Mars

 

Mars je četvrta po redu planeta od Sunca.

Mars je udaljen 1,52 AU ili 227,940.000 km od Sunca, ima promjer 6,794 km i masu 6,4219 × 1023 kg. Oko Marsa kruže dva mala prirodna satelita: Fobos i Deimos. Fobos ima promjer 11 km i masu 1,08e16 kg, dok Deimos ima promjer 6 km i masu 1,80e15 kg. Putevi koje opisuju oko Marsa također su različiti. Fobos kruži na 9.000 km od središta Marsa, dok Deimos kruži na 23.000 km.

Mars je bio rimski bog rata. Grčko ime za Mars je Ares, pa za pojmove vezane uz Mars koristimo prefiks areo- umjesto geo-, npr. umjesto geografska širina koristimo pojam areografska širina.

Atmosfera i klima

Marsova atmosfera je primjetno drukčija od Zemljine, a sastoji se uglavnom od ugljičnog dioksida (95,32%), uz male primjese drugih elemenata: dušika (2,7%), argona (1,6%), kisika (0,13%) i neona (0,00025%). Također sadrži i vodenu paru (0,03%), a u polarnim krajevima je nađen ozon.

Polarne kape zimi se prošire do 40-50° areografske širine. Sonda Viking Lander 2 je na 47° sjeverne širine snimila tanak sloj inja. Sjeverna polarna kapa se za vrijeme sjevernog ljeta smanji na promjer od oko 800 km, a južna za južnog ljeta na oko 400 km. Osim ugljikovog dioksida (suhi led), polarne kape sadrže i smrznutu vodu jer je uočeno da sublimacijom CO2 kape ne nestaju, a temperatura je uvijek ispod 273 K (0°C). Ova smrznuta voda je izmiješana s česticama prašine.

Temperaturne razlike i nastanak oluja

Prosječna izmjerena temperatura na Marsovoj površini je 210 K, s maksimumom od 293 K i minimumom od 130 K. Najtoplija su područja oko ekvatora i u subsolarnoj točki zato što temperatura tla ovisi o uglu upada sunčevih zraka i često varira jer je rijetka atmosfera slab toplinski spremnik.

Planet Mars mnogo puta se pojavljuje kao mjesto radnje ili subjekt u romanima, filmovima, pa i u radio dramama. Najveći šok doživjela je američka publika 30. oktobra 1938., kada je Orson Welles izveo radio adaptaciju novele Rat svjetova (roman o napadu Marsovaca na Zemlju). Interpretacija Orsona Wellsa stvorila je masovnu paniku kod publike toga vremena.

Na polovima temperatura zimi ne prelazi 160 K, a pada i do 120 K što je dovoljno da CO2 kondenzira. Tada dio atmosferskog CO2 prelazi u polarnu kapu što dovodi do naglog pada tlaka na tom području i zrak s čitavog globusa struji prema tom polu.

Temperaturne razlika između svjetlijih i tamnijih područja, odnosno tla i atmosfere, uvjetuju miješanje atmosfere. Vjetrovi, koji su pri tlu brzine 10 m/s, podižu čestice prašine do 50 km uvis i prenose ih na udaljenosti od više hiljada kilometara. Vjetrovi dostižu brzine do 100 m/s, izazivajući godišnje stotinjak pješčanih oluja koje, kada je Mars u perihelu, a vjetar i temperatura u svom maksimumu, mogu prekriti cijeli planet prašinom.

Pješčane oluje dovode do zanimljivog efekta “anti-staklenika” – velike količine prašine u atmosferi ne dopuštaju sunčevoj svjetlosti da neoslabljena prodre do površine, a propuštaju toplinsko zračenje Marsove površine koja se hladi, dok se viši dijelovi atmosfere zagrijavaju.

Oblaci

Iako atmosfera sadrži samo jednu hiljadinku vodene pare koju nalazimo u Zemljinoj atmosferi, voda se uspijeva kondenzirati i formirati oblake koji lebde na velikim visinama. Oblaci su redovita pojava na Marsu unatoč maloj količini vodene pare u atmosferi. Promatrani su i sa Zemlje, a s letjelica Mariner i Viking snimljeni su bezbrojni oblici koje možemo svrstati u nekoliko kategorija:

  • zavjetrinski valovi oblaci su koji se formiraju u zavjetrini visokih dijelova reljefa poput vulkana, kratera i planina. Zrak u tim područjima kreće se u valovitim oscilacijama.
  • valovski oblaci doimaju se poput redova paralelnih valova i redovito ih nalazimo nad rubovima polarnih kapa.
  • oblačne ulice su linearni nizovi kuglastih oblaka sličnih kumulusima.
  • trakasti oblaci najčešći su nad visoravnima jugozapadno od Syrtis Major.
  • magla i jutarnja sumaglica mogu se formirati u dolinama, kanjonima i kraterima i vidljivi su sa Zemlje.
  • paperjasti oblaci su izduženi oblaci koji nastaju podizanjem materijala i najčešće se sastoje od čestica prašine. Nalazimo ih prvenstveno u južnoj hemisferi, kod visoravni Syrtis major, ali i na sjeveru, u predjelu Tharsis Montes.

Čestice prašine stalno prisutne u atmosferi daju joj narančastu nijansu. Pješčane oluje vide se sa Zemlje kroz žuti filter kao “žuti oblaci”. Oblaci koji se sastoje od aerosola vode i CO2 promatraju se kroz modri filter i zovemo ih “modri oblaci”.

Tlak

U odnosu na Zemlju, Marsova atmosfera je vrlo rijetka zbog čega ima niski površinski tlak koji varira od 1 do 10 mbar, ovisno o uvjetima. Prosječan tlak u području srednje površinske razine iznosi 7 mbar. Već spomenuta sublimacija i kondenzacija CO2 mijenja tijekom godine globalni tlak za 20%.

Viking Lander 1 je izmjerio srednji dnevni tlak od samo 6,8 mbar u trenutku kad je južna polarna kapa bila najveća, a u drugom dijelu godine iznosio je čak 9,0 mbar. Viking Lander 2 izmjerio je najveći tlak od 10,8 mbar.

Pronađeni su dokazi da je nekad gušća Marsova atmosfera dozvoljavala postojanje tekuće vode na Marsu. Oblik reljefa koji uvelike podsjeća na kontinente, obale oceana, riječne kanjone, jezera i otoke navodi na pomisao da su velike vode nekad oblikovale taj teren.

Reljef

Marsov pejzaž sličan je Zemljinom i Mjesečevu, no ima i svojih posebnosti. Teren je prosječnog nagiba 3°. Površina Marsa je crvene boje zbog velikih količina željeza koje sadrži. Možemo je podijeliti na sjevernu i južnu polutku granicom koja siječe ekvator pod kutem od 35°. Teren južne je u prosjeku 2-3 kilometra viši od sjeverne, uglavnom zbog razlike u gustoći kore. Južna polutka puna je udarnih meteorskih kratera veličine od 3 do 120 km nastalih u doba bombardiranja planetoidima. Manji krateri su malobrojni. Na sjevernom dijelu prevladava bazalt koji je gušći od granita i zato ima niži ravnotežni položaj. To bazaltno područje je zapravo kora prelivena lavom koja je uništila starije kratere, zbog čega je ravnija.

Za razliku od Mjesečevih kratera, Marsovi u pravilu nemaju središnju izbočinu i zasuti su izmrvljenim materijalom. Na Marsovoj površini razlikujemo nekoliko oblika reljefa.

Glatke kružne udubine okružene planinskim lancem na rubu nazivamo bazenima. Najveći su Planitia Argyre (Argirska ravnica) promjera 1000 km i Planitia Hellas (Grčka ravnica) promjera 1700 km. Oba bazena su svijetle površine. Dno Planitiae Hellas prekriveno je pješčanim slojem tako da nema nikakvih vidljivih detalja, a od okoline (brdovitog područja Hellespontus – Dardaneli) niže je 6 kilometara. Tlak u toj potolini dovoljan je za ukapljivanje vode (>6,1 mbar). Okružena je masivnim planinskim prstenom visokim oko 2 km, najvjerojatnije nastalim izbacivanjem materijala iz bazena pri udaru asteroida. Znatno doprinosi visokoj topografiji južne polutke. Manji bazeni promjera nekoliko stotina kilometara, veoma podsjećaju na veće kratere.

Među najspektakularnije pojave na Marsovoj površini zasigurno se ubraja i splet kanjona Valles Marineris (Marinerove doline), dug 4500 km, širok između 100 i 200 km, a dubok 6-7 km.

Vulkani

Zemlji slični oblici na Marsovoj površini su ugasli vulkani. Ima ih nekoliko desetaka, a uglavnom su smješteni na sjevernoj polutki. U njih ubrajamo i najveći vulkan u Sunčevom sistemu, Olympus Mons (Olimpska gora). Uzdiže se 27 km nad okolinu, a star je oko 2.5 milijardi godina. Promjera je 600 km, a njegov rub je strma, gotovo okomita litica visoka 4-6 km. Iako je vrlo visok, zbog velikog promjera ima prosječni nagib od samo 3° – 5° tako da nije stožastog oblika nego plosnat.

Olympus Mons se nalazi u predjelu Tharsis Montes (Tarsejsko gorje), najvećem vulkanskom području i to u njegovom sjeverozapadnom dijelu. Tharsis Montes je visoravan kraj Marsova ekvatora prosječne visine 10 km i širine 4000 km. Uz Olympus Mons, na njoj se nalaze još tri gigantska vulkana: Arsia Mons (Arsijska gora), Pavonis Mons (Paunova gora) i Ascraeus Mons (Askarska gora). Sva četiri ubrajamo u štitaste (“havajske”) vulkane, zbog oblika koji je nastao izljevnom erupcijom, relativno mirnim izlijevanjem bazaltne lave koja je sporo tekla formirajući vulkanski stožac.

Kaldere, velike okruglaste udoline na vrhu, nastale su propadanjem krova ognjišta vulkana izazvanog naglim podzemnim povlačenjem magme. Najveća razlika između havajskih i tarsejskih vulkana je veličina – vulkani na Marsu su 10 do 100 puta veći nego zemaljski. Uzroci tome su najvjerojatnije dugotrajnije i veće erupcije i slabija gravitacijska sila. Takvi golemi vulkani na Marsu uspjeli su nastati zato što su vruća vulkanska područja ostala na istom mjestu u kori tokom stotina miliona godina. Nasuprot tome, na Zemlji su vulkanske regije često pomicane zbog tektonike litosfernih ploča. Kako se zemaljske ploče pomiču, niču novi vulkani, a stari se gase.

Sjeverno od Tharsis Montes leži Alba Patera, vulkan plosnatog oblika – plitka tanjirasta formacija – patera. Patere nalazimo samo na Marsu. Alba Patera promjera je od čak 2000 km, ali je visoka “samo” 7 km. Druga najveća vulkanska regija na Marsu je Elysium Planitia (Elizejska ravnica) istočno od Tharsis Montes.

Tektonika

Tektonika Marsa je, za razliku od Zemljine koja se temelji se na pomicanju litosfernih ploča, uglavnom okomita, tj. bila je ograničena na uzlazne tokove lave koja se probijala prema gore kroz koru do površine. Danas na Marsu više nema vulkanizma, kao glavnoga izvora tektonike.

Naučnici vjeruju da je prije 3,5 milijardi godina Mars doživio najveće poplave u Sunčevom sistemu jer su se velike količine vode prelijevale iz višeg područja južne u nižu, sjevernu hemisferu. Postavljaju se pitanja odakle je došla ta masa vode, koliko su trajale poplave i gdje je sad? Porijeklo vode vjerojatno je jednako kao i kod Zemlje, tj. potječe od kometa i asteroida koji su bili vrlo bogati vodenim ledom te su se kondenzirali prilikom udara u rane planete i planetoide. Na Marsu postoje očiti dokaza vodene erozije, a vjerojatno je najveći dio vode, kada je planeta izgubila atmosferu, potonuo u koru i tamo se smrznuo u obliku vodenoga leda. Nadalje, veći dio Marsove atmosfere je (uključujući u vodenu paru), zbog relativno male mase planete, bio otpuhan Sunčevim vjetrom u međuplanetarni prostor. Također, dokazano je kako je prije otprilike 3,5 milijardi godina u sjevernu Marsovu polutku udario veliki asteroid, koji je izazvao pomicanje mase na razini cijele planete. Općenito je i danas jedan dio planete uglavnom spušten, a drugi izdignut (ako se promatra prosječna visina površine). Također, ako je do tada i postojala rotacije vanjske jezgre, od tada je ona prekinuta pa Mars nije održao (ili razvio) svoje magnetsko polje koje bi ga štitilo od energetskih čestica Sunčevog vjetra. Takva polja postoje (interesantno) razvijena tek lokalno, što je rezultat pomicanja i okupljanja bliže površine magnetičnih stijena iz dubine.

Trenutno je Mars prehladan i ima prenizak tlak na površini da bi se voda mogla duže zadržati u tekućem obliku. Količina vode koju nalazimo u obliku leda na polovima te u oblacima vodene pare u atmosferi naravno više nije ni približno dovoljna za stvaranje kanala i kanjona kakvi su otkriveni. Druga značajna vrsta leda na Marsu je “suhi led”, tj. CO2.

Mars Global Surveyor snimio je fotografije koje nagoviještaju postojanje podzemnih spremnika vode iz kojih se povremeno i ponegdje voda probija na površinu u obliku gejzira. Postoje i teorije da su ove brazde na površini Marsa nastale usled kretanja fine prašine, ali su njihov broj na površini prevelik da bi se to moglo ozbiljno razmatrati.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Zbog velike razlike u masi, Marsova unutrašnjost se dosta razlikuje od Zemljine. Kora je debela stotinjak kilometara, bogata je silicijem i aluminijem, a siromašna magnezijem. Ispod nje nalazi se plašt s feromagnetskim silikatima, dok se jezgra, koja zauzima približno četvrtinu obima planete, sastoji od rastopljenog troilita (željezni sulfid).

Orbita i rotacija

Mars ima primjetno izduženu putanju (ekscentricitet 0.093), pa mu se udaljenost od Sunca znatno mijenja tokom Marsove godine, što bitno utječe na klimu.

Marsov siderički period revolucije (siderička godina) traje 687 dana, a period rotacija (siderički dan) 24h 37min 23s. Os rotacije nagnuta je, slično kao i kod Zemlje, 25° prema ravnini revolucije.

Magnetosfera

Mars posjeduje slabo magnetsko polje. U usporedbi sa Zemljinim, jakost Marsova polja je oko 500 puta slabija. Osim toga, magnetski polovi Marsa su suprotno orijentirani od Zemljinih. Zemljin sjeverni magnetski pol se nalazi blizu južnog areografskog pola, a na Marsu je sjeverni magnetski pol na sjevernom areografskom polu.

Prirodni sateliti

Fobos i Deimos su nazvani po sinovima boga Marsa

Fobos i Deimos su jedini Marsovi prirodni sateliti, a smatra se da potječu iz drugih krajeva sunčevog sistema – asteroidi uhvaćeni Marsovim gravitacijskim poljem.

Po sastavu su slični asteroidima tipa C (bogati su ugljikom). Njihova mala gustoća sugerira da nisu sastavljeni od punog kamena, već najvjerojatnije od mješavine kamena i leda. Pretpostavlja se da su ova dva satelita nastala u vanjskom dijelu sunčevog sistema (ne u asteroidnom pojasu). Oba su satelita posuta kraterima.

Zbog njihove blizine Marsu, ljudi bi ih u budućnosti mogli iskoristiti kao svojevrsne stamoce u putanji oko Marsa.

Historija ljudskog istraživanja

Planeta Mars uvijek je očaravala čovjeka svojom jarkocrvenom bojom na noćnom nebu. Pojavom teleskopa s boljim razlučivanjem početkom 18. stoljeća, Mars je postao poprište polemike zbog otkrića polarnih kapa kao i zbog pogrešnog identificiranja kanala na njegovoj površini. Postojala je pretpostavka da na planetu teče voda, te da prema tome postoji mogućnost života van Zemlje, što se nije slagalo s mišljenjem toga vremena.

Talijanski astronom Giovanni Schiaparelli je 1877. godine otkrio uzdužne i poprečne tanke niti koje je nazvao “kanalima” i za koje se smatralo da ih je izgradila vanzemaljska civilizacija. Dokazano je da je to bila optička varka, kao i sezonske promjene površine koje su viđene u modrozelenkastim nijansama i za koje se pretpostavljalo da su uzrokovane bujanjem vegetacije. Uzrok te iluzije je komplementarnost modrozelene i narančastocrvene (realne) nijanse pa se za mjesta manjeg sjaja čini da su modrozelenkasta.

Tijekom kratke astronautske ere spoznato je o Marsu mnogo više nego kroz sva stoljeća prije. Prva uspješna sonda Mariner 4 poslala je u julu 1965. seriju od 22 fotografije koje su otkrile mnoge kratere i prirodno nastale kanjone, ali ništa što bi navodilo na postojanje umjetnih kanala i tekuće vode. Sonda Mariner 9 prva je uspješno poslala slike s površine Marsa.

U junu i oktobru 1976. na površinu Marsa sletjele su letjelice Viking Lander 1 i Viking Lander 2 i provele tri biološka eksperimenta kojima je otkrivena neobična hemijska aktivnost, ali ni traga živim mikrobiološkim organizmima. Prema tumačenju biologa koji su sudjelovali u misijama, Mars se samo-sterilizira kombinacijom smrtonosnog ultraljubičastog zračenja, ekstremne sušnosti i oksidirajuće prirode tla.

Osim dvaju Viking Landera, na Marsovu površinu su uspješno sletjeli samo još Mars Pathfinder 4. jula 1997. te roveri-blizanci Spirit i Opportunity (Mars Exploration Rovers ili kraće MER), u januar 2004. godine. Oba MERa, koji se nalaze na suprotnim stranama Marsa, pronašla su dokaze da je Mars nekad imao oceane tekuće vode.

Vodu na Marsu otkrile su i svemirske sonde Mars Odyssey i Mars Express. Mars Express, europska sonda koja je do Marsa donijela i lander Beagle 2 (s kojim je izgubljen kontakt pri spuštanju na Mars), u Marsovoj je orbiti od decembra 2003. Osim dokaza o postojanju vodenog leda na sjevernoj i južnoj polarnoj kapi, sonda je otkrila i prisustvo metana u atmosferi, koji se obično oslobađa u zrak erupcijama vulkana i biološkim procesima.

Ukupno je do sredine 2007. sa Zemlje prema Marsu poslano 33 sonde.

Opći podaci

Prosječna udaljenost od Sunca 227.9 miliona km (141.6 miliona milja)
Orbitalni period 687 Zemaljskih dana
Orbitalna brzina 24.1 km/sec (15 milja/sec)
Rotacioni period 24.62 h
Promjer (na ekvatoru) 6786 km (4217 milje)
Temperatura na površini od -120 °C do 25 °C (-14 °F do 77 °F)
Masa (Zemlja = 1) 0.107
Gravitacija (Zemlja = 1) 0.38
Broj mjeseca 2