Vzhledem k tomu, ?e Mars je d?le od Slunce ne? Zem?, m??e na obloze zaujmout pozici naproti Slunci, pak je viditeln? celou noc. Tato poloha planety se naz?v? konfrontace. Na Marsu se to opakuje ka?d? dva roky a dva m?s?ce. Vzhledem k tomu, ?e ob??n? dr?ha Marsu je del?? ne? dr?ha Zem?, b?hem opozice mohou b?t vzd?lenosti mezi Marsem a Zem? r?zn?. Jednou za 15 nebo 17 let doch?z? k Velk? konfrontaci, kdy je vzd?lenost mezi Zem? a Marsem minim?ln? a je 55 milion? km.

Kan?ly na Marsu

Fotografie Marsu po??zen? Hubbleov?m vesm?rn?m dalekohledem jasn? ukazuje charakteristick? rysy planety. Na ?erven?m pozad? mar?ansk?ch pou?t? jsou jasn? vid?t modrozelen? mo?e a jasn? b?l? pol?rn? ?epice. Slavn? kan?ly na obr?zku nen? vid?t. P?i tomto zv?t?en? opravdu nejsou vid?t. Pot?, co byly z?sk?ny sn?mky Marsu ve velk?m m???tku, byla z?hada mar?ansk?ch kan?l? kone?n? vy?e?ena: kan?ly jsou optick? iluze.

Velmi zaj?mav? byla ot?zka mo?nosti existence ?ivot na Marsu. Studie proveden? v roce 1976 na americk?m AMS "Viking" p?inesly zjevn? kone?n? negativn? v?sledek. Na Marsu nebyly nalezeny ??dn? stopy ?ivota.

O tom se v?ak st?le ?iv? diskutuje. Ob? strany, jak zast?nci, tak odp?rci ?ivota na Marsu, p?edkl?daj? argumenty, kter? jejich odp?rci nemohou vyvr?tit. K vy?e?en? tohoto probl?mu prost? nen? dostatek experiment?ln?ch dat. Zb?v? jen ?ekat, kdy prob?haj?c? a pl?novan? lety na Mars poskytnou materi?l potvrzuj?c? ?i vyvracej?c? existenci ?ivota na Marsu v na?? dob? nebo v d?vn? minulosti. materi?l z webu

Mars m? dv? mal? satelit- Phobos (obr. 51) a Deimos (obr. 52). Jejich rozm?ry jsou 18x22, respektive 10x16 km. Phobos se nach?z? od povrchu planety ve vzd?lenosti pouh?ch 6000 km a ob?hne kolem n? asi 7 hodin, co? je 3x m?n? ne? mar?ansk? den. Deimos se nach?z? ve vzd?lenosti 20 000 km.

Se satelity je spojena ?ada z?had. Jejich p?vod je tedy nejasn?. V?t?ina v?dc? se domn?v?, ?e se jedn? o relativn? ned?vno zachycen? asteroidy. Je t??k? si p?edstavit, jak Phobos p?e?il po dopadu meteoritu, kter? na n?m zanechal kr?ter o pr?m?ru 8 km. Nen? jasn?, pro? je Phobos nej?ern?j??m t?lesem, kter? zn?me. Jeho odrazivost je 3x men?? ne? u saz?. Bohu?el n?kolik let? kosmick?ch lod? na Phobos skon?ilo ne?sp?chem. Kone?n? ?e?en? mnoha probl?m? Phobosu i Marsu se odkl?d? a? na expedici na Mars, pl?novanou na 30. l?ta 21. stolet?.

O letech na Mars a jeho mo?n? kolonizaci dnes hovo?? nejen spisovatel? sci-fi ve sv?ch p??b?z?ch, ale i skute?n? v?dci, byznysmeni a politici. Sondy a rovery d?valy odpov?di na rysy geologie. U pilotovan?ch mis? by se v?ak m?lo zjistit, zda m? Mars atmosf?ru a jakou m? strukturu.

Obecn? informace

Mars m? svou vlastn? atmosf?ru, ale tvo?? pouze 1 % atmosf?ry Zem?. Stejn? jako Venu?e je to p?ev??n? oxid uhli?it?, ale op?t mnohem ?id??. Pom?rn? hust? vrstva je 100 km (pro srovn?n?, Zem? m? podle r?zn?ch odhad? 500-1000 km). Z tohoto d?vodu neexistuje ??dn? ochrana p?ed slune?n?m z??en?m a teplotn? re?im nen? prakticky regulov?n. Na Marsu nen? vzduch v obvykl?m smyslu.

V?dci stanovili p?esn? slo?en?:

• Oxid uhli?it? - 96%.
• Argon - 2,1 %.
• Dus?k – 1,9 %.

Metan byl objeven v roce 2003. Tento objev podn?til z?jem o Rudou planetu a mnoho zem? zah?jilo pr?zkumn? programy, kter? vedly k ?e?em o ?t?ku a kolonizaci.

Kv?li n?zk? hustot? nen? teplotn? re?im regulov?n, proto jsou rozd?ly v pr?m?ru 100 0 С. Ve dne jsou vytvo?eny docela pohodln? podm?nky +30 0 С a v noci povrchov? teplota kles? na -80 0 С. Tlak je 0,6 kPa (1/110 z indik?toru uzemn?n?). Na na?? planet? jsou podobn? podm?nky ve v??ce 35 km. To je hlavn? nebezpe?? pro ?lov?ka bez ochrany – nezabije ho teplota ani plyny, ale tlak.

Na povrchu je v?dy prach. D?ky n?zk? gravitaci se mraky zvedaj? a? 50 km. Siln? poklesy teploty vedou k v?skytu v?tru s n?razy a? 100 m / s, tak?e prachov? bou?e na Marsu jsou b??n?. Vzhledem k mal? koncentraci ??stic v vzdu?n?ch hmot?ch nep?edstavuj? v??nou hrozbu.

Jak? jsou vrstvy atmosf?ry Marsu?

Gravita?n? s?la je men?? ne? zemsk?, tak?e atmosf?ra Marsu nen? tak jasn? rozd?lena na vrstvy z hlediska hustoty a tlaku. Homogenn? slo?en? je zachov?no a? ke zna?ce 11 km, pot? se atmosf?ra za?ne rozd?lovat do vrstev. Nad 100 km se hustota sni?uje na minim?ln? hodnoty.

• Troposf?ra - do 20 km.
• Stratomesosf?ra - a? 100 km.
• Termosf?ra - a? 200 km.
• Ionosf?ra - a? 500 km.

V horn?ch vrstv?ch atmosf?ry jsou lehk? plyny – vod?k, uhl?k. V t?chto vrstv?ch se hromad? kysl?k. Jednotliv? ??stice atom?rn?ho vod?ku se ???? na vzd?lenost a? 20 000 km a vytv??ej? vod?kovou kor?nu. Neexistuje jasn? odd?len? mezi extr?mn?mi oblastmi a vesm?rem.

horn? atmosf?ra

Na zna?ce v?ce ne? 20-30 km se nach?z? termosf?ra - horn? oblasti. Slo?en? z?st?v? stabiln? a? do nadmo?sk? v??ky 200 km. Je zde vysok? obsah atom?rn?ho kysl?ku. Teplota je docela n?zk? - do 200-300 K (od -70 do -200 0 C). N?sleduje ionosf?ra, ve kter? ionty reaguj? s neutr?ln?mi prvky.

ni??? atmosf?ra

V z?vislosti na ro?n?m obdob? se hranice t?to vrstvy m?n? a tato z?na se naz?v? tropopauza. D?le se rozprost?r? stratomesosf?ra, jej?? pr?m?rn? teplota je -133 0 C. Na Zemi je zde obsa?en oz?n, kter? chr?n? p?ed kosmick?m z??en?m. Na Marsu se hromad? ve v??ce 50-60 km a pot? prakticky chyb?.

Slo?en? atmosf?ry

Zemskou atmosf?ru tvo?? dus?k (78 %) a kysl?k (20 %), v mal?m mno?stv? jsou p??tomny argon, oxid uhli?it?, metan aj. Takov? podm?nky jsou pova?ov?ny za optim?ln? pro vznik ?ivota. Slo?en? vzduchu na Marsu je velmi odli?n?. Hlavn?m prvkem atmosf?ry Marsu je oxid uhli?it? – asi 95 %. Dus?k tvo?? 3 % a argon 1,6 %. Celkov? mno?stv? kysl?ku nen? v?t?? ne? 0,14 %.

Tato kompozice vznikla kv?li slab? p?ita?livosti Rud? planety. Nejstabiln?j?? byl t??k? oxid uhli?it?, kter? se v d?sledku vulkanick? ?innosti neust?le dopl?uje. Lehk? plyny se v prostoru rozpt?l? v d?sledku n?zk? gravitace a absence magnetick?ho pole. Dus?k je dr?en gravitac? jako dvouatomov? molekula, ale vlivem z??en? se ?t?p? a ve form? jednotliv?ch atom? let? do vesm?ru.

U kysl?ku je to obdobn?, ale ve svrchn?ch vrstv?ch reaguje s uhl?kem a vod?kem. V?dci v?ak pln? nerozum? rys?m reakc?. Podle propo?t? by mno?stv? oxidu uhelnat?ho CO m?lo b?t v?t??, ale nakonec oxiduje na oxid uhli?it? CO2 a kles? k povrchu. Samostatn? se molekul?rn? kysl?k O2 objevuje a? po chemick?m rozkladu oxidu uhli?it?ho a vody v horn?ch vrstv?ch pod vlivem foton?. T?k? se nekondenzovateln?ch l?tek na Marsu.

V?dci se domn?vaj?, ?e p?ed miliony let bylo mno?stv? kysl?ku srovnateln? se zemsk?m - 15-20%. Pro? se podm?nky zm?nily, se zat?m p?esn? nev?. Jednotliv? atomy v?ak net?kaj? tak aktivn? a d?ky v?t?? hmotnosti se dokonce hromad?. Do ur?it? m?ry je pozorov?n opa?n? proces.

Dal?? d?le?it? prvky:

• Ozon prakticky chyb?, je zde jedna oblast akumulace 30-60 km od povrchu.
• Obsah vody je 100-200kr?t men?? ne? v nejsu??? oblasti Zem?.
• Metan - jsou pozorov?ny emise nezn?m? povahy a zat?m nejdiskutovan?j?? l?tka pro Mars.

Metan na Zemi pat?? mezi biogenn? l?tky, proto m??e b?t potenci?ln? spojen s organickou hmotou. Povaha vzhledu a rychl?ho zni?en? nebyla dosud vysv?tlena, tak?e v?dci hledaj? odpov?di na tyto ot?zky.

Co se stalo s atmosf?rou Marsu v minulosti?

B?hem milion? let existence planety se atmosf?ra m?n? ve slo?en? a struktu?e. V d?sledku v?zkumu se objevily d?kazy, ?e v minulosti na povrchu existovaly tekut? oce?ny. Nyn? v?ak voda z?st?v? v mal?m mno?stv? ve form? p?ry nebo ledu.

D?vody mizen? tekutiny:

• N?zk? atmosf?rick? tlak nen? schopen udr?et vodu dlouhodob? v kapaln?m stavu, jak se to d?je na Zemi.
• Gravitace nen? dostate?n? siln?, aby udr?ela mraky p?ry.
• Vzhledem k absenci magnetick?ho pole je hmota un??ena ??sticemi slune?n?ho v?tru do vesm?ru.
• P?i v?razn?ch teplotn?ch v?kyvech lze vodu skladovat pouze v pevn?m skupenstv?.

Jin?mi slovy, mar?ansk? atmosf?ra nen? dostate?n? hust?, aby udr?ela vodu jako kapalinu, a mal? gravita?n? s?la nen? schopna pojmout vod?k a kysl?k.
Podle odborn?k? mohly p??zniv? podm?nky pro ?ivot na Rud? planet? vzniknout zhruba p?ed 4 miliardami let. Mo?n? v t? dob? existoval ?ivot.

N?sleduj?c? p???iny zni?en? se naz?vaj?:

• Nedostatek ochrany p?ed slune?n?m z??en?m a postupn? vy?erp?v?n? atmosf?ry v pr?b?hu milion? let.
• Sr??ka s meteoritem nebo jin?m kosmick?m t?lesem, kter? okam?it? zni?ila atmosf?ru.

Prvn? d?vod je v sou?asnosti pravd?podobn?j??, proto?e dosud nebyly nalezeny ??dn? stopy glob?ln? katastrofy. K podobn?m z?v?r?m do?lo i d?ky studii autonomn? stanice Curiosity. Rover stanovil p?esn? slo?en? vzduchu.

Starov?k? atmosf?ra Marsu obsahovala hodn? kysl?ku

Dnes v?dci t?m?? nepochybuj? o tom, ?e na Rud? planet? b?vala voda. Na ?etn?ch pohledech na obrysy oce?n?. Vizu?ln? pozorov?n? jsou podpo?ena specifick?mi studiemi. Rovery odeb?raly vzorky p?dy v ?dol?ch b?val?ch mo?? a ?ek a chemick? slo?en? potvrdilo prvotn? p?edpoklady.

Za sou?asn?ch podm?nek se jak?koli kapaln? voda na povrchu planety okam?it? odpa??, proto?e tlak je p??li? n?zk?. Pokud v?ak ve starov?ku byly oce?ny a jezera, pak byly podm?nky jin?. Jedn?m z p?edpoklad? je jin? slo?en? s pod?lem kysl?ku ??dov? 15-20% a tak? zv??en? pod?l dus?ku a argonu. V t?to podob? se Mars st?v? t?m?? toto?n?m s na?? domovskou planetou – s kapalnou vodou, kysl?kem a dus?kem.

Jin? v?dci nazna?uj? existenci plnohodnotn?ho magnetick?ho pole, kter? m??e chr?nit p?ed slune?n?m v?trem. Jej? s?la je srovnateln? se zemskou a to je dal?? faktor, kter? hovo?? ve prosp?ch p??tomnosti podm?nek pro vznik a rozvoj ?ivota.

P???iny vy?erp?n? atmosf?ry

Vrchol v?voje p?ipad? na Hesperovu ?ru (p?ed 3,5-2,5 miliardami let). Na pl?ni byl slan? oce?n srovnateln? velikost? se Severn?m ledov?m oce?nem. Povrchov? teplota dos?hla 40-50 °C a tlak byl asi 1 atm. V tomto obdob? je vysok? pravd?podobnost existence ?iv?ch organism?. Obdob? „blahobytu“ v?ak nebylo dostate?n? dlouh? na to, aby vznikl komplexn? a je?t? inteligentn?j?? ?ivot.

Jedn?m z hlavn?ch d?vod? je mal? velikost planety. Mars je men?? ne? Zem?, tak?e gravitace a magnetick? pole jsou slab??. V?sledkem bylo, ?e slune?n? v?tr ??stice aktivn? vy?adil a vrstvu po vrstv? doslova od??zl. Slo?en? atmosf?ry se za?alo m?nit b?hem 1 miliardy let, pot? se klimatick? zm?ny staly katastrof?ln?mi. Pokles tlaku vedl k odpa?ov?n? kapaliny a poklesu teploty.

Mars, ?tvrt? planeta nejvzd?len?j?? od Slunce, je ji? dlouhou dobu p?edm?tem velk? pozornosti sv?tov? v?dy. Tato planeta je velmi podobn? Zemi s jednou, malou, ale osudovou v?jimkou – atmosf?ra Marsu netvo?? v?ce ne? jedno procento objemu zemsk? atmosf?ry. Plynn? obal ka?d? planety je ur?uj?c?m faktorem, kter? utv??? jej? vzhled a podm?nky na povrchu. Je zn?mo, ?e v?echny pevn? sv?ty slune?n? soustavy vznikly za p?ibli?n? stejn?ch podm?nek ve vzd?lenosti 240 milion? kilometr? od Slunce. Pokud byly podm?nky pro vznik Zem? a Marsu t?m?? stejn?, pro? jsou tedy tyto planety nyn? tak odli?n??

V?echno je to o velikosti – Mars, vytvo?en? ze stejn?ho materi?lu jako Zem?, m?l kdysi tekut? a hork? kovov? j?dro, jako na?e planeta. D?kaz – mnoho vyhasl?ch sopek na Ale „rud? planeta“ je mnohem men?? ne? Zem?. Co? znamen?, ?e se rychleji ochlad?. Kdy? kapaln? j?dro kone?n? vychladlo a ztuhlo, proces konvekce skon?il a s n?m zmizel i magnetick? ?t?t planety, magnetosf?ra. V?sledkem bylo, ?e planeta z?stala bezbrann? proti ni?iv? energii Slunce a atmosf?ra Marsu byla t?m?? ?pln? odfouknuta slune?n?m v?trem (ob??m proudem radioaktivn?ch ionizovan?ch ??stic). „Rud? planeta“ se prom?nila v nez??ivnou, nudnou pou??...

Nyn? je atmosf?ra na Marsu tenk?m obalem z ??dk?ho plynu, neschopn?m odolat pronik?n? smrt?c?ho, kter? sp?l? povrch planety. Tepeln? relaxace Marsu je o n?kolik ??d? men?? ne? nap??klad u Venu?e, jej?? atmosf?ra je mnohem hust??. Atmosf?ra Marsu, kter? m? p??li? n?zkou tepelnou kapacitu, tvo?? v?razn?j?? denn? pr?m?rn? ukazatele rychlosti v?tru.

Slo?en? atmosf?ry Marsu se vyzna?uje velmi vysok?m obsahem (95 %). Atmosf?ra d?le obsahuje dus?k (asi 2,7 %), argon (asi 1,6 %) a mal? mno?stv? kysl?ku (ne v?ce ne? 0,13 %). Atmosf?rick? tlak Marsu je 160kr?t vy??? ne? tlak na povrchu planety. Na rozd?l od zemsk? atmosf?ry m? zde plynn? obal v?razn? prom?nliv? charakter, a to d?ky tomu, ?e pol?rn? ?epi?ky planety obsahuj?c? obrovsk? mno?stv? oxidu uhli?it?ho b?hem jednoho ro?n?ho cyklu taj? a zamrzaj?.

Podle ?daj? z?skan?ch z v?zkumn? sondy Mars Express obsahuje atmosf?ra Marsu ur?it? mno?stv? metanu. Zvl??tnost? tohoto plynu je jeho rychl? rozklad. To znamen?, ?e n?kde na planet? mus? b?t zdroj dopl?ov?n? metanu. Zde mohou b?t pouze dv? mo?nosti - bu? geologick? aktivita, jej?? stopy dosud nebyly objeveny, nebo ?ivotn? d?le?it? aktivita mikroorganism?, kter? m??e obr?tit na?i p?edstavu o p??tomnosti center ?ivota ve slune?n? soustav?.

Charakteristick?m efektem mar?ansk? atmosf?ry jsou prachov? bou?e, kter? mohou ??dit m?s?ce. Tato hust? vzduchov? pokr?vka planety se skl?d? p?ev??n? z oxidu uhli?it?ho s men??mi inkluzemi kysl?ku a vodn? p?ry. Takov? p?etrv?vaj?c? efekt je zp?soben extr?mn? n?zkou gravitac? Marsu, kter? umo??uje i super vz?cn? atmosf??e zvednout z povrchu miliardy tun prachu a udr?et jej po dlouhou dobu.

matematick?ho modelov?n? a porovnal v?sledky se slo?en?m starov?k? mar?ansk? atmosf?ry, uzav?en? ve star?m meteoritu. Do?li k z?v?ru, ?e p?ed 4 miliardami let m?la hustou atmosf?ru, jej?? povrchov? tlak p?esahoval 0,5 baru (50 000 Pa).

To nazna?uje, ?e proces mizen? atmosf?ry Marsu byl s nejv?t?? pravd?podobnost? zp?soben slune?n?m v?trem. Pr?v? on je zodpov?dn? za prom?nu Marsu ve sv?t chladn?ch pou?t?, kter? zn?me dnes.

P?i studiu dat z?skan?ch v d?sledku pr?ce pr?zkumn?ch expedic na Rudou planetu v?dci navrhli, ?e Mars m?l kdysi tepl? klima, kter? podporovalo existenci oce?n? na jeho povrchu. To vy?aduje hustou atmosf?ru s pom?rn? v?razn?m sklen?kov?m efektem. Modern? Mars m? v?ak ??dkou atmosf?ru s povrchov?m tlakem pouze 0,006 baru. To zp?sobuje existenci velmi chladn?ho klimatu na planet? v sou?asnosti ve srovn?n? s. Z?stalo velkou z?hadou – kdy a jak Mars ztratil svou hustou atmosf?ru.

Metoda v?zkumu

Star? meteorit v dr?en? v?dc? obsahuje ??stice starov?k? mar?ansk? atmosf?ry. V?zkumn?ci modelovali procesy zm?ny atmosf?ry Marsu v pr?b?hu jeho historie za r?zn?ch podm?nek. Porovn?n?m v?sledk? s izotopov?m slo?en?m plynu poch?zej?c?ho z meteoritu v?dci vypo??tali, jak hust? byla mar?ansk? atmosf?ra v dob?, kdy byl plyn zachycen v meteoritu.

P?ehled v?sledk? v?zkumu

V?zkumn? t?m dosp?l k z?v?ru, ?e Mars m?l hustou atmosf?ru asi p?ed 4 miliardami let. Tlak vzduchu na povrchu planety byl v t? dob? minim?ln? 0,5 baru a mo?n? i vy???. Mars m?l sv? vlastn? magnetick? pole, ale ztratil ho asi p?ed 4 miliardami let. V?sledek studie ukazuje, ?e Mars je zodpov?dn? za p?em?nu Marsu z tepl?ho vlhk?ho sv?ta na studen? pou?tn? sv?t, kter? za?al ni?it atmosf?ru planety.

Perspektivy v?zkumu

Kosmick? lo? MAVEN NASA je na ob??n? dr?ze kolem Marsu a pokra?uje ve zkoum?n? proces?, kter? zni?ily atmosf?ru rud? planety. Japonsk? agentura pro leteck? pr?zkum (JAXA) pl?nuje pokra?ovat v pozorov?n? t?chto proces? pomoc? sondy Martian Moons eXploration (MMX). Tyto mise by mohly vysv?tlit, jak se hust? atmosf?ra starov?k?ho Marsu p?edpov?dan? v tomto ?l?nku v pr?b?hu ?asu ztratila.

Kdy? mluv?me o klimatick?ch zm?n?ch, smutn? krout?me hlavou – ach, jak moc se na?e planeta za posledn? dobu zm?nila, jak je jej? atmosf?ra zne?i?t?n?... Pokud v?ak chceme vid?t re?ln? p??klad toho, jak fat?ln? klimatick? zm?ny mohou b?t, pak nebudeme ji muset hledat na Zemi i mimo ni. Mars se pro tuto roli velmi hod?.

To, co zde bylo p?ed miliony let, se ned? srovn?vat s dne?n?m obrazem. Dnes je Mars na povrchu krut? chlad, n?zk? tlak, velmi ??dk? a ??dk? atmosf?ra. P?ed n?mi le?? jen bled? st?n b?val?ho sv?ta, jeho? povrchov? teplota nebyla o mnoho ni??? ne? sou?asn? teplota na zemi, a pl?n?mi a sout?skami se ??tily pln? ?eky. Mo?n? zde dokonce existoval organick? ?ivot, kdo v?? To v?e je minulost?.

Z ?eho se skl?d? atmosf?ra Marsu?

Nyn? dokonce odm?t? mo?nost, ?e by zde ?ily ?iv? bytosti. Po?as? na Marsu je utv??eno mnoha faktory, v?etn? cyklick?ho r?stu a t?n? ledov?ch ?epic, atmosf?rick? vodn? p?ry a sez?nn?ch prachov?ch bou??. N?kdy ob?? prachov? bou?e pokr?vaj? celou planetu najednou a mohou trvat m?s?ce a zbarv? oblohu do tmav? ?erven?.

Atmosf?ra Marsu je asi 100kr?t ten?? ne? atmosf?ra Zem? a obsahuje 95 procent oxidu uhli?it?ho. P?esn? slo?en? atmosf?ry Marsu je:

• Oxid uhli?it?: 95,32 %
• dus?k: 2,7 %
• Argon: 1,6 %
• Kysl?k: 0,13 %
• Oxid uhelnat?: 0,08 %

Krom? toho jsou v mal?m mno?stv?: voda, oxidy dus?ku, neon, t??k? vod?k, krypton a xenon.

Jak vznikla atmosf?ra Marsu? Stejn? jako na Zemi – v d?sledku odplyn?n? – uvol?ov?n? plyn? z ?trob planety. Gravita?n? s?la na Marsu je v?ak mnohem men?? ne? na Zemi, tak?e v?t?ina plyn? unik? do sv?tov?ho prostoru a jen mal? ??st z nich je schopna z?stat kolem planety.

Co se stalo s atmosf?rou Marsu v minulosti?

Na ?svitu existence slune?n? soustavy, tedy p?ed 4,5-3,5 miliardami let, m?l Mars dostate?n? hustou atmosf?ru, d?ky kter? mohla b?t na jeho povrchu voda v kapaln? form?. Orbit?ln? fotografie ukazuj? obrysy rozlehl?ch ???n?ch ?dol?, obrysy starov?k?ho oce?nu na povrchu rud? planety a voz?tka opakovan? na?la vzorky chemick?ch slou?enin, kter? n?m dokazuj?, ?e o?i nel?ou – v?echny tyto detaily reli?fu zn?m? lidsk?mu oku na Marsu vznikly za stejn?ch podm?nek jako na Zemi.

O tom, ?e na Marsu byla voda, nebylo pochyb, tady nejsou ??dn? ot?zky. Jedinou ot?zkou je, pro? nakonec zmizela?

Hlavn? teorie v t?to v?ci vypad? asi takto: kdysi d?vno m?l Mars ??inn? odr??ej?c? slune?n? z??en?, ale postupem ?asu za?alo sl?bnout a asi p?ed 3,5 miliardami let prakticky zmizelo (odd?len? lok?ln? centra magnetick?ho pole, nav?c , podle s?ly zcela srovnateln? se zem?, je na Marsu i nyn?). Vzhledem k tomu, ?e velikost Marsu je t?m?? polovi?n? ne? Zem?, jeho gravitace je mnohem slab?? ne? gravitace na?? planety. Vedla k tomu kombinace t?chto dvou faktor? (ztr?ta magnetick?ho pole a slab? gravitace). ?e slune?n? v?tr za?al „vyr??et“ molekuly sv?tla z atmosf?ry planety a postupn? ji zten?ovat. Mars se tedy v ??du milion? let prom?nil v roli jablka, ze kter?ho byla no?em pe?liv? vy??znuta slupka.

Oslaben? magnetick? pole ji? nemohlo ??inn? „uhasit“ kosmick? z??en? a Slunce se ze zdroje ?ivota prom?nilo v zabij?ka Marsu. A zten?en? atmosf?ra u? nedok?zala udr?et teplo, tak?e teplota na povrchu planety klesla na pr?m?rnou hodnotu -60 stup?? Celsia, pouze v letn?m dni na rovn?ku dos?hla +20 stup??.

P?esto?e je nyn? atmosf?ra Marsu asi 100kr?t ten?? ne? zemsk?, je st?le dostate?n? hust? na to, aby na rud? planet? aktivn? prob?haly procesy formov?n? po?as?, sr??ely se sr??ky, vyvst?vala obla?nost a v?tr.

„Dust Devil“ – mal? torn?do na povrchu Marsu, vyfotografovan? z ob??n? dr?hy planety

Radiace, prachov? bou?e a dal?? rysy Marsu

Z??en? bl?zko povrchu planety je nebezpe?n?, nicm?n? podle ?daj? NASA z?skan?ch ze sb?ru anal?z roverem Curiosity vypl?v?, ?e i po dobu 500 dn? pobytu na Marsu (+360 dn? na cest?) mohou astronauti (v?etn? ochrann?ch pom?cek) by obdr?el "d?vku" z??en? rovnaj?c? se 1 sievertu (~100 rentgen?). Tato d?vka je nebezpe?n?, ale rozhodn? nezabije dosp?l?ho „na m?st?“. P?edpokl?d? se, ?e 1 obdr?en? sievert z??en? zvy?uje riziko vzniku rakoviny u astronaut? o 5 %. Podle v?dc? se v z?jmu v?dy m??ete vydat do velk?ch ?trap, zejm?na prvn? krok na Mars, i kdy? slibuje zdravotn? probl?my do budoucna... To je rozhodn? krok k nesmrtelnosti!

Na povrchu Marsu sez?nn? zu?? stovky prachov?ch ??bl? (torn?d), kte?? vyn??ej? prach z oxid? ?eleza (prost?m zp?sobem rez) do atmosf?ry, kter? hojn? pokr?v? mar?ansk? pustiny. Mar?ansk? prach je velmi jemn?, co? v kombinaci s n?zkou gravitac? vede k tomu, ?e jeho zna?n? mno?stv? je v?dy p??tomno v atmosf??e a dosahuje zvl??t? vysok?ch koncentrac? na podzim a v zim? na severn?ch polokoul?ch a na ja?e a v l?t? v ji?n? polokoule planety.

Prachov? bou?e na Marsu- nejv?t?? ve slune?n? soustav?, schopn? pokr?t cel? povrch planety a n?kdy trvat m?s?ce. Hlavn? obdob? prachov?ch bou?? na Marsu jsou jaro a l?to.

Mechanismus tak siln?ch pov?trnostn?ch jev? nen? pln? pochopen, ale s vysokou m?rou pravd?podobnosti je vysv?tlen n?sleduj?c? teori?: kdy? velk? mno?stv? prachov?ch ??stic stoup? do atmosf?ry, vede to k jeho prudk?mu zah??t? do velk? v??ky. Tepl? masy plyn? se ??t? do chladn?ch oblast? planety a vytv??ej? v?tr. Marsovsk? prach, jak ji? bylo zm?n?no, je velmi lehk?, tak?e siln? v?tr zvedne je?t? v?ce prachu, co? zase oh?eje atmosf?ru je?t? v?ce a generuje je?t? siln?j?? v?try, kter? zase zvednou je?t? v?ce prachu ... a tak d?le!

Na Marsu nepr?? a odkud mohou p?ich?zet v mrazech p?i -60 stupn?ch? Ob?as ale sn???. Je pravda, ?e takov? sn?h se neskl?d? z vody, ale z krystal? oxidu uhli?it?ho a jeho vlastnosti jsou sp??e jako mlha ne? sn?h („sn?hov? vlo?ky“ jsou p??li? mal?), ale ujist?te se, ?e je to skute?n? sn?h! Jen s m?stn?mi specifiky.

Obecn? plat?, ?e „sn?h“ proch?z? t?m?? po cel?m ?zem? Marsu a tento proces je cyklick? - v noci oxid uhli?it? zamrzne a zm?n? se na krystaly, pad? na povrch a b?hem dne rozmrzne a znovu se vr?t? do atmosf?ry. Na severn?m a ji?n?m p?lu planety v?ak v zim? vl?dne mr?z a? -125 stup??, tak?e plyn, kter? jednou vypadl ve form? krystal?, se ji? nevypa?uje a le?? ve vrstv? a? do jara. Vzhledem k velikosti sn?hov?ch ?epic na Marsu je nutn? ??ci, ?e v zim? kles? koncentrace oxidu uhli?it?ho v atmosf??e o des?tky procent? Atmosf?ra se st?v? je?t? ?id?? a v d?sledku toho zadr?uje je?t? m?n? tepla... Mars se vrh? do zimy.