Mars

O iných významoch výrazu Mars pozri Mars (rozlišovacia stránka).

Mars

Planéta Mars
Orbitálne (obehové) vlastnosti (v epoche J2000)
Veľká polos	227 936 637 km 1,523 662 31 AU
Obvod orbity	1,429 T m 9,553 AU
Výstrednosť	0,093 412 33
Perihélium	206 644 545 km 1,381 333 46 AU
Afélium	249 228 730 km 1,665 991 16 AU
Perióda (obežná doba)	686,9601 d (1,8808 a)
Synodická perióda	779,96 d
Orbitálna rýchlosť - priemerná - maximálna - minimálna	24,077 km/ s 26,499 km/s 21,972 km/s
Uhol sklonu dráhy - k ekliptike - k slnečnému rovníku	1,850 61° 5.65°
Dĺžka výstupného uzla	49,578 54°
Argument perihélia	286,462 30°
Počet prirodzených satelitov	2
Fyzikálne vlastnosti
Rovníkový priemer	6 804,9 km (0,533 Zeme)
Plocha povrchu	1,448×108 km2 (0,284 Zeme)
Objem	1,638×1011 km3 (0,151 Zeme)
Hmotnosť	6,4185×1023 kg (0,107 Zeme)
Priemerná hustota	3,934 g/cm3
Gravitácia na rovníku	3,69 m/s2 (0,376 G)
Úniková rýchlosť	5,027 km/s
Perióda rotácie	1,026 d (24,622 h)
Rýchlosť rotácie	868,22 km/h (na rovníku)
Odklon osi rotácie	25,19°
Rektascenzia severného pólu	317,681 43° (21 h 10 min 44 s)
Deklinácia	52,886 50°
Albedo	0,15
Povrchová teplota	min 133 K priemer   210 K max 293 K
Atmosferické vlastnosti
Atmosferický tlak	0,7-0,9 kPa
Oxid uhličitý	95,32%
Dusík	2,7%
Argón	1,6%
Kyslík	0,13%
Oxid uhoľnatý	0,07%
Vodná para	0,03%
Oxid dusnatý	0,01 %
Neón	0,000 25 %
Kryptón	0,000 03 %
Xenón	0,000 008 %
Ozón	0,000 003 %
Metán	0,000 001 05 %

Mars je štvrtá planéta Slnečnej sústavy. Je to druhá najmenšia planéta (po Merkúre) a obieha ako štvrtá planéta okolo Slnka. Jeho dráha sa nachádza až za dráhou Zeme. Môže nastať situácia, že Zem sa nachádza v zákryte medzi Slnkom a Marsom (Mars je v opozícii vzhľadom na Slnko). Je to príležitosť pozorovať ho po celú noc a na oblohe je nápadným objektom.

Spoľahlivú informáciu o tom, kedy bola planéta Mars prvý raz pozorovaná, nemáme k dispozícii, pravdepodobne to ale bolo okolo roku 3000 až 4000 pred Kr. Všetky veľké staroveké civilizácie, Egypťania, Babylončania a Gréci, vedeli o tejto „putujúcej hviezde“ a dávali jej svoje pomenovania. Horniny, pôda a obloha majú červený, alebo ružový odtieň. Staré národy ju považovali za symbol ohňa a krvi. Preto to boli názvy ako „Červený objekt“, „Nebeský oheň“, „Pochodeň“, „Nebeský bojovník“ alebo „Boh vojny“.

Takmer 20 úspešných kozmických sond od 60. rokov 20. storočia umožnilo detailné skúmanie planéty. V súčasnosti sú na obežnej dráhe Marsu tri funkčné sondy (Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter) a na povrchu planéty sa pohybujú dve vozidlá misie Mars Exploration Rover (Spirit a Opportunity).

Fyzikálne charakteristiky

Mars má oproti Zemi štvrtinový povrch a iba desatinu hmotnosti. Okolo Slnka obieha raz za 687 dní. Jeho vzdialenosť od Slnka sa mení od 207 do 249 miliónov kilometrov (stredná vzdialenosť je 228 miliónov km). Jednu otočku okolo svojej osi (Sol) vykoná raz za 24 hodín 37 minút a 23 sekúnd, dĺžka dňa na Marse sa podobá dĺžke pozemského dňa najviac spomedzi všetkých planét Slnečnej sústavy.

Magnetické pole a radiácia

Mars má slabé magnetické pole, jeho ochranná funkcia je však neporovnateľná so zemským magnetickým poľom.

Radiácia na Marse je príliš nebezpečná a príliš silná na to, aby tu mohol existovať život. Vyplýva to zo zistení vedcov z amerického úradu pre letectvo a vesmír (NASA) po analyzovaní dát zo sondy Mars Odyssey. Toto žiarenie ohrozuje aj prípadných pozemských astronautov.

Formy života by tam mohli prežiť pravdepodobne len pod povrchom, izolované od smrtiacej radiácie. Táto planéta je zasahovaná radiáciou tak z vesmíru ako i zo Slnka. Dávka žiarenia je 2,5-krát vyššia, než akej sú vystavení obyvatelia Medzinárodnej vesmírnej stanice ISS.

Zloženie

Predstava o zložení Marsu

Presné zložení planéty zatiaľ nepoznáme, ale na základe astronomických pozorovaní a prieskumu niekoľkých desiatok meteoritov z Marsu , 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 magnetického poľa, ale niektoré oblasti planéty vykazujú, že boli zmagnetizované. Na povrchu sa nevyskytuje ani tekutá voda, čo vedie k tomu, že tu nedochádza k doskovej tektonike ako na Zemi, aj keď niektoré teórie pracujú s myšlienkou, že tomu bolo pred 4 miliardami rokov inak a že aj Mars mal pohyblivú kôru. 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 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.

Povrch

Olympus Mons

V 50. až 60. rokoch 20. storočia sa všeobecne usudzovalo, že marťanské polárne čiapočky sú zložené zo zmrznutej vody. Keď sa ale pomocou kozmických sond zistilo, že atmosféra je zložená najmä z CO₂, bol vytvorený model atmosféry, ktorý naznačoval, že teplota bola dostatočne nízka na to, aby oxid uhličitý na póloch skondenzoval a zamrzol. Model tiež predpovedal významné zmeny tlaku počas marťanských ročných období. Preto sa došlo k záveru, že sa póly skladajú z obojakého ľadu, H₂O a CO₂, a prvotné pozorovania boli vysvetlené pomocou tenkej vrstvičky zamrznutej vody nanesenej na ľade z oxidu uhličitého.

Z diaľky má Mars väčšinou červenou farbu, alebo presnejšie bledo oranžovú alebo ružovú s dvoma bielymi polárnymi ľadovými čiapočkami. Na červených oblastiach sa nachádzajú veľmi rozličné svetlé a tmavé plochy s čisto zelenou farbou. Tmavé plochy nie sú oceány vody, pretože sa na Marsu nemôže vyskytovať voda v tekutom stave kvôli nízkemu atmosferickému tlaku (~600 Pa). Tieto zmeny v jasnosti povrchu sú skôr spôsobené rozdielnym druhom povrchového materiálu: červená farba je prach a piesok bohatý na oxid železitý; tmavšie plochy sú spravidla viac kamenisté a skalnaté oblasti. Náhodné silné vetry, ktoré sa tu vyskytujú, presúvajú prach a menia rozmery a tvar týchto svetlejších a tmavších plôch.

Povrch Marsu je rôznorodý. Južná pologuľa s viacmenej hornatou krajinou je pokrytá krátermi, zatiaľ čo na severnej pologuli sú obrovské rovné pláne zaliaté lávou. Vo všeobecnosti je povrch Marsu pokrytý skalnatými a alebo kamenistými telesami, ktoré sú miestami prekryté prachom a piesočnými dunami.

Na Marsu sa nachádza značné množstvo kráterov, korýt, kaňonov a sopiek. Je tu aj najvyššia známa hora slnečnej sústavy – sopka Olympus Mons, ktorá dosahuje výšku 27 km nad okolitý terén. V oblasti náhornej plošiny Tharsis sa nachádza viacero podobne veľkých sopiek, medzi najvyššie patrí aj Ascraeus Mons s výškou 18 201 m (podľa meraní družice Mars Global Surveyor).

Povrch planéty má hrdzavočervenú farbu; príčinou je oxid železitý, na ktorý je prach na povrchu bohatý. Táto zlúčenina je hlavnou zložkou minerálu hematit. Práve drobné zrniečka hematitu, ktorých veľkosť nepresahuje 10 mikrometrov, majú červenkastú farbu. Prítomnosť hematitu na povrchu Marsu je považovaná za jeden z vážnych dôkazov toho, že na tejto planéte bola kedysi voda - na Zemi totiž hematit vzniká oxidáciou práve za jej prítomnosti. Prítomnosť tohto minerálu na Marse dokázala sonda Mars Global Surveyor.

V rovníkovej oblasti Marsu sa nachádza obrovský kaňon Valles Marineris, dlhý 4 500 km a hlboký 7 km. Objavila ho sonda Mariner 9 mapujúca Mars v rokoch 1971–1972, podľa ktorej bol kaňon pomenovaný.

Sonda Mars Express zaznamenala dôkazy o prítomnosti veľkej plochy zmrznutej vody na planine zvanej Elysium. Rozmery ľadového mora sú cca 800 km x 900 km, priemerná hĺbka je 45 m. Na Marse sa nachádzajú aj vyschnuté riečne korytá, ktorými tiekla voda pravdepodobne pred niekoľkými miliardami rokov. Avšak najnovšie boli objavené aj akési pramene a od nich sa tiahnuce ryhy, ktorými mohla tiecť voda aj v oveľa bližšej minulosti, možno aj v súčasnosti. Zatiaľ odpoveď na mnohé otázky spojené s týmito ryhami nepoznáme.

Poznámky

• Nulová výška: Pretože Mars nemá oceán a nie je teda žiadna hladina mora, od ktorej by sa mohli merať výšky terénu, bola zavedená nulová výška povrchu. Pomerne časté sú aj záporné hodnoty pre miesta pod nulovou výškou.

• Nultý poludník: Rovník Marsu je daný rotáciou, ale nultý poludník bol určený podobne ako na Zemi, prehlásením, že určitým konkrétnym bodom prechádza. Astronómovia v 19. storočí si za tento bod zvolili s pomerne veľkou nepresnosťou kruhový útvar na povrchu. Až v roku 1972, potom, čo sonda Mariner 9 získala prvé podrobnejšie snímky, bolo určené, že nultý poludník prechádza malým kráterom Airy-0 na planine Sinus Meridiani.

Interaktívna mapa Marsu, kliknite na požadovanú oblasť

Map of Mars

Stratigrafia planéty

Stratigrafia Marsu je vedná disciplína v planetológii, ktorá sa snaží rozčleniť základné stratigrafické jednotky na Marse. V súčasnosti sa skladá z troch základných jednotiek, ktoré boli vyčlenené na základe fotografií sondy Viking zo 70. rokov 20. storočia. V súčasnosti, vzhľadom na získavanie stále nových dát zo sond z posledného desaťročia, ktoré okolo Marsu obiehajú či po ňom jazdí, prechádzajú podstatnou revíziou. Vzhľadom na to, že zatiaľ nie je možné získať geologické vzorky priamo z hornín na povrchu, je celá stratigrafia založená na pozorovaní vrchnej vrstvy kôry, respektíve na prejavoch impaktov cudzích telies na povrch.

Pozorovaním kráterov boli vyčlenené tri základné jednotky noachian, hesperian a amazonian.

Atmosféra a klimatické podmienky

Nad povrchom je viditeľná atmosféra

Mars má dnes veľmi riedku atmosféru, ktorá nie je schopná zadržiavať tepelnú výmenu medzi povrchom a okolitým priestorom, čo má za následok veľké tepelné rozdiely počas dňa a nocí. Tlak na povrchu sa pohybuje medzi 600 až 1000 Pa, čo je približne 100 až 150krát menej ako na Zemi alebo ako približne 30 km nad povrchom Zem. Podobne ako na Zemi ale dochádza k zmenám v atmosfére v závislosti na sezónnych výkyvoch, ako sa planéta približuje a odďaľuje od Slnka. V zime 25–30% atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na póloch, zatiaľ čo v lete opäť sublimuje a vráti sa do atmosféry.

Atmosféra je tvořená prevážne z oxidu uhličitého (95,32 %), ďalej obsahuje: dusík (2,7 %), argón (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhoľnatý (0,07 %) a vodné pary (0,03 %), ktorá vzniká sublimáciou z polárnych čiapoček. Medzi ostatné plyny vyskytujúce sa v atmosfére sa potom ešte radí neón, kryptón, xenón, ozón a metán (ktorý je možným indikátorom života na Marse, keďže podlieha rýchlemu rozpadu.)

Priemerná teplota pri povrchu planéty je okolo −56 °C. Pre Mars sú charakteristické veľké rozdiely medzi dňom a nocou. Na rovníku sa teploty bežne pohybujú od −90 do −10 °C, a nad nulu sa dostanú iba výnimočne. Oproti tomu teplota povrchové vrstvy pôdy môže niekedy dosiahnuť až +30 °C. Aj napriek týmto občasným priaznivým teplotám nemôže na povrchu existovať kvapalná voda. Voda by sa okamžite začala vyparovať vplyvom nízkeho tlaku. Vo výške okolo 40 až 50 km sa nachádza vrstva, ktorá má stálu teplotu. Následne vo výške približne 130 km začína ionosféra a vodíková koróna planéty dosahuje až do výšky 20 000 km.

Podrobné znalosti o zložení atmosféry, ich zmenách a o dlhodobejších klimatických podmienkach boli získane na základe niekoľkých sond, ktoré na povrchu pristáli (napr. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atď), resp. skúmali atmosféru z orbitu. Na základe meraní sa zistilo, že aj na Marse panuje skleníkový efekt, ktorý otepľuje planétu približne o 5°C a zadržuje okolo 30 % tepelnej energie. Výškovo sa atmosféra delí na nižšiu (do 45 km), strednú (do 110 km) a vyššiu (nad 110 km).

Oblačnosť

I keď je planéta studená a suchá, má veľmi dynamické počasie. Na Marse bola pozorovaná aj oblačnosť, ktoré sú najskôr tvorené kryštálikmi oxidu uhličitého. Prejavujú sa tu aj ďalšie procesy, ktoré umožňujú hovoriť o marťanskom počasí. Okrem počasia je atmosféra planéty tiež dejiskom častých prachových búrok, ktoré občas dosiahnu celoplanetárny charakter alebo aj malé vzdušné víry v podobe prašných vírov.

Na Marse môžeme pozorovať 3 druhy oblakov:

• Biele: podobné našim cirrom, tvoria väčšie sústavy oblakov (skladajú sa pravdepodobne z ľadových kryštálikov). Vyskytujú sa nad vrcholkami pohorí. Pohybujú sa hlavne v oblasti rovníka a oblasti pólov. Tvoria i ranné mlhy. Môžu pravdepodobne spôsobovať aj sneženie, čím sa v zimnom období obnovujú polárne čiapky Marsu. Pod relatívne tenkou vrstvou oxidu uhličitého a nánosmi prachu sa predpokladá hrubá vrstva vodného ľadu. Vodný ľad sa môže nachádzať aj pod povrchom v podobe večne zamrznutej pôdy tzv. permafrostu.

• Sivé: sú vo výške 15-20 km (i 100 km) a sú tvorené kryštálikmi ľadu CO₂. Častejšie sa vyskytujú na severnej pologuli, kde je i vyššie percento vodných pár. Nad polárnymi oblasťami v zimnom období prevládajú oblaky oxidu uhličitého.

• Žlté: Tvorí ich piesok. Vietor je schopný vyniesť prachové častice z povrchu až do výšok cca 10 km.

Voda

Ma'adim Vallis - koryto pravdepodobne vyhĺbené tečúcou vodou v oblasti kráteru Gusev

V súčasnosti na povrchu nemôže existovať voda v kvapalnom prostredí, ale podľa pozorovaní sa zdá takmer isté, že na povrchu planéty tečúca voda v minulosti bola. Teraz je skôr otázkou, kedy sa tam tečúca voda nachádzala, ako dlho a kam sa podela. Predpokladá sa, že povrch Marsu bol zaplavený oceánom v období noachianu. Vplyvom ochladzovania planéty v hesperianu došlo ale k zamrznutiu povrchovej vody a jej časť zrejme aj unikla do kozmického priestoru. Následné erozívne procesy možno pochovali časť zamrznutého ľadu pod povrch Marsu. Vedľa týchto zatiaľ nepreskúmaných zdrojov vody sa na póloch nachádzajú dve polárne čiapočky, ktoré sú čiastočne tvorené vodným ľadom a čiastočne suchým ľadom. Predpokladá sa, že sa voda vyskytuje aj vo forme permafrostu, ktorý by mal zasahovať až do oblastí okolo 60°. V roku 2007 NASA odhadla množstvo vody zachytenej v južnej polárnej čiapočke. Podľa modelu by všetká voda zaplavila celý Mars do výšky 11 metrov.

Ďalšie významné zásoby vody sú viazané najskôr na marťanskú kryosféru, z ktorej sa voda uvoľňuje počas vulkanizmu. Predpokladá sa, že takto vznikla oblasť Valles Marineris alebo v nedávnej dobe pred 5 miliónmi rokov Cerberus Fossae, pri vzniku ktorého bola voda vyvrhnutá do oblasti Elysium Planitia, kde vytvorila ľadové more viditeľné do dnešných čias. Vďaka novým podrobným snímkam boli na povrchu Marsu rozlíšené areomorfologické pozostatky vodnej činnosti v podobe riečnych korýt, sedimentov, pozostatkov zaplavených oblastí, či relikty po rýchlom úniku vody z kryosféry Marsu vplyvom vulkanickej aktivity.

Obežná dráha

Mars obieha kolem Slnka vo vzdialenosti medzi 206 644 545 km v perihéliu a 249 228 730 km v aféliu. Doba jedného obehu okolo centrálnej hviezdy je 686,9601 pozemského dňa. Okolo svojej osi sa Mars otočí za dobu, ktorá je veľmi podobná dĺžke pozemského dňa - 24 hodín 39 minút 35,244 sekúnd. Uhlový sklon planetárnej osi 25,19 ° je porovnateľný so sklonom 23,44 °, ktorý má Zem. Vďaka tomuto sklonu sa tu vyskytujú ročné obdobia, podobné tým na Zem, aj keď sú takmer dvakrát tak dlhé, lebo marťanský rok je 1,88 násobok pozemského roku.

Vzdialenosť od Zeme sa v priebehu obežnej doby mení v rozmedzí od 55 miliónov až 400 miliónov kilometrov v pravidelnom 16 ročnom cykle, keď nastáva najpriaznivejšia opozícia planéty pre pozorovanie a pre vysielanie kozmických sond. Vďaka tomu, že sa Mars približuje, či odďaľuje od Zem, dochádza súčasne k poklesu jeho hviezdnej veľkosti - pohyb medzi 1,6^m až -2,8^m, zdanlivého priemeru 4" do 25". Táto nepravidelnosť má za následok, že v niektorých obdobiach je Mars štvrtým najjasnejším telesom na oblohe po Slnku, Mesiacu a Venuši a inokedy je menej jasný ako Jupiter.

Mesiace

Fobos (vľavo) a Deimos (vpravo)

Okolo planéty obiehajú dve prirodzené družice – Fobos (Strach) a Deimos (Hrôza). Obidve telesá majú viazanú rotáciu, čo znamená, že ukazujú Marsu stále rovnakú stranu. Veľmi nápadne sa chemickým zložením a tvarom podobajú telesám, ktoré tvoria Pás planétok medzi Marsom a Jupiterom, čo viedlo k teórii, že ide o planétky, ktoré Mars svojou gravitáciou zachytil. Pre definitívnu podporu tejto všeobecne prijímanej teórie bude ale nutné získať vzorky z povrchu mesiacov.

Oba mesiace objavil Asaph Hall v roku 1877 a pomenoval ich podľa synov boha Marta. Zaujímavosťou je, že existencia mesiacov bola predpovedaná v knihe Guliverove cesty už v roku 1726, tedy v čase, keď neexistoval dostatočne silný ďalekohľad, ktorým by ich bolo možné pozorovať.

Fobos obieha planétu rýchlejšie ako sa ona sama otáča, čo spôsobuje spomaľovanie jeho obehu a znižovanie vzdialenosti. Odhaduje sa, že za 50 000 000 let Fobos do planéty narazí. Oproti tomu obežná dráha Deimosu sa predlžuje.^{[chýba zdroj]}

Marsove prirodzené satelity

meno	priemer (km)	hmotnosť (kg)	polomer obežnej dráhy (km)	obežná doba
Fobos	22,2 (27 × 21,6 × 18,8)	1,08×1016	9 378	7,66 hodín
Deimos	12,6 (10 × 12 × 16)	2×1015	23 400	30,35 hodín

Pri pohľade z povrchu Marsa by Fobos mal uhlový priemer 12', zatiaľ čo Deimos asi 2'. Uhlový priemer Slnka je asi 21'.

Pozorovania

Mapa neexistujících kanálov, ako ich zachytil Giovanni Schiaparelli

Prvé pozorovania planéty sú známe už z obdobia prvých civilizácii, keď bol Mars pozorovaný voľným okom. V prvej polovici 17. storočia astronómovia využili prvé skonštruované ďalekohľady na pozorovania, ktoré im umožnili 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. kanály, ktoré ale boli iba optickým klamom zapríčineným zlými rozlišovacími schopnosťami ďalekohľadu a predstavivosťou talianskeho astronóma Giovanni Schiaparelliho, ktorý ich pozoroval ako prvý. Správa o pozorovaní sa rýchlo rozniesla a následne objav začali potvrdzovať aj z ďalších pozorovacích miest a vytvárať veľké 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 reťazcom tmavých škvŕn. Ich existencia bola po 50 rokoch pozorovaní vyvrátená, ale časť verejnosti je ich stále pokladala za existujúce dielo. Až fotografie z kozmických sond jednoznačne túto teóriu vyvrátili.

Mars pri pozorovaní zo Zem ďalekohľadom neumožňuje vidieť žiadne významné detaily povrchu okrem polárnych čiapočiek a tak jeho podrobné preskúmanie môže prebehnúť až po návšteve kozmických sond.

Prieskum

Mars sa stal jednou z prvých planét, ktorá bola skúmaná v začiatkoch vesmírneho prieskumu. Okolo tejto planéty už obiehali, dopadali na jej povrch, pristávali a jazdili po nej, aby získali dáta o jej geologickom zložení, vlastnostiach povrchu, hľadali vodu a skúmali klímu americké, ruské, európske a japonské sondy.

Minulosť

Pristávací modul Vikingu 2, fotografia zachytáva najbližšie okolie sondy

Prvá úspešná misia bola americká Mariner 4 vypustená v roku 1964. Nasledoval symbolický úspech dvoch sovietskych sond Mars 2 a Mars 3 vypustených v roku 1971, ktoré pristáli na jeho povrchu, ale kontakt s nimi sa stratil niekoľko sekúnd po dosadnutí. Nasledoval americký program Viking, ktorý sa skladal z dvoch orbitálnych sond, každá obsahujúca aj povrchový modul. Obidva povrchové moduly úspešne pristáli na povrchu v roku 1976 a po dobu 6 (Viking 1) respektíve 3 (Viking 2) rokov uskutočňovali pozorovania. Pristávacie moduly odvysielali na Zem tiež prvú farebnú fotografiu povrchu Marsua orbitálne sekcie vyhotovili detailné fotografie povrchu v takom rozlíšení, že niektoré z nich sa používajú dodnes. V roku 1988 boli vyslané dve sovietske sondy Fobos 1 a 2, ktoré mali študovať Mars a jeho dva mesiace. Bohužiaľ sa ale Fobos 1 odmlčal už na ceste k Marsu, zatiaľ čo Fobos 2 úspešne vyhotovil fotografie Marsu a Fobosu, ale pred vyslaním dvoch pristávacích modulov na povrch mesiaca sa pokazil.

Po zlyhaní sondy Mars Observer v roku 1992 sa v roku 1996 k Marsu dostala sonda Mars Global Surveyor, ktorá úspešne mapovala povrch planéty až do roku 2006, keď sa po treťom predĺžení misie stratilo spojenie so sondou. Mesiac po vyslaní sondy Surveyor bola vyslaná ďalšia sonda Mars Pathfinder, ktorá mala za úlohu vysadiť na povrchu malé pojazdné vozidlo, ktoré by skúmalo okolie pristávacieho modulu v oblasti Ares Vallis. Táto misia bola pre NASA obrovským úspechom, keďže priniesla veľké množstvo snímok z povrchu, ktorým sa dostala obrovská publicita.

Súčasnosť

Skutočný povrch planéty s umelo vygenerovaným vozidlom Opportunity

V roku 2001 NASA úspešne vyslala sondu Mars Odyssey, ktorá je stále na orbite planéty. Pomocou gama spektrometra objavila známky vodíka vo vrchných metroch marťanského regolitu. Predpokladá sa, že tento vodík je viazaný vo vodnom ľade, ktorý sa pod povrchom nachádza.

O dva roky neskôr v roku 2003 sa k planéte vydala európska sonda Mars Express, ktorá sa skladala z dvoch častí, orbitálneho modulu Mars Express a pristávacieho s označením Beagle 2. Táto misia bola úspešná iba čiastočne, keďže pristávací modul z nezistených príčin zlyhal počas pristávacieho manévru a následne v februári 2004 bol prehlásený za stracený.Na začiatku roku 2004 bol pomocou planetárneho fourierovského spektrometru pracujúcemu s infračerveným svetlom ohlásený nález metánu v atmosfére Marsu. V júni 2006 ESA vydala správu, že objavila polárnu žiaru.

V roku 2003 sa k Marsu vydali dve rovnaké vozidla NASA v rámci projektu Mars Exploration Rovers - Spirit (MER-A) a Opportunity (MER-B). Obidve vozidla úspešne pristáli na povrchu v januári 2004 a začali skúmať miesta dopadu, pomocou mechanického ramena očisťovať vzorky a analyzovať ich. Medzi najväčšie objavy patrí dôkaz, že na Marse kedysi skutočne bola tekutá voda v obidvoch oblastiach, kde sondy pristáli. Vozidlá mali hlavnú misiu naplánovanú na 90 dní, ale vďaka silnému vetru a prachovým vírom, ktoré čistia solárne panely roverov, sú zariadenia stále funkčné (august 2007).

12. augusta 2005 bola vyslaná ďalšia americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter, ktorá sa na obežnú dráhu planéty dostala 10. marca 2006. Hlavnou úlohou plánovanej dvojročnej vedeckej misie je zmapovať povrch Marsu a študovať počasie, aby sa mohlo vybrať vhodné miesto pre ďalšie sondy, ktoré by mali na povrchu pristáť. Sonda obsahuje telekomunikačné zariadenie s vyššou prenosovou rýchlosťou ako všetky predchádzajúce sondy dohromady.

Budúcnosť

Budú sa na výskume Marsu niekedy podieľať aj automatické lietajúce sondy?

Nasledujúca misia, ktorá bude skúmať Mars, je americká sonda Phoenix, ktorá bola na svoju cestu vyslaná 4. augusta 2007 a pristáť by mala 25. mája 2008 blízko severnej polárnej čiapočky. Pristávací modul je vybavený robotickou rukou, ktorá je schopná odobrať vzorky až do vzdialenosti 2,5 metra a dostať sa až meter pod marťanský povrch. Predpokladá sa, že sa podarí pristáť v oblasti, kde je 80% šanca na to, že do 30 cm pod povrchom sa nachádza ľad. Súčasne je sonda vybavená mikroskopickou kamerou, ktorá je schopna vyhotoviť fotografie predmetov s veľkosťou jednej tisíciny hrúbky ľudského vlasu.

V roku 2009 by sa mala na cestu vydať sonda Mars Science Laboratory, ktorá by mala byť rýchlejšia (až 90 m/h), väčšia a rozumnejšia verzia súčasných vozidiel misie Mars Exploration Rovers.

Na rok 2009 sa plánuje aj rusko-čínska misia Fobos-Grunt, ktorá si kladie za cieľ dopraviť na Zem späť vzorky z mesiaca Fobos. Na rok 2012 plánuje ESA svoj prvý rover pod názvom ExoMars; mal by byť schopný kopať až dva metre pod povrch, kde by hľadal organické molekuly.

V roku 2004 vyhlásil americký prezident George W. Bush dlhodobý plán Vision for Space Exploration, podľa ktorého sa USA pripravujú vyslať na Mars pilotovanú loď a na jeho povrch vysadiť človeka. Podobné plány má i ESA, ktorá by chcela dostať človeka na Mars medzi rokmi 2030 až 2035. Okrem týchto krajín svoje ambície má aj Rusko.

Externé odkazy

• Google Mars