Mars

Mars
MARS
Mars je malá vyprahnutá planéta s cerveným skalnatým povrchom. Je na nej chladno
okolo –23 stupnov celzia a na póloch jej sedia dve ciapocky z ladu a zamrznutého
plynu. Má dva obrovské mesiace Fobos a Deimos. Je to štvrtá planéta v poradí
vzdialenosti od Slnka, posledná z vnútorných planét slnecnej sústavy. Obieha okolo
Slnka v strednej vzdialenosti 227 940 930 km po eliptickej dráhe s pomerne velkou
výstrednostou e= 0,0934. Mars je v opozícii vzhladom na Zem každých 780 dní, ale
vplyvom excentricity dráhy sa mení vzdialenost s 15 aj 17 rocným cyklom. Najmenšia
vzdialenost medzi Zemou a Marsom je 56 miliónov kilometrov. Na severnej pologuli sú
v priebehu roka menšie teplotné rozdiely ako na južnej pologuli. Teploty sa na Marse
pohybujú v priemere od 120 do 300 Kelvinov. Priemerná rocná teplota na rovníku je
okolo 210 K. Nízke teploty zaprícinuje predovšetkým velká vzdialenost od Slnka a silné
ochladenie pocas noci pretože atmosféra Marsu je velmi riedka a nestací udržat teplotu
povrchu zohriateho cez den. Atmosféru Marsu tvorí oxid uhlicitý asi 95%, dusík 2,7%,
argón 1,6%, kyslík asi 0,15% a stopové množstvá oxidu uholnatého, vodných pár,
xenónu a kryptónu. Na Marse sa pozorujú 3 druhy oblacnosti rozlicného sfarbenia:
biele, sivé a žlté. Biele oblaky, podobné našim, tvoria väcšie sústavy oblakov a
pozorujú sa nad vrcholkami pohorí. Pohybujú sa najmä pozdlž rovníka a v okolí pólov,
nad ktorými sa udržujú aj mesiace. Sú nízko nad povrchom a tvoria aj ranné hmly.
Sivé oblaky sú vo výške 15 až 20 km niekedy aj do 100 km. Tvoria ich kryštáliky ladu
CO2. Predpokladá sa, že jeden druh bielych oblakov je z ladu H2O. Vyskytujú sa
castejšie na severnej pologuli, kde sa zistilo aj väcšie percento vodných pár. Vplyvom
teplotných rozdielov a pôsobením odstredivých síl si Mars udržuje pomerne stály
systém cirkulácie ovzdušia. Maxímálna rýchlost vetra je približne 110 km.s. . Nad 130
km zacína ionosféra s teplotou až 450K. Vodíkový obal Marsu siaha až do vzdialenosti
25000 kilometrov a pohybujú sa v nom obidva mesiaciky Marsu. Radiacné pásy sa
nezistili, magnetické pole Marsu je velmi slabé. Priezracná atmosféra Marsu umožnila
rozoznat pri pozorovaní zo Zemi svetlejšie a tmavšie miesta povrchu a zakreslit
charakteristické útvary do máp. Preto bolo na mape Marsu už pred letom kozmických
sond pomenovaných vela útvarov. Najrozsiahlejšie tmavé povrchové útvary dostali
pomenovania moria ako na mesiaci. Menšie tmavé miesta sa nazývajú jazerá alebo
zálivy.
Svojou povahou sa však tmavé plochy na Marse odlišujú od tých na Mesiaci. Nie sú to
lávou zaliate obrovské krátery, ale miesta s nízkou odrazivou schopnostou povrchu bez
ohladu na výšku terénu. V súcasnosti je už celý povrch zmapovaný kozmickými
sondami, ciže umelými družicami. Povrch Marsu je posiaty krátermi ako dôsledok
nárazov kozmických telies, pred ktorými riedka atmosféra nechráni povrch, miestami je
zvrásnený, casto pretatý brázdami, niekde zaviaty piesocnými dunami, inde sú
rozsiahle polia sopecného kamenia. Vyskytujú sa na nom obrovité sopky, vela preliacin,
údolí a náhorných plošín, chýbajú horské masívy. Na póloch sú charakteristické biele
polárne ciapky, viditelné i zo Zeme. Eróziu povrchových útvarov vyvoláva vietor s
prachom. Medzi najstaršie útvary patrí aj velmi velká kruhovitá oblast Hellas, asi
dvojnásobne väcšia ako mesacné more Daždov. Mesiaciky Marsu objavil A. Hall v roku
1877. Zo stupna zvetrania valov a z pocetnosti menších, na dne väcších kráterov sa dá
urcit relatívny vek kráterov a z ich výskytu aj absolútny vek. Prvá sonda M 1 v roku
1.11.1962 uskutocnila 19.6.1963 prelet okolo Marsu vo vzdialenosti 193 000 km.