Mars se řadí mezi planety, které jsou nejvíce podobny Zemi. Snad právě proto vědci kdysi předpokládali existenci života na této planetě. K marsu dnes lidé vysílají mnoho kosmických sond a robotů aby jej prozkoumali.

Oběžná dráha
Mars obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti 228 milionů kilometrů. Je to po Venuši planeta, která je nejblíže Zemi. Při přiblíženích, tzv. opozicích, kdy je Mars na své dráze nejblíže Zemi jsou nejlepší podmínky pro pozorování. Mars oběhne Slunce za 687 dnů a otočí se kolem své osy za 24,5 hodiny. Roční období jsou v důsledku sklonění osy 25,2° podobná jako na Zemi, ovšem dvakrát tak dlouhá.

Povrch Marsu
Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.

Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles: Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.

Voda na Marsu
Severní a jižní pól Marsu je pokryt ledem z oxidu uhličitého, který tuhne při teplotách kolem –100°C. Tento druh ledu je nazýván suchý led. Povrch Marsu ukazuje na to, že dříve zde bylo dostatek vody a možná i příhodné podmínky pro život. Snímky z vesmírných sond Viking ukazují na četná koryta řek a vodních ploch. Dnes se ale zdá, že Mars vodu téměř neobsahuje i když vědci se velmi zabývají touto otázkou, protože voda je důležitá pro budoucí zakládání kolonií.

Prachové bouře
Povrch Marsu je jedna veliká kamenná poušť, která je tvořena různě velikými kameny, sutí a drobným pískem a velmi jemným prachem. Přestože Mars má velmi řídkou atmosféru, větry se zde rozpoutávají velice snadno. Vítr pak unáší drobný materiál a vytváří prachové bouře. Největší četnost prachových bouří můžeme pozorovat při přiblížení Marsu ke Slunci, tzv. perihelium.

Atlas Marsu

Pojmenování povrchových útvarů Marsu je složitější než v případě Merkuru a Venuše, jelikož názvosloví vznikalo více než sto let již od prvních pozorování prováděných italským astronomem Giovannim Schiaparellim roku 1877. Ten během pozorování začal pro útvary používat jména známé z Evropy, Asie a Afriky, které spojoval s mytologickými názvy. V práci, kterou Schiaparelli započal, pokračoval i Eugene Antoniadi, v obou případech byly pojmenovány ale výrazné albedové útvary, které ne nutně odpovídaly objektům na povrchu. Po roce 1973 došlo k podrobnému zmapování povrchu Marsu pomocí sondy Mariner 9, což přineslo velkou revizi názvů a jejich úpravu, na které je postaveno současné názvosloví.

Dokument Mars, Rudá planeta


Důležité objevy

1605	Johannes Kepler dokazuje, že dráhou Marsu je elipsa.Se Sluncem v jednom svém ohnisku.
1666	Kassini naměří dobu otáčení zhruba 24 h 40 minut.
1777-1783	Villiam Herschel naznačuje, že polární čepičky jsou silné vrstvy ledu a sněhu.
1837	První podrobné mapy
1877	Objev Phobose a Deimose.
1974	Giovanni Schiaparelli popisuje síť asi 40 jemných čar jdoucích přes marťanské pouště a označuje je jako canali
1894	Percival Lowell staví hvězdárnu ve Flagstaffu v Arizoně v USA, hlavně kvůli pozorování Marsu.V průběhu příštích 10-ti let vytvoří sérii map s rozsáhlou sítí kanálů.Lowell tvrdí, že Mars je obydlen a kanály jsou umělé.
1965	Mariner 4 posílá od Marsu 21 snímků ukazujících krátery, ale žádné stopy kanálů.
1971 - 1972	Mariner 9 posílá 7329 fotografií Marsu.
1976	Viking 1 přistává 20.7. následovaný 3.9. Vikingem 2. První fotografie povrchu. Testování půdy v místě přistání.
1997	Úspěšné přistání sondy Pathfinder s vozítkem Sojuner.
2004	Úspěšné přistání sond s výzkumnými vozítky Opportunity a Spirit.
2007	Úspěšné přistání Sondy Phoenix s výzkumným vozítkem.
2012	Úspěšné přistání Sondy Curiosity s výzkumným vozítkem. Cíl mise: zjistit, zda na Marsu jsou nebo někdy byly podmínky pro vznik života, analyzovat atmosféru Marsu, zkoumat geologii Marsu, připravit průzkum planety lidmi.

Struktura
Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován kůrou (složenou z hliníku Al a křemíku Si) silnou 20 až 100 km, pláštěm (olivín a FeO) a jádrem (FeS nebo směs niklu Ni, železa Fe a FeS), které zaujímá přibližně 16 % hmotnosti planety a 4 % objemu. Z toho lze přibližně určit hustotu jádra, 7 000 až 8 000 kg/m3. Užitím čtyř parametrů můžeme rozhodnout o velikosti a hmotnosti marťanského jádra. Nicméně, pouze tři z nich jsou známé, celková hmotnost, velikost Marsu a moment setrvačnosti. Hmotnost a velikost byla přesně stanovena z dřívějších misí. Moment setrvačnosti byl stanoven pomocí kosmické sondy Viking a dat z Pathfinder, Dopplerovským měřením precese Marsu. Čtvrtý parametr, potřebný pro dokončení modelu nitra planety, bude získán z budoucích kosmických misí. Se třemi známými parametry je model podstatně omezený. Jestliže je jádro pevné (složené ze železa) podobně jako zemské, potom by byl minimální poloměr jádra okolo 1 300 km. Jestliže je jádro vytvořeno z méně hustého materiálu jako například směs síry a železa, potom by byl maximální poloměr pravděpodobně menší než 2 000 km.

Atmosféra
Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od atmosféry naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů. Vzduch na Marsu obsahuje pouze jednu tisícinu vody v porovnání se Zemí, přesto toto množství je schopné zkondenzovat a vytvořit oblačnost, která se vznáší vysoko v atmosféře nebo se víří okolo svahů ohromných sopek. V údolích se mohou v časných ranních hodinách utvářet místa s mlhou. V místech, kde se vyskytoval přistávací modul sondy Viking, se každou zimu objevila tenká vrstva zmrzlé vody.Je zřejmé, že v minulosti mohla hustá atmosféra planety umožňovat proudění vody na povrchu tak, jak můžeme pozorovat na Zemi. To, že kdysi byly na planetě velké řeky, to naznačují věrohodně vypadající soutěsky, pobřeží, koryta řek a různé ostrovy. Jak tedy Mars ztratil svoji atmosféru. Možných vysvětlení je několik; ztráta magnetického pole, zmírnění sopečné činnosti, únik částic z atmosféry nebo srážka planety s kosmickým tělesem.

Údaje o Marsu

průměr	6 786 km
prům.vzdálenost od Slunce	227 940 000 km
rychlost oběhu kolem Slunce	24,13 km/s
oběh Slunce (1 rok)	686,98 dne
otáčka kolem vlastní osy	24 h 37 min
od východu k východu (1 den)	24 h 38 min
hmotnost	6,6*1023 kg
průměrná hustota	3950 kg.m-3
povrchová přitažlivost	3,73 m.s-2
povrchová teplota	-120 až +25 stupňů C
úniková rychlost z planety	5,03 km.s-1
inklinace (sklon) roviny oběžné dráhy	1,85 °
kulatost	0,00519
výstřednost oběžné dráhy	0,09
magnituda v opozici	-2,0

Měsíce Deimos a Phobos
Okolo planety obíhají dvě přirozené družice – Phobos („strach“) a Deimos („hrůza“). Podle řecké mytologie byli Fobos a Deimos synové boha války Area, kteří ho jako vozatajové doprovázeli do válek. Řecký Arés byl pak proješkem římského Marta.

Oba měsíce objevil Asaph Hall v roce 1877 a pojmenoval je podle synů boha Marta. Zajímavostí je, že existence měsíců byla několikrát předpovězena v literatuře dlouho před jejich objevením. Johannes Kepler byl přesvědčen, že pokud má Země jeden měsíc a Jupiter 4 měsíce (v jeho době byly známy pouze Galileovy měsíce Jupitera), musí mít Mars kvůli harmonii kosmu měsíce dva. O dvou marsovských měsících psal i Jonathan Swift v knize Gulliverovy cesty (1726) či Voltaire v díle Micromégas (1752).

jméno	vzdálenost (km)	oběžná doba	hmotnost (kg)	rozměry (km)
Phobos	9 376	7,65 hodin	1.07e16	22,2 (27 × 21,6 × 18,8)
Deimos	23 458	30,30 hodin	1.48e15	12,6 (10 × 12 × 16)

Obě dvě tělesa mají vázanou rotaci, což znamená, že ukazují Marsu stále stejnou stranu. Velmi nápadně se chemickým složením a tvarově podobají tělesům, které tvoří pás planetek mezi Marsem a Jupiterem, což vedlo k teorii, že se jedná o asteroidy, které Mars svojí gravitací zachytil.[52] Další teorií je impaktní (podobná dnes převládající teorii původu Měsíce), počítající se srážkou velkého tělesa s Marsem, která způsobila vyvržení materiálu ze Země a z tohoto tělesa na oběžnou dráhu Marsu, když tento materiál se postupně zformoval do měsíce Phobos.[53] Pro definitivní zodpovězení této otázky bude nutné odebrat vzorky z povrchu těchto měsíců. Phobos obíhá planetu rychleji než se ona sama otáčí, což způsobuje zpomalování jeho oběhu a snižování vzdálenosti. Odhaduje se, že za 50 000 000 let Phobos do planety narazí.[54] Při pohledu z povrchu Marsu by Phobos měl úhlový průměr 12', zatímco Deimos asi 2'.

---

---