Sluneční soustava

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, z nichž jedno spadá do mise Mars Exploration Rover (Opportunity) a druhé do mise Mars Science Laboratory (Curiosity). Díky sondám se povedlo zmapovat větší část povrchu, definovat základní historická období či porozumět základním jevům odehrávajícím se na planetě.

Mars vznikl podobně jako ostatní planety našeho systému přibližně před 4,5 miliardami let 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.[5] 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.

Mars má oproti Zemi zhruba čtvrtinovou plochu povrchu a přibližně desetinovou hmotnost (1,448×108 km2 a 6,4185×1023 kg). Střední hustota planety je 3933 kg.m-3.[7] Velikost Marsu, který je znatelně menší než Země, ačkoliv se vyvíjel v oblasti, kde bylo více místa, a mohl tak nasbírat více materiálu, je jedním z hlavních paradoxů ve vývoji sluneční soustavy, který není dobře vysvětlen. Podle jedné z teorií by to mohlo souviset s dávnou migrací Jupiteru sluneční soustavou, kdy tato obří planeta mohla krátce navštívit zónu terestrických planet a vymést odsud část materiálu.

Sluneční den je zde podobně dlouhý jako na Zemi (24 hodin, 39 minut a 35,244 sekund) a nazývá se Sol.

Přesné geologické složení planety není známo, ale na základě astronomických pozorování a průzkumu několika desítek meteoritů z Marsu, které byly nalezeny na Zemi, se soudí, že povrch Marsu je tvořen převážně z hornin ze skupiny 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 paleomagnetické anomálie mohly souviset s tvorbou nové kůry, 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. Pod kůrou se zřejmě nachází plášť primárně tvořený olivínem a spinelem. Odhaduje se, že planeta má žhavé, zčásti tekuté jádro, které má přibližně 1480 km (jiný zdroj uvádí 1300 až 1700 km) 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. Nicméně nepanuje obecná shoda mezi vědci, jestli je jádro částečně tekuté či pevné a obě dvě hypotézy jsou stále zvažovány.

Jádro je obklopeno 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 38 km až 62 km.

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 slabou atmosféru složenou především z oxidu uhličitého s pouze malou příměsí vody, která se předpokládala v polárních oblastech. Atmosférický tlak v průměru dosahuje 700 Pa. 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 až o 20 %. Další podrobné zkoumání nicméně ukázalo, že se póly skládají z vodního i suchého ledu (H2O i CO2).

Pro pozorovatele mimo planetu má Mars oranžovočervenou barvu[18] nebo růžovou se dvěma bělavými oblastmi polárních čepiček. Oblasti s nižším albedem se jeví při pozorování šedě. 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 (~700 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 kamenitější a skalnatější regiony. Tvary a rozměry těchto oblastí mění se vlivem občasných silných větrů, které prach přemisťují.

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 přes 21 km. 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. Tento skalní útvar se později začal označovat jako tzv. „tvář z Marsu“ a považoval se za umělé dílo mimozemské civilizace. Pozdější kvalitnější snímky ale ukázaly, že se jednalo pouze o hru světla a stínu na obyčejném erodovaném skalním masívu

Mars má dnes velmi řídkou atmosféru, která není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi povrchem a okolním prostorem, což má za následek velké teplotní 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 přibližně 25 % 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 %), 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, nicméně studie z roku 2012 naznačuje, že metan vzniká jako výsledek interakce UV záření se sloučeninami uhlíků obsažených v mikrometeoritech a kosmickém prachu).

Průměrná teplota u povrchu planety je okolo 210 K (-63 °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 většině 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.

Podrobné znalosti o složení atmosféry, jejích změnách a o dlouhodobějším klimatu byly získány díky několika sondám, které na povrchu přistály (např. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atd.), či které zkoumaly atmosféru z orbity. Na základě měření se zjistilo, že i na Marsu panuje skleníkový efekt, který otepluje planetu přibližně o 5 °C a zadržuje okolo 30 % tepelné energie. Výškově se atmosféra dělí na nižší (do 45 km), střední (do 110 km) a vyšší (nad 110 km).