Mars in opposition 2016

Image credit: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), J. Bell (ASU), and M. Wolff (Space Science Institute)

 

Planeta Mars, která též bývá nazývána jako Rudá planeta, je další planetou, která je zajímavá hned z několika hledisek. Z astronomického hlediska jde o druhý nejmenší terestrický objekt v celé sluneční soustavě, který ale disponuje hned dvěma měsíci. Z hlediska geologie jde také o velice zajímavý objekt. Venuše nebo Jupiterův měsíc Io sice mají spoustu sopek, žádná z nich ale nedosahuje takových rozměrů, jako sopky na Marsu.  Nejznámější z nich je samozřejmě Olmypus Mons, která je vůbec nejvyšší sopkou ve slueční soustavě.

 

Mars Express HRSC - Tharsis Region

Image Credit: ESA / DLR / FU Berlin / Justin Cowart

 

Nádherně, do nejmenších detailů, tuto sopku zpracoval pro NASA Stephen Paul Meszaros na této ilustraci. Vynikne tak skutečná 3D podoba této vysoké štítové sopky, která sahá do výšky až 20 kilometrů. V levém dolním rohu je pak ještě detail kaldery - což je v podstatě kráter, který vznikl v důsledku kolapsu vrcholku sopky do jejího magmatického krbu.

 


Olympus Mons and Caldera

Prepared for NASA by Stephen Paul Meszaros



Mars je však geologicky poutavý i díky dalším strukturám. Útvar Valles Marineris například překonává i slavný Grand Canyon a to hned v několika rozměrech. Průměrná šířka je 200 km, ovšem místy má kaňon šířku až 500 km. Maximální hloubka je pak 7 km. Podobné útvary v lidech již dlouho vzbuzují otázku - jak se něco takového mohlo utvořit ? Odpověď není jednoznačná. Stále se drží několik různých teorií, ovšem ta v současnosti nejvíce uznávaná připodobňuje Marsovské Údolí Marineru k Východoafrickému riftu. Zda na Marsu sehrála roli desková tektonika, vulkanismus, eroze a nebo snad něco jiného.. to se zatím nepodařilo prokázat. Jedno je ale jisté. Jedná se o největší riftový systém ve sluneční soustavě.

 

The Solar System’s grandest canyon

Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA 3.0 IGO

 

Protože na internetu lze najít velice zajímavá srovnání, nemohl jsem zde alespoň jedno neukázat. Tato infografika nabízí srovnání čtyř největších Marsovských sopek a největšího riftového systému ve sluneční soustavě - to vše proloženo mapou Evropy ve stejném měřítku. Je libo sopku o rozloze celého Španělska nebo raději kaňon delší než celá Skandinávie, který má větší vertikální rozsah než nejvyšší vrcholky Alp ? Na planetu, která má dvakrát menší poloměr než Země, je to slušný výkon, ne ?

 

 

Europe and Valles Marineris and the Tharsis Bulge

Prepared for NASA by Stephen Paul Meszaros

 

Konečně z hlediska meteorologie je Mars více než zvláštním světem. Mars je charakteristický svými polárními ledovými čepičkami, které jsou ale trochu jiného charakteru, než ty, které známe ze Země. Tvoří je nejen zmrzlá voda, ale i suchý led (CO2). A ačkoliv se to ještě před pár lety zdálo býti nemožné, byla na Marsu objevena i voda v kapalném skupenství. Tedy (abychom to upřesnili) byly spíše objeveny útvary, které dokazují, že na Marsu skutečně voda teče a to díky solím, které na některých místech snižují bod mrazu.

 

 

 Atmosféra Marsu je dosti řídká a stabilizace teploty v rámci celé planety tak neprobíhá zrovna tak, jak by nám vyhovovalo. Atmosféru Marsu tvoří (podobně jako u Venuše) z drtivé většiny (96%) oxid uhličitý, ale i tak zde průměrná teplota dosahuje -63°C. Výkyvy teplot zde tedy nejsou zdaleka tak rozsáhlé, jako je tomu např. na Merkur - rozdíl teplot mezi dnem a nocí tu nedosahuje ani jedné stovky stupně Celsia. Vzhledem k podmínkám na naší planetě je to však stále dost velký rozdíl. Mars má také svá vlastní oblaka krystalky CO2 a pravděpodobně také přechlazenými kapičkami vody.

 
 

 

 

 

 

 

Snímek polární ledové čepičky na jižním pólu Marsu pořízený evropskou sondou Mars Express

Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

 

Zvláštností Marsu je, že když se octne v odsluní (v místě své oběžné dráhy, kdy je nejdále od Slunce), objeví se kolem rovníku tzv. afélický pás oblak a ten má velký vliv na změnu marsovského klimatu. Typická jsou pro Mars též orografická oblaka, která vznikají kvůli nerovnostem na povrchu planety a dobře je známe i u nás na Zemi.

 

Velmi řídká atmosféra Marsu je pravděpodobně důsledkem ztráty jeho magnetického pole, které je obyčejně schopno vzdorovat slunečnímu větru a bránit tak molekuly vzduchu před případným “odvátím“ do kosmického prostoru. Podmínky na povrchu Marsu jsou tak sice o něco příznivější, než na Merkuru či na Venuši, ale přesto jsou vražedné. 

Měsíce Marsu

Zajímá vás vesmír ? Přidejte se k mé skupině na facebooku.

 

Krátery a pánve

Hookeův kráter najdeme v severní části 1800 km široké oblasti Argyre Planitia staré až 4 miliardy let a zároveň jedné z nejimpozantnějších impaktních pánví na povrchu Marsu. Tento kráter, pojmenovaný po anglickém fyzikovi a astronomovi Robertu Hookeovi (1635–1703), dosahuje velikosti 138 km v průměru a maximální hloubky 2,4 km. Kráter v sobě zahrnuje dvě odlišné impaktní struktury. Menší, mladší kráter s kopečky a tmavě zbarvenými dunami nedaleko středu velkého, staršího kráteru. 

Perspective view of Hooke crater in Argyre basin

Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA 3.0 IGO

Translated. No other changes were made.

 

Na Marsu najdeme jednu z největších impaktních pánví ve sluneční soustavě - Hellas Planitia. Najdeme ji na jižní polokouli Marsu. Dosahuje průměru 2300 km a hloubky více než 7 km. Vznikla patrně dopadem asteroidu na povrch Marsu. Její stáří se odhaduje na 3,8-4,1 miliatd let. Od svého vzniku je postupně její povrch přetvářen vlivy větru, ledu, vody a vulkanismu. Vznikla zde celá řada impaktních kráterů - např. tyto dva, které 17. prosince 2013 zachytila na snímku sonda Mars Express. Tyto krátery leží v nejhlubší části na západě pánve Hellas a obvykle jsou zakryty oblaky prachu. Ostatně, celá oblast vypadá, jakoby byla pokryta silnou vrstvou prachu. Rozlišení odpovídá asi 15 metrům na 1 pixel.

Perspective view of craters within the Hellas Basin

Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA 3.0 IGO

Translated. No other changes were made.

 

Větší ze dvou kráterů má průměr 25 km. Zdá se, že byl do něj z našeho pohledu z jeho levé horní části transportován proud materiálu. Detailnější pohled na hladký povrch ukáže zajímavé textury, které mají pravděpodobně svůj původ v tomto proudu. Zdá se, že materiál z okraje tohoto kráteru byl také transportován do sousedního kráteru nalevo. Z morfologie některých oblastí pánve Hellas lze celkově usuzovat na někdejší přítomnost ledu a ledovců. Například v popředí a kolem kráterového valu lze pozorovat struktury tvaru mnohoúhelníků, které indikují přítomnost vody - podobné obrazce vznikají, když zamrzá jemnozrnná, porézní vlhká půda. Ostatně, v nejhlubších místech pánve dosahuje atmosférický tlak hodnot vyšších o 89% než na povrchu, což může znamenat podmínky podporující přítomnost vody. Radarové snímky ze sondy Mars Reconnaissance Orbiter (NASA) ukazují, že některé krátery v pánvi Hellas mohou obsahovat ledovce o mocnosti několika set metrů pokryté vrstvami prachu.

 

 

Rabeho kráter je 108 km široký impaktní kráter s malebnou oblastí dun. Duny jsou nejspíše složeny z jen málo transportovaných uloženin, které byly vytvarovány převládajícími větry. Jiné menší krátery v této oblasti také obsahují tmavé sedimenty. Jeden relativně mladý a hluboký kráter můžeme vidět vlevo nahoře. Stejně jako tmavé sedimenty jsou zde dobře patrné i rýhy a kanály na stěnách kráteru. Snímky pro tuto mozaiku pořídila sonda Mars Express (ESA) 7. prosince 2005 a 9. prosince 2014. Snímaná oblast se nachází zhruba 320 km západně od pánve Hellas na jižní polokouli Marsu. Rozlišení odpovídá asi 15 metrům na 1 pixel.

Rozlišení odpovídá asi 15 metrům na 1 pixel. 

Rabe Crater

Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Translated. No other changes were made.

 

 

Tato dvojice kráterů leží v oblasti velké náhorní plošiny Thaumasia Planum, která na severu sousedí s oblastí kaňonu Valles Marineris. Zatímco kráter nalevo dostal v roce 2012 název Arima, kráter napravo zůstává nepojmenován. Oba krátery mají něco přes 50 km v průměru a jsou na nich patrné detailní struktury. Na stěnách kráterů je kupříkladu pozorovatelné několik teras sestupujících až na dno kráteru. Těmi dominantními útvary jsou však bezesporu ohromné prohlubně v centru obou kráterů, za které jsou zodpovědné dramatické exploze, pravděpodobně spojené s podpovrchovými vrstvami ledu. Krátery s centrálními prohlubněmi jsou na Marsu běžné - stejně tak, jako na měsících plynných obrů ve sluneční soustavě. Ale jaký je původ jejich vzniku ?

Arima Twins

Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA 3.0 IGO

Translated. No other changes were made.

 

 

Když asteroid dopadne na povrch kamenné planety, dosahují povrchy obou těles vysoké hustoty. Ihned po dopadu mají stlačené zóny tendenci svou hustotu snížit, což může vést k bouřlivým explozím. Při dopadech těles s menší energií vznikají jednoduché, miskovité krátery. Při dramatičtějších událostech vznikají větší, složitější krátery s detailnějšími útvary jako např. se středovými vrchlky nebo naopak prohlubněmi. Jeden z názorů o vzniku centrálních prohlubní je, že když při dopadu dochází k tavení materiálu (horniny nebo ledu), který je odváděn trhlinami pod samotným kráterem, zanechává za sebou prohlubně. Jiná teorie říká, že dochází k rychlmu ohřevu podpovrchových vrstev ledu, které se vypařují a dochází k explozi. Ve výsledku se tak na povrchu vytvoří prohlubeň.

Ačkoliv mají krátery podobnou velikost, jejich prohlubně se velikostně vcelku liší. To lze vysvětlit např. tím, že pod levým kráterem mohla být větší zásoba ledu. Mnoho sousedních kráterů také ukazují na přítomnost podpovrchových zásob vody nebo ledu v době impaktu. 

Geologické útvary Labyrinty

Velká struktura známá jako Adamas Labyrinthus v oblasti Utopia Planitia na severní polokouli Marsu. Na snímku jsou patrné bloky náhodného, mnohoúhelníkového tvaru velké 5-20 km, které jsou odděleny koryty s šířkou do dvou kilometrů. Tento povrch je podobný útvarům pozorovaných na Zemi, což podporuje teorii, že jejich vznik je spjatý s usazením jemnozrnných hornin na dně oceánu. Vznik těchto mnohoúhelniků oddělených korytami je přidělován řadě procesů. Jeden z názorů říká, že k usazení sedimentů došlo během katastrofické povodně, která zasáhla na led bohatou oblast. Když pak sedimenty vysychaly, došlo k jejich smrštění a vytvoření trhlin podobně, jako u bahenních prasklin. Později, tektonická aktivita a postupná sublimace podpovrchového ledu způsobily rozšíření koryt mezi těmito gigantickými polygony.

Adamas Labyrinthus

Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

 

S jistotou lze říct, že led při formování tohoto povrchu sehrál určitou roli. V okolí větších kráterů je totiž možné pozorovat charakteristický terén naznačující, že při dopadu meteoritů zde docházelo k tání vrstvy podpovrchového ledu. V některých korytech lze spatřit tmavé usazeniny, což by mohly být vrstvy popela. Rozlišení snímku je asi 15 metrů na 1 pixel.

Sopky

Zlomy, tektonika

Jeden z příkladů rozsáhlé sítě zlomů na povrchu Marsu je tento zlom, který protíná 52 km široký kráter. Síť zlomů je pravděpodobně spojený se vznikem vulkanické oblasti Tharsis, která je domovem některých z největších sopek ve sluneční soustavě. Lávy, které tyto sopky vyprodukovaly, dosáhly na povrchu Marsu obrovských mocností, které půdobily nezanedbatelným tlakem na horniny v podloží. Teprve vznikem systému zlomů a prasklin bylo toto napětí v kůře Marsu vyrovnáno. Na tomto snímku lze spatřit 1,5 km široký zlom doprovázený obrovskými, hranatými bloky hornin na jinak zarovnaném povrchu kráteru. Kráter byl očividně vyplněn materiálem - možná lávou spolu se vzduchem či dokonce vodou transportovanými sedimenty. 

 

 

Cut crater in Memnonia Fossae

Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Translated. No other changes were made.