VESMIR

Zem

Zem je naša materská planéta, v poradí tretia planéta slnečnej sústavy. Je to zároveň jediná planéta, na ktorej je podľa súčasných vedeckých poznatkov voda v kvapalnom skupenstve a život. Zem je najväčšia terestriálna planéta a zároveň prvá planéta od Slnka, ktorú obieha mesiac - Mesiac. Zem vznikla približne pred 4,57 miliardami rokov sformovaním sa z protoplanetárneho disku. Zem je predmetom skúmania napríklad kozmogónie, geológie, paleontológie či geografie. 

Astronomický symbol Zeme je kríž vo vnútri kruhu.

Pohyby Zeme

Zem obieha okolo Slnka v strednej vzdialenosti 149,6 mil. km priemernou rýchlosťou 29,8 km/s. Stredná vzdialenosť Zeme od Slnka sa stala jednou zo základných astronomických jednotiek dĺžky a označuje sa AU. V najvzdialenejšom bode svojej dráhy, v aféliu, je Zem od Slnka vzdialená 152 098 704 km. V súlade s Keplerovými zákonmi sa v aféliu pohybuje približne o 1 km/s pomalšie ako v najbližšom bode svojej dráhy, v perihéliu (147 097 149 km). Priemerná rýchlosť obehu je 29, 79 km/s. Jeden obeh ukončí za časovú jednotku nazývanú rok. Podľa telesa alebo bodu, vzhľadom na ktorý určujeme rok, poznáme rok siderický, tropický a anomalistický. Ich dĺžky sa nepatrne líšia. Tropický rok, ktorý je základom kalendárneho roku má dĺžku 365 dní, 5 hodín, 48 minút a 45,4 sekúnd. Rovina, v ktorej obieha Zem okolo Slnka sa nazýva ekliptika. Používa sa ako základná rovina, voči ktorej určujeme polohy dráh všetkých telies v slnečnej sústave. 

Zemská os nie je rovnobežná s kolmicou na ekliptiku, ale odkláňa sa od nej v uhle 23,5°. Tento sklon zemskej osi spolu s obehom Zeme okolo Slnka má za následok striedanie ročných období. Pri obehu je striedavo severná a južná pologuľa sú v rôznych dobách privrátené k Slnku. Zmeny v sklone zemskej osi, ktoré dosahujú až 2,5 stupňa za 100 000 rokov, môžu spôsobiť veľmi dramatické zmeny v podnebí, príkladom bola doba ľadová pred 15 000 rokmi. Okolo svojej osi sa Zem otočí za 24 hodín. Táto časová jednotka sa nazýva synodický (slnečný) deň a je o približne 4 minúty dlhšia ako siderický (hviezdny) deň. Tento rozdiel je spôsobený tým, že pri jednom obehu okolo osi sa posunie aj na svojej dráhe okolo Slnka. Pod vplyvom slapových síl Mesiaca sa rotácia Zeme pomaly spomaľuje, asi o tisícinu sekundy za 100 rokov. Rotácia Zeme okolo osi spôsobuje striedanie dňa a noci. 

Okrem obehu okolo Slnka rotácie okolo vlastnej osi vykonáva Zem ešte niekoľko ďalších pohybov. Ako teleso slnečnej sústavy sa zúčasňuje na obehu okolo jadra Galaxie. Obežná dráha Zeme vykonáva pomalý pohyb vyplývajúci z Ensteinovej teórie relativity nazývaný stáčanie perihélia. Po prvýkrát bolo toto stáčanie objavené pri planéte Merkúr. Zemská os vykonáva krúživý pohyb okolo pólu ekliptiky zvaný precesia a menšie pohyby zvané nutácia. Jeden precesný obeh zemskej osi okolo pólu ekliptiky sa nazýva Platónsky rok a má dĺžku 25 700 rokov.

Tvar a hmotnosť Zeme

Zem je takmer guľaté teleso. Má tvar geoidu (grécky geoidés = podobný Zemi), ku ktorému sa najviac približuje tvar rotačného elipsoidu. Odstredivá sila rotácie spôsobila, že Zem je na póloch sploštená. Rovníkový priemer Zeme je 12 756,284 km, čo je o 42,77 km viac ako polárny priemer. Dôsledkom odstredivej rotačnej sily je tiež tiažové zrýchlenie, ktoré je nepatrne menšie na rovníku ako na póloch. Vertikálna členitosť povrchu, čiže rozdiel medzi vrcholkami najvyšších pohorí a dnami najhlbších oceánskych priekop, je asi 20 km. Príliš veľkým výškovým rozdielom bráni gravitácia spoločne s tektonickými procesmi a eróziou. Hmotnosť Zeme je 5,974. 1024 kg, čo je iba 1/3 000 000 hmotnosti Slnka.

Podobnosť a odlišnosť s ostatnými planétami slnečnej sústavy

Určitým spôsobom je taká ako ostatné planéty. Otáča sa okolo vlastnej osi (raz za deň) a obieha okolo Slnka (raz za rok). Je to typická terestrická planéta - teleso prevažne kamenisté, rozdelené na vonkajšiu kremíkovú pevnú kôru a veľmi viskózny plášť obaľujúci jadro. Je obklopená vrstvou plynu, ktorú nazývame atmosféra. Tekuté vonkajšie jadro umožňuje existenciu magnetického poľa, ktoré má Zem najsilnejšie spomedzi terestrických planét (ale stále oveľa slabšie ako magnetické polia joviálnych planét). 




Na druhej strane Zem je jediná planéta slnečnej sústavy o ktorej vieme, že na nej existuje život. Stala sa domovom obrovského množstva rôznych druhov prvobunkovcov, jednobunkovcov, húb, rastlín a živočíchov počnúc veľkosťou, ktorá je pozorovateľná len pod mikroskopom až po obrovské zvieratá merajúce až 27 metrov. Jej teploty umožňujú prítomnosť kvapalnej vody na väčšine jej povrchu. Je to tiež jediná planéta, na ktorej je dokázaná aj v súčastnosti sopečná aktivita a dosková tektonika.

Vrstvy Zeme

Podľa hĺbky pod povrchom rozoznávame tieto vrstvy Zeme:

• litosféra - 0 až 60 km, ktorá sa ďalej delí:
  • 0 až 35 km - zemská kôra, ktorej hrúbka kolíše od 5 km (na dne oceánov) po 70 km (pevninské pohoria)
  • 35 až 60 km - vrchný plášť
• 60 až 2890 - spodný plášť
• 2890 až 5100 km - vonkajšie jadro
• 5100 až 6378 km - vnútorné jadro

Nad povrchom Zeme sa nachádza atmosféra, ktorú delíme na tieto časti:

• 0 až 10 km - troposféra, ktorej výška je rôzna od 8 km nad pólmi po 11 km na rovníku
• 10 až 50 km - stratosféra
• 50 až 90 km - mezosféra
• 90 až 550 km - termosféra
• nad 550 km - exosféra

Litosféra

Litosféru tvorí zemská kôra a plášť. Nie je súvislá, ale je rozlámaná na jednotlivé tektonické platne, ktoré sa pomaly pohybujú po povrchu podložnej vrstvy - astenosféry. Poznáme 7 hlavných tektonických platní a množstvo menších. Ich vzájomné pohyby spôsobujú pomalú zmenu tvaru a polohy kontinentov, ale tiež zemetrasenia, sopečnú činnosť, vznik pohorí, vznik riftových zón a morských priekop.

Zemská kôra

Zemská kôra má hrúbku na kontinentoch 30 až 70 km, pod oceánmi 4 až 8 km. Leží na tuhšom zemskom plášti a hranica medzi kôrou a plášťom sa nazýva Mohorovičova diskontinuita. Skladá sa prevažne zo žuly (granitu) a čadiča (bazaltu). Jej stredná hustota je 2,8 g/cm3. S geologickou stavbou zemskej kôry úzko súvisia anomálie gravitačného poľa Zeme. Kôra sa delí na kontinentálnu a oceánsku. Kontinentálna kôra tvorí okrem kontinentov aj dná plytkých morí, ktoré kontinenty obklopujú. Je hrubšia a skladá sa z hornín bohatých na kremík, sodík, draslík a hliník. Oceánska kôra tvorí prevažnú časť zemského povrchu. Jej najstaršie časti nemajú viac ako 200 miliónov rokov a nepretržite sa vytvára z materiálu plášťa v dlhých riftoch na miestach stretu dvoch litosférických dosiek. 

Zemský plášť

Zemský plášť zasahuje do hĺbky 2890 km. Prechodná časť medzi litosférou a plášťom je astenosféra. Tlak v spodnej časti plášťa je ~140 GPa (1,4×106 atmosfér). Z väčšej časti je zložený z materiálov bohatých na železo a horčík. Ich bod topenia závisí od tlaku, ktorému sú vystavené. Napriek tomu, že je tu vysoká teplota, kvôli vzrastajúcemu tlaku sú spodné časti tejto oblasti považované za pevné, a iba vrchné časti sú tvárne (polotekuté). Zloženie vrchného plášťa môžeme spoznať vďaka sopečnej činnosti, ktorá vynáša minerály tvoriace vrchný plášť na povrch. Zemský plášť je vybudovaný prevažne z kremičitanových minerálov s veľkou hustotou.

Zemské jadro

Zemské jadro má veľmi veľkú hustotu v porovnaní s plášťom. Vďaka jadru má Zem najväčšiu hustotu zo všetkých planét slnečnej sústavy, 5515 kg/m3. Jadro je tvorené ťažkými prvkami, pričom prevažuje železo (80%). Ze ním nasleduje nikel a nejaké ľahké prvky, predpokladá sa, že sa v jadre nachádza napríklad síra. Ťažké prvky sa do jadra dostali v ranných štádiách vzniku Zeme. Predpokladáme, že keď sa pred 4,6 miliardami rokov utvárala slnečná sústava, bola pravdepodobne celá Zem zložená z pevných látok. O 500 miliónov rokov neskôr sa ohriala vplyvom rádioaktívneho rozpadu a kovové prvky sa postupne roztavili, oddelili sa od nekovových kremičitých látok a klesli smerom do stredu Zeme, zatiaľ, čo kremičitany stúpali k povrchu. Tento proces sa nazýva diferenciácia. Táto roztavená kovová hmota, prevažne železo s malou prímesou niklu tvorí zemské jadro s priemerom asi 7 000 kilometrov. Teplo vystupujúce z jadra spôsobuje pomalú cirkuláciu hmôt plášťa. 

Jadro delíme na vonkajšie a vnútorné. Polomer vonkajšieho jadra je približne 3500 km. Predpokladá sa, že tekuté vonkajšie jadro generuje magnetické pole Zeme. Teplota vonkajšieho jadra na hranici s plášťom je 3 500°, vnútorného asi 4 500°C - 6000 ?C. Pevné vnútorné jadro má polomer zhruba 1250 km a pravdepodobne prispieva k vzniku zemského magnetického poľa, hoci samo je príliš horúce na to, aby mohlo byť nositeľom stáleho magnetického poľa.

Vývoj planéty Zem

Zem vznikla ako horúca žeravá guľa roztavených skál asi pred 4,6 miliardami rokov. Jej povrch sa postupne ochladil a na povrchu sa vytvorila pevná kôra. 

Odvtedy sa neustále mení. Súše, resp. kontinenty dnes zaberajú skoro 1/3 povrchu Zeme. Viac ako 2/3 povrchu sú zaliate vodami morí a oceánov. Pred miliónmi rokov mali kontinenty oproti dnešku odlišné tvary a polohy a podobný vývoj očakávame i do budúcnosti. Príčina je v tom, že kontinenty sa v zemskej kôre pomaličky pohybujú na obrovských doskách v rôznom smere. 

Jadro má teplotu okolo 6000 stupňov a je prevažne roztavené, i keď sa predpokladá, že v strede Zeme existuje vnútorné tuhé jadro o priemere asi 300 kilometrov. Neustály pohyb roztavenej hmoty jadra vytvára zemské magnetické pole. 

Nad jadrom sa nachádza vrstva nazývaná plášť. Skladá sa prevažne z roztavených alebo tuhých kremičitých hornín a má hrúbku 3000 kilometrov. Nad plášťom sa nachádza pevná zemská kôra. Má hrúbku asi 70 kilometrov, pod oceánmi 10-12 kilometrov. Zemská kôra je pomerne tenká a je rozlámaná na niekoľko dosiek „plávajúcich“ na polotekutom plášti. Tento jav sa nazýva kontinentálny drift. Okraje dosiek zodpovedajú oblastiam tektonických porúch, kde najčastejšie dochádza k sopečnej aktivite alebo zemetraseniam. 

Zem je telesom s druhou najväčšou sopečnou aktivitou v slnečnej sústave.

Dávna minulosť Zeme

Pred 4,6 miliardami rokov

Rast Zeme bol zhlukovaním protoplanét dokončený. Ešte dlho potom, v etape tzv. veľkého bombardovania, sa so Zemou zrážali mnohé menšie telesá, ktoré sú pozostatkami z obdobia vzniku planét. Povrch Zeme pokrývali krátery, ktoré vznikli následkom týchto zrážok. Existuje hypotéza, že jednou z nich bola aj zrážka s planétou veľkosti Marsu, po ktorej začal vznikať Mesiac. 

Nevieme, či Zem vznikala z materiálu jednotného zloženia, alebo už počas jej rastu sa hustejšie látky sústredili vo vnútri zemského telesa, a ľahšie bližšie pri povrchu. Naša planéta sa v tom čase zahrievala rádioaktívnou premenou prvkov, hlavne uránu a tória, a ešte väčšie teplo pravdepodobne získavala z pohybovej energie menších telies, ktorých spojením sa vytvorila. Zahriatím sa vnútro roztavilo.

Pred 4,3 miliardami rokov

Povrch sa pokryl vrstvou roztavenej lávy, nastúpila silná sopečná činnosť. došlo k postupnej diferenciácii materiálu: hustejšie látky klesali do hĺbky a menej husté vystupovali k povrchu. Vytvorilo sa husté jadro zo železa s prímesou niklu, okolo jadra sa z redších hornín formoval plášť a najľahšie horniny vytvorili spočiatku tenkú, neskôr stále silnejšiu vrstvu -- kôru. Nad ňou sa odplynením hornín vytvorilo druhotné ovzdušie prevažne z oxidu uhličitého, vodnej pary a dusíka -- Zem prišla o svoje prvotné ovzdušie prúdom častíc zo Slnka. Zem sa začala ochladzovať.

Pred 4 miliardami rokov

Klesla teplota ovzdušia natoľko, že sa vodná para začala zrážať do kvapiek a v lejakoch klesala k Zemi. Nepretržite pršalo milióny rokov. Voda sa z horúceho povrchu vyparovala, stúpala do mrakov a a padala ako dážď. Tým sa dokončoval jej kolobeh. Na konci tohto obdobia sa zemský povrch ochladil a voda zalievala časť zemskej kôry -- vytvárali sa moria a oceány. Súvislá vrstva oblačnosti sa trhala a na Zemi prvý raz zasvietilo Slnko. Svietivosť Slnka bola cca o 40% menšia ako dnes, avšak jeho ultrafialové žiarenie bolo asi deseťtisíckrát intenzívnejšie. Slnečný vietor bol taký mohutný, že odvial prvotnú atmosféru Zeme.

Pred 3,8-3,5 miliardami rokov

Otvorila sa nová kapitola - obdobie života. Vytvorili sa podmienky vzniku života. Živé organizmy boli výhradne jednobunkové, mikroskopických rozmerov a ich životným prostredím bola voda.

Pred 2,6 miliardami rokov

Litosférické dosky tvorili kontinenty a dno oceánov už v dobe tzv. archaiku.

Pred 570 miliónmi rokov

Zemská kôra nadobudla vlastnosti dnešnej zemskej kôry.

Pred 200 miliónmi rokov

Dnešné kontinenty sa v tejto dobe postupne odtrhli od jedinej prapevniny zvanej Pangea, ktorá bola obklopená jediným praoceánom nazvaným Pantalasa. Pangea sa rozpadla na južnú pevninu -- Gondwana a severnú pevninu -- Laurázia. Od Gondwany sa neskôr odlomila India a započala svoju pomerne rýchlu cestu na sever. Medzitým sa Laurázia rozdelila na Severnú Ameriku, ktorá odplávala západným smerom (čím vznikol severný Atlantik), a na Euráziu.

Pred 65 miliónmi rokov

V tejto dobe vznikol Indický oceán, oddelila sa Austrália od Antarktídy, India narazila na Euráziu, čoho dôsledkom je vyvrásnenie najmohutnejšieho pohoria sveta -- Himalájí. Pohyby kontinentov pokračujú ďalej aj dnes.

Atmosféra

Atmosféra Zeme je do značnej miery ovplyvnená biosférou (živými organizmami). Je zložená z dusíka (78 %), kyslíka (21 %), argónu (necelé 1 %) a zvyšok tvorí premenlivé množstvo vodných pár, oxid uhličitý a ďalšie plyny. Povrch Zeme obklopuje atmosféra o hrúbke asi 200 kilometrov a hmotnosti 5 700 miliard ton. Atmosferický tlak sa pri morskej hladine pohybuje okolo hodnoty 100 kPa. 

Atmosféra Zeme ochraňuje planétu Zem pred podstatnou časťou slnečného žiarenia. 

V atmosfére rozlišujeme päť vrstiev. Najbližšia k povrchu je troposféra, siaha do výšky 10 kilometrov, za ňou nasleduje stratosféra (od 10 do 50 kilometrov), mezosféra (50–90 kilometrov) a ionosféra (90–230 kilometrov). Zhruba 80 % molekúl atmosféry je sústredených v troposfére, kde je aj najvyšší atmosférický tlak. V mezosfére je už atmosféra veľmi riedka a výška 200 kilometrov sa považuje za hranicu vonkajšieho kozmického priestoru. Zbytky zemskej atmosféry sa však vyskytujú aj nad touto hranicou, takže vrchná ionosféra a priestor za jej hranicami sa ešte delí na termsféru (100–600 kilometrov) a exosféru (nad 600 kilometrov).

Svetlo viditeľného spektra preniká všetkými vrstvami atmosféry, infračervené a rádiové vlny čiastočne pohltí stratosféra, vo výške 20-30 km sa vyskytuje zvýšená koncentrácia ozónu. Táto ozónová vrstva nás chráni pred nebezpečným ultrafialovým žiarením, röntgenové žiarenie neprenikne mezosférou. Zloženie zemskej atmosféry je vo všetkých vrstvách rovnaké, oblaky vodnej pary sa však vyskytujú iba v troposfére. 

Atmosféra Zeme funguje tiež ako regulátor teploty. Teploty sa pohybujú v extrémnych prípadoch zhruba od mínus 90 °C (v Antarktíde) do plus 60 °C (Sahara, Údolie smrti v USA). Priemerná teplota na povrchu planéty je cca 15 °C.

Oblačnosť a počasie

Zemská oblačnosť je v neustálom pohybe v súlade s tým, ako sa vyvíja počasie. Oblačnosť zakrýva v každom okamihu približne polovicu zemského povrchu. Rozoznávame nízku, strednú a vysokú oblačnosť. K vysokej oblačnosti patria napríklad cirry, riasovité, z hľadiska zrážok neškodné oblaky. Väčšina oblakov, z ktorých padajú významnejšie zrážky, patrí medzi stredné a nízke oblaky (s výškou do 7 km). 

Počasie je na Zemi veľmi premenlivé. Veľké výkyvy sú charakteristické hlavne pre stredné zemepisné šírky. Rovníkové oblasti sú zase poznačené búrlivými zmenami počasia (hurikány, tajfúny a cyklóny). Pre tieto búrky sú charakteristické silné elektrické výboje, vysoká rýchlosť vetra (aj 200 km/h) a sú lokalizované prevažne do oblastí oceánov, nad pevninou strácajú na intenzite.

Mesiace

Zem má jediný prirodzený stály satelit, aj keď niektoré planétky sa môžu dočasne dostať do gravitačného poľa Zeme a stať sa jej dočasnými mesiacmi (napr. koorbitálne asteroidy). Mesiac zohráva mimoriadne dôležitú úlohu pri udržiavaní rotácie Zeme v určitých medziach, a tým aj pri striedaní ročných období na Zemi, a ďalej pri tvorení prílivu a odlivu na Zemi. Priemerná vzdialenosť medzi Mesiacom na Zemou je 384 403 km, čo je asi asi 60 zemských polomerov. Priemer Mesiaca je 3 476 kilometrov. V roku 1969 pristáli Neil Armstrong a Buzz Aldrin ako prví ľudia na Mesiaci. 

Mesiac je v viazanej rotácii so Zemou, čo znamená, že jedna strana Mesiaca ("privrátená strana") je stále obrátená k Zemi. Druhú, "odvrátenú stranu", nie je možné zo Zeme z väčšej časti vidieť. Mesiac vykoná kompletný obeh Zeme asi za jeden kalendárny mesiac. Zem a Mesiac obiehajú okolo ich ťažiska, ktoré leží asi 4700 km od zemského stredu (asi 3/4 cesty k povrchu). Mesačná kôra je zložená z množstva rôznych prvkov, vrátane uránu, tória, draslíka, kyslíka, kremíka, horčíka, železa, titánu, vápnika, hliníka a vodíka. Jeho povrch je pokrytý desiatkami tisíc kráterov s priemerom väčším ako 1 kilometer. Väčšina je stará stovky miliónov alebo miliardy rokov; neprítomnosť atmosféry, počasia a nových geologických procesov zabezpečuje, že väčšina z nich zostane prakticky navždy zachovaná. Krátery vznikli väčšinou v dôsledku dopadu meteoritov. 

---------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Mars

Mars je štvrtá planéta Slnečnej sústavy. Je to druhá najmenšia planéta (po Merkúre) a obieha ako štvrtá planéta okolo Slnka. Jeho dráha sa nachádza až za dráhou Zeme. Môže nastať situácia, že Zem sa nachádza v zákryte medzi Slnkom a Marsom (Mars je v opozícii vzhľadom na Slnko). Je to príležitosť pozorovať ho po celú noc a na oblohe je nápadným objektom. 

Spoľahlivú informáciu o tom, kedy bola planéta Mars prvý raz pozorovaná, nemáme k dispozícii, pravdepodobne to ale bolo okolo roku 3000 až 4000 pred Kr. Všetky veľké staroveké civilizácie, Egypťania, Babylončania a Gréci, vedeli o tejto „putujúcej hviezde“ a dávali jej svoje pomenovania. Horniny, pôda a obloha majú červený, alebo ružový odtieň. Staré národy ju považovali za symbol ohňa a krvi. Preto to boli názvy ako „Červený objekt“, „Nebeský oheň“, „Pochodeň“, „Nebeský bojovník“ alebo „Boh vojny“. Takmer 20 úspešných kozmických sond od 60. rokov 20. storočia umožnilo detailné skúmanie planéty.

Vznik

Mars vznikol podobne ako ostatné terestriálne planéty v slnečnej sústave akréciou z plynového disku, ktorý obiehal okolo rodiacej sa centrálnej hviezdy. Zrážkami plynov a prachových častíc sa začali formovať malé telesá, ktoré gravitáciou priťahovali ďalšie častice. Vznikali prvé planétky, ktoré sa vzájomne zrážali a formovali väčšie telesá aby na konci konci v sústave vznikli 4 terestriálne planéty. Planéty blízko k Slnku sú tvorené ťažšími prvkami, vzdialenejšie sú tvorené ľahšími prvkami podobne ako Mars. 

Po sformovaní protoplanéty dochádzalo k masívnemu bombardovaniu povrchu, čo malo za následok jeho neustále pretváranie a pretavovanie. Uvoľňované teplo sa akumulovalo v spodných vrstvách planéty, čo neskôr umožňovalo vznik vulkanizmu.

Fyzikálne charakteristiky

Mars má oproti Zemi štvrtinový povrch a iba desatinu hmotnosti. Okolo Slnka obieha raz za 687 dní. Jeho vzdialenosť od Slnka sa mení od 207 do 249 miliónov kilometrov (stredná vzdialenosť je 228 miliónov km). Jednu otočku okolo svojej osi (Sol) vykoná raz za 24 hodín 37 minút a 23 sekúnd, dĺžka dňa na Marse sa podobá dĺžke pozemského dňa najviac spomedzi všetkých planét Slnečnej sústavy.

Magnetické pole a radiácia

Mars má slabé magnetické pole, jeho ochranná funkcia je však neporovnateľná so zemským magnetickým poľom. 

Radiácia na Marse je príliš nebezpečná a príliš silná na to, aby tu mohol existovať život. Vyplýva to zo zistení vedcov z amerického úradu pre letectvo a vesmír (NASA) po analyzovaní dát zo sondy Mars Odyssey. Toto žiarenie ohrozuje aj prípadných pozemských astronautov. 

Formy života by tam mohli prežiť pravdepodobne len pod povrchom, izolované od smrtiacej radiácie. Táto planéta je zasahovaná radiáciou tak z vesmíru ako i zo Slnka. Dávka žiarenia je 2,5-krát vyššia, než akej sú vystavení obyvatelia Medzinárodnej vesmírnej stanice ISS.

Zloženie

Presné zložení planéty zatiaľ nepoznáme, ale na základe astronomických pozorovaní a prieskumu niekoľkých desiatok meteoritov z Marsu, ktoré sa na Zemi našli, sa predpokladá, že povrch Marsu je tvorený prevažne z bazaltov. Oproti pozemským bazaltom sú niektoré oblasti obohatené o silikátovú zložku podobajúcu sa až pozemských andezitom (na druhej strane je možné, že sú tvorené aj sopečným sklom). Pri pozorovaní je planéta načervenalá, čo je spôsobené tým, že celý povrch planéty je pokrytý oxidom železitým. Na planéte sa nevyskytuje silné magnetického poľa, ale niektoré oblasti planéty vykazujú, že boli zmagnetizované. Na povrchu sa nevyskytuje ani tekutá voda, čo vedie k tomu, že tu nedochádza k doskovej tektonike ako na Zemi, aj keď niektoré teórie pracujú s myšlienkou, že tomu bolo pred 4 miliardami rokov inak a že aj Mars mal pohyblivú kôru. Už zmieňovaný paleomagnetizmus je veľmi podobný tomu, čo sa odohráva na Zemi pri stredooceánskych chrbtoch. 

Vzhľadom na to, že na Marse neboli uskutočnené podrobné prieskumy, sú súčasné poznatky o planéte a jej vnútornej stavbe veľmi slabé a prevažne založené na modeloch a porovnávaní so Zemou či na meraniach zo sond. Odhaduje sa, že planéta má horúce polotekuté jadro, ktoré má približne 1480 kilometrov v priemere, a ktoré je zložené prevažne zo železa a 15 - 17 % síry. Tekutá tavenina v jadre má asi 2x menšiu koncentráciu ako v zemskom jadre. 

Jadro je obklopené silikátovým plášťom, ktorý spôsoboval väčšinu tektonickej a vulkanickej činnosti na planéte. V súčasnosti sa ale zdá, že je už neaktívna. Najvrchnejšiu oblasť tvorí kôra, ktorá dosahuje priemernú hrúbku okolo 50 km a maximálnu 125 km.

Povrch

V 50. až 60. rokoch 20. storočia sa všeobecne usudzovalo, že marťanské polárne čiapočky sú zložené zo zmrznutej vody. Keď sa ale pomocou kozmických sond zistilo, že atmosféra je zložená najmä z CO2, bol vytvorený model atmosféry, ktorý naznačoval, že teplota bola dostatočne nízka na to, aby oxid uhličitý na póloch skondenzoval a zamrzol. Model tiež predpovedal významné zmeny tlaku počas marťanských ročných období. Preto sa došlo k záveru, že sa póly skladajú z obojakého ľadu, H2O a CO2, a prvotné pozorovania boli vysvetlené pomocou tenkej vrstvičky zamrznutej vody nanesenej na ľade z oxidu uhličitého. 

Z diaľky má Mars väčšinou červenou farbu, alebo presnejšie bledo oranžovú alebo ružovú s dvoma bielymi polárnymi ľadovými čiapočkami. Na červených oblastiach sa nachádzajú veľmi rozličné svetlé a tmavé plochy s čisto zelenou farbou. Tmavé plochy nie sú oceány vody, pretože sa na Marsu nemôže vyskytovať voda v tekutom stave kvôli nízkemu atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tieto zmeny v jasnosti povrchu sú skôr spôsobené rozdielnym druhom povrchového materiálu: červená farba je prach a piesok bohatý na oxid železitý; tmavšie plochy sú spravidla viac kamenisté a skalnaté oblasti. Náhodné silné vetry, ktoré sa tu vyskytujú, presúvajú prach a menia rozmery a tvar týchto svetlejších a tmavších plôch. 

Povrch Marsu je rôznorodý. Južná pologuľa s viacmenej hornatou krajinou je pokrytá krátermi, zatiaľ čo na severnej pologuli sú obrovské rovné pláne zaliaté lávou. Vo všeobecnosti je povrch Marsu pokrytý skalnatými a alebo kamenistými telesami, ktoré sú miestami prekryté prachom a piesočnými dunami. 

Na Marsu sa nachádza značné množstvo kráterov, korýt, kaňonov a sopiek. Je tu aj najvyššia známa hora slnečnej sústavy – sopka Olympus Mons, ktorá dosahuje výšku 27 km nad okolitý terén. V oblasti náhornej plošiny Tharsis sa nachádza viacero podobne veľkých sopiek, medzi najvyššie patrí aj Ascraeus Mons s výškou 18 201 m (podľa meraní družice Mars Global Surveyor). 

Povrch planéty má hrdzavočervenú farbu; príčinou je oxid železitý, na ktorý je prach na povrchu bohatý. Táto zlúčenina je hlavnou zložkou minerálu hematit. Práve drobné zrniečka hematitu, ktorých veľkosť nepresahuje 10 mikrometrov, majú červenkastú farbu. Prítomnosť hematitu na povrchu Marsu je považovaná za jeden z vážnych dôkazov toho, že na tejto planéte bola kedysi voda - na Zemi totiž hematit vzniká oxidáciou práve za jej prítomnosti. Prítomnosť tohto minerálu na Marse dokázala sonda Mars Global Surveyor. 

V rovníkovej oblasti Marsu sa nachádza obrovský kaňon Valles Marineris, dlhý 4 500 km a hlboký 7 km. Objavila ho sonda Mariner 9 mapujúca Mars v rokoch 1971–1972, podľa ktorej bol kaňon pomenovaný. 

Sonda Mars Express zaznamenala dôkazy o prítomnosti veľkej plochy zmrznutej vody na planine zvanej Elysium. Rozmery ľadového mora sú cca 800 km x 900 km, priemerná hĺbka je 45 m. Na Marse sa nachádzajú aj vyschnuté riečne korytá, ktorými tiekla voda pravdepodobne pred niekoľkými miliardami rokov. Avšak najnovšie boli objavené aj akési pramene a od nich sa tiahnuce ryhy, ktorými mohla tiecť voda aj v oveľa bližšej minulosti, možno aj v súčasnosti. Zatiaľ odpoveď na mnohé otázky spojené s týmito ryhami nepoznáme. 

Poznámky

• Nulová výška: Pretože Mars nemá oceán a nie je teda žiadna hladina mora, od ktorej by sa mohli merať výšky terénu, bola zavedená nulová výška povrchu. Pomerne časté sú aj záporné hodnoty pre miesta pod nulovou výškou.
• Nultý poludník: Rovník Marsu je daný rotáciou, ale nultý poludník bol určený podobne ako na Zemi, prehlásením, že určitým konkrétnym bodom prechádza. Astronómovia v 19. storočí si za tento bod zvolili s pomerne veľkou nepresnosťou kruhový útvar na povrchu. Až v roku 1972, potom, čo sonda Mariner 9 získala prvé podrobnejšie snímky, bolo určené, že nultý poludník prechádza malým kráterom Airy-0 na planine Sinus Meridiani.

Stratigrafia planéty

Stratigrafia Marsu je vedná disciplína v planetológii, ktorá sa snaží rozčleniť základné stratigrafické jednotky na Marse. V súčasnosti sa skladá z troch základných jednotiek, ktoré boli vyčlenené na základe fotografií sondy Viking zo 70. rokov 20. storočia. V súčasnosti, vzhľadom na získavanie stále nových dát zo sond z posledného desaťročia, ktoré okolo Marsu obiehajú či po ňom jazdí, prechádzajú podstatnou revíziou. Vzhľadom na to, že zatiaľ nie je možné získať geologické vzorky priamo z hornín na povrchu, je celá stratigrafia založená na pozorovaní vrchnej vrstvy kôry, respektíve na prejavoch impaktov cudzích telies na povrch. 

Pozorovaním kráterov boli vyčlenené tri základné jednotky noachian, hesperian a amazonian.

Atmosféra a klimatické podmienky

Mars má dnes veľmi riedku atmosféru, ktorá nie je schopná zadržiavať tepelnú výmenu medzi povrchom a okolitým priestorom, čo má za následok veľké tepelné rozdiely počas dňa a nocí. Tlak na povrchu sa pohybuje medzi 600 až 1000 Pa, čo je približne 100 až 150krát menej ako na Zemi alebo ako približne 30 km nad povrchom Zem. Podobne ako na Zemi ale dochádza k zmenám v atmosfére v závislosti na sezónnych výkyvoch, ako sa planéta približuje a odďaľuje od Slnka. V zime 25–30% atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na póloch, zatiaľ čo v lete opäť sublimuje a vráti sa do atmosféry. 

Atmosféra je tvořená prevážne z oxidu uhličitého (95,32 %), ďalej obsahuje: dusík (2,7 %), argón (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhoľnatý (0,07 %) a vodné pary (0,03 %), ktorá vzniká sublimáciou z polárnych čiapoček. Medzi ostatné plyny vyskytujúce sa v atmosfére sa potom ešte radí neón, kryptón, xenón, ozón a metán (ktorý je možným indikátorom života na Marse, keďže podlieha rýchlemu rozpadu.) 

Priemerná teplota pri povrchu planéty je okolo -56 °C. Pre Mars sú charakteristické veľké rozdiely medzi dňom a nocou. Na rovníku sa teploty bežne pohybujú od -90 do -10 °C, a nad nulu sa dostanú iba výnimočne. Oproti tomu teplota povrchové vrstvy pôdy môže niekedy dosiahnuť až +30 °C. Aj napriek týmto občasným priaznivým teplotám nemôže na povrchu existovať kvapalná voda. Voda by sa okamžite začala vyparovať vplyvom nízkeho tlaku. Vo výške okolo 40 až 50 km sa nachádza vrstva, ktorá má stálu teplotu. Následne vo výške približne 130 km začína ionosféra a vodíková koróna planéty dosahuje až do výšky 20 000 km. 

Podrobné znalosti o zložení atmosféry, ich zmenách a o dlhodobejších klimatických podmienkach boli získane na základe niekoľkých sond, ktoré na povrchu pristáli (napr. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atď), resp. skúmali atmosféru z orbitu. Na základe meraní sa zistilo, že aj na Marse panuje skleníkový efekt, ktorý otepľuje planétu približne o 5°C a zadržuje okolo 30 % tepelnej energie. Výškovo sa atmosféra delí na nižšiu (do 45 km), strednú (do 110 km) a vyššiu (nad 110 km).

Oblačnosť

I keď je planéta studená a suchá, má veľmi dynamické počasie. Na Marse bola pozorovaná aj oblačnosť, ktoré sú najskôr tvorené kryštálikmi oxidu uhličitého. Prejavujú sa tu aj ďalšie procesy, ktoré umožňujú hovoriť o marťanskom počasí. Okrem počasia je atmosféra planéty tiež dejiskom častých prachových búrok, ktoré občas dosiahnu celoplanetárny charakter alebo aj malé vzdušné víry v podobe prašných vírov. 

Na Marse môžeme pozorovať 3 druhy oblakov:

• Biele: podobné našim cirrom, tvoria väčšie sústavy oblakov (skladajú sa pravdepodobne z ľadových kryštálikov). Vyskytujú sa nad vrcholkami pohorí. Pohybujú sa hlavne v oblasti rovníka a oblasti pólov. Tvoria i ranné mlhy. Môžu pravdepodobne spôsobovať aj sneženie, čím sa v zimnom období obnovujú polárne čiapky Marsu. Pod relatívne tenkou vrstvou oxidu uhličitého a nánosmi prachu sa predpokladá hrubá vrstva vodného ľadu. Vodný ľad sa môže nachádzať aj pod povrchom v podobe večne zamrznutej pôdy tzv. permafrostu.
• Sivé: sú vo výške 15-20 km (i 100 km) a sú tvorené kryštálikmi ľadu CO2. Častejšie sa vyskytujú na severnej pologuli, kde je i vyššie percento vodných pár. Nad polárnymi oblasťami v zimnom období prevládajú oblaky oxidu uhličitého.
• Žlté: Tvorí ich piesok. Vietor je schopný vyniesť prachové častice z povrchu až do výšok cca 10 km.

Voda

V súčasnosti na povrchu nemôže existovať voda v kvapalnom prostredí, ale podľa pozorovaní sa zdá takmer isté, že na povrchu planéty tečúca voda v minulosti bola. Teraz je skôr otázkou, kedy sa tam tečúca voda nachádzala, ako dlho a kam sa podela. Predpokladá sa, že povrch Marsu bol zaplavený oceánom v období noachianu. Vplyvom ochladzovania planéty v hesperianu došlo ale k zamrznutiu povrchovej vody a jej časť zrejme aj unikla do kozmického priestoru. Následné erozívne procesy možno pochovali časť zamrznutého ľadu pod povrch Marsu. Vedľa týchto zatiaľ nepreskúmaných zdrojov vody sa na póloch nachádzajú dve polárne čiapočky, ktoré sú čiastočne tvorené vodným ľadom a čiastočne suchým ľadom. Predpokladá sa, že sa voda vyskytuje aj vo forme permafrostu, ktorý by mal zasahovať až do oblastí okolo 60°. V roku 2007 NASA odhadla množstvo vody zachytenej v južnej polárnej čiapočke. Podľa modelu by všetká voda zaplavila celý Mars do výšky 11 metrov. 

Ďalšie významné zásoby vody sú viazané najskôr na marťanskú kryosféru, z ktorej sa voda uvoľňuje počas vulkanizmu. Predpokladá sa, že takto vznikla oblasť Valles Marineris alebo v nedávnej dobe pred 5 miliónmi rokov Cerberus Fossae, pri vzniku ktorého bola voda vyvrhnutá do oblasti Elysium Planitia, kde vytvorila ľadové more viditeľné do dnešných čias. Vďaka novým podrobným snímkam boli na povrchu Marsu rozlíšené areomorfologické pozostatky vodnej činnosti v podobe riečnych korýt, sedimentov, pozostatkov zaplavených oblastí, či relikty po rýchlom úniku vody z kryosféry Marsu vplyvom vulkanickej aktivity. 

Obežná dráha

Mars obieha okolo Slnka vo vzdialenosti medzi 206 644 545 km v perihéliu a 249 228 730 km v aféliu. Doba jedného obehu okolo centrálnej hviezdy je 686,9601 pozemského dňa. Okolo svojej osi sa Mars otočí za dobu, ktorá je veľmi podobná dĺžke pozemského dňa - 24 hodín 39 minút 35,244 sekúnd. Uhlový sklon planetárnej osi 25,19 ° je porovnateľný so sklonom 23,44 °, ktorý má Zem. Vďaka tomuto sklonu sa tu vyskytujú ročné obdobia, podobné tým na Zem, aj keď sú takmer dvakrát tak dlhé, lebo marťanský rok je 1,88 násobok pozemského roku. 

Vzdialenosť od Zeme sa v priebehu obežnej doby mení v rozmedzí od 55 miliónov až 400 miliónov kilometrov v pravidelnom 16 ročnom cykle, keď nastáva najpriaznivejšia opozícia planéty pre pozorovanie a pre vysielanie kozmických sond. Vďaka tomu, že sa Mars približuje, či odďaľuje od Zem, dochádza súčasne k poklesu jeho hviezdnej veľkosti - pohyb medzi 1,6m až -2,8m, zdanlivého priemeru 4" do 25". Táto nepravidelnosť má za následok, že v niektorých obdobiach je Mars štvrtým najjasnejším telesom na oblohe po Slnku, Mesiacu a Venuši a inokedy je menej jasný ako Jupiter.

Mesiace

Okolo planéty obiehajú dve prirodzené družice – Fobos (Strach) a Deimos (Hrôza). Obidve telesá majú viazanú rotáciu, čo znamená, že ukazujú Marsu stále rovnakú stranu. Veľmi nápadne sa chemickým zložením a tvarom podobajú telesám, ktoré tvoria Pás planétok medzi Marsom a Jupiterom, čo viedlo k teórii, že ide o planétky, ktoré Mars svojou gravitáciou zachytil. Pre definitívnu podporu tejto všeobecne prijímanej teórie bude ale nutné získať vzorky z povrchu mesiacov. 

Oba mesiace objavil Asaph Hall v roku 1877 a pomenoval ich podľa synov boha Marta. Zaujímavosťou je, že existencia mesiacov bola predpovedaná v knihe Guliverove cesty už v roku 1726, tedy v čase, keď neexistoval dostatočne silný ďalekohľad, ktorým by ich bolo možné pozorovať. 

Fobos obieha planétu rýchlejšie ako sa ona sama otáča, čo spôsobuje spomaľovanie jeho obehu a znižovanie vzdialenosti. Odhaduje sa, že za 50 000 000 let Fobos do planéty narazí. Oproti tomu obežná dráha Deimosu sa predlžuje. 

Pri pohľade z povrchu Marsa by Fobos mal uhlový priemer 12', zatiaľ čo Deimos asi 2'. Uhlový priemer Slnka je asi 21'.

Pozorovania

Prvé pozorovania planéty sú známe už z obdobia prvých civilizácii, keď bol Mars pozorovaný voľným okom. V prvej polovici 17. storočia astronómovia využili prvé skonštruované ďalekohľady na pozorovania, ktoré im umožnili rozoznať na povrchu planéty tmavé a svetlé plochy z čoho sa usúdilo, že na Marse sú polárne čiapočky. 

V roku 1877 sa po prvýkrát v mapách povrchu Marsu objavujú nové útvary tzv. kanály, ktoré ale boli iba optickým klamom zapríčineným zlými rozlišovacími schopnosťami ďalekohľadu a predstavivosťou talianskeho astronóma Giovanni Schiaparelliho, ktorý ich pozoroval ako prvý. Správa o pozorovaní sa rýchlo rozniesla a následne objav začali potvrdzovať aj z ďalších pozorovacích miest a vytvárať veľké množstvo podrobných máp neexistujúcich kanálov (spolu s nimi začali vznikať teórie o ich umelom pôvode a umierajúcej civilizácii na vysychajúcej planéte). V skutočnosti sú kanály iba optický klam, ktorý vzniká reťazcom tmavých škvŕn. Ich existencia bola po 50 rokoch pozorovaní vyvrátená, ale časť verejnosti je ich stále pokladala za existujúce dielo. Až fotografie z kozmických sond jednoznačne túto teóriu vyvrátili. 

Mars pri pozorovaní zo Zem ďalekohľadom neumožňuje vidieť žiadne významné detaily povrchu okrem polárnych čiapočiek a tak jeho podrobné preskúmanie môže prebehnúť až po návšteve kozmických sond.

Prieskum

Mars sa stal jednou z prvých planét, ktorá bola skúmaná v začiatkoch vesmírneho prieskumu. Okolo tejto planéty už obiehali, dopadali na jej povrch, pristávali a jazdili po nej, aby získali dáta o jej geologickom zložení, vlastnostiach povrchu, hľadali vodu a skúmali klímu americké, ruské, európske a japonské sondy.

Minulosť

Prvá úspešná misia bola americká Mariner 4 vypustená v roku 1964. Nasledoval symbolický úspech dvoch sovietskych sond Mars 2 a Mars 3 vypustených v roku 1971, ktoré pristáli na jeho povrchu, ale kontakt s nimi sa stratil niekoľko sekúnd po dosadnutí. Nasledoval americký program Viking, ktorý sa skladal z dvoch orbitálnych sond, každá obsahujúca aj povrchový modul. Obidva povrchové moduly úspešne pristáli na povrchu v roku 1976 a po dobu 6 (Viking 1) respektíve 3 (Viking 2) rokov uskutočňovali pozorovania. Pristávacie moduly odvysielali na Zem tiež prvú farebnú fotografiu povrchu Marsu a orbitálne sekcie vyhotovili detailné fotografie povrchu v takom rozlíšení, že niektoré z nich sa používajú dodnes. V roku 1988 boli vyslané dve sovietske sondy Fobos 1 a 2, ktoré mali študovať Mars a jeho dva mesiace. Bohužiaľ sa ale Fobos 1 odmlčal už na ceste k Marsu, zatiaľ čo Fobos 2 úspešne vyhotovil fotografie Marsu a Fobosu, ale pred vyslaním dvoch pristávacích modulov na povrch mesiaca sa pokazil. 

Po zlyhaní sondy Mars Observer v roku 1992 sa v roku 1996 k Marsu dostala sonda Mars Global Surveyor, ktorá úspešne mapovala povrch planéty až do roku 2006, keď sa po treťom predĺžení misie stratilo spojenie so sondou. Mesiac po vyslaní sondy Surveyor bola vyslaná ďalšia sonda Mars Pathfinder, ktorá mala za úlohu vysadiť na povrchu malé pojazdné vozidlo, ktoré by skúmalo okolie pristávacieho modulu v oblasti Ares Vallis. Táto misia bola pre NASA obrovským úspechom, keďže priniesla veľké množstvo snímok z povrchu, ktorým sa dostala obrovská publicita.

Súčasnosť

V roku 2001 NASA úspešne vyslala sondu Mars Odyssey, ktorá je stále na orbite planéty. Pomocou gama spektrometra objavila známky vodíka vo vrchných metroch marťanského regolitu. Predpokladá sa, že tento vodík je viazaný vo vodnom ľade, ktorý sa pod povrchom nachádza. 

O dva roky neskôr v roku 2003 sa k planéte vydala európska sonda Mars Express, ktorá sa skladala z dvoch častí, orbitálneho modulu Mars Express a pristávacieho s označením Beagle 2. Táto misia bola úspešná iba čiastočne, keďže pristávací modul z nezistených príčin zlyhal počas pristávacieho manévru a následne v februári 2004 bol prehlásený za stracený. Na začiatku roku 2004 bol pomocou planetárneho fourierovského spektrometru pracujúcemu s infračerveným svetlom ohlásený nález metánu v atmosfére Marsu. V júni 2006 ESA vydala správu, že objavila polárnu žiaru. 

V roku 2003 sa k Marsu vydali dve rovnaké vozidla NASA v rámci projektu Mars Exploration Rovers - Spirit (MER-A) a Opportunity (MER-B). Obidve vozidla úspešne pristáli na povrchu v januári 2004 a začali skúmať miesta dopadu, pomocou mechanického ramena očisťovať vzorky a analyzovať ich. Medzi najväčšie objavy patrí dôkaz, že na Marse kedysi skutočne bola tekutá voda v obidvoch oblastiach, kde sondy pristáli. Vozidlá mali hlavnú misiu naplánovanú na 90 dní, ale vďaka silnému vetru a prachovým vírom, ktoré čistia solárne panely roverov, sú zariadenia stále funkčné (august 2007). 

12. augusta 2005 bola vyslaná ďalšia americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter, ktorá sa na obežnú dráhu planéty dostala 10. marca 2006. Hlavnou úlohou plánovanej dvojročnej vedeckej misie je zmapovať povrch Marsu a študovať počasie, aby sa mohlo vybrať vhodné miesto pre ďalšie sondy, ktoré by mali na povrchu pristáť. Sonda obsahuje telekomunikačné zariadenie s vyššou prenosovou rýchlosťou ako všetky predchádzajúce sondy dohromady.

Budúcnosť

Nasledujúca misia, ktorá bude skúmať Mars, je americká sonda Phoenix, ktorá bola na svoju cestu vyslaná 4. augusta 2007 a pristáť by mala 25. mája 2008 blízko severnej polárnej čiapočky. Pristávací modul je vybavený robotickou rukou, ktorá je schopná odobrať vzorky až do vzdialenosti 2,5 metra a dostať sa až meter pod marťanský povrch. Predpokladá sa, že sa podarí pristáť v oblasti, kde je 80% šanca na to, že do 30 cm pod povrchom sa nachádza ľad. Súčasne je sonda vybavená mikroskopickou kamerou, ktorá je schopna vyhotoviť fotografie predmetov s veľkosťou jednej tisíciny hrúbky ľudského vlasu. 

V roku 2009 by sa mala na cestu vydať sonda Mars Science Laboratory, ktorá by mala byť rýchlejšia (až 90 m/h), väčšia a rozumnejšia verzia súčasných vozidiel misie Mars Exploration Rovers. 

Na rok 2009 sa plánuje aj rusko-čínska misia Fobos-Grunt, ktorá si kladie za cieľ dopraviť na Zem späť vzorky z mesiaca Fobos. Na rok 2012 plánuje ESA svoj prvý rover pod názvom ExoMars; mal by byť schopný kopať až dva metre pod povrch, kde by hľadal organické molekuly. 

V roku 2004 vyhlásil americký prezident George W. Bush dlhodobý plán Vision for Space Exploration, podľa ktorého sa USA pripravujú vyslať na Mars pilotovanú loď a na jeho povrch vysadiť človeka. Podobné plány má i ESA, ktorá by chcela dostať človeka na Mars medzi rokmi 2030 až 2035. Okrem týchto krajín svoje ambície má aj Rusko.

Život na Marse

Súčasné poznanie histórie Marsu nasvedčuje, že sa po jeho vzniku na povrchu nachádzala hustá atmosféra a kvapalná voda, ktorá možno tvorila aj celoplanetárny oceán pokrývajúci prevažnú časť severnej pologule. Podľa súčasnej teórie o vzniku života tým bola splnená základná podmienka, ktorá mohla vytvoriť obývateľnú zónu na povrchu a umožniť tak vznik primitívneho života. Na druhej strane proti vzniku života hovorí fakt, že sa Mars nachádza mimo obývateľnej zóny Slnka, čo má za následok zmrznutie vody. Predpokladá sa, že by pre prípadný vznik života museli byť k dispozícii iné energetické zdroje (např. vulkanizmus) ako energia Slnka. 

Slabá magnetosféra a extrémne tenká atmosféra, veľké výkyvy teplôt, ukončenie vulkanickej činnosti a bombardovanie povrchu meteormi nedávajú v súčasnosti príliš veľa nádejí, že by život (ak sa vyvinul) mohol prežiť do dnešných dní, aj keď vedci na Zemi sú neustále prekvapovaní podmienkami, za ktorých život môže prežívať (radioaktivita, život bez svetla, bez dýchateľného kyslíku atď.) 

Pre potvrdenie alebo vyvrátenie teórie o živote na Marse zatiaľ chýbajú jasné dôkazy. Existujú síce niektoré náznaky, ktoré nasvedčujú tomu, že na Marse život skutočne bol, ako napríklad štruktúry pripomínajúce pozostatky činnosti organizmov v meteorite ALH84001. Na povrchu planéty niekoľko sond (napr. Viking) uskutočnilo experimenty, ktoré mali objaviť dôkazy života, ale tieto pokusy neprinesli žiadny dôkaz potvrdzujúci život na planéte teraz ani v minulosti. 

Pre nebezpečenstvo zavlečenia pozemského života na Mars sú sondy určené na pristátie na Marsu starostlivo sterilizované (aj keď na začiatku výskumu neboli všetky sondy sterilizované príliš dôkladne). Na jasnú odpoveď, či na planéte skutočne život vznikol alebo či ide iba o vedeckú fikciu, je potrebné počkať, dokiaľ nebude dôkladne ľuďmi preštudovaná väčšia časť povrchu planéty.

Kolonizácia Marsu

Ľudská kolonizácia Marsu je cieľom mnohých špekulácií aj serióznych štúdií, ktoré sa objavujú po celý čas výskumu tejto planéty. Povrchové podmienky a ľahká dostupnosť vody robia Mars pravdepodobne najlepšie obývateľnou planétou v slnečnej sústave okrem Zeme. Preto je pravdepodobne ďalším cieľom ľudskej expanzie. Podľa najnovších zámerov by sa mal človek na Mars vypraviť okolo roku 2030 a odvtedy tam začať budovať stálu základňu. Dá sa predpokladať, že s rastúcou základňou sa bude navyšovat aj ľudská populácia. 

Mars vyžaduje menej energie na jednotku hmotnosti (Delta V) k jeho dosiahnutiu zo Zeme ako ktorákoľvek iná planéta s výnimkou Venuše. S využitím Hohmannovej obežnej dráhy trvá let k Marsu 6-7 mesiacov, počas ktorých bude posádka vystavená stavu beztiaže. Kratšia doba je možná, ale spotrebuje sa viac paliva. 

Trvalým cieľom kolonizácie planéty by malo byť vytvorenie stálej ľudskej základne a postupné osídľovanie povrchu planéty. Otvorenou otázkou zostáva, či ľudstvo bude odsúdené na Marse žiť v uzavretých základniach, kde sa bude umelo udržovať atmosféra, alebo či sa podarí premeniť povrch planéty na obývateľný pomocou terraformovania.

Terraformovanie

Terraformovanie Marsu je hypotetický súbor procesov, ktoré by mali v konečnom dôsledku umožniť človeku žiť na povrchu Marsu bez nutnosti používať ochranné prostriedky pred okolitým prostredím. Jeho výsledkom by tak mal byť vznik planéty podobnej Zemi. Proces, ktorý by mohol teoreticky zmeniť celú planétu, by najskôr prebiehal desiatky či stovky rokov od najjednodušších organizmov cez rastliny až po prvých živočíchov. 

Keďže je Mars rozdielny a má menšiu gravitáciu, podmienky nebudú nikdy celkom zhodné s tými pozemskými. V súčasnosti ide skôr o sci-fi myšlienku, keďže neexistuje žiadna dostupná technológia, ktorá by túto premenu zvládla, aj keď sa už občas objavujú nápady, ako povrch Marsu premeniť. 

-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Jupiter

Jupiter je najväčšia a najhmotnejšia planéta našej slnečnej sústavy, v poradí piata od Slnka. Slnečná sústava je niekedy položartovne opisovaná ako systém skladajúci sa zo Slnka, Jupitera a rôzneho smetia. Jupiter a ostatní plynní obri Saturn, Urán a Neptún sú označované ako jupiterovské planéty. Je pomenovaný po rímskom bohovi Jupiterovi (tiež nazývaným Jova). Symbolom planéty je štylizované znázornenie božského blesku (v Unicode: ?). 

Jupiter má plynovo-kvapalný charakter a chemické zloženie podobné Slnku. Od hviezd sa Jupiter líši iba malou hmotnosťou, ktorá nestačí k vytvoreniu podmienok pre reakcie, prebiehajúce vo hviezdach. I napriek tomu sa so svojimi mnohými mesiacmi podobá akejsi „Slnečnej sústave“ v malom. Často je označovaný za nedokončenú hviezdu aj keď toto porovnanie je rovnakého druhu ako označiť asteroid za „nedokončenú Zem“. Zaujímavé je, že nájdené extrasolárne planéty sú omnoho hmotnejšie ako Jupiter. Oproti tomu veľkosť polomeru podobnej planéty už prakticky nezávisí na jej hmotnosti, pretože väčšia hmotnosť spôsobuje iba ďalšie zmršťovanie (pokiaľ nedôjde k naštartovaniu termonukleárnych reakcií). Neexistuje presná definícia odlišujúca veľké hmotné planéty ako Jupiter od hnedých trpaslíkov, termonukleárnu syntézu síce sprevádzajú špecifické spektrálne čiary, v každom prípade by Jupiter potreboval byť aspoň 70× hmotnejší, aby sa mohol stať hviezdou.

Charakteristika

Jupiter je 2,5× hmotnejší ako všetky ostatné planéty dohromady. Je tak hmotný, že sa hmotný stred sústavy Jupiter-Slnko nachádza nad slnečným povrchom (vo vzdialenosti 1,068 slnečného polomeru od stredu Slnka). Jupiter je obrovská plynová guľa s 318-krát väčšou hmotnosťou ako je hmotnosť Zeme, čo je asi 2 až 3-krát väčšia hmotnosť, ako je hmotnosť všetkých ostatných planét slnečnej sústavy spolu. Čo sa týka objemu, Jupiter by pohltil 1319 Zemí. Jeho magnetické pole je až 4 000-krát väčšie ako magnetické pole Zeme. Rovníkový priemer meria 142 800 km. Aj keď je Jupiter od nás omnoho ďalej ako Mars (vzdialenosť od Zeme je 628 700 000 km a od Slnka            778 300 000       km), často sa zdá, že je jasnejší. Je to asi preto, lebo je omnoho väčší a má hustú atmosféru, ktorá dobre odráža slnečné svetlo. 

Jupiter je prvá z tzv. vonkajších planét a zároveň je najväčšia a najhmotnejšia planéta Slnečnej sústavy. Je zložený prevažne z plynov, ktorých chemické zloženie sa podobá chemickému zloženiu Slnka. Rýchla rotácia Jupitera (s periódou 10 hodín) spôsobuje vydúvanie rovníkových vrstiev a vznik pestro zafarbených pásov. Charakteristickým útvarom atmosféry je Veľká červená škvrna. 

Jupiter vydáva asi o 60 % viac tepelnej energie, ako prijíma zo slnečného žiarenia. Predpokladá sa, že táto energia pochádza z troch zdrojov: teplo z doby vzniku Jupitera; energia, uvoľňovaná pomalým zmršťovaním planéty a energia veľmi slabo prebiehajúcich termonukleárnych reakcií.

Štruktúra

Predpokladá sa, že v strede planéty leží malé pevné jadro, ktoré sa skladá zo silikátov a železa. Tlak a teplota sú tu veľmi vysoké. Hlavne vysoký tlak bol v minulosti príčinou toho, že sa pevné jadro pokladalo za útvar zložený z pevného vodíka. 

Nad jadrom sa nachádza vodíkový oceán, ktorý tvorí rozhodujúcu časť objemu i hmoty Jupiteru. 

Vodík je rozdelený do dvoch vrstiev a v oboch je kvapalný. 

Spodná vrstva siaha od jadra do vzdialenosti 46 000 km od stredu planéty a skladá sa z kovového kvapalného vodíka. Vďaka veľkému tlaku má jeho vnútorná časť odtrhnuté elektróny z atómových obalov a má kovové vlastnosti.

Druhá, vonkajšia vodíková vrstva siaha do vzdialenosti 70 000 km od stredu planéty. Jej hlavnou zložkou je kvapalný molekulárny vodík. Tvorí vlastný povrch planéty. Hranica medzi kovovým a molekulárnym oceánom je v hĺbke 17 000 km pod povrchom. Atmosféra obsahuje okrem vodíku a hélia aj metán, amoniak a vodné pary. Teplota od oblakov smerom ku stredu rastie. Na vrcholoch mračien je –160°, o 60 km hlbšie je približne rovnaká teplota ako na Zemi, a ešte kúsok hlbšie je teplota na bode varu vody. Prúdy tečúce vo vnútri (v kovovom vodíku) vytvárajú okolo Jupitera silné magnetické pole. Toto pole je zodpovedné za pozorovanú polárnu žiaru spôsobenú Birkelandovými prúdmi tečúcimi pozdĺž magnetických siločiar.

Atmosféra

Atmosféra Jupitera sa skladá z približne 86 % vodíka a 14 % hélia (podľa počtu atómov, podľa hmotnosti ide o percentuálny pomer približne 75/24; s 1 % hmotnosti pripisovaným iným zložkám – vnútro obsahuje hustejšie materiály, kde sa percentuálny pomer mení na približne 71/24/5). Atmosféra obsahuje stopové množstvo metánu, vodných pár, amoniaku a „kamenia“. Nachádzajú sa tu tiež nepatrné množstvá uhlíka, etánu, sírovodíka, neónu, kyslíka, fosfínu a síry. Zloženie atmosféry sa veľmi podobá zloženiu slnečnej hmloviny. Saturn má podobné zloženie, ale Urán a Neptún majú omnoho menej vodíka a hélia. 

Jednotlivé pásy Jupiterovej atmosféry rotujú rôznou rýchlosťou; tento efekt bol poprvýkrát pozorovaný Cassinim (1690). Rotácia Jupiterovej polárnej atmosféry je o 5 minút dlhšia ako rotácia jeho rovníkovej atmosféry. Naviac sa pásy mrakov rôznej šírky pohybujú proti sebe v smere stálych vetrov. Na hraniciach týchto konfliktných prúdov vznikajú búrky a turbulencie. Rýchlosť vetra 600 km/h tu nie je nezvyčajná. 

Najvrchnejšie vrstvy atmosféry obsahujú kryštály zmrznutého amoniaku. Viditeľný povrch Jupitera, čiže horná vrstva oblačnosti, má charakteristický vzhľad. Striedajú sa na ňom svetlejšie a tmavšie pásy. Okrem toho sa tam vyskytuje mnoho oválnych útvarov, z ktorých najznámejšia a najstabilnejšia je Veľká červená škvrna, ktorá sa tam nachádza už určite viac ako 300 rokov a považuje sa za charakteristický útvar atmosféry Jupitera. Svojimi rozmermi presahuje Zem, pričom jej veľkosť sa môže v priebehu času meniť. Smerom k pólom planéty sa pásová štruktúra postupne stráca. V atmosfére dochádza aj k početným elektrickým výbojom.

Magnetické pole

Jupiter má veľmi silné magnetické pole, ktoré je spôsobené rýchlou rotáciou a svojou intenzitou prevyšuje magnetické polia všetkých ostatných planét slnečnej sústavy. 

V polárnych oblastiach boli pozorované polárne žiary, jav známy aj na Zemi. Celkový tvar magnetosféry Zeme a Jupitera je veľmi podobný. Magnetopauza v prípade Zeme sa však vytvára vo vzdialenosti 70 000 až 80 000 km, avšak u Jupitera temer 100-krát ďalej. Tento rozdiel sa vysvetľuje nielen intenzívnejším magnetickým poľom Jupitera, ale aj tým, že intenzita slnečného vetra je vo vzdialenosti jeho obežnej dráhy podstatne slabšia ako pri Zemi. 

Jupiter má veľmi rozsiahlu a silnú magnetosféru. Jeho magnetické pole možno vidieť aj zo Zeme, môže sa javiť až 5× väčšie ako Mesiac v splne, aj keď je omnoho ďalej. Toto magnetické pole vytvára mohutné výrony urýchlených častíc v Jupiterových radiačných pásoch, interaguje s mesiacom Io a vytvára vodivú trubicu a plazmový prstenec okolo neho. Jupiterova magnetosféra je najväčšia štruktúra slnečnej sústavy (je väčšia než magnetosféra Slnka). 

Sonda Pioneer potvrdila existenciu Jupiterovho mohutného magnetického poľa, ktoré je 10× silnejšie ako zemské a obsahuje 20 000× viac energie. Citlivé prístroje na palube odhalili, že jupiterovský „severný“ magnetický pól je na južnom geografickom póle planéty s odchýlkou 11 stupňov od jupiterovskej osi rotácie a so stredom poľa posunutým mimo stred Jupitera podobne ako je tomu pri magnetickom poli Zeme. Pioneer zaznamenal vlnu jupiterovskej magnetosféry ešte vo vzdialenosti 26 miliónov kilometrov a magnetický chvost dosahujúci až za Saturnovú obežnú dráhu. 

Údaje ukazujú, že veľkosť tohto magnetického poľa na strane obrátenej k Slnku rýchlo kolíše, v dôsledku zmien tlaku slnečného vetra, tento jav bol bližšie skúmaný pri dvoch misiách Voyager. Bolo objavené, že prúdy vysokoenergetických častíc sú vyvrhované až k obežnej dráhe Zeme. V jupiterovských radiačných pásoch boli nájdené a namerané vysokoenergetické protóny, ukázalo sa, že medzi Jupiterom a niektorými jeho mesiacmi (najmä Io) pretekajú elektrické prúdy.

Prstence

Sústavy prstencov pozorujeme u všetkých obrích planét. Sú zložené z veľmi malých, prachových častíc. Jupiter má (podobne ako Saturn, Urán a Neptún) tri slabé prstence, objavené sondou Voyager 1. 

Sú hrubé asi 30 km, široké len 8 000 km a ležia vo vzdialenosti asi 1,8 polomeru planéty od jej stredu. Hustota hmoty v Jupiterových prstencoch je veľmi nízka, takže celý útvar je pozorovateľný len z malej vzdialenosti a len pri určitom postavení sondy. Smerom od planéty jasnosť prstencov klesá veľmi rýchlo, smerom dovnútra pomalšie. Nie je vylúčené, že prstence siahajú až k oblačnej prikrývke planéty. Sondy zistili i pomerne vysoký počet častíc v priestore nad prstencami, a tiež pod nimi. Je možné, že pri vytváraní prstencov sa uplatňuje i žiarenie z radiačných pásov a magnetické pole planéty.

Mesiace

Jupiter má spolu 63 mesiacov. 

V roku 1610 Galileo Galilei a nezávisle na ňom pravdepodobne aj Simon Marius objavili štyri veľké Jupiterove mesiace Io, Európu, Ganymedes a Kallisto (dnes známe ako galileove mesiace), pri ktorých nebeskom pohybe bolo zreteľné, že jeho centrom nie je Zem. Táto skutočnosť bola hlavným bodom obhajoby Koperníkovej heliocentrickej teórie o pohybe planét; Galileiho vyhlásenie podpory Koperníkovej teórie ho dostalo do problémov s inkvizíciou. 

Ganymedes je najväčším Jupiterovým mesiacom a zároveň aj najväčším mesiacom v slnečnej sústave. Jeho jadro z tvrdých hornín pokrýva hrubá vrstva ľadu. Svojím priemerom 5 262 kilometrov je väčší ako planéty Merkúr alebo Pluto. O niečo menší Kallisto je pokrytý mnohými krátermi. Najsvetlejším satelitom Jupiteru je Európa. Jej 100 km hrubý ľadový obal mimoriadne dobre odráža slnečný svit. Pod vrchnou vrstvou ľadu sa pravdepodobne nachádza tekutý oceán vody, ktorá je (nevyhnutná pre život, ako ho poznáme. Mesiac Io je spolu so Zemou jediné teleso v slnečnej sústave, kde sú ešte vulkány v činnosti. Tento mesiac prejavuje najväčšiu sopečnú aktivitu zo všetkých známych telies v Slnečnej sústave. Sopky však nevyvrhujú roztavené horniny, ako je to na Zemi, ale roztavenú síru. To objasňuje i čierno-červenožlté zafarbenie mesiaca. Síra je vyvrhovaná z vnútra sopiek až 200 km nad povrch mesiaca. 

Vyvrhovaná ionizovaná síra vytvára okolo Jupitera tzv. plazmový torus. V ňom sa uzatvára časť Birkelandových prúdov tečúcich pozdĺž magnetických siločiar planéty a spätne ohrieva mesiac Io. Vulkanická činnosť na mesiaci Io je spôsobená kombinovaným ohrevom gravitačnými slapovými silami materskej planéty a elektromagnetickým ohrevom Birkelandovými prúdmi. 

V rokoch 1999-2003 bolo 3,6 metrovým ďalekohľadom na Havajských ostrovoch (CCD 12000×12000 pixelov, David Jewitt ad.) objavených niekoľko desiatok nových mesiacov. Ide o kilometrové skaliská.

Dopad kométy

V období od 16. júla do 22. júla 1994 dopadlo na južnú pologuľu Jupitera viac ako 20 častí rozpadnutého jadra kométy Shoemaker-Levy 9, čo dalo príležitosť k prvému priamemu pozorovaniu zrážky dvoch telies v slnečnej sústave (obrázok tohto dopadu je pri odseku o atmosfére). Veľká hmotnosť Jupitera a jeho umiestenie blízko vnútornej časti slnečnej sústavy spôsobuje jeho časté zrážky s jadrami komét.

Výskum

• 1610: Galileo pozoruje Jupiter a jeho mesiace ďalekohľadom
• 1675: Prvé presné merania rýchlosti svetla pomocou určenia času zákrytov Jupiterových mesiacov (O. Roemer)
• 1955: Objav rádiových vĺn z Jupiteru
• 1973: Prelet sond Pioneer
• 1979: Prieskum planéty sondami Voyager; zistená rotácia Veľkej červenej škvrny; objavy ďalších Jupiterových prstencov a polárnej žiary
• 1994: Zrážka kométy SL9 s Jupiterom
• 1995-2003: V tomto období uskutočňovala sonda Galileo podrobný prieskum mesiacov
• 2000-2003: 30 nových mesiacov objavených z Havajských ostrovov

Jupiter je známy už odpradávna, pretože je na nočnej oblohe viditeľný voľným okom. V roku 1610 objavil Galileo Galilei svojím teleskopom štyri najväčšie Jupiterove mesiace — išlo o prvé pozorovanie mimozemských mesiacov. 

Jupiter navštívilo už mnoho výskumných sond.

Prelety sond Pioneer

Pioneer 10 preletel okolo Jupitera v decembri 1973, nasledovaný Pioneerom 11 presne o rok neskôr. Sondy poskytli nové dôležité dáta o Jupiterovej magnetosfére a získali niekoľko fotografií planéty s nízkym rozlíšením. Voyager 1 preletel v marci 1979 nasledovaný Voyagerom 2 v júli toho istého roku. Voyagery nesmierne zlepšili naše vedomosti o štyroch najväčších Jupiterových mesiacoch a zaznamenali Jupiterove prstence. Získali tiež detailnejšie zábery atmosféry planéty.

Obežnica Galileo

Sonda Galileo bola navedená na obežnú dráhu okolo Jupitera v roku 1995, vypustila na Jupiter atmosferickú sondu a uskutočnila niekoľko preletov okolo všetkých galileových mesiacov. Sonda Galileo sa stala tiež svedkom dopadu kométy Shoemaker-Levy 9 na Jupiter, ktorá zasiahla planétu v roku 1994, dávajúc vynikajúci pozorovací bod pre túto veľkolepú udalosť. V 21. septembra 2003 jej misia skončila zhorením vo vyšších vrstvách Jupiterovej atmosféry.

Webová stránka bola vytvorená pomocou on-line webgenerátora WebĽahko.sk