Planeta Mars

Geologická stavba nitra planety Mars je podobná jako u planety Země. Na povrchu kůra, pod ní plášť a uprostřed jádro.

Kůra planety Mars

Kůra Marsu je výrazně mocnější a chladnější než kůra zemská. Gravimetrická a laserová měření výšek naznačují, že kůra jižní polokoule planety Mars dosahuje tloušťky kolem 80 km. Směrem na sever se postupně ztenčuje na 35 km.

Jádro planety Mars

Planeta Mars má relativně malé, průměr 1480 km, zčásti tekuté jádro, složené převážně ze sirníků železa.

Plášť planety Mars

Jádro je obklopeno křemičitým pláštěm. V plášti najdeme převahu křemíku, ale i hořčík a železo.

Většina povrchu planety Mars je pokryta tenkou vrstvou oxidů železa, které propůjčují celé planetě červený či, chcete-li, lososově růžový nádech.

Impaktní krátery na povrchu planety pocházejí pravděpodobně z éry velkého bombardování a díky menší geologické aktivitě přetrvaly do současnosti. Mezi krátery nalezneme i takové, jejichž průměr dosahuje stovek kilometrů a hloubka 3-4 kilometry. Rozsáhlé kráterové planiny jsou přerušovány pánvemi. Největší z nich, Hellas Planitia, dosahuje průměru 1600 kilometrů a je oproti okolnímu terénu položena o 6 kilometrů níže.

Na severní polokouli nalezneme nápadně méně impaktních kráterů. Povrch je tvořen rozsáhlou rovinou, z níž vystupují obří kužele tzv. štítových sopek. Nejvýraznějším útvarem z mnoha je štítová sopka Olympus Mons.

Specifickým a bezpochyby pozoruhodným útvarem je Valles Marineris, jedná se o obrovský komplex kaňonů, který nemá na Zemi obdoby. Celková délka systému kaňonů nacházejícího se o něco jižněji od rovníku dosahuje až 5 000 kilometrů. Kaňon je místy široký až 500 kilometrů a hluboký 7 kilomerů.

Na povrchu planety Mars nenajdeme žádná horská pásma, která by vznikla jako důsledek vrásnění kůry. Důkazy pro horizontální pohyby povrchových vrstev planety chybí. Mars je jednodesková planeta s kůrou výrazně mocnější a chladnější než kůra zemská. Kůra Marsu udrží i dvacetikilometrové rozdíly ve výšce. To logicky ukazuje na to, že ve svém vývoji měla planeta Mars k dispozici mnohem méně tepla než Země. To je pochopitelné vzhledem k tomu, že dosahuje pouze 10% hmotnosti Země.

Gravimetrická a laserová měření výšek naznačují, že kůra jižní polokoule planety Mars dosahuje tloušťky kolem 80 km. Směrem na sever se postupně ztenčuje na 35 km. To by vysvětlovalo, proč se severní polokoule ochladila dříve.

Proudící atmosféra strhává velké množství prachových částic a transportuje je i na velké vzdálenosti. Na povrchu Marsu můžeme proto najít eolické (větrné) sedimenty v podobě prachových či písečných dun, ale také stopy abrazivní činnosti.

Planeta Mars má v současné době velmi řídkou atmosféru, která není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi povrchem a okolním prostorem, což má za následek velké tepelné rozdíly během dne a noci. Tlak na povrchu se pohybuje mezi 600 až 1000 Pa, což je přibližně 100 až 150krát méně než na povrchu Země či jako přibližně ve 30 km nad jejím povrchem. Podobně jako na Zemi ale dochází ke změnám v atmosféře v závislosti na sezónních výkyvech, jak se planeta přibližuje a oddaluje od Slunce. V zimě 25–30% atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na pólech, zatímco v létě opět sublimuje a vrátí se do atmosféry.

Atmosféra obsahuje 96% oxidu uhličitého, 2,7% dusíku, 1,6% argonu a další složky, vzácné plyny apod. Kyslíku obsahuje 0,13%. Množství vodní páry v atmosféře planety mars kolísá v průběhu ročních sezón a v závislosti na planetární šířce. Její koncentrace v atmosféře je velmi nízká. Stejně jako planeta Země má i Mars svou ionosféru. Tam se soustřeďují elektricky nabité atomy ionizované slunečním zářením.

Průměrná teplota u povrchu planety je okolo -56 °C. Pro Mars jsou charakteristické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty běžně pohybují od -90 do -10 °C, a nad nulu se dostanou jen výjimečně. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnout až +30 °C. I přes tyto občasně příznivé teploty nemůže na povrchu existovat kapalná voda. Voda by se okamžitě začala vypařovat vlivem nízkého tlaku. Ve výšce okolo 40 až 50 km nad povrchem se nachází vrstva, která má stálou teplotu. Následně ve výšce přibližně 130 km začíná ionosféra a vodíková koróna planety dosahuje až do výšky 20 000 km.

Řídká atmosféra se snadno dostává do pohybu. Marťanské větry vanou rychlostí řádově metry za sekundu a občas se vyskytnou i závany o rychlosti řádově desítek metrů za sekundu. Vítr při svém pohybu víří velmi jemný prach, který se dostává díky proudění v atmosféře do velkých výšek. Pak postupně klesá zpět na povrch. Čas od času se vyskytují i prašné bouře podobné prachovým bouřím v suchých oblastech Země.

Obří prašná bouře v atmosféře planety Mars