Ve kterém roce se objevil Mars? Nejzajímavější fakta o planetě Mars. Slunce a planety

ČERVENÁ PLANETA MARS

Mars je po Zemi první planetou sluneční soustavy, o kterou lidé již nějakou dobu začínají projevovat zvláštní zájem, způsobený nadějí, že tam existuje rozvinutý mimozemský život.

Planeta je pojmenována Mars na počest starověkého římského boha války (stejně jako Ares ve starověké řecké mytologii).jeho krvavě červená barva, kvůli přítomnosti oxidu železa v půdě Marsu.

Hlavní charakteristiky

Mars je čtvrtá nejvzdálenější planeta od Slunce a sedmá největší planeta sluneční soustavy.Ze Země je vidět pouhým okem. Je druhá v jasnosti po Venuši, Měsíci a Slunci.

Mars je téměř poloviční než Země – jeho rovníkový poloměr je3 396,9 kilometrů (53,2 % zemského povrchu). Plocha povrchu Marsu je přibližně stejná jako plocha pevniny na Zemi.

Průměrná vzdálenost Marsu od Slunce je 228 milionů kilometrů, doba oběhu kolem Slunce je 687 pozemských dnů.

Minimální vzdálenost z Marsu k Zemi je 55,75 milionů kilometrů, maximální asi 401 milionů kilometrů.

Mars je nejblíže Zemi během opozice, kdy je planeta v opačném směru než Slunce.Vzdálenosti mezi Zemí a Marsem v okamžicích opozice se pohybují od 55 do 102 milionů kilometrů. Velká opozice se nazývá, když vzdálenost mezi dvěma planetami je menší než 60 milionů kilometrů. K velkým opozicím mezi Zemí a Marsem dochází každých 15-17 let (poslední v srpnu 2003).A ty obvyklé – každých 26 měsíců na různých místech oběžné dráhy Marsu a Země.

Mars má rotační periodu a roční období podobné těm na Zemi, ale jeho klima je mnohem chladnější a sušší než na Zemi.

Doba rotace planety je 24 hodin 37 minut 22,7 sekund.

Na Marsu, stejně jako na Zemi, jsou dva póly, severní a jižní. Mars se otáčí celkem rychle, takže má na obou pólech mírně zploštělý tvar. Polární poloměr planety je přitom přibližně o 21 kilometrů menší než ten rovníkový.

Marťanský rok se skládá z 668,6 marťanských slunečních dnů, nazývaných sols.

Hmotnost planety Mars je 6,418 × 1023 kilogramů (11 % hmotnosti Země).

Mars má dva přirozené satelity - Phobos a Deimos a tři umělé satelity.

V únoru 2009 byly na oběžné dráze kolem Marsu tři funkční kosmické lodě: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter, více než kterákoli jiná planeta kromě Země.

Na povrchu Marsu je několik neaktivních landerů a roverů, které dokončily své mise.

Podnebí na Marsu

Podnebí na Marsu, stejně jako na Zemi, je sezónní. Ke změně ročních období na Marsu dochází v podstatě stejným způsobem jako na Zemi, ale klima je tam chladnější a sušší než naše. V chladném období se i mimo polární čepičky může na povrchu tvořit lehký mráz. Snímek mrazu kdysi pořídil letoun Viking 2..

Roveru Phoenix se to v určité chvíli podařilorekordní padající sníh na Marsu během"Marťanská zima" Sněžení na Marsu bylo zaznamenáno pomocí laseru vybaveného roverem. Roveru se podařilo zaznamenat sníh pomocí speciálního laseru, kterým byl vybaven. Sníh padal z výšky asi 4000 metrů, ale nedosáhl na povrch planety a rozpustil se ve vzduchu.

Střídání ročních období na Marsu je zajištěno osklon jeho osy otáčení. Prodlužování oběžné dráhy zároveň vede k velkým rozdílům v délce ročních období. Na rozdíl od pozemských, které mají stejnou dobu trvání 3 měsíce. Na Marsu jsou severní jara a léta, která se vyskytují v části oběžné dráhy od Slunce. Tyto sezóny dohromady trvají 371 solů, tedy výrazně více než polovinu marťanského roku. Proto je na Marsu severní léto dlouhé a chladné a jižní léto krátké a horké.

Mars se vyznačuje prudkými změnami teplot. Teploty na rovníku planety se pohybují od +30 °C v poledne do -80 °C o půlnoci. V blízkosti pólů teplota někdy klesá až k −143°C, při které dochází ke kondenzaci oxidu uhličitého. Mars je velmi chladný svět, ale klima tam není o moc drsnější než v Antarktidě.

V současnosti na Marsu není žádná kapalná voda. S největší pravděpodobností se však bílé polární čepičky, objevené v roce 1704, skládají z vodního ledu smíchaného s pevným oxidem uhličitým. V zimě prodlužují třetinu (jižní polární čepička - polovinu) vzdálenosti k rovníku. Na jaře tento led částečně roztaje a od pólů k rovníku se šíří vlna tmavnutí, která byla dříve mylně považována za marsovské rostliny.

Vzhled Marsu se velmi liší v závislosti na ročním období. Za prvé, změny v polárních ledových čepicích jsou nápadné. Rostou a ubývají a vytvářejí sezónní vzory v atmosféře a povrchu Marsu.Polární čepičky se skládají ze dvou složek: sezónní - oxid uhličitý a sekulární - vodní led. Tloušťka čepic se může pohybovat od 1 metru do 3,7 kilometru.

Dříve mnoho výzkumníků vážně věřilo, že na povrchu Marsu je stále kapalná voda. Tento názor vycházel z pozorování periodických změn ve světlých a tmavých oblastech, zejména v polárních šířkách, které byly podobné kontinentům a mořím.

Tmavé rýhy na povrchu Marsu někteří pozorovatelé vysvětlili jako kanály pro kapalnou vodu.

Později se prokázalo, že tyto drážky ve skutečnosti neexistovaly, ale byly jen optickým klamem.

Výzkum provedený sondou Mariner 4 v roce 1965 ukázal, že na Marsu v současnosti není žádná kapalná voda.

Kvůli nízkému tlaku nemůže voda na povrchu Marsu existovat v kapalném stavu. Při tak malém tlaku, který momentálně na planetě působí, to vře při velmi nízkých teplotách, ale je pravděpodobné, že v minulosti byly podmínky jiné, a proto nelze přítomnost primitivního života na planetě vyloučit.

31. července 2008 byla na Marsu objevena ledová voda v místě přistání sondy Phoenix NASA. Přístroj objevil nánosy ledu přímo v zemi.

Data z Mars roverů Spirit a Opportunity NASA také naznačují přítomnost vody v minulosti (byly nalezeny minerály, které se mohly vytvořit pouze v důsledku dlouhodobého vystavení vodě).

Ledovec o tloušťce stovek metrů se rozkládá na ploše tisíců kilometrů čtverečních a jeho další studium by mohlo poskytnout informace o historii marťanského klimatu.

Podle moderních představ je celkový objem ledu uzavřeného v polární čepičce severní polokoule přibližně 1,5 milionu kilometrů, takže tento led ve své roztavené podobě nemohl vytvořit obří oceán, který podle mnoha výzkumníků kdysi pokrývala téměř celou severní polokouli Marsu. Zůstává tedy záhadou, kam se poděla voda, která kdysi na nyní vyprahlé planetě oplývala.

Pravděpodobněv minulosti mohlo být klima Marsu teplejší a vlhčí a na povrchu byla kapalná voda a dokonce i déšť.

Magnetické pole a atmosféra Marsu

Mars má magnetické pole, ale je slabé a extrémně nestabilní. V různých částech planety se může lišit 1,5 až 2krát. Magnetické póly planety se přitom neshodují s fyzickými. To naznačuje, že železné jádro Marsu je víceméně nehybné vzhledem ke své kůře, to znamená, že mechanismus zodpovědný za magnetické pole Země na Marsu nefunguje.

Současné modely vnitřní struktury Marsu naznačují, že Mars se skládá z kůry s průměrnou tloušťkou 50 kilometrů (a maximální tloušťky až 130 kilometrů), silikátového pláště (plášť obohacený železem) o tloušťce 1800 kilometrů, a ze silikátového pláště (plášť obohacený železem) a jádro o poloměru 1 480 kilometrů.

Podle výpočtů má jádro Marsu hmotnost až 9 % hmotnosti planety. Skládá se ze železa a jeho slitin, přičemž jádro je v kapalném stavu.

Možná se v dávné minulosti v důsledku srážky s velkým nebeským tělesem zastavila rotace jádra a také ztráta hlavního objemu atmosféry.Předpokládá se, že ke ztrátě magnetického pole došlo asi před 4 miliardami let.

Protože magnetické pole Marsu je tak slabé, sluneční vítr snadno proniká jeho atmosférou. Kvůli tomu dochází k mnoha reakcím pod vlivem slunečního záření na Marsu téměř na jeho samotném povrchu.Na Zemi silné magnetické pole neumožňuje průchod slunečního záření, takže všechny tyto reakce probíhají v ionosféře a výše.

Marťanská ionosféra se rozprostírá po povrchu planety od 110 do 130 kilometrů.

Atmosféru Marsu tvoří z 95 % oxid uhličitý. Atmosféra dále obsahuje 2,5-2,7 % dusíku, 1,5-2 % argonu, 0,13 % kyslíku, 0,1 % vodní páry, 0,07 % oxidu uhelnatého.

Atmosféra Marsu je navíc velmi řídká. Tlak na povrchu Marsu je 160krát menší než na Zemi na průměrné úrovni povrchu. Kvůli velkému rozdílu ve výšce na Marsu se tlak na povrchu velmi liší.

Na rozdíl od Země se hmotnost atmosféry Marsu během roku velmi mění v důsledku tání a zamrzání polárních čepiček obsahujících oxid uhličitý.

Existují důkazy, že atmosféra mohla být v minulosti hustší.

Topografie Marsu

Výzkum ukázal, že dvě třetiny povrchu Marsu zabírají světlé oblasti zvané kontinenty a zbývající třetinu tmavé oblasti zvané moře. Povaha tmavých oblastí je stále předmětem diskuse.Ve skutečnosti se ale v marťanských mořích žádná voda nenašla.

Moře jsou soustředěny především na jižní polokouli planety. Na severní polokouli jsou pouze dvě velká moře – Acidalia a Greater Syrtis.

Snímky ve velkém měřítku ukazují, že tmavé oblasti se ve skutečnosti skládají ze skupin tmavých pruhů a skvrn spojených s krátery, kopci a dalšími překážkami v cestě větru. Sezónní a dlouhodobé změny jejich velikosti a tvaru jsou zřejmě spojeny se změnou poměru povrchových ploch pokrytých světlou a tmavou hmotou.

Polokoule Marsu se značně liší povahou svého povrchu. Povrch Marsu má díky velkým nečistotám oxidů železa načervenalou barvu.

Všude na povrchu Marsu leží kamenné bloky - kusy vulkanické horniny, které se odlomily při otřesech nebo pádech meteoritů.

Čas od času narazíte na krátery - pozůstatky dopadů meteoritů.

Na některých místech je povrch pokryt mnohovrstevnatými horninami podobnými pozemským sedimentárním horninám, které po nich zůstaly po ústupu moře.

Na jižní polokouli je povrch 1-2 kilometry nad průměrem a je hustě posetý krátery. Tato část Marsu připomíná měsíční kontinenty.

Velké množství kráterů na jižní polokouli může naznačovat, že zdejší povrch je starověký – starý 3–4 miliardy let.

Rovery zkoumající planetu zanechaly své stopy na nedotčeném povrchu.

Na severu je povrch většinou podprůměrný, je zde málo kráterů a převážnou část tvoří relativně hladké pláně, pravděpodobně vzniklé záplavami lávy a erozí půdy.

Na severní polokouli se nacházejí dvě oblasti velkých sopek – Tharsis a Elysium.

Tharsis je rozlehlá vulkanická pláň dlouhá 2000 kilometrů, dosahující nadmořské výšky 10 kilometrů nad průměrem. Jsou na něm tři velké sopky.

Na okraji Tharsis se nachází nejvyšší hora na Marsu a na planetách sluneční soustavy – marťanská vyhaslá sopka Olymp.

Olymp dosahuje 27 kilometrů na výšku a 550 kilometrů v průměru. Útesy, které sopku obklopují, dosahují na některých místech výšky 7 kilometrů.

V současné době jsou všechny marťanské sopky neaktivní. Stopy sopečného popela nalezené na svazích jiných hor naznačují, že Mars byl kdysi vulkanicky aktivní.

Typickou krajinou na Marsu je marťanská poušť.

Na Marsu byly vyfotografovány písečné duny, obří kaňony a zlomy a také krátery po meteoritech. Nejambicióznější kaňonový systém Valles Marineris se rozkládá v délce téměř 4500 kilometrů (čtvrtina obvodu planety), přičemž dosahuje šířky 600 kilometrů na šířku a 7–10 kilometrů do hloubky.

Půda Marsu

Složení povrchové vrstvy marťanské půdy je podle údajů z landerů na různých místech různé.

Půda se skládá převážně z oxidu křemičitého (20-25 %), obsahujícího příměs hydrátů oxidu železa (až 15 %), což půdě dodává načervenalou barvu. Půda obsahuje významné nečistoty sloučenin síry, vápníku, hliníku, hořčíku a sodíku. Poměr kyselosti a některé další parametry marťanských půd se blíží těm na Zemi a teoreticky by na nich bylo možné pěstovat rostliny.

Od hlavního chemika Sama Coonavese:

“Ve skutečnosti jsme zjistili, že půda na Marsu splňuje požadavky a obsahuje také potřebné prvky pro vznik a udržení života, jak v minulosti, tak současnosti i budoucnosti... Taková půda je docela vhodná pro pěstování různých rostlin, jako je chřest. Není zde nic, co by znemožňovalo život. Naopak s každou novou studií nacházíme další důkazy ve prospěch možnosti její existence.“

Zajímavé jevy na Marsu

Sonda Mars Odyssey objevila aktivní gejzíry na jižní polární čepičce Marsu. S jarním oteplením se trysky oxidu uhličitého řítí vzhůru do velkých výšek a berou s sebou prach a písek. Jarní tání polárních čepiček vede k prudkému nárůstu atmosférického tlaku a přesunu velkých mas plynu na opačnou polokouli.

Rychlost větru je v tomto případě 10-40 m/s, někdy až 100 m/s. Vítr zvedá z povrchu velké množství prachu, což vede k prachovým bouřím. Silné prachové bouře téměř úplně zakrývají povrch planety. Prachové bouře mají znatelný vliv na rozložení teplot v atmosféře Marsu.

Po přistání automatických vozidel na povrchu Marsu bylo možné provádět astronomická pozorování přímo z povrchu planety.

Obrázek noční oblohy Marsu (a astronomických jevů pozorovaných z planety) se liší od toho na Zemi a v mnoha ohledech působí neobvykle a zajímavě.

Například v poledne je obloha Marsu žlutooranžová. Důvodem takových rozdílů od barev pozemské oblohy jsou vlastnosti tenké, řídké atmosféry Marsu obsahující prach.

Žlutooranžová barva oblohy je pravděpodobně způsobena přítomností 1% magnetitu v prachových částicích neustále suspendovaných v marťanské atmosféře a vyvolaných sezónními prachovými bouřemi. Doba trvání bouřek může dosáhnout 50-100 dní.

Večerní svítání na Marsu zbarvuje oblohu do ohnivě červené nebo sytě oranžové.

Mars– čtvrtá planeta sluneční soustavy: mapa Marsu, zajímavosti, satelity, velikost, hmotnost, vzdálenost od Slunce, název, dráha, výzkum s fotografiemi.

Mars je čtvrtá planeta od Slunce a nejpodobnější Zemi ve sluneční soustavě. Svého souseda známe také pod jeho druhým jménem – „Rudá planeta“. Své jméno získal na počest římského boha války. Důvodem je jeho červená barva, kterou vytváří oxid železa. Každých pár let je nám planeta nejblíže a lze ji najít na noční obloze.

Jeho periodický vzhled vedl k tomu, že se planeta objevuje v mnoha mýtech a legendách. A vnější hrozivý vzhled se stal příčinou strachu z planety. Pojďme se dozvědět více zajímavých faktů o Marsu.

Zajímavá fakta o planetě Mars

Mars a Země mají podobnou povrchovou hmotu

• Rudá planeta pokrývá pouze 15 % objemu Země, ale 2/3 naší planety jsou pokryty vodou. Marťanská gravitace je 37 % zemské, což znamená, že váš skok bude třikrát vyšší.

Má nejvyšší horu v systému

• Mount Olympus (nejvyšší ve sluneční soustavě) se táhne 21 km a pokrývá 600 km v průměru. Formování trvalo miliardy let, ale lávové proudy naznačují, že sopka může být stále aktivní.

Úspěšných bylo pouze 18 misí

• Na Mars bylo uskutečněno přibližně 40 vesmírných misí, včetně průletů, orbitálních sond a přistání roverů. Mezi posledně jmenované patřily Curiosity (2012), MAVEN (2014) a indický Mangalyaan (2014). V roce 2016 dorazily také ExoMars a InSight.

Největší prachové bouře

• Tyto povětrnostní katastrofy mohou trvat měsíce a pokrýt celou planetu. Roční období se stávají extrémními, protože eliptická orbitální dráha je extrémně protáhlá. V nejbližším bodě jižní polokoule začíná krátké, ale horké léto a severní polokoule se ponoří do zimy. Pak si vymění místa.

Marťanské trosky na Zemi

• Výzkumníci byli schopni najít malé stopy marťanské atmosféry v meteoritech, které k nám dorazily. Než dorazili k nám, vznášeli se ve vesmíru miliony let. To pomohlo provést předběžnou studii planety před vypuštěním zařízení.

Jméno pochází od boha války v Římě

• Ve starověkém Řecku používali jméno Ares, který byl zodpovědný za všechny vojenské akce. Římané okopírovali téměř vše od Řeků, takže jako jejich analog použili Mars. Tento trend byl inspirován krvavou barvou objektu. Například v Číně byla Rudá planeta nazývána „ohnivou hvězdou“. Vzniká díky oxidu železa.

Objevují se náznaky tekuté vody

• Vědci jsou přesvědčeni, že planeta Mars měla dlouhou dobu vodu ve formě ledových usazenin. Prvními příznaky jsou tmavé pruhy nebo skvrny na stěnách kráterů a skalách. Vzhledem k marťanské atmosféře musí být kapalina slaná, aby nezmrzla a nevypařila se.

Čekáme, až se prsten objeví

• V příštích 20-40 milionech let se Phobos nebezpečně přiblíží a planetární gravitace ho roztrhá na kusy. Jeho fragmenty vytvoří kolem Marsu prstenec, který může trvat až stovky milionů let.

Velikost, hmotnost a oběžná dráha planety Mars

Rovníkový poloměr planety Mars je 3396 km a polární poloměr je 3376 km (0,53 poloměr Země). Před námi je doslova poloviční velikost Země, ale hmotnost je 6,4185 x 1023 kg (0,151 hmotnosti Země). Planeta se podobá naší osovým sklonem – 25,19°, což znamená, že na ní lze zaznamenat i sezónnost.

Fyzikální vlastnosti Marsu

Rovníkový	3396,2 km
Polární poloměr	3376,2 km
Průměrný poloměr	3389,5 km
Plocha povrchu	1,4437⋅10 8 km² 0,283 země
Hlasitost	1,6318⋅10 11 km³ 0,151 Země
Hmotnost	6,4171⋅10 23 kg 0,107 země
Průměrná hustota	3,933 g/cm³ 0,714 země
Zrychlení zdarma padá na rovník	3,711 m/s² 0,378 g
První úniková rychlost	3,55 km/s
Druhá úniková rychlost	5,03 km/s
Rovníková rychlost otáčení	868,22 km/h
Období střídání	24 hodin 37 minut 22,663 sekund
Náklon osy	25,1919°
Rektascenze Severní pól	317,681°
Deklinace severního pólu	52,887°
Albedo	0,250 (Dluhopis) 0,150 (geom.)
Zdánlivá velikost	−2,91 m

Maximální vzdálenost od Marsu ke Slunci (afélium) je 249,2 milionů km a blízkost (perihelium) je 206,7 milionů km. To vede k tomu, že planeta stráví na své oběžné dráze 1,88 roku.

Složení a povrch planety Mars

S hustotou 3,93 g/cm3 je Mars nižší než Země a má pouze 15 % našeho objemu. Již jsme zmínili, že červená barva je způsobena přítomností oxidu železa (rez). Ale kvůli přítomnosti dalších minerálů se dodává v hnědé, zlaté, zelené atd. Prostudujte si strukturu Marsu na spodním obrázku.

Mars je terestrická planeta, což znamená, že má vysokou hladinu minerálů obsahujících kyslík, křemík a kovy. Půda je mírně zásaditá a obsahuje hořčík, draslík, sodík a chlór.

V takových podmínkách se povrch nemůže pochlubit vodou. Ale tenká vrstva marťanské atmosféry umožnila, aby led zůstal v polárních oblastech. A můžete vidět, že tyto klobouky pokrývají slušné území. Existuje také hypotéza o přítomnosti podzemní vody ve středních zeměpisných šířkách.

Struktura Marsu obsahuje husté kovové jádro se silikátovým pláštěm. Je zastoupen sulfidem železa a je dvakrát bohatší na lehké prvky než zemský. Kůra se rozkládá v délce 50-125 km.

Jádro pokrývá 1700-1850 km a je zastoupeno železem, niklem a 16-17% sírou. Malá velikost a hmotnost znamenají, že gravitace dosahuje pouze 37,6 % zemské gravitace. Předmět na povrch bude padat se zrychlením 3,711 m/s 2 .

Stojí za zmínku, že marťanská krajina připomíná poušť. Povrch je zaprášený a suchý. Jsou zde pohoří, pláně a největší písečné duny v systému. Mars se také pyšní největší horou Olymp a nejhlubší propastí Valles Marineris.

Na fotografiích můžete vidět mnoho kráterových útvarů, které se zachovaly díky pomalé erozi. Hellas Planitia je největší kráter na planetě, pokrývá šířku 2300 km a hloubku 9 km.

Planeta se může pochlubit roklemi a kanály, kterými mohla dříve protékat voda. Některé se táhnou 2000 km na délku a 100 km na šířku.

Měsíce Marsu

Dva z jeho měsíců se točí poblíž Marsu: Phobos a Deimos. V roce 1877 je objevil Asaph Hall, který je pojmenoval podle postav z řecké mytologie. Toto jsou synové boha války Arese: Phobos - strach a Deimos - hrůza. Na fotografii jsou zobrazeny marťanské satelity.

Průměr Phobosu je 22 km a vzdálenost 9234,42 – 9517,58 km. Průlet oběžnou dráhou trvá 7 hodin a tato doba se postupně zkracuje. Vědci se domnívají, že za 10-50 milionů let satelit narazí na Mars nebo bude zničen gravitací planety a vytvoří prstencovou strukturu.

Deimos má průměr 12 km a otáčí se ve vzdálenosti 23455,5 – 23470,9 km. Orbitální trasa trvá 1,26 dne. Mars může mít také další měsíce o šířce 50-100 m a mezi dvěma velkými se může vytvořit prachový prstenec.

Předpokládá se, že dříve byly satelity Marsu obyčejné asteroidy, které podlehly planetární gravitaci. Vykazují však kruhové dráhy, což je u zachycených těles neobvyklé. Mohli se také zformovat z materiálu odtrženého z planety na počátku stvoření. Jejich složení ale mělo připomínat složení planety. Mohl by také nastat silný dopad, opakovat scénář s naším Měsícem.

Atmosféra a teplota planety Mars

Rudá planeta má tenkou vrstvu atmosféry, která je zastoupena oxidem uhličitým (96 %), argonem (1,93 %), dusíkem (1,89 %) a příměsí kyslíku a vody. Obsahuje spoustu prachu, jehož velikost dosahuje 1,5 mikrometru. Tlak – 0,4-0,87 kPa.

Velká vzdálenost od Slunce k planetě a řídká atmosféra znamenají, že Mars má nízkou teplotu. V zimě kolísá mezi -46 °C až -143 °C a v létě na pólech a v poledne na rovníku se může ohřát až na 35 °C.

Mars se vyznačuje aktivitou prachových bouří, které mohou simulovat minitornáda. Vznikají díky solárnímu ohřevu, kde teplejší vzdušné proudy stoupají a vytvářejí bouře, které se táhnou tisíce kilometrů.

Při analýze byly v atmosféře také nalezeny stopy metanu o koncentraci 30 ppm. To znamená, že byl propuštěn z konkrétních území.

Výzkum ukazuje, že planeta je schopna vytvořit až 270 tun metanu ročně. Dostává se do vrstvy atmosféry a přetrvává 0,6-4 roky až do úplného zničení. I malá přítomnost naznačuje, že na planetě je skrytý zdroj plynu. Spodní obrázek ukazuje koncentraci metanu na Marsu.

Spekulace zahrnovaly náznaky sopečné činnosti, dopadů komet nebo přítomnosti mikroorganismů pod povrchem. Metan může vzniknout i nebiologickým procesem – serpentinizací. Obsahuje vodu, oxid uhličitý a minerál olivín.

V roce 2012 jsme provedli několik výpočtů metanu pomocí roveru Curiosity. Pokud první analýza ukázala určité množství metanu v atmosféře, pak druhá ukázala 0. V roce 2014 však rover narazil na 10násobný nárůst, což naznačuje lokalizované uvolnění.

Družice také detekovaly přítomnost čpavku, ale doba jeho rozkladu je mnohem kratší. Možný zdroj: sopečná činnost.

Disipace planetárních atmosfér

Astrofyzik Valery Shematovich o vývoji planetárních atmosfér, exoplanetárních systémech a ztrátě atmosféry Marsu:

Historie studia planety Mars

Pozemšťané svého rudého souseda sledují již delší dobu, protože planetu Mars lze najít bez použití přístrojů. První záznamy byly pořízeny ve starověkém Egyptě v roce 1534 před naším letopočtem. E. S retrográdním efektem už byli obeznámeni. Je pravda, že pro ně byl Mars bizarní hvězdou, jejíž pohyb se lišil od ostatních.

Ještě před příchodem Novobabylonské říše (539 př. n. l.) byly prováděny pravidelné záznamy o polohách planet. Lidé zaznamenali změny v pohybu, úrovních jasu a dokonce se snažili předpovědět, kam půjdou.

Ve 4. století př. Kr. Aristoteles si všiml, že Mars se v období okluze schovával za zemským satelitem, což naznačovalo, že se planeta nachází dále než Měsíc.

Ptolemaios se rozhodl vytvořit model celého vesmíru, aby pochopil pohyb planet. Navrhl, že uvnitř planet jsou koule, které zaručují retrográdnost. Je známo, že o planetě věděli i staří Číňané již ve 4. století před naším letopočtem. E. Průměr odhadli indičtí badatelé v 5. století před naším letopočtem. E.

Ptolemaiův model (geocentrický systém) způsobil mnoho problémů, ale zůstal dominantní až do 16. století, kdy přišel Koperník se svým schématem, kde se Slunce nacházelo ve středu (heliocentrický systém). Jeho myšlenky byly posíleny pozorováním Galilea Galilei s jeho novým dalekohledem. To vše pomohlo vypočítat denní paralaxu Marsu a vzdálenost k němu.

V roce 1672 provedl první měření Giovanni Cassini, ale jeho vybavení bylo slabé. V 17. století paralaxu používal Tycho Brahe, načež ji opravil Johannes Kepler. První mapu Marsu představil Christiaan Huygens.

V 19. století bylo možné zvýšit rozlišovací schopnost přístrojů a zkoumat rysy povrchu Marsu. Díky tomu Giovanni Schiaparelli vytvořil v roce 1877 první podrobnou mapu Rudé planety. Zobrazoval také kanály - dlouhé rovné čáry. Později si uvědomili, že to byl jen optický klam.

Mapa inspirovala Percivala Lowella k vytvoření observatoře se dvěma výkonnými dalekohledy (30 a 45 cm). Napsal mnoho článků a knih na téma Mars. Kanály a sezónní změny (zmenšování polárních ledovců) přivedly na mysl myšlenky na Marťany. A to ještě v 60. letech 20. století. pokračoval v psaní výzkumu na toto téma.

Průzkum planety Mars

Pokročilejší průzkum Marsu začal průzkumem vesmíru a vypouštěním vozidel k jiným slunečním planetám v systému. Vesmírné sondy se k planetě začaly vysílat na konci 20. století. Právě s jejich pomocí jsme se mohli seznámit s mimozemským světem a rozšířit naše chápání planet. A i když se nám nepodařilo najít Marťany, život tam mohl existovat už dříve.

Aktivní studium planety začalo v 60. letech 20. století. SSSR vyslal 9 bezpilotních sond, které se nikdy nedostaly na Mars. V roce 1964 NASA vypustila Mariner 3 a 4. První selhal, ale druhý dorazil k planetě o 7 měsíců později.

Marineru 4 se podařilo získat první rozsáhlé fotografie cizího světa a přenést informace o atmosférickém tlaku, absenci magnetického pole a radiačním pásu. V roce 1969 k planetě dorazily Marinery 6 a 7.

V roce 1970 začal nový závod mezi USA a SSSR: kdo jako první nainstaluje satelit na orbitu Marsu. SSSR používal tři kosmické lodě: Cosmos-419, Mars-2 a Mars-3. První selhal při startu. Další dva byly spuštěny v roce 1971 a jejich příchod trval 7 měsíců. Mars 2 havaroval, ale Mars 3 přistál měkce a stal se prvním, kterému se to podařilo. Přenos ale trval jen 14,5 vteřiny.

V roce 1971 vyslaly Spojené státy Mariner 8 a 9. První spadl do vod Atlantského oceánu, ale druhý se úspěšně uchytil na orbitě Marsu. Společně s Marsem 2 a 3 se ocitli v období marťanské bouře. Když skončil, Mariner 9 pořídil několik snímků naznačujících kapalnou vodu, která mohla být pozorována v minulosti.

V roce 1973 byly ze SSSR odeslány další čtyři zařízení, kde všechna kromě Marsu-7 dodávala užitečné informace. Největší přínos měl Mars-5, který poslal 60 snímků. Americká mise Viking začala v roce 1975. Jednalo se o dva orbitály a dva landery. Museli sledovat biosignály a studovat seismické, meteorologické a magnetické charakteristiky.

Průzkum Vikingů ukázal, že na Marsu kdysi byla voda, protože rozsáhlé záplavy dokázaly vyrýt hluboká údolí a nahlodat prohlubně ve skále. Mars zůstal záhadou až do 90. let 20. století, kdy Mars Pathfinder odstartoval s kosmickou lodí a sondou. Mise přistála v roce 1987 a otestovala obrovské množství technologií.

V roce 1999 dorazil Mars Global Surveyor, který sledoval Mars na téměř polární dráze. Povrch studoval téměř dva roky. Podařilo se nám zachytit rokle a toky odpadků. Senzory ukázaly, že magnetické pole se nevytváří v jádře, ale je částečně přítomno v oblastech kůry. Bylo také možné vytvořit první 3D pohledy na polární čepici. V roce 2006 jsme ztratili kontakt.

Mars Odysseus dorazil v roce 2001. K odhalení důkazů o životě musel použít spektrometry. V roce 2002 byly objeveny obrovské zásoby vodíku. V roce 2003 dorazil Mars Express se sondou. Beagle 2 vstoupil do atmosféry a potvrdil přítomnost vody a ledu s oxidem uhličitým na jižním pólu.

V roce 2003 přistály slavné rovery Spirit a Opportunity, které zkoumaly horniny a půdu. MRO dosáhl oběžné dráhy v roce 2006. Jeho přístroje jsou nakonfigurovány tak, aby hledaly vodu, led a minerály na/pod povrchem.

MRO denně studuje počasí a vlastnosti povrchu Marsu, aby našlo nejlepší místa pro přistání. Rover Curiosity přistál v kráteru Gale v roce 2012. Jeho nástroje jsou důležité, protože odhalují minulost planety. V roce 2014 začal MAVEN studovat atmosféru. V roce 2014 dorazil Mangalyan z indického ISRO

V roce 2016 začalo aktivní studium vnitřního složení a raného geologického vývoje. V roce 2018 plánuje poslat své zařízení Roskosmos a v roce 2020 se připojí Spojené arabské emiráty.

Vládní a soukromé vesmírné agentury to s misemi s posádkou v budoucnu myslí vážně. Do roku 2030 NASA očekává vyslání prvních marťanských astronautů.

V roce 2010 trval Barack Obama na tom, aby se Mars stal prioritním cílem. ESA plánuje vyslat lidi v letech 2030-2035. Existuje několik neziskových organizací, které se chystají vyslat malé mise s posádkou do 4 lidí. Navíc dostávají peníze od sponzorů, kteří sní o tom, že se z výletu stane živá show.

Globální aktivity zahájil generální ředitel SpaceX Elon Musk. Podařilo se mu již udělat neuvěřitelný průlom – opakovaně použitelný odpalovací systém, který šetří čas i peníze. První let na Mars je plánován na rok 2022. To už mluvíme o kolonizaci.

Mars je považován za nejvíce studovanou cizí planetu ve sluneční soustavě. Rovery a sondy pokračují ve zkoumání jeho funkcí a pokaždé nabízejí nové informace. Bylo možné potvrdit, že Země a Rudá planeta splývají v charakteristikách: polární ledovce, sezónní výkyvy, vrstva atmosféry, tekoucí voda. A existují důkazy, že dříve tam mohl být život. Takže se stále vracíme na Mars, který bude pravděpodobně první planetou, která bude kolonizována.

Vědci stále neztratili naději, že na Marsu najdou život, i když jde o primitivní pozůstatky a ne o živé organismy. Díky dalekohledům a kosmickým lodím máme vždy možnost obdivovat Mars online. Na stránkách najdete spoustu užitečných informací, kvalitní fotografie Marsu ve vysokém rozlišení a zajímavosti o planetě. Vždy můžete použít 3D model sluneční soustavy, abyste mohli sledovat vzhled, charakteristiky a orbitální pohyb všech známých nebeských těles, včetně Rudé planety. Níže je podrobná mapa Marsu.

Kliknutím na obrázek jej zvětšíte

Mars je čtvrtá planeta od Slunce a poslední z terestrických planet. Stejně jako ostatní planety sluneční soustavy (nepočítáme-li Zemi) je pojmenována po mytologické postavě – římském bohu války. Mars je kromě oficiálního názvu někdy nazýván Rudou planetou, a to kvůli hnědočervené barvě jeho povrchu. S tím vším je Mars po druhé nejmenší planetě sluneční soustavy.

Téměř celé devatenácté století se věřilo, že na Marsu existuje život. Důvodem tohoto přesvědčení je částečně omyl a částečně lidská představivost. V roce 1877 byl astronom Giovanni Schiaparelli schopen pozorovat to, co považoval za rovné čáry na povrchu Marsu. Stejně jako ostatní astronomové, když si všiml těchto pruhů, předpokládal, že taková přímost souvisí s existencí inteligentního života na planetě. Populární teorie v té době o povaze těchto linií byla, že šlo o zavlažovací kanály. S vývojem výkonnějších dalekohledů na počátku dvacátého století však byli astronomové schopni vidět povrch Marsu jasněji a určit, že tyto přímky jsou jen optickým klamem. V důsledku toho zůstaly všechny dřívější domněnky o životě na Marsu bez důkazů.

Velká část sci-fi napsané během dvacátého století byla přímým důsledkem víry, že na Marsu existuje život. Od malých zelených mužíčků po tyčící se vetřelce s laserovými zbraněmi, Marťané byli středem zájmu mnoha televizních a rozhlasových programů, komiksů, filmů a románů.

Navzdory skutečnosti, že objev života na Marsu v osmnáctém století se nakonec ukázal jako nepravdivý, zůstal Mars pro vědecké kruhy planetou (nepočítáme-li Zemi) ve Sluneční soustavě. Následné planetární mise byly nepochybně věnovány hledání alespoň nějaké formy života na Marsu. A tak mise nazvaná Viking, uskutečněná v 70. letech 20. století, prováděla experimenty na marťanské půdě v naději, že na ní najdou mikroorganismy. V té době se věřilo, že vznik sloučenin během experimentů může být výsledkem biologických činidel, ale později se zjistilo, že sloučeniny chemických prvků lze vytvořit bez biologických procesů.

Ani tyto údaje však nepřipravily vědce o naději. Protože na povrchu Marsu nenašli žádné známky života, navrhli, že všechny nezbytné podmínky by mohly existovat pod povrchem planety. Tato verze je aktuální i dnes. Planetární mise současnosti jako ExoMars a Mars Science přinejmenším zahrnují testování všech možných možností existence života na Marsu v minulosti nebo současnosti, na povrchu i pod ním.

Atmosféra Marsu

Složení atmosféry Marsu je velmi podobné jako na Marsu, jedné z nejméně pohostinných atmosfér v celé sluneční soustavě. Hlavní složkou v obou prostředích je oxid uhličitý (95 % pro Mars, 97 % pro Venuši), ale je zde velký rozdíl – na Marsu není skleníkový efekt, takže teplota na planetě nepřesahuje 20°C, v na rozdíl od 480°C na povrchu Venuše. Tento obrovský rozdíl je způsoben rozdílnou hustotou atmosfér těchto planet. Při srovnatelných hustotách je atmosféra Venuše extrémně hustá, zatímco na Marsu je atmosféra spíše řídká. Jednoduše řečeno, kdyby byla atmosféra Marsu hustší, připomínala by Venuši.

Mars má navíc velmi řídkou atmosféru – atmosférický tlak je jen asi 1 % tlaku na Zemi. To odpovídá tlaku ve výšce 35 kilometrů nad povrchem Země.

Jedním z prvních směrů ve studiu atmosféry Marsu je její vliv na přítomnost vody na povrchu. Navzdory skutečnosti, že polární čepičky obsahují pevnou vodu a vzduch obsahuje vodní páru pocházející z mrazu a nízkého tlaku, všechny dnešní výzkumy naznačují, že „slabá“ atmosféra Marsu nepodporuje existenci kapalné vody na povrchových planetách.

Na základě nejnovějších dat z misí na Mars jsou však vědci přesvědčeni, že kapalná voda na Marsu existuje a nachází se jeden metr pod povrchem planety.

Voda na Marsu: spekulace / wikipedia.org

Navzdory tenké vrstvě atmosféry má však Mars povětrnostní podmínky, které jsou podle pozemských standardů docela přijatelné. Nejextrémnějšími formami tohoto počasí jsou větry, prachové bouře, mráz a mlha. V důsledku takové povětrnostní aktivity byly v některých oblastech Rudé planety pozorovány výrazné známky eroze.

Dalším zajímavým bodem o atmosféře Marsu je, že podle několika moderních vědeckých studií byla v dávné minulosti dostatečně hustá pro existenci oceánů kapalné vody na povrchu planety. Podle stejných studií se však atmosféra Marsu dramaticky změnila. Vedoucí verzí takové změny je v tuto chvíli hypotéza o srážce planety s jiným poměrně objemným kosmickým tělesem, což vedlo k tomu, že Mars ztratil většinu své atmosféry.

Povrch Marsu má dva výrazné rysy, které jsou zajímavou shodou okolností spojeny s rozdíly v polokoulích planety. Faktem je, že severní polokoule má docela hladkou topografii a jen pár kráterů, zatímco jižní polokoule je doslova poseta kopci a krátery různých velikostí. Kromě topografických rozdílů, které naznačují rozdíly v reliéfu polokoulí, existují i ​​geologické – studie naznačují, že oblasti na severní polokouli jsou mnohem aktivnější než na jižní.

Na povrchu Marsu se nachází největší známá sopka Olympus Mons a největší známý kaňon Mariner. Nic velkolepějšího nebylo ve Sluneční soustavě dosud nalezeno. Výška hory Olymp je 25 kilometrů (to je třikrát více než Everest, nejvyšší hora na Zemi) a průměr základny je 600 kilometrů. Délka Valles Marineris je 4000 kilometrů, šířka je 200 kilometrů a hloubka je téměř 7 kilometrů.

Dosud nejvýznamnějším objevem na povrchu Marsu byl objev kanálů. Zvláštností těchto kanálů je, že podle expertů NASA byly vytvořeny proudící vodou, a jsou tak nejspolehlivějším důkazem teorie, že v dávné minulosti byl povrch Marsu výrazně podobný tomu zemskému.

Nejznámější peridolium spojené s povrchem Rudé planety je tzv. „Tvář na Marsu“. Terén ve skutečnosti velmi připomínal lidskou tvář, když první snímek oblasti pořídila kosmická loď Viking I v roce 1976. Mnoho lidí v té době považovalo tento snímek za skutečný důkaz, že na Marsu existuje inteligentní život. Následné fotografie ukázaly, že šlo jen o trik osvětlení a lidské představivosti.

Stejně jako ostatní terestrické planety má i vnitřek Marsu tři vrstvy: kůru, plášť a jádro.
Přestože ještě nebyla provedena přesná měření, vědci učinili určité předpovědi o tloušťce kůry Marsu na základě údajů o hloubce Valles Marineris. Hluboký, rozsáhlý údolní systém umístěný na jižní polokouli by nemohl existovat, pokud by kůra Marsu nebyla výrazně tlustší než zemská. Předběžné odhady naznačují, že tloušťka Marsovy kůry na severní polokouli je asi 35 kilometrů a na jižní polokouli asi 80 kilometrů.

Poměrně mnoho výzkumů bylo věnováno jádru Marsu, zejména určení, zda je pevné nebo kapalné. Některé teorie poukazovaly na absenci dostatečně silného magnetického pole jako znak pevného jádra. V poslední dekádě se však stále více prosazuje hypotéza, že jádro Marsu je alespoň částečně tekuté. Naznačil to objev zmagnetizovaných hornin na povrchu planety, což může být známkou toho, že Mars má nebo měl tekuté jádro.

Orbita a rotace

Dráha Marsu je pozoruhodná ze tří důvodů. Za prvé, jeho excentricita je druhá největší mezi všemi planetami, pouze Merkur má méně. S takovou eliptickou dráhou má perihelium Marsu 2,07 x 108 kilometrů, což je mnohem dále než jeho afélium 2,49 x 108 kilometrů.

Za druhé, vědecké důkazy naznačují, že tak vysoký stupeň excentricity nebyl vždy přítomen a v určitém okamžiku historie Marsu mohl být nižší než na Zemi. Vědci tvrdí, že důvodem této změny jsou gravitační síly sousedních planet působících na Mars.

Za třetí, ze všech pozemských planet je Mars jedinou, na které rok trvá déle než na Zemi. To přirozeně souvisí s jeho oběžnou vzdáleností od Slunce. Jeden marťanský rok se rovná téměř 686 pozemským dnům. Marťanský den trvá přibližně 24 hodin a 40 minut, což je doba, za kterou planeta dokončí jednu úplnou otáčku kolem své osy.

Další pozoruhodnou podobností mezi planetou a Zemí je její axiální sklon, který je přibližně 25°. Tato funkce naznačuje, že roční období na Rudé planetě na sebe navazují úplně stejně jako na Zemi. Polokoule Marsu však zažívají pro každé roční období zcela jiné teplotní režimy, odlišné od těch na Zemi. To je opět způsobeno mnohem větší excentricitou oběžné dráhy planety.

SpaceX And ​​plánuje kolonizovat Mars

Víme tedy, že SpaceX chce vyslat lidi na Mars v roce 2024, ale jejich první misí na Mars bude v roce 2018 kapsle Red Dragon. Jaké kroky podnikne společnost, aby tohoto cíle dosáhla?

• 2018 Start vesmírné sondy Red Dragon k demonstraci technologie. Cílem mise je dosáhnout Marsu a provést průzkumné práce na místě přistání v malém měřítku. Možná poskytování dalších informací NASA nebo vesmírným agenturám jiných zemí.
• 2020 Start kosmické lodi Mars Colonial Transporter MCT1 (bez posádky). Účelem mise je poslat náklad a vrátit vzorky. Rozsáhlé ukázky technologie pro stanoviště, podporu života a energii.
• 2022 Start kosmické lodi Mars Colonial Transporter MCT2 (bez posádky). Druhá iterace MCT. V tuto chvíli bude MCT1 na cestě zpět na Zemi a ponese marťanské vzorky. MCT2 dodává vybavení pro první pilotovaný let. MCT2 bude připraven ke startu, jakmile posádka dorazí na Rudou planetu za 2 roky. V případě potíží (jako ve filmu „Marťan“) jej tým bude moci použít k opuštění planety.
• 2024 Třetí iterace Mars Colonial Transporter MCT3 a první pilotovaný let. V tu chvíli všechny technologie prokáží svou funkčnost, MCT1 bude cestovat na Mars a zpět a MCT2 bude připraven a testován na Marsu.

Mars je čtvrtá planeta od Slunce a poslední z terestrických planet. Vzdálenost od Slunce je asi 227940000 kilometrů.

Planeta je pojmenována po Marsovi, římském bohu války. Pro staré Řeky byl známý jako Ares. Předpokládá se, že Mars získal tuto asociaci kvůli krvavě červené barvě planety. Díky své barvě planetu znaly i jiné starověké kultury. Raní čínští astronomové nazývali Mars „hvězdou ohně“ a starověcí egyptští kněží jej označovali jako „Ee Desher“, což znamená „červený“.

Hmotnosti pevniny na Marsu a Zemi jsou velmi podobné. Navzdory tomu, že Mars zaujímá pouze 15 % objemu a 10 % hmotnosti Země, má hmotnost pevniny srovnatelnou s naší planetou v důsledku toho, že voda pokrývá asi 70 % zemského povrchu. Přitom povrchová gravitace Marsu je asi 37 % gravitace na Zemi. To znamená, že na Marsu byste teoreticky mohli skákat třikrát výše než na Zemi.

Pouze 16 z 39 misí na Mars bylo úspěšných. Od mise Mars 1960A zahájené SSSR v roce 1960 bylo na Mars vysláno celkem 39 landerů a roverů, ale pouze 16 z těchto misí bylo úspěšných. V roce 2016 byla v rámci rusko-evropské mise ExoMars vypuštěna sonda, jejímž hlavním cílem bude pátrání po známkách života na Marsu, studium povrchu a topografie planety a mapování potenciálních ekologických rizik pro budoucí lidskou posádku. mise na Mars.

Na Zemi byly nalezeny trosky z Marsu. Předpokládá se, že stopy části marťanské atmosféry byly nalezeny v meteoritech, které se odrazily od planety. Po opuštění Marsu tyto meteority dlouhou dobu, po miliony let, létaly kolem sluneční soustavy mezi jinými objekty a vesmírným odpadem, ale byly zachyceny gravitací naší planety, spadly do její atmosféry a zřítily se na povrch. Studium těchto materiálů umožnilo vědcům dozvědět se hodně o Marsu ještě před zahájením vesmírných letů.

V nedávné minulosti si lidé byli jisti, že Mars je domovem inteligentního života. To bylo do značné míry ovlivněno objevem přímých čar a rýh na povrchu Rudé planety italským astronomem Giovannim Schiaparellim. Věřil, že takové rovné čáry nemůže příroda vytvořit a jsou výsledkem inteligentní činnosti. Později se však ukázalo, že nešlo o nic jiného než o optický klam.

Nejvyšší planetární hora známá ve sluneční soustavě je na Marsu. Jmenuje se Olympus Mons (Olympus) a tyčí se do výšky 21 kilometrů. Předpokládá se, že se jedná o sopku, která vznikla před miliardami let. Vědci našli poměrně mnoho důkazů, že stáří sopečné lávy objektu je poměrně mladé, což může být důkazem, že Olymp může být stále aktivní. Ve sluneční soustavě však existuje hora, ve které je Olympus výškově nižší - jedná se o centrální vrchol Rheasilvia, který se nachází na asteroidu Vesta, jehož výška je 22 kilometrů.

Na Marsu se vyskytují prachové bouře – nejrozsáhlejší ve sluneční soustavě. Může za to eliptický tvar oběžné dráhy planety kolem Slunce. Dráha oběžné dráhy je protáhlejší než u mnoha jiných planet a tento oválný orbitální tvar má za následek zuřivé prachové bouře, které pokrývají celou planetu a mohou trvat mnoho měsíců.

Zdá se, že Slunce má při pohledu z Marsu asi polovinu vizuální velikosti Země. Když je Mars na své oběžné dráze nejblíže Slunci a jeho jižní polokoule je obrácena ke Slunci, zažívá planeta velmi krátké, ale neuvěřitelně horké léto. Na severní polokouli zároveň nastává krátká, ale studená zima. Když je planeta dále od Slunce a severní polokoule směřuje k ní, zažívá Mars dlouhé a mírné léto. Na jižní polokouli nastává dlouhá zima.

S výjimkou Země vědci považují Mars za nejvhodnější planetu pro život. Přední vesmírné agentury plánují během příštího desetiletí sérii vesmírných misí, aby zjistily, zda je na Marsu potenciál pro život a zda je možné na něm postavit kolonii.

Marťané a mimozemšťané z Marsu byli po dlouhou dobu předními kandidáty na mimozemšťany, díky čemuž se Mars stal jednou z nejoblíbenějších planet ve sluneční soustavě.

Mars je jedinou planetou v systému, kromě Země, která má polární led. Pod polárními čepičkami Marsu byla objevena pevná voda.

Stejně jako na Zemi má i Mars roční období, která však trvají dvakrát déle. Je to proto, že Mars je nakloněn kolem své osy v úhlu asi 25,19 stupňů, což je blízko k axiálnímu sklonu Země (22,5 stupně).

Mars nemá magnetické pole. Někteří vědci se domnívají, že na planetě existoval asi před 4 miliardami let.

Dva měsíce Marsu, Phobos a Deimos, byly popsány v knize Gulliver's Travels od Jonathana Swifta. Bylo to 151 let předtím, než byly objeveny.

Hlavní parametry Marsu, které určují vliv na mnoho vlastností této planety, vznikly při vzniku Sluneční soustavy. Patří mezi ně hmotnost, sklon osy, perioda a tvar orbity. Úspěšné studium těchto charakteristik je jádrem projektu Mars a hledání života na této planetě.

Dráha Marsu. Důvody rotace

Orbitální pohyb je způsoben vlivem slunečních gravitačních sil. Čím hmotnější je objekt, tím větší je jeho gravitační účinek na ostatní objekty ve vesmíru. Slunce má největší hmotnost ve sluneční soustavě. Jeho hmotnost je 1,98892 x 1030 kilogramů. Díky těmto charakteristikám má Slunce mnohem větší gravitační sílu než Země a Mars dohromady. V poslední době se stále častěji můžeme setkat s tvrzením, že Mars a ostatní planety obíhají kolem těžiště sluneční soustavy. A to není chyba, protože vědci zjistili, že těžiště naší soustavy je téměř ve středu Slunce.

Díky gravitační síle hvězdy je Mars vytažen na oběžnou dráhu kolem Slunce. Ale proč se potom otáčí a nedopadá na Slunce? Abychom našli odpověď, podívejme se na příklad. Míč je na jedné straně přivázán k dlouhému provazu a jeho druhý konec je upevněn v ruce. Pokud tuto kouli roztočíte, bude se otáčet kolem vaší ruky, ale nebude se moci posunout dále, než dovoluje délka lana. Mars se pohybuje na stejném principu, gravitační síla Slunce ho nepustí a nutí k pohybu po oběžné dráze a odstředivá síla, která se objevuje při kruhovém pohybu, má tendenci vytlačit planetu za trajektorii jejího pohybu. Princip pohybu Marsu ve vesmíru je založen na této křehké rovnováze mezi silami.

Perioda Marsu kolem Slunce je dvakrát delší než perioda Země. Dokončí úplnou revoluci kolem Slunce za 687 pozemských dnů. Nebo 1,88, pokud se měří v pozemských letech. Toto měření však odráží změnu polohy planety vůči hvězdám a nazývá se hvězdná perioda rotace.

Můžete také vypočítat dobu rotace kolem Slunce vzhledem k Zemi - nazývá se to synodická perioda rotace. Představuje mezeru mezi konjunkcemi planety v určitém bodě na obloze, obvykle je tímto bodem Slunce. Synodické období rudé planety je – 2,135.

Pohyb Marsu. Hlavní nastavení

Charakteristiky pohybu Marsu na oběžné dráze a kolem jeho osy mají mnoho společného s těmi na Zemi. Osový pohyb Marsu je však chaotičtější a nestabilnější než pohyb Země. Během pohybu se může marťanská osa chaoticky a nepředvídatelně naklánět, vysvětluje se to absencí tak masivního satelitu jako Měsíc, který by reguloval a stabilizoval pohyb planety silou gravitace. Jeho satelity Phobos a Deimos jsou zanedbatelné, jejich vliv na rychlost rotace je nevýznamný a ve výpočtech se nebere v úvahu.

Charakteristika oběžné dráhy Marsu

Mars se pohybuje kolem Slunce po kruhové dráze, což není kruh, ale složitý eliptický útvar. Dráha Marsu je jedenapůlkrát vzdálenější od Slunce než Země. Má eliptický tvar, který vznikl vlivem gravitačních sil jiných planet sluneční soustavy. Vědci zjistili, že před 1,35 miliony let byla jeho oběžná dráha téměř rovná kružnice. Excentricita marťanské dráhy (charakteristika, která ukazuje, jak moc se dráha odchyluje od kruhu) je 0,0934. Jeho oběžná dráha je druhá nejexcentričtější v systému, na prvním místě je Merkur. Pro srovnání, excentricita oběžné dráhy Země je 0,017.

Když je planeta v bodě nejblíže Slunci – perihéliu, je poloměr oběhu 206,7 milionů kilometrů, při maximální vzdálenosti od Slunce – aphelion se poloměr zvětší na 249,2 milionů kilometrů. Vzhledem k rozdílu ve vzdálenostech se mění množství sluneční energie vstupující na planetu, je to 20-30%, takže na Marsu je široký rozsah teplot.

Jednou z hlavních charakteristik je orbitální rychlost. Průměrná rychlost rotace kolem Slunce je 24,13 km/s.

Mars je od Slunce dále než Země, takže i poloměr marsovské dráhy se liší ve větším směru. Již jsme zjistili, že marťanská dráha je protáhlá elipsa, takže její poloměr není konstantní, průměrná vzdálenost ke Slunci je 228 milionů kilometrů.

Každých 26 měsíců Země dožene Mars na oběžné dráze. To je způsobeno rozdílem v rychlosti pohybu planet (země je 30 kilometrů za sekundu) a menším průměrem oběžné dráhy. V tuto chvíli je vzdálenost mezi planetami minimální, proto je nejpohodlnější plánovat vesmírné mise ke studiu planety v tomto období. To snižuje náklady na palivo a čas o 6-8 měsíců, což na vesmírné standardy není tak mnoho.

Axiální rotace

Mars se neomezuje pouze na pohyb po oběžné dráze, otáčí se i kolem své osy. Rychlost rovníkové rotace je 868,22 km/h, pro srovnání na Zemi je to 1674,4 km/h. Den na rudé planetě trvá 24 hodin, pokud se díváte na průměrný sluneční den, nebo 24 hodin, 56 minut a 4 sekund, pokud berete v úvahu hvězdný den. Ukazuje se, že rudá planeta rotuje jen o 40 minut pomaleji než Země.

Rotace zajišťuje nejen cyklus dne a noci na planetě, ale také mění tvar planety pod vlivem odstředivé síly a zplošťuje ji od pólů o 0,3%. Změna tvaru není tak patrná kvůli vysoké hustotě planety.

Sklon osy rotace Marsu je 25,19°, zemské 23,5°. Ke změně marťanských zimních a jarních období dochází v důsledku sklonu rotační osy a excentricity oběžné dráhy. Střídání zimního a letního období na Marsu probíhá v protifázi, to znamená, že když na jedné polokouli začíná léto, na druhé vždy začíná zima. Ale vzhledem k tvaru oběžné dráhy se zde může trvání ročních období prodloužit, nebo možná zkrátit. Takže na severní polokouli trvá léto a jaro 371 sol. Objevují se, když se Mars nachází v části své oběžné dráhy, která je nejvzdálenější od Slunce. Proto je marťanské léto na severu dlouhé, ale chladné a na jihu krátké a teplé. Na Zemi jsou roční období rozložena rovnoměrněji, protože oběžná dráha Země se blíží tvaru dokonalého kruhu. Stojí za zmínku, že Mars rotuje kolem své osy chaotičtěji než planety s masivnějšími satelity, což může kdykoli ovlivnit trvání zimních a jarních období.

Chcete se blíže podívat na Mars a jeho fyzikální vlastnosti?
Pro snazší analýzu rozdílů mezi planetami budou uvedeny všechny obecné parametry, vlastnosti a hlavní charakteristiky ve srovnání se Zemí.

Fyzikální vlastnosti Marsu

Mars je v mnoha ohledech, ale co do velikosti a gravitační síly, je velmi odlišný. Díky všem nashromážděným znalostem můžeme s jistotou říci, že je mnohem menší než Země, jeho hmotnost je také výrazně nižší než hmotnost Země. Je 0,107krát větší než hmotnost Země a její gravitace je asi o 62 procent menší. Proto se tam budete cítit třikrát lehčí než na Zemi.

Marťanský den je o něco delší než den na Zemi. Úplná otáčka kolem své osy trvá 24 hodin a 40 minut. Úhel sklonu osy rotace obou planet je přibližně stejný. Pro Zemi je to 23,26 stupně a pro Mars je to 25,2 stupně. Tento náklon vyvolává změnu ročních období. Marťanský rok je také delší než ten pozemský. Je to proto, že dokončení jedné revoluce kolem Slunce trvá 687 dní, na rozdíl od 365,25denního roku Země.

Hmotnost Marsu je 6,4169 X 1023 kg. To je desetkrát méně než hmotnost Země. V naší sluneční soustavě je druhou nejhmotnější planetou sluneční soustavy. Jeho objem je 1,63116 X 10 11 km 3. Objem Marsu je 15 % objemu Země. Pokud si Zemi představíte jako dutou kouli, pak by se do ní vešlo 6,7 planet podobných Marsu.

Nižší hustota Marsu činí asi 10 % hmotnější než Země. Ve skutečnosti je hustotou blíže Zemi než ostatním třem vnitřním planetám. Jeho průměrná hustota je asi čtyřikrát větší než hustota vody.

Zeměpisné dimenze Marsu

Mars je po Merkuru druhou nejmenší planetou sluneční soustavy a po Zemi první nejvíce studovanou planetou.

Velikost Marsu je těžké vyjádřit jedním číslem. Vědci se dívají na planety a hodnotí je z různých úhlů, přičemž berou v úvahu různé faktory. První měření Marsu provedl Galileo Galilei v roce 1610, ještě před vynálezem dalekohledu. V dnešní době, kdy na pomoc přicházejí nejnovější technologie, není získání takových informací o jakékoli planetě sluneční soustavy (a někdy i mimo ni) nijak zvlášť obtížné.

Poloměr Marsu je 3 389,5 km. Jeho obvod je 21 344 km. Pro srovnání, Mars má 53 % průměru Země. Jeho průměr na rovníku je 6 792 kilometrů, zatímco průměr Země je 12 756 kilometrů. Ukazuje se, že Mars je jen o něco více než poloviční velikost Země. Pokud změříte průměr od pólu k pólu, všimnete si, že obě planety nejsou dokonalé koule, ale mají tvar zploštělý na pólech. Průměr Marsu mezi póly je tedy 6 752 kilometrů a průměr Země 12 720 kilometrů. Toto mírné zploštění se vysvětluje tím, že planety rotují kolem své osy.

Podle oblasti zabírá Mars 38 % povrchu Země. Zdá se to jako malá oblast, ale je srovnatelná s oblastí pokrytou veškerou pevninou na Zemi.
Vědci věří, že Mars byl větší planeta? kdy poprvé vznikla sluneční soustava. Ale pod vnějším vlivem byl vyhozen ze své předchozí oběžné dráhy a ztratil část své hmoty a magnetického pole.

Jak vidíte, velikost Marsu není hlavní charakteristikou této planety, která může odpovědět na mnoho otázek. A to je dobrý podnět k další intenzivní práci v tomto směru. Množství poznatků o rudé planetě, které jsme za dlouhou dobu nashromáždili, je velmi zajímavé nejen pro vědeckou komunitu, ale i pro běžné obyvatele naší planety. Věda a výzkum nám umožňují podívat se na skutečnou planetu, ocenit její malou velikost ve vztahu k ostatním planetám sluneční soustavy, její drsné klima a skalnatý terén bez života.