Mars je štvrtá planéta slnečnej sústavy v poradí od Slnka. Je to druhá najmenšia planéta (po Merkúre). Pomenovaná je po Marsovi, starorímskom bohovi vojny. Jeho dráha sa nachádza až za dráhou Zeme. Ide o planétu terestrického typu, to znamená, že má pevný horninový povrch pokrytý impaktnými krátermi, vysokými sopkami, hlbokými kaňonmi a ďalšími útvarmi. Obiehajú ho dva mesiace nepravidelného tvaru pomenované Fobos a Deimos.
V období, keď je Mars v opozícii (nachádza sa na opačnej strane oblohy ako Slnko), je viditeľný na oblohe po celú noc. Prvé písomné záznamy o planéte a jej pozorovaní pochádzajú z obdobia prvých civilizácií. Všetky veľké staroveké civilizácie, Egypťania, Babylončania a Gréci, vedeli o tejto „putujúcej hviezde“ a dávali jej svoje pomenovania. Považovali ju za symbol ohňa a krvi, pretože horniny, pôda a obloha na planéte majú červený, alebo ružový odtieň. Nazývali ju „Červený objekt“, „Nebeský oheň“, „Hviezda smrti“ alebo „Boh vojny“.[1]
Takmer 20 úspešných kozmických sond od 60. rokov 20. storočia umožnilo detailné skúmanie planéty. V súčasnosti sú na obežnej dráhe Marsu tri funkčné sondy (Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter) a na povrchu planéty sa pohybujú dve vozidlá misie Mars Exploration Rover (Spirit a Opportunity),[2] ktoré poskytli údaje, umožňujúce zmapovať väčšiu časť povrchu, definovať základné historické obdobia, či porozumieť základným javom odohrávajúcim sa na planéte.
Veľkosť povrchu Marsu je oproti Zemi štvrtinová a jeho hmotnosť desatinová (1,448×108 km2 a 6,4185×1023 kg). Okolo Slnka obehne raz za 687 dní. Jeho vzdialenosť od Slnka sa mení od 207 miliónov do 249 miliónov kilometrov (stredná vzdialenosť je 228 miliónov km). Jednu otočku okolo svojej osi (Sol) vykoná raz za 24 hodín 39 minút 35,244 sekúnd. Dĺžka dňa na Marse sa podobá dĺžke pozemského dňa najviac spomedzi všetkých planét slnečnej sústavy.
Presné zloženie planéty zatiaľ nepoznáme, ale na základe astronomických pozorovaní a prieskumu niekoľkých desiatok meteoritov z Marsu,[3] ktoré sa na Zemi našli, sa predpokladá, že povrch Marsu je tvorený prevažne z bazaltov. Chemické analýzy vykonané vozidlami Pathfinder, Spirit a Opportunity ukázali, že sú niektoré oblasti obohatené o alkalickú a silikátovú zložku podobajúcu sa pozemským andezitom.[4] Pri pozorovaní je planéta načervenalá, čo je spôsobené tým, že celý povrch planéty je pokrytý oxidom železitým.
Mars obieha okolo Slnka po výstrednejšej elipse ako Zem, vo vzdialenosti medzi 206 644 545 km v perihéliu a 249 228 730 km v aféliu. Doba jedného obehu okolo centrálnej hviezdy je 686,9601 pozemského dňa. Sklon jeho rotačnej osi ku kolmici na ekliptiku 25,19° je porovnateľný so sklonom 23,44°, ktorý má Zem. Vďaka tomuto sklonu sa tu vyskytujú ročné obdobia, podobné tým na Zemi, aj keď sú takmer dvakrát tak dlhé, lebo „marťanský rok“ je 1,88-násobok pozemského roku. Vzdialenosť od Zeme kolíše v priebehu obehu po dráhe v rozmedzí od 55 miliónov do 400 miliónov kilometrov.
Mars vznikol podobne ako ostatné terestriálne planéty v slnečnej sústave približne pred 4,5 miliardami rokov[5] akréciou z plyno-prachového disku, ktorý obiehal okolo rodiacej sa centrálnej hviezdy - praslnka. Zrážkami plynov a prachových častíc sa začali formovať malé telesá, ktoré svojou gravitáciou priťahovali ďalšie častice a okolitý plyn. Vznikli tak prvé planetezimály, ktoré sa vzájomne zrážali a formovali väčšie telesá. Na konci tohto procesu vznikli v sústave prvé terestrické protoplanéty. Planéty blízko k Slnku sú tvorené ťažšími prvkami, vzdialenejšie sú tvorené ľahšími prvkami podobne ako Mars. V porovnaní s ostatnými má Mars – najvzdialenejšia z terestrických planét – najväčšie zastúpenie ľahkých prvkov ako kremík, hliník, či síra.
Po sformovaní protoplanéty dochádzalo k masívnemu bombardovaniu povrchu zvyšným materiálom po vzniku planét, čo malo za následok jeho neustále pretváranie a pretavovanie. Je dokonca možné, že celý povrch sa roztavil do podoby tzv. magmatického oceánu, ktorého tepelná energia spoločne s teplom uvoľneným diferenciáciou plášťa a jadra sa dodnes kumuluje vo vnútri planéty a umožňuje existenciu vulkanizmu a tektonických procesov.[6]
Mars má slabé magnetické pole, jeho ochranná funkcia je však neporovnateľne menšia ako funkcia zemského magnetického poľa. Merania sondy Mars Global Surveyor prinesli dôkazy, že krátko po vzniku planéty mal Mars dynamickejší povrch, ktorý sa viac podobal na povrch Zeme.[7] Meranie magnetometrom ukázalo magnetické pruhy, čo svedčí o silnejšom magnetickom dyname, ktoré pracovalo niekoľko miliónov rokov po vzniku. Neznáma udalosť (možno dopad asteroidu) však toto pole narušila.[7]
Zo zistení vedcov z amerického Úradu pre letectvo a vesmír (NASA), ktorí analyzovali získané dáta zo sondy Mars Odyssey, vyplýva, že radiácia na obežnej dráhe Marsu je 2,5-krát väčšia ako na Medzinárodnej vesmírnej stanici a dosahuje tak limit pre bezpečný pobyt. NASA považuje tento problém za zvládnuteľný s pomocou tienidiel a systému varovania pred vyšším žiarením zo Slnka.[8]
V okolí Marsu sa nevyskytuje silné magnetické pole, ale niektoré oblasti planéty vykazujú, že v minulosti boli zmagnetizované. Toto podporuje hypotézu, že historické magnetické pole malo globálny charakter. Už zmieňované pozorované magnetické anomálie mohli súvisieť s tvorbou novej oceánskej kôry. Podobný proces sa odohráva na Zemi v oblastiach stredooceánskych chrbtov.
Mars má dnes veľmi riedku atmosféru, ktorá nie je schopná zadržiavať tepelnú výmenu medzi povrchom a okolitým priestorom. To má za následok veľké tepelné rozdiely počas dňa a noci. Tlak na povrchu sa pohybuje medzi 600 až 1000 Pa, čo je približne 100 až 150-krát menej ako na Zemi alebo ako približne 30 km nad povrchom Zeme. Podobne ako na Zemi aj na Marse dochádza k malým zmenám v atmosfére v závislosti na sezónnych výkyvoch. V zime 25 – 30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na póloch, zatiaľ čo v lete opäť sublimuje a vráti sa do atmosféry.[9]
Atmosféra je tvorená prevažne z oxidu uhličitého (95,32 %), no obsahuje aj dusík (2,7 %), argón (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhoľnatý (0,07 %) a vodné pary (0,03 %)[10] vznikajúce sublimáciou ľadu z polárnych čiapočiek. V atmosfére sa tiež v menšom množstve vyskytuje neón, kryptón, xenón, ozón a metán.
Priemerná teplota pri povrchu planéty je okolo −56 °C. Na rovníku sa teploty bežne pohybujú od −90 do −10 °C, a nad nulu sa dostanú iba výnimočne. Oproti tomu teplota povrchovej vrstvy pôdy môže niekedy dosiahnuť až +30 °C. Aj napriek týmto občasným priaznivým teplotám nemôže kvapalná voda na povrchu existovať, pretože by sa začala vplyvom nízkeho tlaku okamžite vyparovať. Vo výške okolo 40 až 50 km sa nachádza vrstva, ktorá má stálu teplotu. Následne vo výške približne 130 km začína ionosféra a vodíková koróna planéty siaha až do výšky 20 000 km.[11]
Podrobné informácie o zložení atmosféry, jej zmenách a o dlhodobejších klimatických podmienkach boli získane na základe údajov z niekoľkých sond, ktoré na povrchu pristáli (napr. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atď), resp. skúmali atmosféru z obežnej dráhy okolo Marsu. Na základe meraní sa zistilo, že aj na Marse je prítomný tzv. skleníkový efekt, ktorý otepľuje planétu približne o 5 °C[12] a zadržuje okolo 30 % tepelnej energie.[13] Výškovo sa atmosféra delí na nižšiu (do 45 km), strednú (do 110 km) a vyššiu (nad 110 km).
Napriek tomu, že je planéta studená a suchá, má veľmi dynamické počasie. Na Marse bola pozorovaná aj oblačnosť[14], ktorá je pravdepodobne tvorená kryštálikmi oxidu uhličitého.[15] Prejavujú sa tu aj ďalšie procesy, ktoré spolu tvoria marťanské počasie. V atmosfére planéty sa často vyskytujú prachové búrky, ktoré majú niekedy celoplanetárny charakter.[16] Vyskytujú sa tu aj malé vzdušné víry v podobe prašných vírov (tzv. diablov).[17]
Počas búrok môžu vetry na povrchu planéty dosahovať rýchlosť až okolo 200 km/h. Tieto vetry vynášajú do atmosféry prachové častice s obsahom magnetitu, ktoré v konečnom dôsledku spôsobujú žltkastú až červenú farbu marťanskej oblohy. Priemerná rýchlosť vetra je však len 35 až 50 km/h.[11] Kvôli redšej atmosfére vietor nemá takú silu ako vietor s rovnakou rýchlosťou na Zemi.
V 50. až 60. rokoch 20. storočia sa všeobecne usudzovalo, že marťanské polárne čiapočky sú zložené zo zamrznutej vody. V priebehu výskumu kozmickými sondami sa ale ukázalo, že Mars má atmosféru zloženú hlavne z oxidu uhličitého, len s malou prímesou vody.[18] Na základe tohto zistenia bol vytvorený model atmosféry, z ktorého vyplýva, že teplota bola dosť nízka na to, aby samotný oxid uhličitý na póloch desublimoval a zamrzol. Kvôli striedaniu ročných období na Marse dochádza tiež k významnej zmene atmosférického tlaku počas roka. Na základe týchto pozorovaní a ďalšieho skúmania sa ukázalo, že póly sú pokryté vodným aj suchým ľadom. Prvotné pozorovania boli vysvetlené pomocou tenkej vrstvičky zamrznutej vody nanesenej na ľade z oxidu uhličitého.
Pre vzdialených pozorovateľov má Mars prevažne červenú farbu, presnejšie bledooranžovú alebo ružovú s dvoma bielymi polárnymi ľadovými čiapočkami. Na červených oblastiach sa nachádzajú rozličné svetlé a tmavé plochy so zelenkastou farbou. Tmavé plochy nie sú oceány vody, ako si prví pozorovatelia mysleli, pretože sa na Marse nemôže vyskytovať voda v tekutom stave kvôli nízkemu atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tieto zmeny v jasnosti povrchu spôsobuje rozdielny druh povrchového materiálu: červená farba je prach a piesok bohatý na oxid železitý; tmavšie plochy sú spravidla viac kamenisté a skalnaté oblasti. Oxid železitý je hlavnou zložkou minerálu hematit. Práve drobné zrniečka hematitu, ktorých veľkosť nepresahuje 10 mikrometrov, majú červenkastú farbu. Prítomnosť hematitu na povrchu Marsu je považovaná za jeden z vážnych dôkazov toho, že na tejto planéte bola kedysi voda - na Zemi totiž hematit vzniká oxidáciou práve za jej prítomnosti.[19] Prítomnosť tohto minerálu na Marse dokázala sonda Mars Global Surveyor. Náhodné silné vetry, ktoré sa tu vyskytujú, presúvajú prach a menia rozmery a tvar svetlejších a tmavších plôch.
Povrch Marsu je rôznorodý. Južná pologuľa s viacmenej hornatou krajinou je pokrytá krátermi, zatiaľ čo na severnej pologuli sú obrovské rovné pláne zaliaté lávou. Vo všeobecnosti je povrch Marsu pokrytý skalnatými a alebo kamenistými útvarmi, ktoré sú miestami prekryté prachom a piesočnými dunami.
Na Marse sa nachádza značné množstvo kráterov, korýt, kaňonov a sopiek. Je tu aj najvyššia známa hora slnečnej sústavy, sopka Olympus Mons, ktorá dosahuje výšku 21,2 km nad nulovou výškou povrchu.[20] V rovníkovej oblasti Marsu sa nachádza obrovský kaňon Valles Marineris, dlhý 4 500 km a hlboký 7 km. Objavila ho sonda Mariner 9 mapujúca Mars v rokoch 1971–1972, podľa ktorej bol kaňon pomenovaný. V oblasti náhornej plošiny Tharsis sa nachádza viacero podobne veľkých sopiek, medzi najvyššie patrí aj Ascraeus Mons s výškou 18 201 m (podľa meraní družice Mars Global Surveyor).[21]
Sonda Mars Express zaznamenala dôkazy o prítomnosti veľkej plochy zmrznutej vody na planine zvanej Elysium. Rozmery ľadového mora sú cca 800 km×900 km, priemerná hĺbka je 45 m. Na Marse sa nachádzajú aj vyschnuté riečne korytá, ktorými tiekla voda pravdepodobne pred niekoľkými miliardami rokov. Nedávno však boli objavené útvary podobné prameňom a od nich sa tiahnuce ryhy, ktorými mohla tiecť voda aj v oveľa bližšej minulosti, možno aj v súčasnosti. Odpoveď na mnohé otázky spojené s týmito ryhami zatiaľ nepoznáme.
Pomenovanie povrchových útvarov Marsu je zložitejšie než v prípade Merkúra a Venuše, pretože názvoslovie vznikalo viac ako sto rokov už od prvých pozorovaní, ktoré robil taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli v roku 1877. Ten v priebehu pozorovaní začal pre útvary používať mená známe z Európy, Ázie a Afriky, ktoré spájal s mytologickými názvami. V práci, ktorú Schiaparelli začal, pokračoval aj Eugene Antoniadi. V oboch prípadoch však boli pomenované len výrazné albedové útvary, ktoré celkom nezodpovedali objektom na povrchu. Po roku 1973 došlo k podrobnému zmapovaniu povrchu Marsu pomocou sondy Mariner 9, čo prinieslo veľkú revíziu názvov a ich úpravu, na ktorej je postavené súčasné názvoslovie.[22]
V súčasnosti kvôli nízkemu tlaku na povrchu nemôže existovať voda v kvapalnom skupenstve. Existuje len vo forme ľadu, ktorý sa po zvýšení teploty mení na vodnú paru. Podľa pozorovaní sa však zdá byť takmer isté, že na povrchu planéty tečúca voda v minulosti bola.[24] Teraz je skôr otázkou, kedy sa tam tečúca voda nachádzala, ako dlho, a kam sa podela. Predpokladá sa, že povrch Marsu bol zaplavený oceánom v období noachianu.[25] Vplyvom ochladzovania planéty v hesperianu však došlo k zamrznutiu povrchovej vody a časť z nej zrejme unikla aj do kozmického priestoru. Následné erozívne procesy možno pochovali časť zamrznutého ľadu pod povrch Marsu. Vedľa týchto zatiaľ nepreskúmaných zdrojov vody sa na póloch nachádzajú polárne čiapočky, ktoré sú tvorené čiastočne vodným a čiastočne suchým ľadom. Predpokladá sa, že voda sa vyskytuje aj vo forme permafrostu, ktorý by mal zasahovať až do oblastí okolo 60° areografickej šírky. V roku 2007 NASA odhadla množstvo vody zachytenej v južnej polárnej čiapočke. Podľa modelu by všetka voda zaplavila celý Mars do výšky 11 metrov.[26]
Vďaka novým podrobným snímkam boli na povrchu Marsu rozlíšené areomorfologické pozostatky vodnej činnosti v podobe riečnych korýt, sedimentov, pozostatkov zaplavených oblastí, či relikty po rýchlom úniku vody z kryosféry Marsu vplyvom vulkanickej aktivity.[27] Predpokladá sa, že jeden podobný obrovský únik vytvoril aj údolie Valles Marineris, ktoré vzniklo v dávnej histórii Marsu. Dalším príkladom môže byť Cerberus Fossae, kde sa predpokladá vznik pred 5 miliónmi rokov. Prelomenie vyvrhlo vodu do oblasti Elysium Planitia, kde vytvorila ľadové more viditeľné dodnes.[28] Neprítomnosť tekutej vody na povrchu v súčasnosti môže byť jeden z dôvodov, že tu nedochádza k doskovej tektonike ako na Zemi, aj keď niektoré teórie pracujú s myšlienkou, že tomu bolo pred 4 miliardami rokov inak a že aj Mars mal pohyblivú kôru.[29]
Vzhľadom na to, že sa na Marse neuskutočnili podrobné prieskumy, sú súčasné poznatky o planéte a jej vnútornej stavbe veľmi slabé a prevažne založené na modeloch a porovnávaní so Zemou a teoretických modeloch založených na nepriamych meraniach vykonaných automatickými sondami. Odhaduje sa, že planéta má horúce polotekuté jadro, ktoré má približne 1 480 kilometrov v priemere,[30] a ktoré je zložené prevažne zo železa a 15-17 % jeho objemu tvorí síra. Obsah síry je v jadre až dvakrát väčší ako obsah síry v jadre Zeme.
Jadro je obklopené kremičitanovým (silikátovým) plášťom, ktorý spôsoboval väčšinu tektonickej a vulkanickej činnosti na planéte. V súčasnosti je táto aktivita minimálna, avšak v hlbších častiach plášťa môže plášťová konvekcia stále prebiehať. Najvrchnejšiu oblasť tvorí kôra, ktorá dosahuje priemernú hrúbku okolo 50 km a maximálnu 125 km.[30]
Okolo planéty obiehajú dve prirodzené družice – Fobos (Strach) a Deimos (Hrôza). Obidve telesá majú viazanú rotáciu, čo znamená, že ukazujú Marsu stále rovnakú stranu. Veľmi nápadne sa chemickým zložením a tvarom podobajú telesám, ktoré tvoria pás planétok medzi Marsom a Jupiterom, čo viedlo k teórii, že ide o planétky, ktoré Mars svojou gravitáciou zachytil.[31] Pre definitívnu podporu tejto všeobecne prijímanej teórie však bude nutné získať vzorky z povrchu mesiacov.
Obe obežnice objavil Asaph Hall v roku 1877 a pomenoval ich podľa synov boha Marsa. Zaujímavosťou je, že existencia mesiacov bola predpovedaná v knihe Guliverove cesty už v roku 1726,[32] teda v čase, keď neexistoval dostatočne silný ďalekohľad, ktorým by ich bolo možné pozorovať.
Fobos obieha planétu rýchlejšie ako sa ona sama otáča, čo spôsobuje spomaľovanie jeho obehu a znižovanie vzdialenosti od povrchu Marsu. Odhaduje sa, že za 50 miliónov rokov Fobos do planéty narazí.[33] Pri pohľade z povrchu Marsu by Fobos mal uhlový priemer 12′, zatiaľ čo Deimos asi 2′. Uhlový priemer Slnka je asi 21′, takže na Marse nikdy nemôže nastať úplné zatmenie Slnka jedným z jeho mesiacov.