Mars
Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca. Występują tu także inne rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24 h 37 min 22s. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny.
Zdjęcie Marsa zrobione przez sondę Viking 1.
Do czasu pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku spekulowano na temat obecności ciekłej wody na powierzchni planety. Podstawą spekulacji były obserwowane okresowe zmiany jasności obszarów powierzchni, w szczególności w pobliżu biegunów, które w obserwacjach teleskopowych wydawały się morzami i kontynentami. Długie ciemne linie na powierzchni, nazwane kanałami marsjańskimi, były interpretowane przez niektórych jako kanały nawadniające wybudowane przez istoty rozumne.. Ich obserwacje wytłumaczono później jako złudzenie optyczne, ale ze wszystkich planet w Układzie Słonecznym poza Ziemią, występowanie na Marsie wody, a tym samym warunków do życia, jest najbardziej prawdopodobne. Badania geologiczne zebrane przez bezzałogowe misje sugerują, że Mars miał kiedyś duże zasoby wody na powierzchni, a małe wypływy wód podobne do gejzerów mogły mieć miejsce w ciągu ostatniej dekady
Struktura wewnętrzna
Aktualne modele wnętrza planety zakładają istnienie jądra o promieniu 1480 km, składającego się głównie z żelaza i w około 14-17% z siarki, występującej głównie jako siarczek żelaza, jest ono częściowo płynne i ma dwukrotnie mniejszą gęstość niż materiał jądra Ziemi. Jądro otoczone jest krzemianowym płaszczem, którego aktywność przyczyniła się do powstania wielu obszarów tektonicznych i wulkanicznych na powierzchni, ale teraz wydaje się być nieaktywny. Zewnętrzna warstwa to skorupa planety, jej średnia grubość to około 50 km, a maksymalnie 125 km. Skorupa ziemska ma średnio 40 km, a w stosunku do rozmiaru planety jest trzy razy cieńsza niż skorupa Marsa.
Mars przypomina budową Ziemię:
pod skorupą znajduje się gruby płaszcz,
a w głębi planety jądro, złożone głównie z żelaza.
Powierzchnia
Po utworzeniu się planet, w historii Układu Słonecznego miał miejsce epizod Wielkiego Bombardowania. Około 60% powierzchni Marsa tworzą wyżyny noszące liczne ślady uderzeń z tego okresu. Znaczna część pozostałej powierzchni Marsa powstała prawdopodobnie przez ogromne wypływy lawy po uderzeniach. Największy taki nizinny obszar znajduje się na północnej półkuli Marsa, ma wymiary 10600 na 8500 km i jest największym z potwierdzonych basenów uderzeniowych. Jedna z hipotez powstania tego obszaru sugeruje, że Mars został uderzony przez ciało wielkości Plutona około cztery miliardy lat temu. To wydarzenie stworzyło basen uderzeniowy Borealis, wygładzony następnie przez wylewy lawy, który obejmuje 40% powierzchni planety.
Skalista powierzchnia Marsa.
Wulkaniczne płaskowyże (czerwony) i baseny uderzeniowe (niebieski) dominują na mapie topograficznej Marsa.
Na całej powierzchni Marsa, na stromych zboczach kraterów, kanionów i dolin powszechnie występują wyróżniające się odcieniem smugi; często też pojawiają się nowe. Są one początkowo ciemne, jaśniejąc z biegiem czasu. Czasami takie smugi rozpoczynają się na małym obszarze, a następnie rozprzestrzeniają się na setki metrów. Zaobserwowano również smugi biegnące wzdłuż krawędzi skał oraz innych przeszkód naturalnych, leżących w poprzek ich pierwotnego biegu. Według najpopularniejszej hipotezy smugi te tworzą się, kiedy wewnętrzne warstwy podłoża zostają odsłonięte po zejściu lawin jasnego pyłu lub przejściu burz pyłowych. Istnieje jednak kilkanaście możliwych wyjaśnień tego zjawiska, w tym tezy zakładające udział wody, czy nawet obecność organizmów żywych.
Ciemna smuga na zboczu wulkanu Tharsis Tholus.
Atmosfera i klimat
Mars utracił magnetosferę 4 miliardy lat temu, od tego czasu cząstki wiatru słonecznego docierają bezpośrednio do jonosfery planety, gdzie zderzają się z cząsteczkami cienkiej atmosfery, nadając im dużą prędkość, umożliwiającą ucieczkę z jej pola grawitacyjnego. W porównaniu do Ziemi, atmosfera Marsa jest bardzo cienka. Ciśnienie na powierzchni osiąga zaledwie 30 Pa na szczycie Olympus Mons, zaś na dnie basenu Hellas sięga 1155 Pa; średnie ciśnienie atmosferyczne na Marsie to 600 Pa. Ciśnienie w atmosferze Marsa spada wraz z wysokością wolniej niż na Ziemi. Wynika to ze znacznie mniejszego przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni Marsa (około 38% ziemskiego). Wpływ tego czynnika jest do pewnego stopnia łagodzony przez niższą temperaturę i wyższą o około 50% średnią masę cząsteczkową atmosfery, które to efekty zwiększają gęstość atmosfery mającą wpływ na ciśnienie.
Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla, 3% azotu, 1,6% argonu oraz śladowe ilości tlenu i wody. Jest także silnie zapylona, pył tworzą cząstki o średnicy około 1,5 mikrometra, nadające marsjańskiemu niebu płowy kolor przy obserwacji z powierzchni.
Spośród wszystkich planet w Układzie Słonecznym, pory roku na Marsie są najbardziej podobne do ziemskich, a to ze względu na podobne nachylenie osi obrotu obydwu planet do płaszczyzny orbity. Jednak z powodu większej odległości Marsa od Słońca, pory roku na nim są około dwa razy dłuższe niż na Ziemi. Temperatura powierzchni Marsa waha się, spadając do około −133 °C podczas zimy na biegunach i dochodząc do +27 °C w ciepłe dni na równiku. Niższe temperatury wynikają z tego, że planeta jest 1,52 razy dalej od Słońca niż Ziemia, w wyniku czego na jego powierzchnię dociera 43 procent energii padającej na taką samą powierzchnię na Ziemi. Duże zmiany z kolei wynikają z małej pojemności cieplnej cienkiej atmosfery (ze względu na niskie ciśnienie) i bezwładności cieplnej marsjańskiego gruntu, który nie może na długo gromadzić ciepła słonecznego.
