Mars
Svojstva orbite
Prosje?ni polumjer	227 939 100  km (1,523679  AJ ) [1]
Ekscentricitet	0,09341233
Ophodno vrijeme	686,971 dana (1,8808  godina )
Sinodi?ki period	779,96 dana (2,135 godina)
Orbitalna brzina	24,077 km/s
Nagib orbite	1,85061 ° s obzirom na ekliptiku
Broj prirodnih satelita	2
Fizi?ka svojstva
Ekvatorijalni polumjer	3389,5 ± 0,2 km [2]
Povr?ina	144 798 500  km 2 (0,284 Zemljine)
Masa	6,4185 × 10 23 kg (0,107 Zemljine) [3]
Prosje?na gusto?a	3 933,5 kg/m 3
Gravitacijsko ubrzanje na ekvatoru	3,711 m/s 2 = 0,376 g
Period rotacije	1,025957  d = 24 h 37 min 23 s
Nagib osi	25,19 °
Albedo	0,170 (geometrijski), 0,25 (Bondov) [4]
Brzina oslobađanja	5,027 km/s
Povr?inska temp.	min. prosj. maks. ?143  °C [5] ?63 °C 35 °C [6]
Atmosfera
Atmosferski tlak	0,636 (0,4 ? 0,87) kPa
Sastav i podjela atmosfere	95,97% ugljikov dioksid [7] 1,93% argon 1,89% du?ik 0,146% kisik 0,0557% ugljikov monoksid 0,021% vodena para 0,01% du?i?ni oksid 0,001 5% molekularni vodik 0,000 25% neon 0,000 085% te?ka voda 0,000 030% kripton 0,000 013% formaldehid 0,000 008% ksenon 0,000 001 8% vodikov peroksid 0,000 001% metan

Mars je ?etvrti planet po udaljenosti od Sunca , vidljiv sa Zemlje prostim okom i zato poznat od davnine. Mars nosi ime rimskog boga rata i ?esto je nazivan Crvenim planetom zbog njegove crvene boje. ^[8] Po uzoru na stara ?e?ka imena planeta, Hrvati kajkavskog narje?ja jedno su vrijeme upotrebljavali imena Strah , U?as i Ognjenica (Szmertonosz i Ognyenicza po starom kajkavskom pravopisu). ^[9]

Op?a svojstva [ uredi | uredi kod ]

Promjer mu je 6 794  km , masa 0,107 Zemljine mase, srednja gusto?a 3,94 ? 10 ³   kg/m ³ , a povr?insko ubrzanje sile te?e 0,38 ubrzanja sile te?e na Zemlji . Ima dva pratioca nepravilna oblika, Deimos (11 km × 12 km × 15 km) i Phobos (19 km × 22 km × 27 km). Sun?ev mu dan traje gotovo kao i Zemljin, 24  h i 37  min . Oko Sunca obiđe za 687 zemaljskih dana, od Sunca je prosje?no udaljen 228 milijuna km, a zbog nagiba osi vrtnje prema ravnini staze od 25°12′ i izduljenosti staze, pokazuje godi?nja doba . Pogled sa Zemlje otkriva na Marsu bijele polarne kape, crvenkastonaran?astu povr?inu s tamnijim i svjetlijim dijelovima te vrlo rijetku atmosferu , koja se sastoji od 95% ugljikova dioksida , 2,7% du?ika , 1,6% argona te primjesa. Povr?inski tlak iznosi oko 700  Pa . U atmosferi se pojavljuju oblaci , a podi?u se i pje??ane oluje . Temperatura mo?e biti od ?140  °C do ne?to vi?e od 0 °C, ovisno o dobu dana i godine te o polo?aju Marsa na stazi. Pojave na povr?ini nazivane su prema kontrastu morima, zaljevima, planinama i sli?no ( albedo ), a stvaran reljef ustanovljen je s pomo?u  međuplanetarnih letjelica .

Polarne se kape sastoje od smrznute vode i ugljikova dioksida. Zimi se ugljikov dioksid djelomice smrzava pa atmosferski tlak pada za 1/3. Sjeverna i ju?na polutka geolo?ki se razlikuju. Tlo sjeverne polutke geolo?ki je mlađe, reljef mu je nekoliko kilometara ni?i od reljefa ju?ne polutke; na ju?noj polutki prevladavaju udarni krateri od pada meteoroida , a na sjevernoj ugasli vulkani . Na Marsu se nalazi najvi?i ugasli vulkan u cijelom Sun?evu sustavu , Olympus Mons , visok vi?e od 27 km i promjera ve?ega od 500 km. Marsovo tlo sastoji se od kremena i limonita i sli?no je Zemljinu tlu, osim velike prisutnosti ?eljeza na njegovoj povr?ini (oko 13,5%) u obliku oksida , ?to tlu daje crvenkastonaran?astu boju. Mars ima ionosferu te vrlo slabo magnetsko polje . Tokovi nekada?njih rijeka vode od ju?ne na sjevernu polutku. Snimkama na povr?ini ustanovljeno je postojanje sedimenata nastalih talo?enjem u vodi. Zbog malene mase Mars je izgubio velik dio nekada?nje atmosfere i ve?inu vode u slobodnom stanju, osim malih smrznutih koli?ina na polovima. Mogu?e je postojanje vode u smrznutom stanju ispod povr?ine Marsa, a ispod Marsovskog ju?nog pola je pronađeno podzemno jezero vode. Traga se i za mogu?im ostatcima nekada?njih oblika ?ivota , za sada bez pouzdanih podataka. ^[10]

Mars je u mitologiji bio rimski bog rata. Starogr?ko ime za Mars je Ares , pa se za pojmove vezane uz Mars koristi prefiks areo- umjesto geo- (npr. umjesto zemljopisna ?irina koristi se pojam areografska ?irina). ^[9]

Fizi?ka svojstva [ uredi | uredi kod ]

Atmosfera i klima [ uredi | uredi kod ]

Marsova je atmosfera rijetka u usporedbi sa Zemljinom. Tlak u podru?ju srednje povr?inske razine iznosi 7 mbar (oko 150 je manji nego na Zemlji na razini mora). No, u razno doba godine i na raznim mjestima mjeri se od 1 do 10 mbar. Marsova atmosfera se sastoji uglavnom od uglji?nog dioksida (95,32%), uz male primjese drugih elemenata: du?ika (2,7%), argona (1,6%), kisika (0,13%) i neona (0,00025%). Također sadr?i i vodenu paru (0,03%), a u polarnim krajevima je nađen ozon .

Polarne kape zimi se pro?ire do 40 - 50° areografske ?irine ( Mars je latinsko ime, Ares starogr?ko ). Zato se na Zemlji ra?unaju zemljopisne ?irine i du?ine, a na Marsu areografske. Ljeti se ju?na kapa smanji na 400 km, a sjeverna na 800 km. U atmosferi iznad kapa zna biti pove?an sadr?aj vodene pare , a one same pokrivene dugotrajnom sumaglicom. Jedan sastojak polarne kape ?ini voda , jer polarna kapa ne is?ezava sublimacijom ugljikovog dioksida, a temperatura se uvijek zadr?ava ispod ledi?ta vode. Sonda Viking Lander 2 je na 47° sjeverne ?irine snimila tanak sloj inja . Sjeverna polarna kapa se za vrijeme sjevernog ljeta smanji na promjer od oko 800 km, a ju?na za ju?nog ljeta na oko 400 km. Osim ugljikova dioksida ( suhi led ), polarne kape sadr?e i smrznutu vodu jer je uo?eno da sublimacijom CO ₂ kape ne nestaju, a temperatura je uvijek ispod 273 K (0 °C). Ova smrznuta voda je izmije?ana s ?esticama pra?ine. Zbog prozirnosti atmosfere, Mars odra?ava Sun?evu svjetlost dva puta slabije nego Zemlja. To zna?i da unato? ve?oj daljini, povr?ina jednake veli?ine na Marsu prihva?a samo malo manje topline nego na Zemlji. Temperatura je prakti?ki uvijek ispod 0 °C. Najtoplije je u ekvatorskim podru?jima i u subsolarnoj to?ki.

Temperaturne razlike i nastanak oluja [ uredi | uredi kod ]

Prosje?na izmjerena temperatura na Marsovoj povr?ini je 210 K , s maksimumom od 293 K i minimumom od 130 K. Najtoplija su podru?ja oko ekvatora i u subsolarnoj to?ki zato ?to temperatura tla ovisi o kutu upada Sun?evih zraka i ?esto varira jer je rijetka atmosfera slab toplinski spremnik . Na polovima temperatura zimi ne prelazi 160 K, a pada i do 120 K ?to je dovoljno da CO ₂ kondenzira . Tada dio atmosferskog CO ₂ prelazi u polarnu kapu ?to dovodi do naglog pada tlaka na tom podru?ju i zrak s ?itavog globusa struji prema tom polu.

Temperaturne razlika između svjetlijih i tamnijih podru?ja, odnosno tla i atmosfere, uvjetuju mije?anje atmosfere. Vjetrovi , koji su pri tlu brzine 10 m/s , podi?u ?estice pra?ine do 50 km uvis i prenose ih na udaljenosti od vi?e tisu?a kilometara. Vjetrovi dosti?u brzine do 100 m/s, izazivaju?i godi?nje stotinjak pje??anih oluja koje, kada je Mars u perihelu , a vjetar i temperatura u svom maksimumu, mogu prekriti cijeli planet pra?inom. Pokreti atmosferskih masa pokazuju sezonske pravilnosti. Godi?nje se javi stotinjak lokalnih pje??anih oluja. Jednom do dvaput u Marsovoj godini, Mars je zaogrnut u globalnu pje??anu oluju; tada ostaju vidljivi samo vrhovi vulkana . Po?to ju?na polutka dobiva u prosjeku vi?e topline , a pogotovo ljeti, to su klimatske promjene ovdje burnije. Pje??ane oluje vi?e zahva?aju ju?nu polutku. U atmosferi stalno prisutne ?estice pra?ine daju rasvjeti neba naran?astu nijansu. Obla?ne pojave u atmosferi zapa?aju se sa Zemlje na svojeobrazan na?in. Pje??ane oluje vide se uz upotrebu ?utog filtra kao "?uti oblaci". Oblaci koji se sastoje od kapljica vode i ugljikovog dioksida svijetli su; ako se promatraju kroz modri filtar, govori se o "modrim oblacima".

Pje??ane oluje dovode do zanimljivog u?inka "anti-staklenika" - velike koli?ine pra?ine u atmosferi ne dopu?taju Sun?evoj svjetlosti da neoslabljena prodre do povr?ine, a propu?taju toplinsko zra?enje Marsove povr?ine koja se hladi, dok se vi?i dijelovi atmosfere zagrijavaju.

Oblaci [ uredi | uredi kod ]

Iako atmosfera sadr?i samo jednu tisu?inu vodene pare koju nalazimo u Zemljinoj atmosferi , voda se uspijeva kondenzirati i stvoriti oblake koji lebde na velikim visinama. Oblaci su redovita pojava na Marsu unato? maloj koli?ini vodene pare u atmosferi. Promatrani su i sa Zemlje, a sa svemirskih letjelica Mariner i Viking snimljeni su bezbrojni oblici koje mo?emo svrstati u nekoliko kategorija:

• zavjetrinski valovi oblaci su koji se stvaraju u zavjetrini visokih dijelova reljefa poput vulkana, kratera i planina. Zrak u tim podru?jima kre?e se u valovitim oscilacijama.
• valovski oblaci doimaju se poput redova paralelnih valova i redovito ih nalazimo nad rubovima polarnih kapa.
• obla?ne ulice su linearni nizovi kuglastih oblaka sli?nih kumulusima.
• trakasti oblaci naj?e??i su nad visoravnima jugozapadno od Syrtis Majora .
• magla i jutarnja sumaglica mo?e se stvarati u dolinama, kanjonima i kraterima te je vidljiva sa Zemlje.
• paperjasti oblaci su izdu?eni oblaci koji nastaju podizanjem materijala i naj?e??e se sastoje od ?estica pra?ine. Nalazimo ih prvenstveno u ju?noj polutki, kod visoravni Syrtis Major , ali i na sjeveru, u predjelu Tharsis Montes .

?estice pra?ine stalno prisutne u atmosferi daju joj naran?astu nijansu. Pje??ane oluje vide se sa Zemlje kroz ?uti filter kao "?uti oblaci". Oblaci koji se sastoje od aerosola vode i CO ₂ promatraju se kroz modri filter i zovemo ih "modri oblaci".

Tlak [ uredi | uredi kod ]

U odnosu na Zemlju, Marsova atmosfera je vrlo rijetka zbog ?ega ima niski povr?inski tlak koji se mijenja od 1 do 10 mbar , ovisno o uvjetima. Prosje?an tlak u podru?ju srednje povr?inske razine iznosi 7 mbar. Ve? spomenuta sublimacija i kondenzacija CO ₂ mijenja tijekom godine globalni tlak za 20%. Letjelica Viking Lander 1 je izmjerio srednji dnevni tlak od samo 6.8 mbar u trenutku kad je ju?na polarna kapa bila najve?a, a u drugom dijelu godine iznosio je ?ak 9.0 mbar. Viking Lander 2 izmjerio je najve?i tlak od 10,8 mbar. Pronađeni su dokazi da je nekad gu??a Marsova atmosfera dozvoljavala postojanje teku?e vode na Marsu. Oblik reljefa koji uvelike podsje?a na kontinente, obale oceana, rije?ne kanjone, jezera i otoke navodi na pomisao da su velike vode nekad oblikovale taj teren.

Mars odlikuje jedan neobi?an mehanizam, koji dovodi do promjene tlaka i prijenosa zra?nih masa, a to je prijelaz ugljikovog dioksida iz plinovitog stanja u ?vrsto (kondenzacija), koja se odvija na temperaturi od - 123 °C. Kada temperatura u polarnim krajevima padne do te vrijednosti, dio atmosfere preta?e se u polarnu kapu. Zbog pada tlaka u polarnom podru?ju zrak s ?itavog planeta po?ne strujati prema tom polu. Promjena plinovitog sadr?aja ugljikovog dioksida dovodi u toku godine do promjene tlaka od 20%. Po?to Mars prelazi perihelom kada je ljeto na ju?noj polutki, a afelom kada je na njoj zima, to je ljeto toplije na ju?noj polutki, ali je tu i zima o?trija. Atmosferski je tlak stoga najve?i kada na ju?noj polutki vlada ljeto, a najmanji kada je tamo zima. ^[11]

Reljef [ uredi | uredi kod ]

Marsov pejza? sli?an je Zemljinom i Mjese?evu, no ima i svojih posebnosti. Teren je prosje?nog nagiba 3°. Povr?ina Marsa je crvene boje zbog velikih koli?ina ?eljeza koje sadr?i. Mo?emo je podijeliti na sjevernu i ju?nu polutku granicom koja sije?e ekvator pod kutom od 35°. Teren ju?ne je u prosjeku 2-3 kilometra vi?i od sjeverne, uglavnom zbog razlike u gusto?i kore. Ju?na polutka puna je udarnih meteorskih kratera veli?ine od 3 do 120 km nastalih u doba bombardiranja planetoidima . Manji krateri su malobrojni. Na sjevernom dijelu prevladava bazalt koji je gu??i od granita i zato ima ni?i ravnote?ni polo?aj. To bazaltno podru?je je zapravo kora prelivena lavom koja je uni?tila starije kratere, zbog ?ega je ravnija. Za razliku od Mjese?evih kratera , Marsovi u pravilu nemaju sredi?nju izbo?inu i zasuti su izmrvljenim materijalom. Na Marsovoj se povr?ini razlikuje nekoliko oblika reljefa.

Glatke kru?ne udubine okru?ene planinskim lancem na rubu nazivaju se bazeni. Najve?i su Planitia Argyre (Argirska ravnica) promjera 1 000 km i Planitia Hellas (Gr?ka ravnica) promjera 1 700 km. Oba bazena su svijetle povr?ine. Dno Planitiae Hellas prekriveno je pje??anim slojem tako da nema nikakvih vidljivih detalja, a od okoline (brdovitog podru?ja Hellespontus - Dardaneli ) ni?e je 6 kilometara. Tlak u toj potolini dovoljan je za ukapljivanje vode (> 6,1 mbar ). Okru?ena je masivnim planinskim prstenom visokim oko 2 km, najvjerojatnije nastalim izbacivanjem materijala iz bazena pri udaru asteroida . Znatno doprinosi visokoj topografiji ju?ne polutke. Manji bazeni promjera nekoliko stotina kilometara, veoma podsje?aju na ve?e kratere. Među najspektakularnije pojave na Marsovoj povr?ini zasigurno se ubraja i splet kanjona Valles Marineris (Marinerove doline), dug 4 500 km, ?irok između 100 i 200 km, a dubok 6 - 7 km.

Mineralo?ki sastav Marsova tla određen je uglavnom kremenom (SiO ₂ ) i limonitom (Fe ₂ O ₃ ? x H ₂ O). Limonit daje povr?ini svojstvenu crvenu nijansu. Kemijska analiza pokazala je 50% kisika , 21% silicija , 13% ?eljeza , 5% magnezija , 4% kalcija , 3% aluminija , 3% sumpora , a u tragovima ima titanija , fosfora , kalija , klora i nekih drugih kemijskih elemenata. Sastav je sli?an srednjem sastavu Zemljine kore , s tim ?to Mars ima mnogo vi?e sumpora.

Vulkani [ uredi | uredi kod ]

Zemlji sli?ni oblici na Marsovoj povr?ini su ugasli vulkani . Ima ih nekoliko desetaka, a uglavnom su smje?teni na sjevernoj polutki. U njih ubrajamo i najve?i vulkan u Sun?evu sustavu, Olympus Mons (Olimpska gora). Uzdi?e se 27 km nad okolinu, a star je oko 2,5 milijarde godina. Promjera je 600 km, a njegov rub je strma, gotovo okomita litica visoka 4 - 6 km. Iako je vrlo visok, zbog velikog promjera ima prosje?ni nagib od samo 3° - 5° tako da nije sto?astog oblika nego plosnat. Olympus Mons se nalazi zapadno od predjela Tharsis (Tarsej), najve?eg vulkanskog podru?ja. Tharsis je visoravan kraj Marsova ekvatora prosje?ne visine 7 km i ?irine 5 000 km. Na njoj se nalaze jo? tri gigantska vulkana: Arsia Mons (Arsijska gora), Pavonis Mons (Paunova gora) i Ascraeus Mons (Askarska gora). Sva ?etiri ubrajamo u ?titaste ("havajske") vulkane, zbog oblika koji je nastao izljevnom erupcijom, relativno mirnim izlijevanjem bazaltne lave koja je sporo tekla formiraju?i vulkanski sto?ac.

Kaldere , velike okruglaste udoline na vrhu, nastale su propadanjem krova ognji?ta vulkana izazvanog naglim podzemnim povla?enjem magme . Najve?a razlika između havajskih i tarsejskih vulkana je veli?ina - vulkani na Marsu su 10 do 100 puta ve?i nego zemaljski. Uzroci tome su najvjerojatnije dugotrajnije i ve?e erupcije i slabija gravitacijska sila . Takvi golemi vulkani na Marsu uspjeli su nastati zato ?to su vru?a vulkanska podru?ja ostala na istom mjestu u kori tijekom stotina milijuna godina. Nasuprot tome, na Zemlji su vulkanske regije ?esto pomicane zbog tektonike litosfernih plo?a . Kako se zemaljske plo?e pomi?u, ni?u novi vulkani, a stari se gase. Sjeverno od Tharsis Montes le?i Alba Patera , vulkan plosnatog oblika - plitka tanjurasta formacija - patera . Patere nalazimo samo na Marsu. Alba Patera promjera je od ?ak 2 000 km, ali je visoka "samo" 7 km. Druga najve?a vulkanska regija na Marsu je Elysium Planitia (Elizejska ravnica) isto?no od Tharsis Montes .

Meandri na Marsu [ uredi | uredi kod ]

Posebna su pojava na Marsu vijugavi kanali ili meandri , koji se granaju i imaju "pritoke" i posve podsje?aju na vade (usahle rijeke). Nalaze se prete?no u ekvatorskom podru?ju. Kako danas teku?ine nema, pitanje je kako su nastali. Ima i drugih pojava koje svjedo?e o tokovima, mnogi se krateri nalaze u ravnicama kao da ih je za vrijeme poplava optjecala teku?ina. Da bi se rije?io taj problem, tra?e se dokazi da je Marsova klima bila nekada toplija, pa se promijenila (na primjer zbog promjene osi vrtnje i izdu?enosti staze i zbog promjene u sastavu atmosfere). Budu?i da je temperatura neposredno ispod povr?ine uvijek ni?a od 0 °C, vode mo?e biti posvuda, u obliku stalnog zamrznutog tla, permafrosta . Kad se tlo zagrije vulkanskom aktivno??u ili udarom meteora , permafrost se tali. Tako se dadu tuma?iti ?iroka i visoka podno?ja nekih vulkana. Također, mnogi mlađi udarni krateri stoje na podno?jima koja su mogla nastati taljenjem permafrosta kada je on tekao u nizinu, odnosno blatan sadr?aj i ponovo se smrznuo. Taljenjem permafrosta dadu se rastuma?iti i mnogi uru?eni i kaoti?ni tereni, kao na primjer u Hriska ravnica ( Planitiae Chryse ).

Marsovo tlo podlije?e jakoj eroziji . Uz vidne posljedice nastale od nepoznate teku?ice, u?inci vjetrene erozije i gravitacijske erozije vide se posvuda. Mnoga su kraterska dna prekrivena pje??anim dinama , dugim nekoliko kilometara. Nadalje, zbog jakih vjetrova krateri bacaju tamne repove svi u istom smjeru. Debeli sloj pra?ine prekrio je posebno polarna podru?ja, pa po njima is?ezavaju ?ak i planinske formacije. U podru?jima polarnih kapa uvjeti su pogodni za slijeganje atmosferskog praha. Prah predstavlja kondenzacijske jezgre za snje?ne pahulje ugljikovog dioksida. Zamrznute slojevite, ili laminarne, naslage prekrivaju neravnine reljefa u polarnim kapama! Vjerojatno su nastale talo?enjem sleđenog praha u vi?e navrata, u toku geolo?kih doba, kada se klima mogla cikli?ki mijenjati.

Tektonika [ uredi | uredi kod ]

Tektonika Marsa je, za razliku od Zemljine koja se temelji se na pomicanju litosfernih plo?a , uglavnom okomita, tj. bila je ograni?ena na uzlazne tokove lave koja se probijala prema gore kroz koru do povr?ine. Danas na Marsu vi?e nema vulkanizma, kao glavnoga izvora tektonike.

Znanstvenici pretpostavljaju da je prije 3,5 milijarde godina Mars do?ivio najve?e poplave u Sun?evu sustavu jer su se goleme koli?ine vode prelijevale iz vi?eg podru?ja ju?ne u ni?u, sjevernu hemisferu. Postavljaju se pitanja odakle je do?la ta masa vode, koliko su trajale poplave i gdje je sad? Podrijetlo vode vjerojatno je jednako kao i kod Zemlje, tj. potje?e od kometa i asteroida koji su bili vrlo bogati vodenim ledom te su se kondenzirali prilikom udara u rane planete i planetoide. Na Marsu postoje o?iti dokaza vodene erozije, a vjerojatno je najve?i dio vode, kada je planet izgubio atmosferu, potonuo u koru i tamo se smrznuo u obliku vodenoga leda. Nadalje, ve?i dio Marsove atmosfere je (uklju?uju?i u vodenu paru), zbog relativno male mase planeta, bio otpuhan Sun?evim vjetrom u međuplanetarni prostor. Također, dokazano je kako je prije otprilike 3,5 milijarde godina u sjevernu Marsovu polutku udario veliki asteroid, koji je izazvao pomicanje mase na razini cijeloga planeta. Op?enito je i danas jedan dio planeta uglavnom spu?ten, a drugi izdignut (ako se promatra prosje?na visina povr?ine). Također, ako je do tada i postojala rotacije vanjske jezgre, od tada je ona prekinuta pa Mars nije odr?ao (ili razvio) svoje magnetsko polje koje bi ga ?titilo od energetskih ?estica Sun?eva vjetra. Takva polja postoje (interesantno) razvijena tek lokalno, ?to je rezultat pomicanja i okupljanja bli?e povr?ine magneti?nih stijena iz dubine.

Trenutno je Mars prehladan i ima prenizak tlak na povr?ini da bi se voda mogla dulje zadr?ati u teku?em obliku. Koli?ina vode koju nalazimo u obliku leda na polovima te u oblacima vodene pare u atmosferi naravno vi?e nije ni pribli?no dovoljna za stvaranje kanala i kanjona kakvi su otkriveni. Druga zna?ajna vrsta leda na Marsu je suhi led , tj. CO ₂ . Mars Global Surveyor snimio je fotografije koje nagovije?taju postojanje podzemnih spremnika vode iz kojih se povremeno i ponegdje voda probija na povr?inu u obliku gejzira . Postoje i teorije da su ove brazde na povr?ini Marsa nastale usled kretanja fine pra?ine, ali su njihov broj na povr?ini prevelik da bi se to moglo ozbiljno razmatrati.

Svojstva unutra?njosti planeta [ uredi | uredi kod ]

Građa Marsove unutra?njosti razlikuje se od Zemljine zbog mnogo manje mase . Kora je debela oko 100 km, bogata silicijem i aluminijem , a siroma?na magnezijom . Ispod nje je pla?t s feromagnetskim silikatima , dok se jezgra, koja ima polumjer od 1 700 km, sastoji vjerojatno od rastaljenog troilita (?eljeznog sulfida). Magnetsko polje je 500 puta slabije od Zemljinog. Smjer magnetskog polja suprotan je smjeru Zemljinog magnetskog polja, s obzirom na polove vrtnje.

Orbita i rotacija [ uredi | uredi kod ]

Mars ima primjetno izdu?enu planetarnu putanju ( ekscentricitet 0,093), pa mu se udaljenost od Sunca znatno mijenja tijekom Marsove godine, ?to bitno utje?e na klimu. Marsov sideri?ki period revolucije ( zvjezdana godina ) traje 687 dana, a period rotacija ( sideri?ki dan ) 24 h 37 min 23 s. Os rotacije nagnuta je, sli?no kao i kod Zemlje, 25° prema ravnini revolucije.

Magnetosfera [ uredi | uredi kod ]

Mars posjeduje slabo magnetsko polje . U usporedbi sa Zemljinim , jakost Marsova polja je oko 500 puta slabija. Osim toga, magnetski polovi Marsa su suprotno orijentirani od Zemljinih. Zemljin sjeverni magnetski pol se nalazi blizu ju?nog areografskog pola, a na Marsu je sjeverni magnetski pol na sjevernom areografskom polu.

Prirodni sateliti [ uredi | uredi kod ]

Marsovi prirodni sateliti
Ime	Promjer (km)	Masa (kg)	Polumjer orbite (km)	Ophodno vrijeme
Fobos	22,2 (27 × 21,6 × 18,8)	1,08×10 16	9 378	7,66 sati
Deimos	12,6 (10 × 12 × 16)	2×10 15	23 400	30,35 sati

Fobos i Deimos su jedini Marsovi prirodni sateliti , a smatra se da potje?u iz drugih krajeva sun?eva sustava - asteroidi uhva?eni Marsovim gravitacijskim poljem. Po sastavu su sli?ni asteroidima tipa C (bogati su ugljikom ). Njihova mala gusto?a sugerira da nisu sastavljeni od punog kamena, ve? najvjerojatnije od mje?avine kamena i leda. Pretpostavlja se da su ova dva prirodna satelita nastala u vanjskom dijelu Sun?eva sustava (ne u asteroidnom pojasu ). Oba su satelita posuta kraterima . Zbog njihove blizine Marsu, ljudi bi ih u budu?nosti mogli iskoristiti kao svojevrsne postaje u putanji oko Marsa.

Satelite Fobos (Strah) i Deimos (U?as) otkrio je Asaph Hall 1877. Fobos je bli?i i oko Marsa obiđe za 7 sati i 39 minuta, stoga br?e obiđe Mars nego ?to se sam Mars obrne. Zato on izlazi Marsu na zapadnom obzoru! Oba satelita okre?u Marsu uvijek jednu stranu. Oko njega gibaju se gotovo kru?nim stazama, u ravnini njegova ekvatora . Prema snimkama iz svemirskih letjelica, Fobos je nepravilna gromada dimenzija 27 km x 21 km x 19 km, a po sebi nosi mnogobrojne kratere i usporedne jarke. Deimos je manji, a jednako nepravilan, s dimenzijama 15 km x 12 km x 11 km, i također je izrovan kraterima. Tlo i manji krateri gotovo su mu izgubljeni pod slojem pra?ine. Sateliti imaju mali albedo , 0,5. Po svojstvima ta dva mjeseca ulaze u red planetoida .

Povijest ljudskog istra?ivanja [ uredi | uredi kod ]

Planet Mars uvijek je o?aravao ?ovjeka svojom jarkocrvenom bojom na no?nom nebu. Pojavom teleskopa s boljim razlu?ivanjem po?etkom 18. stolje?a, Mars je postao popri?te polemike zbog otkri?a polarnih kapa kao i zbog pogre?nog identificiranja kanala na njegovoj povr?ini. Postojala je pretpostavka da na planetu te?e voda, te da prema tome postoji mogu?nost ?ivota van Zemlje , ?to se nije slagalo s mi?ljenjem toga vremena.

Kartografiranje Marsa zapo?eli su Wilhelm Beer i Johann Heinrich von Madler 1840. Talijanski astronom Giovanni Schiaparelli je 1877. godine otkrio uzdu?ne i popre?ne tanke niti koje je nazvao "kanalima" i za koje se smatralo da ih je izgradila vanzemaljska civilizacija . Dokazano je da je to bila opti?ka varka, kao i sezonske promjene povr?ine koje su viđene u modrozelenkastim nijansama i za koje se pretpostavljalo da su uzrokovane bujanjem vegetacije. Uzrok te iluzije je komplementarnost modrozelene i naran?astocrvene (realne) nijanse pa se za mjesta manjeg sjaja ?ini da su modrozelenkasta. Giovanni Schiaparelli je od 1877. do 1879. polo?io temelj terminologije na Marsu. Tamniji su objekti prozvani morima i zaljevima, a svjetliji su smatrani kopnima. Povr?ine kopna i mora su u omjeru 2 : 1. Rad je nastavio Eugene Michel Antoniadi od 1909. do 1924. Uo?ene pojave uzrokovane su kontrastom ve?ih dijelova Marsa (njihovom odraznom mo?i), pa se stoga nazivaju detaljima albeda . Stvaran reljef u ve?ini slu?ajeva ne odgovara razdiobi detalja albeda. S udaljenosti Zemlje, Mars je veoma te?ak objekt za promatranje. Kako slika titra, a ekspozicije fotografija traju du?e od vremena koje oku treba za raspoznavanje detalja, prevladavala je vizualna detekcija. No oko nije objektivan prijemnik i mnogi su nalazi iz pro?lih vremena danas odba?eni.

Tijekom kratke astronautske ere spoznato je o Marsu mnogo vi?e nego kroz sva stolje?a prije. Prva uspje?na sonda Mariner 4 poslala je u srpnju 1965. seriju od 22 fotografije koje su otkrile mnoge kratere i prirodno nastale kanjone, ali ni?ta ?to bi navodilo na postojanje umjetnih kanala i teku?e vode. Mariner 4 je 15. srpnja 1965. pro?ao kraj Marsa na daljini od 10 000 kilometara. Prije toga sve ?to je ?ovjek znao o Marsu temeljilo se na podacima prikupljenima zemaljskim teleskopima. Prelet Marinera 4 bio je povijesni trenutak koji je zauvijek izmijenio ideje o ?ivotu na Marsu, a zaboravljene su teorije o kanalima i vegetaciji na Crvenome planetu. ^[12] Mariner 6 i Mariner 7 pro?li su 1969. na daljini od 3 500 km odnosno 3 200 km, a Mariner 9 prvi je u?ao 1971. u putanju oko Marsa, s perihelom 1 400 km iznad tla, i djelovao je ?itavu godinu. Sonda Mariner 9 prva je uspje?no poslala slike s povr?ine Marsa, a ispitivana su i fizi?ka svojstva tla i atmosfere. U srpnju i listopadu 1976. na povr?inu Marsa sletjele su letjelice Viking Lander 1 i Viking Lander 2 i provele tri biolo?ka eksperimenta kojima je otkrivena neobi?na kemijska aktivnost, ali ni traga ?ivim mikrobiolo?kim organizmima. Prema tuma?enju biologa koji su sudjelovali u misijama, Mars se samo-sterilizira kombinacijom smrtonosnog ultraljubi?astog zra?enja , ekstremne su?nosti i oksidiraju?e naravi tla.

Sovjetski savez je razvijao program Mars , ?ije su ekspedicije sadr?avale svemirsku letjelicu u putanji i dio za meko spu?tanje. Letjelica Mars 3 prva se meko spustila 1971.

Osim dvaju Viking Landera , na Marsovu povr?inu su uspje?no sletjeli samo jo? Mars Pathfinder 4. srpnja 1997. te roveri-blizanci Spirit i Opportunity (eng. Mars Exploration Rovers ili kra?e MER ), u sije?nju 2004. godine. Oba MERa, koji se nalaze na suprotnim stranama Marsa, prona?la su dokaze da je Mars nekad imao oceane teku?e vode. Roveri vi?e nisu aktivni (2004. ? 2018.).

Vodu na Marsu otkrile su i svemirske sonde Mars Odyssey i Mars Express . Mars Express, europska sonda koja je do Marsa donijela i lander Beagle 2 (s kojim je izgubljen kontakt pri spu?tanju na Mars), u Marsovoj je orbiti od prosinca 2003. Osim dokaza o postojanju vodenog leda na sjevernoj i ju?noj polarnoj kapi, sonda je otkrila i prisustvo metana u atmosferi, koji se obi?no oslobađa u zrak erupcijama vulkana i biolo?kim procesima.

Ukupno je do sredine 2007. sa Zemlje prema Marsu poslano 33 sonde.

5. svibnja 2018. NASA je lansirala raketu koja nosi sondu ( lander ) ?ija je zada?a istra?iti Marsovo tlo i jo? dva mala satelita. Lansirana je iz baze Vandenberg u Kaliforniji. Zove se Mars InSight , skra?eno od "Mars Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport". Onamo je stigla 26. studenoga 2018. godine. Pri dolasku raketa ?e na povr?inu ispustiti sondu (lander). Sletjela je na odabranu ravnicu malo sjeverno do Marsovog ekvatora. Sleta?eva misija je kopanje i istra?ivanje Marsovskog tla: slojeve, sastav, geodetsku aktivnost i sl. Senzore mo?e zabiti do 5 metara dubine. Mjerit ?e temperaturu, vibracije i seizmi?ku aktivnost op?enito. Misija istra?ivanja je radi stjecanja spoznaja ?ime ?e se bolje mo?i opisati nastanak planeta Marsa i cijela Sun?evog sustava. Dva mala satelita MarCO-A i MarCO-B (Mars CubeOne, MarCO, Wall-E, EVE) koja nosi sobom ispustit ?e u svemir. Oni ?e biti prvi međuplanetni sateliti vrste CubeSat . Uloga im je na putu do Marsa komunicirati s kontrolom misije. Zada?a im je pratiti lander InSight. Oni ne?e biti jedini na?in komunikacije landera s NASA-om. Sa Zemljom InSight kontaktira preko NASA-inog orbitera Mars Reconnaissance Orbitera . Mali sateliti nastavili su put dalje u duboki svemir. ^{[13] [14] [15] [16]}

NASA je lansirala rover Perseverance kao dio misije Mars 2020 30. srpnja 2020, a sletio je na Mars 18. velja?e 2021. Perseverance je izgrađen s ciljem prikupljanja uzoraka s Marsa koji ?e radi prou?avanja biti vra?eni na Zemlju. U krateru Jezero i njegovoj okolini tragat ?e za znakovima ?ivota, mineralnim nanosima i mogu?im mikroskopskim fosilima, ?to ?e znanstvenicima pomo?i ustanoviti je li na Marsu nekad bio mogu? ?ivot. Osim toga, isprobat ?e instrumente za bu?enje zemlji?ta, kao i meteorolo?ke instrumente, a testirat ?e i je li mogu?e tamo?nji ugljikov dioksid pretvoriti u kisik.

Vrlo nedavno, sonda Al Amal (Nada) UAE sletjela je na Mars, ?to je u?inilo UAE prvom dr?avom na Bliskom istoku koja je stigla do Marsa. ^[17]

Međuplanetarne sonde
Ime sonde	Dr?ava	Datum lansiranja	Datum dolaska	Opaska
Mars 1	SSSR	1. studenog 1962.	-	Izgubljen kontakt sa sondom.
Mariner 3	SAD	5. studenog 1964.	-	Izgubljen kontakt sa sondom.
Mariner 4	SAD	28. studenog 1964.	15. srpnja 1965.	Prve slike planeta Mars izbliza.
Zond 2	SSSR	30. studenog 1964.	-	Izgubljen kontakt sa sondom.
Zond 3	SSSR	18. srpnja 1965.	-	Izgubljen kontakt sa sondom.
Mariner 6	SAD	24. velja?e 1969.	31. srpnja 1969.	Prva dvojna misija. Primljene slike.
Mariner 7	SAD	27. o?ujka 1969.	4. kolovoza 1969.	Primljene slike.
Mariner 8	SAD	8. svibnja 1971.	-	Raketa pala u more nakon lansiranja.
Mars 2	SSSR	19. svibnja 1971.	27. studenog 1971.	Sletjela na povr?inu, ali ni jedna slika primljena.
Mars 3	SSSR	28. svibnja 1971.	2. prosinca 1971	Sletjela na povr?inu, ali kontakt izgubljen.
Mariner 9	SAD	30. svibnja 1971	13. studenog 1971.	Slike s Marsa.
Mars 4	SSSR	21. srpnja 1973.	10. velja?e 1974.	Proletjela pokraj Marsa.
Mars 5	SSSR	25. srpnja 1973.	10. velja?e 1974.	Izgubljen kontakt.
Mars 6	SSSR	5. kolovoza 1973.	12. o?ujka 1974.	Sletjela na povr?inu, ali kontakt izgubljen.
Mars 7	SSSR	9. kolovoza 1973.	9. o?ujka 1974.	Proletjela pokraj Marsa.
Viking 1	SAD	20. kolovoza 1975.	19. lipnja 1976.	Sletjela na povr?inu.Slike s Marsa.
Viking 2	SAD	9. rujna 1975.	7. kolovoza 1976.	Sletjela na povr?inu. Slike s Marsa. Napravljena 3 pokusa, ali tragovi ?ivota nisu pronađeni.
Phobos 1	SSSR	7. srpnja 1988.	-	Izgubljen kontakt.
Phobos 2	SSSR	12. srpnja 1988.	29. sije?nja 1989.	Primljene slike i telemetrija, nedugo potom izgubljen kontakt.
Mars Observer	SAD	25. rujna 1992.	24. kolovoza 1993.	Izgubljen kontakt.
Mars 96	Rusija	16. studenog 1996.	-	Raketa pala u more nakon lansiranja.
Pathfinder	SAD	4. prosinca 1996.	4. srpnja 1997.	Slike s Marsa i podatci o 15 kemijskih pokusa izvr?enih na tlu i atmosferi.
Mars Global Surveyor	SAD	7. studenog 1996.	11. rujna 1997.	Kompletna karta Marsa. Podatci sakupljeni. Potvrđeni tragovi vode na planetu.
Mars Climate Orbiter	SAD	11. prosinca 1998,	-	Izgorjela u vi?im slojevima Marsove atmosfere.
Mars Polar Lander	SAD	3. sije?nja 1999,	-	Nakon dolaska u Marsovu orbitu, kontakt sa sondom izgubljen.
Deep Space 2	SAD	3. sije?nja 1999	-	Sonde izgubljene s Mars Polar Lander - mati?ne letjelice.
Mars Odyssey	SAD	7. travnja 2001.	24. listopada 2001.	Primljeni podatci o geolo?kom sastavu Marsa.
MER Spirit	SAD	10. lipnja 2003.	4. sije?anj 2004.	Rover, sletio u krater Gusev, potragaza za tragovima vode
Mars Express	EU	12. lipnja 2003.	25. prosinac 2004.	Snimanje povr?ine, minerolo?ka promatranja i potraza ga za vodom pomo?u radara.
MER Opportunity	SAD	7. srpnja 2003.	25. sije?anj 2004.	Rover, sletio na Meridiani Planum, potraga za za tragovima vode
Rosetta	EU	2. o?ujak 2004.	25. velja?e 2008.	Proletjela kraj Marsa na putu prema kometu 67P/Churyumov-Gerasimenko
Mars Reconnaissance Orbiter	SAD	12. kolovoza 2005.	10. o?ujka 2006.	Detaljno kartiranje Marsa u rezoluciji od 0,3m/pix
Phoenix	SAD	4. kolovoza 2007.	25. svibanj 2008.	Sletio u polarne krajeve u potrazi za vodom
Dawn	SAD	27. rujna 2007.	17. velja?e 2009.	Proletjela kraj Marsa na putu prema asteroidu Vesti i patuljastom planetu Cereri
Mars Science Laboratory	SAD	26. studenog 2011.	jo? traje	Robotizirano vozilo Curiosity
InSight	SAD	15. svibnja 2018.	jo? traje	Sonda sletjela na Mars 26. studenog 2018., otkrila seizmi?ku aktivnost (potrese) na Marsu
MarCO A & B	SAD	15. svibnja 2018.	4. sije?nja 2019. (MarCO A) 29. prosinca 2018. (MarCO B)	Dva satelita su preletjela Mars, dva mjeseca poslije izgubljen kontakt

Mars u romanima i filmovima [ uredi | uredi kod ]

Planet Mars mnogo puta se pojavljuje kao mjesto radnje ili subjekt u romanima, filmovima, pa i u radio dramama. Najve?i ?ok do?ivjela je ameri?ka publika 30. listopada 1938. , kada je Orson Welles izveo radio adaptaciju novele Rat svjetova (roman o napadu Marsovaca na Zemlju). Interpretacija Orsona Wellsa stvorila je masovnu paniku kod publike toga vremena.

Romani [ uredi | uredi kod ]

• Gulliverova putovanja - Jonathan Swift
• Rat svjetova - H. G. Wells
• Mnogo vike niza?to - Predrag Raos , 1985.
• Trilogija o teraformiranju Marsa - Kim Stanley Robinson ,
  • Crveni Mars 1992.
  • Zeleni Mars 1993.
  • Plavi Mars 1995.

Filmovi [ uredi | uredi kod ]

Aelita: kraljica Marsa (1924.) Flash Gordon: Mars attacks the world (1938.) The Purple Monster Strikes (1945.) Rocketship X-M (1950.) Flight to Mars (1951.) Mars crveni planet (Red Planet Mars) (1952.) Zombies of the Stratosphere (1952.) Abbot and Costello go to Mars (1953.) Invaders from Mars (1953.) War of the Worlds (1953.) Conquest of Space (1955.) It! The Terror from Beyond Space (1958.) Angry Red Planet (1959.) A Martian in Paris (1961.) The Day Mars Invaded Earth (1962.) Robinson Crusoe on Mars (1964.) Santa Claus Conquers the Martians (1964.) The Maid and the Martians (Pajama Party) (1964.) Hanno 12 Mani (1964.) Horrors of the Red Planet (1964.)

Frankenstein Meets the Space Monster (1965.) Mars Needs Women (1966.) Queen of Blood (1966.) Don't Play with Martians (1967.) Quatermass and the Pit (1967.) Mission Mars (1968.) The Alpha Incident (1977.) Capricorn One (1978.) Alien Contamination (1981.) Invaders from Mars (1986.) Totalni opoziv (1990.) Project Shadowchaser 3000 (1995.) Mars (1996.) Mars napada! (1996.) Vrsta II (1998.) My Favorite Martian (1999.) Misija na planet Mars (Mission to Mars) (2000.) Crveni planet (Red Planet) (2000.) Duhovi Marsa (2001.) John Carter (2012.) Marsovac (2015.)

Serije [ uredi | uredi kod ]

• Doctor Who: Waters of Mars

Izvori [ uredi | uredi kod ]

Vanjske poveznice [ uredi | uredi kod ]

Zajedni?ki poslu?itelj ima stranicu o temi Mars

• Astronomska sekcija Fizikalnog dru?tva Split - Mars   Arhivirana ina?ica izvorne stranice od 29. listopada 2005. ( Wayback Machine )

v  • u Sun?ev sustav Planeti Merkur ? Venera ? Zemlja ? Mars ? Jupiter ? Saturn ? Uran ? Neptun Patuljasti planeti Ceres ? Pluton ? Eris ? Makemake ? Haumea Ostalo Sunce ? Mjesec ? Asteroidni pojas ? kometi ? Kuiperov pojas ? Raspr?eni objekti ? Oortov oblak Vidi i astronomski objekti i popis tijela u Sun?evom sustavu , prema promjeru ili masi .