Povrch

Historie

Před padesátými a šedesátými léty se všeobecně věřilo v to, že jsou Marsovy polární čepičky složené ze zmrzlé vody, dokonce některá pozorování Kuiperem (1952) nebo Morozem (1964) to potvrzovala. Když se ale pomocí kosmických sond zjistilo, že je atmosféra složená především z  CO2, tak Leigh a Murray vytvořili model atmosféry (1966), který naznačoval, že teplota byla dostatečně nízká na to, aby oxid siřičitý na pólech zkondenzoval a zmrzl. To také předpovídalo významné změny tlaku během roční doby. Proto se došlo k závěru, že se póly skládají z obojího ledu, H2O a CO2, a dřívější Kuiperovo a Morozovo pozorování bylo vysvětleno pomocí tenké vrstvičky zmrzlé vody nanesená na ledu oxidu siřičitého.

Téměř všechny povrchové jevy a poměry, které byly pozorovány na Marsu před obdobím kosmických sond, byly přinejmenším nepřesné, i když nebyly nesprávné. Zavedení radaru pro mapování v roce 1963 byl pouze milník stojící za zmínku, který umožnil měření drsnosti povrchu Marsu, albeda a profilu výšek.

Povrch Marsu

Planeta Mars
Planeta Mars

Z dálky má Mars většinou červenou barvu, nebo přesněji bledě oranžovou nebo růžovou se dvěmi bílými polárními ledovými čepičkami. Na červených oblastech se nacházejí velmi rozličné světlé a tmavé plochy s čistě zelenou nebo zelenou barvou. Tmavé plochy nejsou oceány vody, protože se na Marsu nemůže vyskytovat voda v tekutém stavu kvůli nízkému atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tyto změny v jasnosti povrchu jsou spíše způsobené rozdílným druhem povrchového materiálu: červená barva je prach a písek bohatý na oxid železitý; tmavší plochy jsou zpravidla více kamenité a skalnaté oblasti. Nahodilé silné větry, které se zde vyskytují, přesouvají prach a mění rozměry a tvar těchto světlejších a tmavších ploch.

Z albeda planety je možné načrtnout některé základní rysy. Nejnápadnější a nejvýznamnější tmavá plocha je Syrtis Major, a na západ o něho se rozprostírá další tmavá plocha, Sinus Sabaeus a Sinus Meridiani. Posledně jmenovaný nebo přesněji, kráter pojmenovaný Airy-0, byl vybrán proto, aby reprezentoval nultý poledník planety. Na severní polokouli jsou další dvě tmavé plochy, na druhé straně planety od Syrtis Major je Mare Acidalium a kolem severní polární čepičky leží Mare Boreum. Jinak je severní polokoule světlá a obsahuje pouze dva rozlehlé jasné "kontinenty", Arabia Terra a Amazonis Planitia. Pod Syrtis Major můžeme spatřit nejsvětlejší oblast, obrovský impaktový kráter Hellas pokrytý světle červeným pískem. Jižní oblasti obsahují hlavně tmavé oblasti, a to Erytherium, Sirenum a Aurorae Sinus.

Syrtis Major
Syrtis Major
Acidalia
Acidalia

Topografie

Pro topografickou mapu planety je nutné určit plochu s nulovou nadmořskou výškou. Jelikož u Marsu nelze použít hladinu moře, je nutné použít jiný celkově hladký povrch, průměrný gravitační povrch. Tento povrch může být aproximován trojosým elipsoidem s poloosami a = 3 398 627 m, b = 3 393 760 m a c = 3 376 200 m.

Geoid
Geoid planety Mars byl odvozen z hloubkového modelu, který byl rozdělen na 16x16 polí. Projekce pokrývá 180 stupňů západní délky až 180 stupňů východní délky a 65 stupňů jižní šířky až 65 stupňů severní šířky s intervalem vrstevnic 200 m.

Na topografii Marsu je nejpozoruhodnější dělení na dvě části, na severní a na jižní, přičemž severní lávové nížiny jsou mnohem níže než jižní vysočiny (obrázek). Průměrná výška vysočin je od 3 do 4 km nad geoidem, kdežto nížiny jsou kolem 2 až 3 km pod. Tento úkaz vnikl dřívější tektonikou nebo katastrofickými impaktovými jevy. Je jasné, že toto rozdělení vzniklo v prvotním vývoji planety. Vysočiny jsou zdrsněny a pokryty impaktovými krátery, kdežto jižní nížiny jsou více hladké lávové planiny. Jako doplněk k tomuto dělení můžeme spatřit hlavní vysočinu, Tharsis, která vyčnívá více jak 11 km nad plochu s nulovou výškou.

Na Marsu se nalézají dvě velké vulkanické oblasti:

  • Tharsis (sopky Olympus, Arsia, Ascreus, Pavonis Mons)
  • Elysium (Elysium Mons, Hecates Tholus, Albor Tholus)

Po kliknutí na příslušný obrázek nebo nápis hlavní oblasti na povrchu Marsu se zobrazí podrobnější informace o dané lokalitě.

Tharsis a Olympus Mons Elysium Valles Marineris Hellas Argyre Polární čepičky
Tharsis Elysium Valles Marineris Hellas Argyre Polární čepičky

Na následujícím snímku si je možné všimnout, jakoby by byla planeta rozdělena na dvě části, severní, kde jsou zejména nížiny a na jižní část, která je charakterizována vysočinami. V pravé části obrázku nad rovníkem je vidět sopka Elysium Mons. Pod rovníkem jsou vidět dvě impaktové pánve, vlevo Argyre a napravo od ní Hellas.

Kliknutím získáte obrázek s větším rozlišením.
Topografická mapa Marsu.

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.

Kliknutím získáte obrázek ve větším rozlišení
Snímek celého povrchu Marsu.

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.

Kliknutím získáte obrázek ve větším rozlišení
Detailní pohled na povrch Marsu. Snímek byl pořízen pomocí kosmické sondy Viking 1 lander, která jako první 20. července 1976 přistála na povrchu této planety.

Statistické údaje o povrchu

Maximální a minimální výška

Tyto statistické údaje byly vytvořeny pomocí dat získaných laserovým výškoměrem MOLA sondy Mars Global Surveyor.

Olympus Mons - výška: 21 183 m

Ascraeus Mons - výška: 18 201 m

Pavonis Mons - výška: 14 122 m

Arsia Mons - výška: 17 404 m

Elysium Mons - výška: 13 289 m

Hellas Impact Basin - hloubka: -7 825 m

Valles Marineris - nejnižší místo: -5 310 m

Rozsah výšek: 29 008 m

Nulová výška je definována jako gravitační ekvipotenciální plocha, jejíž průměrná hodnota na rovníku je rovna střednímu poloměru tak, jak bylo stanoveno pomocí MOLA.

Jednotlivé hodnoty výšek byly zaokrouhleny na nejbližší metr.

Celkový počet měření výšky v databázi je 598 miliónů. Průměrný rozestup mezi jednotlivými měření je přibližně 310 m.

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 18443krát.

Vytištěno ze stránky projektu Planety (astronomia.zcu.cz/planety/mars/1135-povrch)
Nahrávám...