Vypracovala: Kristýna Pořízková Konzultant: Mgr. Ladislav Sedlák Školní rok: 2011 / 2012 Třída: IX. B ZŠ Sloup

Mars, rudá planeta Vypracovala: Kristýna Pořízková Konzultant: Mgr. Ladislav Sedlák Školní rok: 2011 / 2012 Třída: IX. B ZŠ Sloup

Obsah Úvod...3 Anotace...3 Základní informace... 4 Historie...5 Symbol a jméno... 5 Vznik planety... 5 Objev planety... 6 Pozorování... 6 Stavba...8 Nitro...8 Atmosféra...9 Povrch... 10 Tharsis... 11 Olympus Mons... 11 Elysium... 12 Hellas... 12 Argyre... 12 Valles Marineris... 13 Polární čepičky... 14 Cydonia Mensae... 14 Voda na Marsu... 15 Meteority z Marsu... 16 Měsíce... 17 Phobos... 17 Deimos... 18 Vědecké výzkumy... 19 Život na Marsu... 21 Kol... 21 Kolonizace... 22 Závěr... 23 Zdroje... 24 2

Úvod Kolem Slunce obíhá celkem osm planet. Jedna z nich je i Země. Není to však jediná planeta, která je zajímavá. Jedna z nich je i Mars. Samozřejmě, že Země je nejzajímavější, leží na ní oceány, rostliny, živočichové i lidé. Na Marsu z toho nic nenajdeme, ale protože lidé jsou zvídaví, postupně se o této planetě dovídáme čím dál více informací. Dnes už víme, že se na Marsu nachází spousta údolí, pohoří a hor. Jedna z nich je dokonce největší ve sluneční soustavě. Nejvíce se o planetě mluví v souvislosti, že tam existoval život, existuje nebo by existovat mohl. Právě proto je Mars v dnešní době hodně aktuální téma. Letěla k němu spousta sond a výzkumných stanic. Možná, že za několik let šlápne na Mars i lidská noha. Právě proto jsem si tuto zajímavou planetu vybrala a doufám, že nebudu sama, kdo se o ní dozví spoustu nových informací. Anotace I prepared my final work about the planet Mars. It is a very interesting planet for me. This planet is the fourth from the sun and the second smallest from the Mercury. By the surface is named Crimson planet. Two moons Phobos and Deimos are circulating around this planet. There is the highest mountain of solar system Olympus Mons on Mars which has 27 kilometers. Mars is very similiar to the Earth but there is only little water under the surface. Its atmosphere is from the carbon dioxide so we cannot breath there. Lots of probes flew there for example Mariner 4, 9, Viking 1, 2 and Mars Global Surveyor. Mars is a very favorite topic nowdays because it is spoken about the possibility of living and transporting people from the Earth to Mars. 3

Základní informace Mars je čtvrtá planeta sluneční soustavy. Po Merkuru je druhá nejmenší planeta. Má typickou červenou barvu. Díky ní se jí také přezdívá rudá planeta. Na jejím povrchu se nachází spousta sopek a kráterů. V tabulce jsou zeměpisné a fyzikální informace a srovnání se Zemí. Mars Země Hmotnost 6,418 5.10 23 kg 5,9736 10 24 kg Objem 16,318.10 10 m 3 1,0832 10 12 km 3 Rovníkový průměr 6 791 km 12 756 km Poloměr jádra 1 700 km 4 750 km Průměrná hustota 3 933 kg/m 3 5 515 kg/m 3 Střední vzdálenost od Slunce 228,5 mil. km 149,7 mil. km Délka dne 24h 37 min 34,9 s 23 h 56 min 4,1 s Délka roku 687 pozemských dní 365,25 dní Minimální povrchová teplota -140 C -88,2 C Průměrná povrchová teplota -62,78 C 13,9 C Maximální povrchová teplota 20 C 57,85 C Atmosférický tlak Vzdálenost od Země 700 Pa 54 500 000-401 300 000 km Počet měsíců 2 1 Průměrná orbitální rychlost 24 km/s 29,8 km/s Sklon rotační osy 25,19 23,5 Gravitace 3,69 m/s 2 Rychlost rotace na rovníku Úniková rychlost 868,22 km/h 5.027 km/s Albedo 0,15 4

Historie Symbol a jméno Díky jeho červené barvě ho většina národů považovala za boha. Jméno Mars dostal od Římanů právě podle boha Arese a Marta. Mars byl bůh války, ohně, krve, ale i zemědělství. Řekové ho také přezdívali Πυρόεις (Pyroeis) což znamená hořící. Objevovalo se i označení Herkules. Římané, kteří válku vyhráli, jej uctívali jako bojovníka, dokonce mu předkládali na oltáře i lidské oběti. Arabové, Peršané a Turkové Mars pojmenovávali ve významech Pochodeň, Střelná zbraň, Dlouhý šíp hozený do války, Nebeský bojovník. Indiáni nazývali červenou planetu jako Hořící uhel nebo Červené tělo. Řecký bůh Mars Symbolem Marsu je malé kolečko s šipkou, která směřuje nahoru a doprava. Znázorňuje štít a kopí, které používal bůh Mars. Tento symbol je užíván například i v biologii pro označení mužského pohlaví. Značí se tak i oxid železitý. Vznik planety Mars vznikl asi před 4 miliardami let. Dříve se uvádělo, že je starý asi jako Země, ale nové výzkumy zjistily, že Mars je v embryonálním stadiu. Stvořil se akrecí z pracho plynného disku. Spolu s dalšími tělesy se otáčel kolem tvořícího se Slunce. Největší těleso svou gravitací přitahovalo další malé části a začala se formovat koule. Mars patří mezi terestrické planety. To znamená, že byl stvořen několika tělesy, která se navzájem přitahovala. Díky tomu také patří mezi protoplanety, což má stejný význam jako terestrické planety. Protože planeta protrpěla několik deformací a přeměn, může i dnes v jeho jádru být ukryta tepelná energie, která může mít na svědomí vulkanické a tektonické procesy. 5

Objev planety První objevitel planety je neznámý. Můžeme však mezi první pozorovatele zařadit dávné civilizace Egypťanů, Babyloňanů a Řeků. Pozorovali ho pouhým okem a zmiňovali ho jako putující hvězda. Pozorování O Mars se začal zajímat až Tycho Brahe (1546-1601), který ho studoval a jeho polohu určil téměř přesně bez pomoci dalekohledu. Braheho student, Johannes Kepler (1571-1630) zveřejnil zákony o pohybu planet, kde předložil novou hypotézu, že Mars krouží po eliptické dráze a ne po kruhové, jak se všichni dříve domnívali. Johannes Kepler Protože v roce 1600 byl vynalezen dalekohled, zkoumání oblohy značně pokročilo. Jako první dalekohledem pozoroval Mars Galileo Galilei (1564-1642). Potom Christian Huygens (1629-1695), který se jako první rozhodl Mars nakreslit. V roce 1666 uvedl Giovanni Cassini (1625-1712), že rotační doba planety trvá 24 hodin a 40 minut. Zmínil se také o světlých místech u pólu, což nejspíš byly polární čepičky. Také se poprvé objevily zmínky o životě na jiné planetě než na Zemi. Kresba Marsu, Huygens Kresba Marsu, Cassini Oceány a pevninu rozlišoval Sir William Herschel (1738-1822). Myslel si však, že všechna tělesa ve sluneční soustavě jsou obydlena a na některých dokonce žijí inteligentní bytosti. Za objevitele měsíců Marsu se považuje Asaph Hall, ale již před 150 lety se o dvou rotujících satelitech zmínil ve své knize Jonathan Swifth. Intenzivně se začal Mars zkoumat až v devatenáctém století. Francouzský astrolog Flaugergues objevil prachové bouře, které popsal jako žlutá mračna. Dospěl názoru, že polární čepičky se ztenčují. Čas rotace byl upřesňován Wilhemem Beerem, Johannem von Maedlerem, ale až Kaiser vypočítal 24 h 37 min a 22,62 s. William Whewell vydal v roce 1867 mapu Marsu, kde byly nakresleny kontinenty i oceány. Znázornil také nultý poledník, který se používá dodnes. 6

Velké jméno v historii Marsu si vytvořil Giovanni Schiaparelli (1835-1910). V roce 1877 čerpáním z mytologie, historie a jmen pojmenoval povrchové útvary, jezera a ostrovy. Přímé pruhy nazval jako canalli, což později bylo přeloženo jako kanály. To spustilo debaty o tom, že na Marsu existuje život. Později se však kanálů zaznamenávalo tolik, že některé vůbec neexistovaly. Giovanni Schiaparelli Mapa Marsu, Schiaparelli, 1877 Percival Lowell Největší a nejslavnější pozorovatel Marsu byl americký astronom Percival Lowell (1855-1916). V roce 1895 vydal knihu s názvem Mars. Popsal v ní kanály, které jsou vytvořeny velice technicky vyspělou civilizací, která na Marsu žije. To zjistil ve své výkonné observatoři v Arizoně, která je dodnes používána. Jeho kniha vzbudila obrovský rozruch nejen mezi Američany. Naštěstí se podařilo v roce 1909 Eugène M. Antoniadimu tyto informace vyvrátit a dokázat, že to co zpozoroval, byl pouze optický klam. 11. a 16. srpna 1877 se podařilo americkému astronomovi Asaphu Hallovi (1829-1907) objevit dva měsíce Marsu. Pojmenoval je Phobos a Demios podle jmen koňů boha Marta. Demios byl později změněn na Deimos. Krátce potom Nathaniel E. Green poprvé spatřil ranní a večerní mračna v atmosféře Marsu. 7

Stavba Nitro Dnes s jistotou nevíme, co se skrývá v nitru planety. Vše je založeno na teoretických modelech. Pokoušeli se je zdokumentovat Harold Jeffries (1937), K. E. Bullen (1949) a Harold Urey, který roce 1952 vydal knihu, kde popsal nitro planety a její teplotní historii. Nejpřesnější údaje nám však o nitru poskytly až kosmické sondy. Těleso se skládá z kůry, pláště a jádra. Kůra Nitro Marsu Kůra Marsu je převážně tvořena hliníkem a křemíkem. Její síla je 20 až 100 km. I když žádná sonda nemůže nahlédnout do nitra planety, užitečné informace z oběžné dráhy nám poskytla sonda Mars Global Surveyor. Nejvíce tlustá je kůra pod oblastí Tharsis, kde má asi 60 až 80 km a nejtenčí je pod pánví Hellas, kde tloušťka dosahuje pouze 10 km. Kůra Marsu je ve srovnání se Zemí o něco silnější než na Zemi, asi o třetinu. To nejspíše způsobila nepřítomnost tektonických desek na Marsu. Plášť Plášť Marsu je tvořen z křemičitých hornin, což způsobuje hustotu asi 3 400 až 3 500 kg/m 3. Jeho síla se pohybuje mezi 1500 až 2000 km. V plášti se při tepelném vývoji planety vytvořila aktivita, která dala vzniknout vulkanickým a tektonickým jevům na povrchu. Dnes se neví, jestli se v plášti tzv. konvekce objevuje, ale jestli ano, tak pouze v malém množství a pouze v hlubších částech pláště. Jádro O rozměru jádra nemáme přesné informace. Pokud je jádro složené ze železa a pevných hornin, tak jeho poloměr může mít poloměr kolem 1300 km. Odhaduje se však, že jádro je z části tekuté. Je tvořeno ze železa a síry, které je v jádře Marsu dvakrát více než v jádru Země. Jeho poloměr se tak odhaduje asi na 1450 km. 8

Atmosféra V historii se předpokládalo, že atmosféra Marsu je tvořena převážně dusíkem a argonem. O oxidu uhličitém se poprvé zmínil Gerard Kuiper. Až později se zjistilo, měřením sondy Mariner 4 (1965), že oxid uhličitý je hlavní složka atmosféry. Dále byla objevena přítomnost vodních par a oxidu uhelnatého. Až ve 20. Století se vědci začali zajímat o tlak Marsu, ale všichni tvořili velice nepřesné hodnoty, které se od sebe lišily až tisíci Pascaly. Koncem šedesátých let byla uvedena hodnota 600 700 Pa. Složení atmosféry Atmosféra je tvořená především z oxidu uhličitého, proto se velmi liší od atmosféry Země. Další složkou jsou ostatní plyny jako dusík, argon, kyslík, oxid uhelnatý a vodní páry. Oxid uhličitý (CO 2 ) 95,32 % Dusík (N 2 ) 2,7 % Argon (Ar) 1,6 % Kyslík (O 2 ) 0,13 % Oxid uhelnatý (CO) 0,07 % Vodní páry 0,03 % Mezi další plyny a látky, které se vyskytují v atmosféře, patří neon, krypton, xenon, ozón, metan, voda, oxid dusnatý a oxid deuteria. Je jisté, že kdysi měl Mars bohatší atmosféru než dnes. To také byla příčina řek a veškeré vody na povrchu. Zůstává tedy otázkou, jak o ni přišel. Existuje spousta teorií. Jedna popisuje ztrátu magnetického pole, další únik částic z atmosféry. Nejpravděpodobnější však je, že došlo k srážce s jinými tělesy. Při srážce hustá část atmosféry unikla do prostoru. Toto se jednou stane i Zemi. Oxid uhličitý neboli skleníkový plyn, zahřívá povrch planety. Když se dostal do moří a oceánů vytvořil uhličitany, jako například vápenec nebo kalcit. Tím se utvořily sedimentární usazeniny. Zpět do atmosféry se dostal pomocí vybuchujících sopek. Asi před třemi miliardami let se oxid uhličitý přestal vracet. To vedlo k velkému ochlazení planety. Trvalo to však pouze do doby, než z Marsu zmizela voda. Dopadu asteroidů se však můžeme obávat i dnes. 9

Povrch Již v polovině minulého století se předpokládalo, že polární čepičky jsou složeny především z vody. Dokonce pozorování Kuiperem (1952) nebo Morozem (1964) to potvrzovala. Tyto domněnky se ale vyvrátily až se zjištěním, že atmosféra Marsu je tvořena především oxidem uhličitým. Následně pak Leigh a Murray vytvořili model atmosféry. Postupem času se všechny mýlky vysvětlily a došlo se k závěru, že čepičky jsou tvořeny především ze zmrzlého vodního i suchého ledu. Povrch se pokoušeli pozorovat spousty lidí, ale podrobné útvary jsme prozkoumali až díky kosmickým sondám. Když budeme pozorovat Mars, můžeme vidět červenou, světle oranžovou či růžovou barvu. Znatelné budou i polární čepičky. V červených barvách uvidíme světlé a tmavé skvrny. Ty jsou způsobeny různým druhem povrchového materiálu. Světlejší, až oranžové oblasti obsahují prach a písek. Tmavé jsou kamenité až skalnaté oblasti. Tvary a velikosti těchto ploch se mohou měnit, kvůli silným větrům. Povrch Marsu je velice různorodý. Na jižní polokouli je více kráterů a hornatá krajina. Na severní se zase rozkládají velké roviny pokryté lávou. Celá planeta je však pokryta kameny, prachem a písečnými dunami. Na povrchu se nachází desítky koryt, kráterů, kaňonů a sopek. Protože na Marsu není žádný oceán, nulová nadmořská výška byla určena podle tlaku vzduchu. Z toho vyplývá, že se na povrch často objevují útvary, které jsou v záporných hodnotách. Rovník je určen rotací planety, ale muselo být také určeno, kudy bude procházet nultý poledník. Pro tento účel byl vybrán kráter Airy-0. Díky astronomickým pozorováním a zkoumání meteoritů z Marsu se nám podařilo zjistit, že povrch je tvořen převážně z čedičů neboli bazaltů. Protože planeta má slabé magnetické pole a na povrchu se nevyskytuje voda, nedochází k deskové tektonice. Někteří vědci se však domnívají, že kdysi se na Marsu mohla kůra pohybovat. 10

Tharsis Tato oblast je nejlepším příkladem působivých topografických znaků. V této bohaté části, která je dlouhá asi 1500 km, se nachází blízko sebe tři vyhaslé sopky. Tharsis se nachází poblíž rovníku a západně od Valles Marineris. Součástí této oblasti je také největší sopka sluneční soustavy Olympus Mons. Ta se nachází kousek od tří sopek Ascraeus Mons, Pavonis Mons a Arsia Mons. V severní části se však nachází další sopka Alba Patera, která je dokonce širší než Olympus Mons. Tato část Marsu je pravděpodobně z geologického hlediska nejmladší. Tři již zmiňované sopky dosahují výšky 14 18 km a mají šířku přes 200 km. Právě tyto sopky mohly způsobit, že se do atmosféry dostaly sopečné plyny. Ty mohly způsobit vysoké teploty v atmosféře a vysoký tlak by způsobil, že by se na planetě mohla vyskytovat voda v kapalném skupenství. Celá oblast je vyvýšená 8 km nad okolním terénem. Nad touto oblastí můžeme často pozorovat husté mraky. Olympus Mons Olympus Mons, největší sopka ve sluneční soustavě, se nachází v severozápadní části oblasti Tharsis. Nad gravitačním polem planety roste do výšky 21 km, ale od nulové nadmořské výšky je vzdálena 27 km. Olympus Mons je téměř třikrát větší než nejvyšší hora na Zemi Mount Everest a dvakrát větší než nejvyšší sopka na Zemi Mauna Kea, která má asi 10 km. Průměr základu sopky je 624 km, což je asi jako Francie. Již na konci 19. století bylo toto těleso pozorováno. Nevěděli však, že se jedná o vyhaslou sopku. Společně se sopkami Ascraeus Mons, Pavonis Mons a Arsia Mons tvoří jakýsi sopečný řetězec. Sopka má název po bájné hoře Olympu, na které sídlili řečtí bohové. Až na úpatí sopky je Olympus velice mírný. Jeho svahy jsou pod úhlem 2,5 až 5. Úpatí této sopky má asi 6 km a je téměř kolmé. Nikdo s jistotou neví, jak tato část vznikla. Nejpravděpodobnější je, že sopku kdysi obklopoval velký ledovec, který se později vypařil. Na vrcholu se nachází prohlubina neboli kaldera. Ta má šířku asi 80 km a hluboká je asi 3 km. V její nejstarší části se nachází tektonické zlomy. Na povrchu sopky se také nachází dva další krátery, které byly pojmenovány Karzok a Pangboche. Oba mají jen něco málo přes 10 km. Olympus Mons je štítová sopka, která vznikla díky dlouho unikající lávě z kaldery. Právě tato tekoucí láva způsobila, že svah sopky je tak nízký. V roce 2004 byly objeveny staré lávové proudy. Zjistilo se, že některé části sopky jsou staré teprve 2 miliony let. To by mohlo naznačovat to, že planeta Mars je stále vulkanicky aktivní a kde by mohla být tekutá láva, tam by se mohly ukázat jednoduché organismy. 11

Elysium V této malé oblasti se nachází štítová sopka Elysium Mons. Elysium se nachází v severní části Marsu a na základě počtu kráterů a stupně eroze je stará asi 1,5 miliardy let. Výška nad okolním terénem sopky je 12,5 km a nad nulovou výškou 16 km. Velikost základny dosahuje až 700 km a kaldera na špičce má průměr 14 km. V celé oblasti jsou vidět vyschlá koryta od tekoucí lávy. Sopka je svým vzhledem velice odlišná od ostatních. Svahy jsou pod úhlem asi 10. Z toho vyplývá, že vzniklé magma mělo jiné chemické složení. Objevena byla až sondou Mariner 9 16. října 1972. Pojmenována byla v roce 1973. I tato sopka je velice mladá, její poslední erupce skončily asi před 20 miliony lety. Na jihu se nachází sopka Albor Tholus a na severu Hecates Tholus. Hellas Hellas je obrovská impaktní pánev na jižní polokouli Marsu. V průměru má kolem 2200 km a hloubka od okraje ke dnu činí přes 8,2 km. V dávné historii však byl 2 krát až 3 krát hlubší, ale kůra ho svou silou vytlačila zpět. Název Hellas vznikl podle řeckého názvu pro Řecko. Je to nejhlubší proláklina na povrchu Marsu. Podél celé pánve je navršen materiál o výši 2 km. Kráter byl stvořen nejspíše dopadem komety, planetky, či jiného úlomku asteroidu, který by měřil asi 200 km. Zajímavost je, že v jižní části planety sonda Mars Global Surveyor objevila silnou remanentní magnetizaci. Pánev Hellas však magnetizována téměř vůbec není. Nejspíše byla zničena během samotné srážky s tělesem. Při srážce se z Marsu uvolnilo asi 10 31 J energie. Argyre Další z impaktních pánví na planetě je pánev Argyre. Není sice tak rozlehlá jako Hellas, ale vůči kráterům, které se nachází na Zemi, je tato oblast velice zajímavá. Můžeme ji hledat jižně od Valles Marineris. Jméno má podle ostrova Argyre, který byl podle řeckých pověstí celý za stříbra. Průměr této oblasti činí asi 800 km a hluboký je asi 5,2 km. Uvnitř Argyru se nachází pohoří Chalce Montes. To se táhne až do délky 95 km. V kráteru se nachází i propasti. Nejvíce nás však upoutají spirální koryta, která jsou navzájem rovnoběžné a rozsedliny. 12

Valles Marineris Když se vydáme mírně na jih planety, nalezneme největší systém kaňonů a nejzajímavější úkaz na celé planetě. Sahá až od sopek Tharsis po nížinu Chryse Planitia. Na délku má neuvěřitelných 4000 km, což je asi jako celý kontinent Ameriky, a na šířku dosahuje až 600 km. Hloubka Valles Marineris se pohybuje mezi 5-6 km. Pro srovnání slouží Grand Canyon v Coloradu, který má pouze 800 km délku, 30 km šířku a hloubku 1,6 km.. Tento systém, který se latinsky jmenuje údolí Marineru, byl pojmenován po sondě Mariner 9, která ho objevila v roce 1971. Skládá se z několika částí: Noctis Labyrinthus, Ius a Tithonium Chasmata, Melas, Candor a Ophir Chasmata, Coprates Chasma, Eos a Ganges Chasmata a Chryse regionu. Toto údolí vzniklo nejspíše působením podpovrchových tektonických sil v oblasti Tharsis. Valles Marineris můžeme srovnat například s riftovou oblastí ve východoafrickém příkopu. Stěny kaňonů se rozšiřovaly zejména díky sesuvům půdy a tekoucí vodě, která vytvořila okrajová údolí. Díky fotografiím se také objevily sedimentární usazeniny, které se nacházely na dně tehdejších jezer. Kraje údolí jsou již poznamenané vichry na planetě. Na krajích kaňonů můžeme také najít stopy po vulkanické a geotermální aktivitě. Údolím protékala voda, která ústila do bývalého oceánu Chryse Planitia. Takhle mohlo Valles Marineris vypadat, když se ještě na povrchu vyskytovala voda Valles Marineris nyní 13

Polární čepičky Na jižním i severním pólu Marsu se nachází polární čepičky. Jsou tvořeny vrstvou vodního ledu a vrstvou suchého ledu. Suchý led je tvořen oxidem uhličitým. Přestože čepičky můžeme pozorovat i ze Země, tvoří na planetě velmi tenkou vrstvu. První pozorování proběhla již v 17. století. Dnes se o polární čepičky zvětšil zájem, protože díky nim se prokázalo, že se na planetě nachází voda. Jejich tvar se během roku mění. Za to nejspíše může vítr, sopečná činnost či neantropogenní globální oteplování. Severní polární čepička je tvořena převážně z vodního ledu. Důkazem existence vody je objev minerálu hematitu (krevele; Fe 2 O 3 ), jenž dává povrchu načervenalé zbarvení. Její povrch je asi 1200 km a její průměrná tloušťka je 1,03 km ledu. V nejširším místě má asi 3 km. Můžeme na ní najít spoustu kaňonů a trhlin. Kdyby všechna voda roztála, bylo by jí asi 1,2 miliónů km³. To je asi jako polovina ledu v Grónsku. Jižní polární čepička je na rozdíl od severní pokryta suchým ledem. Tvořena je ze dvou vrstev. Vrchní vrstva má asi 8 m a je pokryta oxidem uhličitým. Spodní je tvořena zmrzlou vodou, která dosahuje až velmi hluboké délky. Kdyby tato čepička roztála, jak zjistila sonda Mars Express, pokryla by celý povrch Marsu a voda by stoupla až do výšky 11 m. To se však nikdy nestane. Cydonia Mensae Tuto oblast můžeme najít severně od rovníku. Leží mezi vysočinami a nížinami. Nachází se zde spousta pahorků. Jestliže byla severní polokoule dříve zaplavená oceánem, právě tato oblast byla na jeho břehu. Nejznámější útvar v této oblasti je Tvář na Marsu. Na fotografii Vikingu 1 z roku 1976 tento pahorek velmi připomíná lidskou tvář. Díky této fotografii se spousta lidí domnívala, že na Marsu existuje nějaká inteligence. V roce 1998 tuto oblast znovu vyfotografovaly sondy Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter a dosáhly výsledku, který můžete vidět vlevo na obrázku. I dnes se však spousta lidí i vědců domnívá, že tento útvar vytvořila marťanská civilizace. 14

Voda na Marsu Při zkoumání povrchu Marsu vědci a pomocí fotografií pořízených orbitálními moduly, jsme odhalili útvary, které kdysi v dávné minulosti byly vytvořeny tekoucí vodou. Dnes na této planetě nemůže voda v kapalném skupenství dlouhodobě existovat. Planeta má příliš nízké teploty, při kterých voda okamžitě mrzne. Zanedlouho začne sublimovat neboli se vypařovat. K vytvoření údolí, kde se dříve vyskytovala voda, bylo zapotřebí klimatu, ve kterém je voda stabilnější než dnes, a díky tomu, že na Marsu pršelo. Téměř všechna tato údolí se vyskytují na jižní polokouli. To je nejspíše díky tomu, že voda proudila směrem z jižních vysočin do severních nížin. Údolí se tvoří tím, že řeka s sebou bere okolní horniny a roznáší je do okolí. Potom po ní zůstávají pouze hladké svahy. Některá údolí tyto kanály nemají. Vědci se proto domnívají, že je má na svědomí podzemní voda. Ta pod povrchem vytvořila něco jako tunely a ty se potop propadly. Jestli však voda na Marsu tekla půl miliardy let, nebo pouze několik tisíciletí. Na severní polokouli můžeme najít nánosy bahna a písku. Ty sem pravděpodobně nahromadily řeky, které tekly z jihu. Tvořily se tam tak obrovské masy vody, které se pravděpodobně proměnily v oceán. Dnes je proto severní polokoule zcela hladká a rovná. Na jejím povrchu však můžeme najít útvary, které velmi připomínají zbytky pobřeží. Kam se však všechna voda poděla? To je otázka, kterou ani vědci dnes nedokážu s jistotou zodpovědět. Je velmi pravděpodobné, že na Marsu bylo dříve přívětivější klima. Podmínky se však měnily. Do planety mohly vrážet různé asteroidy. Největší podíl na zmizení vody má však ztráta atmosféry Marsu. Planeta tak začala chladnout a nyní je z ní studená poušť. V létě 2011 vydala NASA prohlášení, že má důkaz o existenci tekuté vody na Marsu. Dříve se vědělo, že se voda vyskytuje na polárních čepičkách. Dnes víme, že se velmi malé množství vody nachází pod povrchem Marsu. K tomuto závěru došli vědci po zkoumání snímků z družice Mars Reconnaissance Orbiter. Pokud se však tato voda pod povrchem nachází, je velmi slaná. Musí být také velmi hluboko, protože nezamrzá, ani se díky nízkému tlaku nevypařuje. Takhle pravděpodobně Mars v minulosti vypadal 15

Meteority z Marsu Na povrch Země se dostane jen málo meteoritů. Přesto jich sem několik spadlo právě z Marsu. Většina jich pochází již z doby, kdy Mars teprve vznikal. Existují však i ty, které jsou staré pouze 1 miliardu let. Ty jsou označeny SNC. Na běžném povrchu Země je velmi těžké rozpoznat meteorit od běžných kamenů. Většina jich spadne také do moře. Proto dvě třetiny z objevených meteoritů byly nalezeny na Antarktidě, kde je lze bez problémů najít. Celkově víme asi o 24 000 meteoritech. Identifikováno jich však bylo pouze 34. Jeden z těch známých je meteorit EETA 79001. Váží 8 kg a byl objeven v roce 1979. Odborníci, kteří jej podrobili zkoumání, zjistili, že vykrystalizoval z čedičového magmatu teprve před 180 miliony roky a je tak nejmladším z řady meteoritů SNC. Díky němu se také zodpověděly otázky, které se týkaly vzniku těchto meteoritů. Právě v tomto našly stopy po plynu, který se vyskytuje i v atmosféře Marsu. Další je například meteorit ALH 84001. Nalezla ho expedice na Antarktidě 27. prosince 1984. Váží necelé 2 kg. Vědci se domnívali, že meteorit pochází z asteroidu Vesta. Až když se v roce 1988 dostal znovu do laboratoře, bylo zjištěno, že tenhle meteorit z asteroidu rozhodně nepochází. Až v roce 1993 konečně dospěli k závěru, že pochází z Marsu. Na rozdíl od ostatních SNC meteoritů z Marsu je však ALH 84001 mnohem starší. Vznikl již při zrodu sluneční soustavy. Přibližně před 16 miliony let byl vyražen z povrchu Marsu dopadem jiného mohutného objektu a dostal se na oběžnou dráhu kolem Slunce. Na Zemi dopadl asi před 13 000 lety. 6. srpna roku 1996 Dr. David McKay na tiskové konferenci oznámil, že se v uhličitanech nalézajících se v meteoritu ALH 84001 objevili možné pozůstatky po působení primitivních mikroorganismů. Ukazuje se, že meteority opravdu obsahují známky odpovídající někdejší činnosti mikroorganismů. Jedná se však o ty nejprimitivnější formy života. 16

Měsíce Phobos Phobos je jeden ze dvou měsíců Marsu. Jméno nejspíše dostal po synovi boha války Marta a Afrodity. Toto jméno navrhl Henry Madan (1838 1901) podle eposu Ilias. Další teorie říká, že Phobos a Deimos byli koňové boha Marta, kteří byli zapřažení do jeho válečného vozu. Jméno Phobos v češtině znamená Strach. Byl objeven 17. 8. 1877 Asaphem Hallem, pouze 6 dní po objevu Deimosu. Již Johannes Kepler v roce 1610 předpověděl, že by se u Marsu měli objevit měsíce. Ve svém románu Gulliverovy cesty, se o měsících zmínil také Jonathan Swift. Toto dílo bylo vydáno roku 1726. Oni (astronomové Laputy) taktéž objevili dva asteroidy (doslova: dvě hvězdičky), které obíhají okolo Marsu, z čehož ten vnitřní je vzdálen středu této prvotní planety přesně tři její průměry, a ten vnější pět; ten první obíhá v prostoru deset hodin a ten druhý dvacet jedna a půl; tak, že druhá mocnina jejich oběžných dob je velmi blízko stejným proporcím jako třetí mocnina jejich vzdáleností od středu Marsu, což evidentně ukazuje, že jsou ovládány stejnými zákony gravitace, jež ovlivňují jiná nebeská tělesa Tato planetka je zatím největší zachycené těleso z hlavního pásu planetek. Kolem Marsu začala rotovat díky gravitačním poruchám Jupiteru a samotného Marsu. Obíhá okolo Marsu ve vzdálenosti 9 380 km. Phobosovy rozměry jsou 13,4 x 11,2 x 9,2 km. Jeho povrch je tvořen převážně uhlíkem a uhlíkatými látkami. Má velice nízkou hustotu. Dříve se vědci dokonce domnívali, že je zcela dutý. Dnes víme, že se v jeho nitru objevují dutiny velikosti od 1 milimetru do 1 metru. Přestože kosmická sonda Fobos 2 zjistila, že z měsíce unikají jisté plyny, dnes již víme, že se jedná pouze o vodní páru. Z toho vyplývá, že Phobos nemá žádnou atmosféru. Jeho povrch je pokryt velmi tenkou vrstvou regolitu, který vypadá jako prach. Právě tento prach tvoří na měsíci vrstvu ve výšce asi 1 metru, jak zjistila sonda Mars Global Surveyor. Díky této vrstvě jsou krátery velmi zřetelné. Největší z nich jsou Stickney, který má v průměru 10 km a Hall, který má 6 km. Při nárazu, když se tvořil Stickney se měsíc málem rozlomil na dvě poloviny. Zbyl jen obrovský kráter, který se táhne téměř přes polovinu povrchu měsíce. Z Marsu můžeme Phobos pozorovat pouze z jedné strany, jako je tomu tak u Země a našemu Měsíci. Jeden oběh trvá 11,1 hodiny, takže ho z Marsu můžeme pozorovat 2 krát za 1 den. Phobos však asi za 100 milionů let spadne na povrch Marsu, nebo se rozpadne. 17

Deimos Deimos je druhý měsíc Marsu a je menší než Phobos. V českém překladu znamená Hrůza. Objevil ho Asaph Hall 11. Srpna 1877. Jméno Deimos získal podle syna Venuše a Marta, který se jmenoval Deimos. Právě toto jméno navrhl stejně jako u předešlého měsíce Henry Madan. Je také dále od planety Marsu, asi 23 459 km, než druhý měsíc. Deimos má velmi nepravidelný tvar. Jeho rozměry jsou 7,5 x 6,1 x 5,2 km. Zdá se, že povrch je složený z uhlíkatých látek, ze kterých jsou složené asteroidy nacházející se ve vnějším pásu asteroidů. Právě toto tvrzení by mělo dokazovat, že i toto těleso bylo zachyceno z hlavního pásu planetek. Další teorie je, že vznikl při tvorbě planety Marsu, když do něj narazilo neznámé těleso. Stejně jako Phobos i tento měsíc je tvořen uhlíkatými sloučeninami. Není na něm však tolik vodního ledu jako na druhém měsíci. Deimos nemá žádnou atmosféru. I když je jeho povrch pokryt regolitem, můžeme na něm najít spousty kráterů, které vznikly jeho bombardováním v minulosti. Jen dva jsou však pojmenované. Oba mají průměr asi 3 km a jmenují se Swift a Voltaire. Kdybychom pozorovali Deimos z planety Marsu, připadal by nám jako malá pomalu se pohybující hvězda. Stejně jako náš Měsíc, má i tento své fáze. Na rozdíl od Phobosu, tento měsíc vychází na východě a zapadá na západě. Přiblížily se k němu sondy Viking 1 a Viking 2. Viking 1 se k Deimosu přiblížil dokonce až na 50 km. 18

Vědecké výzkumy Mars je jednou z prvních planet, která byla zkoumána na počátku vesmírného průzkumu. Sondy kolem této planety již obíhaly, dopadaly na její povrch, přistávaly a jezdily po ní, aby získaly data o jejím geologickém složení, vlastnostech povrchu, hledaly vodu a zkoumaly klima. První sondy byly na Mars posílány sovětským svazem již v roce 1960. K Marsu se však žádná nedostala. Roku 1964 vyslaly USA dvě sondy Mariner 3, Mariner 4, Zond 2 a Zond 3. Další sondy byly Marinery 6 a 7, Mars 2 a Mars 3, Mariner 8, Mariner 9, Mars 4 7, Viking 1, 2, Mise Fobos, Mars Observer, Mars 96, Mars Global Surveyor, Mars Pathfinder, Mars Climate Orbiter, Mars Polar Lander, Mars Oddysey 2001, Nozomi, Mars Express, Mars Exploration Rover 2003, Mars Reconnaissance Orbiter, Phoenix, Vision for Space Exploration a Mars Science Laboratory. Mariner 3, 4 Tyto sondy byly vypuštěny 5. A 28. listopadu 1964 z Mysu Canaveral. Byly určeny k průletu kolem Marsu a k fotografování jeho povrchu. Z Marineru 3 se nerozvinuly sluneční baterie, takže ihned vyčerpala svoji energii a přestala vysílat. Mariner 4 však k Marsu doletěl a poslala nám první snímky. Pohybovala se ve vzdálenosti 9 846 km nad Marsem. Díky ní jsme objevily nové krátery a zjistili, že tlak na planetě je osm krát menší, než se dříve předpokládalo. Vážila 260 kg a na Zemi poslala 196 522 snímků Marsu. Poslední signál byl zachycen 21. prosince 1967. Mariner 6, 7 Tyto sondy byly vypuštěny v roce 1969. Mariner 6 se k rudé planetě přiblížila na 3431 km. Vyfotografovala 76 snímků povrchu. Protože Mariner 6 byla úspěšná, tak Mariner 7 musela pozměnit své plány a Mars fotografovala z větší dálky. Takových snímků pořídila 93 a 33 zblízka. Obě byly úspěšné. Mars 2, 3 Tyto sondy byly sovětského programu. Vyslány byly roku 1971. Jako první sestoupily na povrch Marsu. Každá vážila kolem 4600 kg. Skládaly se z orbitálního modulu a přistávacího modulu. Mars 2 přistál na planetu, ale spojení po dopadu nebylo navázáno. Mars 3 také přistál. Ještě po dopadu vysílal 14,5 sekundy obrazový signál. Potom se z neznámého důvodu odmlčel. Družicové části se vrátily na oběžnou dráhu planety. 19

Viking 1 a 2 Tyto sondy byly součást programu Viking. Viking 1 odstartoval 20. srpna 1975 s pomocí rakety Titan 3E z Floridy. Sonda se skládala z družicového a povrchového modulu. Prvně se dostala na oběžnou dráhu Slunce a po 10 měsících cesty se dostala do blízkosti planety. Před tím, než přistála, pořizovala ještě globální snímky planety. Po nalezení vhodného místa na přistání se družicová část oddělila a přistávací modul mohl přistát. Tak se stalo 20. července 1976 v 11:53:06. Přistál v oblasti Chryse Planitia. Pomocí mechanické ruky se podařily odebrat vzorky půdy. Ty se potom analyzovaly. Kontakt byl přerušen až 13. listopadu 1982 po špatně zadaném příkazu ze Země. Viking 2 byl vyslán 9. září 1975 ze stejné rakety a místa jako Viking 1. Na oběžnou dráhu planety se dostal až 7. srpna 1976. Přistávací pouzdro přistálo na povrchu planety v oblasti Utopia Planitia v 22:37:50 dne 3. září 1976. Stejně jako její dvojče i tato sonda nám přinesly užitečné fotografie i poznatky o planetě. Velice přínosné byly například fotografie zamrzlé severní polární čepičky. Sonda pracovala až do 11. dubna 1980, kdy byla vypnuta pro nedostatek energie v bateriích. Přistávací modul Viking na Marsu Mars Global Surveyor Tato planetární sonda byla vypuštěna v listopadu 1996. Na oběžnou dráhu Marsu se dostala v září 1997. Stejně jako její předchůdci zaznamenala spoustu nových informací o planetě a pořídila velké množství fotografií. Na některých lze dokonce rozpoznat sondy Mars Odyssey a Mars Express, které Mars Global Surveyor neměl vůbec v plánu fotografovat. V lednu 2007 NASA misi oficiálně ukončila, protože sonda již neměla dostatek energie. 20