Mars - sondy sedmdesátých let

Sedmdesátá léta

V roce 1971 se otevřelo velice výhodné startovací okno, které sondám dovolilo nižší úvodní rychlost a tím pádem i nižší rychlost, se kterou vstoupí na oběžnou dráhu Marsu. Sondy, které okna využily bylo nutno tedy i méně brzdit, musely na palubě nést méně paliva. Celkově výhodnou pozici se rozhodly využít obě velmoci. USA naplánovaly misi Mariner 8 a 9, Sověti sondy Mars 2 a 3.

Mariner 8 měl spolu se svou sesterskou sondou za úkol kartografii Marsu. Mariner 8 měl zaujmout oběžnou dráhu, která ho přivede nad severní polokouli, Mariner 9 nad jižní. První sesterská sonda měla při startu smůlu. Poté, co selhala řídící jednotka nosné rakety, se zřítila do oceánu. Později se mělo ukázat, že za nehodu mohla vadná dioda, součástka, která stála jen několik centů.

V závodě o další prvenství (první přistávací modul na povrchu Marsu) chtěl Sovětský Svaz vyslat hned tři sondy. První z nich měla mít vyšší rychlost, předstihnout ostatní sondy a dorazit k Marsu jako první. Měla zaujmout místo na oběžné dráze a vybrat pak místo, na kterém by se vyplatilo přistát pozemnímu modulu, který k planetě dorazí později.

Tuto úlohu převzala relativně těžká Kosmos 419. Měla na palubě dostatek paliva na to,  aby mohla zabrzdit u planety a zaujmout své místo na její oběžné dráze. Jak už asi tušíte a jak je vidět z jejího "maskovaného" názvu, selhala. Díky chybě v programování (špatně zadanému momentu, ve kterém měl začít pracovat poslední stupeň nosné rakety, se dostala jen na oběžnou dráhu kolem Země. Jak to bylo tehdy ve zvyku, dostala nenápadné jméno Kosmos 419, aby ji nikdo nemohl identifikovat jako neúspěch. Shořela pak v naší atmosféře dva dny po startu.

Sovětská sonda s přistávacím modulem  Mars 2 přiletěla k planetě ve stejném roce, 1971. Její start i let proběhl bez problémů. Přistání se ale nezdařilo. Modul se dostal do atmosféry pod špatným úhlem, takže selhaly jeho padáky. Sonda se tak roztříštila o povrch Marsu v oblasti Hellas. Orbitální část obletěla planetu 362x. Snímkovala povrch z oběžné dráhy, pracovala až do roku 1972. Protože ale na planetě v té době vypukla rozsáhlá prachová bouře, nebyly její snímky příliš kvalitní. Když bouře ustala, byl film, na který sonda snímky ukládala, už vypotřebován. Stala se tak první „obětí“ nevypočitatelnosti planetárního počasí.

Mars 3. Zdroj: NASA, http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/spacecraft/mars3_iki.jpg

Stejného startovacího okna využila v roce 1971 ještě sonda Mars 3. Také ona doletěla k planetě bez větších problémů. Její přistávací modul dosáhl povrchu planety neporušen, pracoval ale jen 20 vteřin. Dodnes není úplně jasné, co se s ním vlastně stalo. Mohly za přerušení spojení se Zemí problémy při přistání? Sonda se možná převrhla, nebo na ni spadl část jejího vlastního padáku. Orbitální část pracovala do roku 1972. Nacházela se na velice eliptické dráze, proto se Marsu přiblížila jen každých 11 dní. Experiment na její palubě přesto prokázal ionty v atmosféře Marsu.

Mariner 9. Zdroj: NASA, http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=1971-051A

Také USA vyslaly v tomto startovacím okně druhou sondu  - Mariner 9. Vzhledem k tomu, že její sesterská sonda, která se měla koncentrovat na severní polokouli, při startu selhala, musela být během letu Mariner 9 přeprogramována. Sonda pak kartografovala planetu, fotografovala vulkány i polární čepičky planety. Zachytila také oba Marsovy měsíce, Phobos a Deimos. Zaslala na Zemi celkem 7329 fotografií. Množství dat, které sonda poskytla bylo na tehdejší dobu opravdu úctyhodné – Mariner 9  zaslal celkem  54 Gigabitů informací. Na její počest dostal obří kanál, protínající Marsův povrch, název  „Vale Marinaris“.

Nacházíme se v roce 1973 a závod „o Mars“ pokračuje. USA započaly vývoj mise Viking, která měla startovat v roce 1975. Sovětský Svaz se rozhodl Američany předejít a vyslat další mise už během tohoto startovacího okna. Jelikož byly tentokrát podmínky pro start a dosažení Marsu horší než v roce 1971, musely mít sondy na palubě více paliva a méně vědeckých instrumentů. Byly tedy rozděleny do čtyřech misí – dvě orbitální sondy a dvě sondy s přistávacími moduly. Dostaly jména Mars 4, 5,  6 a 7. Všechny měly problémy.

Jako první měly odstartovat obě orbitální stanice, které měly převzít komunikaci s přistávacími moduly. Už před startem se objevil jeden zásadní problém – nečekaně vysoká koroze na spojích určitých tranzistorů. Ukázalo se, že v rámci úsporných opatření přestal jejich výrobce  pro spoje používat zlato. Nahradil jej hliníkem, který měl ovšem životnost maximálně dva roky. Pravděpodobnost, že sondy dosáhnou Mars neporušené, tedy rapidně klesla. Přesto se politbyro rozhodlo, že sondy poletí.

Mars 4. Zdroj: NASA, http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraftDisplay.do?id=1973-047A

Mars 4 odstartovala bez problémů. Ty na sebe ale podle očekávání nenechaly dlouho čekat, když vadné spoje transistorů způsobily výpadek palubního počítače. Sonda se stala víceméně neovladatelnou. Protože se už nedaly ani zapnout brzdící motory, musela Mars minout. Během průletu kolem něj alespoň pořídila několik snímků a změřila jeho ionosféru. Prokázala tak poprvé existenci ionosféry na Slunci odvrácené, noční straně planety.  Sonda pak skončila na oběžné dráze kolem Slunce, kde měřila sluneční vítr a kosmické záření.

Mars 5 odstartovala bez problémů, stejně tak se dostala i na oběžnou dráhu kolem Marsu. Ukázalo se ale, že ztrácí vzduch. Na vině byl nejspíš mikrometeorit, který sondu poškodil. Vzhledem k tomu, že její přístroje pracovaly v podmínkách, jaké panují na Zemi, tedy i za přítomnosti vzduchu a odpovídajícího tlaku, byl únik atmosféry ze sondy velkým problémem. Přístroje se neuměly adaptovat na vakuum. Chlazení například spoléhalo na větrání vzduchem. Vědecký program se tedy musel zkrátit a urychlit. Sonda zachytila kolem stovky snímků podobné kvality, jaké zaslal na Zem Mariner 9. Objevila také slabé magnetické pole Marsu. Poté selhala komunikace, nejspíš jako následek poklesu atmosférického tlaku uvnitř sondy.

Mars 6 byl název pro jeden z obou přistávacích modulů. I ten doplatil na vadné tranzistory na své palubě. Řídící středisko s ním ztratilo kontakt už během letu k Marsu. Sonda kupodivu sama a bez pomoci ze Země přešla k přistávacímu manévru. Podařilo se jí přistát na planetě, hned poté se ale odmlčela. Není zcela jasné, jaký osud ji potkal. Je možné, že se převrhla nebo roztříštila při přistání. Data, která zaslala orbitálnímu modulu, byla nepřesná a diskutabilní. Orbitální část navíc v té době sama trpěla degenerovanými tranzistory. Vadné součástky ještě více znehodnotily data, zasílaná k Zemi. 

Sondu Mars 7 postihl podobný osud – už během cesty k Marsu částečně ztratila komunikaci se Zemí. Nejspíš vlivem výpadku elektroniky se nezdařil ani přistávací manévr. Přistávací část se oddělila příliš brzy, sonda tak kolem Marsu jen proletěla. Skončila na oběžné dráze kolem Slunce.

Fiaskem všech čtyřech sond se znovu potvrdilo, že i malá chyba může mít v kosmonautice obrovské následky. Podobnou zkušenost udělala mise Mariner 8 v USA, když ztratila jednu sondu díky výpadku jedné jediné diody.

Přichází rok 1975 a na scénu vchází mise Vinking 1 a 2. Sovětský Svaz se v této době zabýval návštěvami na Venuši a k Marsu v tomto startovacím oknu už žádnou další sondu nevyslal. Souboj „o Mars“ definitivně vyhrály USA.

Viking 1. Zdroj: NASA, http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/spacecraft/viking_orbiter.jpg

Obě sondy programu Viking byly sestaveny z orbitálního a přistávacího modulu. Hlavním cílem této mise už nebyla kartografie. Sondy tentokrát hledaly stopy života na Marsu. Pořizovaly také snímky s vysokým rozlišením a zkoumaly i složení atmosféry.

Sonda zaujala na oběžné dráze nejprve  geostacionární (tedy vůči povrchu planety stálou) pozici. Zhruba měsíc pak vědci hledali příhodné místo pro přistání povrchového modulu. Přistávací modul sondy Viking měl přistát v roce 1976, v oblasti Chryse Planitia. Zvolili pro něj co nejníže položenou oblast a doufali, že řídká atmosféra v ní bude přeci jen o něco hustší a dovolí použití padáku, jehož brzdný účinek závisí právě na hustotě atmosféry.

Vikingu 1 byl převeden na nižší oběžnou dráhu. V nejnižším bodě byl odděle přistávací modul. Orbitální část byla znovu vyvedena na vyšší dráhu, zatímco přistávací modul se vydal k povrchu planety. Zabržděn byl výše zmíněným padákem a raketovým motorem. Sonda fungovala až do roku 1982, tedy celých šest let.

Přistávací modul druhé sondy, Viking 2 byl vysazen na severní plošině Utopia, v daleko nepříznivějších klimatických podmínkách. Pracoval proto jen do roku 1980. Obě sondy byly enormně úspěšné. Orbitální části sond zaslaly na Zemi přes 56 000 snímků, přistávací moduly pak 4500.  Zdokumentovaly proměny během jednotlivých ročních období na Marsu a provedly nespočet experimentů. Sondy se staly právem obrovským úspěchem americké kosmonautiky.

Tím skončila první část průzkumu Marsu, doba, která se dá nazvat průkopnickou. Často přemrštěné nároky, příliš rychlé závody ve vývoji techniky – vedly nezřídka ke kolapsu celých kompletních misí.

Obě velmoci se ale ze svých chyb poučily.

Dnes jsme zvyklí, že se mise k cizím tělesům Sluneční soustavy daří. Případné problémy,  které nelze při dobývání nových „hranic poznání“ nikdy vyloučit, dnes vnímáme jako selhání. Věda a technika, kterou  dnes mají vědci k dispozici, nás rozmazlila natolik, že možná už ani nevnímáme, jak velkou dávku štěstí potřebují tyto novodobé expedice i přesto, že se mohou spolehnout na dokonalost počítačových výpočtů a spolehlivost prozkoušených raketových motorů. 

Příště: Příště: Mars – 80. a 90. léta – nové cíle, nové hranice

Mars – nejoblíbenější a nejčastěji navštěvovaná planeta Sluneční soustavy. Šedesátá léta

Nachází se v našem nejbližším kosmickém sousedství. Dobře se pozoruje pozemskými teleskopy a je vidět i neozbrojenýma očima. Už od starověku přitahoval pozornost hvězdářů svou zvláštní, načervenalou barvou.

Fascinuje nás dodnes – není tedy divu, že se právě k této planetě vydalo největší množství pozemských sond.

Kosmické sondy se k němu přiblíží během několika měsíců, přesto není přistání na Marsu běžným, ani jednoduchým počinem.

Cesta k němu trvá v ideálním případě 237 – 280 dní. Díky eliptické dráze Marsu totiž jeho vzdálenost od naší rodné planety kolísá mezi 55 a 101 milióny kilometrů. Jeden rok na Marsu (tedy jeden oběh kolem Slunce) odpovídá zhruba dvěma pozemským rokům. Čas od času je vzájemná pozice Země a Marsu velice výhodná – otevírá se tzv. „startovací okno“.

Startovací okno

 je v kosmonautice omezený, většinou poměrně krátký časový úsek, v němž může být vypuštěna sonda bez použití neúnosně velkého množství paliva. Dráha bývá zvolena tak, aby se sonda a cílová planeta setkaly v jednom bodě. Při meziplanetárních letech existuje optimální datum, kdy je vzájemné postavení Země a cíle nejvýhodnější z hlediska množství paliva nebo příletového času k němu. Startovací okno však trvá i jistý čas před a po optimálním datu. Mimo startovacího okna není možné cíl danými prostředky dosáhnout.

Dobývání Marsu začalo v šedesátých letech. Z dosavadních zhruba 40 misí ztroskotala téměř polovina, a to hlavně při přistání na planetě. Na vině byla nedokonalá technika, ale také místní proměnlivé podmínky. Marsova atmosféra se mění v závislosti na denní době a na ročním období. Tlak na povrchu Marsu se kolísá až o 30 %. Není proto úplně jednoduché odhadnout a připravit přistávací procedury.

Šedesátá léta

Jedna z průkopnických sond, Mars 1960A, Zdroj: NASA, http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/masterCatalog.do?sc=MARSNK1

Šedesátá léta byla poznamenána soubojem dvou velmocí, USA a Sovětského Svazu. Prvenství v té či oné kategorii bylo okamžitě použito k propagandě.

Na oběžnou dráhu kolem Země se jako první dostal Sovět Jurij Gagarin. Na Měsíc se pro změnu jako první podíval Američan. Souboj o Venuši „vyhrály“ sovětské sondy, u Marsu měli větší štěstí a úspěch Američané.

Startovací okno pro cesty k Marsu se otevírá zhruba každé dva roky, když se obě planety nacházejí relativně blízko sebe. 

Po dvou neúspěšných sovětských pokusech v roce 1960, které skončily selháním pohonné jednotky, se v listopadu 1962 vydala k Marsu série tří sovětských sond. První z nich dosáhla jen oběžné dráhy Země a byla promptně  a diplomaticky přejmenována na„Sputnik 22“. Když o něco později na oběžné dráze kolem Země explodovala, způsobily její zbytky mezinárodní krizi. Trosky, které se po zániku začaly snášet k Zemi, samozřejmě vyplašily americký varovný systém, který byl v pohotovosti kvůli kubánské krizi.  

První pozemská sonda, která se dostala k Marsu, byla sovětská Mars 1, která startovala v roce 1962. Protože bylo ale už při startu poškozeno polohovací zařízení, které koordinovalo její natočení směrem k Zemi, byl signál, kterým komunikovala, stále slabší až slabší. Ve vzdálenosti 106 miliónu kilometrů pak ustal nadobro. Bylo to ještě před přistáním na Marsu. Sonda proletěla kolem Marsu v roce 1963, aniž by měla kontakt se Zemí. K jeho opětovnému navázání došlo až později. I když Mars minula. Údaje, které nasbírala, pomohly ve vývoji následujících misí.

I třetí sesterská sovětská sonda z roku 1962 skončila svou pouť na oběžné dráze kolem Země. Poté, co selhaly motory, které jí měly dát urychlení na cestu k Marsu, dostala jméno „Sputnik 24“. Shořela v atmosféře dva měsíce po startu.

Sovětský Svaz vyvíjel v roce 1964 novou startovací raketu a proto využil startovací okno k Marsu jen pro jednu jedinou sondu. Američané toho roku vyslali k Marsu hned dvě sondy:  Mariner 3 a 4. Obě byly identické a měly stejné vybavení. Pokud jedna z nich selže, měla ji druhá nahradit.  První z nich, Mariner 3 ztratila radiové spojení se základnou už po devíti hodinách letu. Nepodařilo se jí otevřít sluneční kolektory. Nový, lehký materiál (skelné vlákno) krycího pláště sondy se totiž během startu spekl a přilepil se na její povrch.

Mariner 3 a 4, Zdroj: NASA, https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Mariner_3-4.jpg

O tři týdny později startovala k Marsu sonda Mariner 4. U ní už byl použit původní, těžší ale stabilnější plášť z kovu. Sonda doletěla k Marsu bez problémů. Podařilo se jí poprvé vyfotografovat planetu zblízka. Z výšky 10 000 km zachytila  její povrch hned 22x. Některé snímky byly sice nepoužitelné, zbytek jich ale ukazuje Marsův povrch, který se v ničem podstatném neliší například od měsíčního povrchu. Kromě toho provedla sonda měření atmosféry a potvrdila, že se skládá převážně z CO2. Naměřila u Marsu slabé magnetické pole. Občasný kontakt se základnou na Zemi měla tato sonda ještě v roce 1967. Její záložní „sestra“, Mariner 5 byla později „recyklována“. Obdržela jiné přístroje a absolvovala cestu k Venuši.

Sovětský Svaz vypustil během startovacího okna v roce 1964 sondu „Sond 2“. Byla to nejspíš přepracovaná měsíční sonda. Při startu došlo k poškození, takže se otevřel jen jeden ze dvou solárních panelů. Díky tomu měla sonda velice málo energie. Řídící středisko ztratilo kontakt v době, kdy byla vzdálena 95 miliónů kilometrů.

Mariner 6 a 7. Zdroj: NASA, http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/masterCatalog.do?sc=1969-014A

Vzhledem k tomu, že souboj „o první průlet kolem Marsu“ pro sebe rozhodly USA, soustředily se teď obě mocnosti na vývoj orbitální sondy, která by mohla zakotvit na oběžné dráze Marsu a která by mohla planetu delší dobu studovat.

Další americké sondy se proto vydaly k Marsu až v roce 1969. Mariner 6 a 7 byly větší a nesly více přístrojů. Zaměřily se na výzkum atmosféry. Provedly také první důvěryhodné chemické analýzy a zjistily její složení. Kromě toho pořídily přes 200 snímků, na kterých zachytily 20 % povrchu planety.  

Stejně jako USA, se i Sovětský Svaz v té době koncentroval na vývoj těžších a stabilnějších sond, které by mohly pracovat na oběžné dráze Marsu.

„Mars 1969A“ se nedostala ani na oběžnou dráhu Země. Explodovala krátce startu. Stejný osud sdílela i její sesterská sonda Mars F, u které vybuchla pohonná jednotka už několik sekund po startu.

Existuje na Marsu život?

Jak vznikl život? A jak se vyvíjel? Mars byl v minulosti příjemně temperovanou planetou s obrovským oceánem. Měl ke vzniku života podobné podmínky, jako pravěká Země. Překvapí nás existence života na Marsu?

Už v 18. století pozorovali hvězdáři zvláštní tmavé skvrny, které se pohybovaly po Marsově povrchu. Mizely za obzorem a znovu se objevovaly. Byly považovány za vegetaci, která se mění během ročních období. Polární čepičky planety byly objeveny ještě o něco dříve, v 17. Století. Teprve v 19. Století ale byly teleskopy natolik dokonalé, že se jejich pomocí dala určit délka dne na Marsu. Ukázalo se, že je skoro stejně dlouhý jako na Zemi. Tím ale vzájemná podoba obou planet nekončí. Stejně jako na Zemi se na Marsu střídají roční období, protože má podobně skloněnou rotační osu. Díky dvojnásobné délce Marsova roku jsou ovšem roční období dvojnásobně dlouhá.

V polovině 19. století vědci předpokládali, že se na Marsu rozkládá rozsáhlý oceán a pevnina, kterou obývají cizokrajné živé organismy. Byly pozorovány dokonce kanály, pokrývající Marsův povrch. Ty měly být naopak pozůstatkem dávné civilizace. Později se mělo ukázat, že šlo jen o optický klam, způsobený nedokonalými teleskopy.

Už na přelomu 20. století čekalo na vědce zklamání, když se ukázalo, že Marsova atmosféra neobsahuje ani kyslík, ani vodu. Přesto až do startu první sondy (Mariner) někteří vědci doufali, že na povrchu planety naleznou sondy alespoň mech nebo lišejníky. Jejich přání se nevyplnilo. Povrch Marsu je suchý a chladný, podobný pozemským pouštím. Planeta nevlastní ochranné magnetické pole, takže je jeho povrch do hloubky několika metrů dezinfikován kosmickým zářením. Přesto dávný lidský sen - najít na Marsu stopy života - nikdy nezemřel. 

Obrázek: Obličej na Marsu. Zdroj: NASA, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01141

Zdrojem pro spekulace se na dlouhou dobu stal jeden ze snímků, pořízený sondou Viking 1. Snímek oblasti Cydonie, který připomíná lidskou tvář, se stal jednou z nejznámějších fotografií Marsu. Na jeho základě se vyrojilo nespočet úvah a teorií o existenci inteligentního života, který nám pomocí speciálně zbudované hory posílá zprávu o své existenci. Zmiňována byla i možnost návštěvy Marsu mimozemšťany. 

Zdroj: https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:HiRISE_face.jpg

Teprve v roce 1998 přinesla sonda Mars Global Surveyoer zozuzlení záhady – veškeré tvary, které mohly na fotografii při určitém nasvětlení připomínat lidský obličej, jsou výsledkem eroze hornin. Snímky, které nyní byly pořízeny s daleko větším rozlišením, prokázaly přirozený původ záhadného útvaru, který kdysi na fotografiích Viking 1 vypadal jako lidský obličej.

Přesto se neustále objevují (a jistě i v budoucnosti budou nadále objevovat) obrázky, které se s trochou fantazie dají vyložit jako výsledky aktivity inteligentních bytostí. Jedná se přitom ale jen o optické klamy nebo jevy, které způsobila sama sonda, pořizující fotografie.

Podmínky pro vznik života

Pro vznik života, jak se dnes domníváme, musí planety splnit několik podmínek. Jednou z nich je přítomnost tekuté vody. Další podmínkou je přítomnost organických sloučenin, nebo jejich komponent – vodíku, kyslíku, dusíku a uhlíku. Poslední nezbytností je přítomnost vhodného zdroje energie.

Vývoj života je komplikovaný proces. Ani poté, planeta splnila nutné podmínky, na ní nemusí nutně z neživé hmoty vzniknout živá.  Na základě našich dnešních znalostí nemůžeme dokonce ani potvrdit, že vývoj života na Zemi nebyl pouhou náhodou. I když se zdá, že vědci našli logickou cestu, kterou se vývoj života na naší planetě ubíral, jistotu získáme až po jejím prověření mimo naši rodnou planetu.

Spekulace o mikroskopických formách života

Mars má jen velice řídkou atmosféru a nízkou povrchovou teplotu. Navíc není jeho povrch chráněn magnetickým polem. Rozsáhlý a inteligentní život je na něm nemožný – jak to ale vypadá s mikroby? Mohou na naší sousední planetě přežít mikroby?

Už přes deset let se vědci snaží zkoumat stav Marsovy atmosféry a určit v ní koncentraci plynů, které by mohly prozradit existenci mikroskopických forem života. Jedná se hlavně o metan a formaldehyd. Metan se rozloží v atmosféře za zhruba 340 let, zatímco formaldehyd z ní zmizí během 7,5 hodiny.

V atmosféře planety se skutečně metan nachází. Zdá se, že se do ní dostává ročně 150 tun tohoto plynu. Pokud ale chceme vysvětlit i existenci formaldehydu, je potřeba, aby se ze zdrojů metanu uvolnilo ročně 2,5 miliónu tun.

Mikroorganismy jsou jen jedním ze tří možných zdrojů metanu. Dalším  jsou komety, které mohou přinést chemikálii z vesmíru a také vulkanismus, díky kterému se může uvolňovat z útrob planety. Při geotermické reakci, tzv. serpentizaci, vzniká plyn z vody, CO2 a minerálu olivínu, který se na Marsu celkem hojně vyskytuje. Kromě toho se může formaldehyd vytvořit z plynů atmosféry a ledu za účasti kosmického záření. Argumentem proti geologickému vzniku těchto dvou chemikálií je fakt, že k jejich tvorbě by byl potřeba zdroj energie,  který jsme na povrchu planety nenašli.

Hloubkové vrty možná přinesou jistotu

Pokud se na vzniku obou chemikálií podílí mikroorganismy, je velice pravděpodobné, že se nacházejí hluboko pod povrchem Marsu. Kosmické záření sterilizuje půdu až do hloubky několika metrů, ukázaly počítačové simulace.

Možná že budoucí vrty najdou na Marsu důkazy pro někdejší život – fragmenty RNA. V každém případě se ale vědci budou snažit nalézt také skutečný život, živé buňky. Jejich snem je oživení nalezených mikroorganismů a jejich rozmnožení. Na podobné objevy si ale musíme ještě chvíli počkat. V průběhu momentálně plánovaných blízkých misí k nutným hloubkovým vrtům zatím ještě nedojde.

Metan – známka života na Marsu?

Obrázek: Výskyt metanu v atmosféře Marsu. Zdroj: NASA, http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/marsmethane_media.html

V roce 2003 panovalo na severní Marsově polokouli léto. Právě v té době byl Mars pozorován třemi pozemskými teleskopy, které na planetě zaregistrovaly několik výronů metanu. Ukázalo se, že produkce metanu závisí na povrchové teplotě a na ročním období. Někteří vědci v tomto faktu vidí podporu své teorie o mikrobech, žijících v Marsově půdě. Bylo by to jen logické - na  Zemi totiž produkují živé organismy 90 % tohoto plynu, jen 10 % připadá na geologické procesy. 

Zatím nejpřesnější měření koncentrace metanu dodal robot Curiosity. Zaznamenal 60 dní trvající výron metanu v kráteru Gale, který byl kdysi rozsáhlým jezerem a je dnes proto ideální oblastí, ve které můžeme hledat zbytky nebo stopy života. Přístroje na palubě robota prokázaly, že je koncentrace metanu v atmosféře o něco menší,  než by  měla být při vzniku tohoto plynu geologickými procesy. Je také menší  než ta, kterou naměřily teleskopy na Zemi. Rozdíl  mezi koncentrací, pozorovanou pozemskými teleskopy a skutečným stavem na povrchu planety lze vysvětlit nejspíš vlivem pozemské atmosféry, která výsledky zfalšovala.

Pozorovaný výron metanu, který se udál během Marsova léta v kráteru Gale, obohatil okolí sondy až desetinásobnou koncentrací, než jakou pozorovala předtím. Po skončení výronu se koncentrace metanu znovu upravila do původní podoby.

Metan – pouze výsledek geologických změn?

Obrázek: Malé tornádo, pozorované na povrchu Marsu. Zdroj: NASA, http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20050527a.htm

Jiní vědci považují metan na Marsu za produkt geologických proměn. K jeho vzniku může dojít i během elektrických výbojů a malých tornád, které nacházíme na povrchu planety. Laboratorní simulace tuto domněnku potvrdily. Vědcům se povedlo syntetizovat metan pomocí elektrických výbojů nad ledovým blokem. 

Jak tento proces funguje? Už v pozemských podmínkách vzniká v  malých tornádech napětí až 10 000 Voltů. Na Marsu, který vlastní jen řídkou atmosféru, se mohou tvořit tornáda daleko vyšší. Vznikají v nich tak ještě intenzivnější výboje. Ty pak štěpí molekuly vody a CO2. Přes různé mezistupně se může chemickou reakcí těchto rozštěpených zbytků molekul vytvořit i metan.

Silným argumentem pro tuto variantu vzniku metanu na Marsu – je jeho lokální výskyt. Ten by odpovídal zřídkavým a lokálně omezeným atmosférickým jevům, tornádům, která čas od času během planetárního léta vznikají nad povrchem planety. Nevysvětluje ale dlouhodobý výron, pozorovaný robotem v kráteru Gale. 

Nejpravděpodobnější je, že se na výskytu metanu na Marsu podílejí různé mechanismy. Budou se jim věnovat i budoucí mise k rudé planetě.

V polovině března například odstartuje k Marsu mise ExoMars Trace Gas Orbiter (evropské společnosti ESA). Jak už napovídá její název, bude se věnovat průzkumu atmosféry, konkrétně plynů jako je metan.

Stopy života v meteoritech, které pochází z Marsu

Obrázek: Meteorit ALH84001. Zdroj: NASA, http://wwwcurator. jsc.nasa.gov/curator/antmet/marsmets/alh84001/ALH84001,0.htm

27. prosince 1984 byl v Allan-Hillsově oblasti v Antarktidě objeven 1,94 kg těžký meteorit. V roce 1993 následovalo překvapení – malý kámen pochází z Marsu. Před 16 milióny let byl při kolizi planety s větším asteroidem vymrštěn do Sluneční soustavy. Náhoda se postarala o vhodnou dráhu a dovedla ho nakonec do blízkosti Země.

Dostal název ALH 84001. Při bližším ohledání vědce zaujala jeho zvláštní struktura. Připomínala organické tvary, jaké známe ze Země. Okamžitě vzplanulo množství nadějných teorií – v kameni, který byl nalezen v antarktickém ledu, se měly skrývat zkameněliny někdejších živých organismů, pocházejících z Marsu.

Obrázek: Struktura meteoritu ALH 84001. Zdroj: NASA, http://web.archive.org/web/2/curator.jsc.nasa.gov/antmet/marsmets/alh84001/ALH84001EM1. Htm,

Dnes téměř jistě víme, že se nejednalo o zbytky života. Zvláštní organicky vypadající formace vznikly chemickou cestou. Vědci dokonce po průzkumu meteoritu určili teplotu, při které vznikaly. Na Marsu musela v době jejich transformace vládnout teplota kolem 18 °C a musela na něm existovat voda, která se na chemických reakcích podílela. Ta pronikla trhlinami v hornině a přinesla s sebou i rozpuštěné minerály. Když se později voda vypařila, vytvořily se z původně rozpuštěných minerálů usazeniny podobně, jako vzniká kotelní kámen ve varné konvici.

 Obrázek: Nakhla meteorit. Zdroj: NASA, http://www-curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/Nakhla.pdf

Další posel z Marsu, Nakhla-meteorit, byl prozkoumán v roce 1999. Stopy aminokyselin, které v něm byly nalezeny, mohly být ale i kontaminací pozemským životem, proto jsou výsledky nepřesvědčivé. V roce 2006 vědci ulomili kousek meteoritu, aby mohli prozkoumat čerstvou a nekontaminovanou vrstvu materiálu. Našli v něm uhlíkaté sloučeniny, které se sice tvarem podobají pozemské buňce, případně baktériím, mohou být ale stejně tak výsledkem neorganických procesů. Podobné útvary byly nalezeny i v meteoritech Shergotty a Yamato000593 - které také pocházejí z Marsu. 

Obrázek: Metorit Yamato000593. Zdroj: NASA, http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/Y000593.pdf

Mimozemšťané - to jsme hlavně my!

Zatím se tedy zdá, že pokud chceme na Marsu pozorovat inteligentní život, musíme se o něj postarat sami. Jak by podobný pokus mohl vypadat, předvedl před nedávnem skvělý film "Marťan". 

Je na Marsu voda? Ano! Na Marsu se našly dokonce zbytky oceánu

Planeta Mars je nejen relativně blízko, je Zemi také relativně podobná. Není tedy divu, že přitahuje pozornost jak vědců, tak široké veřejnosti. Voda, která na něm byla objevena, zaručuje, že zájem o něj hned tak neopadne.

Atmosféra

Atmosféra Marsu je svým složením podobná Venušině. Skládá se z 95,3 % z CO2 (oxidu uhličitého), 2,7 % N2 (dusíku) a 1,6 % Ar (argonu). 0,4 % připadají na ostatní plyny, například na vodní páru. Tím ale veškerá podoba končí. Atmosférický tlak  na povrchu Marsu dosahuje jen setinu pozemského a s Venušiným (který je 90x vyšší než na Zemi) se nedá vůbec srovnávat.

Teplota na povrchu planety dosahuje v průměru -53 °C. Stejně jako u Země se ale liší na pólech a na rovníku. V průběhu polární noci může klesnout až na -130 °C, zatímco na rovníku může vystoupat až na +30 °C. Za tuto relativně vysokou teplotu může skleníkový efekt,  způsobený oxidem uhličitým. Mars je totiž ve skutečnosti příliš daleko Slunce na to, aby vlastnil tak vysoké teploty, jaké na něm sondy našly.

Obrázek: Západ Slunce na Marsu, jak ho zachytila sonda Mars Exploration Rover. Zdroj: NASA, Mars Exploration Rover, http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20050610a.html

I jeho polární čepičky jsou tvořeny zmrzlým CO2. Během Marsovy zimy kondenzuje na povrchu planety až třetina tohoto, v atmosféře hojně zastoupeného, plynu. Na „jaře“ pak sublimuje - přechází přímo z pevného skupenství do plynného, aniž by prošel kapalným skupenstvím. To má za následek silně proměnlivý atmosférický tlak, který se může lišit až o třetinu. 

V dávné minulosti, zhruba před 3,5 miliardami let, byly teplota a tlak na planetě tak vysoké, že na jejím povrchu existovala tekutá voda. V pozdější době pak část atmosféry unikla do vesmíru, jiná část se pak nejspíše proreagovala s kamenným povrchem planety.

Odkud pochází pojem „nadmořská výška“ u planety, na které chybí tekutá voda?

Na Marsu dnes větší množství tekuté vody nejspíše nenajdeme.  Důvodem jsou jak nízké teploty, při kterých voda zamrzá a mění se na led – a také nízký atmosférický tlak, při kterém se voda rychle vypařuje a led sublimuje. I u Marsu ale běžně označujeme výšku pohoří pojmem nadmořská výška. Planeta ovšem nemá žádný oceán, jak je tedy možné určit výšku „nad mořem“? Vědci jednoduše určili pomyslný bod, který slouží jako umělá „výška nula“. Považují za ni na Marsu výšku, ve které odpovídá atmosférický tlak trojnému bodu vody.

Trojný bod udává teplotu a tlak, při kterých jsou v jednosložkovém systému v rovnováze současně tři fáze (např. pevná, kapalná a plynná) a systém nemá žádný stupeň volnosti. V příslušném grafu se pak protínají tři křivky, křivka tání, nasycených par a sublimační křivka, aby určily jednoznačný bod, který se označuje za „trojný“.

Proč je zrovna trojný bod pomyslnou hranicí?

Voda může být v tekutém stavu jen tam, kde panuje vyšší tlak, než jaký přísluší trojnému bodu vody. Tlak se zvyšuje úměrně tomu, jak vysoký sloupec atmosféry dané místo pokrývá, tedy v závislosti na hloubce nebo výšce dané oblasti. Vyšší tlak a tím i volnou tekutou vodu tedy najdeme jen ve větší hloubce, než ve které leží trojný bod. Ten se díky tomu stává hranicí existence oceánu, který ve skutečnosti - neexistuje.

Komplikované?

Situaci nezjednodušuje ani proměnlivý tlak na povrchu Marsu. Ve svém nejteplejším místě vykazuje planeta o 30 % větší atmosférický tlak, než na nejchladnějším. Mapa, která znázorňuje „nadmořskou“ výšku, proto využívá střední hodnoty tlaku. Tekutá vodu pak můžeme, podle ročního období, najít nezřídka dokonce i v místech, které jsou na mapě naznačena nahnědlou barvou a na kterých by měla být existence tekuté vody teoreticky vyloučena. O tom, jestli v těchto oblastech bude voda skutečně v tekutém skupenství, pak rozhoduje teplota v dané oblasti.

Obrázek: Mapa Marsu podle nadmořské výšky. Severní polokoule vesměs umožňuje existenci tekuté vody. Zdroj: NASA / JPL / USGS, http://mola.gsfc.nasa.gov/images.html and http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02993

Reálný systém, který se nachází na povrchu Marsu je zároveň ještě daleko komplikovanější. Stejně jako je tomu u pozemských vyschlých jezer nebo moří, obsahuje i povrch i naší sousední planety velké množství různých solí.  Díky jim může existovat tekutá voda i při nižších teplotách, nebo při nižším tlaku, než bychom očekávali u čisté vody.

Přesně takovou slanou vodu objevila na Marsu sonda, která zkoumala povrch pomocí spektroskopu. Objevila ve vodě rozpuštěné chloráty a perchloráty. Roztoky jsou opravdu koncentrované, obsahují 50 – 100 g soli ve 100 ml vody.

Voda na Marsu včera a dnes

Díky činnosti různých automatických sond víme, že se voda na Marsu v minulosti podílela na tvorbě údolí, nalezených na jeho jižní náhorní plošině. Některá z nich vypadají, jako by je formovalo velké a náhle uvolněné množství vody, jiné zase připomínají spíše koryta řek, kterými tekla voda pomalu a dlouho. Jsou rozvětvené a připomínají pozemské řeky. I v některých hodně starých kráterech se nacházejí příznaky vodní eroze.

V útvarech, které připomínají vodní řečiště, se na Marsu nacházejí oblázky, zasazené do jemného  sedimentu. Z velikosti těchto kamínků (několik milimetrů až centimetrů) se dá odečíst síla vodního proudu, který je kdysi transportoval. ˇŘeka je unášela rychlostí kolem jednoho metru za vteřinu a musela být hluboká několik centimetrů až metr. Na to, aby se přemisťovaly z místa vzniku do dnešní polohy pomocí větru, jsou tyto kameny příliš velké, musely být tedy přemisťovány vodním tokem.

Místo tekuté vody - led

Odhalila ho sonda Mars Express, která z oběžné dráhy zkoumala povrch planety pomocí radaru. V hloubce 60 – 80 metrů (a možná i hlouběji) se na Marsu nachází pevný led. Sedimenty a zmrzlá voda byly nalezeny především tam, kde vědci předpokládají bývalý Marsův oceán. Ten musel existovat před zhruba 3 miliardami let. Doba, po kterou se oceán na planetě udržel, by mohla odpovídat jednomu až dvěma miliónům let. Poté voda částečně zamrzla, částečně se vypařila a unikla do vesmíru. Větší množství vody bylo ale na planetě přítomno ještě asi miliardu let poté, co zmizel jeho rozsáhlý oceán. 

Na Marsu ještě nedávno sněžilo

Americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) zaslala před několika lety na Zemi úžasné fotografie polárních oblast Marsu. Odhalila na nich čerstvě vzniklé krátery po srážce planety s malými meteority. Na jejich dně byl objeven – sníh. Nacházel se v tak čisté formě, že zároveň nemohl být součástí kráteru samotného a hmoty, kterou by například mohla na planetu přinést některá z ledových komet. Tento materiál obsahoval jen 1 % nečistot, takže je nejspíše produktem marsovského počasí – vypařil se v teplejších oblastech planety a kondenzoval nebo vysněžil na chladném pólu.

Obrázek: Led, odhalený nárazem meteoritu. Zdroj: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona, http://mars.nasa.gov/mro/multimedia/images/?ImageID=5786

Krátery, ve kterých byl led nalezen, byly velké jen několik metrů a byl jen zhruba 30 – 60 cm hluboké. Kolize, díky kterým tyto krátery vznikly, sice nebyly zaznamenány, musely ale proběhnout v průběhu roku 2008 - na dřívějších snímcích se krátery nevyskytovaly. Led v nich byl pokryt jen slabou vrstvou Marsova prachu, byl tedy spíše novějšího data. Nepatrná tloušťka na povrchu usazeného prachu, pod kterým se led nachází, by mohla znamenat, že na Marsu existovalo větší množství tekuté vody ještě v nedávné minulosti – před několika tisíci lety. V nížinách planety se mohla tekutá voda objevit například následkem náhlé vulkanické aktivity nebo po srážce s asteroidem, kdy se uvolní větší množství tepla.

Aby objasnili procesy, které mohou vést k vrstvení čistého ledu blízko pólů planety, analyzovali vědci (tým kolem Edwina Kitte v Berkeley, Kalifornii) chování řídké Marsovy atmosféry. V počítačové simulaci se ukázalo, že vlhký a zahřátý „vzduch“ může na Marsu stoupat až rychlostí kolem 200 km/h do výšky 35 kilometrů. Přitom se tvoří husté mraky, ze kterých pak sněží ledové krystaly s velikostí až 2 mm.

Sonda Phoenix, která přistála v blízkosti severního pólu planety, pak potvrdila, že na planetě skutečně sněží. Na Marsu tedy existuje, podobně jako na Zemi koloběh vody, i když je tato planeta na první pohled vysušenou pouští.

Jak rozsáhlý byl někdejší Marsův oceán?

Na otázku, jak rozsáhlý musel být Marsův oceán, dal odpověď tým vědců, vedený G. L. Villanueva. Důmyslným způsobem se jim podařilo vytvořit mapu dnes již neexistující vodní plochy.

Normální, běžná voda se skládá z molekul, tvořených dvěma atomy vodíku a jednoho atomu kyslíku. Všeobecně známou je i varianta nazývaná „těžká voda“, ve které jsou oba atomy vodíku nahrazeny atomy deuteria (těžkého vodíku). Vědci použili k detekci bývalého oceánu na Marsu jinou variantu – polotěžkou vodu. V jejích molekulách je deuteriem nahrazen jen jeden atom vodíku. Přesto je takováto molekula těžší (přesně vzato – o 6 %) než „běžná“ voda – a hůře se vypařuje a uniká do vesmíru. Teoreticky by se proto měla na Marsu nacházet větší koncentrace polotěžké vody právě tam, kde se dříve nacházel oceán. 

Video: s laskavým svolením NASA - oceán na Marsu. Zdroj: https://www.youtube.com/watch?v=-s_SsAMuusg&rel=0

Tým vědců pozoroval pomocí Havajských teleskopů a přístrojů v Chile chemické složení Marsovy atmosféry a vytvořil mapu výskytu HDO a H2O. Na planetě bylo objeveno sedmkrát více polotěžké vody, než kolik je jí na Zemi. Znamená to, že Mars v minulosti ztratil obrovské množství vody, vědci ji odhadují na 23 miliónů krychlových kilometrů. To by odpovídalo oceánu, který by mohl celou planetu pokrýt až do výšky 137 metrů. Ve skutečnosti se tento oceán nacházel na severní polokouli (v minulém blogu jsem zmínila, že se právě tam nachází rozsáhlá nížina) a byl až 1,6 kilometru hluboký.

V těchto místech budou vědci jistě v budoucnosti pátrat po zmrzlém ledu, který je skrytý pod vrstvou zeminy a tím je chráněn před účinky kosmického záření. A největší optimisté budou jistě v tomto podzemním ledovém království pátrat po zbytcích nebo stopách života na Marsu.

Mars - lákavá planeta v těsném sousedství

Mars je v pořadí čtvrtou a nejmenší kamennou planetou. Přítomnost určitého množství vody, organických sloučenin i jeho relativní blízkost – to všechno z něj dělá jeden z nejlákavějších cílů Sluneční soustavy.

Několik čísel 

Nachází se na oběžné dráze, která je od Slunce vzdálena 228 000 000 km, tedy 1,5 astronomické jednotky (astronomická jednotka je zjednodušením pro vyčíslení velkých vzdáleností a odpovídá vzdálenosti Země – Slunce).

Obrázek: Země a Mars, porovnání velikostí. Zdroj: von NASA/JPL/MSSS & User:DrLee (NASA/JPL/MSSS based on the these sources.) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_Earth_Comparison_2.jpg?uselang=de#Sources

Patří k rodině „kamenných“ planet, stejně jako Země. Jeho průměr je 6794,1 km, je tedy asi o polovinu menší než naše rodná planeta. Při porovnání hmotností začne být zřejmé, že se Mars musí svým složení od Země lišit: má jen desetinovou hmotnost, zatímco vlastní sedminový objem – hmota, která ho tvoří je tedy v průměru o něco „lehčí“ než pozemská. Tento jev se dá vysvětlit daleko menším kovovým jádrem Marsu.

Obrázek: Vnitřní struktura Marsu a její srovnání se Zemí. Zdroj: http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=168, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Terrestial_Planets_internal_en.jpg

Obrázek: Mars. Zdroj: von NASA/JPL/MSSS [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Marsglobe3.jpg

Přitažlivost je na Marsu dokonce menší, než na daleko menším, ale zato daleko hustším Merkuru. Volný pád odpovídá 3,69 m/s², tedy 38 % rychlosti, jakou padá těleso na Zemi.

Ve větších teleskopech jsou vidět Marsovy polární čepičky a několik temných skvrn na povrchu planety. Fotografie, které zaslaly automatické sondy, zkoumající Mars, odhalují krátery zvrásněný povrch s výraznými vulkanickými stopami. Na planetě nacházíme hluboké kaňony a pět (přes 20 km vysokých) obřích vulkánů.

„Strach a Hrůza“ 

Obrázek: Phobos a Deimos, Marsovy měsíce. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Phobos_deimos_diff.jpg?uselang=de

Mars nemá žádný měsíc, který by byl podobný tomu pozemskému. Jeho souputníci Phobos a Deimos („Strach“ a „Hrůza“) jsou spíše velkými nepravidelnými balvany. Nejspíše se jedná o asteroidy, které se zachytily v Marsově gravitačním poli.

Phobos, s rozměry 26,8 × 22,4 × 18,4 km, obíhá Mars ve výšce kolem 6000 km. Pro srovnání – výška jeho oběžné dráhy je menší, než průměr planety samotné. Oběhne Mars jednou za 0,32 dne. Nachází se na spirální dráze, která ho jednoho dne donutí roztříštit se o povrch planety. Podle výpočtů k tomu dojde v průběhu příštích 50 miliónů let, pokud se už předtím neroztrhá působením slapových sil na menší kusy – a nevytvoří kolem planety na nějakou dobu podobný prstenec z úlomků, jaký vlastní například Saturn.

Deimos se pyšní rozměry 15,0 × 12,2 × 10,4 km. Na rozdíl od svého kolegy Deimos planetu, kolem které obíhá, jednoho vzdáleného dne opustí. Působením slapových sil je pomalu vytlačován do větší a větší vzdálenosti od Marsu. Bude tím sdílet osud všech měsíců, které krouží kolem svých planet pomaleji, než tyto rotují kolem své osy.

Marsova rotace a oběžná dráha kolem Slunce 

Marsovský den (otočka kolem vlastní osy) trvá 24 hodiny a 37 minut – je tedy jen nepatrně delší než den na Zemi. Marsovský rok je ovšem 1,88x delší než náš.

Rotační osa našeho souseda je lehce nakloněná. Sklon 25,19° na Marsu stejně jako na naší rodné planetě způsobuje střídání různých ročních období. Vzhledem k tomu, že oběžná dráha Marsu není úplně kruhová, ale spíše eliptická, je marsovské „léto“ na severní polokouli o něco delší než na jižní. Zimy na jižním pólu planety jsou daleko chladnější než na severním.

Vzdálenost mezi Zemí a Marsem se během roku mění. Kolísá mezi 55,5 a 400 milióny kilometrů. Tato vzdálenost už dává tušit vliv obrovských vzdáleností, se kterými se bude muset lidstvo jednoho dne vypořádat, pakliže opustí rodnou planetu a vydá se kolonizovat Sluneční soustavu. I když je Mars naším přímým sousedem, komplikuje jeho vzdálenost komunikaci s vědeckými sondami, které na něm v průběhu let přistávaly. Signály z pozemských sond, které u Marsu pracují, nás dosahují v optimálním případě za 3,1 minuty, v nejhorším případě za 22,2 minuty. Pro srovnání - signál z Měsíce potřebuje pro svou cestu k Zemi jen jednu vteřinu.

Největší hory a obří kaňony 

Mars je planetou protikladů. Na jeho povrchu se nachází největší hora ve Sluneční soustavě, vulkán Olympus Mons. Měří 26 kilometrů, je tedy více než třikrát vyšší, než nejvyšší hora na naší planetě. Jeho průměr 600 kilometrů prozrazuje intenzivní vulkanickou minulost Marsu.

Na Marsu najdeme také největší a nejhlubší kaňon Slunečního systému. Valles Marineris je dlouhý 4000 kilometrů a deset kilometrů hluboký. Je desetkrát delší než pozemský Gran Canyon. 

Marsův výškový profil je nepravidelný. Rozsáhlá náhorní plošina na jižní části planety je pokryta krátery, zatímco severní část planety je podobná spíše ploché nížině. Výškové rozdíly způsobila v dávné minulosti nejspíš srážka s velice hmotným tělesem. Velké množství kráterů na jižní polokouli naznačuje, že je tamní pohoří hodně staré. Muselo existovat už v době, kdy před zhruba 3,8 miliardami let probíhala fáze „velkého bombardování", doba, ve které do planet naráželo velké množství asteroidů a komet. Nížiny jsou naopak mladé, byly nejspíš v geologicky nedávné minulosti zality tekutou lávou. Nebudou starší než 500 miliónů let. 

Sondy (Viking 1 a 2, stejně jako Pathfinder) našly na Marsu různorodé minerály. Vědce překvapil mimo jiné i fakt, že některé z nich vznikaly dokonce za přispění tekuté vody.

Všude na Marsu nacházíme jemný načervenalý prach, který dal planetě jméno „rudá“. Obsahuje větší množství zoxidovaného železa, kovu, který se i na Zemi nachází v různých minerálech a barví zeminu načervenalou barvou (červený okr). 

Obrázek: Mars, Valles Marineris. Zdroj: von Mars_Valles_Marineris.jpeg: NASA picture derivative work: Lošmi (Diskussion) (Mars_Valles_Marineris.jpeg) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_Valles_Marineris_EDIT.jpg?uselang=de

Obrázek: Mars, Olympus Mons. Zdroj: NASA, http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap981019.html

Mars vlastní na rozdíl od Země jen jednu jedinou tektonickou desku. Na Zemi jich existuje hned několik. Jejich vzájemný horizontální a vertikální pohyb a tření vyvolávají na naší planetě zemětřesení a jsou zodpovědné za růst některých pohoří. Marsovy nejvyšší hory oproti tomu vznikly čistě vertikálním pohybem hornin. Směrem k povrchu vystupující hmota vytvořila například náhorní plošinu Tharsis. Na ní se pak vytvořily ještě další tři masivní sopky, které 10 km vysokou plošinu převyšují až o 16 km. Z nějakého důvodu, nejspíš kvůli vnitřnímu uspořádání planety, se tento jev omezil jen na danou oblast povrchu.

Nejvyšší hora Sluneční soustavy, Olympus Mons, se mohl vyvinou až do své gigantické výšky také díky tomu, že se povrch Marsu neposouvá horizontálním směrem, tak jak je tomu u pozemských tektonických desek. Láva tu vyvěrala ze stále stejného místa a mohla tak v průběhu času vytvořit gigantický útvar, vysoký celkem 26 km.

Zdá se, že vulkanismus na Marsu nikdy úplně nezanikl. Intenzivně přetvářel planetu ještě před 150 milióny let a v malé míře je přítomen ještě i dnes.

Magnetické pole Marsu 

Mars nevlastní žádné globální magnetické pole, jaké nacházíme na Zemi. Ztratil ho zřejmě už 500 miliónů let po svém vzniku. Přesto vědci nacházejí při průzkumech povrchu planety lokální slabá magnetická pole. Sonda Mars Global Surveyor objevila pásy, široké 150 km a dlouhé zhruba 1000 km, připomínající magnetické anomálie, jaké pozorujeme na dně pozemských oceánů.

Kromě toho je dobře možné, že se na Marsu časem magnetické pole znovu vytvoří. Postupných ochládáním jádra možná začne jeho kovová složka krystalizovat. Energie, která se přitom bude uvolňovat, by měla postačit k vytvoření pohybujících se porudů hmoty, které se postarají o vznik příslušného pole. Planeta by pak mohla být po několik miliard let chráněna vlastním magnetickým polem proti (pro život) škodlivému kosmickému záření.

Návštěvy na Venuši - atmosférické peklo

Naše sesterská planeta nevítá návštěvy ze Země s otevřenou náručí. Hosty na jejím povrchu očekává těžko představitelné, horké peklo a ovzduší, které by se dalo krájet. 

Několik čísel - Venušina atmosféra

Atmosféra planety Venuše je nejen hustší než pozemská, je také tvořena jinými plyny. Skládá se z 96,5 % oxidu uhličitého, 3,5 % dusíku a malého množství vodní páry, helia, oxidu siřičitého, argonu, kyslíku a neonu. V různých výškách se koncentrace jednotlivých plynů mění. Vrchní části atmosféry obsahují více oxidu uhelnatého (CO), zatímco u povrchu planety byl naměřen převážně jen těžší oxid uhličitý a dusík.

Pro srovnání – v pozemské atmosféře tvoří největší podíl dusík (přibližně 78%) a oxid uhličitý jen jen stopovým prvkem. V naší atmosféře dnes CO2 chybí mimo jiné i díky procesům v biosféře - rostliny ho využívají ke svému růstu a plynule tím snižují jeho množství. 

Oxid uhličitý patří k tzv. "skleníkovým plynům". Není divu, že atmosféra, která se skládá z téměř čistého CO2, způsobuje na Venuši intenzivní skleníkový efekt. Díky němu se povrch planety nahřívá až na 450 °C. Na rozdíl od Země se teplota v průběhu Venušina dne a noci téměř nemění. Rozdíl mezi denní (Slunci momentálně přivrácenou) a noční teplotou je maximálně jeden stupeň Celsia.

Mlha, která by se dala krájet

 Obrázek: Povrch Venuše se neustále skrývá za hustou vrstvou mraků. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Venus_in_Real_Color_(Mosaic).jpg

Hmotnost Venušiny atmosféry odpovídá třetině hmotnosti pozemských zásob vody, můžeme tedy klidně mluvit o „Venušině atmosférickém oceánu“. Na povrchu planety panuje exoticky vysoký tlak, odpovídající tlaku v hloubce 910 metrů pod hladinou moře. 

V husté atmosféře kromě toho téměř neexistuje vítr. Sonda Venera 13, která přistála na Venušině povrchu, měřila pohyb "vzduchu" a zaznamenala jen 0,5 – 0,6 m/s. I tento pomalý pohyb ale umí přenést menší kamínky nebo vytvořit duny, stejně jako to pozorujeme na písečných plážích pozemských moří. 

Extrémní atmosférické poměry s sebou přinášejí jeden zajímavý jev: horizont se zdá být položen trochu výše, než pozorovatel, který si tak připadá, jako by se nacházel na dně misky. 

Na povrchu Venuše panuje celodenní šero. Hustou atmosférou pronikne jen zhruba 2 % slunečního záření. Nebe nemá modrou barvu jako na Zemi, ale je díky lomu světla v atmosféře naoranžovělé. Dohlednost na povrchu Venuše je menší než na Zemi a činí pouze asi 3 km.

Mraky se na Venuši nacházejí v několika dobře oddělených vrstvách ve výšce od 48  do 70 km. S pozemskou oblačností se ale nedají srovnat. Zdá se, jako by doplňovaly nevraživou Venušinu astmosféru dalším, pro člověka nebezpečným prvkem. Tvoří je kapičky kyseliny sírové, pozůstatky někdejší porce vody, kterou planeta dostala srážkami s kometami, podobně jako Země. Zatímco na Zemi z ní vznikaly životodárné oceány, na Venuši se z vody vytvořila kyselina. 

Nad mraky, ve výšce kolem 100 km, se nachází slabá ozónová vrstva. Má jen tisícinovou tloušťku pozemské ozónové vrstvy. Její existence, kterou nedávno objevila sonda Venus Express, vědce překvapila, stejně jako oblast, ve které panují záporné teploty. Zhruba 125 kilometrů nad povrchem planety dosahuje mráz až -175 °C. Tento jev v celkově hodně horké atmosféře planety nejspíš nikdo nečekal. 

Odkud bere Venuše svou vysokou teplotu?

Albedo

Slovo albedo je odvozeno z latiny (albus – bílý). je míra odrazivosti tělesa nebo jeho povrchu. Jde o poměr odraženého elektromagnetického záření k množství dopadajícího záření.

Albedo se může vyjádřit jako procento nebo zlomek jednotky.

Silná vrstva mraků Venuše odráží hodně dopadajícího slunečního záření – její albedo má hodnotu 0,76. Pro srovnání – Země má střední albedo 0,305. Naše domovská planeta je v tepelné rovnováze - dopadá na ni tolik energie, kolik jí je schopna vyzářit do kosmu. Dalo by se proto očekávat, že Venuše, ačkoliv je Slunci o čtvrtinu blíže než Země, dostane ze Slunce méně energie a proto na ní bude panovat nižší teplota než na Zemi. Podle výpočtů by měla teplota dosahovat -46 °C.

Vysoká teplota, kterou oproti tomu na Venuši pozorujeme, je způsobena skleníkovým efektem. Atmosféra se skládá téměř výhradně ze skleníkového plynu CO2, který nepropouští zpátky do kosmu infračervené (tepelné) záření.

Obrázek: Skleníkový efekt na povrchu Venuše. Zdroj: Vzb83 (Ville Koistinen), Miraceti (Image:Venuksen_kaasukehä.png) [GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html) or CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/)], via Wikimedia Commons

Návštěvy na Venuši

Navést sondu k Venuši není složité. Cesta k ní je o pár měsíců kratší než k Marsu. Ve srovnání s Marsem se ale u Venuše sonda hůře brzdí. Tato planeta je totiž větší a má tedy i silnější gravitaci než Mars.

Modul, který by měl přistát na její povrchu, musí být vzhledem k vysokému tlaku a teplotě mnohem odolnější než ten, který může přistát na Marsu. O dlouhodobých misích na povrchu planety, tak jak je tomu u Marsu, si zatím můžeme nechat v případě Venuše jen zdát.

Obrázek: Mariner 2. Zdroj: http://nix.larc.nasa.gov/info;jsessionid=22sidxj3uc1s0?id=PIA04594&orgid=10

Historie dobývání Venuše se čte jako kriminálka. Ve své první fázi byla poznamenána soubojem mezi SSSR a USA. Oba státy závodily o dosažení Venuše nebo přistání na ní stejně, jako o přistání na Měsíci a Marsu.  Překotné snaze a zatím nedokonalé úrovni techniky odpovídaly i první výsledky – nebo spíše zmařené pokusy.

Mariner a Venera, boj o prvenství

První sondou, která naši sesterskou planetu navštívila, byla po několikanásobných oboustranných neúspěších americká Mariner 2. Zjistila, že Venuše nemá žádné magnetické pole a potvrdila vysokou povrchovou teplotu.

 Zdroj: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=1981¬106D

Do atmosféry se ponořila jako první pro změnu sovětská sonda. Venera 4, 5 a 6 se o povrch planety roztříštily. Měkké přistání se povedlo až sondě Venera 7. Následovaly ji další sondy s pořadovými čísly 8 – 14. Zasílaly z povrchu Venuše údaje a dokonce fotografie svého okolí.

Analýza vzorků povrchu ukázala, že ho tvoří bazalty podobné těm, které vyvrhuje havajský vulkán Hualalai. Jiná sonda objevila bazalt s podobným složením, jaké měly vulkány v německé Eifel nebo jaké nacházíme u italského Vesuvu. Venuše se tedy, jak se zdá, Zemi podobá nejen svou velikostí, ale i svým složením. 

Obrázek: Povrch Venuše, fotografovaný sondami Venera 9 a 10. Zdroj: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/planetary/venus/venera9-10.jpg

Mise Venera 15 a 16 Venuši kartografovaly z oběžné dráhy. Povedlo se jim zachytit kolem 30 % povrchu planety. Kompletní mapu povrchu planety zhotovila až americká sonda Magellan, která dorazila k Venuši v roce 1990. Zachytila 98 % Venušina povrchu.

 Obrázek: Obě Venušiny polokoule. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/11/Venus-TwoSides.jpg

Venus Express

Zatím poslední úspěšně zakončenou cestu k Venuši si na své konto připisuje Evropská agentura ESA se svou sondou Venus Express. Právě ona prokázala Venušinu vulkanickou aktivitu. Přinesla také důkazy pro někdejší přítomnost velkého množství vody, která měla krátkodobě možná i formu pozemských oceánů.

Jedním z úžasných objevů sondy jsou změny atmosférických podmínek v průběhu mise. Přístroje pozorovaly nárůst střední rychlosti větru v atmosféře z 300 km/h v roce 2006 na 400 km/h o šest let později. Vysvětlení pro tento jev vědci zatím ještě nemají.

Překvapením bylo zpomalování Venušiny rotace. Ta se během posledních 16 let zpomalila o 6,5 minut, což je opravdu úctyhodné číslo.

 Obrázek: Venus Express na oběžné dráze Venuše. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0b/Venus_Express_in_orbit_%28crop%29.jpg

Venus Expres kromě toho objevila velice chladnou vrstvu v jinak horké atmosféře. Teplota se se stoupající výškou samozřejmě mění, na hodnotu -175 °C ve 125 km ale neklesá dokonce ani v pozemské atmosféře, která je celkově daleko chladnější než Venušina. Teplota zde postačí na to, aby se z CO2 tvořily ledové krystalky.

Mise Venus Express měla původně trvat po dobu dvou Venušiných rotací, tedy 486 pozemských dní. Protože byla většina přístrojů v pořádku, byla její mise několikrát prodloužena. To se v kosmonautice stává poměrně často, protože doba mise je běžně brána spíše jako záruční doba přístrojů, které často slouží ještě dlouhou dobu po jejím uplynutí.

Limitujícím faktorem je spíše množství paliva, které má sonda na palubě. To umožňuje korektury kursu. Když palivo dojde, nedá se už nijak doplnit a sonda se zpravidla dříve nebo později zřítí na povrch tělesa, které zkoumala. Podobně limitujícím se může stát i chladící medium, které vyžadují některé experimenty.

Venus  Express  měla k dispozici 570 kg monomethylhydrazinu. Když se zásoba paliva chýlila ke konci, použili vědci sondu k poslednímu experimentu: navedli ji na velice nízkou oběžnou dráhu tak, aby se dostala do atmosféry Venuše. Tento manévr, který dostal jméno aerobraking, posloužil ke sběru informací. Navedením sondy do vnějších vrstev atmosféry se v budoucnu může například změnit eliptická dráha sondy na kruhovou, aniž by bylo nuto spotřebovávat cenné palivo.

Budoucnost patří Akatsuki 

Teprve nedávno ukončenou, mimořádně úspěšnou evropskou misi Venus Express, aktuálně vystřídala japonská Akatsuki, která teprve před pár týdny přešla na oběžnou dráhu planety.

 Obrázek: Akatsuki. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/96/Akatsuki.png

Akatsuki měla původně zakotvit u Venuše už v roce 2010, tehdy ale selhaly její brzdící motory. Až letos se ji povedlo „recyklovat“ a znovu navést do Venušiny blízkosti. Tentokrát se brzdící manévr povedl.

Japonská sonda by měla pozorovat meteorologické jevy v atmosféře Venuše a zkoumat tamní oblačnost. Zatím se nachází v přípravné fázi, slibuje ale už teď zajímavé výsledky.