Mars je štvrtá planéta slnečnej sústavy v poradí od Slnka. Je to druhá najmenšia planéta (po Merkúre). Pomenovaná je po Marsovi, starorímskom bohovi vojny. Jeho dráha sa nachádza až za dráhou Zeme. Z toho dôvodu panujú na jeho povrchu nízke teploty, ktoré iba veľmi výnimočne vystúpia nad 0°C. Ide o planétu terestriálneho typu, to znamená, že má pevný horninový povrch pokrytý impaktnými krátermi, vysokými sopkami, hlbokými kaňonmi a ďalšími útvarmi. Je obklopený veľmi riedkou atmosférou tvorenou z prevažnej väčšiny oxidom uhličitým. Obiehajú ho dva mesiace nepravidelného tvaru pomenované Fobos a Deimos. 28. septembra 2015 bola potvrdená existencia tekutej vody na Marse.
V období, keď je Mars v opozícii (nachádza sa na opačnej strane oblohy ako Slnko), je viditeľný na oblohe po celú noc. Prvé písomné záznamy o planéte a jej pozorovaní pochádzajú z obdobia prvých civilizácií. Všetky veľké staroveké civilizácie, Egypťania, Babylončania a Gréci, vedeli o tejto „putujúcej hviezde“ a dávali jej svoje pomenovania. Považovali ju za symbol ohňa a krvi, pretože horniny, pôda a obloha na planéte majú červený, alebo ružový odtieň. Nazývali ju „Červený objekt“, „Nebeský oheň“, „Hviezda smrti“ alebo „Boh vojny“.
Vyše 20 úspešných kozmických sond od 60. rokov 20. storočia umožnilo detailné skúmanie planéty. V súčasnosti (február 2021) je na obežnej dráhe Marsu sedem funkčných sond: Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, MAVEN, Mars Orbiter Mission, ExoMars Trace Gas Orbiter a Al-Amal (Emirates Mars Mission) a štyri na povrchu: Curiosity (vozidlo), InSight (pristávací modul), Perseverance (vozidlo) a Ingenuity (prototyp prvého mimozemského vrtuľníka). Tieto sondy poskytujú údaje, umožňujúce mapovať väčšiu časť povrchu, definovať základné historické obdobia, či porozumieť základným javom odohrávajúcim sa na planéte.
Fyzikálna charakteristika
Veľkosť povrchu Marsu je oproti Zemi štvrtinová a jeho hmotnosť desatinná (1,448×108 km2 a 6,4185×1023 kg). Okolo Slnka obehne raz za 687 dní. Jeho vzdialenosť od Slnka sa mení od 207 miliónov do 249 miliónov kilometrov (stredná vzdialenosť je 228 miliónov km). Jednu otočku okolo svojej osi (Sol) vykoná raz za 24 hodín 39 minút 35,244 sekúnd. Dĺžka dňa na Marse sa podobá dĺžke pozemského dňa najviac spomedzi všetkých planét slnečnej sústavy.
Presné zloženie 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. Chemické analýzy vykonané vozidlami Pathfinder, Spirit a Opportunity ukázali, že sú niektoré oblasti obohatené o alkalickú a silikátovú zložku podobajúcu sa pozemským andezitom.Golombek, Matthew P. – McSween, Harry J.: Mars: Landing Site Geology, Mineralogy and Geochemistry, p. 343. In: McFadden, Lucy-Ann – Weismann, Paul R. – Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego – London – Amsterdam – Burlington : Elsevier. 2007. ISBN 978-0-12-088589-3. Pri pozorovaní je planéta červenkastá, čo je spôsobené tým, že celý povrch planéty je pokrytý oxidom železitým.
Obežná dráha a rotácia Mars obieha okolo Slnka po výstrednejšej elipse ako Zem, vo vzdialenosti medzi v perihéliu a v aféliu. Doba jedného obehu okolo centrálnej hviezdy je 686,9601 pozemského dňa. Sklon jeho rotačnej osi ku kolmici na ekliptiku 25,19° je porovnateľný so sklonom 23,44°, ktorý má Zem. Vďaka tomuto sklonu sa tu vyskytujú ročné obdobia, podobné tým na Zemi, aj keď sú takmer dvakrát tak dlhé, lebo „marťanský rok“ je 1,88-násobok pozemského roku. Vzdialenosť od Zeme kolíše v priebehu obehu po dráhe v rozmedzí od 55 miliónov do 400 miliónov kilometrov.
Vznik
Mars vznikol podobne ako ostatné terestriálne planéty v slnečnej sústave približne pred 4,5 miliardami rokov akréciou z plyno-prachového disku, ktorý obiehal okolo rodiacej sa centrálnej hviezdy – praslnka. Zrážkami plynov a prachových častíc sa začali formovať malé telesá, ktoré svojou gravitáciou priťahovali ďalšie častice a okolitý plyn. Vznikli tak prvé planetezimály, ktoré sa vzájomne zrážali a formovali väčšie telesá. Na konci tohto procesu vznikli v sústave prvé terestrické protoplanéty. Planéty blízko k Slnku sú tvorené ťažšími prvkami, vzdialenejšie sú tvorené ľahšími prvkami podobne ako Mars. V porovnaní s ostatnými má Mars – najvzdialenejšia z terestrických planét – najväčšie zastúpenie ľahkých prvkov ako kremík, hliník, či síra.
Po sformovaní protoplanéty dochádzalo k masívnemu bombardovaniu povrchu zvyšným materiálom po vzniku planét, čo malo za následok jeho neustále pretváranie a pretavovanie. Je dokonca možné, že celý povrch sa roztavil do podoby tzv. magmatického oceánu, ktorého tepelná energia spoločne s teplom uvoľneným diferenciáciou plášťa a jadra sa dodnes kumuluje vo vnútri planéty a umožňuje existenciu vulkanizmu a tektonických procesov.
Magnetické pole a radiácia Mars má slabé magnetické pole, jeho ochranná funkcia je však neporovnateľne menšia ako funkcia zemského magnetického poľa. Merania sondy Mars Global Surveyor priniesli dôkazy, že krátko po vzniku planéty mal Mars dynamickejší povrch, ktorý sa viac podobal na povrch Zeme. Meranie magnetometrom ukázalo magnetické pruhy, čo svedčí o silnejšom magnetickom dyname, ktoré pracovalo niekoľko miliónov rokov po vzniku. Neznáma udalosť (možno dopad asteroidu) však toto pole narušila.
Zo zistení vedcov z amerického Úradu pre letectvo a vesmír (NASA), ktorí analyzovali získané dáta zo sondy Mars Odyssey, vyplýva, že radiácia na obežnej dráhe Marsu je 2,5-krát väčšia ako na Medzinárodnej vesmírnej stanici a dosahuje tak limit pre bezpečný pobyt. NASA považuje tento problém za zvládnuteľný s pomocou tienidiel a systému varovania pred vyšším žiarením zo Slnka.
V okolí Marsu sa nevyskytuje silné magnetické pole, ale niektoré oblasti planéty vykazujú, že v minulosti boli zmagnetizované. Toto podporuje hypotézu, že historické magnetické pole malo globálny charakter. Už zmieňované pozorované magnetické anomálie mohli súvisieť s tvorbou novej oceánskej kôry. Podobný proces sa odohráva na Zemi v oblastiach stredooceánskych chrbtov.
Atmosféra a klimatické podmienky
thumb|Nad povrchom je viditeľná atmosféra. Záber pochádza zo sondy Mars Global Surveyor Mars má dnes veľmi riedku atmosféru, ktorá nie je schopná zadržiavať tepelnú výmenu medzi povrchom a okolitým priestorom. To má za následok veľké tepelné rozdiely počas dňa a noci. Tlak na povrchu sa pohybuje medzi 600 až 1 000 Pa, čo je približne 100 až 150-krát menej ako na Zemi alebo ako približne nad povrchom Zeme. Pred 4 miliardami rokmi mal však hustú atmosféru s tlakom viac ako 0,5 bar (50 000 Pa)Hiroyuki Kurokawa, Kosuke Kurosawa, Tomohiro Usui. A lower limit of atmospheric pressure on early Mars inferred from nitrogen and argon isotopic compositions. Icarus, 2018; 299: 443 . Podobne ako na Zemi aj na Marse dochádza k malým zmenám v atmosfére v závislosti na sezónnych výkyvoch. V zime 25 – 30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na póloch, zatiaľ čo v lete opäť sublimuje a vráti sa do atmosféry.
Atmosféra je tvorená prevažne z oxidu uhličitého (95,32 %), no obsahuje aj dusík (2,7 %), argón (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhoľnatý (0,07 %) a vodné pary (0,03 %) vznikajúce sublimáciou ľadu z polárnych čiapočiek. V atmosfére sa tiež v menšom množstve vyskytuje neón, kryptón, xenón, ozón a metán.
Priemerná teplota pri povrchu planéty je okolo −56 °C. Na rovníku sa teploty bežne pohybujú od −90 do −10 °C, a nad nulu sa dostanú iba výnimočne. Oproti tomu teplota povrchovej vrstvy pôdy môže niekedy dosiahnuť až +30 °C. Aj napriek týmto občasným priaznivým teplotám nemôže kvapalná voda na povrchu existovať, pretože by sa začala vplyvom nízkeho tlaku okamžite vyparovať. Podľa najnovších poznatkov voda existuje aj v kvapalnom skupenstve, ale nasýtená soľami, čo zabezpečí jej nižší bod mrazu (vďaka kryoskopickému efektu) a teda tekutosť. Zároveň vďaka ebulioskopickému efektu sa zníži jej možnosť odparovania. Vo výške okolo 40 až sa nachádza vrstva riedkych plynov, ktorá má stálu teplotu. Následne vo výške približne začína ionosféra a vodíková koróna planéty siaha až do výšky .
Podrobné informácie o zložení atmosféry, jej zmenách a o dlhodobejších klimatických podmienkach boli získané na základe údajov z niekoľkých sond, ktoré na povrchu pristáli (napr. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atď.), resp. skúmali atmosféru z obežnej dráhy okolo Marsu. Na základe meraní sa zistilo, že aj na Marse je prítomný tzv. skleníkový efekt, ktorý otepľuje planétu približne o 5 °C a zadržuje okolo 30 % tepelnej energie. Výškovo sa atmosféra delí na nižšiu (do ), strednú (do ) a vyššiu (nad ).
Oblačnosť Napriek tomu, že je planéta studená a suchá, má veľmi dynamické počasie. Na Marse bola pozorovaná aj oblačnosť, ktorá je pravdepodobne tvorená kryštálikmi oxidu uhličitého. Prejavujú sa tu aj ďalšie procesy, ktoré spolu tvoria marťanské počasie. V atmosfére planéty sa často vyskytujú prachové búrky, ktoré majú niekedy celoplanetárny charakter. Vyskytujú sa tu aj malé vzdušné víry v podobe prašných vírov (tzv. diablov).
Počas búrok môžu vetry na povrchu planéty dosahovať rýchlosť až okolo /h. Tieto vetry vynášajú do atmosféry prachové častice s obsahom magnetitu, ktoré v konečnom dôsledku spôsobujú žltkastú až červenú farbu marťanskej oblohy. Priemerná rýchlosť vetra je však len 35 až /h. Kvôli redšej atmosfére vietor nemá takú silu ako vietor s rovnakou rýchlosťou na Zemi.
Povrch
thumb|left|Olympus Mons V 50. až 60. rokoch 20. storočia sa všeobecne usudzovalo, že marťanské polárne čiapočky sú zložené zo zamrznutej vody. V priebehu výskumu kozmickými sondami sa ale ukázalo, že Mars má atmosféru zloženú hlavne z oxidu uhličitého, len s malou prímesou vody.Elkins-Tanton, Linda T.: Mars. New York : Chelsea House. 2006, p. 76 Na základe tohto zistenia bol vytvorený model atmosféry, z ktorého vyplýva, že teplota bola dosť nízka na to, aby samotný oxid uhličitý na póloch desublimoval a zamrzol. Kvôli striedaniu ročných období na Marse dochádza tiež k významnej zmene atmosférického tlaku počas roka. Na základe týchto pozorovaní a ďalšieho skúmania sa ukázalo, že póly sú pokryté vodným aj suchým ľadom. Prvotné pozorovania boli vysvetlené pomocou tenkej vrstvičky zamrznutej vody nanesenej na ľade z oxidu uhličitého.
Pre vzdialených pozorovateľov má Mars prevažne červenú farbu, presnejšie bledo oranžovú alebo ružovú s dvoma bielymi polárnymi ľadovými čiapočkami. Na červených oblastiach sa nachádzajú rozličné svetlé a tmavé plochy so zelenkastou farbou. Tmavé plochy nie sú oceány vody, ako si prví pozorovatelia mysleli, pretože sa na povrchu Marsu nemôže vyskytovať voda v tekutom stave kvôli nízkemu atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tieto zmeny v jasnosti povrchu spôsobuje rozdielny druh povrchového materiálu: červená farba je prach a piesok bohatý na oxid železitý; tmavšie plochy sú spravidla viac kamenisté a skalnaté oblasti. Oxid železitý 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.McFadden, Lucy-Ann – Weismann, Paul R. – Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego – London – Amsterdam – Burlington : Elsevier. 2007, p. 339 – 340 Prítomnosť tohto minerálu na Marse dokázala sonda Mars Global Surveyor. Náhodné silné vetry, ktoré sa tu vyskytujú, presúvajú prach a menia rozmery a tvar svetlejších a tmavších plôch.
Povrch Marsu je rôznorodý. Južná pologuľa s viac menej hornatou krajinou je pokrytá krátermi, zatiaľ čo na severnej pologuli sú obrovské rovné pláne zaliate lávou. Vo všeobecnosti je povrch Marsu pokrytý skalnatými a kamenistými útvarmi, ktoré sú miestami prekryté prachom a piesočnými dunami.