Fyzika Marsu. Martin Pauer. Planety. Magnetosféra. Menší bratr Země. Atmosféra Marsu 18 1 /

Transkript

1 Fyzika Marsu MIT Martin Pauer Rudá planeta odedávna přitahovala pozornost lidí, většinou však dosti pochmurným způsobem. Ve starověké Mezopotámii byla přisouzena bohu Nergalovi, vládci podsvětí a smrti, v Řecku a Římě byl Mars pojmenován po bohu války. S rozvojem astronomie však postupně ztrácela tato mystika na významu a mnohem více stoupala důležitost vědeckého výzkumu tohoto terestrického tělesa sluneční soustavy. V uplynulých 40 letech se Mars stal po Zemi zřejmě nejlépe prozkoumanou planetou i tak ale zůstává velké množství nezodpovězených otázek. NASA / JPL Před téměř třemi lety byl v Astropise otištěn obsáhlý článek nazvaný Fyzika Venuše (2/2004). Na něj bych dnes rád navázal podobným příspěvkem, tentokrát však věnovaným zřejmě nejzajímavější planetě sluneční soustavy, Marsu. Záměrně jsem zvolil i podobnou strukturu textu, jako měl již zmiňovaný článek o Venuši, abyste se snadněji v údajích orientovali a mohli lépe porovnávat. Menší bratr Země Ačkoliv je Mars ve srovnání se Zemí zhruba poloviční velikosti, ve většině svých vlastností je naší mateřské planetě v jejím okolí nejpodobnějším objektem. Ať již jde o průzračnou atmosféru, vysoké štítové sopky, rozeklaná údolí či stopy po vodních masách, které zřejmě v minulosti proudily po jeho povrchu. Na druhou stranu menší velikost spolu s přibližně třetinovou gravitací (viz tabulku na protější straně) umožnila většině výše zmíněných povrchových útvarů vyrůst do gigantických rozměrů. Mars je tak z pohledů nás pozemšťanů tak trochu planetou extrémů. Struktura atmosféry Marsu včetně teplotního a tlakového průběhu zaznamenaného sondami Magnetosféra Magnetosféra Marsu byla podrobně popisována v nedávno uveřejněném článku Magnetická pole ve Sluneční soustavě II (Astropis 4/2006). Proto se k ní zde nebudeme příliš vracet, dovolíme si jen krátké shrnutí Mars v současnosti vlastní vnitřně generované magnetické pole nemá, na jeho povrchu však byly identifikovány oblasti silné trvalé (tzv. remanentní) magnetizace, které svědčí o tom, že globální magnetické pole kdysi Rudou planetu obklopovalo. K otázce, proč jej dnes již nepozorujeme, se vrátíme podrobněji v části věnované jádru Marsu. Současná neexistence magnetického pole je nicméně jedním z faktorů, které ovlivňují i další části planety, např. její plynný obal. Atmosféra Marsu Atmosféra je na Marsu velmi řídká, na jeho povrchu dosahuje tlak hodnot jen kolem 800 Pa (existují poměrně velké výkyvy mezi tlakem na dně hlubokých impaktních pánví a na vrcholcích obřích sopek). Jedním z vysvětlení její nízké hustoty je právě interakce se slunečním větrem protože není planeta chráněna magnetosférou, dochází k intenzivnějšímu úniku plynných částic do meziplanetárního prostoru. Nejdůležitější složkou atmosféry je oxid uhličitý, který tvoří téměř 96% jejího objemu (dále obsahuje 2,7% dusíku, 1,6% argonu, 0,2% kyslíku a asi 0,03% vodních par). Důležitou složkou atmosféry je pak také prach, který způsobuje její typické oranžovo-hnědé zabarvení na fotografiích pořízených z povrchu. Nedávný výzkum Tenká atmosféra Marsu překrývá krátery zbrázděný povrch na snímku pořízeném americkou sondou Viking. V levém spodním rohu je vidět část okraje přibližně 600 km široké impaktní pánve Argyre. Mgr. Martin Pauer (*1979) vystudoval geofyziku na MFF UK, kde nyní pokračuje v doktorandském studiu. Amatérsky se zajímá o astronautiku, astronomii a od roku 1998 spolupracuje se Štefánikovou hvězdárnou v Praze. 18

2 naznačil také možnost výskytu metanu v atmosféře (ve stopovém množství 10 ppb, tj. 0,01 ) metan ale patří k plynům, které se po vystavení ultrafialovému záření velmi rychle rozpadají, a tak jeho případná přítomnost naznačuje existenci geologických (nebo dokonce i biologických) aktivních zdrojů. Během marsovské zimy klesá teplota na povrchu tak nízko, že až 1/4 objemu atmosféry kondenzuje do podoby polárních čepiček tvořených suchým ledem. Na jaře a v létě poté dochází vlivem oteplování k velmi rapidní sublimaci, která má za následek pohyby atmosférické hmoty s rychlostí dosahující až 400 km/h. Protože polární čepičky obsahují i určité procento vodního ledu, způsobují tyto velmi rychlé procesy zvýšenou vlhkost v atmosféře a tvorbu jinovatky a vodních oblaků. Podobně turbulentní jako tyto sublimační procesy jsou i lokální víry tzv. prašní ďáblové které pozorovaly snad všechny sondy i přistávací moduly od dob Vikingů (viz obrázek níže). Na jednu stranu tak dnes čistí rovery MER (Mars Exploration Rover), čímž prodlužují jejich životnost, na druhou stranu ale jejich mohutnější exempláře mohou představovat v budoucnu riziko pro jakoukoliv lidskou infrastruktur u na povrchu Marsu. Povrch Pozorování dalekohledem příliš k poznání povrchu Rudé planety nepřispěla. Astronomům se podařilo identifikovat některé význačné topografické útvary, které se odlišovaly od zbytku povrchu svým albedem (odrazivostí světla) jako například vulkán Olympus Mons či pánev Hellas, ale ty nejzásadnější útvary na povrchu zůstaly neodhalené až do 70. let minulého století. Schematická mapa Marsu na první pohled je vidět celoplanetární dichotomie (nížiny vs. vysočiny), zaujme také několik obřích impaktních pánví, gigantické vulkány v oblasti Tharsis či údolí Valles Marineris Je jím především severo-jižní dichotomie, kdy rozdíl v průměrné výšce činí až 6 km a zatímco jižní vysočiny jsou hustě pokryty krátery, severní nížiny mají povrch zdánlivě mnohem mladší (méně impaktů). Podrobná měření uskutečněná laserovým výškoměrem odhalila ale i na severu množství kráterů překrytých jen slabou vrstvou horniny. Tato pozorování pak byla definitivně potvrzena podpovrchovým radarem MARSIS, který je schopen odhalit původní dna kráterů. Druhým velmi důležitým povrchovým útvarem na Marsu je oblast Tharsis. Zde se zřejmě soustředila většina vulkanické aktivity na planetě. Samotná Tharsis vystupuje do výšky až 10 km a na rozloze 30 miliónů km 2 představuje zátěž téměř kg. Ta deformuje celou planetu, takže kromě rotačního zploštění je Mars protažený v ose Tharsis jako obrovský ragbyový míč (toto přirovnání je velmi přehnané, ale odpovídá trendům ve tvarech obou těles). Při vzniku této vulkanické oblasti se mohla významně zvýšit hustota celé atmosféry a také dojít k roztání vodního ledu, jehož následkem mohl být globální oceán o hloubce větší než 100 metrů. Chemické složení povrchu známe z několika málo měření uskutečněných na povrchu, ale zdá se, že jde o bazalty částečně podobné těm z pozemských oceánů (v jejich složení převládá křemík, dále obsahují železo, hořčík, hliník, vápník a síru). Stáří většiny povrchu je dle statistiky kráterů určeno na 2,5 4 miliardy let, přičemž se zde opět objevuje rozdíl mezi severní a jižní polokoulí a také třetí významnou geologickou jednotkou, oblastí Tharsis. Ta ale překrývá velkou část povrchu právě na hranici mezi jižními vysočinami a severními nížinami a tak před námi zároveň skrývá část původní marsovské historie. Martin Pauer NASA / JPL / Malin Space Science Systems planetární parametr Mars Země poměr střední vzdálenost od Slunce 228 mil. km 150 mil. km 1,52 oběžná doba 687 dní 365 dní 1,88 oběžná rychlost 24 km s km s -1 0,81 sklon rotační osy 25,2 23,5 1,07 rotační perioda 1,03 dnů 1 den 1,03 hmotnost planety 6, kg 5, kg 0,11 hmotnostní podíl atmosféry ~ 10-8 ~ celková hustota 3,93 g cm -3 5,52 g cm - 3 0,71 gravitační zrychlení na povrchu 3,69 m s -2 9,81 m s -2 0,38 úniková rychlost na povrchu 5,03 m s -1 11,2 m s -1 0,45 Prašný vír na snímku sondy Mars Global Surveyor. Samotný vír je jasný objekt v horní polovině snímku, o jeho velikosti svědčí jeho stín. albedo (reflexivita) 0,15 0,37 0,41 teplotní rozsah na povrchu C C počet přirozených satelitů

3 NASA / MOLA Team 3D model gigantické štítové sopky Pavonis Mons (jedné ze sopek v oblasti Tharsis). Při výšce 14 km činí ovšem její základna úctyhodných 375 km, takže její svahy jsou velmi pozvolné. Oheň a led To, co v oblasti Tharsis nikdo jistě nepřehlédne jsou především vulkány. Již zmíněný Olympus Mons je s výškou 24 km a základnou o průměru 650 km dokonce největší sopkou ve sluneční soustavě. Na východě ho lemují tzv. Tharsis Montes (Ascraeus Mons, Pavonis Mons a Arsia Mons), na severu pak velmi rozlehlý vulkán Alba Patera. Z detailního snímkování kráterů na úbočích a v jícnech sopek provedeného sondou Mars Express se zdá být jisté, že poslední výlevy magmatu proběhly na většině z nich před geologicky nedávnou dobou (řádově 100 milionů let a méně). Otázka, která asi každého napadne je, proč jsou tyto bazaltické výlevy tak čerstvé, když většina povrchu je mnohem starší tj. co udržuje tyto oblasti aktivními, když většina povrchu již vnitřní aktivitu neprojevuje? Ještě před 10 lety převládal názor, že díky unikátním podmínkám uvnitř Marsu se sopečná aktivita koncentrovala pouze do jednoho místa, a proto přetrvala přibližně 4 miliardy let vývoje (Tharsis je velmi stará, vznikla zřejmě po prvních 500 miliónech let vývoje planety). Dnes se tato hypotéza zdá díky lepšímu poznání vývoje Marsu neaktuální. Naopak se nabízí relativně jednoduché vysvětlení, že díky předchozímu vulkanismu je Tharsis lépe izolovaná, a proto jsou teploty v plášti pod ní vyšší než pod zbytkem planety právě tato vyšší teplota pak umožňuje vznik vulkanické taveniny. Relativně čerstvá láva však není vše, co planetární geologové u marsovských sopek pozorují. Objevilo se také poměrně značné množství objektů, které mají zřejmě původ v ledovcové aktivitě. Mars nás tedy opět překvapil místo mrtvé planety se zde objevuje jak vulkanismus, tak aktivní ledovce. Ty nejsou pozorovatelné na povrchu, ale zřejmě se ukrývají v malé hloubce pod povrchem planety v podobě trvale zmrzlé půdy, tzv. permafrostu. Některé oblasti na Marsu pak i v povrchové geologii naznačují přítomnost velkého množství zmrzlé vody (viz obrázek v pravém spodním rohu této stránky). Voda a život Voda totiž zdá se na Marsu dříve byla, a to dokonce ve velkém množství. Některé odhady průtoků koryty řek či kaňony ukazují na katastrofické záplavy, během kterých se vytvářely veletoky několikanásobně větší než např. naše Amazonka či Nil. Již v 70. letech byla formulována teorie, že severní nížiny Marsu jsou dnem pradávného oceánu tato myšlenka je jistě lákavá, zatím se ji nicméně nepodařilo nijak potvrdit. Naopak rovery MER a spektroskopická mineralogická snímkování ze sond spíše ukazují na menší jezera a moře, která zaujímala plochu velkých impaktních kráterů a pánví. Podrobné záběry rozhraní mezi nížinami a vysočinami také neodhalilo žádné pozůstatky původních pobřežních linií, jak je známe ze Země. Zdá se být tedy vyloučené, že by severní nížiny vznikly podobně jako oceány na naší planetě, tedy rozpínáním kůry v procesu deskové tektoniky. Kde je (byla) voda, tam jsme na Zemi zvyklí na to, že se dříve či později objeví i život. Doposud pouze dvě marsovské sondy (americké Viking 1 a 2) měly na palubě přístroje přímo určené k hledání stop života ty však nic nenašly. Další pátrání po životě převzala do svých rukou Evropa: první pokus ve formě přistávacího pouzdra Beagle 2 se nezdařil, ale dnes už se chystají experimenty pro plánovaný rover ExoMars. Kromě toho už máme na Zemi i vzorky Marsu, které by kromě informací o chemickém složení Mars umohly obsahovat také známky místního NASA / JPL / Malin Space Science Systems NASA / HRSC Team ESA / HRSC Team Stopy po tekoucí kapalině (tzv. gullies) na okrajích kráterů byly pozorovány na mnoha místech Marsu. Zda jde skutečně o nedávné výtrysky vody musí potvrdit až budoucí výzkum. Detailní snímek kaňonu vytvořeného fluviální aktivitou (v důsledku tečení vody, zřejmě během prudkých záplav) v oblasti Mangala Vallis na západním okraji oblasti Tharsis Evropská sonda Mars Express přinesla i mnohá překvapení jedno z nich bylo toto zamrzlé moře, oblast plná tmavých objektů připomínajících kry (na jih od sopky Elysium Mons) 20

4 ESA / HRSC Team života v minulosti bylo nalezeno několik meteoritů, které podle svého chemického složení pochází z Rudé planety. V jednom z nich (s označením ALH84001) byly v roce 1996 identifikovány drobné struktury, které mohly být organického původu. Další analýzy tuto hypotézu nepotvrdily, nicméně naděje, že život mohl na Marsu existovat (zvláště pod povrchem, chráněn před radiací), pořád trvá. Otázkou zůstává, zda si přát nalezení takového života. By by to jistě obrovský skok pro vědu, ale znamenalo by to zřejmě i trvalou karanténu a konec snům o možné kolonizaci Marsu. Vhodných planet, kam by se mohla naše civilizace rozšířit, v našem okolí příliš mnoho není Stín Phobosu pozorovaný na povrchu Marsu z takovýchto měření lze přesně rekonstruovat dráhu Phobosu kolem Marsu a určit tak přesněji i jeho budoucí polohu ESA / HRSC Team Plášť Marsu Bohužel ani na Marsu se zatím nepodařilo instalovat žádný funkční seismometr, který by umožnil získat přímé informace o vnitřní struktuře planety. Z nepřímých měření a fyzikálních modelů tak zatím víme jen málo odhaduje se například, že plášť zabírá zhruba polovinu poloměru Marsu a že v něm stále probíhá podpovrchová konvekce (viz Astropis 4/2003 Terestrické objekty sluneční soustavy). Svrchní část pláště ale tvoří zřejmě velmi silný nepohyblivý příkrov (tzv. litosféru), který brání výraznějším projevům konvekce na povrchu. Na Zemi je v oblasti pod litosférou zóna nižší viskozity (astenosféra), která je zřejmě důležitá pro vznik deskové tektoniky. Tu ale na Marsu nepozorujeme a ani jiné fyzikální modely nenaznačují přítomnost astenosféry. Ve svrchní části litosféry je pak stejně jako na Zemi kůra, jejíž svrchní část můžeme pozorovat na povrchu. O průměrnou mocnost kůry se vedou již léta spory, nicméně z měření gravitačního pole spojeného s oblastí vysočin obklopujících pánev Hellas se zdá být pravděpodobná hodnota kolem km. Jádro O jádře toho víme skoro stejně jako o plášti tedy spíše méně než více. Z pozorovaných slapových deformací Marsu (pod vlivem změn své polohy vůči Slunci se celá planeta nepatrně deformuje) se odhaduje jeho poloměr zhruba na 1700 km a minimálně jeho vnější část by měla být kapalná. Zda uvnitř skrývá podobně jako naše planeta ještě pevné jadérko nevíme, na tuto otázku by ale snad během následujícího desetiletí měla odpovědět přesná geodetická měření, a případně i seismická data získaná novými sondami. Nepřímým argumentem pro neexistenci vnitřního jadérka je již dříve zmíněný fakt, že Mars nemá vlastní vnitřně generované magnetické pole. Magnetické pole může být na počátku existence planety generováno silnou konvekcí v jejím kapalném jádře s chladnutím celé planety ale tento mechanismus pozbývá účinnosti a během několika stovek miliónů let se zcela zastaví. Pokud jsou teplotní a tlakové podmínky příznivé, druhá etapa magnetického pole se spustí právě s růstem vnitřního pevného jadérka (tzv. termo-chemická konvekce). Pozorované silné magnetické anomálie na povrchu Marsu a zároveň neexistence globálního pole dnes tedy svědčí pro hypotézu, že po počáteční fázi chladnutí jádra již ke vzniku sekundárního dynama nedošlo. Detailní snímek Marsova měsíce Phobos pořízený kamerou HRSC na palubě evropské sondy Mars Express povšimněte si jemných linií protkávajících celý Phobosův povrch Planety Schématický průřez vnitřní stavbou Marsu. Podle dnešních odhadů sahá jádro zhruba do poloviny jejo poloměru, tj. vyplňuje asi 1/8 jeho objemu (u Země zhruba 1/6). Měsíce Marsu Kolem Rudé planety dnes krouží dva malé a nepravidelné měsíce Phobos (střední průměr 22,2 km) a Deimos (12,4 km). Jejich dráhy jsou značně rozdílné. Zatímco první z nich se pohybuje na oběžné dráze km nad povrchem Marsu, druhý je podstatně výše (23,5 tisíce km nad povrchem). Ze spektroskopického průzkumu odhadnuté chemické složení obou měsíců odpovídá chemickému složení malých planetek typu C z tzv. hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Zdá se tedy velmi pravděpodobné, že se jedná o tělesa v minulosti zachycená gravitačním působením Marsu (možná s drobnou pomocí Jupiteru). Oběžná dráha Phobosu je ale natolik nízká (a tím pádem jeho oběh natolik rychlý), že pro pozorovatele na povrchu planety dvakrát denně vychází na západě a zapadá na východě. Zároveň však dochází díky slapovým silám k jeho zpomalování, a tak jeho oběžná dráha klesá o přibližně 1,8 metru za století. To znamená, že během milionů let se buď srazí s povrchem planety, nebo bude roztrhán slapovými silami, čímž vznikne kolem Marsu prachový prstenec. Povrch obou měsíců je pokryt malými i středně velkými krátery (např. kráter Stickney, pojmenovaný po manželce objevitele obou Měsíců Asapha Halla, má v průměru 10 km) a vrstvou jemného prachu, tzv. regolitu. Ten u Deimosu částečně vyplňuje většinu kráterů, takže jeho povrch je znatelně hladší než povrch Phobosu. Oba měsíce obíhají téměř v rovině Marsovského rovníku jejich relativně malá vzdálenost tak zne Calvin J. Hamilton 21

5 Tři generace průzkumníků Marsu model sondy Viking (vlevo, dva prakticky stejné přistávací moduly tohoto designu pracovaly na povrchu od poloviny 70. let do začátku 80. let), vozítko Sojourner (uprostřed, část mise Mars Pathfinder, která přistála na Marsu v létě 1997) a počítačový obrázek roveru MER (vpravo, opět dva identické projekty, činné na povrchu od roku 2003 dodnes) Daein Ballard NASA NASA NASA / JPL možňuje pozorovatelům v oblasti pólů (pro Phobos dále než 70 s. š. i j. š. a pro Deimos dále než 83 ) je spatřit. Vývoj Rudé planety.jaký je tedy celkový obrázek Marsu? Před více jak 4 miliardami let (v období tzv. noachianu) to mohla být planeta relativně velmi podobná Zemi s hustou atmosférou, vulkanismem a možná i povrchovým oceánem. Pak ale došlo k několika zřejmě klíčovým událostem mezi ně patřila ztráta globálního magnetického pole či velké impakty (např. pánev Hellas vzniklá před asi 4,1 miliardami let má průměr 2300 km). Ty podle některých teorií daly vzniknout i severo-jižní dichotomii (jiné názory ji spojují spíše s vnitřními dynamickými procesy). K dalším zásadním událostem mohla patřit i koncentrace vulkanismu v oblasti Tharsis, která ovládla téměř 1/4 povrchu planety. Tyto a další faktory způsobily ochlazení Marsu, ztrátu většiny jeho atmosféry a hydrosféry, a také postupné ustávání vulkanismu (období tzv. hesperianu). Zda voda ve formě atmosferické vlhkosti unikla do vesmíru nebo byla skryta pod povrch v podobě permafrostu nevíme. Nová měření ale naznačují, že atmosferický únik je menší, než se očekávalo, a tak by mohly být rezervoáry vody spíše dodnes ukryty na planetě samé. Od doby tohoto ochlazení je Mars víceméně ve stavu, v jakém ho můžeme pozorovat dnes (tzv. období amazonianu). Suchá Počítačová simulace možného povrchu Marsu po tisících letech teraformace (tmavé plochy jsou porostlé vegetací, světlejší jsou pouště). Severní nížiny by zaplnil globální oceán, malá moře by byla i uvnitř impaktních pánví Hellas a Argyre póly a vrcholy obřích sopek by ukryly ledové čepičky. a studená planeta bez známek života, s řídkou atmosférou a aktivní kryosférou (vodní i suchý led). Podpovrchová aktivita ale ještě zcela neustala, a tak např. vulkanismus, ale i další tektonické projevy v omezené míře přežívají do dneška. Mars tedy není aktivní planeta jako naše Země, není ale ani zcela mrtvým objektem. Průzkum Marsu K Rudé planetě zamířilo za posledních 50 let kosmického výzkumu přes dvě desítky automatických sond, které nám přinesly alespoň nějaké informace. Skutečný boom výzkumu Marsu ale nastal nejprve v 70. letech se sondami Viking 1 a 2 a poté v letech devadesátých se sondami Mars Pathfinder a Mars Global Surveyor (MGS). Druhá jmenovaná zůstala činná na oběžné dráze téměř přesně deset let a díky velmi kvalitním snímkům i laserovému výškoměru nám poskytla první globální, ale zároveň podrobný, pohled na celou planetu. Mezi těmito dvěma vlnami robotických průzkumníků stojí ještě za zmínku alespoň částečný úspěch sovětské sondy Phobos 2, která do ztráty spojení zkoumala jeden z marsových měsíců. Po neúspěchu sond Mars Polar Lander a Mars Climate Orbiter následovala v novém tisíciletí řada úspěšných projektů Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter na oběžné dráze a dvojice roverů Spirit a Opportunity na povrchu. Ty významně rozšířily naše znalosti povrchu i celé planety, obzvláště rovery, které místo plánovaných 90 dnů jsou v provozu již přes tři roky. Díky své mobilitě umožnily první skutečné geologické průzkumy jiného terestrického tělesa než je Země a Měsíc. Za zmínku stojí také zmapo- 22

6 ESA / HRSC Team 3D model kráteru Hale na severním okraji pánve Argyre, pořízený z dat získaných stereokamerou HRSC (s detaily asi 40 m/px). Kráter má v průměru 136 km a v dunách vyplňujících jeho vnitřek byly sondou MGS také objeveny stopy po tekoucí kapalině (gullies). vanost povrchu Marsu již dnes je tato planeta v průměru lépe zmapovaná než některé oblasti Země a do konce tohoto desetiletí bychom měli mít k dispozici globální mapu s rozlišením ~10 metrů. Budoucnost výzkumu Marsu je, zdá se, zatím v režii NASA a ESA první z nich letos plánuje vyslání přistávacího modulu Phoenix do oblasti pólu a na rok 2011 velkou mobilní geochemickou laboratoř. ESA pak chce v roce 2014 vysadit na povrch rover pátrající po stopách života a malou geofyzikální stanici, případně i vědeckou sondu pracující na oběžné dráze. Skutečný grál výzkumu Marsu, návrat vzorků z povrchu, je ale bohužel ještě pořád velmi vzdálen. Teraformace Marsu Budoucnost ale skýtá ještě jednu možnost pokud nebude na planetě objeven mimozemský život, dříve či později se sem vypraví i lidští průzkumníci. Jestliže to ekonomická situace dovolí, snad vznikne časem i permanentní lidská kolonie na Marsu pro případ možné globální katastrofy, která by znemožnila život na Zemi (srážka s velkým meteoritem, významné globální změny klimatu) je lépe mít v záloze ještě jeden svět, kam by lidé mohli přesídlit. Pak už bude chybět jen krok k tomu, přetvořit Mars na obyvatelnou planetu, teraformovat ji tento proces ale bude trvat tisíce let. Po tu dobu bychom museli zvyšovat hustotu atmosféry, ohřívat její povrch pomocí rostoucího skleníkového efektu či rozmrazovat podzemní zásoby vody. Na konci tohoto zdlouhavého a možná i trochu fantaskního procesu by mohla být druhá Země, nový domov našeho pozemského života. Detail 80 km široké kaldery vulkánu Apollinaris Patera (s rozlišením 11 m/px) na jižním okraji oblasti Elysium Planitia. Na snímku lze identifikovat i lehkou oblačnost nad vrcholem sopky, která vytváří bělavé zabarvení částí snímku. Jícen této velmi staré sopky (asi 3,7 miliardy let) vykazuje opakovanou vulkanickou aktivitu, kterou překrývají čerstvé impaktní krátery. Podobné detailní snímky ze sondy Mars Express významně přispěly k pochopení místních geologickým procesů a tím i k celkovému porozumění vývoje vulkanismu na Marsu. ESA / HRSC Team NASA / JPL Zatím nejpodrobnější panoramatický snímek (tzv. McMurdo panorama), získaný na povrchu Marsu roverem Spirit během jeho pobytu v zimním útočišti na vyvýšenině nazvané Low Ridge. Na obrázku jsou jak místa, která rover již prozkoumal, tak i cíle jeho budoucích výprav. 23