Planeta Mars je, vyjma Země, jedinou planetou ve sluneční soustavě, na které můžeme pozorovat počasí a zřetelné projevy ročních období. Jelikož Mars obíhá kolem Slunce 678 pozemských dní, cyklické změny závislé na marťanském roce zde trvají dvakrát déle než na Zemi. Rotační osa Marsu je skloněna k rovině jeho oběžné dráhy o 24°, roční období proto mohou probíhat podobně jako na Zemi díky přivracení a odvracení příslušné polokoule od Slunce v průběhu roku. Na Marsu jsou známa navíc ještě období velmi klidné atmosféry, kdy je možno pozorovat přímo povrch planety. Mars se otáčí kolem své osy zhruba stejně rychle jako Země, jednou za 24 hodin a 39 minut. V dalekohledu jsou na povrchu výrazné světlé a tmavé oblasti, tzv. albedové útvary. Pečlivý pozorovatel tak může v průběhu jedné noci uvidět, jak se tmavá a světlá místa na povrchu pohybují a planeta rotuje. Již v malých dalekohledech jsou na obou pólech planety rozeznatelné bílé polární čepičky. Jejich bílá barva kontrastuje s okolní krajinou a díky naklonění rotační osy k Zemi jsou vidět v průběhu roku buď obě, nebo jen jedna na přivrácené polokouli. Severní polární ledový pokryv je výrazně rozsáhlejší než jižní. Sezónní změny slunečního svitu a výkyvy teploty se také zřetelně projevují změnou velikosti polárních čepiček. V zimě, kdy na příslušné polokouli atmosférický oxid uhličitý vymrzne a usadí se kolem pólu, se ledový pokryv evidentně zvětší a naopak v průběhu jara a léta se jeho odpařením polární čepička viditelně zmenší. Jelikož na Marsu je dostatečně hustá atmosféra, je možné pozorovat i dalekohledem ze Země výrazné projevy počasí ve formě oblačných struktur a někdy i mnoho měsíců trvajících prachových bouří. V současné době je možno Mars velmi podrobně sledovat nejen velkými pozemskými dalekohledy, ale zejména sondami kolem Marsu, které soustavně sledují Mars z jeho oběžné dráhy již od devadesátých let minulého století.
|
Mars – rudá planeta, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. Slunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. |
Rotující planeta Mars, jak je vidět pozemskými dalekohledy. Albedové útvary jsou velmi zřetelné a výrazná je i jižní polární čepička, která na snímcích přesvětluje okolní povrch a zdá se být větší než je ve skutečnosti. I při vizuálním pozorování jde o stejný optický klam. Zdroj: Arizonská univerzita.
Obří cyklóna poblíž severního pólu Marsu vyfotografovaná 27. 4. 1999 pomocí Hubbleova dalekohledu. Poprvé byly podobné spirálové bouře zaznamenány sondami Viking v polovině sedmdesátých let. Cyklóna na snímku má rozměry zhruba 1800×1500 km. Oko hurikánu je velké 300 km v průměru. Jde prozatím o největší spirálovou bouři, která byla na Marsu pozorována. Zdroj: HST.
Prachová bouře na Marsu v průběhu roku 2001. Na Marsu pokryje prachová bouře mnohdy i celý povrch planety na dobu více než tří měsíců. Pod neprostupným prachem neseným v atmosféře se oteplí oproti obvyklému mrazivému počasí zhruba o 25 °C. Nejteplejší letní hodnoty byly sice naměřeny i nad teplotou tuhnutí vody, ale obvyklá teplota je na Marsu někde kolem −20 °C, v polárních oblastech až kolem −140 °C, jde tedy o velmi výrazné globální změny v klimatu celé planety. Zdroj: HST.
Radarové snímkování severní polární čepičky sondou MRO. Na obrázku a je řez souvrstvím ledu a horninového podloží v rozsahu bílé linie v mapě na obrázku c. Snímek b ukazuje horninový výchoz při okraji ledového pokryvu. Na snímcích d, e jsou pak odděleně znázorněny horninové podloží a ledový pokryv. Zdroj: NASA.
Podrobný průřez severní polární čepičkou podle radarových dat sondy MRO. Zřetelné jsou sezónní vrstvy a hranice horninového podloží pod ledovým krytem. Zdroj: NASA.
Průměr severní polární oblasti pokryté ledem v období léta na severní polokouli neklesá svojí rozlohou pod 1 000 km. Atmosféra Marsu je tvořena z více než 95 % CO2. V průběhu zimy pak až ¼ atmosférického CO2 kondenzuje v polárních oblastech do polárních čepiček a na jaře se zase odpařuje. Tyto každoročně se opakující sezónní změny jsou příčinou celoplanetárních pohybů atmosféry, které nemají na Zemi obdoby. Zde je pravděpodobně také nutno hledat příčinu celoplanetárních prachových bouří. Polární čepičky jsou tvořeny směsí vodního ledu, zmrzlého CO2 a navátých prachových příměsí z erodovaných povrchových hornin. Atmosférický CO2 každoročně sublimuje a kondenzuje na povrchu mnohaletých vrstev vodního ledu. Tyto změny jsou zřejmě příčinou zřetelně vrstevnaté struktury, která je navíc zvýrazněna navátými horninami při prachových bouřích z nezaledněných oblastí.
Severní polární oblast s ledovým pokryvem. Již na prvních snímcích Marineru 9 z roku 1972 byla patrná struktura spirálových rozbrázdění. Tento snímek je kompozicí pořízenou z dat sondy Mars Global Surveyor oblétávající kolem Marsu v letech 1997–2006. Zdroj: NASA.
Jižní polární čepička. Struktury spirálově se rozvíjejících kaňonů jsou obdobné jako na severním příkrovu. Snímek pořídila orbitální sekce sondy Viking 2 dne 28. 9. 1977. Zdroj: NASA.
Průřez ledovým příkrovem polární oblasti ve směru poledníku. Plocha označená A je vystavena od jihu Slunci více než plocha skrytá ve stínu a zde označená B. Na osluněné straně dojde k výraznějšímu odparu ledu a ledové vrstvy se postupně ztenčují. Zdroj: Spacedog.
Vznik spirálových struktur kolem polárních oblastí je vysvětlován následovně. Větry vanoucí od pólu jsou díky rotaci planety stáčeny Coriolisovou silou. Na tvarování povrchu ledového krytu se pak podílejí dva jevy, které se vzájemně doplňují. Sluneční svit výrazněji ohřívá jižní kopce a vítr odnáší sublimát z kaňonů pryč. Odpařený led ale okamžitě kondenzuje ve stínu na neosvětlené chladnější straně kaňonu a větry stáčející se podle rotace planety takto přemisťují led na severní polokouli od severu jihozápadním směrem a na jižní polokouli od jihu severozápadním směrem. Vítr spolu se slunečním svitem prohlubují ledové jizvy podobně, jako jsou přemísťovány pouštní duny. Vzniklé kaňony se pak na povrchu paralelně skládají do pravidelné spirály kolem pólu.
Zdroje:
- Jia-Rui Cook et al.: NASA Orbiter Penetrates Mysteries of Martian Ice Cap; NASA News and Features, May 26, 2010
- NASA: Mars Global Surveyor – Overview
- Dauna Coulter: Strange Martian Spirals Explained; NASA Science News, June 16, 2010
- NASA JPL Photojournal
- Ken Herkenhoff: Geologic Map of the MTM–85000 Quadrangle, Planum Australe Region of Mars; USGS 2001
- Jaroslav Trnka: Rudý Mars dominuje noční obloze; AB 2/2010
- Jiřina Hrušová: MRO - Další průzkumník Marsu; AB 35/2006
