 310 m.