1. Úvod – základní informace o planetě Mars

Planeta Mars byla a je a ještě bude cílem řady sond s úkolem studovat vlastnosti a složení povrchových hornin, zjišťování případného výskytu vody či bývalého nebo snad ještě přítomného života na této planetě. Poučným je i studium klimatických změn. Přehled o základních výsledcích výzkumu Marsu, získaných řadou sond v minulosti, podává zajímavá publikace M. Grüna “Roboti na Marsu” [1]. V úvodu zmíněné knihy jsou též uvedeny základní údaje o planetě Mars, které zde stručně shrneme. Základní údaje o planetě Mars v porovnání se Zemí jsou v Tabulce:

Tabulka: Základní údaje o planetě Mars

Mars začal vznikat asi před 4,7 mld. lety z protoplanetárního prachu a plynů kolem Slunce, které se začaly koncentrovat. Toto období trvalo asi 0,1 mld. let. Dále se rozlišují tři geologická období [1,2]:

Noachian – silná vulkanická činnost a bombardování asteroidy. Klima na Marsu snad bylo takové, že existovaly řeky a oceány, voda mohla existovat v kapalném stavu. (Ovšem existuje i opačný názor, podle kterého bylo klima stále studené a suché. Podle této hypotézy koryta řek vznikla před 3,5 mld. let, ve stejnou dobu, jako jsou velké impaktní krátery na povrchu Marsu. Voda existovala vždy ve formě ledu v podpovrchové vrstvě. Při dopadech asteroidů se povrch místně zahřál a podpovrchový led roztál a vzniklá voda způsobila místní záplavy. Vzhledem k nedostatku CO₂ v atmosféře, který by mohl způsobit skleníkový efekt, se pak povrch znovu ochladil a voda opět zmrzla).

Hesperian (začal před 3 mld. lety) – vulkanická činnost se mírnila, Mars se začal ochlazovat a vysychal. Část vody unikla do kosmického prostoru, část se změnila v led a snad byla překryta horninami v důsledku povrchové eroze.

Amazonian – začal před 1,8 mld. let a trvá do současnosti. Hustota atmosféry již klesla natolik, že se už voda neudrží na povrchu Marsu v kapalném stavu.

Názvy těchto geologických období byly zvoleny podle názvů oblastí, ve kterých lze pozorovat typy terénu, které snad vznikly ve stejnojmenném geologickém období (Oblast Noachis mezi -15° a -83° a mezi 300° z.d. a 40° z.d.; Hesperia Planitia mezi +10° a +35° a mezi 242° z.d. až 258° z.d. a konečně Amazonia Planitia mezi 0° a +40° a mezi 140° z.d. až 168° z.d. Otevřenou otázkou však zůstává skutečné datování hornin v těchto oblastech pomocí rozpadů izotopů prvků. Tato otázka bude zřejmě vyřešena až po rozboru vzorků hornin, dopravených na Zemi. K provedení takové analýzy je totiž třeba specializovaná laboratoř.

Jádro Marsu je žhavé, patrně z roztaveného železa, obalené pláštěm železa a hořčíku. Lehčí prvky (Si, Al), vystoupily na povrch planety a vytváří její obal o tloušťce asi 200 km.

Povrch Marsu, pozorovaný ze Země, je charakteristický světlými a tmavými skvrnami. Kdysi byly tyto skvrny interpretovány jako “kanály na Marsu”. Sondy však ukázaly, že tyto skvrny většinou nesouvisí se skutečnou topografií terénu, ale jsou dány albedem povrchu planety (albedo –relativní světelná odrazivost kosmických objektů). Pohled na mapu Marsu ukazuje, že severní polokoule je spíše rovinatá (Vastias Borealis). Občas z ní však vyčnívají sopečné kužely, pozůstatky dávné sopečné činnosti. Jde zejména o oblast Tharsis s nejvyšší sopkou Olympus Mons (24 km od úpatí) s průměrem kráteru 72 km. V rovníkové oblasti se táhne v délce asi 5000 km kaňon tektonického původu Valles Marineris. Jižní polokoule je spíše hornatá, charakteristická řadou erodovaných a polozasypaných kráterů impaktního původu. Jak naznačují snímky povrchu, získané sondami, je povrch kamenitou pouští. Načervenalá barva prachu je dána výskytem oxydů železa. Na snímcích z oběžné dráhy je možné pozorovat koryta, připomínající koryta snad dávných řek. Pro planetu jsou charakteristické polární čepičky tvořené vodním ledem a tuhým CO₂. Jejich plocha se mění s ročním obdobím. Tehdy se mění i teploty od nejnižší povrchové teploty asi -130°C do maximální povrchové teploty +17°C.

Složení atmosféry: CO₂ (95,32%), N₂ (2,7%), Ar (1,6%), O₂ (0,14%), CO (0,07%), H₂O (0,03%), dále Ne, Kr, Xe, O₃ a další. Atmosférický tlak (průměrný) je 680 Pa (~150× méně než na zemském povrchu). Vzhledem k nižší přitažlivosti klesá tlak s rostoucí výškou pomaleji než na Zemi. Turbulence plynů ustává až ve výšce 120 km. Ve výšce nad 130 km začíná ionosféra. V atmosféře lze pozorovat vodní oblaka především na severní polokouli, šedavá oblaka z krystalků CO₂ vystupují do výšek 20 km. Prachové částice vytváří oblaka, která vystupují do výšek až 10 km. Velké prachové bouře jsou charakteristické, když Mars prochází přísluním. Vyšší teploty, zejména na hornaté jižní polokouli, vyvolávají větrná proudění s rychlostí větru až 450 km/hod (vzhledem k menší hustotě atmosféry není účinek tohoto prodění srovnatelný s pozemskými hurikány). Přesto je zvířený prach vynášen do vysokých výšek, až 50 km a trvá řadu měsíců, než se usadí.

Planeta Mars má dva měsíce. Phobos o rozměrech 27/21/19 km se nachází ve vzdálenosti 9378 km od středu planety a obíhá ji ve směru rotace jednou za 7 hod 39 min (protože je jeho rychlost oběhu vyšší než rychlost rotace planety, pro pozorovatele na povrchu Marsu se pohybuje od západu k východu. Naopak menší Deimos (15/12/11 km) obíhá planetu též ve směru její rotace ve vzdálenosti 23 459 km od jejího středu za 30 hod 19 min. To je asi o 5 hod 40 min déle, než je doba rotace planety. Pro pozorovatele na povrchu Marsu tak Deimos vychází na východě a je viditelný asi 2,5 solu.

V tomto příspěvku lze nalézt informace o některých pozorování a měření získaných v průběhu misí sondy Mars Global Surveyor (MGS), která působí na oběžné dráze Marsu od roku 1997, sondy Mars Odyssey (od 24. 10. 2001) a konečně i první výsledky sond Mars Express (od konce roku 2003) a pohyblivých robotů (roverů) Spirit a Opportunity, které provádí svá pozorování od počátku roku 2004 [4,5].

I přes snahu provést určité roztřídění informací stále získávaných sondami, zkoumajícími planetu Mars, nelze zatím říci, že by se tento záměr zatím zcela zdařil. Kromě toho oba rovery v současnosti (únor 2005) stále pracují a tak bude po určité době třeba příspěvek zaktualizovat.

Nadto si tento příspěvek neklade za úkol podat systematický výklad geologie a povrchové morfologie planety Mars. Úvod do této problematiky, která se aktuálně vyvíjí podle zpracovávaných přicházejících měření od sond, lze nalézt např. v [6 - 8].

Co se týče zavedení souřadnicové sítě na povrchu Marsu: Podle odkazu [2] nultý poledník prochází kráterem Airy v oblasti Sinus Meridiani. Poledníky se odečítají západním směrem [2]. Výšky povrchových útvarů jsou vztaženy k nulové vrstevnici. Ta odpovídá atmosférickému tlaku 615 Pa (trojný bod vody), pod touto úrovní by se mohla voda nacházet v kapalném stavu. Oblast, nacházející se pod touto nulovou vrstevnicí je Hellas Planitia – nejnižší místo na Marsu.

2. Povrchové útvary, složení povrchových hornin

V říjnu 2000 zveřejnil americký úřad pro geologii a zeměměřičství USGS (U.S. Geological Survey) geologickou mapu Marsu, zahrnující oblasti mezi 45° severní a jižní šířky. Mapa byla vypracována na základě údajů spektrometru tepelné emise TES (Thermal Emission Spectrometer) sondy MGS, který registroval 143 nebo 286 vlnových délek v oblasti tepelného infračerveného záření, odraženého od povrchu Marsu. Intenzita záření na jednotlivých vlnových délkách dovoluje určit, jaký materiál se nachází na povrchu planety. Mnoho světlých hornin obsahuje sulfáty. To ostatně odpovídá i skutečnosti, že sondy Viking nalezly v roce 1976 na povrchu Marsu síru, i když tehdy nebylo jasné, nač je síra navázána. V čedičových (basaltických) vulkanických horninách tmavšího odstínu, pokrývajících značnou část povrchu planety, byl nalezen minerál olivín – železitý a hořečnatý silikát jehož nazelenalý odstín záleží na množství obsaženého železa. Právě přítomnost hrubozrnného olivínu, který na Zemi ve vlhké atmosféře rychle větrá, svědčí o tom, že na Marsu již dlouhou dobu neexistuje erose vlhkou atmosférou a že je Mars tudíž chladný a suchý po většinu své geologické minulosti. Dále se zde nachází hematit (krevel), zodpovědný za načervenalý odstín povrchu planety. Vědci se zatím shodují v názoru, že se někde na Marsu nachází dostatek vody, ale bude asi ve zmrzlém stavu v hloubce pod povrchem.

V topografických mapách Marsu shrnula NASA výsledky asi 27 mil. výškových měření prováděných laserovým výškoměrem MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) sondy Mars Global Surveyor (MGS) v období 1998-99. Přesnost měření se pohybuje od 2 do 13 m (orbitální části sond Viking měřily s přesností jen asi 1 km). Ukazuje se, že jsou značné terénní rozdíly mezi severní a jižní polokoulí Marsu. Severní polokoule je relativně plochá na rozdíl od jižní polokoule, pokryté množstvím kráterů. Rozdíl převýšení mezi jižní a severní polokoulí vedl v minulosti Marsu k toku vody obecně od jihu k severu.

Ploché rovinaté oblasti na severní polokouli Marsu byly zatím interpretovány jako dna bývalých oceánů, srovnaných vodou. Proměření výškového profilu okraje takového “moře” v blízkosti pánve Utopia (+50°, 250° z.d.) však naznačuje, že vznikl spíše tektonickou činností a nemá známky erozivního působení vody (tím ovšem teorie o existenci moře na povrchu Marsu není vyloučena). V minulosti byla severní hemisféra Marsu oblastí, kde docházelo ke značnému úniku tepla z vnitřku planety na její povrch. Též se zdá, že v severní oblasti se soustřeďovala voda jak z vnitřku planety, tak z jejího povrchu. Díky vysokým teplotám docházelo k jejímu úniku do atmosféry.

Informace o složení některých hornin, které byly zjištěny spektrometrem alfa záření APXS, umístěném na miniroveru Sojourner [1, 3] naznačují, že všechny studované kameny jsou podobné svým složením vulkanickým horninám s vysokým obsahem Si, které jsou známé na Zemi jako andezity. Všechny zkoumané horniny jsou však svým chemickým složením velmi odlišné od složení meteoritů, o kterých se předpokládá, že jsou původem z Marsu. Nález andezitů je poněkud překvapující, neboť se doposud předpokládalo, že většina hornin na Marsu jsou čediče s malým obsahem Si. Na Zemi vznikají andezity v tektonicky aktivních oblastech. Jak došlo ke vzniku andezitů na Marsu není zatím jasné.

Povrch Marsu byl též pozorován kosmickým teleskopem HST jak na optických tak na infračervených vlnových délkách s rozlišením asi 22 km. Tato pozorování dovolují usuzovat na mineralogické složení velkých oblastí povrchu Marsu. Např. klasické “jasnější oblasti” jsou složeny převážně z hematitu (a-Fe₂O₃), většinou ve formě jemného prachu, který na Zemi vzniká působením vody a tepla na železo obsahující minerály.

Naopak “tmavé oblasti” obsahují pyroxen, který se dostal kdysi na povrch vulkanickou činností.

I když se předpokládá, že právě železo je zodpovědné za načervenalou barvu Marsova povrchu, nalezená koncentrace železa neodpovídá odstínům zbarvení Marsova povrchu, pozorovaným ve viditelném světle. To je tedy další otázka, čekající na vysvětlení.

Dlouhodobá pozorování povrchu Marsu sondou Mars Global Surveyor dovolují zjistit změny, ke kterým případně došlo na povrchových útvarech této planety. Například srovnání snímků oblasti Lycus Sulci severně od vulkánu Olympus Mons, získaných 2. 4. 1999 a 27. 4. 2001 ukázalo, že na svazích zvlněného terénu Lycus Sulci došlo k asi osmi sesuvům prachového povrchového materiálu.

Zajímavou oblastí je deprese Hellas (-40°, 290° z.d.) o hloubce asi 9 km a průměru 2100 km, obklopená prstencem materiálu, dosahujícího převýšení asi 2 km nad okolní terén. Materiál byl vyvržen patrně dopadem asteroidu a pokryl okolní terén do vzdálenosti až 4000 km od středu deprese.

První analýza dat, získaných v průběhu asi ročního období infračerveným zobrazovacím systémem THEMIS na sondě Mars Odyssey, byla publikována v elektronické verzi časopisu Science, tzv. Science Express dne 5. 6. 2003. Díky tomu, že Themis registruje změny teplot povrchových materiálů ve dne a v noci, je možné sledovat složení těchto materiálů a jejich fyzikální vlastnosti. I když sonda Mars Odyssey naznačuje, že jsou na Marsu značné vrstvy podpovrchového sněhu a ledu, celkově je Mars suchou planetou. Voda tak není příčinou vytváření pozorovaných zvětralých útvarů. Analýza infračerveného spektra získaná 10 kanály dovolila identifikovat sedimentované nerostné vrstvy. Např. na dně asi 4,5 km hlubokého kaňonu Ganges Chasma byla nalezena vrstva minerálu olivínu (olivín – křemičitan železnato hořečnatý - (Mg,Fe)₂SiO₄). Jelikož se olivín ve vodě rychle rozkládá, jde o velice suché místo na Marsu, kde se tento nerost tak mohl zachovat.

Sonda Mars Odyssey je vybavená spektrometrem gama záření, který registruje záření vybuzené z prvků v povrchové vrstvě dopadem částic a záření ze Slunce. Předběžná měření ukázala, že se v povrchových vrstvách Marsu nachází značné množství vodíku, interpretovaného jako indikace přítomnosti vody. Podle této interpretace by se asi od 55° s.š. k pólu měly nacházet vrstvy povrchového materiálu, obsahující na 50% hmotnosti vody. Kolem rovníku je koncentrace menší, asi kolem 2 – 10%. Podobně bylo množství vodíku zaregistrováno i na jižní polokouli Marsu (L+K 78 (2002) č. 15-16, s. 1069). Překvapující je i to, že i v takové pouštní oblasti Arabia Terra (+20°, 330° z.d.) o šířce kolem 4000 km se nachází celkem zvýšené koncentrace vodíku. Zde se nabízí hypotéza, že se vodní páry chemicky navázaly na horniny v této oblasti (další podrobnosti o výskytu vody na Marsu jsou v části 9).

Analýza dat z infračerveného detektoru sondy MGS sice nalezla stopy uhličitanových minerálů, které vznikají za přítomnosti vody, ale jejich koncentrace (2 – 5%) je tak malá, že se spíše předpokládá, že vznikly přímou reakcí vodních par v atmosféře planety se zvířeným prachem. To naznačuje, že v této oblasti snad ani v minulosti neexistovaly velké vodní plochy. Jinak by se zde měly vyskytovat vrstvy uhličitanových hornin.

O tom, že je planeta již velmi dlouhé období suchá, svědčí i nálezy značného množství olivínu. Olivín je totiž za přítomnosti vody nestabilní a přechází v jiné typy minerálů, například i hematitu. Kromě hematitu, jemuž povrch Marsu vděčí za svou načervenalou barvu, ostatní typy minerálů, svědčící o rozkladu olivínu působením vody, nebyly nalezeny. V oblasti Nili Fossae byla na ploše asi 30 000 km² nalezena vrstva bohatá na olivín. Stáří této oblasti povrchu se odhaduje na více než 3 mld. let.

Ovšem informace, získávané z oběžné dráhy, nejsou zcela vyčerpávající a tak je vždy zajímavé doplnit je průzkumem na povrchu planety. To je primární úkol pro oba pohyblivé roboty (rovery) Spirit a Opportunity.

Přistávací modul sondy MER-A přistál dne 4. 1. 2004 v oblasti kráteru Gusev (-14,5692°, 184,5271° z.d.). Rover Spirit sjel z přistávací plošiny dne 15. 1. Ve vzorcích hornin v okolí místa přistání zjišťoval pomocí kamer, mikroskopu na konci manipulátoru a pomocí dalších dvou přístrojů, Mössbauerova spektrometru a spektrometru alfa částic a rentgenového záření, zjišťoval jejich chemické složení. V horninách byl zjištěn minerál olivín a detekována řada prvků jako Si, S, Cl, Ca, Fe a Ni. Zjištění olivínu však předběžně naznačuje spíše na vulkanický původ zkoumané horniny. V dalším úlomku horniny, nazývaném pracovně Adirondack, byl zjištěn tvrdý materiál, svým složením podobný čediči. To vše by nasvědčovalo tomu, že zkoumané místo přistání bylo formováno spíše vulkanickou činností.

Dne 18. 1. byl rover Spirit přesunut k úlomku horniny pyramidálního tvaru o velikosti fotbalového míče, pracovně nazývané (tvarem totiž připomíná horu v horském pásmu Adirondack Mountain Range ve státě New York). Pomocí frézovacího zařízení RAT vytvořil kruhový výbrus horniny o průměru 45,5 mm a hloubce 2,7 mm, ke kterému přiložil své dva spektrometry a pořídil mikrosnímky vybroušeného povrchu. Ukázalo se, že jde o tvrdý materiál, svým složením podobný čediči. To vše by nasvědčovalo tomu, že zkoumané místo přistání bylo formováno spíše vulkanickou činností. Asi 335 m od místa přistání Spiritu se nachází kráter, označený jako Bonneville, kam rover dorazil 66. den po přistání. Pohled do kráteru o průměru asi 200 m ukázal, že jeho svah není vrstevnatý, spíše směsice skalních úlomků. Na dně je navátý prach. Je zajímavé, že většina zkoumaných prachových částic (na povrchu i v atmosféře) obsahuje magnetické minerály.

Po ukončení studia hornin v okolí kráteru Bonneville rozhodlo řídící středisko, že se rover vydá východním směrem k vyvýšeninám, nazývaným Columbia Hills. Jde o geologicky starší skalnaté útvary, obklopené geologicky mladším terénem vulkanického původu.

Rover Spirit od místa přistání k úpatí Columbia Hills překonal vzdálenost asi 3,2 km (podrobný popis cesty obou roverů na povrchu Marsu lze nalézt na internetových adresách: http://bibis.lib.cas.cz/knav/space.40/INDEX1.HTM , http://bibis.lib.cas.cz/knav/space.40/INDEX1.HTM , případně na adrese: http://www.kosmo.cz/modules.php?op=modload&name=kosmo&file=news podává pravidelné informace o postupu obou roverů M. Káňa).

Po prvních 90 dnech činnosti roveru Spirit byla publikována zpráva věnovaná získaným předběžným vědeckým výsledkům [11]. Ukazuje se, že kráter Gusev je impaktním kráterem. O tom svědčí vrstvy materiálu vymrštěného impaktem (bloky hornin až 2 m dlouhé). Jako místo přistání byl vybrán proto, že snad byl v minulosti zatopen vodou. Přímo na dně kráteru však byly nalezeny převážně horniny vulkanického původu (olivín, pyroxen, magnetit a další kysličníky železa). Povrchový prach obsahuje jemné částice, obsahující Fe (částice jsou buď jemné, o průměru 0,1 – 0,3 mm nebo písečná zrna o průměru 1 – 3 mm). Povrchová vrstva vykazuje určitou kohezi. Horniny jsou pokryty světlým materiálem, snad prachem, který zde přilnul a zatvrdl. Prach je basaltického původu, pod povrchovou vrstvou, odkrytou výbrusem, byl Mössbauerovou spektroskopií zjištěn olivín, pyroxen či magnetit. Nánosy prachu svědčí o převážně západním či severozápadním proudění větru.

Když Spirit dorazil k úpatí Columbia Hills a začal stoupat nad okolní terén, ukázalo se, že se i geologický profil začíná měnit. Skalní podloží, označované jako Clovis, asi 9 m nad terénem, vypadalo, jako ovlivněné působením vody. Bruska nadto ukázala, že jde o měkčí horninu, obsahující síru a bromové a chlorové soli. Zjištěné horniny jsou patrně vzniklé usazením sopečného popela. Svědčí o tom zkoumání úlomku, zvaného “Uchben”, bruskou RAT. Hornina je tvořena částicemi velikosti písečných zrnek, které byly po dopadu na povrch unášeny vodou a vytvářely tak usazeniny. Rover postupně pokračoval ve stoupání nad dno kráteru Gusev. Ve 40 m převýšení oproti místu přistání se zastavil u skalního úlomku “Lutefisk” se zajímavým povrchovým reliéfem ve tvaru uzlin.

Sonda MER-B přistála do kráteru, označovaného jako Eagle (-1,9483°, 5,52583° z.d.) v oblasti Meridiani Planum dne 25. 1. 2004. V této oblasti bylo totiž z oběžné dráhy kolem Marsu zjištěno množství hematitu. Rover Opportunity sjel z přistávací plošiny dne 31. 1. 2004 a nejprve se věnoval průzkumu okolí místa přistání. Povrchová hornina na dně kráteru Eagle obsahuje hlavně písek ze zrnek olivínu a basaltu s obsahem asi 10% hematitu. Po vyjetí z kráteru dne 22. 3. 2004 se rover Opportunity zaměřil na průzkum kamenité vrstvy na kraji kráteru Eagle (další informace o výsledcích roveru Opportunity v části 9 o vodě na Marsu). Kromě jejího složení studoval i pevnost těchto kamenů. Po výjezdu z kráteru se navigačním kamerám roveru objevil překvapivě hladký terén plání Meridiani Planum v okolí kráteru Eagle. Zde narazil na skalní úlomek vulkanického původu, pracovně nazvaný Bounce Rock. Data z gama spektrometru ukázala, že chemické složení tohoto úlomku je velice podobné složení marsovského meteoritu (shergotit – podle indického města Shergotty, kde byl v roce 1865 poprvé nalezen takový typ meteoritu) EETA79 001, nalezeného v Antarktidě v roce 1979. Hlavním minerálem, obsaženým ve skalním úlomku Bounce, je pyroxen – minerál vulkanického původu. Infračervené zobrazovací čidlo THEMIS sondy Mars Odyssey studovalo okolí roveru Opportunity a podle získaných dat by úlomek Bounce mohl být vymrštěn z impaktního kráteru o průměru asi 25 km, který se nachází kolem 50 km jihozápadně od místa, kde byl úlomek Bounce nalezen.

Rover Opportunity dále pokračoval ve své průzkumné cestě východním směrem ke kráteru, nazvanému Endurance, kam dorazil koncem dubna. Kráter Endurance má asi 130 m průměr a hloubku kolem 20 m. Ve výšce 5 – 10 m nade dnem kráteru jsou obnažená skalní podloží, na kterých je možné pozorovat tenčí vrstvy (usazené) světlejší horniny, předběžně interpretované jako důsledek přítomnosti slaného moře v této oblasti. Podle analýz infračerveného spektrometru Mini-TES je skalní podloží vulkanického původu (basalt), ale jsou na něm stopy i hematitu, který vznikal za přítomnosti vody. Zdá se tedy, že původní vulkanická hornina byla později zalita vodou, která na ni nanesla světlejší horniny. Ovšem není vyloučeno, že tyto vrstvy mohly být naváty větrem. Rover se dále vydal na okružní cestu kolem kráteru a studoval skalní úlomky, vymrštěné do okolí kráteru při jeho vzniku.. Např. skalní úlomek, nazývaný “Lion Stone”, byl kdysi součástí skal uvnitř kráteru. Má podobné složení jako horniny uvnitř kráteru Eagle, ale je pokryt sférickými precipitáty.

Po vjezdu roveru do kráteru bylo možné studovat detailněji zmíněná skalní podloží. Čím jsou hlouběji v kráteru, tím jsou geologicky starší. V každém případě vykazují různé formy někdejšího působení vody jako zkrystalizované minerály či dutinky, které naopak vznikly vyplavením rozpuštěných solí či hematitových kuliček. Zdá se tedy, že v těchto místech voda skutečně proudila. Jednou z hypotéz, publikovaných v časopise Nature z 9. 9. 2004 (autor Brian Hynek) je domněnka, že podloží vzniklo jako sediment na dně bývalého moře, které se nacházelo v oblasti Meridiani Planum. Zajímavé bylo zkoumání plochého kamene, označovaného “Escher”. Na jeho povrchu byly zjištěny praskliny, vytvářející polygonální vzory. Tyto vzory připomínají praskliny v pozemském bahně, které vyschlo. Předpokládá se, že kámen byl nejprve ponořen ve vodě, která pak zmizela. Po vzniku kráteru byl kámen opět navlhčen a znovu vyschl. Detailní průzkum kráteru “Endurance” zabral roveru Opportunity asi 6 měsíců času. Poté rover vyjel ven z kráteru a vrátil se k průzkumu rozsáhlých rovin oblasti Meridiani.

3. “Tvář” na Marsu

V dubnu roku 2001 nastala po třech létech další příležitost vyfotografovat znovu povrchový útvar v oblasti Cydonia (+40°, 0°), který na snímku, získaném sondou Viking Orbiter, připomíná svou hrou stínů lidskou tvář. Od té doby byla tato “tvář” na Marsu předmětem nejrůznějších spekulací, například jako výtvor mimozemských civilizací. Díky této popularitě byl tento útvar znovu fotografován dne 8. 4. 2001 z výšky 450 km. Sonda odklonila osu kamery o 24,8°. Získaný výsledný snímek má rozlišitelnost 2 m. Útvar byl také studován laserovým výškoměrem sondy MOLA, schopným určovat výškové rozdíly 20-30 cm a majícím horizontální rozlišitelnost 150 m. Studium výškového profilu útvaru ovšem znovu potvrdilo, že tento povrchový útvar s lidskou tváří nemá nic společného.

Všeobecně se dá ale říci, že povrchové útvary v oblasti Cydonia jsou zajímavé z geologického hlediska neboť tato oblast je přechodem mezi hornatou oblastí jihu Marsu s řadou kráterů a níže položenými rovinatými oblastmi severu Marsu.

4. Polární čepičky

Snímky povrchu Marsu v oblastech severní a jižní polární čepičky, které přinesla sonda MGS, ukázaly značné geologické rozdíly obou těchto oblastí. Zatímco severní oblast je relativně plochá, má jižní oblast dosti zvlněný terén, pokrytý řadou prohlubenin. Podle názoru Dr. P. Thomase a jeho týmu z Cornellovy university, který byl publikován v Nature (9. 3. 2000) naznačují tyto rozdíly, že severní a jižní polární oblasti mají již po tisíce let rozdílné klimatické podmínky.

Zajímavé je sledování změny velikosti polárních čepiček a mechanizmus tání námrazy. Např. když na jižní polokouli Marsu končí zima a začíná jaro, námraza postupně taje (teplota začíná stoupat nad zimních -125°C) a na pozorovaných dunách v okolí čepičky jsou vidět tmavé skvrny či pruhy, které se postupně zvětšují a prorůstají jak led odchází.

Laserový výškoměr sondy MGS proměřoval výškový profil polárních Marsových čepiček, složených z ledu a tuhého CO₂. Laserová měření profilu ukázala na existenci větších a hladkých oblastí s místními změnami výšky řádově desítek cm (přesnost měření laserového výškoměru činí asi 30 cm). Jinak např. severní polární čepička se nad okolní terén zvedá na 2-2,5 km. Podle dat, získaných sondou MGS, se zdá, že na severní polární čepičce Marsu se nachází více vodního ledu než tuhého CO₂ a na jižní polární čepičce je tomu naopak. Jedním z důvodů pro tuto skutečnost je větší průměrné převýšení terénu na jižní polokouli, což nutilo vodu téci na sever. Není to však jediný důvod, záleží též i na tom, jak je atmosféra Marsu zahřívána slunečním zářením.

Kamery sondy MGS získaly i zajímavé snímky severní polární oblast Marsu obsahující pravděpodobně vrstvy ledu a prachu. V době snímkování, tj. 12. 9. 1998, v této oblasti začalo jaro. Jinovatka z tuhého CO₂ proto dosahovala až k 67 s.š. a povrch se zdál být světlý. Zvlněný terén, pozorovaný na snímcích, byl vytvořen erosí větru.

Pomocí neutronového a gama spektrometru sondy Mars Odyssey bylo možné sledovat sezónní změny v ukládání a pozdějšího odtávání tuhého CO₂ (suchého ledu) v zimním a později v jarním období na severní polokouli Marsu. Pod odpařeným CO₂ pak bylo možné detekovat vodní led (L+K 78 (2002) č. 15-16, s. 1069). O výsledcích tohoto pozorování je referováno v časopise Science z 27. 6. 2003.

Sezónní sledování jižní polární čepičky Marsu při rozšířené misi sondy MGS naznačuje, že zde dochází k rychlým terénním změnám. Například v srpnu 2001, když začal být jižní pól Marsu po zimním období osvětlován Sluncem, bizardní terénní reliéf (scarps) se začal celkem rychle měnit, během necelého Marsova roku se stáhl asi o 3 m a některé útvary kompletně zmizely. Z tohoto chování terénu v oblasti jižního pólu Marsu usuzují specialisté, že hlavním materiálem, tvořícím jižní polární čepičku, je tuhý CO₂. Nicméně první předběžné výsledky ze spektrometru gama záření naznačují, že se v oblasti jižní polární čepičky vyskytuje značné množství vodíku, pravděpodobně vázaného ve formě vody, ale tato informace bude prověřena dalšími měřeními (NASA News 02-41).

Zatím záhadným jevem, který čeká na vysvětlení je vznik tmavých skvrn na písečných dunách v oblastech severní a jižní polární čepičky. Tyto kruhové skvrny vznikají v jarním období a opět mizí v letních měsících. Podle názoru maďarských vědců by mohlo jít o kolonie mikroorganizmů, které procesem fotosyntézy zahřívají své okolí, kde roztaje námraza a tak se jeví místo tmavé. Specialisté z ESA jsou spíše nakloněni nebiologickému vysvětlení, neboť zde panují teploty až -126oC a atmosféra Marsu propouští značnou intenzitu ultrafialového záření, škodícímu biologickým objektům. Pozorování tmavých skvrn na kometárních jádrech složených z ledu a CO₂ je vysvětlováno působením ultrafialového záření a není tedy vyloučeno, že podobné vysvětlení platí i v případě tmavých skvrn v polárních oblastech Marsu. O těchto či dalších hypotézách vzniku tmavých skvrn na marsovských dunách bylo informováno na výroční konferenci Evropské geofyzikální společnosti v Nice od 22. do 26. 4. 2002.

Přítomnost vody v jižní polární čepičce Marsu naznačují i měření přístroje THEMIS sondy Mars Odyssey, který studuje povrchové změny teploty planety při střídání dne a noci. Při východu Slunce se písek a prach zahřívají nejrychleji, skály pomaleji a nejpomaleji vodní led. Na základě srovnávání zahřívaní jednotlivých lokalit v blízkosti jižní polární čepičky usuzuje T. Titus z U.S. Geological Survey, že okraj jižní polární čepičky je obklopen pásem vodního ledu o šířce mezi 1 – 10 km. Led je však pokrytý prachovou vrstvou tloušťky 2 – 7 mm. Obě zmíněné studie vyšly v elektronické verzi vědeckého časopisu Science z 5. 12. 2002.

V období mezi 18. 1. a 11. 2. 2004 sledovala stereoskopická kamera s vysokým rozlišením sondy Mars Express jižní polární čepičku. Přístroj OMEGA pro měření množství viditelného a infračerveného záření, odraženého z marsovských polárních oblastí, potvrdil, že ledové pokrytí této oblasti je tvořené směsí tuhého CO₂ a vodního ledu. Nejjasnější část je tvořena z 85% tuhým CO₂, který nejlépe odráží dopadající záření, a z 15% H₂O. Okraje této části jsou tvořeny hlavně ledem z H₂O, který napojuje střed polární čepičky s okolním terénem. Třetí část, která pokrývá desítky kilometrů terénu kolem polární čepičky, je tenká vrstva jinovatky. I když je na jižní polokouli Marsu období léta, panuje v jižní polární oblasti teplota -130°C, takže pokrytí ledem je stálé po celý rok.

5. Vulkanická činnost

Detailní snímky povrchu s rozlišením asi kolem 3 m prozradily, že kdysi na Marsu existovala silná vulkanická činnost. Svědčí o tom obrovské desky ztuhlé lávy v oblasti Elysium Planitia (+25°, 210° z.d.)., která tekla po ploše stovek kilometrů. Stejná oblast byla sice již fotografována orbitálními částmi sond Viking, ale s menším rozlišením, které nedovolilo rozhodnout, zda jde o ztuhlou lávu nebo sediment. Teprve fotografie sondy MGS umožnily zjistit, že skutečně jde o ztuhlou lávu. Zdá se, vulkanická aktivita byla asi desetkrát větší, než se původně odhadovalo. Vyhodnocení četnosti kráterů v okolí bývalých sopek Ceraunius Tholus a Uranius Tholus ukazuje, že zde na 100 km² připadá jeden impaktní kráter. Z tohoto údaje se odhaduje, že vytékající láva musela zaplnit staré krátery tak asi v období před 40 až 100 mil. lety.

Podobná pozorování lávových polí, provedených sondou Mars Express u pěti vulkánů Olympus Mons, Ascraeus Mons, Arsia Mons, Albor Tholus a Hecates Tholus ukázala, že by vulkanická činnost mohla někde přetrvávat téměř do současnosti. V každém případě lze říci (viz Nature 23. 12. 2004, G. Neukum a kol.), že některé sopky byly aktivní po asi 80% doby existence Marsu. Některá pozorovaná lávová pole vznikla tak před 2 mil. let a nelze vyloučit, že by i v současném období některý z vulkánů vyvrhne žhavou lávu. To by znamenalo, že ve vnitřku planety stále existují “horké” vulkanicky aktivní oblasti. Bylo by zajímavé, kdyby se podařilo přímo ze sondy pozorovat případnou vulkanickou erupci.

6. Jádro planety a planetární magnetické pole

Analýza rádiového sledování sondy Mars Global Surveyor pracovníky JPL (NASA News 03-094 z 6. 3. 2003) dovolila určit přesnou dráhu sondy kolem Marsu. Z této dráhy se dal určit vliv slapových sil, kterými působí Slunce na planetu Mars při jejím oběhu. Když se tato pozorování ještě zkombinovala s precesí Marsovy rotační osy, zjištěné sondou Mars Pathfinder bylo možné odvodit, že železné jádro planety Mars není ještě úplně tuhé, ale že alespoň jeho část je v kapalném stavu (poloměr jádra planety Mars se odhaduje asi na polovinu poloměru celé planety podobně jako u Venuše nebo Země). Pokud se tato zjištění potvrdí, bude třeba vysvětlit, proč u Marsu s rotujícím železným vodivým kapalným jádrem nevzniká planetární magnetické pole (tzv. planetární dynamo). Právě z neexistence magnetického pole Marsu se dříve usuzovalo na to, že Mars kovové jádro nemá (viz [8] Z. Kopal: Vesmírní sousedé naší planety (Academia Praha 1984) s. 147). Později se tento názor začal přehodnocovat, což měření posledních sond potvrzují.

Asi před 4 miliony let náhle vnitřní mechanizmus vytváření magnetického pole vymizel a tak zaniklo i magnetické pole Marsu (bylo by zajímavé zjistit, jak k tomu došlo a zda takový osud čeká i Zemi – o zemském dynamu viz např: http://www.vesmir.cz/98-zeme/zeme1.htm). Tím přestala být atmosféra planety chráněna před slunečním větrem, který ji částečně ”odvál” a povrch planety se měnil na poušť (to je zatím nepotvrzená hypotéza, neboť např. Venuše také nemá magnetické pole, ale její atmosféra je podstatně hustší i přes silnější vliv slunečního větru. Rozdíl ale může být dán poměrem hmotností obou planet: Venuše má hmotnost » 0,815 hmotnosti Země a Mars jen » 0,107 hmotnosti Země).

Přesto měření sondy MGS ukázala, že na povrchu Marsu jsou oblasti velice silně zmagnetované – magnetické pole je zde asi desetkrát silnější než na Zemi. Takové oblasti mají i svou “mini-magnetosféru”, chránící povrch před dopadem energetických slunečních nabitých částic. Takové pole je registrováno magnetometrem sondy až do výšek, odpovídajících třetině planetárního poloměru. Všechny oblasti, vykazující silné povrchové magnetické pole, se nachází na jižní polokouli Marsu, která je geologicky starší, než severní polokoule. V mladším vulkanickém terénu severní polokoule Marsu stopy po magnetickém poli nebyly přirozeně zaregistrovány.

7. Atmosféra Marsu

Úkolem sondy Mars Express je i detailní analýza chemického složení marsovské atmosféry. Je známo (viz úvod), že 95% atmosféry tvoří CO₂ a zbylých 5% další složky jako například O₂, H₂O, CO. Bylo tedy velice zajímavým zjištěním, když byla pomocí Fourierova spektrometru sondy zjištěna i přítomnost methanu. Jeho koncentrace je ovšem velice mizivá, asi 10,5×10^-7%. Jelikož však methan za přítomnosti kyslíku, který se v marsovské atmosféře nachází, oxiduje na CO₂ a H₂O, vzniká otázka, proč i tak malé množství methanu v marsovské atmosféře existuje. Na základě pozemských analogií by methan mohl vznikat buď vulkanickou nebo hydro-termální činností, případně by jeho přítomnost mohla svědčit o biologických aktivitách na planetě. Než se však budou moci učinit nějaké definitivnější závěry, bylo nejprve nutné proměřit rozložení koncentrace methanu v atmosféře Marsu. Z měření sondy Mars Express vyplývá, že vyšší koncentrace metanu jsou korelovány s vyšší koncentrací vodních par v atmosféře. Ve výškách 10 – 15 km nad povrchem Marsu je koncentrace vodních par celkem rovnoměrná.. Blíže k povrchu jsou koncentrace vodních par v některých oblastech asi 2-3× vyšší. Jde o oblasti Arabia Terra, Elysium Planum a Arcadia-Memnonia. Odpovídá to místům, kde Mars Odyssey zjistila předpokládané koncentrace ledu několik centimetrů pod povrchem. V těchto oblastech byla současně zjištěna i vyšší koncentrace metanu, což by mohlo svědčit o tom, že metan i vodní páry mají společný podpovrchový zdroj. Otevřenou otázkou je, zda mechanismus uvolňování vodních par i metanu je důsledkem zatím nejasných geotermálních procesů. Specialisté z Centra pro astrobilogii v Goddardově střediskuNASA však upozorňují na to, že tato měření ještě bude nutné ověřit. Podle jejich názoru mohou být měření ovlivněna velkou prachovou bouří v prosinci 2003. Zvířený prach mohl ovlivnit spektrální signaturu metanu i vodních par v odraženém záření na vlnových délkách 3,3 a 7,7 mikrometru (vlnové délky maxima absorbce vibračního spektra metanu). Kromě toho prach, nesoucí případné oxidanty (např. H₂O₂ vznikající i v lokalizovaných prachových vírech) může způsobit oxydační reakci s metanem a převést jej na jiné hydrokarbonáty. Podle amerických měření je vyšší koncentrace metanu v rovníkových oblastech v pásu mezi +10° a -10° šířkami. Je to oblast s příkrými terénními změnami (typu Valles Marineris), kde by metan mohl unikat podél geologických poruch.

Co se týče vodních par, jsou zde i sezónní změny koncentrace vodních par v atmosféře. Část vodních par, uvolněná ze severní polární čepičky v letním období na severní polokouli putuje směrem k jižnímu pólu. V oblastech jižně od rovníku pak tato vodní pára vede ke vzniku ranních námraz a jinovatky (ta byla pozorována i na roveru Opportunity. Její uvolňování během dne mohlo vést i k odstraňování prachu na panelech slunečních článků a k neočekávaným zvýšením elektrického příkonu).

Průchod slunečního záření atmosférou Marsu je studován kamerami obou roverů Spirit a Opportunity každý den. Po západu Slunce kamery roverů snímají občas Zemi a hvězdy souhvězdí Orion. Tyto studie dovolí odhadnout množství prachových a ledových částic v atmosféře planety. Někdy rovery pozorovaly zajímavá oblaka, někdy byla obloha jasná.

Atmosféra Marsu byla studována i pozemskými teleskopy v roce 2003 v průběhu největšího přiblížení Země a Marsu. Pomocí teleskopu JCMT (James Clerk Maxwell Telescope) na Mauna Kea na Hawaji se podařila zjistit v atmosféře Marsu přítomnost H₂O₂. Podle modelů atmosféry Marsu je H₂O₂ hlavní katalytické činidlo, které řídí chemické procesy Marsu. Ale teprve pomocí JCMT se jej v atmosféře Marsu podařilo prokázat. Přítomnost H₂O₂ se očekávala, neboť se předpokládá, že díky UV záření, dopadajícím na povrch planety, zde vzniká řada superoxydů. Informace o těchto měřeních byla publikována v časopise Icarus v březnu 2004.

8. Písečné bouře

Periodicky v období největšího přiblížení planety Mars ke Slunci vznikají v její atmosféře písečné bouře. V toto období začíná na severní polokouli podzim. Pozorování vzniku písečných bouří je zajímavé. Bouře nejprve začíná jako malá porucha na několika čtverečních km ale během např. 36 hod se již rozšíří na oblast 1000 km². Příčinou je prach, který se dostává do atmosféry. Ukazuje se, že prach hraje v atmosféře Marsu podobnou roli jako voda v atmosféře Země. Prach totiž absorbuje sluneční záření a tím atmosféru planety zahřívá, což vede k dalšímu rozšiřování písečných bouří. Teplota vzduchu pak může stoupnout až na 20° C. Tím dochází ke zvýšenému proudění atmosféry a relativně malá porucha se může rozrůst v obrovskou bouři. Pozorování Marineru 9 [6, 9] ukázala, že prach v těchto bouřích dosahuje rychlostí až 450 km/hod a dosahuje výšek až 50 km nad povrchem planety.

Tyto písečné bouře též způsobují přesýpání terénních písečných vln (dun) pozorované v okolí severní polární oblasti Marsu. Marsovské duny obsahují granulární fragmenty hornin (písečná zrna) o průměru typicky 0,06 - 2 mm.

Sondě MGS se podařilo zaznamenat vznik a vývoj takové písečné bouře. V říjnu roku 1997 začala jako řada lokálních bouří v okolí jižní polární čepičky. Koncem roku již pokrývala oblast od 20o jižní šířky k rovníku a rozprostírala se přes 180° geografické délky se středem v Noachis Terra (-45°, 330° z.d.) (viz Science (13. 3. 1998)).

Podobně v roce 2001 sledovala sonda MGS vývoj mohutné písečné bouře, která během tří měsíců zachvátila celý povrch Marsu. Bylo zajímavé sledovat její dynamiku. Sluneční záření lokálně zahřálo atmosféru Marsu na různých místech planety. Vznikají tak místní prachové bouře, které vynáší prach do vyšších vrstev atmosféry. Povrch planety mezi tím vychládá, větry ztrácí svou energii a prach pozvolna klesá na povrch. Při největším přiblížení Marsu ke Slunci dochází k tomu, že sluneční záření prochází pročištěnými horními vrstvami atmosféry až do jejích spodních vrstev a znovu zahřívá atmosféru obsahující prach. Bouře se tak znovu oživují, postupně se spojují a zachvacují větší a větší oblasti povrchu planety.

Ukazuje se však, že aktivita písečných bouři je rok od roku jiná. Zatím ještě nebylo získáno natolik materiálu, aby bylo možné předpovídat vznik marsovských písečných bouří.

Další záhadou, kterou objevily kamery sondy MGS, byly tmavé pruhy nejrůznějšího tvaru přecházející přes duny či jiné terénní vyvýšeniny. Vyskytují se ve středních šířkách jak na severní, tak na jižní polokouli. Dlouho nebylo jasné, čím jsou tyto pruhy způsobeny. Nakonec se sondě MGS podařilo vznik takového pruhu nafilmovat. Tmavý pruh vzniká přechodem lokalizovaného prachového víru (dust devil). Vír smete z povrchu světlejší prach a odkryje v místě přechodu tmavší povrch, schovaný pod povrchovou vrstvičkou prachu. Jelikož vír je lokalizován, je i stopa za ním relativně úzká.

Lokalizované prachové víry existují i na Zemi. Mají šířku 10 – 100 m a vítr se točí rychlostí 32 – 90 km/hod kolem horkého sloupce vzduchu, stoupajícího vzhůru. Vír unáší povrchový prach, který se třením zelektrizuje. Ukazuje se, že malé částice jsou negativně nabity a velké positivně. Vítr spojený s prachovým vírem vynáší malé částice vzhůru, zatímco velké zůstávají u základny víru Tak dochází i k separaci náboje a vzniku napětí až 4 kV/m. S pohybem náboje je přirozeně spojen i vznik magnetického pole. Vznik elektrického napětí vede i k vytváření H₂O₂. Na Marsu má rotující vír průměr až 500 m. Podobným mechanizmem, jaký je pozorován na Zemi, se může zelektrizovat i vzdušný vír na Marsu. Jinak se zdá, že větry u povrchu Marsu mívají dlouhodobě stejný směr. V oblasti kráteru Gusev jde většinou o severozápadní proudění. Svědčí o tom jak pozorovaná eroze některých povrchových hornin i navátý písek v některých oblastech. I prach, vznikající při broušení povrchu hornin bruskou RAT se usazoval stále ve stejném směru.

9. Voda na Marsu

Některé snímky povrchu planety Mars, pořízené sondou MGS, jsou interpretovány jako důkaz skutečnosti, že v dávné minulosti byla na povrchu planety Mars tekoucí voda. Snímky velice sugestivně zobrazují usazené vrstvy, jakoby vytvořené zcela nedávno, i když jsou zřejmě staré 3,5 - 4,3 mld let. Tyto “usazeniny” se nachází prakticky po celé planetě. Jsou pozorovány na dnech impaktních kráterů ve Western Arabia Terra, ve Valles Marineris či v severovýchodní okrajové části pánve Hellas. Dr. Malin ze společnosti Malin Space Science Systems, která pro sondu MGS zhotovila její kameru a je zodpovědná optický průzkum povrchu Marsu, se domnívá, že vznik těchto povrchových útvarů, připomínajících “usazeniny” je skutečně důsledkem činnosti vody. Pokud by tomu tak bylo, je naděje, že by v těchto sedimentech snad bylo možné nalézt fosílie kdysi živých marsovských organismů. Na druhé straně Dr. Malin nevylučuje ani alternativní modely vzniku těchto depositů, například pokud v minulosti měl Mars vyšší tlak vzduchu, mohly tyto sedimenty vznikat nanášením prachu.

Na řadě fotografií povrchu Marsu lze rozeznat útvary, připomínající koryta bývalých řek. Někdy taková koryta však náhle začínají a končí a nejsou vidět menší koryta případných přítoků. Pomocí výškových dat, získaných laserovým výškoměrem na sondě MGS bylo možné pomocí počítačových simulací “zviditelnit” tok případných řek na Marsu v rovníkové oblasti mezi středními jižními a severními šířkami. Výšková topografie prokázala, že řadu fragmentů pozorovaných koryt je možné propojit a že řada koryt končí v povrchových depresích, která tvořila jezera a která byla postupně zanášena sedimenty. Co se týče vzniku řek, někteří vědci argumentují tím, že byly vytvořeny z podzemních vodních zdrojů. Stále nejasnou otázkou však zůstává vysvětlení, jak dlouho takový říční systém na povrchu Marsu mohl existovat a za jakých klimatických podmínek. Potvrzením této studie bude studium naplavenin a usazenin v povrchových terénních depresích. Z oběžné dráhy lze pomocí systému THEMIS na sondě Mars Odyssey lze kombinací snímků povrchu ve viditelném a infračerveném světle pozorovat v depresích komplexní systém vrstev hornin, které sem mohly být naneseny buď vodou, vulkanickou činností, dopadem asteroidů či větrnou erozí. Poznamenejme, že THEMIS (THermal EMission Imaging System) sleduje povrchové změny teploty hornin při střídání dne a noci. Různé druhy hornin se zahřívají či vychládají různě rychle a tak lze usuzovat na mineralogické složení povrchu. Například v oblasti Ganges Chasma ve Valles Marineris byly na dně a na stěnách kaňonu nalezeny lávové vrstvy bohaté na minerál olivín. Jelikož olivín se vlivem vlhkosti rozpadá, musela být tato oblast suchá po dlouhou dobu. Na druhé straně gama spektrometr sondy Mars Odyssey nalezl na severní polokouli Marsu značné množství vodního ledu, smíchaného s pevným povrchovým materiálem. Zatím ale není zcela jasné, jak se tam takové množství ledu dostalo. Je ale nutné připomenout, že gama spektrometr nedetekuje přímo led, ale jen vodík. Že jde o vodík jako součást vodního ledu je interpretace získaných dat.

Analýza snímků, získaných sondou MGS z lávou pokryté oblasti Cerberus Plains (+15°, 205° z.d.). v blízkosti rovníku, ukazuje, že zde muselo dojít ke katastrofickým záplavám. Odhaduje se, že z trhlin v blízkosti Cerberus Fossae uniklo zhruba před 10 mil. léty na 600 km³ vody, která vymlela systém kanálů podél Athabaska Valles. Podle nánosu vymletých hornin lze odhadnout jihozápadní směr proudění, který odpovídá i sklonu terénu. Na to, že se jedná o důsledek vodních záplav se usuzuje z analogie s podobně vymletým terénem v Channeled Scabland na severozápadu USA, kde podobné terénní změny byly způsobeny katastrofálními záplavami při vulkanickém roztavení ledovce.

Podle měření spektrometru tepelného záření sondy MGS se zdá, že kdysi byla voda stabilní buď přímo na povrchu této planety nebo pod jejím povrchem a také, že Mars míval hustší atmosféru. Měření spektrometru prokázala pozoruhodné koncentrace krystalického minerálu hematitu, nacházejícího se v oblasti o průměru asi 500 km u Marsova rovníku. Tento minerál, kysličník železa Fe₂O₃, vzniká v důsledku značné tepelné aktivity za přítomnosti vody. Krystaly hematitu rostou z taveniny bohaté na Fe. Ostatně jemné prachové částice hematitu již byly na povrchu Marsu zjištěny a předpokládá se, že jsou hlavní složkou materiálů, způsobujících typickou načervenalou Marsovu barvu. Některá data, získaná Pathfinderem v oblasti Ares Vallis naznačují, že asi před 4,5 miliardami let bylo na Marsu dostatek vody. Nejbližší okolí místa přistání se však zdá být suché a nezměněné za poslední 2 miliardy let, kdy v místě přistání proběhla katastrofická záplava. Při této záplavě bylo místo přistání pokryto balvany, které přinesla voda. Dvě vyvýšeniny na horizontu místa přistání, nazvané Twin Peaks, připomínají dva ostrůvky s proudnicovou formou, vytvořenou prudkým vodním přívalem. Co se týče vzniku záplav, spekuluje se, že po dopadu asteroidu zaplavila voda, nacházející se původně pod povrchem Marsu, vzniklý impaktní kráter. Po erosi stěn kráteru voda zaplavila jeho okolí.

Například snímky sondy Mars Global Surveyor (MGS) z oblasti jižní polokoule ukazují meandry se sedimenty, které svědčí spíše o tom, že v dávné minulosti existovaly na Marsu skutečné řeky po značnou dobu a nešlo jen o krátké a intenzivní záplavy. Na dně impaktního kráteru v oblasti Arabia Terra (11° s.š., 4,4° z.d.) byla zjištěna stupňovitá vyvýšenina. Jde patrně o útvar vzniklý usazováním hornin buď tak, že dno kráteru bylo periodicky zaplavováno a tím se usazovaly další vrstvy. Poté, co voda zmizela, začalo postupně docházet k atmosférické erozi, která vytvořila na vyvýšenině stupně. Nelze ale vyloučit alternativní vysvětlení, že šlo přímo o usazeniny přímo z atmosféry. V této oblasti jsou podobné vyvýšeniny sedimentárního původu časté.

Na snímcích sondy Mars Express jsou vidět zajímavé terénní detaily v oblasti Kasei Vallis (+29,8°, 309° z.d.), která připomíná velké koryto dávné řeky.

Ještě jiným nepřímým důkazem o přítomnosti vody na Marsu je výskyt kuželových útvarů v bývalých lávových polích v rovníkové oblasti Marsu. Tyto kuželové útvary jsou morfologicky stejné jako útvary nalezené na Islandu, které vznikly při kontaktu horké lávy, která se přelila přes bažinatý terén. Voda pod lávou se vypařila a přetlakem vodní páry došlo k jejímu úniku skrze horké magma. Z podobnosti těchto útvarů se tedy soudí, že v době vulkanické činnosti na Marsu, tj. asi před 10 mil. léty existovala v rovníkové oblasti Marsu podpovrchová ledová vrstva tak asi do 5 m hloubky.

Analýza impaktních kráterů na povrchu Marsu vede Dr. Nandine Barlowovou a její kolegy k domněnce, že se v oblasti systému velkých kaňonů Valles Marineris jsou velká množství ledu. Led se prý nachází blízko povrchu zejména v oblasti Solis Planum. Na přítomnost ledu pod povrchem se usuzuje z charakteru vyvrženého materiálu u čerstvých impaktních kráterů. Led, který je vyvržen na povrch, sublimuje a zanechává na místě jen rozdrobenou nekompaktní horninu. Detailnější prezentaci hypotézy Dr. Barlowové lze nalézt v časopise Geophysical Research Letters z 15. 8. 2001. Dalším nepřímým důkazem toho, že na Marsu byly či snad jsou zásoby vody ve formě podpovrchového ledu jsou vodou vymletá údolí, objevená na snímcích sondy MGS v jižní části Amazonia Planitia v oblasti Tharsis. V okolí jsou lávová pole, což by nasvědčovalo tomu, že podpovrchový led roztál v důsledku vulkanické činnosti a rozlil se po povrchu. Množství vody, které se při záplavách uvolnilo se odhaduje na 96 mil. km³ (asi třetina Indického oceánu). To jsou závěry studie autorů J.V. Dohma a V.R. Bakera, publikované v Journal of Geological Research v červnu 2001. Jiné nepřímé důkazy existence vody na planetě Mars byly zmíněny v L+K 57 (2001) č. 3, s.175, č. 13, s. 874 a č. 15-16, s. 1056).

Podobně jsou interpretovány i snímky sondy Mars Express z oblasti Mangala Valles (+5°, 51° z.d.). Jde opět o bývalou vulkanickou oblast, ve které jsou pozorována koryta, pravděpodobně vymletá vodou. Jednou z hypotéz o příčinách vzniku této eroze je opět předpoklad, že horká láva roztavila množství podpovrchového ledu a vzniklá voda se rozlila po povrchu. Tato hypotéza má pozemskou analogii. Na Islandu vulkanická činnost občas uvolňuje vodu z podzemních dutin, což též vede i ke katastrofickým záplavám.

Vědci z Massachusettského technologického institutu zase předpokládají, že voda byla vázána v horninách pod povrchem Marsu. Magma, vzniklé při vulkanické činnosti, horniny roztavilo, vodu uvolnilo ve formě páry a vyneslo na povrch planety, kde voda opět zkondenzovala. Tuto hypotézu podporuje i nový mineralogický rozbor meteoritu o hmotnosti 5 kg vulkanického původu (typ marsovského meteoritu nazývaný shergotit), který byl z Marsu vymrštěn před 175 mil. léty. Byly v něm nalezeny krystalizované křemičité minerály, nazývané pyroxeny. Ty mohly vzniknout jen za přítomnosti vody dříve, než materiál budoucího meteoritu dosáhl povrchu Marsu. Odhaduje se, že při vzniku pyroxenů obsahoval materiál 1,8% vody. Zmíněné rozbory a jejich interpretace byly publikovány v časopise Nature z 25. 1. 2001.

Stále však zůstává otázka, kdy povrchová voda zmizela, zda se vypařila či se opět vsákla pod povrch planety.

Na základě dat, získaných neutronovým a gama spektrometrem na sondě Mars Odyssey v období mezi únorem a listopadem 2002 byla vytvořena mapa rozložení depozitů vodíku v podpovrchové vrstvě Marsu. Naměřená data naznačují (NASA News 02-99), že by se pod povrchem Marsu mohlo nacházet značné množství vody, kterou by bylo možné v budoucnu využít pro potřeby pilotované expedice. Jelikož gama spektrometr je schopen registrovat vybuzené gama záření z hloubky 1 m pod povrchem Marsu, bylo možné odhadnout, že vrstva bohatá na vodní led se nachází asi 60 cm pod povrchem planety na 60o jižní šířky a asi 30 cm pod povrchem na 75o jižní šířky. Množství hmotnosti ledu je asi 20 - 50% celkové hmoty měřené vrstvy. Měření byla prováděna na jižní polokouli, kde bylo letní období. Porovnání získaných výsledků s měřeními z povrchu Měsíce získanými podobným neutronovým spektrometrem ukazují, že je na Marsu někde 10×, někde až asi 1000× více vody než na Měsíci. Předběžné výsledky měření množství vody na Marsu byly publikovány v elektronické verzi časopisu Science z 30. 5. 2002 (Science Express Reports 10.1126/science.1073722, 1073541, 1074025 a 1073616). V čele řady spoluautorů těchto zpráv je vedoucí programu gama spektrometru W. Boynton. Zdá se též, že velké množství vodíku se nachází v oblasti Arabia Terra a v rovníkové oblasti kolem 180o východní délky.

Podrobnější mapování podpovrchového ledu se očekává od sondy Mars Express.

Ve světovém tisku našla značnou publicitu zpráva (NASA News 00-99 (22. 6. 2000)), že na některých snímcích, získaných sondou MGS, jsou povrchové útvary naznačující existenci vodních pramenů snad v nedávné době. Např. snímky sondy z oblasti kaňonu Valles Marineris ukazují útvar, připomínající koryto řeky, která vytryskla z pramene na svahu kaňonu. Z počátku je koryto dost hluboké, jakoby voda odplavila část hornin ze svahu. Odnesený materiál pak vytváří nánosy dále v údolí kaňonu. Jak konstatují Dr. M. Malin a Dr. K. Edgett, nachází se tyto útvary v šířkách mezi 30° a 70° , zejména na jižní polokouli, a to na svazích, kam příliš slunečního světla nedopadá. Prohlídkou desetitisíců získaných snímků sondy bylo nalezeno na 120 lokalit s podobnými povrchovými útvary na svazích údolí, kráterů či jiných terénních depresí. Pokud by však existovala na povrchu Marsu tekoucí voda i v nedávné minulosti, je třeba vysvětlit, proč vytvářela koryta a proč se při výstupu na povrch ihned nevypařila, neboť atmosférický tlak na Marsu je nyní asi 100x nižší než je tlak vzduchu u mořské hladiny na Zemi. Zmínění autoři objevu proto navrhli speciální mechanizmus postupného výtoku vody, kdy se část vyteklé vody vypaří a část v půdě zmrzne. Vzniklý led tak na nějakou dobu zablokuje další výtok vody, dokud vnitřní tlak nevzroste a led neprorazí. Část vody pak jistou chvíli teče po povrchu svahu kráteru a odnáší sebou část hornin.

Navržený mechanizmus vzniku vodních koryt zatím nevysvětluje, proč vůbec voda z nějakého podpovrchového zdroje začala vytékat. Vysvětlení navrhovaného mechanizmu výtoku vody z pramenů na Marsu je popsáno ve zprávě publikované v časopise Science z 30. 6. 2000, s. 2330, jejímiž autory jsou Dr. M. Malin a Dr. K. Edgett z firmy Malin Space Science Systems ze San Diega.

K navrhovanému modelu je třeba dodat, že nelze vyloučit případné alternativní modely vzniku pozorovaných povrchových útvarů, např. sesuv jemného písku ze svahů, který může způsobit vytvoření podobných koryt jako tekoucí voda. Zpráva M. Malina a K. Edgetta vyvolala mezi odborníky diskusi o tom, jak asi vznikly na povrchu Marsu tyto útvary, připomínající vodní koryta, jakoby vytrysklá z pramenů na svazích kráterů. Útvary jsou velice mladé, jakoby stále na povrchu Marsu vznikaly i v současnosti. Byla navržena alternativní exotická hypotéza, že jsou tato koryta vymleta tříští či suspensí kapalného a tuhého CO₂. Předpokládá se, že se CO₂ dostal pod povrch planety, kde tlakem hornin zkapalněl. Odhaduje se, že dostatečný tlak by mohl být asi v hloubce kolem 100 m pod povrchem planety. Když pak kapalný CO₂ v důsledku nějakých geologických aktivit vytryskl na povrch, okamžitě se jeho část přeměnila na plyn a část ztuhla. Tříšť – směs kapalného a tuhého CO₂ – pak může vymlet pozorovaná koryta, podobně, jako se to pozoruje na svazích pozemských útesů, rozrytých sněhovou tříští či na svazích sopečných kráterů, kde jsou koryta vymleta suspenzí lávy a sopečného popela. Aby ovšem CO₂ zůstal pod povrchem kapalný, je též třeba dostatečně nízké okolní teploty. Jelikož nejchladnějšími oblastmi Marsu jsou jižní oblasti planety, vysvětluje to, proč se tyto útvary pozorují kolem jižního pólu. Ale Mars v současnosti už tolik CO₂ v atmosféře nemá. Potvrzují to i pozorování polárních čepiček Marsu. Sonda Viking zjistila, že na severní polární čepičce kondenzuje v zimním období asi jen metrová vrstva pevného CO₂ a většina materiálu pod touto vrstvou je vodní led. Naopak do současnosti se předpokládalo, že jižní polární čepička je tvořena většinou tuhým CO₂. Pozorování jižní polární čepičky sondou MGS však ukázala vznik kruhových útvarů o hloubce kolem 8 m, které v průběhu času narůstaly do průměrů až 1 km. Jejich hloubka se však v průběhu jejich rozšiřování nezvětšovala. A. Ingersoll a S. Byrne vysvětlují toto pozorování v elektronickém vydání časopisu Science ze 14. 2. 2003 tak, že pouze horní vrstva jižní polární čepičky je tvořena tuhým CO₂ o tloušťce kolem 8 m a pod touto vrstvou je již vrstva vodního ledu. Při teplotě tání CO₂ je vodní led ještě tuhý a netaje, proto se hloubka kruhových proláklin nezvětšuje, ale rostou jen do šířky. To ovšem znamená, že na Marsu není tolik CO₂, jak se původně předpokládalo. To by také vylučovalo jedno z navrhovaných vysvětlení o vzniku řady malých koryt, vymletých na svazích některých kráterů. Podle jedné teorie mohl být systém těchto malých koryt vymletý výtrysky zkapalněného CO₂ z podzemních ložisek (L+K 77 (2001) č. 13, s. 874). Není-li na Marsu dostatek CO₂, je toto vysvětlení nepravděpodobné, neboť pozorovaný systém koryt je nedávného data.

Problém vodní eroze na svazích kráterů byl též diskutován na výročním setkání Americké geofyzikální unie dne 9. 12. 2002 v San Francisku. Tmavé tenké pruhy na svazích kráterů byly pozorovány již na snímcích povrchu Marsu, získaných sondami Viking Orbiter. Tehdejší vysvětlení předpokládalo pád kamenů po svazích kráterů či sesuv prachové laviny. Na druhé straně se zdá, že tyto tmavé pruhy se nachází v oblastech bývalé vulkanické činnosti s předpokládaným výskytem podpovrchového ledu. Podle J. C. Ferrise z U.S. Geological Survey by mohl být vznik těchto pruhů důsledkem výtrysků vody, vzniklé dlouhodobým zahříváním podpovrchového ledu tepelnými ložisky v hloubce planety, na povrch. Voda v atmosféře Marsu rychle vysublimuje, ale nechá za sebou vymleté koryto, pozorovatelné z oběžné dráhy jako tmavý pruh. Taková geologická činnost by mohla existovat i v současnosti, jak o tom svědčí porovnání fotografií, získaných sondou Mars Global Surveyor, která detailně zmapovala povrch Marsu se snímky ze sondy Mars Odyssey. Na snímcích malého kráteru v oblasti Mangala Valles, pořízených sondou Mars Odyssey jsou na jeho svazích viditelné takové tmavé pruhy, zatímco v roce 1999 sonda Mars Global Surveyor tam nic takového neviděla.

S podobným vysvětlením vzniku tohoto systému koryt na svazích kráterů na povrchu Marsu přichází též Prof. P. Christensen z Arizonské univerzity v článku publikovaném v elektronické verzi časopisu Nature z 19. 2. 2003. Christensen předpokládá, že pozorovaný systém koryt je vymílán vodou, vznikající táním sněhových vrstev a vytékající zespodu takových sněhových nánosů. Sníh taje v místech, kde byl chráněn před rychlým vypařením v řídké atmosféře planety. Na snímku impaktního kráteru , nacházejícího se na -43° a 46° z.d. je možné vidět soustavu koryt na méně stíněném svahu kráteru, kde sníh již odtál. Na severní stěně kráteru, orientovaného k jižnímu pólu, koryta teprve vznikají, neboť zde sněhové vrstvy ještě neroztály. Christensen dále předpokládá, že sníh vzniká v chladnějších klimatických obdobích a při zahřívání atmosféry postupně taje.

Další drobné erose způsobené koryty byly pozorovány na kraji stěny kráteru Kaiser (46,6o s.š. a 341,4o z.d.) získala během ledna sonda Mars Global Orbiter. Vznik pozorované erose se interpretuje jako působení vody. Podobný charakter mají i snímky okrajů impaktního kráteru Newton.

Přítomnost vody na povrchu Marsu v dávné minulosti naznačují i pozorování obou roverů.

Nedaleko okraje kráteru Bonneville (oblast kráteru Gusev) se Spirit věnoval studiu skalního úlomku, označovaného jako “Mazatzal” (pojmenovaný podle pásma hor v Arizoně), neboť jeho světlý povrch zaujal geology. Dne 26. 3. 2004 vytvořila frézka RAT kruhový otvor obsahující tmavší vrstvu horniny. Gama spektrometr sondy nalezl ve tmavší hornině nezvykle vysoký poměr bromidů ke chloridům, patrně způsobený tím, že se úlomek nacházel ve vodě. Při dalším frézování ve stejném otvoru se ukázalo, že pod tmavší horninou se nachází opět světlejší vrstva. Analýza chemického složení v povrchové vrstvě úlomku a ve vnitřních dvou vrstvách se navzájem liší. Předpokládá se, že tyto vrstvy svědčí o různých obdobích geologického působení na skalní úlomek, který byl snad nejprve zasypán v terénu, pak obnažen tekoucí vodou a pozměněn jejím působením a po jejím zmizení pak zůstal exponován na povrchu. To jsou však jen předběžné závěry, které musí potvrdit důkladnější analýza.

V oblasti Meridiani Planum sledoval rover Opportunity okolí místa přistání ještě než sjel ze své přistávací plošiny na povrch Marsu dne 31. 1. Pomocí svého spektrometru tepelné emise prohlížel povrch v okolí místa přistání a podařilo se mu zaregistrovat spektrum hematitu, který prozrazuje, že zde skutečně byla voda. Ostatně z tohoto důvodu bylo místo přistání Opportunity vybráno. Když počátkem února začal rover studovat povrchové matriály v místě přistání, podařilo se mu objevit sférické částice o průměrech několika milimetrů. Pak se rover vydal k okraji kráteru o průměru asi 22 m, do kterého přistál a kterému byl dán pracovní název Eagle. Jeho cílem byla kamenitá oblast s pracovním názvem Stone Mountains. Při cestě se roveru podařilo předním kolem vyhrabat v povrchové vrstvě brázdu. I v této brázdě byly nalezeny ony sférické částice, i když jejich vzhled se lišil od kuliček na povrchu, které již nemají tak hladký povrch jako kuličky podpovrchové, které si zachovávají svůj lesk. Jejich původ vzniku je nejasný, spekuluje se, že při vulkanické erupci roztavený materiál letem atmosférou ztuhl do kulového tvaru. Další možností je impakt meteoru, který vymrštil určité množství roztaveného materiálu. Zcela jinou hypotézou je precipitace ve vodě rozpuštěných minerálů do zárodků, které postupně vyrostly do kulových částic. Pozdější zkoumání těchto částic vedlo specialisty k tomu, že se spíše přiklání k názoru, že jde o precipitáty minerálů rozpuštěných ve vodě kolem zárodku z jiného nerozpustného materiálu. Mikroskopická prohlídka vrstevnatých skalních materiálů v kamenité oblasti ukázala, že jsou v nich kulovité kavity jakoby pozůstatky po sférických objektech, které zmizely v důsledku eroze či nějakých chemických procesů alfa-částicový spektrometr zjistil přítomnost minerálu jarositu (zásaditý síran železito-draselný KFe(OH)₆(SO₄)₂ ), který vzniká za přítomnosti vody. Podle výsledků termodynamických simulací, publikovaných v Nature 14. 10. 2004 (autoři M. Madden, R. Bodnar, C. Gavin a D. Rimstidt) mohl jarosit vznikat z basaltu za přítomnosti kyselejší vody (pH<6) obsahující síru. Simulace však též ukázaly, že působí-li voda dlouhodobě, jarosit se kompletně rozpadá. Jeho existence na povrchu Marsu by tedy mohla naznačovat, že ještě než proběhla chemická reakce úplně, voda se vypařila a zanechala za sebou určité množství jarositu.

Při inspekci kamene, označovaného jako El Capitan, kamery jasně zobrazily na jeho povrchu systém jemných rýh, které by bylo možné interpretovat jak působení tekoucí vody. I v této hornině byly objeveny kuličky o průměru 1 - 2 mm a malé sférické kavity.

Na jiném místě kamenité vrstvy na okraji kráteru Eagle se podařilo nalézt lokalitu s velkým množstvím sférických objektů – kuliček o velikosti borůvek. Proto byly pracovně pojmenovány “borůvky” i když jsou spíše šedé. Jejich nahromadění ve skalní prohlubni dovolilo provést jejich složení Mössbauerovým spektrometrem. Kuličky obsahují minerály obohacené železem (odhaduje se, že kuličky obsahují nad 50 % hematitu). To by nasvědčovalo tomu, že ke vzniku kuliček docházelo za přítomnosti vody.

Mezi tím předběžná analýza fotografií hornin, získaná na kraji kráteru Eagle kamerami roveru Opportunity, naznačuje, že v oblasti Meridiani Planum se kdysi nacházelo mělké a slané moře. Svědčí o tom snímky hornin s vrstevnatou strukturou a se zrny sedimentů, slepených k sobě vlivem vody, která zde měla hloubku kolem 5 cm. Dále analýza těchto hornin prokázala přítomnost bromidů a chloridů, které se zde usazovaly, jak se voda vypařovala. Takové sedimenty jsou potenciálními místy pro hledání eventuelních zbytků biochemického či biologického materiálu, který mohl v této oblasti vznikat.

Další malé kuličky bohaté na železo našel rover Opportunity na své cestě ke kráteru Endurance. Jejich nález je opět potvrzením hypotézy, že se v těchto místech kdysi nacházelo moře. Detailní zpráva o vědeckých výsledcích, získaných roverem Opportunity v oblasti kráteru Eagle a na pláni Meridiani při cestě ke kráteru Endurance byla publikována v [12].

V souvislosti s nálezem kuliček na povrchu Marsu obsahujících hematit, oznámili geologové z University of Utah, že v některých oblastech Utahu se též nachází kulové objekty, bohaté na hematit (konkrece hematitu). Tyto útvary mají průměr od 1 mm až do 20 cm. Kuličky na Marsu však obsahují větší koncentrace hematitu (svědčí o tom jejich našedivělá barva) na rozdíl od sférických objektů z Utahu, obsahujících většinou pískovec, slepený hematitem, jehož obsahují asi 30%. Podle názoru geologů z University of Utah kulové útvary jak v Utahu tak na Marsu vnikly precipitací minerálů v podzemních tekoucích vodách (M. Chan et. al.: Nature (17. 6. 2004)).

Po vjezdu do kráteru Endurance zjišťoval rover Opportunity složení skalního podloží na svazích kráteru. Vrstvy ve větší hloubce jsou tvořeny geologicky staršími a chemicky odlišnými horninami. Povrchové usazeniny nasvědčují tomu, že po nějaké geologické období docházelo k periodickému zvlhčování a vysychání povrchu pozorovaných hornin.

Existenci podpovrchových vodních zdrojů na Marsu, které by mohly existovat v hloubkách mezi 100 m až 1 km pod jeho povrchem, by mohl prokázat plánovaný radarový experiment na orbitální sondě Mars Express organizace ESA.

Pokud by se tedy prokázalo, že na Marsu existují podzemní jímky vody v oblastech mimo póly, mělo by to velký význam pro případnou pilotovanou expedici na povrch Marsu nejen jako pitná voda pro astronauty, ale i jako zdroj pro výrobu kyslíku či raketových pohonných látek.

10. Život na Marsu?

V roce 1996 informovala organizace NASA spolu se Stanfordovou universitou o nálezu fosílií bakterií v marsovském meteoritu ALH84001. (Tento meteorit o hmotnosti 1,9 kg byl objeven v roce 1984 v oblasti Allan Hills v Antarktidě. Jeho stáří se odhaduje na 4,5 mld. let. Přelet k Zemi mu trval asi 15 mil. let. Teprve v roce 1993 byl prokázán jeho marsovský původ změřením poměru izotopů plynů, zachycených v meteoritu v bublinách. Jejich složení odpovídá složení marsovské atmosféry (za předpokladu, že se složení atmosféry Marsu celou dobu nezměnilo)). Toto oznámení stimulovalo dodatečný výzkum jiných marsovských meteoritů, nalezených v Antarktidě a současně i další diskusi o formách primitivního života na Marsu a na Zemi. Někteří odborníci tvrdí, že nalezené fosílie jsou pozůstatkem vlastně pokročilejší formy života. Počátečními formami života jsou snad již molekuly, schopné vytvářet své kopie a tak přispívat k organizaci komplexnějších organických systémů. Další diskuse se týká otázky možné kontaminace meteoritu zde na Zemi. Vznikl spor, zda bakterie jsou marsovského původu či jde o pozemskou kontaminaci.

Zpráva NASA č. J00-84 informuje o tom, že v meteoritu ALH84 001 byly zjištěny krystalky magnetitu (Fe₃O₄) uspořádané do tvaru řetízků stejně, jako je vytvářejí pozemské magnetotaktilní bakterie kmene MV-1. Objevené řetízky jsou v uhličitanech, o kterých se tvrdí, že vznikly na Marsu. Tento objev se chápal jako další nepřímý důkaz toho, že na Marsu mohly žít bakterie, podobné pozemským. Podle měření MGS v době vzniku meteoritu ALH84 001 existovalo na Marsu magnetické pole, které mohlo zmagnetovat uspořádané krystalky magnetitu, což je v souladu s existujícím slabým magnetickým polem uvnitř meteoritu.

Oznámený nález tzv. fosílií magnetotaktilních bakterií vyvolal nejprve vlnu vzrušení mezi vědeckou i širší veřejností, ale později byl tento nález dále prověřován a postupně se objevovaly i kritické hlasy. Výzkumníci NASA tvrdili, že řetízky nanokrystalů magnetitu (Fe₃O₄) v meteoritu ALH84 001 jsou strukturně dokonalé a dobře orientované, že mohly být vytvořené jen jako produkt činnosti bakterií, nikoliv nějakým neorganickým procesem (L+K 76 (2001) č. 3, s. 175). Zdokonalení technik transmisní elektronové mikroskopie v posledních několika letech dovolilo studovat třírozměrný tvar nanokrystalů. Dokonalejší pozorování sice ukázalo, že řetízky magnetitu nejsou zase tak dobře uspořádané, jak se původně předpokládalo. Ovšem jednoznačný důkaz o tom, zda jsou řetízky nanokrystalů magnetitu v meteoritu ALH84 001 původu organického nebo neorganického zatím dát nelze. Přesto tato i další zkoumání vrhají na nález tzv. “bakteriálních fosílií” určitou skepsi. Zatím se totiž nepodařilo jednoznačně prokázat, že pozorované řetízky nanokrystalů magnetitu mohly vzniknout jenom biologickými procesy.

Tým, vedený D. Goldenem, tvrdí, že řetízky magnetitu vynikly neorganickými procesy. Nejprve byl porovnáván tvar nanozrnek magnetitu v řetízcích, vytvářených na Zemi bakteriemi MV-1, s řetízky v meteoritu ALH84 001. Ukázalo se, že jejich tvar se liší. Naopak rozkladem uhličitanů, obsahujících Fe za vysoké teploty, se podařilo získat řetízky podobného tvaru jako v meteoritu ALH84 001.

Shodou okolností se v souvislosti s objevem těchto marsovských bakteriálních fosílií objevily i názory, že experimenty, umístěné na sondách Viking, které přistály na Marsu v roce 1976 [10], vlastně živé mikroorganismy na povrchu této planety zjistily. Dr. G. V. Levin byl jedním z vědeckých pracovníků, kteří navrhovali pro sondu Viking tzv. Labeled Release (LR) Experiment, jehož úkolem bylo zjistit přítomnost mikroorganizmů prostřednictvím jejich metabolizmu, tj. oxidaci přidaných živin ke vzorku marsovské půdy na CO₂. I když měl LR experiment kladné výsledky, byly tyto výsledky interpretovány spíše jako důsledek speciálních chemických reakcí marsovské půdy, než že by byly biologického původu. Předpokládalo se, že marsovská půda obsahuje silné oxidační činidlo, snad H₂O₂ nebo jeho deriváty. Hlavním důvodem proti biologické interpretaci LR experimentu byl negativní výsledek dalšího testu GCMS (gas chromatograph mass-spectrometer), který měl prokázat přítomnost organických látek na Marsu. Podle pozdějších analýz se však experiment GCMS neukázal dostatečně přesný, takže nemusel přítomnost organických látek zaregistrovat. Dr. Levin si proto myslí, že LR experiment vlastně přítomnost života na Marsu dokázal, pouze výsledky nebyly správně interpretovány. Proto navrhuje modifikaci LR experimentu, kterou by na povrch Marsu měla vynést některá z dalších sond. Detailnější informace o experimentech pro hledání života na Marsu, umístěných na sondách Viking a o jejich výsledcích lze nalézt v článcích Dr. A. Vítka: ”Hledání života” (L+K 51 (1975), č. 19, s. 732) a ”Na povrchu Rudé planety” (L+K 53 (1977), č. 8, s. 295). Oba články neztratily na zajímavosti ani nyní a Dr. Vítek v nich konstatoval, že pravděpodobnost existence života na Marsu byla na základě provedených experimentů sond Viking asi 50% .

Při příležitosti 25. výročí přistání sond Viking na povrchu Marsu se na astrobiologickém symposiu konaném při 46. výročním setkání International Society for Optical Engineering objevila vědecká studie prof. Millera, znovu analyzující výsledky G. Levina, získané v rámci Labeled Release (LR) Experimentu. V Levinově experimentu se ke vzorkům marsovské půdy přidávaly živiny obsahující radioaktivní C a zjišťoval se uvolněný CO₂. Prof. Miller si při prohlídce starých dat z Vikingů všiml, že uvolňování radioaktivního CO₂ odpovídá biologickému, tzv. cirkadiánnímu rytmu, charakteristickému pro živé buňky (cirkadiánní rytmus je periodická změna fyziologických funkcí organizmů (např. intenzita metabolizmu) mající jednodenní frekvenci). Šlo o cirkadiánní rytmus o periodě 24,66 hod, což je přesně délka marsovského dne. Data ukázala, že tento rytmus se udržoval celých devět týdnů. Kdyby šlo o chemickou reakci v důsledku přítomnosti superoxydů v marsovské půdě, jak se domnívají jiní specialisté, reakce by dozněla velmi rychle.

V souvislosti s jednou teorií možnosti přenosu živých organizmů mezi planetami sluneční soustavy se však meteorit ALH84 001 opět dostal po několika létech do popředí vědeckého zájmu. Otázka, kterou si vědci z Kalifornského technologického institutu (CALTECH) položili, spočívala v tom, zda případné bakterie mohly tu dlouhou cestu mezi Marsem a Zemí, odhadovanou na 15 mil. let, přežít, tj. jaká byla teplotní historie meteoritu. S použitím skanovacího supravodivého kvantově-interferenčního mikroskopu s vysokým rozlišením se podařilo určit orientaci lokálního magnetického pole na vzorku meteoritu ve tvaru destičky o tloušťce 1 mm a délce 2 cm s citlivostí asi 10000´ vyšší, než umožňují dosavadní metody. Profil intenzity magnetického pole ukázal, že uvnitř vzorku jsou náhodně orientované magnetické domény se slabou intenzitou magnetického pole. Naopak na kraji vzorku, tj. na povrchu meteoritu, je vrstva s vyšší velmi uspořádanou magnetizací. Další experimenty ukázaly, že hornina meteoritu se v zemském magnetickém poli homogenně magnetuje při teplotě nad 37° C. Z měření lze tedy učinit závěr, že vnitřek meteoritu nebyl nikdy zahřát nad 37° C a proto se tam zachovalo náhodně orientované slabé magnetické pole. Naopak vnější vrstva meteoritu se při dopadu na Zemi zahřála značně nad tuto teplotu a došlo tudíž k magnetickému zorientování této povrchové vrstvy vlivem magnetického pole Země. Principiálně se tedy takto mohly z Marsu na Zemi přenést biologické mikroorganismy, aniž došlo k jejich sterilizaci při průletu zemskou atmosférou. O výsledcích těchto měření byla vědecká veřejnost informována v časopise Science z 27. 10. 2000.

Na druhé straně však pracovníci JPL studovali v laboratoři chování simulované marsovské horniny v podmínkách, panujících na povrchu Marsu. Marsova řídká atmosféra totiž není schopná zadržet intenzivní ultrafialové záření, které v ní produkuje množství iontů kyslíku, rozkládajících organické molekuly. To je podle specialistů JPL důvod, proč sondy Viking nenalezly v povrchové vrstvě stopy po organických látkách. Bylo zjištěno, že ultrafialové záření vytváří na povrchu Marsu peroxidy či superoxidy, které byly zřejmě zaregistrovány sondami Viking (viz též část 7). Z toho vyplývá, že pokud případný život na Marsu existuje, musí být schován v určité hloubce pod povrchem tak, aby byl chráněn před ionty kyslíku. Další výzkum se soustředí na studium hloubkové distribuce těchto kyslíkových iontů a tudíž i na odhad podpovrchové tloušťky horniny, pod kterou by se mohly nacházet organické molekuly. Dosavadní výsledky studia simulované marsovské horniny za současných atmosférických podmínek byly publikovány v časopise Science z 15. 9. 2000.

Určitou nadějí, podporující možnost existence života na Marsu, je nález mikrobů v hloubce 200 m pod zemským povrchem v podmínkách, které připomínají podmínky pod povrchem Marsu. Nález, uskutečněný ve státě Idaho, je zajímavý tím, že nalezené mikroby jsou úplně odděleny od povrchového ekosystému a existují díky tomu, že získávají energii kombinací vodíku a kysličníku uhličitého, rozpuštěných v podpovrchové vodě, na metan. Mikroby tak k přežívání nepotřebují ani sluneční světlo ani uhlík organického původu. Mikroby tohoto typu byly pravděpodobně velice časté v ranně historii Země, kdy byl dostatek vodíku, ale další organické látky ještě neexistovaly. Lze tedy soudit, že tyto formy života mohou existovat na Marsu, či jiných měsících sluneční soustavy za nepřítomnosti slunečního světla s využitím vodíku, uvolňovaného z vnitřku planetárního tělesa. Problémem však může být skutečnost, že se takové formy života nacházejí v hloubce pod povrchem planetárních těles. Bude tedy nutné vybavit budoucí sondy vrtným systémem, což přinese řadu technických problémů, například, že vrtný systém bude muset automaticky zvládat odpor od různých typů hornin s odlišnou tvrdostí. Nadto nebudou k dispozici výkonné elektrické zdroje a tak bude možné využívat pouze sluneční energii nebo případně nukleární zdroje elektrické energie.

Je však nutné podotknout, že jsou biologové, kteří se domnívají, že šance nalezení života na Marsu jsou mizivé. Takovým odborníkem je i prof. N. Pace z University of Colorado v Boulderu, specialista na přežívání mikroorganismů v extrémních podmínkách. Podle jeho názoru jsou životní podmínky na Marsu i pro mikroorganismy natolik nepříznivé, že jejich nalezení je značně nepravděpodobné.

Rovery Spirit a Opportunity nejsou vybaveny na hledání případných fosílií. To bude úkolem pohyblivé laboratoře s dlouhodobou životností Mars Science Laboratory, jejíž vysazení na povrchu Marsu by se mohlo uskutečnit koncem tohoto desetiletí. Vyhledávání podobných míst jako je Meridiani Planum bude úkolem další družice planety Mars, tzv. Mars Reconnaisance Orbiteru, jehož start se plánuje na srpen 2005.

Průkazný důkaz o přítomnosti života na Marsu buď v minulosti či v přítomnosti zatím podán nebyl. Rozřešení této otázky tedy čeká na některou z budoucích připravovaných sond.

11. Phobos

Vzhledem k tomu, že se dráha Phobosu neproměřovala už asi 10 let, nebylo zcela jasné, zda se například TV kamerám sondy MGS podaří měsíc vyfotografovat. Nakonec se ukázalo, že se Phobos nacházel asi 1 km od předpokládané pozice. Měření povrchové teploty Phobosu, prováděné infračerveným čidlem sondy ze vzdáleností 1000 - 1500 km, ukázalo, že se teplota mění od -4° C na osvětlené straně do -112° C na neosvětlené straně.

Sonda MSG pořídila snímky Marsova měsíce Phobos a to jeho opačnou stranu vzhledem ke směru jeho pohybu (podobně jako náš Měsíc tak i Phobos je při svém oběhu natočen k Marsu stále stejnou stranou). Získané snímky měly rozlišení 39,5 m na obrazový element (pixel). Phobos je jedním z nejtmavších objektů sluneční soustavy a proto se obtížně fotografuje. Jeho povrch je spíše bezbarvý či tmavošedý. Snímky povrchu s velkým rozlišením ukázaly, že povrch měsíce Phobosu je pokryt asi 1 m tlustou vrstvou velice jemného prachu, který zde vznikl po impaktech meteoritů během milionů let. Tento prach velice rychle vyzařuje teplo a tak dochází ve stínu k velmi rychlému ochlazení povrchu.

Rover Opprortunity sledoval dne 4. 3. 2004 přechod měsíce Phobos a dne 7. 3. 2004 přechod měsíce Deimos přes sluneční disk. Tato pozorování dovolí upřesnit dráhy obou měsíců kolem Marsu.

Marsovská společnost (Mars Society)

(podrobnější informace o společnosti jsou na samostatné stránce Mars Society)

V srpnu 1998 založil Robert Zubrin v USA Marsovskou společnost (Mars Society). Jejím cílem je propagace pilotovaných letů k planetě Mars. Vzhledem k tomu, že společnost získává prostředky pomocí sponzorských darů, je realizace jejích cílů skutečně dlouhodobým programem. V posledních letech se společnost rozhodla uskutečnit výstavbu výzkumných stanic, ve kterých by byla možnost simulovat na Zemi podmínky, podobné těm na povrchu planety Mars. Za finančního přispění softwarové společnosti Flashline a televizní společnosti Discovery Channel vybudovala společnost v létě 2000 v oblasti impaktního kráteru Haughton o průměru 20 km na kanadském ostrově Devon Island experimentální stanici, tzv. Flashline Mars Arctic Research Station. Jde o maketu modulu pro budoucí pilotované expedice na planetu Mars. Modul FMARS (Flashline Mars Arctic Research Station) válcového tvaru o průměru 8 m je určený pro 6 “astronautů”. V přízemí jsou dvě vstupní přechodové komory, sál pro oblékání skafandrů, biologická a geologická laboratoř, technická dílna, sprcha a toaleta. V patře je společná pracovní a jídelní hala s kuchyňským koutem a 6 individuálních místností (L+K 76 (2000), č. 24, s. 1630).

Podle názoru odborníků jsou v této arktické oblasti geologické podmínky, podobné těm, se kterými by se měli setkat průzkumníci na planetě Mars. Podle představ Marsovské společnosti bude stanice sloužit k přípravě astronautů k průzkumu planety. Měly by se zde studovat technika a strategie výzkumu v extrémních podmínkách podobných těm na Marsu. Nad touto arktickou stanicí vlaje i tzv. ”marsovská vlajka”, kterou společnost navrhla. Vlajka je tvořena třemi svislými pruhy červené, zelené a modré barvy. Návrh této vlajky byl jednak inspirován třemi stádii transformace Marsu, jak si je představuje spisovatel sci-fi románů Kim Stanley Robinson ve své trilogii “Červený Mars”, “Zelený Mars” a “Modrý Mars” a dále že jde o základní barvy spektra, symbolizující jednotu v rozdílnosti stejně jako (bílé) světlo samo.

Od léta 2001 probíhly na ostrově Devon v kanadské Arktidě simulace výpravy na planetu Mars. Kromě simulace výzkumu planety se studovalo optimální vybavení modulu pro takovou expedici, každá posádka měřila například i svou spotřebu vody. To je důležitý hmotnostní parametr pro budoucí lety na Mars.

Jelikož arktickou stanici je možné provozovat pouze v letních měsících, rozhodla se Marsovská společnost vybudovat na dalších místech na Zemi ještě tři obyvatelné výzkumné moduly. Druhým je modul, umístěný v poušti na severozápadě od Hanksville ve státě Utah. Modul nese název “Marsovská pouštní výzkumná stanice” (Mars Desert Research Station). Na rozdíl od modulu na ostrově Devon, který byl vyrobený z kompozitních materiálů, je modul u Hanksville kovový. I na této stanici se už vystřídala řada šestičlenných posádek.

Co se týče dvou dalších “marsovských” výzkumných modulů, jeden bude pravděpodobně umístěn v Austrálii a další na Islandu. Na základě získaných zkušeností bude mít tento modul tři patra na místo dvou pater u současných stanic.

Další informace o plánech Marsovské společnosti a o práci na arktické či pouštní stanici lze nalézt na internetové stránce: http://www.marssociety.com/.

Pro budoucí pilotovaný výzkum Marsu může mít činnost nevládní Marsovské společnosti velký stimulující význam, neboť se při její činnosti klade důraz na osobní iniciativu spíše než na administrativní řízení projektů.

Literatura a další odkazy:

[1] M. Grün: Roboti na Marsu (Hvězdárna Valašské Meziříčí 1997).

[2] P. Příhoda: Mars (mapa) (Planetarium Praha 2000).

[3] H. Heuseler, R. Jaumann, Gerhard Neukum: Mars – Pathfinder, Sojourner a dobývání rudé planety (Mladá Fronta, Praha 1999).

[4] Archiv snímků a informace o misích NASA k Marsu: http://mars.jpl.nasa.gov/

Další podrobnosti o výsledcích, získávaných pohyblivými roboty Spirit a Opportunity lze aktuálně nacházet na adresách http://marsrovers.jpl.nasa.gov/ nebo na http://athena.cornell.edu/ .

Aktuální informace o výzkumu Marsu, např: http://www.marsdaily.com

[5] Informace o misi Mars Express organizace ESA: http://www.esa.int/export/esaSC/120379_index_0_m.html (http://www.esa.int/science/marsexpress/ )

[6] B. Murray, M.C. Malin, R. Greeley: Earthlike Planets (Surfaces of Mercury, Venus Earth, Moon, Mars), (W.H. Freeman & Co., San Francisco 1981), pp 272 - 319.

[7] NASA SP-469: The Geology of the Terrestrial Planets (NASA, Washington, DC 1984), pp 207 –263.

[8] Z. Kopal: Vesmírní sousedé naší planety (Academia, Praha 1984), kapitola 5.

[9] NASA SP-329: Mars as Viewed by Mariner 9 (NASA, Washington, DC 1976).

[10] Sondy Viking, Science 193(4255) (23. 8. 1976), 194(4260) (1. 10. 1976), 194(4271) (17. 12. 1976).

[11] S. Squyres et. al.: Spirit at Gusev Crater, Science 305 (6. 8. 2004), 793 – 845.

[12] S. Squyres et. al.: Opportunity at Meridiani Planum, 306 (3. 12. 2004), 1697 – 1761.

Podle zahraničních materiálů zpracoval (lek)

Fotografie:

Foto 1: Pohled na severní polární oblast Marsu s terénními vlnami způsobenými větrnou erozí. Jde o kompozici snímků, odpovídající pohledu na Mars z výšky 1200 km nad místem o souřadnicích 275° z.d. a 65° s. š.

Foto 2: Erodované vrstvy tuhého CO₂ a ledu v oblasti jižní polární čepičky Marsu.

Foto 3: Kráter bývalé sopky Olympus Mons

Foto 4: Příklad písečných dun, navátých větrem v oblasti Nili Patera (Syrtis Major).

Foto 5: Stopy na povrchu Marsu, způsobené přechodem lokalizovaného prachového víru (dust devil).

Foto 6: Snímek postupujícího prachového víru.

Foto 7: Příklad „vodních koryt“ na povrchu Marsu.

Foto 8: Erose hornin v kráteru Holden.

Foto 9: „Usazeniny“ v oblasti Candor Chasma na Marsu.

Foto 10: Příklad „vodního pramene“ na úbočích marsovských kráterů (od zdroje je korytem materiál „odnesen“ do údolí kráteru).

Foto 11: „Vodní zdroje“ a vymletá koryta na úbočí údolí Nirgal Vallis.

Foto 12: Okraje kráteru v oblasti Sirenum se sesuvy písku.

Foto 13: Povrchové útvary v oblasti Cydonia, obsahující i tzv. „Tvář na Marsu“.

Foto 14: „Tvář na Marsu“, fotografovaná orbitální částí sondy Viking v roce 1976.

Foto 15: „Tvář na Marsu“, fotografovaná sondou MGS v roce 2001.

Foto 16: Terén v okolí místa přistání sondy Viking 1.

Foto 17: Terén v okolí místa přistání sondy Viking 2.

Foto 18: Panoramatický záběr okolí místa přistání sondy Mars Pathfinder, v pozadí dvojitý vrcholek zvaný Twin peaks. Typický kamenitý terén načervenalé barvy.