"Je to malý krok pro člověka,ale velký skok pro lidstvo." N.Amstrong

MARS

20. dubna 2006 v 17:12 |  MARS
MARS
P

Detail povrchu Marsu

Díky kosmické sondě NASA Viking 1 lander se můžeme podívat na nejpodrobnější pohled na povrch planetu Mars. Jednalo se totiž o první sondou, která přistála na Marsu. Stalo se tak 20. července 1976. O několik týdnů později ji následovala kosmická sonda Viking 2 lander. Oba Vikingy pracovaly na povrchu Marsu na počátku 80. let a pořídily tisíce snímků, provedly sofistikované chemické hledání života a studovaly počasí a geologii Marsu. Na následujícím detailním snímku je zobrazeno pole skal a kamenů tak, jak jej zaznamenala kamera sondy Viking 1, která přistála v oblasti Chryse Planitia. V pravém dolním rohu je viditelná zaprášená přistávací noha sondy Viking 1. Obrázek byl vytvořen kombinací černobílých snímků s vysokým rozlišením a barevných snímků stejné oblasti pořízených s nízkým rozlišením.
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.
Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO2 trvalá.

Nitro Marsu

Histor

Ještě dnes nemáme jasný důkaz o poměrech, které se odehrávají pod povrchem Marsu, všechno co víme, je založeno na teoretických modelech. Průkopníci v tomto druhu přibližování byly Harold Jeffries (1937) a K.E. Bullen (1949); v roce 1952 Harold Urey vydal knihu, kde diskutuje o modelu nitra planety a teplotní historii. Všechny dřívější modely byly omezené špatnou znalostí přesného poloměru Marsu a momentu setrvačnosti. Nejpřesnější informace o Marsu mohly přijít, až když se k měření používaly první kosmické sondy.

Současnost

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.

Kůra

Od července 1997 pořizuje z oběžné dráhy podrobné snímky červené planety sonda Mars Global Surveyor (MGS), ale pod povrch se podívat nemůže. Nicméně změny gravitačního pole planety působí malé změny orbitální rychlosti sondy a tyto změny odpovídají vnitřním hustotním fluktuacím. Jemné změny dráhy byly měřeny pomocí MGS rádiového experimentu kombinovaného s topografickými údaji přesného laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), a tak mohli vědci vytvořit mapu tloušťky marťanské kůry. Na obrázku vpravo odpovídá červená barva tenčím a modrá barva silnějším oblastem kůry. Z celkové mapy kůry je možné zjistit, že rozsah tloušťky se pohybuje v intervalu od 32 km do 80 km a jsou zřejmé zřetelné rozdíly mezi obecně tenčí kůrou na severní polokoulí a silnější na jižní. Tenká kůra podporovala rychlé ochlazování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na ranném Marsu.
Je zřejmé, že největší tloušťka kůry je pod oblastí Tharsis, 60 - 80 km a minimální je pod pánví Hellas, pouze 10 km. Zdá se být velice pravděpodobné, že kůra Marsu je mnohem silnější než zemská, nejméně 100 km. Toto může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky.

Plášť

Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornic a z toho vyplývá, že jeho průměrná hustota je okolo 3 400 až 3 500 kg/m3.

Jádro

Přesné rozměry jádra nejsou přesně známé, protože jak bylo uvedeno výše, závisejí na zatím nepřesně zjištěných parametrech. Pokud se budeme držet toho, že je jádro složené z pevných hornin a železa, tak jeho poloměr vychází na 1 250 km. Pokud by se jednalo o lehčí látky (např. směs síry a železa), potom by jeho maximální průměr byl okolo 2 000

Teplota

Průměrná zaznamenaní teplota na planetě Mars je -63°C (210 K) s maximální teplotou 20°C (293 K) a minimální -140°C (133 K).
Tento obrázek byl získán pomocí Tepelného emisního spektrometru (TES), který se nachází na palubě sondy Mars Global Surveyor. Data z TESu, která byla použitá ke konstrukci této podrobné teplotní mapy, byla pořízena při přechodu přes noční stranu Rudé planety v průběhu 500 mapovacích oběhů Marsu. Mapa zobrazuje teploty od nejvyšších v bílé, přes červenou, žlutou a zelenou barvu k nejstudenějším teplotám, které jsou v modré barvě. Na severní polokouli je léto, zatímco jižní polokoule podstupuje chladnou zimu. V blízkosti rovníku odpovídají variace nočních teplot různým povrchovým materiálům. Modré studené oblasti jsou pokryty jemnými prachovými částicemi a teplejší oblasti jsou pokryty hrubým pískem a kamením.

Snímek celého povrchu Marsu

Na následujícím snímku je vykreslený celý povrch Marsu. Snímek byl zkonstruován digitálně z více jak 200 miliónů laserových altimeterických měření, které prováděla sonda Mars Global Surveyor obíhající kolem Marsu. Na snímku byly odstraněny mraky a prach a tak se můžeme podívat na celý povrch najednou v jeho skutečných denních barvách. Zvláště pozoruhodné jsou sopky z oblasti Tharsis, viditelné nalevo. Vlevo od středu je Valles Marineris, kaňon, který je mnohem delší a hlubší než Grand Canyon na Zemi. Vpravo, jižně od středu je 2 000 km široká proláklina Hellas Planitia, která byla pravděpodobně vytvořena srážkou s asteroidem. Na severu jsou zejména lávové nížiny, kdežto na jihu objevíme řadu zvrásněných vrchovin.
 

Buď první, kdo ohodnotí tento článek.

Komentáře

1 dthdnmzj dthdnmzj | 11. října 2006 v 17:22 | Reagovat

kde máš kurva vzdálenost vod slunce ty kokote !!!!!!!!!!!!! (kurvo)

2 8420 8420 | 13. prosince 2006 v 16:12 | Reagovat

Máte ty nejhezčí stránky na internetu, které jsem v životě viděla. '_'

3 pinky pinky | 22. prosince 2006 v 1:05 | Reagovat

nejdou mi otevřít odkazy a volba černého textu na černém pozadí zdá se býti poněkud smutná jinak velice zajímavé stránky...

4 máš to dobrý máš to dobrý | 16. září 2007 v 18:49 | Reagovat

IS THIS GOOT PAPER

5 profwsor profwsor | 8. října 2007 v 11:28 | Reagovat

husty

6 kkkkkkkkkkkkkkk kkkkkkkkkkkkkkk | 16. října 2007 v 20:05 | Reagovat

já si myslím že by ste tady neměli dávat tak vědecké věci a já ted třeba nutně potřebuji referát a protože mě Mars zajímá tak jsem si ho chtěla najít a tady jssu moc vědecké věci tak nemůžu.

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama