Popis Marsu

Stručný popis

Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.

Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles: Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i  písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.

Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO₂ trvalá.

Viditelnost na obloze

Planeta Mars patří mezi planety, které je možné na obloze nalézt pouhým okem. Pro detailnější pozorování se ovšem bez dalekohledu neobejdeme.

V dalekohledu uvidíme Mars na obloze jako malý kotouček se světlejšími a tmavšími oblastmi a s jasně bílou skvrnou u jednoho z pólů, severní nebo jižní polární čepičkou. Čas od času by se vám mohlo podařit spatřit jemné bílé mraky nebo dokonce žlutý zákal zakrývající rozsáhlé oblasti planety - prachovou bouři.

Protože je jeho oběžná dráha výrazně excentrická, jeho vzdálenost od Země v  opozici se mění v rozmezí 56 až 101 milionů km. Tím je dáno kolísání pozorovaného průměru v intervalu 14 až 25 úhlových vteřin, což odpovídá intervalu hvězdných velikostí -1,0 až -2,8 mag. Příznivé opozice pro pozorování nastávají v intervalech 15 až 17 let.

Mars nejeví celý rozsah fází jako Měsíc, Venuše nebo Merkur. V opozici je v  úplňku, minimální fázi pozorujeme, když se nachází v kvadratuře. Pak se neosvětlená část zmenšuje a v konjunkci je opět v úplňku.

Dříve než se pustíme do pozorování či hledání vhodného dalekohledu, několik málo slov k rozlišovací schopnosti dalekohledu a úhlové velikosti Marsu a jeho zdánlivé hvězdné velikosti.

Rozlišovací schopnost dalekohledu nám dává představu o tom, jakou viditelnost detailů můžeme čekat od našeho dalekohledu. Musíme si uvědomit, jaká je rozlišovací schopnost d" a jaký je zdánlivý úhlový rozměr planety na obloze. Rozlišovací schopnost d v obloukových vteřinách vypočítáme podle vzorce

kde D představuje průměr objektivu v milimetrech. Rozlišovací schopnost je nejmenší vzájemná vzdálenost dvou bodů (v obloukových vteřinách), které lze dalekohledem od sebe odlišit.

Rozlišovací schopnost a různé druhy zvětšení objektivy různých průměrů:

Úhlové rozměry kotoučku planety Mars a jeho zdánlivá hvězdná velikost dosahuje následujících hodnot:

Abychom však mohli tuto rozlišovací schopnost využít okem, musí být vzdálenost d zvětšená na 60" až 120", což jsou hodnoty, které charakterizují lidské oko. Zvětšení, které odpovídá tomuto požadavku (rozlišovací zvětšení), je na každý průměr objektivu jiné.
Následující obrázek přináší porovnání významných objektů planetární soustavy tak, jak je uvidíme dalekohledem při nejmenší a největší vzdálenosti od Země.

Poměrná velikost planet při nejmenší (A) a největší (B) vzdálenosti od Země. Disk Měsíce, okraj je naznačený dole, by měl průměr asi 100 cm.

Poměrná velikost planet při největší (A) a nejmenší (B) vzdálenosti od Země

Abychom kotouček planety Mars viděli tak velký, jako je disk Měsíce v  úplňku, potřebovali bychom následující zvětšení. Uvedené zvětšení se vztahuje k maximálnímu a minimálnímu zdánlivému průměru planety.

Pozorování Marsu

V pravé části obrázku je pozice Marsu (kvadratura), kdy je možné pozorovat největší fázi, ve spodní části je zobrazen Mars při opozici.

Na pozorování Marsu je nejvýhodnější období jeho opozice se Sluncem, kdy je planeta nad obzorem po celou noc a zároveň má největší zdánlivý průměr. Opozice nastává každý druhý rok. Velice výhodné je, když je planeta v  období opozice v perihéliu (přísluní, je nejblíže Slunci a zároveň i Zemi). Tyto opozice, která nastávají v období od konce srpna do začátku září, se nazývají "velké opozice".

Mars má typickou červenou barvu, která ho výrazně odlišuje od hvězd. V  určitém období je možno vidět malé fáze, které ovšem nejsou tak nápadné jako u Venuše. Objekty, které nejvíce charakterizují Mars - polární čepičky - ukáže při opozici už malý dalekohled s objektivem o průměru 40 mm při 30-ti násobném zvětšení. Větším dalekohledem je možné sledovat, jak se mění rozsah polárních čepiček po dobu marťanského roku. Můžeme se i pokusit vyhledat jednotlivé detaily na povrchu, avšak viditelnost těchto útvarů je velmi proměnlivá. Na to mají vliv nejen prašné bouře v atmosféře Marsu, ale i silná oblačnost.

Velké části povrchu občas pokrývá jinovatka, která vytváří rozsáhlé bílé skvrny. Oblačnost se dá pozorovat podle toho, jak se pod ní objevují a mizí známé objekty. Jestliže rotace planety trvá zhruba 24 h 37,4 min, máme možnost během 40 dní prozkoumat postupně celý povrch Marsu, když jej budeme denně pozorovat v určitý čas. Mars patří k objektům, které jsou náročné na přístrojové vybavení i na zkušenosti pozorovatele. Mimo období opozice není na amatérské pozorování příliš vhodné.

Abychom si mohli udělat představu o tom, co můžeme vidět v dalekohledu, když budeme pozorovat planetu Mars, následující obrázky jsou právě získané z dalekohledu.

dalekohled 10" LX 200 CCD kamera ST-5C astronom António Cosé Cidadâo 25. květen 1999, 22:20 UT	dalekohled 14.25" Cassegrain astronom David M. Moore, 26. květen 1999, 04:30 UT	dalekohled 8" Springfield Newtonian astronom Tim Parker 4. květen 1999, 11:30 UT.

Při hledání planety Mars (a nejen jí) musíme postupovat jinak, než při sledování hvězd (stálic). Protože stále mění svoje místo na obloze, nenajdeme je zakreslené na hvězdné mapě.

Dodatek 1: Opozice Marsu v letech 1901 - 2035

Tabulka poskytuje datum opozice, polohu planety na obloze v době opozice v  rektascenzi (RA; hodinový úhel od jarního bodu) a deklinaci kladnou (severně od rovníku) nebo zápornou (jižně od rovníku) - posledně jmenovaný je obzvláště významným pro pozorování ze severní polokoule, neboť značná záporná (jižní) deklinace vadí při pozorování planety, jejíž obraz musí překonat dlouhou cestu v atmosféře; zdánlivý průměr kotoučku v úhlových vteřinách a vzdálenost planety v astronomických jednotkách (1 AU = vzdálenost Země - Slunce). Následkem malého sklonu dráhy Marsu k dráze Země je několik dní před nebo po datu opozice malá vzdálenost mezi oběma tělesy.

Dodatek 2: Opozice Marsu v přísluní v letech 1608 - 2035