Povrch Marsu
Povrch Marsu je podobně jako povrch Země značně rozmanitý s vysokými pohořími, kaňony, údolími či pahorkatinami. V dřívějších dobách před vesmírnými lety bylo možno Mars pozorovat pouze dalekohledem, který neumožňoval rozpoznat podrobnější detaily povrchu než načervenalý povrch s tmavými oblastmi a dvěma polárními čepičkami. První fotografie přinesly nový pohled na rudou planetu, který v současnosti prochází další revizí díky podrobnému mapování planety kosmickými sondami a vozítky na povrchu.
Mars, podobně jako Země, má svoji vlastní historii, během které docházelo k jeho postupnému vývoji až do současné podoby. V minulosti se na planetě vystřídalo mnoho událostí, které měly zásadnější význam pro podobu povrchu a existujících struktur. V období noachian docházelo k silnému vulkanismu a masivnímu bombardování asteroidy, které za sebou zanechalo přes dvě stovky kráterů velikosti do 5 km a 25 větších než 16 km. V tomto období se na povrchu nacházela i kapalná voda a snad i oceán, o čemž svědčí důkazy v podobě říčních koryt, či vzniklých sedimentů. V následujícím období hesperian došlo k postupnému chladnutí a začátku výlevného vulkanismu, během kterého vznikají štítové oblasti. V poslední etapě vývoje amazonian se planeta stále více ochlazovala, ztrácela se atmosféra a kapalná voda. Na druhou stranu došlo k novým projevům vulkanismu, když vznikly velké sopky v oblasti Tharsis (včetně největší sopky Sluneční soustavy Olympus Mons). Mars se stával suchou planetou, kde hlavní roli převzala eolitická činnost větru, která přeměňuje tvář planety do dneška.
Věda zkoumající povrch Marsu se jmenuje areografie, jelikož označení geografie popisuje výlučně nauku o zemském povrchu.
Historie
Během první poloviny 17. století využívali astronomové první konstruované dalekohledy pro pozorování, které jim umožňovaly rozeznat na povrchu planety tmavé a světlé plochy, z čehož se usoudilo, že na Marsu jsou polární čepičky.
V roce 1877 se poprvé v mapách povrchu Marsu objevují nové útvary tzv. Marsovské kanály, které ale byly pouhým optickým klamem zapříčiněných špatnými rozlišovacími schopnostmi dalekohledu a představivostí italského astronoma Giovanna Schiaparelliho, který je pozoroval jako první. Zpráva o pozorování se rychle roznesla a následně objev začaly potvrzovat i další pozorovací místa a vytvářet nepřeberné množství podrobných map neexistujících kanálů (spolu s nimi začaly vznikat teorie o jejich umělém vzniku a umírající civilizaci na vysychající planetě). Ve skutečnosti jsou kanály jen optický klam, který vzniká řetězcem tmavých skvrn. Jejich existence byla po 50 letech pozorováním vyvrácená, ale část veřejnosti je stále měla za existující dílo. Až fotografie z kosmických sond jednoznačně tuto teorii vyvrátily.
Mars při pozorování ze Země dalekohledem neumožňuje vidět žádné významné detaily povrchu vyjma polárních čepiček a tak jeho podrobné prozkoumání mohlo proběhnout až po návštěvě lidských sond, které jsou v současnosti hlavním zdrojem dat pro zkoumání Marsu.
Složení povrchu
Přesné geologické složení planety není známo, ale na základě astronomických pozorování a průzkumu několika desítek meteoritů z Marsu[1], které se na Zemi našly, se soudí, že povrch Marsu je tvořen převážně z bazaltů (čedičů). Oproti pozemským bazaltům jsou nejspíše obohaceny o silikátovou složku podobající se až pozemských andezitům. Při pozorování je planeta načervenalá, což je způsobeno tím, že celý povrch planety je pokryt oxidem železitým. Vzhledem k nepřítomnosti magnetického pole a tekuté vody na povrchu, nedochází na Marsu k deskové tektonice jako na Zemi, i když některé teorie pracují s myšlenkou, že tomu bylo před 4 miliardami let jinak a že i Mars měl pohyblivou kůru.
Vzhledem k tomu, že na Marsu nebyly prováděny podrobné geologické průzkumy, jsou současné poznatky o planetě a její vnitřní stavbě velmi slabé a založeny na modelech a aproximaci se Zemí, či na měření fyzikálních polí pomocí sond. Odhaduje se, že planeta má žhavé polotekuté jádro, které má přibližně 1480 km[2] v průměru, jež je složené převážně ze železa a 15 - 17 % síry.
Jádro je obklopeno silikátovým pláštěm, který způsoboval většinu tektonické a vulkanické činnosti na planetě. V současnosti se ale zdá, že je již neaktivní. Nejsvrchnější oblast tvoří kůra, která dosahuje průměrné tloušťky okolo 50 km a maximální 125 km[2].
Přibližný průzkum
Během pozorování povrchu Marsu si vědci brzy uvědomili, že některé oblasti jsou nápadně podobné pozemským oblastem. Oproti povrchu Marsu je ale možno pozorovat pozemská tělesa přímo, provádět na nich podrobný výzkum a následně získané poznatky aplikovat na Marsovské podmínky. Tělesa na Marsu jsou zpravidla útvary mnohem větší a rozsáhlejší (jako například Olympus Mons, oblast Tempe Mareotis atd.), ale jejich geneze je často velmi podobná.
Jedním z takovýchto příkladů je oblast Tempe Terra, na které se nachází desítky „malých“ štítových sopek podobně nápadných oblasti Snake River Plain v Idaho.[3] Průzkumem chemického složení a vzniku se daří nalézt mnoho podobností s útvary na povrchu Marsu a tak poskytovat důležité vodítko, jak mohlo dojít ke vzniku i na jiné planetě. Srovnáním topografie obou oblastí se daří upřesňovat poznatky o geologických událostech, které se v oblasti Tempe Terra odehrály.
Topografie
Mars má podobně jako Země nebo Měsíc velmi různorodou topografii povrchu, která je závislá ne jeho geologické minulosti. Severní polokoule Marsu mohla být v minulosti z větší části oceánským dnem, což se projevuje v jejím uhlazeném rovinatém povrchu, která je pokryta rovinami vystupujícími okolo 1-2 km nad okolní krajinu[4], ale ve skutečnosti nacházející se 2 až 3 km pod referenční plochou.[5] Množství kráterů na těchto lávových proudech je zde menší než v jižní části, což ukazuje na její mladší stáří. Současné útvary na povrchu napovídají o složitých procesech při jejím vzniku.
Na jižní polokouli se oproti tomu nachází krajina, které se více podobá Měsíci. Vyskytuje se zde velmi stará vysočina s nespočtem kráterů, které jsou však plošší než ty na Měsíci, jelikož jsou vystavovány silnému působení eroze. Eroze postupně zahlazuje okraje kráterů a zanáší jejich dno sedimenty, což vede i ke zmenšování jejich hloubky. Nad okolní krajinu vystupuje do výšky 1 až 4 kilometrů[4] a nad referenční geoid nejčastěji v rozmezí 3 až 4 km. O jejím stáří vypovídá vysoká hustota kráterů, která se podobá oblastem moří (Mare) na povrchu Měsíce.
Předpokládá se, že rozdělení na jižní a severní část bylo způsobeno dopadem mohutného cizího tělesa na konci akrece planety. Oproti Zemi ale nejsou na Marsu přímé důkazy, že by na povrchu probíhala desková tektonika. Sopečné oblasti se nepohybovaly a zůstaly na místě, což mělo za následek vytvoření rozlehlé vyklenuté oblasti Tharsis včetně obrovských sopek s Olympus Mont v čele.
Vyjma množství kráterů se na povrchu vyskytují i písečné duny, které některé krátery vyplňují a jinde tvoří rozsáhlé dunové oblasti. V roce 2007 přinesla americká sonda Mars Odyssey důkazy, které nasvědčují, že se podařilo objevit vstupy do několika jeskyní o vchodové bráně 100 až 250 metrů.[6] Oblasti byly měřeny pomocí infračervených paprsků, které určily teplotu. Z měření vyšlo, že se v noci oblasti okolo vchodů oteplují a ve dne ochlazují.[6] Podobné chování je známo i z pozemských jeskyní. Objevení těchto podzemních oblastí dává šanci, že jednoduchý mikrobiální život mohl na Marsu přežít (pokud někdy vznikl).[6]
Nulová nadmořská výška
Na Marsu se nenachází oceán tekuté vody, podle kterého by se mohla určit hladina nadmořské výšky podobně jako je tomu na Zemi a tak vědci museli tuto hodnotu uměle definovat, aby mohli jednoznačně měřit převýšení útvarů na povrchu. Pro jednoznačné určení se musel použít jiný systém, který se opírá o tlak vzduchu a pomocí kterého se dá vytvořit celkově hladký povrch tzv. průměrný gravitační povrch. Nulová hladina byla určena jako výška, kde se tlak vzduchu rovná 610,5 Pa.
Díky této definici je časté, že na povrchu Marsu dosahují objekty i záporných hodnot.
Nultý poledník
Rovník Marsu je jasně definován rotací planety, ale nultý poledník musel být podobně jako na Zemi určen uměle. O první definici se pokusili němečtí astronomové Wilhelm Beer a Johann Heinrich Mädler již v 19. století, kdy byl tento bod zvolen jako kruhový útvar na povrchu. Takto určený útvar měl velkou nepřesnost a tedy až v roce 1972 díky snímkům sondy Mariner 9 bylo přesně určeno, že nultý poledník prochází malým kráterem Airy-0 na planině Sinus Meridiani.
Hlavní jednotky
Kliknutím na požadovanou oblast budete přesměrováni na odpovídající článek. Barva udává výšku nad nebo pod referenčním elipsoidem. Po stranách lze odečítat zeměpisnou šířku a délku. |
Pojmenování povrchových útvarů Marsu je složitější než v případě Merkuru a Venuše, jelikož názvosloví vznikalo již od prvních pozorování prováděných italským astronomem Giovannim Schieparellim roku 1877. Během pozorování začal pro útvary používat názvy známé z Evropy, Asie a Afriky, které spojoval s mytologickými názvy. V práci, kterou Shieparelli započal, pokračoval i Eugene Antoniadi. 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.[7]
V současnosti jsou k dispozici globální geologické mapy vzniklé na základě fotografií o rozlišení 200 až 100 metrů, dle kterých bylo možno vymapovat základní geologické jednotky v podobě pohoří, planin, údolí a kráterů. Tyto jednotky dostaly svá pojmenování a používají se pro popisování těchto lokalit. Přesné nadmořské výšky jsou známé díky nespočtů laserových altimetrických měření, které prováděla převážně sonda Mars Global Surveyor.
Základní planiny jsou Acidalia Planitia, Amazonis Planitia, Arcadia Planitia, Argyre Planitia, Chryse Planitia, Daedalia Planum, Elysium Planitia, Hellas Planitia, Isidis Planitia, Meridiani Planum, Planum Australe, Planum Boreum, Utopia Planitia a Vastitas Borealis.
Nejznámější objekty
Největší a nejznámější pánví na Marsu je Hellas Planitia s průměrem 1600 km a hloubkou 6 km, který vznikl před 4 miliardami let, což jí řadí mezi nejstarší útvary na povrchu planety. Planina vznikla nejspíše během dopadu obrovské planetky o rozměru okolo 2 000 km.[8] Dopad vyvrhl tolik materiálů, že v okolí vytvořil 2 km val sahající až 2 000 km daleko od pánve. Vnitřek pánve je zčásti zanesen sedimenty, což svědčí o tom, že pánev byla původně o několik kilometrů nejspíše hlubší.
Tharsis je vyklenutá planina s průměrem okolo 3 500 km[9], který se nachází poblíž Marsovského rovníku. Vznikla jako projev vulkanismu, kdy se celá oblast vyklenula. V oblasti se nacházejí největší sopky na Marsu respektive i ve sluneční soustavě (Olympus Mons, Arsia Mons, Pavonis Mons a Ascraeus Mons).
Valles Marineris je největší údolní soustava, u které jsou okraje od sebe vzdáleny okolo 200 km ale místy až 500 km. Svahy spadávají místy až do hloubky 7 km. Předpokládá se, že vznik je spojen s vodní činností.
Odkazy
Reference
- ↑ Mars Meteorites [online]. [cit. 2007-08-25]. Dostupné online.
- ↑ a b APS X-rays reveal secrets of Mars' core [online]. [cit. 2007-08-25]. Dostupné online.
- ↑ The Tempe volcanic province of Mars and comparisons with the Snake River Plains of Idaho [online]. [cit. 2007-08-25]. Dostupné online.
- ↑ a b KLEZCEK, Josip. Velká encyklopedie vesmíru. 1. vyd. Praha: Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 263.
- ↑ Povrch Marsu [online]. [cit. 2007-08-31]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2007-07-29.
- ↑ a b c NASA Orbiter Finds Possible Cave Skylights on Mars [online]. [cit. 2007-09-22]. Dostupné online.
- ↑ GRYGAR, DUŠEK, POKORNÝ. Fotografický atlas Náš vesmír. 2. vyd. Praha: Aventinum Nakladatelství, 2000. ISBN 80-7151-179-X. S. 106.
- ↑ ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava: Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. S. 199.
- ↑ ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava: Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. S. 202.
Literatura
- Carr, M. H. (Michael H.), The surface of Mars, Cambridge ; New York : Cambridge University Press, 2006., ISBN 0-521-87201-4
Externí odkazy
- Obrázky, zvuky či videa k tématu povrch Marsu na Wikimedia Commons
Média použitá na této stránce
PIA02031: Maps of Mars Global Topography - Maps of Mars' global topography. The projections are Mercator to 70° latitude and stereographic at the poles with the south pole at left and north pole at right. Note the elevation difference between the northern and southern hemispheres. The Tharsis volcano-tectonic province is centered near the equator in the longitude range 220° E to 300° E and contains the vast east-west trending Valles Marineris canyon system and several major volcanic shields including Olympus Mons (18° N, 225° E), Alba Patera (42° N, 252° E), Ascraeus Mons (12° N, 248° E), Pavonis Mons (0°, 247° E), and Arsia Mons (9° S, 239° E). Regions and structures discussed in the text include Solis Planum (25° S, 270° E), Lunae Planum (10° N, 290° E), and Claritas Fossae (30° S, 255° E). Major impact basins include Hellas (45° S, 70° E), Argyre (50° S, 320° E), Isidis (12° N, 88° E), and Utopia (45° N, 110° E). This analysis uses an areocentric coordinate convention with east longitude positive.
Color coding on this map of the planet Mars indicates relative elevations based on data from the Mars Orbiter Laser Altimeter on NASA's Mars Global Surveyor. Red is higher elevation (up to +8 km and higher); yellow is 0 km; blue is lower elevation (down to -8 km). In longitude, the map extends from 70 degrees (north) to minus 70 degrees (south). The east-west axis is labeled at the bottom in degrees of east longitude, with the zero meridian at the center.
Data was produced by the Mars Global Surveyor's MOLA instrument
- Producer ID: P50409 MRPS95009
Seven very dark holes on the north slope of a Martian volcano have been proposed as possible cave skylights, based on day-night temperature patterns suggesting they are openings to subsurface spaces. These six excerpts of images taken in visible-wavelength light by the Thermal Emission Imaging System camera on NASA's Mars Odyssey orbiter show the seven openings. Solar illumination comes from the left in each frame. The volcano is Arsia Mons, at 9 degrees south latitude, 239 degrees east longitude.
The features have been given informal names to aid comparative discussion. They range in diameter from about 100 meters (328 feet) to about 225 meters (738 feet). The candidate cave skylights are (A) "Dena," (B) "Chloe," (C) "Wendy," (D) "Annie," (E) "Abby" (left) and "Nikki," and (F) "Jeanne." Arrows signify north and the direction of illumination.NASA's Hubble Space Telescope took the picture of Mars on June 26, 2001, when Mars was approximately 68 million kilometers (43 million miles) from Earth — the closest Mars has ever been to Earth since 1988. Hubble can see details as small as 16 kilometers (10 miles) across. The colors have been carefully balanced to give a realistic view of Mars' hues as they might appear through a telescope. Especially striking is the large amount of seasonal dust storm activity seen in this image. One large storm system is churning high above the northern polar cap (top of image), and a smaller dust storm cloud can be seen nearby. Another large dust storm is spilling out of the giant Hellas impact basin in the Southern Hemisphere (lower right).
A colored scale of an altitude for Mars pictures: MarsTopoMap-PIA02031 modest.jpg, Mars map.JPG.
These maps are global false-color topographic views of Mars at different orientations from the Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). The maps are orthographic projections that contain over 200,000,000 points and about 5,000,000 altimetric crossovers. The spatial resolution is about 15 kilometers at the equator and less at higher latitudes. The vertical accuracy is less than 5 meters. The right hand image view features the Hellas impact basin (in purple, with red annulus of high standing material). The left hand features the Tharsis topographic rise (in red and white). Note also the subtle textures associated with resurfacing of the northern hemisphere lowlands in the vicinity of the Utopia impact basin. This data was compiled by the Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) Team, led by David Smith at the Goddard Space Flight Center in Greenbelt, MD.
Historical map of planet mars from Giovanni Schiaparelli
Very high resolution topographic shaded relief map of Mars, based on the Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) data set from the Mars Global Surveyor spacecraft. The map has a resolution 0.125° (300 dots per inch) and is shown as a Mercator projection to latitude 70° north and south. The original NASA image has been modified by increasing the font size of the map grid and elevation key labels. Polar regions are added from enlarged crops of PIA02993; the areas from 60° to 75° latitude are in the transverse Mercator projection, and those from 75° to 90° latitude are in the Lambert azimuthal equal-area projection.
Some of the features in this image have been annotated in Wikimedia Commons.