Areografia

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie

Areografia (gr. Ares – Mars; graphein – opísať) je náuka o povrchu Marsu.

Topografická mapa povrchu

Povrch Marsu je podobne ako povrch Zeme značne rozmanitý s vysokými pohoriami, kaňonmi, údoliami či pahorkatinami. V minulých dobách pred vesmírnymi letmi bolo možné Mars pozorovať iba ďalekohľadom, ktorý neumožňoval rozpoznať podrobnejšie detaily povrchu ako načervenalý povrch s tmavými oblasťami a dvoma polárnymi čiapočkami. Prvé fotografie priniesli nový pohľad na červenú planétu, ktorý v súčasnosti prechádza ďalšou revíziou vďaka podrobnému mapovaniu planéty kozmickými sondami a vozidlami na povrchu.

Mars, podobne ako Zem, má svoju vlastnú históriu, počas ktorej dochádzalo k jeho postupnému vývoju až do súčasnej podoby. V minulosti sa na planéte vystriedalo mnoho udalostí, ktoré mali zásadnejší význam pre podobu povrchu a existujúcich štruktúr. V období noachian dochádzalo k silnému vulkanizmu a masívnemu bombardovaniu meteoritmi, ktoré za sebou zanechalo viac ako dve stovky kráterov veľkosti do 5 km a 25 väčších ako 16 km. V tomto období sa na povrchu nachádzala aj kvapalná voda a možno i oceány, o čom svedčia dôkazy v podobe riečnych korýt, či vzniknutých sedimentov. V nasledujúcom období hesperian došlo k postupnému chladnutiu a začiatku výlevného vulkanizmu, počas ktorého vznikali štítové oblasti. V poslednej etape vývoja amazonian sa planéta stále viac ochladzovala, strácala sa atmosféra a kvapalná voda. Na druhej strane došlo k novým prejavom vulkanizmu, keď vznikli veľké sopky v oblasti Tharsis (vrátane najväčšej sopky slnečnej sústavy Olympus Mons). Mars sa stával suchou planétou, kde hlavnú úlohu prevzal činnosť vetra, ktorá premieňa tvár planéty dodnes.

História[upraviť | upraviť zdroj]

Neexistujúce kanály, ako ich videl Giovanni Schiaparelli

Počas prvej polovice 17. storočia astronómovia využívali prvé skonštruované ďalekohľady na pozorovanie, ktoré im umožňovali rozoznať na povrchu planéty tmavé a svetlé plochy, z čoho sa usúdilo, že na Marse sú polárne čiapočky.

V roku 1877 sa po prvýkrát v mapách povrchu Marsu objavujú nové útvary tzv. Marťanské kanály, ktoré ale boli iba optickým klamom zapríčineným zlými rozlišovacími schopnosťami ďalekohľadu a predstavivosťou talianskeho astronóma Giovanniho Schiaparelliho, ktorý ich pozoroval ako prvý. Správa o pozorovaní sa rýchlo rozniesla a následne objav začali potvrdzovať aj ďalšie pozorovacie miesta a vytvárať množstvo podrobných máp neexistujúcich kanálov (spolu s nimi začali vznikať teórie o ich umelom pôvode a umierajúcej civilizácii na vysychajúcej planéte). V skutočnosti sú kanály iba optický klam, ktorý vzniká zreťazením tmavých škvŕn. Ich existencia bola po 50 rokoch pozorovaním vyvrátená, ale časť verejnosti ich stále považovala za existujúce dielo. Až fotografie z kozmických sond jednoznačne túto teóriu vyvrátili.

Mars pri pozorovaní zo Zeme ďalekohľadom neumožňuje vidieť žiadne významné detaily povrchu okrem polárnych čiapočiek a tak jeho podrobné preskúmanie mohlo prebehnúť až po návšteve kozmických sond, ktoré sú v súčasnosti hlavným zdrojom dát pre skúmanie Marsu.

Zloženie[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Areológia
Predstava o zložení Marsu

Presné zloženie planéty zatiaľ nie je známe, ale na základe astronomických pozorovaní a prieskumu niekoľkých desiatok meteoritov z Marsu [1], ktoré sa na Zemi našli, sa predpokladá, že povrch Marsu je tvorený prevažne z bazaltov. Oproti pozemským bazaltom sú niektoré oblasti obohatené o silikátovú zložku podobajúcu sa až pozemských andezitom (na druhej strane je možné, že sú tvorené aj sopečným sklom). Pri pozorovaní je planéta načervenalá, čo je spôsobené tým, že celý povrch planéty je pokrytý oxidom železitým. Na planéte sa nevyskytuje silné magnetické pole, ale niektoré oblasti planéty vykazujú, že boli zmagnetizované. Na povrchu sa nevyskytuje ani tekutá voda, čo vedie k tomu, že tu nedochádza k platňovej tektonike ako na Zemi, aj keď niektoré teórie pracujú s myšlienkou, že tomu bolo pred 4 miliardami rokov inak a že aj Mars mal pohyblivú kôru. [2] Už zmieňovaný paleomagnetizmus je veľmi podobný tomu, čo sa odohráva na Zemi pri stredooceánskych chrbtoch.

Vzhľadom na to, že na Marse neboli uskutočnené podrobné prieskumy, sú súčasné poznatky o planéte a jej vnútornej stavbe veľmi slabé a prevažne založené na modeloch a porovnávaní so Zemou či na meraniach zo sond. Odhaduje sa, že planéta má horúce polotekuté jadro, ktoré má približne 1480 [3] kilometrov v priemere, a ktoré je zložené prevažne zo železa a 15 – 17 % síry. Tekutá tavenina v jadre má asi 2x menšiu koncentráciu ako v zemskom jadre.

Jadro je obklopené silikátovým plášťom, ktorý spôsoboval väčšinu tektonickej a vulkanickej činnosti na planéte. V súčasnosti sa ale zdá, že je už neaktívna. Najvrchnejšiu oblasť tvorí kôra, ktorá dosahuje priemernú hrúbku okolo 50 km a maximálnu 125 km.[3]

Približný prieskum[upraviť | upraviť zdroj]

Počas pozorovaní povrchu Marsu si vedci ihneď uvedomili, že niektoré oblasti sú nápadne podobné pozemským oblastiam. Oproti povrchu Marsu môžeme pozemské telesá pozorovať priamo, uskutočňovať na nich podrobný výskum a následne získané poznatky aplikovať na marťanské podmienky. Telesá na Marse sú spravidla útvary omnoho väčšie a rozsiahlejšie (ako napríklad Olympus Mons, oblasť Tempe Mareotis atď.), ale ich pôvod je často veľmi podobný.

Jedným z takých príkladov je oblasť Tempe Terra, na ktorej sa nachádzajú desiatky „malých“ štítových sopiek. Podobá sa na oblasť Snake River Plain v Idahu.[4] Prieskumom chemického zloženia a vzniku sa darí nájsť mnoho podobností s útvarmi na povrchu Marsu a tak poskytovať dôležité indície, ako mohla podobná oblasť vzniknúť aj na inej planéte. Porovnaním topografie oboch oblastí sa darí upresňovať poznatky o geologických udalostiach, ktoré sa v oblasti Tempe Terra odohrali.

Topografia[upraviť | upraviť zdroj]

V ľavej časti je vidieť južnú časť planéty s vrchovinou a v pravej s „oceánskym dnom“

Mars má podobne ako Zem alebo Mesiac veľmi rôznorodú topografiu povrchu, ktorá je závislá na jeho geologickej minulosti. Severná pologuľa Marsu bola v minulosti z väčšej časti oceánskym dnom, čo sa prejavuje v jej uhladenom rovinatom povrchu. Roviny vystupujú iba okolo 1 – 2 km nad okolitú krajinu[5], ale v skutočnosti sa nachádzajú 2 až 3 km pod referenčnou plochou.[6] Množstvo kráterov na týchto rovinách je menšie ako v južnej časti, čo ukazuje, že sú mladšie. Súčasné útvary na povrchu napovedajú o zložitých procesoch pri ich vzniku.

Na južnej pologuli sa naopak nachádza krajina, ktorá sa viac podobá Mesiacu. Vyskytuje sa tu veľmi stará vysočina s veľkým množstvom kráterov, ktoré sú však viac ploché ako tie na Mesiaci, keďže sú vystavované silnému pôsobeniu erózie. Erózia postupne zahladzuje okraje kráterov a zanáša ich dno sedimentami, čo vedie aj k zmenšovaniu ich hĺbky. Nad okolitú krajinu vystupuje do výšky 1 až 4 kilometrov[5] a nad referenčný geoid najčastejšie v rozmedzí 3 až 4 km. O jej veku vypovedá vysoká hustota kráterov, ktorá sa podobá oblastiam morí (Mare) na povrchu Mesiaca.

Predpokladá sa, že rozdelenie na južnú a severnú časť bolo spôsobené dopadom mohutného cudzieho telesa na konci akrécie planéty. Oproti Zemi ale na Marse nie sú priame dôkazy, že by na povrchu prebiehala platňová tektonika. Sopečné oblasti sa nepohybovali a zostali na mieste, čo malo za následok vytvorenie rozľahlej vydutej oblasti Tharsis vrátane obrovských sopiek.

Okrem množstva kráterov sa na povrchu vyskytujú aj piesočné duny, ktoré niektoré krátery vyplňujú a inde tvoria rozsiahle dunové oblasti.

Nulová nadmorská výška[upraviť | upraviť zdroj]

Na Marse sa nenachádza oceán tekutej vody, podľa ktorého by sa mohla určiť hladina nadmorskej výšky podobne ako je tomu na Zemi a tak vedci museli túto hodnotu umelo definovať, aby mohli jednoznačne merať prevýšenia útvarov na povrchu. Pre jednoznačné určenie sa musel použiť iný systém, ktorý sa opiera o tlak vzduchu a pomocou ktorého sa dá vytvoriť celkovo hladký povrch tzv. priemerný gravitačný povrch. Nulová hladina bola určená ako výška, kde tlak vzduchu je 610,5 Pa. Vďaka tejto definícii sa pomerne často vyskytuje záporná výška.

Nultý poludník[upraviť | upraviť zdroj]

Rovník Marsu je jasne definovaný rotáciou planéty, ale nultý poludník musel byť podobne ako na Zemi určený umelo. O prvú definíciu sa pokúsili nemeckí astronómovia Wilhelm Beer a Johann Heinrich Mädler už v 19. storočí, keď bol ako tento bod zvolený kruhový útvar na povrchu. Takto určený útvar mal veľkú nepresnosť a tedy až v roku 1972 vďaka snímkam sondy Mariner 9 bolo presne určené, že nultý poludník prechádza malým kráterom Airy-0 v nížine Sinus Meridiani.

Hlavné jednotky[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Zoznam pohorí na Marse
Bližšie informácie v hlavnom článku: Zoznam nížin na Marse
Interaktívna mapa Marsu, kliknite na požadovanú oblasť
Tharsis Montes Hellas Planitia Olympus Mons Valles Marineris Arabia Terra Amazonis Planitia Elysium Mons Isidis Planitia Terra Cimmeria Argyre Planitia Alba PateraMap of Mars
O tomto obrázku

V súčasnosti sú k dispozícii globálne geologické mapy, ktoré vznikli na základe fotografií s rozlíšením 200 až 100 metrov a podľa ktorých bolo možné zmapovať základné geologické jednotky v podobe pohorí, nížin, údolí a kráterov. Tieto jednotky dostali svoje pomenovania. Presné výšky sú známe vďaka mnohým laserovým meraniam, ktoré uskutočňovala najmä sonda Mars Global Surveyor.

Základné nížiny sú Acidalia Planitia, Amazonis Planitia, Arcadia Planitia, Argyre Planitia, Chryse Planitia, Daedalia Planum, Elysium Planitia, Hellas Planitia, Isidis Planitia, Meridiani Planum, Planum Australe, Planum Boreum, Utopia Planitia a Vastitas Borealis.

Najznámejšie objekty[upraviť | upraviť zdroj]

Najväčšou a najznámejšou marťanskou panvou je Hellas Planitia s priemerom 1 600 km a hĺbkou 6 km, ktorá vznikla pred 4 miliardami rokov, čo ju radí medzi najstaršie útvary na povrchu planéty. Nížina vznikla pravdepodobne počas dopadu obrovskej planétky s rozmermi okolo 2 000 km.[7] Dopad vyvrhol toľko materiálu, že v okolí vytvoril 2 km val siahajúci až 2 000 km od panvy. Vnútro panvy je sčasti zanesené sedimentami, čo svedčí o tom, že panva bola pôvodne pravdepodobne o niekoľko kilometrov hlbšia.

Tharsis je vyklenutá planina s priemerom okolo 3 500 kmRóbert Čeman: Vesmír 1 Sluneční soustava. Bratislava, Mapa Slovakia 2002, s. 202 </ref>, ktorá sa nachádza blízko marťanského rovníka. Vznikla ako prejav vulkanizmu, keď sa celá oblasť vydula. V oblasti sa nachádzajú najväčšie sopky planéty aj celej slnečnej sústavy (Olympus Mons, Arsia Mons, Pavonis Mons a Ascraeus Mons).

Valles Marineris je najväčšia sústava údolí, pri ktorej sú okraje od seba vzdialené okolo 200 km ale miestami až 500 km. Svahy miestami padajú až do hĺbky 7 km. Predpokladá sa, že jej vznik je spojený s činnosťou vody.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Mars Meteorites. prístup: 2007-08-19.
  2. Goddard Space Flight Center. New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth. prístup: 2007-08-30.
  3. a b APS X-rays reveal secrets of Mars' core. prístup: 2007-08-19.
  4. The Tempe volcanic province of Mars and comparisons with the Snake River Plains of Idaho. prístup: 2007-08-25.
  5. a b Josip Klezcek: Velká encyklopedie vesmíru. Praha, Academia 2002, s. 263
  6. Povrch Marsu. prístup: 2007-08-31.
  7. Róbert Čeman: Vesmír 1 Sluneční soustava. Bratislava, Mapa Slovakia 2002, s. 199

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]