Planeta Mars byla a je a ještě bude cílem řady sond, jejichž úkolem bylo a bude studium vlastností 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“ (Hvězdárna Valašské Meziříčí 1997). V úvodu zmíněné knihy jsou též uvedeny základní údaje o planetě Mars jako její hmotnost, oběžná dráha atd., a proto tato data zde nebudeme opakovat.

V tomto příspěvku je podáno shrnutí některých pozorování a měření získaných v průběhu mise sondy Mars Global Surveyor (MGS), která působí na oběžné dráze Marsu od roku 1997.

Nelze však v tomto příspěvku nalézt systematický výklad geologie a povrchové morfologie této planety.

Povrchové útvary, složení povrchových hornin

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. Je však stále otevřenou otázkou, je-li ledové pokrytí polárních čepiček spíše voda nebo tuhý CO₂ (tzv. ”suchý led”).

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. V budoucnu se počítá s proměřením sezónních změn tloušťky polárních čepiček.

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.

Snímky z oblasti jižní polární čepičky ukázaly erodované vrstvy tuhého CO₂ a ledu, jak se postupně formovaly v průběhu klimatických změn na Marsu

Informace o složení některých hornin, které byly zjištěny spektrometrem alfa záření APXS, umístěném na miniroveru Sojourner 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 bazalty (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.

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 registruje 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 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. Dále se zde nachází hematit (krevel), zodpovědný za načervenalý odstín povrchu planety. 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. Vědci se zatím shodují v názoru, že se někde na Marsu nachází dostatek vody, ale bude asi ve zmrzlém stavu v hloubce pod povrchem.

Magnetometr sondy MGS objevil pásy zmagnetovaného materiálu, ve kterých je lokalizované magnetické pole. Jde o zajímavé „magnetické fosílie“, které vypovídají o geologické historii a termálním vývoji Marsu. Globální magnetické pole Marsu, podobné magnetickému poli Země, totiž dnes neexistuje, neboť tzv. vnitřní dynamo (zjednodušeně řečeno proudění elektricky vodivých roztavených hornin v jádře planety) již na Marsu zaniklo. V mladším vulkanickém terénu tedy stopy po magnetickém poli nebyly přirozeně zaregistrovány. Ovšem opět je nutné říci, že teprve budoucí výzkum prokáže, zda tyto zmagnetované pásy nějak souvisí se zánikem globálního magnetického pole planety.

Měření, prováděná laserovým výškoměrem MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) sondy MGS, kombinovaná s geologickými pozorováními naznačují, že 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. Jelikož asi před 4 miliony let náhle zaniklo magnetické pole Marsu (bylo by zajímavé zjistit, jak k tomu došlo a zda takový osud čeká i Zemi), přestala být atmosféra planety chráněna před slunečním větrem, který ji částečně ”odvál” a povrch planety se měnil na poušť.

NASA zveřejnila celkovou mapu Marsu, ve které jsou shrnuty výsledky asi 27 mil. výškových měření prováděných laserovým výškoměrem 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 jsou zatím interpretovány jako dna bývalých oceánů, srovnaných vodou. Proměření výškového profilu okraje takového „moře“ v blízkosti pánve Utopia však naznačuje, že vznikl spíše tektonickou činností a nemá známky erozivního působení vody (tím ovšem teorie o existenci moře na povrchu Marsu není vyloučena). Z tohoto příkladu je zřejmé, že pochopení geologické historie Marsu si ještě vyžádá značného úsilí.

Zajímavou oblastí je deprese Hellas 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.

„Tvář“ na Marsu

V dubnu roku 2001 nastala po třech létech další příležitost vyfotografovat znovu povrchový útvar v oblasti Cydonia, 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.

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, 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 Mars Global Surveyoru 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 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.

Písečné bouře

Periodicky v období největšího přiblížení planety Mars ke Slunci vznikají v její atmosféře písečné bouře. Pozorování jejich vzniku 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. Ten pohlcuje sluneční záření a 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 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 na Marsu. V říjnu roku 1997 začala jako řada lokálních bouří v okolí jižní polární čepičky. Koncem roku již pokrývala oblast od 20° jižní šířky k rovníku a rozprostírala se přes 180° geografické délky se středem v Noachis Terra. (viz Science (13. 3. 1998)). 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.

Výskyt vody na Marsu

Podle měření spektrometru tepelného záření 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 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. Stále však zůstává otázka, kdy povrchová voda zmizela, zda se vypařila či se opět vsákla pod povrch planety.

Některé snímky povrchu planety Mars, pořízené sondou MGS, jsou interpretovány jako další 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 snímků povrchu Marsu jsou vidět povrchové kanály, připomínající vodou vymletá vyschlá koryta někdejších řek. Srovnání těchto snímků s radarovým zobrazením terénních útvarů pod ledem Antarktidy ukazuje, že pozemské ledem vytvořené útvary a marsovské kanály mají řadu shodných rysů. Marsovské útvary připomínají i další místa na zemském povrchu, kde se nacházely ledovce z poslední doby ledové. Není tedy vyloučeno, že voda, která se z nitra planety dostala na její povrch, zde zmrzla a vytvořila tak mohutné ledovce. Tato hypotéza byla publikována v časopise Geophysical Research Letters z 1. 2. 2001. Ovšem k jejímu potvrzení bude třeba znát důkladně klimatickou a geologickou historii planety.

Nevyjasněnou otázkou zůstává mechanizmus, jak se voda dostala na povrch. Vědci z Massachusettského technologického institutu 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 shergotite), 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.

Dalším nepřímým důkazem o tom, že se kdysi na povrchu Marsu nacházelo velké množství vody, je analýza vody, vázané v horninách meteoritů z Marsu. Např. bylo provedeno porovnání poměru deuteria k vodíku ve vodě vázané v minerálních solích meteoritu QUE94201. Tento meteorit byl nalezen v roce 1994 v Antarktidě a předpokládá se o něm, že byl vyvržen z povrchu Marsu před 3 miliony let. Ukázalo se, že poměr deuteria k vodíku ve vodě, která se nacházela na Marsu ještě dlouho před jejím únikem z atmosféry planety, je asi dvakrát větší než stejný poměr ve vodě na Zemi. Měření sond ukázala, že poměr deuteria k vodíku v současné atmosféře Marsu je pětkrát větší než stejný poměr deuteria k vodíku ve vodě na Zemi. Jelikož je vodík lehčí než deuterium, snadněji z atmosféry Marsu během staletí unikal, až se dosáhlo dnešního poměru. Ze zmíněných měření autorka analýzy, Dr. Laurie A. Leshin, usuzuje, že na povrchu Marsu bylo nejméně dvakrát více vody, než se původně odhadovalo a naopak, že jí z atmosféry Marsu uniklo menší množství, než se předpokládalo. Voda by se tedy někde v podzemí Marsu měla nacházet. Výsledky analýz Dr. Leshinové byly publikovány 15. 7. 2000 v časopise Geophysical Research Letters.

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. Ovšem k důkazu, že např. v oblasti Valles Marineris existuje voda v podpovrchových prostorách, by bylo třeba vyslat sondu, která by zde přistála.

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.

Jiný odhad množství vody, která se v současné době nachází na povrchu Marsu, vychází z průzkumu polárních oblastí Marsu, prováděných v průběhu posledního roku. Předpokládá se zatím, že horní odhad objemu vody činí asi 3,2 - 4,7 mil. km³, což je asi 1,5 krát více než je objem ledu v Grónsku.

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 náleziště 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. Problém samozřejmě není zdaleka definitivně vyřešen a zde zmiňovaná hypotéza je jen příspěvkem do diskuse k této otázce. 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 orbitálním aparátu Mars Express organizace ESA. V rámci tohoto programu by se měla z oběžné dráhy Marsu hledat po dobu jednoho marsovského roku (687 pozemských dní) pomocí optických kamer a radaru známky přítomnosti podpovrchové vody. Vzhledem k možnosti vyjasnění některých nastolených otázek kolem marsovských zdrojů vody se tak program Mars Express stává velice aktuálním.

Život na Marsu?

V roce 1996 informovala organizace NASA spolu se Stanfordovou universitou o nálezu fosílií bakterií v marsovském meteoritu ALH84001 (přelet k Zemi mu trval asi 15 mil. let). 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.

Zdá se, že k rozřešení otázky existence života na Marsu přispěje pouze sonda, která dopraví na Zemi vzorky hornin z povrchu Marsu.

Shodou okolností se v souvislosti s objevem těchto marsovských bakteriálních fosílií objevují i názory, že experimenty, umístěné na sondách Viking, které přistály na Marsu v roce 1976, 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% .

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. 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.

V souvislosti s jednou teorií možnosti přenosu živých organizmů mezi planetami sluneční soustavy se však meteorit ALH84001 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.

Zpráva NASA č. J00-84 informuje o tom, že v meteoritu ALH84001 byly zjištěny krystalky magnetitu (Fe₂O₃) 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 lze tedy chápat jako další nepřímý důkaz toho, že na Marsu mohly žít bakterie, podobné pozemským. Podle měření MGS v době vzniku meteoritu ALH84001 existovalo na Marsu magnetické pole, které mohlo zmagnetovat uspořádané krystalky magnetitu, což je v souladu s existujícím slabým magnetickým polem uvnitř meteoritu. Lze tedy říci, že existuje řada nepřímých důkazů o tom, že na Marsu byla jak voda tak živé organismy alespoň na bakteriální úrovni. Budoucí program výzkumu Marsu má tedy před sebou konkrétní úkoly přinést přímé důkazy jako odpovědi na tyto otázky.

Phobos

Vzhledem k tomu, že se dráha Phoba 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 Phoba, 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. Jinak snímky povrchu s velkým rozlišením ukázaly, že povrch měsíce Phoba 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.

Mars Society

V srpnu 1998 byla v USA založena Marsovská společnost (Mars Society), jejímž cílem je propagace pilotovaných letů k této planetě. Její zakladatel Robert Zubrin nedávno oznámil, že se společnost v současné době zabývá přípravou plánů na výstavbu výzkumné stanice, kde by byla možnost simulovat na Zemi podmínky, podobné těm na povrchu planety Mars. Za finančního přispění televizní společnosti Discovery Channel vybudovala společnost v létě 2000 v oblasti impaktního kráteru na kanadském ostrově Devon Island experimentální stanici, tzv. Flashline Mars Arctic Research Station. 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).

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

Reference:

O Marsu všeobecně:

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

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

P. Příhoda: Mars (mapa) (Planetarium Praha 2000).

Starší publikace, přinášející informace o průzkumu Marsu planetárními sondami:

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

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

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.

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

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

Archiv snímků a informace o misi MGS: http://mars.jpl.nasa.gov/

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

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 spíše připomínají sesuvy písku než jeho odplavení vodou.

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, 17, 18: Experimentální stanice na kanadském ostrově Devon Island, tzv. Flashline Mars Arctic Research Station.

Foto 19: Pro čtenáře, kteří došli až sem, je zde jeden pohled na kráter s „optimistickým výrazem“, který se oficiálně nazývá Galle Crater (má průměr 215 km a nachází se ve východní části Argyre Planitia), ale kterému se přezdívá „Happy Face“ Crater.