Mars | ||||
---|---|---|---|---|
Planeta | ||||
| ||||
Ostatní jména | Rudá planeta | |||
Orbitální charakteristiky | ||||
Přísluní |
2,06655⋅10 8 km [1] [2] 1,381 AU [jeden] |
|||
Aphelion |
2,49232⋅10 8 km [1] [2] 1,666 AU [jeden] |
|||
Hlavní osa ( a ) |
2,2794382⋅10 8 km [1] [2] 1,523662 AU [1] 1 524 Země [1] |
|||
Orbitální excentricita ( e ) | 0,0933941 [1] [2] | |||
hvězdné období |
(délka roku) 686,98 pozemských dnů 1,8808476 pozemských let [1] [2] |
|||
Synodické období oběhu | 779,94 pozemských dnů [2] | |||
Orbitální rychlost ( v ) |
24,13 km/s (průměr) [2] 24,077 km/s [1] |
|||
sklon ( i ) |
1,85061° (vzhledem k rovině ekliptiky) [2] |
|||
Zeměpisná délka vzestupného uzlu ( Ω ) | 49,57854° | |||
Periapsis argument ( ω ) | 286,46230° | |||
Čí satelit | slunce | |||
satelity | 2 | |||
fyzikální vlastnosti | ||||
polární kontrakce | 0,00589 (1,76 Země) | |||
Rovníkový poloměr |
3396,2 ± 0,1 km [3] [4] 0,532 Země |
|||
Polární poloměr |
3376,2 ± 0,1 km [3] [4] 0,531 Země |
|||
Střední poloměr |
3389,5 ± 0,2 km [1] [2] [3] 0,532 Země |
|||
Povrch ( S ) |
1,4437⋅10 8 km² [1] 0,283 Země |
|||
Hlasitost ( V ) |
1,6318⋅10 11 km³ [1] [2] 0,151 Země |
|||
Hmotnost ( m ) |
6,4171⋅10 23 kg [5] 0,107 Zem |
|||
Průměrná hustota ( ρ ) |
3,933 g/cm³ [1] [2] 0,714 Země |
|||
gravitační zrychlení na rovníku ( g ) |
3,711 m/s² 0,378 g [1] |
|||
První úniková rychlost ( v 1 ) |
3,55 km/s 0,45 Země |
|||
Druhá úniková rychlost ( v 2 ) |
5,03 km/s 0,45 Země [1] [2] |
|||
Rovníková rychlost otáčení | 868,22 km/h | |||
Doba střídání ( T ) |
24 hodin 37 minut 22,663 sekund [1] ( 24,6229 hodin ) je doba hvězdné rotace, 24 hodin 39 minut 35,244 sekund ( 24,6597 hodin ) je doba trvání středního slunečního dne [6] . |
|||
Náklon osy | 25,1919° [6] | |||
Severní pól rektascenze ( α ) | 317,681° [2] | |||
Severní pól deklinace ( δ ) | 52,887° [2] | |||
Albedo |
0,250 ( Bond ) [2] 0,150 ( geom. albedo ) 0,170 [2] |
|||
Zdánlivá velikost | −2,94 a 1,86 [8] | |||
Teplota | ||||
Na povrchu | -153 °C až +35 °C [7] | |||
|
||||
po celé planetě |
|
|||
Atmosféra [2] | ||||
Atmosférický tlak |
0,4–0,87 kPa ( 4⋅10 −3 -8,7⋅10 −3 atm ) |
|||
Sloučenina: 95,32 % oxidu uhličitého 2,7 % dusíku |
||||
Mediální soubory na Wikimedia Commons | ||||
Informace ve Wikidatech ? |
Mars je čtvrtá největší planeta od Slunce a sedmá největší planeta ve sluneční soustavě ; hmotnost planety je 10,7 % hmotnosti Země . Pojmenován po Marsovi - starořímském bohu války, odpovídající starořeckému Aresovi . Mars je také nazýván "rudou planetou" kvůli načervenalému odstínu povrchu, který mu dodává minerál maghemit - γ - oxid železitý (III) .
Mars je terestrická planeta se vzácnou atmosférou (tlak na povrchu je 160krát menší než na Zemi). Rysy povrchového reliéfu Marsu lze považovat za impaktní krátery podobné těm na Měsíci , stejně jako sopky , údolí , pouště a polární ledové čepice jako na Zemi .
Mars má dva přirozené satelity – Phobos a Deimos (přeloženo ze starověké řečtiny – „ strach “ a „ děs “, jména dvou synů Arese , kteří ho doprovázeli v bitvě), které jsou relativně malé (Phobos – 26,8 × 22,4 × 18 ,4 km , Deimos - 15×12,2×10,4 km ) [9] [10] a mají nepravidelný tvar.
Od roku 1962 probíhá přímý průzkum Marsu s pomocí AMS v SSSR (programy „ Mars “, „ Phobos “) a USA (programy „ Mariner “, „ Viking “, „ Mars Global Surveyor “ a další) , stejně jako Evropská vesmírná agentura (program Mars Express ), Indie ( program Mangalyan ) a Čína ( Tianwen-1 , Zhurong ). K dnešnímu dni je Mars po Zemi nejrozsáhlejší planetou ve sluneční soustavě.
Mars je čtvrtou nejvzdálenější od Slunce (po Merkuru , Venuši a Zemi ) a sedmou největší (hmotností a průměrem přesahuje pouze Merkur ) planetou sluneční soustavy [11] . Hmotnost Marsu je 0,107 hmotnosti Země, objem je 0,151 objemu Země a průměrný lineární průměr je 0,53 průměru Země [10] .
Reliéf Marsu má mnoho jedinečných rysů. Marťanská vyhaslá sopka Mount Olympus je nejvyšší známá hora na planetách Sluneční soustavy [12] (nejvyšší známá hora Sluneční soustavy je na asteroidu Vesta [13] ) a Mariner Valley je největším známým kaňonem na planety (největší kaňon ve Sluneční soustavě).systém byl objeven na satelitu Pluto - Charon [14] ). Kromě toho se jižní a severní polokoule planety radikálně liší reliéfem; existuje hypotéza, že Velká severní rovina , která zabírá 40 % povrchu planety, je impaktní kráter ; v tomto případě se ukazuje, že jde o největší známý impaktní kráter ve sluneční soustavě [15] [16] [17] .
Mars má rotační období a roční období podobné jako na Zemi, ale jeho klima je mnohem chladnější a sušší než na Zemi.
Až do letu automatické meziplanetární stanice " Mariner-4 " na Mars v roce 1965 mnoho výzkumníků věřilo, že na jejím povrchu je voda v kapalném stavu. Tento názor byl založen na pozorováních periodických změn ve světlých a tmavých oblastech, zejména v polárních zeměpisných šířkách, které byly podobné kontinentům a mořím. Tmavé dlouhé čáry na povrchu Marsu byly některými pozorovateli interpretovány jako zavlažovací kanály pro kapalnou vodu. Většina z těchto tmavých čar se později prokázala jako optický klam [18] .
datum | Dist., a.e. |
Vzdálenost, milion km |
---|---|---|
19. září 1830 | 0,388 | 58,04 |
18. srpna 1845 | 0,373 | 55,80 |
17. července 1860 | 0,393 | 58,79 |
5. září 1877 | 0,377 | 56,40 |
4. srpna 1892 | 0,378 | 56,55 |
24. září 1909 | 0,392 | 58,64 |
23. srpna 1924 | 0,373 | 55,80 |
23. července 1939 | 0,390 | 58,34 |
10. září 1956 | 0,379 | 56,70 |
10. srpna 1971 | 0,378 | 56,55 |
22. září 1988 | 0,394 | 58,94 |
28. srpna 2003 | 0,373 | 55,80 |
27. července 2018 | 0,386 | 57,74 |
15. září 2035 | 0,382 | 57,15 |
14. srpna 2050 | 0,374 | 55,95 |
Ve skutečnosti kvůli nízkému tlaku nemůže voda (bez nečistot snižujících bod tuhnutí) existovat v kapalném stavu na většině (asi 70 %) povrchu Marsu [19] . Voda ve stavu ledu byla detekována v půdě Marsu kosmickou sondou Phoenix NASA [ 20] [21] . Geologická data shromážděná rovery Spirit a Opportunity zároveň naznačují, že v dávné minulosti voda pokrývala významnou část povrchu Marsu. Pozorování za poslední desetiletí umožnila odhalit slabou aktivitu gejzírů na některých místech povrchu Marsu [22] . Podle pozorování ze sondy Mars Global Surveyor se některé části jižní polární čepičky Marsu postupně vzdalují [23] .
Pro rok 2021 má orbitální výzkumná konstelace na oběžné dráze Marsu osm funkčních kosmických lodí : Mars Odyssey , Mars Express , Mars Reconnaissance Orbiter , MAVEN , Mars Orbiter Mission , ExoMars Trace Gas Orbiter , Al-Amal “ a orbiter čínské mise“. Tianwen-1 ". To je víc než na kterékoli jiné planetě, nepočítaje Zemi. Povrch Marsu zkoumají tři vozítka - Curiosity , Perseverance a Zhuzhong . Kromě toho na povrchu operuje přistávací modul InSight a také několik neaktivních přistávacích modulů a roverů, které dokončily výzkum.
Mars je ze Země jasně viditelný pouhým okem. Jeho zdánlivá hvězdná velikost dosahuje −2,91 m (při největším přiblížení k Zemi). Mars je jasnější pouze Jupiter (během velké opozice Marsu může předčít Jupiter), Venuši , Měsíc a Slunce. Opozici Marsu lze pozorovat každé dva roky. Mars byl naposledy v opozici 14. října 2020. Tato opozice je jednou z největších opozic Marsu. Bylo to ve vzdálenosti 0,386 AU. ze Země [24] . Zpravidla je během velké opozice (tedy když se opozice shoduje se Zemí a Mars projde perihéliem své dráhy) oranžový Mars po Měsíci nejjasnějším objektem na pozemské noční obloze (nepočítáme-li Venuši, která je i tehdy jasnější než ona, ale viditelná ráno a večer), ale to se stává pouze jednou za 15-17 let na jeden až dva týdny.
Minimální vzdálenost z Marsu k Zemi je 55,76 milionů km [25] (když je Země přesně mezi Sluncem a Marsem), maximum je 401 milionů km (když je Slunce přesně mezi Zemí a Marsem).
Průměrná vzdálenost Marsu od Slunce je 228 milionů km ( 1,52 AU ), doba oběhu kolem Slunce je 687 pozemských dnů [2] . Dráha Marsu má poměrně znatelnou excentricitu (0,0934), takže vzdálenost ke Slunci se pohybuje od 206,6 do 249,2 milionů km. Sklon dráhy Marsu k rovině ekliptiky je 1,85° [2] .
Mars je nejblíže Zemi během opozice , kdy je planeta na obloze v opačném směru než Slunce. Opozice se opakují každých 26 měsíců na různých místech oběžné dráhy Marsu a Země. Jednou za 15-17 let dochází k opozici v době, kdy je Mars blízko svého perihélia ; v těchto tradičně nazývaných velké opozice je vzdálenost k planetě minimální (méně než 60 milionů km ) a Mars dosahuje své největší úhlové velikosti 25,1″ a jasnosti -2,88 m [26] .
Pokud jde o lineární velikost, Mars je téměř přesně poloviční než Země . Jeho průměrný rovníkový poloměr se odhaduje na 3396,9 ± 0,4 km [27] nebo 3396,2 ± 0,1 km [2] [3] [28] ( 53,2 % zemského povrchu). Průměrný polární poloměr Marsu se odhaduje na 3374,9 km [27] nebo 3376,2 ± 0,1 km [2] [3] ; polární poloměr na severním pólu je 3376,2 km , na jižním pólu je to 3382,6 km [29] .
Polární poloměr je tedy přibližně o 20–21 km [30] menší než poloměr rovníkový a relativní polární zploštělost Marsu f = (1 − Rp / Re ) je větší než u Země (v tomto pořadí 1/170 a 1/298 ) , ačkoliv doba rotace Země je o něco menší než Mars; to umožnilo v minulosti předložit předpoklad o změně rychlosti rotace Marsu s časem [31] .
Povrch Marsu je 144 milionů km² [27] [29] (28,3 % plochy zemského povrchu) a přibližně se rovná rozloze pevniny Země [32] . Hmotnost planety je 6,417⋅10 23 [29] -6,418⋅10 23 [30] kg , přesnější hodnoty: 6,4171⋅10 23 kg [2] [5] nebo 6,4169 ± 0,0006 ⋅10 23 kg . Hmotnost Marsu je asi 10,7 % hmotnosti Země [2] . Průměrná hustota Marsu je 3930 [29] [30] -3933 [2] kg/m³, přesnější hodnota: 3933,5 ± 0,4 kg/m³ [27] nebo 3934,0 ± 0,8 kg/m³ [28 ] (0,713 hustota Země [2] ).
Zrychlení volného pádu na rovníku je 3,711 m/s² [27] (0,378 Země), což je téměř stejné jako u planety Merkur, která je téměř poloviční než Mars, ale má masivní jádro a větší hustotu; první úniková rychlost je 3,6 km/s [30] , druhá 5,027 km/s [27] .
Gravitační síla v blízkosti povrchu Marsu je 39,4 % zemské (2,5krát slabší). Protože není známo, zda je taková gravitace dostatečná k tomu, aby se předešlo dlouhodobým zdravotním problémům, zvažuje se pro dlouhodobý pobyt člověka na Marsu možnost vytvoření umělé gravitace pomocí zátěžových obleků nebo odstředivek , které poskytují podobnou zátěž na kostra jako na Zemi [33] .
Doba rotace planety je blízká pozemské - 24 hodin 37 minut 22,7 sekund (vzhledem ke hvězdám), délka průměrného marťanského slunečního dne je 24 hodin 39 minut 35,24409 sekund , což je pouze o 2,7 % déle než pozemský den. Pro pohodlí se marťanský den nazývá „sols“. Marťanský rok je 668,59 solů, což je 686,98 pozemských dnů [34] [35] [36] .
Mars se otáčí kolem své osy, která je vůči kolmici k rovině oběžné dráhy skloněna pod úhlem 25,19° [2] . Sklon osy rotace Marsu je podobný jako u Země a umožňuje změnu ročních období . Excentricita oběžné dráhy zároveň vede k velkým rozdílům v jejich trvání – například severní jaro a léto dohromady trvají 371 solů, tedy znatelně více než polovinu marťanského roku. Dopadají přitom na tu část oběžné dráhy Marsu, která je nejdále od Slunce. Proto jsou na Marsu severní léta dlouhá a chladná, zatímco jižní léta jsou krátká a relativně teplá.
Teplota na planetě kolísá od −153 °C na pólech v zimě [37] do +20 °C [37] [38] na rovníku v létě (maximální atmosférická teplota zaznamenaná roverem Spirit byla +35 °C [39] ), průměrná teplota je asi 210 K ( −63 °C ) [1] . Ve středních zeměpisných šířkách teplota kolísá od −50 °C v zimní noci do 0 °C v letním dni, průměrná roční teplota je −50 °C [37] .
Atmosféra Marsu , sestávající převážně z oxidu uhličitého , je velmi řídká. Tlak na povrchu Marsu je 160krát menší než na Zemi – 6,1 mbar na průměrné úrovni povrchu. Kvůli velkému výškovému rozdílu na Marsu se tlak v blízkosti povrchu velmi liší. Přibližná tloušťka atmosféry je 110 km .
Podle NASA (2004) se atmosféra Marsu skládá z 95,32 % oxidu uhličitého ; dále obsahuje 2,7 % dusíku , 1,6 % argonu , 0,145 % kyslíku , 210 ppm vodní páry , 0,08 % oxidu uhelnatého , oxidu dusnatého (NO) - 100 ppm , neonu (Ne) - 2,5 ppm , polotěžká voda -vodík-deuterium kyslík (HDO) 0,85 ppm , krypton (Kr) 0,3 ppm , xenon (Xe) - 0,08 ppm [2] (složení je uvedeno v objemových zlomcích).
Podle vikingského sestupového vozidla (1976) bylo v atmosféře Marsu stanoveno asi 1–2 % argonu, 2–3 % dusíku a 95 % oxidu uhličitého [40] . Podle údajů AMS " Mars-2 " a " Mars-3 " je spodní hranice ionosféry ve výšce 80 km , maximální hustota elektronů 1,7⋅10 5 elektronů/cm³ se nachází ve výšce 138 km , další dvě maxima jsou ve výškách 85 a 107 km [41] .
Rádiová translucence atmosféry na rádiových vlnách 8 a 32 cm , provedená Mars-4 AMS 10. února 1974, ukázala přítomnost noční ionosféry Marsu s hlavním ionizačním maximem ve výšce 110 km a elektronová hustota 4,6⋅10 3 elektronů / cm³ , stejně jako sekundární maxima ve výškách 65 a 185 km [41] .
Vzácnost marťanské atmosféry a absence magnetosféry jsou důvodem, že úroveň ionizujícího záření na povrchu Marsu je výrazně vyšší než na povrchu Země. Ekvivalentní dávkový příkon na povrchu Marsu je v průměru 0,7 mSv /den (měnící se v závislosti na sluneční aktivitě a atmosférickém tlaku v rozmezí od 0,35 do 1,15 mSv/den ) [42] a je způsoben především kosmickým zářením ; pro srovnání, v průměru na Zemi je efektivní dávka záření z přírodních zdrojů akumulovaná za rok 2,4 mSv , včetně 0,4 mSv z kosmického záření [43] . Za jeden nebo dva dny tak astronaut na povrchu Marsu dostane stejnou ekvivalentní dávku záření, jakou by obdržel na povrchu Země za rok.
Podle údajů NASA za rok 2004 je atmosférický tlak na středním poloměru průměrně 636 Pa ( 6,36 mbar ) , v závislosti na ročním období se pohybuje od 400 do 870 Pa . Hustota atmosféry na povrchu je asi 0,020 kg/m³ , celková hmotnost atmosféry Marsu je asi 2,5⋅10 16 kg [2] (pro srovnání: hmotnost zemské atmosféry je 5,2⋅10 18 kg ).
Na rozdíl od Země se hmotnost atmosféry Marsu během roku velmi mění v důsledku tání a zamrzání polárních čepiček obsahujících oxid uhličitý . V zimě je na polární čepičce, která se skládá z oxidu uhličitého, zamrzlo 20-30 % celé atmosféry [44] . Sezónní poklesy tlaku jsou podle různých zdrojů následující hodnoty:
Oblast Hellas je tak hluboká, že atmosférický tlak dosahuje asi 12,4 mbar [19] , což je nad trojným bodem vody (asi 6,1 mbar ) [47] , což znamená, že voda tam teoreticky může existovat v kapalném skupenství. Při tomto tlaku je však teplotní rozsah pro vodu v kapalném stavu velmi úzký, mrzne při +0 °C a vře při +10 °C [19] . Kromě Hellas existují další čtyři oblasti Marsu, kde atmosférický tlak stoupá nad trojný bod vody.
Na vrcholu nejvyšší hory Marsu, 27 kilometrů dlouhé hory Olymp , se atmosférický tlak může pohybovat od 0,5 do 1 mbar , což je téměř stejné jako technické vakuum [47] .
PříběhOd 30. let 20. století byly činěny pokusy určit tlak marťanské atmosféry pomocí fotografické fotometrie z rozložení jasu podél průměru disku v různých rozsazích světelných vln. Za tímto účelem provedli francouzští vědci B. Lyot a O. Dollfus pozorování polarizace světla rozptýleného marťanskou atmosférou. Souhrn optických pozorování publikoval americký astronom J. de Vaucouleurs v roce 1951 a dosáhli tlaku 85 mbar , nadhodnoceného téměř 15krát , protože rozptyl světla prachem suspendovaným v atmosféře Marsu nebyl brán v úvahu. účtu samostatně. Příspěvek prachu byl připisován plynné atmosféře [48] .
Před přistáním na povrchu Marsu, přistávacích modulů, byl změřen tlak marťanské atmosféry zeslabením rádiových signálů z AMS „ Mariner-4 “, „ Mariner-6 “, „ Mariner-7 “ a „ Mariner-9 “ když vstoupili do marťanského disku a vystoupili díky marťanskému disku - 6,5 ± 2,0 mbar na průměrné úrovni povrchu, což je 160krát méně než na Zemi; stejný výsledek ukázaly spektrální pozorování Mars-3 AMS . Přitom v oblastech nacházejících se pod průměrnou úrovní (například v marťanské Amazonii) tlak podle těchto měření dosahuje 12 mbar [49] .
Na místě přistání sondy Mars-6 AMS v oblasti Eritrejského moře byl zaznamenán povrchový tlak 6,1 mbar , který byl v té době považován za průměrný tlak na planetě, a od této úrovně byl odsouhlasen počítat výšky a hloubky na Marsu. Podle údajů tohoto zařízení, získaných při sestupu, se tropopauza nachází ve výšce asi 30 km , kde je hustota atmosféry 5⋅10 −7 g/cm³ (jako na Zemi ve výšce 57 km ) [50] .
Klima, stejně jako na Zemi, je sezónní. Úhel sklonu Marsu k rovině oběžné dráhy je téměř stejný jako úhel Země a je 25,1919° [6] ; podle toho na Marsu, stejně jako na Zemi, dochází ke změně ročních období. Charakteristickým rysem marťanského klimatu je také to, že excentricita oběžné dráhy Marsu je mnohem větší než u Země a vzdálenost ke Slunci také ovlivňuje klima . Perihelium Marsu prochází během vrcholu zimy na severní polokouli a v létě na jižní polokouli, aphelion - během vrcholu zimy na jižní polokouli, a tedy v létě na severní. V důsledku toho je podnebí severní a jižní polokoule odlišné. Pro severní polokouli jsou typické mírnější zimy a chladnější léta; na jižní polokouli jsou zimy chladnější a léta teplejší [51] . V chladném období se i mimo polární čepičky může na povrchu tvořit lehký mráz . Zařízení „ Phoenix “ zaznamenalo sněžení, ale sněhové vločky se před dosažením povrchu vypařily [52] .
Podle NASA (2004) je průměrná teplota ~210 K (−63 °C). Podle přistávacích modulů Viking je denní teplotní rozsah od 184 K do 242 K (od -89 do -31 °C) (" Viking-1 ") a rychlost větru je 2-7 m/s (léto), 5 -10 m/s (podzim), 17-30 m/s (prachová bouře) [2] .
Podle přistávací sondy " Mars-6 " je průměrná teplota troposféry Marsu 228 K , v troposféře klesá teplota v průměru o 2,5 stupně na kilometr a stratosféra umístěná nad tropopauzou ( 30 km ) má téměř konstantní teplotu 144 K [50] .
Vědci z Carl Sagan Center v letech 2007-2008 dospěli k závěru, že v posledních desetiletích došlo na Marsu k procesu oteplování. Experti NASA tuto hypotézu potvrdili na základě analýzy změn albeda různých částí planety. Jiní odborníci se domnívají, že na takové závěry je příliš brzy [53] [54] . V květnu 2016 zveřejnili vědci z Southwestern Research Institute v Boulderu v Coloradu článek v časopise Science , ve kterém předložili nové důkazy o probíhajícím oteplování klimatu (na základě analýzy dat Mars Reconnaissance Orbiter ). Tento proces je podle jejich názoru dlouhý a trvá snad již 370 tisíc let [55] .
Existují návrhy, že v minulosti mohla být atmosféra hustší a klima teplé a vlhké a na povrchu Marsu existovala kapalná voda a pršelo [56] [57] . Důkazem této hypotézy je analýza meteoritu ALH 84001 , která ukázala, že asi před 4 miliardami let byla teplota Marsu 18 ± 4 °C [58] .
Hlavním rysem obecné cirkulace marťanské atmosféry jsou fázové přechody oxidu uhličitého v polárních čepičkách, které vedou k významným meridionálním tokům. Numerické modelování obecné cirkulace marťanské atmosféry [59] ukazuje na významnou roční změnu tlaku se dvěma minimy krátce před rovnodenností, což potvrzují i pozorování z programu Viking . Analýza tlakových dat [60] odhalila roční a pololetní cykly. Zajímavé je, že stejně jako na Zemi se maximum pololetních oscilací zonální rychlosti větru shoduje s rovnodennostmi [61] . Numerické modelování [59] také odhaluje významný indexový cyklus s obdobím 4–6 dnů během slunovratů. Viking objevil podobnost indexového cyklu na Marsu s podobnými fluktuacemi v atmosférách jiných planet.
Jarní tání polárních čepiček vede k prudkému nárůstu atmosférického tlaku a přesunu velkých mas plynu na opačnou polokouli. Rychlost větrů vanoucích ve stejnou dobu je 10-40 m/s , někdy až 100 m/s . Vítr nabírá z povrchu velké množství prachu, což má za následek prachové bouře . Silné prachové bouře téměř úplně skrývají povrch planety. Prachové bouře mají znatelný vliv na rozložení teplot v atmosféře Marsu [62] .
22. září 1971 začala ve světlé oblasti Noachis na jižní polokouli velká prachová bouře. Do 29. září pokryla dvě stě stupňů délky od Ausonie po Thaumasii a 30. září uzavřela jižní polární čepičku. Bouře zuřila až do prosince 1971, kdy sovětské stanice Mars-2 a Mars-3 dorazily na oběžnou dráhu Marsu . "Mars" střílel na povrch, ale prach zcela zakryl reliéf - dokonce ani hora Olymp, tyčící se 26 km , nebyla vidět . Při jednom z natáčení byla získána fotografie celého disku Marsu s jasně definovanou tenkou vrstvou marťanských mraků nad prachem. Během těchto studií v prosinci 1971 prachová bouře vyvrhla do atmosféry tolik prachu, že planeta vypadala jako zakalený načervenalý disk. Až asi 10. ledna 1972 prachová bouře ustala a Mars nabyl své normální podoby [63] .
Od 70. let 20. století zaznamenal program Viking , stejně jako rover Spirit a další vozidla, četné prachové víry . Jedná se o víry plynu, které se vyskytují v blízkosti povrchu planety a zvedají velké množství písku a prachu. Víry jsou často pozorovány na Zemi (v anglicky mluvících zemích se jim říká „prachoví démoni“ - anglicky dust devil ), ale na Marsu mohou dosáhnout mnohem větších rozměrů: 10krát větší a 50krát širší než Země. V březnu 2005 takový vír vyčistil solární pole vozítka Spirit [64] [65] .
Dvě třetiny povrchu Marsu zabírají světlé oblasti, nazývané kontinenty , asi třetinu tmavé oblasti, nazývané moře (viz Seznam podrobností o albedu na Marsu ). Moře jsou soustředěny hlavně na jižní polokouli planety, mezi 10 a 40° zeměpisné šířky . Na severní polokouli jsou pouze dvě velká moře - Acidalia a Velká Sirte .
Povaha tmavých oblastí je stále předmětem sporů. Přetrvávají i přes prachové bouře zuřící na Marsu . Kdysi to sloužilo jako argument ve prospěch předpokladu, že tmavé oblasti jsou pokryty vegetací . Nyní se věří, že jsou to jen oblasti, ze kterých se díky jejich reliéfu snadno vyfoukne prach. Snímky ve velkém měřítku ukazují, že tmavé oblasti jsou ve skutečnosti tvořeny skupinami tmavých pruhů a skvrn spojených s krátery, kopci a dalšími překážkami v cestě větrů. Sezónní a dlouhodobé změny jejich velikosti a tvaru jsou zřejmě spojeny se změnou poměru povrchových ploch pokrytých světlou a tmavou hmotou.
Polokoule Marsu se povahou povrchu značně liší. Na jižní polokouli je povrch 1-2 km nad průměrnou úrovní a je hustě posetý krátery . Tato část Marsu připomíná měsíční kontinenty. Na severu je většina povrchu podprůměrná, je zde málo kráterů a hlavní část zabírají relativně hladké pláně , pravděpodobně vzniklé záplavami lávy a erozí . Tento rozdíl mezi hemisférami zůstává předmětem diskuse. Hranice mezi hemisférami sleduje přibližně velký kruh nakloněný pod úhlem 30° k rovníku. Hranice je široká a nepravidelná a tvoří svah směrem k severu. Podél ní se nacházejí nejvíce erodované oblasti povrchu Marsu.
Pro vysvětlení asymetrie hemisfér byly předloženy dvě alternativní hypotézy. Podle jednoho z nich se v raném geologickém stadiu litosférické desky „spojily“ (možná náhodou) do jedné polokoule, jako je kontinent Pangea na Zemi, a pak v této poloze „zamrzly“. Další hypotéza předpokládá srážku Marsu s vesmírným tělesem o velikosti Pluta asi před 4 miliardami let [ 15] . V tomto případě je Severní polární pánev , která zabírá 40 % povrchu planety, impaktním kráterem a ukazuje se, že jde o největší známý impaktní kráter ve sluneční soustavě [15] [16] [17] . Jeho délka je 10,6 tisíce km a šířka 8,5 tisíce km , což je asi čtyřikrát větší než největší impaktní kráter Hellas , rovněž dříve objevený na Marsu, poblíž jeho jižního pólu [66] .
Velké množství kráterů na jižní polokouli naznačuje, že povrch je zde starý – 3-4 miliardy let . Existuje několik typů kráterů: velké krátery s plochým dnem, menší a mladší miskovité krátery podobné měsíci, krátery obklopené valem a vyvýšené krátery. Poslední dva typy jsou na Marsu jedinečné – krátery s okrajem vzniklé tam, kde kapalné výrony proudily po povrchu, a vyvýšené krátery vzniklé tam, kde přikrývka kráterů chránila povrch před větrnou erozí. Největším útvarem původu dopadu je Hellas Plain (asi 2100 km napříč [67] ).
V oblasti chaotické krajiny poblíž hemisférické hranice prodělal povrch velké oblasti zlomů a stlačení, po nichž někdy následovala eroze (v důsledku sesuvů půdy nebo katastrofálního uvolnění podzemní vody) a zaplavení tekutou lávou. Chaotické krajiny se často nacházejí v čele velkých kanálů proříznutých vodou. Nejpřijatelnější hypotézou pro jejich společný vznik je náhlé tání podpovrchového ledu. Na mapě Marsu je zvýrazněno 26 oblastí s chaotickým reliéfem (oficiální název pro takové detaily reliéfu v planetologii je chaos ). Největší chaos na Marsu , chaos Aurory , má velikost přes 700 km [68] .
Na severní polokouli se kromě rozlehlých vulkanických plání nacházejí dvě oblasti velkých sopek – Tharsis a Elysium . Tharsis je rozlehlá vulkanická nížina o délce 2000 km dosahující výšky 10 km nad průměrem. Jsou na něm tři velké štítové sopky - Mount Arsia , Mount Pavlina a Mount Askriyskaya . Na okraji Tharsis je nejvyšší na Marsu a nejvyšší známá ve sluneční soustavě Mount Olympus [12] , která dosahuje výšky 27 km vzhledem ke své základně [12] a 25 km vzhledem k průměrné úrovni povrchu Marsu a pokrývá oblast o průměru 550 km , obklopenou útesy, místy dosahujícími výšky 7 km . Objem hory Olymp je 10krát větší než objem největší sopky na Zemi, Mauna Kea . Nachází se zde také několik menších sopek. Elysium - kopec až šest kilometrů nad průměrem, se třemi sopkami - Hecate Dome , Mount Elisius a Albor Dome .
Podle jiných zdrojů je výška Olympu 21 287 metrů nad nulou a 18 kilometrů nad okolím a průměr základny je přibližně 600 km . Základna se rozkládá na ploše 282 600 km² [69] . Kaldera (prohlubeň ve středu sopky) je 70 km široká a 3 km hluboká [70] .
Tharskou pahorkatinu také protíná mnoho tektonických zlomů , často velmi složitých a rozsáhlých. Největší z nich, Mariner valleys , se táhne v šířkovém směru v délce téměř 4000 km (čtvrtina obvodu planety), dosahuje šířky 600 a hloubky 7-10 km [71] [72] ; tento zlom je velikostí srovnatelný s východoafrickým riftem na Zemi. Na jeho strmých svazích dochází k největším sesuvům půdy ve sluneční soustavě. Mariner Valley je největší známý kaňon ve sluneční soustavě . Kaňon, který objevila kosmická loď Mariner 9 v roce 1971 , by mohl pokrýt celé území Spojených států , od oceánu po oceán.
Vzhled Marsu se velmi liší v závislosti na ročním období. Za prvé, změny v polárních čepicích jsou nápadné . Rostou a zmenšují se a vytvářejí sezónní jevy v atmosféře a na povrchu Marsu. Jak se na jaře polární čepička v jedné z polokoulí vzdaluje, detaily povrchu planety začínají tmavnout.
Polární čepičky Marsu se skládají ze dvou složek: trvalé a sezónní. Stálou část tvoří vodní led s mezivrstvami navátého prachu a zmrzlého oxidu uhličitého [73] [74] . Průměr stálé části severní polární čepičky je 1100 km , průměr jižní polární čepičky je 400 km [75] . V zimě je polární oblast planety pokryta sezónní vrstvou ledu s oxidem uhličitým o tloušťce asi metr [74] . Při maximální expanzi dosahuje jižní polární čepička zeměpisné šířky 50° (15° dále na sever) [76] . Rozdíly v čepicích souvisejí s elipticitou oběžné dráhy Marsu: když je na jižní polokouli léto, planeta je blíže Slunci , takže jižní léto je teplejší a kratší než severní, a jižní zima je chladnější a delší než severní [76] .
Polární čepičky Marsu leží na severní a jižní náhorní plošině. Severní polární čepička vyčnívá nad okolí asi o 3 km a jižní o 3,5 km. Obě čepice jsou rozříznuty údolími, rozbíhajícími se ve spirále (na jižní polokouli - ve směru hodinových ručiček, na severní - proti). Tato údolí mohla být proříznuta katabatickými větry [73] . Navíc se do každé čepice zařezává jeden velký kaňon: North Canyon a South Canyon [75] .
Přístroj " Mars Odysseus " našel aktivní gejzíry na jižní polární čepičce Marsu . Podle expertů NASA při jarním oteplování vystřelují do velké výšky výtrysky oxidu uhličitého a nesou s sebou prach a písek [77] [78] .
Astronom William Herschel v roce 1784 upozornil na sezónní změny velikosti polárních čepiček, podobné tání a mrznutí ledu v polárních oblastech Země [79] . V 60. letech 19. století francouzský astronom Emmanuel Lehi pozoroval vlnu tmavnutí kolem tající jarní polární čepičky, která byla poté interpretována jako šíření tající vody a rozvoj vegetace. Spektrometrická měření, která na začátku 20. století na Lovellově observatoři ve Flagstaffu provedl W. Slifer , však neprokázala přítomnost chlorofylové linie, zeleného barviva suchozemských rostlin [80] .
Z fotografií Marineru 7 bylo možné určit, že polární čepičky jsou silné několik metrů a naměřená teplota 115 K ( −158 °C ) potvrdila možnost, že se jedná o zmrzlý oxid uhličitý – „ suchý led “ [81 ] .
Významné objemy ledu (desítky tisíc km 3 ) byly objeveny radarem ve středních zeměpisných šířkách Marsu (40-45°), na východním okraji Hellasské pláně. Skrytý v půdě ledovec o tloušťce stovek metrů pokrývá plochu tisíců čtverečních kilometrů [82] [83] .
V roce 2018 radar MARSIS , instalovaný na kosmické lodi Mars Express , ukázal přítomnost subglaciálního jezera na Marsu, které se nachází v hloubce 1,5 km pod ledem jižní polární čepičky , asi 20 km široké [84] [85] . Opakovaná analýza radarových dat Mars Express a laboratorní experimenty však ukázaly, že takzvaná „jezera“ mohou být hydratovaná a chladná ložiska, včetně jílu (smektitů), minerálů obsahujících kovy a solného ledu [86] .
Na Marsu je mnoho geologických útvarů, které připomínají vodní erozi, zejména vyschlá koryta řek . Podle jedné hypotézy mohly tyto kanály vzniknout v důsledku krátkodobých katastrofických událostí a nejsou důkazem dlouhodobé existence říčního systému. Nedávné důkazy však naznačují, že řeky tekly po geologicky významná časová období. Zejména byly nalezeny inverzní kanály (tj. kanály vyvýšené nad okolní oblast). Na Zemi takové útvary vznikají v důsledku dlouhodobého nahromadění hustých dnových sedimentů s následným vysycháním a zvětráváním okolních hornin. Kromě toho existují důkazy o posunu koryta v deltě řeky s postupným zvednutím povrchu [88] .
Na jihozápadní polokouli, v kráteru Eberswalde , byla objevena říční delta o rozloze asi 115 km² [89] . Řeka, která deltu obmývala , měla délku více než 60 km [90] .
Údaje z roverů Spirit a Opportunity NASA také svědčí o přítomnosti vody v minulosti ( nalezené minerály , které se mohly tvořit pouze v důsledku dlouhodobého vystavení vodě). Zařízení " Phoenix " objevilo ložiska ledu přímo v zemi.
Kromě toho byly na svazích kopců nalezeny tmavé pruhy, které naznačují výskyt tekuté slané vody na povrchu v naší době. Objevují se krátce po nástupu letního období a do zimy mizí, „obtékají“ různé překážky, splývají a rozcházejí se. „Je těžké si představit, že by takové struktury mohly vzniknout ne z proudění tekutin, ale z něčeho jiného,“ řekl zaměstnanec NASA Richard Zurek [91] . Další spektrální analýza ukázala v těchto oblastech přítomnost chloristanů — solí schopných zajistit existenci kapalné vody za podmínek tlaku na Marsu [92] [93] .
28. září 2012 byly na Marsu objeveny stopy suchého vodního proudu. Oznámili to specialisté z americké vesmírné agentury NASA po prostudování fotografií pořízených z vozítka Curiosity , které v té době na planetě pracovalo pouhých sedm týdnů. Mluvíme o fotografiích kamenů, které byly podle vědců zjevně vystaveny vodě [94] .
Na vulkanické vrchovině Tharsis bylo nalezeno několik neobvyklých hlubokých studní . Soudě podle snímku marťanského průzkumného satelitu pořízeného v roce 2007 má jeden z nich průměr 150 metrů a osvětlená část stěny sahá do hloubky nejméně 178 metrů . Byla předložena hypotéza o vulkanickém původu těchto útvarů [95] .
Na Marsu se nachází neobvyklá oblast – Labyrint noci , což je systém protínajících se kaňonů [96] . Jejich vznik nesouvisel s vodní erozí a pravděpodobnou příčinou jejich vzniku je tektonická aktivita [97] [98] . Když je Mars blízko perihélia , objeví se nad labyrintem noci a údolími Marineru vysoká ( 40-50 km ) mračna . Východní vítr je táhne podél rovníku a fouká na západ, kde jsou postupně odplavovány. Jejich délka dosahuje několika set (až tisíce) kilometrů a jejich šířka dosahuje několika desítek kilometrů. Skládají se, soudě podle podmínek v těchto vrstvách atmosféry, také z vodního ledu. Jsou poměrně husté a vrhají na povrch dobře výrazné stíny. Jejich vzhled je vysvětlen skutečností, že nerovnost reliéfu narušuje toky plynu a směřuje je nahoru. Tam se ochladí a vodní pára v nich obsažená kondenzuje [99] .
Podle analýzy dat z Mars Reconnaissance Orbiter hydrosféra Marsu existovala ještě před asi 2–2,5 miliardami let [100] .
Čínští vědci získali důkazy, že voda na Marsu zůstala v kapalné formě mnohem déle, než se dosud myslelo. Rover Zhuzhong objevil hydratované sedimenty a minerály v Utopijské pláni staré pouhých 700 milionů let, což naznačuje přítomnost velkého množství vody na Marsu v té době [101] .
Elementární složení povrchové vrstvy půdy, určené z dat landerů, není na různých místech stejné. Hlavní složkou půdy je oxid křemičitý ( 20-25 % ), obsahující příměs hydrátů oxidů železa (až 15 % ), které dodávají půdě načervenalou barvu. Existují významné nečistoty sloučenin síry, vápníku, hliníku, hořčíku, sodíku (několik procent pro každou) [102] [103] .
Podle údajů sondy Phoenix NASA (přistání na Marsu 25. května 2008 ) se poměr pH a některé další parametry marťanských půd blíží pozemským a teoreticky by se na nich mohly pěstovat rostliny [104] [105] . "Ve skutečnosti jsme zjistili, že půda na Marsu splňuje požadavky a také obsahuje nezbytné prvky pro vznik a udržení života jak v minulosti, tak v současnosti i v budoucnosti," řekl vedoucí výzkumný chemik projektu Sam. Kunaves [106] . Také tento zásaditý typ půdy (pH = 7,7) podle něj může mnoho lidí najít na „svém dvorku“ a pro pěstování chřestu se docela hodí [107] .
Orbiter Mars Odyssey zjistil v roce 2002 (pomocí spektrometru gama záření), že pod povrchem rudé planety jsou významná ložiska vodního ledu [108] . Později byl tento předpoklad potvrzen dalšími zařízeními, ale otázka přítomnosti vody na Marsu byla definitivně vyřešena v roce 2008, kdy sonda Phoenix , která přistála poblíž severního pólu planety, dostala vodu z marťanské půdy [20] [109 ] .
Data získaná roverem Curiosity a zveřejněná v září 2013 ukázala, že obsah vody pod povrchem Marsu je mnohem vyšší, než se dříve předpokládalo. V hornině, ze které rover odebíral vzorky, může její obsah dosahovat 2 % hmotnosti [110] .
V minulosti na Marsu, stejně jako na Zemi, docházelo k pohybu litosférických desek . Potvrzují to vlastnosti magnetického pole Marsu, umístění některých sopek například v provincii Tharsis a také tvar údolí Mariner [111] . Současný stav, kdy sopky mohou existovat mnohem déle než na Zemi a dosahují gigantických rozměrů, naznačuje, že nyní tento pohyb spíše chybí. To je podporováno skutečností, že štítové sopky rostou v důsledku opakovaných erupcí ze stejného průduchu po dlouhou dobu. Na Zemi vlivem pohybu litosférických desek vulkanické body neustále měnily svou polohu, což omezovalo růst štítových sopek a případně jim neumožňovalo dosáhnout takové výšky jako na Marsu. Na druhou stranu rozdíl v maximální výšce sopek lze vysvětlit tím, že díky nižší gravitaci na Marsu je možné postavit vyšší stavby, které by se vlastní vahou nezhroutily [112] . Na planetě je možná slabá tektonická aktivita , která vede ke vzniku mírně se svažujících kaňonů pozorovaných z oběžné dráhy [113] [114] . Podle seismometru SEIS je na Marsu malá seismická aktivita, nejsilnější zaznamenaná otřesy měly magnitudu 3,7 Richterovy škály [115] .
Moderní modely vnitřní struktury Marsu naznačují, že se skládá z kůry o průměrné tloušťce 50 km (maximální odhad není větší než 125 km ) [116] , silikátového pláště a jádra o poloměru, podle různých odhady, od 1480 [116] do 1800 km [117 ] . Hustota ve středu planety by měla dosáhnout 8,5 g/cm³ . Jádro je částečně kapalné a skládá se převážně ze železa s příměsí 14-18 % (hmot.) síry [117] , obsah lehkých prvků je dvakrát vyšší než v zemském jádru. Podle moderních odhadů se formování jádra shodovalo s obdobím raného vulkanismu a trvalo asi miliardu let. Přibližně stejnou dobu trvalo částečné tavení plášťových silikátů [112] . Díky nižší gravitaci na Marsu je rozsah tlaku v plášti Marsu mnohem menší než na Zemi, což znamená, že má méně fázových přechodů. Předpokládá se, že fázový přechod modifikace olivínu na spinel začíná v poměrně velkých hloubkách - 800 km ( 400 km na Zemi). Povaha reliéfu a další znaky naznačují přítomnost astenosféry sestávající ze zón částečně roztavené hmoty [118] . Pro některé oblasti Marsu byla sestavena podrobná geologická mapa [119] .
Na základě pozorování z oběžné dráhy a analýzy sbírky marťanských meteoritů se povrch Marsu skládá převážně z čediče . Existují určité důkazy, které naznačují, že na části povrchu Marsu je materiál více křemenný než normální čedič a může být podobný andezitovým horninám na Zemi. Tato stejná pozorování však mohou být interpretována ve prospěch přítomnosti křemenného skla. Významnou část hlubší vrstvy tvoří zrnitý prach oxidu železa [120] [121] .
Mars má slabé magnetické pole .
Podle údajů magnetometrů stanic Mars-2 a Mars-3 je síla magnetického pole na rovníku asi 60 gamů , na pólu - 120 gamů , což je 500krát slabší než na Zemi. Podle Mars-5 AMS byla síla magnetického pole na rovníku 64 gama a magnetický moment planetárního dipólu byl 2,4⋅10 22 orersted cm² [122] .
Magnetické pole Marsu je extrémně nestabilní, na různých místech planety se jeho síla může lišit 1,5 až 2krát a magnetické póly se neshodují s fyzickými. To naznačuje, že železné jádro Marsu je relativně nehybné vůči jeho kůře, to znamená, že na Marsu nefunguje mechanismus planetárního dynama odpovědný za práci magnetického pole Země . Přestože Mars nemá stabilní planetární magnetické pole [123] , pozorování ukázala, že části planetární kůry jsou zmagnetizované a že v minulosti došlo k přepólování magnetických pólů těchto částí. Magnetizace těchto částí dopadla podobně jako páskové magnetické anomálie ve Světovém oceánu [124] .
Jedna teorie, publikovaná v roce 1999 a znovu prozkoumaná v roce 2005 (pomocí bezpilotní stanice Mars Global Surveyor ), naznačuje, že tyto pásy vykazují deskovou tektoniku před 4 miliardami let – předtím, než hydromagnetické dynamo planety přestalo fungovat, což způsobilo prudké oslabení magnetického pole. [125] . Důvody tohoto prudkého poklesu nejsou jasné. Existuje předpoklad, že fungování dynama před 4 miliardami let se vysvětluje přítomností asteroidu, který rotoval ve vzdálenosti 50-75 tisíc kilometrů kolem Marsu a způsobil nestabilitu v jeho jádru. Poté asteroid klesl na Rocheovu mez a zhroutil se [126] . Toto vysvětlení samo o sobě však obsahuje nejasnosti a je ve vědecké komunitě zpochybňováno [127] .
Podle jedné z hypotéz se v dávné minulosti v důsledku srážky s velkým nebeským tělesem zastavila rotace jádra [128] , stejně jako ztráta hlavního objemu atmosféry. Úbytek lehkých atomů a molekul z atmosféry je důsledkem slabé přitažlivosti Marsu. Předpokládá se, že ke ztrátě magnetického pole došlo asi před 4 miliardami let . Sluneční vítr díky slabému magnetickému poli proniká atmosférou Marsu téměř bez zábran a mnohé z fotochemických reakcí za působení slunečního záření, ke kterým dochází na Zemi v ionosféře a výše, lze na Marsu pozorovat téměř na jeho samotném povrchu.
Geologická historie Marsu zahrnuje tři období [129] [130] [131] :
Phobos pořízený 23. března 2008 sondou Mars Reconnaissance Orbiter
Deimos , pořízený 21. února 2009 sondou Mars Reconnaissance Orbiter
Průchod Phobos přes disk Slunce. Obrázky Opportunity
Mars má dva přirozené satelity: Phobos a Deimos . Oba objevil americký astronom Asaph Hall v roce 1877 . Jsou nepravidelného tvaru a velmi malé velikosti. Podle jedné hypotézy mohou představovat asteroidy zachycené gravitačním polem Marsu, jako (5261) Eureka ze skupiny trojských asteroidů . Satelity jsou pojmenovány podle postav doprovázejících boha Arese (tedy Marse), Phoba a Deimose , ztělesňující strach a hrůzu, kteří pomáhali bohu války v bitvách [133] .
Oba satelity rotují kolem své osy se stejnou periodou jako kolem Marsu, proto jsou k planetě natočeny vždy stejnou stranou (je to způsobeno efektem slapového uzamčení a je to typické pro většinu satelitů planet sluneční soustavy, včetně měsíc). Slapový vliv Marsu postupně zpomaluje pohyb Phobosu a v konečném důsledku povede k pádu satelitu k Marsu (při zachování současného trendu), případně k jeho rozpadu [134] . Deimos se naopak od Marsu vzdaluje.
Oběžná doba Phobosu je kratší než doba Marsu, proto pro pozorovatele na povrchu planety Phobos (na rozdíl od Deimosu a obecně všech známých přirozených satelitů planet Sluneční soustavy, kromě Metis a Adrastea ) stoupá na západě a zapadá na východě [134] .
Oba satelity mají tvar blížící se tříosému elipsoidu , Phobos ( 26,8×22,4×18,4 km ) [9] je o něco větší než Deimos ( 15×12,2×11 km ) [135] . Povrch Deimosu vypadá mnohem hladší díky tomu, že většina kráterů je pokryta jemnozrnnou hmotou. Je zřejmé, že na Phobosu, který je blíže planetě a je hmotnější, látka vyvržená během dopadů meteoritů buď znovu narazila na povrch, nebo dopadla na Mars, zatímco na Deimosu zůstala na oběžné dráze kolem satelitu po dlouhou dobu, postupně se usazovala a schovávala nerovný terén.
Koncem 19. století se rozšířila populární myšlenka, že Mars obývali inteligentní Marťané.
Schiaparelliho pozorování takzvaných kanálů v kombinaci s knihou Percivala Lowella na stejné téma zpopularizovaly myšlenku planety, která byla čím dál sušší, chladnější, umírala a na níž prastará civilizace prováděla zavlažovací práce [136 ] .
Mapa Marsu od Schiaparelliho , 1888
Marsovské kanály , načrtnuté astronomem P. Lowellem , 1898
Četná další pozorování a oznámení slavných lidí dala vzniknout takzvané Mars Fever na toto téma [137 ] . V roce 1899 při studiu atmosférického rádiového rušení pomocí přijímačů na Coloradské observatoři pozoroval vynálezce Nikola Tesla opakující se signál. Spekuloval, že by mohlo jít o rádiový signál z jiných planet, jako je Mars. V rozhovoru z roku 1901 Tesla řekl, že k němu přišel nápad, že rušení může být způsobeno uměle. Přestože nedokázal rozluštit jejich význam, bylo pro něj nemožné, aby vznikly zcela náhodou. Podle jeho názoru šlo o pozdrav z jedné planety na druhou [138] .
Teslovu hypotézu silně podpořil slavný britský fyzik William Thomson (Lord Kelvin) , který při návštěvě USA v roce 1902 řekl, že podle jeho názoru Tesla zachytil marťanský signál vyslaný do USA [139] . Ještě před odjezdem z Ameriky však Kelvin začal toto tvrzení důrazně popírat: „Ve skutečnosti jsem řekl, že obyvatelé Marsu, pokud existují, mohou New York určitě vidět , zejména světlo z elektřiny“ [140] .
Vědecké hypotézy o existenci života na Marsu v minulosti jsou přítomny již dlouhou dobu. Podle výsledků pozorování ze Země a dat ze sondy Mars Express byl v atmosféře Marsu detekován metan . Později, v roce 2014, vozítko NASA Curiosity detekovalo výbuch metanu v atmosféře Marsu a detekovalo organické molekuly ve vzorcích odebraných při vrtání Cumberland Rock [141] .
V podmínkách Marsu se tento plyn rozkládá poměrně rychle, takže musí existovat stálý zdroj doplňování. Takovým zdrojem může být buď geologická aktivita (ale na Marsu nebyly nalezeny žádné aktivní sopky ), nebo životně důležitá aktivita bakterií . V červenci 2021 vědci pomocí počítačových simulací odhalili, že jeden z pravděpodobných zdrojů metanu může být na dně severozápadního kráteru [142] . Je zajímavé, že v některých meteoritech marťanského původu byly nalezeny útvary připomínající buňky, i když jsou velikostí nižší než nejmenší pozemské organismy [141] [143] . Jedním z těchto meteoritů je ALH 84001 , nalezený v Antarktidě v roce 1984 .
Důležité objevy učinilo vozítko Curiosity . V prosinci 2012 byla získána data o přítomnosti organické hmoty na Marsu a také toxických chloristanů . Stejné studie prokázaly přítomnost vodní páry ve vzorcích zahřáté půdy [144] . Zajímavostí je, že Curiosity na Marsu přistála na dně vyschlého jezera [145] .
Analýza pozorování naznačuje, že planeta měla dříve mnohem příznivější podmínky pro život než nyní. Během programu Viking, prováděného v polovině 70. let, byla provedena řada experimentů k detekci mikroorganismů v půdě Marsu. Přinesl pozitivní výsledky: například dočasné zvýšení uvolňování CO 2 , když jsou částice půdy umístěny do vody a živných médií. Tento důkaz života na Marsu však poté zpochybnili vědci týmu Viking [146] . To vedlo k jejich dlouhému sporu s vědcem NASA Gilbertem Lewinem, který tvrdil, že Viking objevil život. Po přehodnocení vikingských dat ve světle současných vědeckých poznatků o extrémofilech bylo zjištěno, že provedené experimenty nebyly dostatečně dokonalé k detekci těchto forem života. Navíc by tyto testy mohly zabíjet organismy, i když byly ve vzorcích obsaženy [147] . Testy provedené programem Phoenix ukázaly, že půda má velmi zásadité pH a obsahuje hořčík, sodík, draslík a chloridy [148] . Živiny v půdě jsou dostatečné pro podporu života, ale formy života musí být chráněny před intenzivním ultrafialovým světlem [149] .
Dnes je podmínkou rozvoje a udržení života na planetě přítomnost kapalné vody na jejím povrchu a také umístění oběžné dráhy planety v tzv. obyvatelné zóně , která ve Sluneční soustavě začíná za oběžnou dráhou. Venuše a končí hlavní poloosou oběžné dráhy Marsu [ 150] . V blízkosti perihelia se Mars nachází v této zóně, ale řídká nízkotlaká atmosféra brání tomu, aby se kapalná voda objevila po dlouhou dobu. Nedávné důkazy naznačují, že jakákoli voda na povrchu Marsu je příliš slaná a kyselá na to, aby podporovala trvalý pozemský život [151] .
Nedostatek magnetosféry a extrémně řídká atmosféra Marsu jsou také problémy pro udržení života. Na povrchu planety je velmi slabý pohyb tepelných toků, je špatně izolován od bombardování částicemi slunečního větru ; navíc, když se zahřeje, voda se okamžitě odpaří a obchází kapalné skupenství kvůli nízkému tlaku. Kromě toho je Mars také na prahu tzv. „geologická smrt“. Konec sopečné činnosti zřejmě zastavil cirkulaci minerálů a chemických prvků mezi povrchem a vnitřkem planety [152] .
Blízkost Marsu a jeho relativní podobnost se Zemí dala vzniknout řadě fantastických projektů na terraformaci a kolonizaci Marsu pozemšťany v budoucnosti.
Rover Curiosity objevil na povrchu Marsu dva zdroje organických molekul najednou. Kromě krátkodobého zvýšení podílu metanu v atmosféře zařízení zaznamenalo přítomnost sloučenin uhlíku v práškovém vzorku, který zbyl po vrtání marsovské horniny. První objev umožnil vyrobit přístroj SAM na palubě roveru. Po dobu 20 měsíců 12krát měřil složení atmosféry Marsu. Ve dvou případech, koncem roku 2013 a začátkem roku 2014, se Curiosity podařilo detekovat desetinásobný nárůst průměrného podílu metanu. Tento nárůst podle členů vědeckého týmu roveru ukazuje na objev místního zdroje metanu. Zda má biologický nebo jiný původ, je pro odborníky obtížné říci kvůli nedostatku dat pro úplnou analýzu.
Po přistání automatických vozidel na povrchu Marsu bylo možné provádět astronomická pozorování přímo z povrchu planety. Vzhledem k astronomické poloze Marsu ve sluneční soustavě , vlastnostem atmosféry , období revoluce Marsu a jeho satelitů se obraz noční oblohy Marsu (a astronomické jevy pozorované z planety ) liší od pozemského a v mnoha ohledech působí neobvykle a zajímavě.
Severní pól na Marsu se díky sklonu osy planety nachází v souhvězdí Labutě (rovníkové souřadnice: rektascenze 21 h 10 m 42 s , deklinace + 52 ° 53,0 ′ ) a není označen jasnou hvězdou: nejblíže k pólu je slabá hvězda šesté magnitudy BD + 52 2880 (jiná označení jsou HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Jižní pól světa (souřadnice 9 h 10 m 42 s a −52 ° 53,0 ) je pár stupňů od hvězdy Kappa Sails (zdánlivá magnituda 2,5) – v zásadě ji lze považovat za hvězdu jižního pólu Marsu .
Pohled na oblohu je podobný tomu pozorovanému ze Země, s jedním rozdílem: při pozorování ročního pohybu Slunce souhvězdími zvěrokruhu (stejně jako planety včetně Země) opouští východní část souhvězdí Ryb, projde po dobu 6 dnů severní částí souhvězdí Cetus, než znovu vstoupí do západní části Ryb.
Při východu a západu Slunce má marťanská obloha v zenitu červenorůžovou barvu [153] , v bezprostřední blízkosti slunečního kotouče pak modrou až fialovou, což je zcela opačné než na obrázku pozemských úsvitů.
V poledne je obloha Marsu žlutooranžová. Důvodem takových rozdílů od barevného schématu pozemské oblohy jsou vlastnosti tenké, řídké, obsahující suspendované prachové atmosféry Marsu . Na Marsu hraje Rayleighův rozptyl paprsků (který je na Zemi příčinou modré barvy oblohy ) nevýznamnou roli, jeho účinek je slabý, ale projevuje se jako modrá záře při východu a západu slunce, když světlo prochází atmosférou na větší vzdálenost. Žlutooranžové zbarvení oblohy je pravděpodobně způsobeno také přítomností 1% magnetitu v prachových částicích neustále suspendovaných v marťanské atmosféře a vyvolaných sezónními prachovými bouřemi . Soumrak začíná dlouho před východem slunce a trvá dlouho po západu slunce. Někdy barva marťanského nebe získá fialový odstín v důsledku rozptylu světla na mikročásticích vodního ledu v mracích (poslední je spíše vzácný jev) [153] .
Úhlová velikost Slunce pozorovaná z Marsu je menší než úhlová velikost pozorovaná ze Země a je 2 ⁄ 3 od Země. Merkur z Marsu bude prakticky nepřístupný pro pozorování pouhým okem kvůli jeho extrémní blízkosti ke Slunci. Nejjasnější planetou na obloze Marsu je Venuše , na druhém místě je Jupiter (jeho čtyři největší satelity lze pozorovat část času bez dalekohledu), na třetím je Země [154] .
Země je vnitřní planetou Marsu, stejně jako Venuše pro Zemi. V souladu s tím je Země z Marsu pozorována jako ranní nebo večerní hvězda, vycházející před úsvitem nebo viditelná na večerní obloze po západu slunce.
Maximální prodloužení Země na obloze Marsu je 38 stupňů . Pouhým okem bude Země viditelná jako velmi jasná (maximálně viditelná hvězdná velikost asi −2,5 m ) nazelenalá hvězda, vedle níž bude snadno rozeznatelná nažloutlá a slabší (asi +0,9 m ) hvězda Měsíce [155 ] . V dalekohledu budou oba objekty vidět se stejnými fázemi . Otáčení Měsíce kolem Země bude z Marsu pozorováno následovně: při maximální úhlové vzdálenosti Měsíce od Země pouhým okem snadno oddělíme Měsíc od Země: za týden „hvězdy“ Měsíce a Země splyne v jedinou hvězdu neoddělitelnou okem, za další týden bude Měsíc opět viditelný na maximální vzdálenost, ale na druhé straně Země. Pozorovatel na Marsu bude mít periodicky možnost vidět průchod (přechod) Měsíce přes zemský kotouč nebo naopak zakrytí Měsíce zemským kotoučem . Maximální zdánlivá vzdálenost Měsíce od Země (a jejich zdánlivá jasnost) při pohledu z Marsu se bude výrazně lišit v závislosti na vzájemné poloze Země a Marsu, a tedy i na vzdálenosti mezi planetami. Během epochy opozic to bude asi 17 obloukových minut (asi polovina úhlového průměru Slunce a Měsíce při pozorování ze Země), při maximální vzdálenosti Země a Marsu - 3,5 obloukové minuty. Země, stejně jako ostatní planety, bude pozorována v pásmu souhvězdí Zodiaku . Astronom na Marsu bude také moci pozorovat průchod Země přes disk Slunce; nejbližší taková událost nastane 10. listopadu 2084 [156] .
První pozorování Marsu byla provedena ještě před vynálezem dalekohledu. Jednalo se o poziční pozorování za účelem určení polohy planety vůči hvězdám. Existenci Marsu jako putujícího objektu na noční obloze zdokumentovali staroegyptští astronomové v roce 1534 před naším letopočtem. E. Také stanovili retrográdní (reverzní) pohyb planety a vypočítali trajektorii pohybu spolu s bodem, kde planeta mění svůj pohyb vzhledem k Zemi z přímého na zpětný [157] .
V babylonské planetární teorii byla poprvé získána časová měření pohybu planet Marsu a byla zpřesněna poloha planety na noční obloze [158] [159] . S využitím dat Egypťanů a Babyloňanů vyvinuli starověcí řečtí (helénističtí) filozofové a astronomové podrobný geocentrický model k vysvětlení pohybu planet. O několik století později odhadli indičtí a perští astronomové velikost Marsu a jeho vzdálenost od Země . V 16. století navrhl Mikuláš Koperník heliocentrický model k popisu sluneční soustavy s kruhovými dráhami planet. Jeho výsledky byly revidovány Johannesem Keplerem , který zavedl přesnější eliptickou dráhu Marsu, která se shoduje s pozorovanou.
Nizozemský astronom Christian Huygens jako první zmapoval povrch Marsu a ukázal mnoho detailů. 28. listopadu 1659 udělal několik kreseb Marsu, které znázorňovaly různé tmavé oblasti, později srovnávané s náhorní plošinou Great Sirte [160] .
Pravděpodobně první pozorování, která prokázala existenci ledové čepice na jižním pólu Marsu, provedl italský astronom Giovanni Domenico Cassini v roce 1666 . V témže roce si při pozorování Marsu udělal náčrtky viditelných povrchových detailů a zjistil, že po 36 nebo 37 dnech se polohy povrchových detailů opakují a následně vypočítal dobu rotace - 24 hodin 40 minut. (tento výsledek se liší od správné hodnoty o méně než 3 minuty) [160] .
V roce 1672 si Christian Huygens také všiml rozmazané bílé čepice na severním pólu [161] .
V roce 1888 dal Giovanni Schiaparelli křestní jména jednotlivým povrchovým detailům [162] : moře Afroditina, Eritrejské, Jadranské, Cimmerijské; jezera Slunce, Lunar a Fénix.
Rozkvět teleskopického pozorování Marsu nastal na konci 19. – v polovině 20. století. Je to z velké části kvůli veřejnému zájmu a známým vědeckým sporům kolem pozorovaných marťanských kanálů. Mezi astronomy předvesmírné éry, kteří v tomto období prováděli teleskopická pozorování Marsu, jsou nejznámější Schiaparelli , Percival Lovell , Slifer , Antoniadi , Barnard , Jarry-Deloge , L. Eddy , Tikhov , Vaucouleurs . Právě oni položili základy areografie a sestavili první podrobné mapy povrchu Marsu – i když se po letech automatických sond k Marsu ukázalo, že se téměř úplně mýlily.
Pro systematické studium Marsu byly využity schopnosti Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST nebo HST - Hubble Space Telescope ) [163] a byly získány fotografie Marsu s nejvyšším rozlišením, jaké kdy bylo na Zemi pořízeno [164] . HST dokáže vytvářet snímky polokoulí, což umožňuje modelovat systémy počasí. Pozemní dalekohledy vybavené CCD mohou pořizovat fotografie Marsu ve vysokém rozlišení, což umožňuje pravidelně sledovat planetární počasí v opozici [165] .
Rentgenová emise z Marsu, kterou astronomové poprvé detekovali v roce 2001 pomocí kosmické rentgenové observatoře Chandra , se skládá ze dvou složek. První složka souvisí s rozptylem rentgenového záření ze Slunce v horních vrstvách atmosféry Marsu, zatímco druhá pochází z interakce mezi ionty s výměnou náboje [166] .
Průzkum Marsu meziplanetárními stanicemiOd 60. let 20. století bylo na Mars vysláno několik automatických meziplanetárních stanic (AMS), aby podrobně studovaly planetu z oběžné dráhy a fotografovaly povrch. Kromě toho pokračoval dálkový průzkum Marsu ze Země ve většině elektromagnetického spektra pomocí pozemních a orbitálních dalekohledů, například v infračerveném – pro určení složení povrchu [167] , v ultrafialovém a submilimetrovém rozsahu – až po studovat složení atmosféry [168] [169] , v rádiovém dosahu - pro měření rychlosti větru [170] .
Sovětský výzkumSovětský průzkum Marsu zahrnoval program Mars , v jehož rámci byly v letech 1962 až 1973 vypuštěny čtyři generace automatických meziplanetárních stanic k průzkumu planety Mars a cirkuplanetárního prostoru. První AMS (" Mars-1 ", " Zond-2 ") také zkoumal meziplanetární prostor.
Kosmická loď čtvrté generace (řada M-71 - " Mars-2 ", " Mars-3 ", vypuštěná v roce 1971) se skládala z orbitální stanice - umělé družice Marsu a sestupového vozidla s automatickou marťanskou stanicí, vybavené rover ProOP- M . Kosmické lodě řady M-73C " Mars-4 " a " Mars-5 " se měly dostat na oběžnou dráhu kolem Marsu a zajistit komunikaci s automatickými marťanskými stanicemi, které nesly M-73P " Mars-6 " a " Mars-7 " AMS. ; tyto čtyři AMS byly spuštěny v roce 1973.
Kvůli poruchám sestupových vozidel nebyl vyřešen hlavní technický úkol celého programu Mars – provádění výzkumu na povrchu planety pomocí automatické marťanské stanice. Přesto bylo na svou dobu mnoho vědeckých úkolů, jako je fotografování povrchu Marsu a různá měření atmosféry, magnetosféry a složení půdy [171] . V rámci programu bylo provedeno první měkké přistání sestupového vozidla na povrch Marsu („ Mars-3 “, 2. prosince 1971) a první pokus o přenos obrazu z povrchu.
SSSR také prováděl program Phobos - dvě automatické meziplanetární stanice určené pro studium Marsu a jeho satelitu Phobos.
První AMS " Phobos-1 " byl vypuštěn 7. července a druhý, " Phobos-2 " - 12. července 1988 [172] . Hlavní úkol - dodání sestupových vozidel (PrOP-F a DAS) na povrch Phobosu ke studiu satelitu Mars - zůstal nesplněn. Navzdory ztrátě komunikace s oběma vozidly však studie Marsu, Phobosu a blízkého marťanského prostoru, prováděné po dobu 57 dní ve fázi orbitálního pohybu Phobos-2 kolem Marsu, umožnily získat nové vědecké výsledky. na tepelných charakteristikách Phobosu, plazmového prostředí Marsu, jeho interakce se slunečním větrem.
Americká studiaV letech 1964-1965 byl ve Spojených státech v rámci programu Mariner uskutečněn vůbec první úspěšný let na Mars . " Mariner-4 " provedl v roce 1965 první studii z trajektorie průletu a pořídil první snímky povrchu [173] . " Mariner-6 " a " Mariner-7 " v roce 1969 provedly první studii složení atmosféry pomocí spektroskopických technik a stanovení povrchové teploty z měření infračerveného záření z trajektorie průletu. V roce 1971 se Mariner 9 stal první umělou družicí Marsu a provedl první mapování povrchu.
Druhý americký program Viking Martian zahrnoval v roce 1975 start dvou identických kosmických lodí, Viking 1 a Viking 2 , které prováděly výzkum z blízké orbity Marsu a na povrchu Marsu, zejména hledání života ve vzorcích půdy. Každý Viking se skládal z orbitální stanice – umělé družice Marsu a sestupového vozidla s automatickou marťanskou stanicí. Vikingské automatické marťanské stanice jsou první kosmickou lodí, která úspěšně operuje na povrchu Marsu a přenáší velké množství vědeckých informací, včetně snímků z místa přistání. Život nebyl nalezen.
Americký program Mars Pathfinder zahrnoval stacionární marťanskou stanici a rover Sojourner , které pracovaly na povrchu Marsu v údolí Ares v letech 1996-1997. Celkem bylo přeneseno 16,5 tisíc snímků z kamery marťanské stanice a 550 snímků z kamer roveru, bylo provedeno 15 analýz hornin. Vědecké výsledky poskytují další podporu pro hypotézu, že Mars byl jednou více "vlhčí a teplejší".
" Mars Global Surveyor " - Orbiter NASA, prováděl mapování povrchu v letech 1999-2007.
Phoenix , přistávací modul NASA, byl prvním přistávacím modulem, který úspěšně přistál v polární oblasti Marsu, operoval v roce 2008.
V průběhu programu Mars Exploration Rover byla na Mars úspěšně doručena dvě dvojčata:
V současné době na oběžné dráze Marsu operují následující AMS :
Na povrchu Marsu v současnosti operují následující zařízení:
Spisovatele přiměly k vytvoření fantastických děl o Marsu diskuse vědců, které začaly na konci 19. století o možnosti, že na povrchu Marsu neexistuje jen život, ale rozvinutá civilizace [177] . V této době vznikl např. slavný román H. Wellse „ Válka světů “, ve kterém se Marťané pokusili opustit svou umírající planetu a dobýt Zemi. V roce 1938 byla ve Spojených státech rozhlasová verze tohoto díla prezentována jako rozhlasové zpravodajství, což vyvolalo masovou paniku, když mnoho posluchačů tuto „zprávu“ omylem přijalo za pravdu [178] . V roce 1966 napsali spisovatelé Arkadij a Boris Strugackij satirické „pokračování“ tohoto díla nazvané „ Druhá invaze Marťanů “.
V letech 1917 až 1964 vyšlo o Barsoomovi jedenáct knih . Tak se jmenovala planeta Mars ve fantasy světě vytvořeném Edgarem Rice Burroughsem . V jeho dílech byla planeta prezentována jako umírající, jejíž obyvatelé jsou v neustálé válce všech proti všem o vzácné přírodní zdroje. V roce 1938 napsal C. Lewis román Beyond the Silent Planet .
Z významných děl o Marsu stojí za zmínku také román Raye Bradburyho The Martian Chronicles z roku 1950 , který se skládá ze samostatných volně navazujících povídek a také z řady povídek sousedících s tímto cyklem; román vypráví o fázích lidského průzkumu Marsu a kontaktech s umírající starověkou marťanskou civilizací.
Ve fiktivním vesmíru Warhammer 40 000 je Mars hlavní pevností Adeptus Mechanicus, prvního z Forge Worlds. Továrny na Marsu, které pokrývají celý povrch planety, nepřetržitě vyrábějí zbraně a vojenské vybavení pro válku zuřící v Galaxii.
Jonathan Swift se zmínil o měsících Marsu 150 let předtím, než byly skutečně objeveny v části 19 svého románu Gulliver 's Travels [179] .
Mars je občas zmiňován v práci Davida Bowieho z počátku 70. let. Takže kapela, se kterou v této době vystupuje, se jmenuje Spiders From Mars a na albu Hunky Dory se objevuje píseň s názvem Life on Mars? ". Text značného množství skladeb obsahuje alespoň samotné slovo „Mars“.
V Babylonii byla tato planeta spojována s bohem podsvětí [180] Nergalem [181] . Olmsted uvádí, že ve starověkém Babylonu se planeta jmenovala Salbatanu [182] .
Řekové nazývali Mars (hvězda Marsu) Πυρόεις (Pirois [183] , Piroeis [184] , Piroent [185] ; "ohnivý" [183] , "ohnivý" [186] ) [187] .
Gigin (v překladu A. I. Rubana) ji nazývá hvězdou Herkula [188]
V římské mytologii byl Mars původně bohem plodnosti. Poté byl Mars ztotožněn s řeckým Aresem a stal se bohem války a také začal personifikovat planetu Mars [189] .
V hinduistické mytologii je planeta spojována s bohem Mangalou , který se narodil z kapek Šivova potu [190] .
Nejnižší oběžnou dráhu nejblíže k ní (Jupiterovi) zaujímá Πυρόεις, nazývaná také hvězda Marsu, oběhne stejný kruh zvěrokruhu jako dva horní (Saturn a Jupiter) za dvacet čtyři měsíců bez šesti, pokud Nemýlím se, dní.
PLANETY 42. …
3. Třetí hvězdou je Mars, jiní ji nazývají hvězdou Herkula. Sleduje hvězdu Venuše, podle Eratosthena, z tohoto důvodu: když si Vulcan vzal Venuši za manželku, svou ostražitostí nedovolil Marsu, aby si prosadil cestu. Zdá se tedy, že z Venuše nedosáhl ničeho jiného, kromě toho, že umožnil své hvězdě následovat hvězdu Venuše. Mars, hořící vášnivou láskou, to objevil pojmenováním hvězdy Piroeis.
Tematické stránky | ||||
---|---|---|---|---|
Slovníky a encyklopedie |
| |||
|
Mars | ||
---|---|---|
Areografie | ||
satelity | ||
Studie | ||
Mars v kultuře |
| |
jiný | ||
|
Průzkum Marsu kosmickou lodí | |
---|---|
Letící | |
Orbitální | |
Přistání | |
rovery | |
Marshalls | |
Plánováno |
|
Doporučeno |
|
Neúspěšný | |
Zrušeno |
|
viz také | |
Aktivní kosmické lodě jsou zvýrazněny tučně |
Sluneční Soustava | |
---|---|
Centrální hvězda a planety | |
trpasličí planety | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4 |
Velké satelity | |
Satelity / prsteny | Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara |
První objevené asteroidy | |
Malá těla | |
umělé předměty | |
Hypotetické objekty |
|