Mars, czwarta planeta od S│o±ca, pod wieloma wzglΩdami przypomina ZiemiΩ. Doba marsja±ska jest tylko nieznacznie d│u┐sza od ziemskiej. Podobnie zmieniaj╣ siΩ pory roku, jakkolwiek rok jest dwa razy d│u┐szy. WystΩpuj╣ tu chmury, wulkany, w╣wozy, g≤ry, pustynie i wy-kazuj╣ce sezonow╣ zmienno£µ, bia│e czapy polarne. Mars jest jednak suchy i zimny. Jego powierzchniΩ pokrywaj╣ od│amki ska│ oraz czerwonawy py│ (st╣d okre£lenie: Czerwona Planeta), a rozrzedzona atmosfera jest truj╣ca dla cz│owieka. Mars, mniej wiΩcej dwukrotnie mniejszy od Ziemi, jest najbardziej do niej podobny. Doba marsja±ska (okres miΩdzy kolejnymi wschodami S│o±ca) jest zaledwie o 38 minut d│u┐sza ni┐ doba ziemska, a nachylenie osi obrotu Marsa jest wiΩksze tylko o 1,7o. Mars ma dwa niewielkie ksiΩ┐yce, Fobosa i Deimosa. Ich nieregularny, kartoflowaty kszta│t sugeruje, ┐e s╣ to planetoidy przechwycone przez pole grawitacyjne Marsa na orbitΩ wok≤│ planety. Powierzchnia obu ksiΩ┐yc≤w jest pokryta kraterami. W│oski astronom Giovanni Schiaparelli (1835-1910) dostrzeg│ na powierzchni Marsa krzy┐uj╣ce siΩ linie i nazwa│ je "kana│ami". Wielu ludzi, b│Ωdnie przyjmuj╣c, ┐e mia│ na my£li kana│y pochodzenia sztucznego, s╣dzi│o, ┐e to Marsjanie wybudowali sieµ kana│≤w, rozprowadzaj╣cych wodΩ po ca│ej planecie. Ponadto, ciemniejsze obszary o zmieniaj╣cej siΩ sezonowo wielko£ci uwa┐ano za ro£linno£µ. Obecnie wiemy, ┐e owe "kana│y" by│y jedynie z│udzeniem optycznym, a ciemniejsze obszary to ska│y, z kt≤rych wiatr zdmuchn╣│ warstwΩ czerwonawego py│u. Mapa Schiaparellego W 1877 roku Schiaparelli narysowa│ mapΩ, przedstawiaj╣c╣ sKrajobraz marsja±ski Po│udniowa p≤│kula Marsa zryta jest kraterami uderzeniowymi, kt≤re powsta│y co najmniej 3,5 miliarda lat temu. P≤│kulΩ p≤│nocn╣ w znacznej czΩ£ci ukszta│towa│a stosunkowo niedawna dzia│alno£µ wulkan≤w. Na Marsie spotykamy dwie najbardziej spektakularne formacje powierzchniowe, jakie istniej╣ w Uk│adzie S│onecznym: Olympus Mons - najwiΩkszy znany wulkan, oraz Valles Marineris - w╣w≤z o g│Ωboko£ci 7 km i szeroko£ci 600 km. Liczne mniejsze rozpadliny mog╣ byµ wysch│ymi korytami rzek. Gigantyczny wulkan Olympus Mons jest trzy razy wy┐szy ni┐ Mauna Loa, najwiΩkszy wulkan na Ziemi. Mars obiega S│o±ce ze £redni╣ prΩdko£ci╣ 24,12 km/s w ci╣gu 686,98 dnia. Wszystkie planety zewnΩtrzne, a wiΩc i Mars, znajduj╣ siΩ najbli┐ej Ziemi wtedy, gdy s╣ w opozycji. Najbli┐sza odleg│o£µ Marsa od Ziemi wynosi 56 x 106 km. Jego najwiΩksza odleg│o£µ od Ziemi wynosi a┐ 400 x 106 km. Wraz ze zmian╣ odleg│o£ci zmienia siΩ r≤wnie┐ jego £rednica k╣towa i jasno£µ. Jasno£µ waha siΩ w granicach od 1,6m do -2,8m, a £rednica k╣towa od 4" do 25". W niekt≤rych okresach Mars jest wiΩc czwartym pod wzglΩdem jasno£ci cia│em niebieskim, po S│o±cu, KsiΩ┐ycu i Wenus, na og≤│ jednak jest mniej jasny ni┐ Jowisz. O£ obrotu Marsa jest tylko o 1,4░ bardziej nachylona do p│aszczyzny jego orbity ni┐ o£ Ziemi wzglΩdem p│aszczyzny orbity ziemskiej. Poniewa┐ nachylenie p│aszczyzny orbity Marsa do ekliptyki jest niewielkie, na Marsie zachodz╣ pory roku analogicznie do ziemskich, z t╣ jednak r≤┐nic╣, ┐e s╣ oko│o dwukrotnie d│u┐sze ni┐ nasze. Mars dokonuje obrotu wok≤│ osi w ci╣gu 24h37m22,66s. Marsja±skie dni i noce s╣ zatem niemal tak samo d│ugie jak ziemskie. R≤┐nice temperatur miΩdzy dniem i noc╣ s╣ jednak znacznie wiΩksze ni┐ u nas, gdy┐ Mars ma bardzo rzadk╣ atmosferΩ, nie chroni╣c╣ go przed nocnym wypromieniowaniem. Poniewa┐ Mars obiega S│o±ce znacznie dalej ni┐ Ziemia, temperatury na jego powierzchni s╣ znacznie ni┐sze ni┐ u nas i wahaj╣ siΩ w zakresie od -150░C do +30░C. Temperatura w rejonach r≤wnika wynosi w dzie± od 17░C do 27░C, a nad ranem spada do -73░C. Na biegunach nie podnosi siΩ ponad -53░C. Temperatura ciemniejszych p│aszczyzn jest w przybli┐eniu o 5░C - 15░C wy┐sza ni┐ temperatura okolicy. Jak ju┐ wspomnieli£my, gazowa otoczka Marsa jest znacznie cie±sza i rzadsza ni┐ atmosfera Ziemi. Ci£nienie atmosferyczne przy powierzchni Marsa wynosi 400 - 700 Pa, a zatem ma warto£µ 100 razy mniejsz╣ ni┐ u nas. W atmosferze ziemskiej takie ci£nienie panuje dopiero na wysoko£ci 35 km. W atmosferze Marsa jest a┐ 95% dwutlenku wΩgla, na pozosta│╣ czΩ£µ sk│ada siΩ 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,15% tlenu i nieznaczne ilo£ci tlenku wΩgla, pary wodnej, kryptonu i ksenonu. Temperatura atmosfery w ci╣gu dnia jest o 20░C - 30░C ni┐sza ni┐ temperatura powierzchni planety. W nocy temperatury siΩ wyr≤wnuj╣. Na wysoko£ci 40 - 50 km zalega warstwa atmosfery o wzglΩdnie sta│ej temperaturze. Oko│o 130 km nad powierzchni╣ Marsa zaczyna siΩ jonosfera. Wodorowa korona planety siΩga a┐ do wysoko£ci 25000 km. Na wysoko£ci w przybli┐eniu 15 km nad powierzchni╣ Marsa tworz╣ siΩ sinoniebieskie chmury z kryszta│k≤w zestalonego dwutlenku wΩgla i wody. Znacznie ni┐ej nad powierzchni╣ mo┐na dostrzec bia│e chmury, przy czym niekt≤re z nich mog│yby byµ utworzone z kryszta│k≤w lodu. Jednak najbardziej charakterystyczne dla Marsa, zwanego te┐ Czerwon╣ Planet╣, s╣ ┐≤│te ob│oki sk│adaj╣ce siΩ z cz╣stek py│≤w, kt≤re wiatr unosi do wysoko£ci kilku kilometr≤w nad powierzchni╣ planety. Powstaj╣ one podczas silnych burz piaskowych, gdy prΩdko£µ wiatru dochodzi do 110 km/s. Czerwony kolor powierzchni Marsa, przypominaj╣cy krew, natchn╣│ naszych przodk≤w, by tej planecie nadaµ nazwΩ mitologicznego boga wojny. Ju┐ w lunecie o £rednicy obiektywu 10 cm zobaczymy na powierzchni Marsa charakterystyczne twory. W czasie bliskich opozycji mo┐emy tam dostrzec tyle szczeg≤│≤w, ile na powierzchni KsiΩ┐yca ogl╣danej go│ym okiem. Ciemne obszary, a tak┐e bia│e plamy, tzw. czapy polarne, obserwowali astronomowie ju┐ pierwszymi lunetami w po│owie XVII wieku. W 1877 roku pewnym szczeg≤│om powierzchni przypisano nazwΩ s│ynnych "kana│≤w". Te jednak┐e, w odr≤┐nieniu od ciemniejszych plam i bia│ych czap polarnych, okaza│y siΩ tylko z│udzeniem optycznym, wywo│anym ma│ym powiΩkszeniem lunet; zasugerowa│ siΩ nim jednak astronom w│oski o nazwisku Giovanni V. Schiaparelli, kt≤ry je po raz pierwszy obserwowa│. w rzeczywisto£ci kana│y Schiaparellego to │a±cuszki ma│ych ciemnych plam, kt≤rych niewielki teleskop nie mo┐e rozdzieliµ, i st╣d powstaje z│udzenie "kana│≤w". Chocia┐ w 50 lat po ich odkryciu istota kana│≤w zosta│a wyja£niona, jeszcze d│ugo tkwi│y one w £wiadomo£ci ludzi jako sztuczne twory ┐ywych rozumnych istot zamieszkuj╣cych Marsa. Przypuszczenie, ┐e istnieje ┐ycie na Marsie, opiera│o siΩ, choµ w znacznie mniejszej mierze ni┐ przy hipotezie "kana│≤w", na regularnych zmianach niebieskozielonych obszar≤w na powierzchni planety. Obszary te pokrywaj╣ oko│o 1/3 powierzchni Marsa i z nastaniem marsja±skiej wiosny ciemniej╣. Jedn╣ z mo┐liwo£ci obja£nienia tego zjawiska by│o przyjΩcie, ┐e na Marsie mamy do czynienia z okresami wegetacji i na tych obszarach rosn╣ jakie£ ro£liny. Przekonanie, ┐e na Marsie mo┐e istnieµ ┐ycie, nawet w tej najprymitywniejszej formie, zosta│o podwa┐one w wyniku bada± sondy Mariner 4., kt≤ra oblecia│a Marsa w 1965 roku. R≤wnie┐ dane przekazane z Viking≤w w roku 1976 nie dostarczy│y ┐adnych dowod≤w istnienia ┐ycia na Marsie, chocia┐ te┐ kategorycznie tego nie wykluczy│y. Mars jest - po KsiΩ┐ycu i Wenus - trzecim cia│em niebieskim w Uk│adzie S│onecznym, kt≤rego powierzchniΩ i najbli┐sz╣ okolicΩ badamy metodami bezpo£rednimi, ze statk≤w kosmicznych. Pierwszego przelotu w pobli┐u planety dokona│a w 1963 roku sonda kosmiczna Mars 1. w dwa lata p≤ƒniej Mariner 1. wykona│ pierwsze zdjΩcia planety. W roku 1971 Mars 2 zosta│ pierwszym sztucznym satelit╣ planety. W tym samym roku na powierzchni Marsa wyl╣dowa│y pierwsze aparaty statku kosmicznego Mars 3. Ostatni╣ akcjΩ badania Marsa, a g│≤wnie jego powierzchni wraz z poszukiwaniem £lad≤w ┐ycia, przeprowadzi│y dwie sondy z serii Viking w roku 1976. Mars ma kszta│t elipsoidy tr≤josiowej o najd│u┐szej osi r≤wnej 6793,5 km. Druga o£ jest od niej o 3 km kr≤tsza, trzecia o£ jest kr≤tsza o 39 km. Masa planety wynosi 6,255 x 1023 kg, a £rednia gΩsto£µ 3,94g/cm3. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni siΩga 3,61 m/s2, prΩdko£µ ucieczki 4,95 km/s. Chocia┐ przezroczysto£µ atmosfery marsja±skiej pozwoli│a obserwatorom na Ziemi rozr≤┐niµ charakterystyczne twory na powierzchni planety, to aby sporz╣dziµ dok│adniejsz╣ mapΩ Marsa, musieli£my poczekaµ na fotografie przes│ane z sond miΩdzyplanetarnych. Obecnie mamy do dyspozycji mapy powierzchni Marsa z zaznaczonymi szczeg≤│ami powierzchni o rozmiarach 200-100 m, a w miejscach l╣dowania statk≤w rozr≤┐niamy szczeg≤│y nawet milimetrowe. Powierzchnia Marsa, podobnie jak powierzchnia KsiΩ┐yca, jest usiana licznymi kraterami o r≤┐nej wielko£ci, powsta│ymi na skutek upadku meteoryt≤w. NajwiΩcej krater≤w widaµ na charakterystycznych ciemniejszych fragmentach powierzchni, pozbawionych - w wyniku oddzia│ywania wiatru - piasku i py│u. W innych miejscach, na odwr≤t, wiatr tworzy wielkie wydmy, wysokie na 50 - 100 m. Najstarszym tworem na powierzchni planety jest wielki okr╣g│y obszar Hellas, kt≤rego wiek szacujemy na ponad cztery miliardy lat. Ze zdziwieniem stwierdzono, ┐e na powierzchni Marsa s╣ wulkany. Wiele ma│ych i wielkich krater≤w wznosi siΩ nad okolic╣ do znacznych wysoko£ci. Najwy┐szy z nich, wulkan Olympus Mons, ma wysoko£µ a┐ 25 km. Jego £rednica u podstawy wynosi 500 km, £rednica krateru 60 km. Wiek wulkanu ocenia siΩ na 60 - 600 milion≤w lat. Olbrzymie doliny o d│ugo£ci setek kilometr≤w s╣ poprzecinane sieci╣ kana│≤w, nie maj╣cych jednak┐e nic wsp≤lnego z obserwowanymi kana│ami Schiaparellego. Kana│y o szeroko£ci 1 - 50 km maj╣ d│ugo£µ od 100 a┐ do 2000 km. WiΩkszo£µ z nich jest pochodzenia wulkanicznego, ale niekt≤re mog╣ byµ wyschniΩtymi korytami rzek z dawnej przesz│o£ci planety. Przed kilkoma milionami lat na Marsie mog│a byµ dostatecznie gΩsta atmosfera, kt≤ra wywieraj╣c odpowiednie ci£nienie mog│a utrzymaµ wodΩ na powierzchni planety. Znane bia│e czapy polarne powsta│y przez naniesienie piasku, pokrytego cienk╣ warstw╣ zestalonego dwutlenku wΩgla. Niewykluczone, ┐e pod nimi zalega gruba na 1 km warstwa lodu (zestalonej wody). Wraz z nadej£ciem marsja±skiej zimy czapy polarne siΩ rozszerzaj╣, a z nastaniem wiosny zmniejszaj╣. W lecie maj╣ £rednicΩ zaledwie 300 km i wtedy z trudem mo┐na je dostrzec z Ziemi. Niewielkie zmiany w zabarwieniu powierzchni Marsa s╣ spowodowane przez wiatr przesuwaj╣cy z miejsca na miejsce wydmy piaszczyste. Przyczyn╣ regularnego rozszerzania siΩ znacznych obszar≤w o ciemnym zabarwieniu jest ocieplenie powierzchni planety w lecie i - co za tym idzie - zmniejszenie siΩ ilo£ci szronu. Budowa powierzchniowych ska│ planety jest bardzo podobna do ziemskich ska│ bazaltowych z domieszk╣ ┐elaza. W│a£nie tlenki ┐elaza sprawiaj╣, ┐e ska│y na powierzchni, a tak┐e py│, maj╣ charakterystyczne czerwone zabarwienie. Przypuszczamy, ┐e podobnie jak pozosta│e planety grupy ziemskiej, tak i Mars ma ciΩ┐kie j╣dro. îrednica tego j╣dra nie przekracza 1500 - 2000 km. Pole magnetyczne planety jest bardzo s│abe; jego natΩ┐enie jest zaledwie dziesiΩciokrotnie wiΩksze ni┐ natΩ┐enie pola magnetycznego w otaczaj╣cej Marsa przestrzeni miΩdzyplanetarnej. Mars ma dwa ksiΩ┐yce. Maj╣ one ma│╣ jasno£µ i obiegaj╣ planetΩ blisko jej powierzchni tak, ┐e mo┐na je dostrzec jedynie w du┐ych teleskopach. KsiΩ┐yce te odkry│ Asaph Hall w roku 1877. Ich nazwy to: Phobos - strach, oraz Deimos - groza, synowie mitologicznego boga wojny Marsa. Phobos i Deimos towarzysz╣ planecie Mars tak, jak synowie towarzyszyli swojemu ojcu we wszystkich wojnach. WiΩkszy z ksiΩ┐yc≤w, Phobos, obiega planetΩ w odleg│o£ci 9392 km, mniejszy Deimos - w odleg│o£ci 23478 km, licz╣c od £rodka planety. Orbity obu ksiΩ┐yc≤w niewiele siΩ r≤┐ni╣ od okrΩg≤w, a ich p│aszczyzny obiegu niemal pokrywaj╣ siΩ z p│aszczyzn╣ r≤wnika marsja±skiego. Phobos obiega Marsa szybciej, ni┐ wynosi obr≤t planety wok≤│ w│asnej osi, w ci╣gu 7h39m, a zatem trzy razy na dobΩ. Wschodzi on na niebie dwa razy na zachodzie i zachodzi dwa razy na wschodzie. Okres obiegu Deimosa jest znacznie d│u┐szy i wynosi 30h18m. Wschodzi on po wschodniej stronie na niebie marsja±skim, wolno przesuwaj╣c siΩ na zach≤d. Zanim zajdzie, dwukrotnie okr╣┐a planetΩ. P│ywowe si│y Marsa wyhamowa│y pierwotny obr≤t ksiΩ┐yc≤w i sprawi│y, ┐e maj╣ one rotacjΩ zwi╣zan╣, tzn. ┐e Phobos i Deimos s╣ stale zwr≤cone do planety t╣ sam╣ stron╣. Obecnie si│y te w dalSzym ci╣gu hamuj╣ ruch Phobosa tak, ┐e jego odleg│o£µ od planety bez przerwy siΩ zmniejsza. Mniej wiΩcej za 100 milion≤w lat Phobos spadnie na powierzchniΩ Marsa, ale jeszcze przedtem si│y przyp│ywowe rozerw╣ go na drobne kawa│ki. Ju┐ na fotografiach wykonanych w 1969 roku przez sondΩ Mariner 7 widaµ, ┐e Phobos nie ma kszta│tu kuli. W dwa lata p≤ƒniej zdjΩcia obydwu ksiΩ┐yc≤w, wykonane przez sondΩ Mariner 9, umo┐liwi│y dok│adne wyznaczenie ich kszta│tu. Phobos i Deimos maj╣ kszta│t tr≤josiowych elipsoid z oderwanymi czΩ£ciami powierzchni. îrednice poszczeg≤lnych osi Phobosa wynosz╣: 27, 21 i 19 km, natomiast Deimosa 15, 12 i 11 km. Dalsze informacje o ksiΩ┐ycach Marsa przynios│y sondy Viking 1 i 2 w latach 1976 i 1977. Na fotografiach powierzchni ksiΩ┐yc≤w mo┐na rozr≤┐niµ szczeg≤│y ju┐ o rozmiarach 3 m. Oba ksiΩ┐yce s╣ pokryte py│em i warstw╣ regolitu. Ich ciemniejszy kolor ostro kontrastuje z czerwonym zabarwieniem powierzchni Marsa. KsiΩ┐yce odbijaj╣ tylko 6% padaj╣cego £wiat│a. Powierzchnia obydwu ksiΩ┐yc≤w Jest pokryta kraterami o r≤┐nych rozmiarach. NajwiΩksze kratery na Phobosie - Stickney (imiΩ ┐ony Halla) oraz Hall - maj╣ £rednice 10 i 6 km. NajwiΩkszy krater na Deimosie - Voltaire - jest mniejszy, ma £rednicΩ zaledwie 2 km. Spadki meteoryt≤w, kt≤re wydr╣┐y│y na ksiΩ┐ycach du┐e kratery, spowodowa│y r≤wnocze£nie oderwanie siΩ czΩ£ci powierzchni ksiΩ┐yc≤w na przeciwnych stronach. Obserwowane na Phobosie rysy, o d│ugo£ci kilku kilometr≤w, szeroko£ci 100 - 200 m i g│Ωboko£ci a┐ 90 m, powsta│y na powierzchni ksiΩ┐yca prawdopodobnie przed miliardem lat, przy zderzeniu meteorytu, kt≤rego pozosta│o£ci╣ jest krater Stickney, z powierzchni╣ Phobosa. Mimo i┐ masa Phobosa nie jest du┐a, to jednak spowodowa│ on swoim przyci╣ganiem zak│≤cenia orbit Viking≤w. Analiza tych odchy│ek umo┐liwi│a ocenΩ £redniej gΩsto£ci ksiΩ┐yca na oko│o 2 g/cm3. Jest to warto£µ typowa dla chondryt≤w wΩglistych. Poniewa┐ powierzchnia Deimosa jest bardzo podobna do powierzchni Phobosa, nale┐y s╣dziµ, ┐e i ten drugi ksiΩ┐yc Marsa jest zbudowany z chondryt≤w wΩglistych.