Mars

Mars je čtvrtá planeta od Slunce, známá jako Rudá planeta díky oxidům železa, svět obřích vulkánů (Olympus Mons) a kaňonů (Valles Marineris), který v minulosti hostil tekoucí vodu a dnes je hlavním cílem hledání mimozemského života.

Obsah hesla

[Rejstřík]

1.Úvod: Rudá planeta a věčný cíl lidské zvídavosti
2.Geologické rekordy: Olympus Mons a Valles Marineris
2.1Olympus Mons – král sopek
2.2Valles Marineris – velký kaňon Marsu
2.3Globální marsovská dichotomie
3.Atmosféra a prachové bouře: Řídký ledový dech
3.1Koloběh polárních čepiček a globální bouře
4.Voda na Marsu: Od řek a jezer k permafrostu
5.Měsíce Marsu: Phobos a Deimos
6.Robotický průzkum a hledání stop života

1. Úvod: Rudá planeta a věčný cíl lidské zvídavosti #

Mars je čtvrtou planetou od Slunce a druhým nejmenším terestrickým světem naší soustavy. Na pozemské obloze září jako nezaměnitelná rudá či oranžová hvězda, což vedlo starověké civilizace (Egypťany, Řeky i Římany) k tomu, že jej zasvětily svým bohům války (Ares, Mars).

Jeho charakteristická barva je způsobena všudypřítomným jemným prachem bohatým na oxidy železa (minerál hematit, $\text{Fe}_2\text{O}_3$ ) – povrch Marsu je doslova pokryt rzí.

Ačkoliv je Mars zhruba o polovinu menší než Země (rovníkový průměr 6 779 km) a má jen desetinu její hmotnosti, suchá plocha jeho kontinentů je prakticky shodná s plochou všech zemských pevnin (protože na Marsu v současnosti nejsou žádné oceány).

Mars má ze všech těles Sluneční soustavy nejvíce charakteristik podobných Zemi:

Den na Marsu (nazývaný sol) trvá 24 hodin, 39 minut a 35 sekund – je tedy jen o 39 minut delší než pozemský den.
Sklon rotační osy činí 25,19° (téměř identický s pozemskými 23,44°), což znamená, že na Marsu dochází ke střídání čtyř ročních období (i když každé trvá zhruba dvakrát déle, neboť marsovský rok trvá 687 pozemských dní).
Na pólech se nacházejí rozsáhlé polární čepičky z vodního ledu a zmrzlého oxidu uhličitého.

2. Geologické rekordy: Olympus Mons a Valles Marineris #

Ačkoliv je Mars menší než Země, hostí nejmonstróznější geologické útvary v celé Sluneční soustavě:

Olympus Mons – král sopek #

Sopka Olympus Mons je nejvyšší známou horou a štítovým vulkánem celé Sluneční soustavy:

Tyčí se do výšky 21,9 km nad okolní planiny (téměř trojnásobek výšky Mount Everestu nad mořem a více než dvojnásobek podmořské výšky Mauna Kea).
Její základna má průměr přes 600 km – kdybychom sopku položili do střední Evropy, zakryla by celé území České republiky, Slovenska a půlky Polska.
Kaldera na vrcholu má šířku 80 km a hloubku 3 km.
Sopka dosáhla těchto kolosálních rozměrů díky kombinaci nízké gravitace (38 % pozemské) a absenci deskové tektoniky: pod kůrou se po stovky milionů let nacházel stacionární plášťový chochol (hotspot), který chrlil lávu stále na totéž místo, aniž by se kůra posouvala jako na Zemi.

Valles Marineris – velký kaňon Marsu #

Podél rovníku se táhne obří tektonická zlomová trhlina Valles Marineris (Údolí Marineru):

Je dlouhá přes 4 000 km (táhne se přes pětinu obvodu Marsu; na Zemi by sahala z Lisabonu do Moskvy).
Dosahuje šířky až 200 km a hloubky 7 kilometrů (je čtyřikrát hlubší a desetkrát delší než slavný Grand Canyon v Arizoně).
Vznikla jako obří riftová prasklina při vulkanickém výzdvihu sousední obří sopečné náhorní plošiny Tharsis.

Globální marsovská dichotomie #

Mars je rozdělen na dvě dramaticky odlišné polokoule:

Severní nížiny (Vastitas Borealis): Hladké, mladé roviny s minimem kráterů, položené o 3 až 6 km níže než jih. V dávné minulosti pravděpodobně hostily severní polární oceán.
Jižní vysočiny: Starobylý, silně kráterovaný terén připomínající měsíční vysočiny s tlustou kůrou.

3. Atmosféra a prachové bouře: Řídký ledový dech #

Atmosféra Marsu je v současnosti extrémně řídká. Průměrný tlak na povrchu činí pouhých 610 Pa (6,1 milibaru), což představuje pouhých 0,6 % tlaku na hladině zemského oceánu (odpovídá tlaku ve výšce 35 km nad Zemí).

Složení atmosféry:

95,3 % oxid uhličitý ( $CO_2$ )
2,6 % molekulární dusík ( $N_2$ )
1,9 % argon ( $Ar$ )
Stopová množství kyslíku (0,13 %), oxidu uhelnatého (0,08 %) a vodní páry.

Koloběh polárních čepiček a globální bouře #

Tlak na Marsu není stálý – v průběhu roku kolísá až o 30 %. V zimě na daném pólu klesne teplota pod −125 °C, což způsobí, že se až čtvrtina veškerého atmosférického $CO_2$ vysráží přímo z plynné fáze do podoby vrstvy suchého ledu o mocnosti 1 až 2 metry na polární čepičce. Na jaře suchý led sublimuje zpět do atmosféry.

Teplotní kontrasty vyvolávají silné větry, které zvedají do vzduchu mikroskopická prachová zrnka. V letním období jižní polokoule (kdy je Mars v periheliu a dostává o 40 % více slunečního tepla než v afeliu) tyto bouře přerůstají v globální prachové bouře. Ty dokážou na několik měsíců zahalit celou planetu do nepropustného prachového závoje (taková bouře v roce 2018 ukončila 15letou misi solárního roveru Opportunity).

4. Voda na Marsu: Od řek a jezer k permafrostu #

Jedním z nejvýznamnějších objevů moderní planetologie je zjištění, že Mars byl v prvních stovkách milionů let své existence teplým a vlhkým světem.

Snímky z orbitálních sond a data z roverů odhalily:

Vyschlá říční údolí (Valley networks): Rozvětvené říční sítě vzniklé dešťovými srážkami a povrchovým odtokem v rané éře Noachian (před 3,7–4,1 mld. let).
Obří odtokové kaňony (Outflow channels): Stopy po kataklyzmatických povodních, kdy se zpod povrchu protrhly stovky tisíc kilometrů krychlových vody v oblastech jako Kasei Valles.
Jezerní delty a sedimenty: Rover Curiosity v kráteru Gale a rover Perseverance v kráteru Jezero detailně prozkoumaly ztuhlé sedimenty dávných sladkovodních jezer s říčními deltami, kde po miliony let existovala stabilní kapalná voda.
Hydratované minerály: Jíly (fylosilikáty), sírany a opály, které mohly vzniknout jedině dlouhodobým působením kapalné vody s neutrálním či mírně kyselým pH.

Dnes kapalná voda na povrchu existovat nemůže – kvůli nízkému tlaku by se okamžitě začala vařit a vypařovat (tlak 610 Pa je na hranici trojného bodu vody). Voda je však na Marsu přítomna v obrovském množství ve formě podpovrchového permafrostu a čistého vodního ledu v polárních čepičkách. Pokud by všechen známý led na Marsu roztál, pokryl by celou planetu globálním oceánem o hloubce přes 30 metrů.

5. Měsíce Marsu: Phobos a Deimos #

Mars má dva drobné přirozené satelity, které v srpnu 1877 objevil americký astronom Asaph Hall:

Phobos (Strach): Větší z měsíců o nepravidelných rozměrech $27 \times 22 \times 18\text{ km}$ . Obíhá pouhých 6 000 km nad povrchem Marsu (nejblíže ze všech měsíců v soustavě). Oběhne Mars za 7 hodin a 39 minut – třikrát rychleji, než se Mars otočí kolem své osy, takže vychází na západě a zapadá na východě. Slapové síly Marsu jej neustále brzdí: Phobos se přibližuje k Marsu rychlostí 1,8 metru za století a za 30 až 50 milionů let překročí Rocheovu mez, slapově se rozpadne a vytvoří kolem Marsu prstenec trosek, nebo dopadne na povrch.
Deimos (Hrůza): Menší měsíc o rozměrech $15 \times 12 \times 11\text{ km}$ obíhající ve vzdálenosti 23 460 km. Má hladší povrch pokrytý silnou vrstvou regolitu, který zaplnil většinu kráterů.

Oba měsíce jsou velmi tmavé (albedo pouhých 0,06) a svým složením připomínají uhlíkaté asteroidy typu C a D. Předpokládá se, že jde buď o asteroidy zachycené z hlavního pásu planetek, nebo o pozůstatky impaktního disku po srážce Marsu s velkým tělesem.

6. Robotický průzkum a hledání stop života #

Mars je nejvíce prozkoumanou planetou Sluneční soustavy:

Viking 1 a 2 (NASA, 1976): První úspěšná dlouhodobá přistání na Marsu. Provedly první biologické experimenty pro detekci metabolismu mikrobů v půdě (výsledky byly nejednoznačné a připsány reaktivním perchlorátům).
Éra roverů (NASA):
- Sojourner (1997): První mikrorover velikosti mikrovlnky ověřil koncept jízdy po povrchu.
- Spirit a Opportunity (2004): Geologická dvojčata, která potvrdila existenci dávných kyselých jezer. Opportunity fungovala neuvěřitelných 14 let a ujela 45 km.
- Curiosity (od 2012): Těžký nukleární rover zkoumající kráter Gale, který prokázal, že raný Mars byl plně obyvatelný pro mikroorganismy (přítomnost organických molekul, uhlíku, dusíku a fosforu).
- Perseverance (od 2021): Sesterský rover s helikoptérou Ingenuity (první motorický let na cizí planetě, 72 úspěšných letů). V kráteru Jezero odebírá vzorky sedimentů pro budoucí návratovou misi na Zemi (Mars Sample Return).
InSight (NASA, 2018–2022): Geofyzikální stacionární stanice se seismometrem SEIS, která poprvé detailně proměřila kůru, plášť a kapalné jádro Marsu.
Orbitální flotila: Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), Mars Express (ESA), MAVEN (NASA), ExoMars TGO (ESA/Roskosmos) a Tianwen-1 (Čína) nepřetržitě mapují povrch, složení atmosféry a únik plynů do kosmu.

Odborný astrofyzikální text včetně stavových rovnic, efemerid a spektrální klasifikace.

Profi režim

1. Ztráta atmosféry a eroze slunečním větrem #

Zásadní otázkou evoluce Marsu je přechod z teplého, vlhkého a magnetizovaného prostředí v noachijské éře ( $> 3{,}7\text{ Ga}$ ) do současného hyperaridního mrazivého stavu.

Klíčovou příčinou byl kolaps vnitřního geodynama před přibližně 4,0 až 4,1 miliardami let. Ztráta dipólového magnetického štítu vystavila atmosféru přímému ataku nemilosrdného toku slunečního větru a tvrdého slunečního UV záření.

Měření mise MAVEN a mechanismy úniku #

Mise MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN, Jakosky et al., 2018) kvantifikovala současné únikové toky atmosférických složek do meziplanetárního prostoru:

Fotochemický disociativní únik (Dissociative Recombination):
Dominantní mechanismus úniku neutrálního kyslíku. Sluneční UV záření ionizuje molekuly na ionosférický iont $\text{O}_2^+$ :

\text{O}_2^+ + \text{e}^- \longrightarrow \text{O}^* + \text{O}^* + \Delta E

Reakce uvolní kinetickou energii $\Delta E \approx 6{,}98\text{ eV}$ rozdělenou mezi oba atomy kyslíku. Každý atom získá rychlost $v \approx 5{,}8\text{ km/s}$ , což převyšuje únikovou rychlost z Marsu ( $v_{esc} = 5{,}03\text{ km/s}$ ).
2. Iontový rozptyl (Ion Sputtering):
Částice slunečního větru urychlené v indukovaném elektrickém poli $\mathbf{E} = -\mathbf{v}$ jsou vháněny zpět do horní atmosféry, kde kaskádovými srážkami mechanicky vyrážejí neutrální atomy $CO_2$ a $N_2$ .
3. Únik indukovaným magnetickým ohonem:
Přímý únik iontů $\text{O}^+$ , $\text{O}_2^+$ a $\text{CO}_2^+$ podél otevřených siločar magnetického pole rychlostí stovek tun za den (při solárních bouřích se tok zvyšuje o dva řády).

Celkový integrovaný úbytek atmosférického tlaku za 4 miliardy let činí minimálně $0{,}1\text{ až }0{,}2\text{ MPa}$ ( $1\text{–}2\text{ bary}$ ) oxidu uhličitého a ekvivalent vodní vrstvy o tloušťce minimálně několika desítek metrů.

2. Fyzika řídké atmosféry a prachové dynamiky #

Při současném povrchovém tlaku $P_0 \approx 610\text{ Pa}$ a průměrné teplotě $T \approx 210\text{ K}$ se atmosférická výška škály (scale height) $H$ vypočte ze vztahu:

H = \frac{k_B\,T}{\bar{m}\,g} = \frac{(1{,}381 \times 10^{-23}\text{ J/K})(210\text{ K})}{(43{,}5 \times 1{,}661 \times 10^{-27}\text{ kg})(3{,}72\text{ m/s}^2)} \approx 10{,}8\text{ km}

Hustota plynu u povrchu je $\rho_0 \approx 0{,}015\text{ kg/m}^3$ (cca 1,2 % zemské).

Fázový diagram vody a trojný bod #

Povrchový tlak Marsu ( $610\text{ Pa} = 6{,}1\text{ mbar}$ ) se nachází v bezprostřední blízkosti trojného bodu vody ( $P_{tr} = 611{,}65\text{ Pa}$ , $T_{tr} = 273{,}16\text{ K} = 0{,}01^\circ\text{C}$ ).

Za těchto podmínek je kapalná fáze čisté vody termodynamicky metastabilní: pokud teplota překročí bod tání ( $273\text{ K}$ ), bod varu vody je dosažen téměř okamžitě. Voda začíná vřít a podléhá prudkému vypařování:

\text{H}_2\text{O}_{(l)} \longrightarrow \text{H}_2\text{O}_{(g)}

Výjimku představují koncentrované perchlorátové solanky (roztoky chloristanu hořečnatého $\text{Mg(ClO}_4)_2$ a vápenatého $\text{Ca(ClO}_4)$ detekované landerem Phoenix a roverem Curiosity). Tyto soli dramaticky snižují bod tuhnutí vody díky eutektickému poklesu (eutektická teplota až $T{eut} \approx 205\text{ K} = -68^\circ\text{C}$ ) a snižují tlak nasycených par, což umožňuje existenci kapalných mikroskopických vrstviček v pórech regolitu.

3. Litosférický ohyb a vulkanismus provincie Tharsis #

Provincie Tharsis představuje kolosální vulkanicko-tektonický výzdvih o průměru přes 5 000 km a průměrné výšce 7 km, na němž se tyčí štítové sopky Olympus Mons, Ascraeus Mons, Pavonis Mons a Arsia Mons.

Mechanika podpory masivu Olympus Mons #

Extrémní výška sopky Olympus Mons ( $h = 21{,}9\text{ km}$ ) je podporována tlustou a pevnou elastickou litosférou bez deskového pohybu. Litosférický ohyb (flexure) pod tíhou vulkánu je popsán biharmonickou diferenciální rovnicí čtvrtého řádu pro vertikální průhyb $w(r)$ :

D\,\nabla^4 w(r) + \Delta\rho\,g\,w(r) = q(r)

kde $q(r)$ je gravitační zatížení kuželem sopky ( $q \approx \rho_c g h$ ), $\Delta\rho = \rho_m - \rho_c$ je rozdíl hustot pláště a kůry a $D$ je flexurní tuhost litosféry:

D = \frac{E\,T_e^3}{12\,(1 - \nu^2)}

kde $E \approx 10^{11}\text{ Pa}$ je Youngův modul pružnosti, $\nu \approx 0{,}25$ je Poissonovo číslo a $T_e$ je efektivní elastická tloušťka litosféry.

Gravitometrická měření z orbitálních sond MGS a MRO prokázala, že v oblasti Tharsis dosahuje elastická tloušťka litosféry hodnot $T_e \ge 110\text{–}150\text{ km}$ (zatímco na Zemi je typicky $T_e \sim 10\text{–}40\text{ km}$ ). Tato obrovská mechanická pevnost chladné litosféry zabraňuje propadnutí obřích sopečných hmot do pláště.

4. Seismologie a vnitřní struktura z mise InSight #

Seismometr SEIS na palubě stanice InSight (2018–2022) zaznamenal přes 1 300 marsovských zemětřesení (marsquakes), což poprvé umožnilo přímé změření vnitřní struktury Marsu (Banerdt et al., 2020; Stähler et al., 2021):

Zpřesněný model geosfér Marsu #

Zemská kůra: Má mocnost $24\text{ až }38\text{ km}$ v místě přistání (Elysium Planitia) a celkový globální průměr $45\text{–}56\text{ km}$ . Je stratifikována do dvou až tří vrstev o různých seismických rychlostech ( $v_p \approx 2{,}8\text{ km/s}$ , $4{,}3\text{ km/s}$ a $6{,}0\text{ km/s}$ ).
Plášť: Sahá do hloubky přibližně $1,560\text{ km}$ . Skládá se ze silikátů bohatých na železo ( $\text{Mg}# \approx 0{,}75$ ). Vzhledem k menšímu poloměru a nižšímu tlaku v nitru Marsu ( $P_{max} \approx 24\text{ GPa}$ ) v plášti zcela chybí spodní plášť s minerálem bridgmanitem (tlak nedosahuje fázového přechodu 660 km jako na Zemi). Plášť je tvořen pouze olivínem a jeho vysokotlakými fázemi wadsleyitem a ringwooditem.
Jádro: Seismická data přinesla velké překvapení: jádro Marsu je mnohem větší a má nižší hustotu, než předpovídaly starší modely:
- Poloměr jádra: $r_{core} = 1,830 \pm 40\text{ km}$ (více než polovina poloměru celé planety).
- Stav jádra: Jádro je zcela tekuté.
- Hustota jádra: $\rho_{core} \approx 5,700\text{–}6,300\text{ kg/m}^3$ .
- Složení jádra: Aby měla kapalná slitina železa takto nízkou hustotu, musí obsahovat neobvykle vysoký podíl lehkých prvků: kromě niklu obsahuje $15\text{–}17\text{ hm. %}$ síry, $2\text{–}4,%$ kyslíku, $1\text{–}2,%$ uhlíku a stopový vodík.

5. Paleomagnetismus kůry a zánik dynama #

Ačkoliv Mars postrádá globální dipólové pole, magnetometr na sondě Mars Global Surveyor (MGS) objevil v jižních vysočinách intenzivní remanentní magnetické pole kůry.

Indukce tohoto fosilního pole dosahuje lokálně až $1,500\text{ nT}$ ve výšce 100 km nad povrchem (více než třicetinásobek hodnot běžných u zemské kůry). Magnetické anomálie tvoří lineární pásy střídavé polarity o šířce stovek kilometrů, které připomínají magnetické pásy u středooceánských hřbetů na Zemi.

Stáří impaktních pánví Hellas a Argyre ( $3{,}9\text{–}4{,}1\text{ Ga}$ ), které jsou zcela nemagnetické (impakt demagnetizoval kůru v době, kdy už dynamo nefungovalo), určuje přesný okamžik zániku dynama:

Globální geodynamo fungovalo pouze v raném Noachianu ( $4{,}5\text{ až }4{,}1\text{ Ga}$ ).
Dynamo zaniklo v důsledku rychlého ochlazení malého tělesa, poklesu přenosu tepla přes rozhraní jádro-plášť a přechodu do režimu stagnantního víka.

Literatura a vědecké reference

Jakosky, B. M., et al. (2018). Loss of the Martian atmosphere to space: Present-day loss rates determined from MAVEN observations and integrated loss through time. Icarus, 315, pp. 146–157[online]
Banerdt, W. B., et al. (2020). Initial results from the InSight mission on Mars. Nature Geoscience, 13, pp. 183–189[online]
Carr, M. H., & Head, J. W. (2010). Geologic history of Mars. Earth and Planetary Science Letters, 294(3–4), pp. 185–203[online]
Stähler, S. C., et al. (2021). Seismic detection of the martian core. Science, 373(6553), pp. 443–448[online]
Ehlmann, B. L., & Edwards, C. S. (2014). Mineralogy of the Martian Surface. Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 42, pp. 291–315[online]

Typ	Terestrická planeta (kamenná)
Poradi od slunce	4. planeta
Stredni vzdalenost od slunce	227 939 200 km (1,524 AU)
Průměr / Rozměry	6 779 km (0,532 Země)
Hmotnost	6,4171 × 10²³ kg (0,107 Země)
Obezna doba	686,98 dne (1,88 pozemského roku)
Doba rotace	24 h 37 min 22 s (marsovský sol)
Stredni povrchova teplota	−63 °C (od −140 °C na pólech po +20 °C v létě na rovníku)
Povrchový tlak	610 Pa (6,1 mbar, 0,6 % tlaku na Zemi)
Tíhové zrychlení (g)	3,72 m/s² (0,379 g, cca 38 % pozemské)
Složení atmosféry	Oxid uhličitý (95,3 %), Dusík (2,6 %), Argon (1,9 %)
Počet měsíců	2 (Phobos, Deimos)

Velka poloosa a	227 939 366 km (1,523679 AU)
Excentricita e	0,0934123 (druhá nejvyšší po Merkuru)
Obezna perioda sidericka	686,971 dne (1,8808 pozemského roku)
Synodická perioda	779,96 dne (2,13 roku)
Orbitalni sklon i	1,850° k ekliptice (5,65° k rovníku Slunce)
Stredni orbitalni rychlost	24,07 km/s
Hmotnost M mars	6,4171 × 10²³ kg (0,10745 M_⊕)
Objem V	1,6318 × 10¹¹ km³ (0,151 V_⊕)
Rovnikovy polomer R eq	3 396,2 ± 0,1 km (0,5325 R_⊕)
Polarni polomer R pol	3 376,2 km
Zplosteni f	0,00589 (způsobené rotací)
Stredni hustota rho	3 933 kg/m³ (0,713 ρ_⊕)
Bezrozmerny moment setrvacnosti	C / (M R²) = 0,3644 ± 0,0005
Povrchove gravitacni zrychleni g	3,72076 m/s² (0,379 g_⊕)
Unikova rychlost v esc	5,027 km/s
Rotacni perioda sidericka	24 h 37 m 22,66 s (88 642,66 s)
Slunecni den sol	24 h 39 m 35,24 s (88 775,24 s)
Sklon rotacni osy	25,19° (blízký sklonu zemské osy 23,44°)
Geometricke albedo	0,170 (Bondovo albedo 0,25)
Solarni konstanta S 0	586 W/m² (cca 43 % zemské)
Povrchovy tlak stredni	610 Pa (6,1 mbar, oscilace 400–870 Pa vlivem kondenzace CO₂)
Rozmery jadra In Sight	r_core = 1 830 ± 40 km (kapalné Fe-Ni-S-C jádro, hustota 6 000 kg/m³)
Tloušťka ledové kůry	24–72 km (seismická data InSight)
Vnitrni magneticke pole	Chybí globální dipól (pouze lokální remanentní kůrové magnetické pole až 1 500 nT)

Mars

Obsah hesla

1. Úvod: Rudá planeta a věčný cíl lidské zvídavosti #

2. Geologické rekordy: Olympus Mons a Valles Marineris #

Olympus Mons – král sopek #

Valles Marineris – velký kaňon Marsu #

Globální marsovská dichotomie #

3. Atmosféra a prachové bouře: Řídký ledový dech #

Koloběh polárních čepiček a globální bouře #

4. Voda na Marsu: Od řek a jezer k permafrostu #

5. Měsíce Marsu: Phobos a Deimos #

6. Robotický průzkum a hledání stop života #

1. Ztráta atmosféry a eroze slunečním větrem #

Měření mise MAVEN a mechanismy úniku #

2. Fyzika řídké atmosféry a prachové dynamiky #

Fázový diagram vody a trojný bod #

3. Litosférický ohyb a vulkanismus provincie Tharsis #

Mechanika podpory masivu Olympus Mons #

4. Seismologie a vnitřní struktura z mise InSight #

Zpřesněný model geosfér Marsu #

5. Paleomagnetismus kůry a zánik dynama #

Literatura a vědecké reference

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík

Mars

Obsah hesla

1. Úvod: Rudá planeta a věčný cíl lidské zvídavosti #

2. Geologické rekordy: Olympus Mons a Valles Marineris #

Olympus Mons – král sopek #

Valles Marineris – velký kaňon Marsu #

Globální marsovská dichotomie #

3. Atmosféra a prachové bouře: Řídký ledový dech #

Koloběh polárních čepiček a globální bouře #

4. Voda na Marsu: Od řek a jezer k permafrostu #

5. Měsíce Marsu: Phobos a Deimos #

6. Robotický průzkum a hledání stop života #

1. Ztráta atmosféry a eroze slunečním větrem #

Měření mise MAVEN a mechanismy úniku #

2. Fyzika řídké atmosféry a prachové dynamiky #

Fázový diagram vody a trojný bod #

3. Litosférický ohyb a vulkanismus provincie Tharsis #

Mechanika podpory masivu Olympus Mons #

4. Seismologie a vnitřní struktura z mise InSight #

Zpřesněný model geosfér Marsu #

5. Paleomagnetismus kůry a zánik dynama #

Literatura a vědecké reference

Související hesla v AstroWiki

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík