Mars, rudá planeta

Mars. Řecký bůh války, kterého jako věrní souputníci provázejí Phobos a Deimos – Strach a Hrůza, malé nepravidelné satelity planety. Mars je od Slunce v pořadí čtvrtou planetou obíhající naší hvězdu ve střední vzdálenosti 227 940 930 km, tedy asi o 78 miliónů kilometrů dále než naše modrá planeta – Země.

Mars je díky své poměrně vysoké jasnosti na pozemské obloze a pohybu mezi hvězdami znám od úsvitu lidských dějin. Avšak podrobnější znalosti nám přineslo až posledních 30 let, kdy se na Mars soustředila pozornost kosmických velmocí, které k této planetě vyslaly postupně celou flotilu kosmických sond.

Od ruských sond Mars, přes americké Marinery a následně Vikingy, až po současné složité laboratoře, které jsou vybaveny doslova polyfunkčními laboratořemi. Po Marsu se projížděly malá vozítka Spirit a Opportunity, které přinášely na Zemi ohromnou spoustu dat. Těm budeme věnovat samostatný článek.

Vědci se dnes zoufale snaží prokázat zejména přítomnost vody na povrchu Marsu. Zdá se, že voda měla v minulosti zásadní vliv na utváření povrchu Marsu, který má se Zemí mnoho společného. Střídají se tady roční období (jaro 199 d, léto 182 d, podzim 146 d a zima 160 d na severní polokouli; na jižní je to obráceně), Mars má polární čepičky tvořené krystalky oxidu uhličitého, a jak se nyní jeví, i velkým množstvím vody. Mars se kolem své osy otočí za 24 h 37 min 22,66 s, tedy i den je na Marsu téměř stejně dlouhý jako na Zemi. Tím však veškerá podobnost končí.

Mars je o polovinu menší než Země. Má sice atmosféru, tak však při povrchu planety má stejný tlak jako pozemská atmosféra ve výšce asi 30 km, tedy vysoko ve stratosféře (0,4 – 0,7 kPa), tedy asi 150 × nižší než na Zemi a její celková tloušťka dosahuje jen asi 100 km. Atmosféra je tvořena z 95% oxidem uhličitým, 2,7% dusíkem, 1,6% argonem a 0,15% kyslíkem se stopovými množstvími oxidu uhelnatého, xenonu, kryptonu a vodních par, tudíž je naprosto nedýchatelná.

Díky obrovskému množství zvířeného prachu by se pozorovateli na povrchu Marsu nejevila modrá, jako je tomu u nás na Zemi, ale oranžová až červená. Snad jen na večer, kdy ustane konvektivní proudění a vzduch se pročistí, by obloha Marsu mohla dostat modrou barvu. V atmosféře je dokonce pravidelně pozorována oblačnost, která však nepřináší žádném srážky. Magnetické pole Marsu je slabé, takže nedokáže chránit povrchu planety před slunečním a kosmickým zářením.

Díky velké vzdálenosti od Slunce a řídké atmosféře dosahují teploty na povrchu Marsu velkých výkyvů. Od 120 do 300 K. Na rovníku Marsu mohou teploty výjimečně vystoupit na 17 °C až 27 °C. V tmavých oblastech a v blízkosti marsovských sopek byly lokálně naměřeny teploty o 5 – 15 °C vyšší, než je teplota okolí. Teplota atmosféry je pak o 20 – 30 °C nižší.

Podobně jako na Měsíci byly na Marsu pozorovány tmavé plochy, které dostaly pojmenování moře. Z těch největších jsou to Mare Acidalium, Mare Sirenum, Mare Erythraeum, Mare Tyrrhenum, Mare Serpentis, Mare Hadriacum, Mare Cimmerum, Mare Boreum, Mare Australe aj.

Další albedové útvary byly pojmenovány jako zálivy a jezera. Marsovská moře, na rozdíl od Měsíce, jsou, podobně jako velká část povrchu Marsu, rozryta velkým množstvím kráterů. Z těch největších jsou to Schiaparelli, Huyghens, Cassini, Lyot, Herschel, Copernicus, Lowell a řada dalších, které dosahují průměru až stovek kilometrů a hloubky 3 – 4 km.

Velké, relativně rovné světlé oblasti dostaly označení planiny. Asi nejfotografovanější a nejznámější je Hellas Planitia, která je jedním z nejstarších útvarů na povrchu Marsu, jejíž věk se odhaduje na 4 miliardy let. Průměr planiny, která je asi dva kilometry nad úrovní okolního terénu, činí asi 1 600 km, je tedy o více než polovinu větší než největší měsíční moře Mare Imbrium (Moře dešťů). Z dalších velkých planin jmenujme Utopia Planitia, Argyre Planitia, Amazonis Planitia, Arcadia Planitia aj.

Ve srovnání s povrchem Měsíce je povrch Marsu přece jen složitější. Objevují se tady obrovská údolí, z nichž největší je Vallis Marineris, které dosahuje délky neuvěřitelných 2 700 km, šířky 100 – 300 km a hloubky impozantních 6 km a k západu do oblasti Tharsis pokračuje soustavou brázd zvanou Noctis Labyrinthus.

Údolí na Marsu je známo více, žádné však již nedosahují rozměrů Vallis Marineris. Jen pro úplnost si uveďme Alqahirra Vallis, Maadim Vallis, Kasei Vallis, Mangala Vallis aj. Menší brázdy a kanály vytvořily také poměrně hustou síť, dosahují délky 1 000 – 2 000 km a šířky 100 – 200 km (brázdy), resp. 100 – 500 km a 10 – 50 km (kanály).

Čím se však Mars skutečně odlišuje? Sopkami. Ano, ohromnými vulkány, které nemají nikde ve Sluneční soustavě obdoby. Obrovské sopky, z nichž největší Olympus Mons dosahuje výšky asi 25 km, průměr u paty vulkánu činí asi 600 km a průměr kaldery 60 km! Jedná se tak nejen o největší vulkán, ale i největší a nejvyšší horu celé Sluneční soustavy.

Podobných, byť již o poznání menších, vulkánů je na povrchu Marsu více. Jmenujme Ascraeum Mons, Elysium Mons, Arsia Mons, Pavonis Mons aj. Podrobnějšímu popisu jednotlivých útvarů se budeme věnovat v samostatných článcích.

Mars, fyzické charakteristiky