Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

freepik.com

Mars je jednou z nejzajímavějších a nejzáhadnějších planet sluneční soustavy. Svou charakteristikou a možností kolonizace přitahuje pozornost vědců, spisovatelů, umělců i obyčejných lidí.

V tomto článku vám řekneme vše o průzkumu Marsu: od jeho polohy ve sluneční soustavě po geologii a atmosféru. Dozvíte se o fyzikálních vlastnostech, oběžné dráze, klimatu, povrchu a měsících rudé planety.

 

Pozice planety Mars ve sluneční soustavě

Jak vypadá Mars?

Mars je terestrická planeta, to znamená, že má pevný povrch a řídkou atmosféru. Má dva malé měsíce, Phobos a Deimos, které jsou podobné asteroidům. Mars má jasně oranžovou nebo načervenalou barvu, což je způsobeno vysokým obsahem oxidu železa (rzi) v jeho půdě, a proto se mu říká „rudá planeta“. Povrch Marsu obsahuje mnoho kráterů, dun, kopců, údolí, sopek a kaňonů.

 

Kde je Mars?

Mars se nachází ve sluneční soustavě, která se skládá z osmi planet, jejich měsíců, asteroidů, komet a dalších nebeských těles, která obíhají kolem hvězdy Slunce. Mars je čtvrtá planeta od Slunce z hlediska vzdálenosti a druhá planeta od Země z hlediska vzdálenosti.

Mars se pohybuje po eliptické dráze kolem Slunce, která má velké rozdíly ve vzdálenosti mezi perihéliem (bod nejblíže Slunci) a aféliem (bod nejvzdálenější od Slunce).

 

Mars: čtvrtá planeta od Slunce

Mars je z hlediska vzdálenosti čtvrtá planeta od Slunce a má průměrnou vzdálenost asi 228 milionů kilometrů. To je asi 1,5krát větší než vzdálenost Země od Slunce, což je asi 150 milionů kilometrů.

Mars díky své velké vzdálenosti od Slunce dostává 4x méně sluneční energie než Země a na povrchu má nižší teplotu.

 

Vzdálenost od Marsu ke Slunci a Zemi

Vzdálenost Marsu od Slunce a Země není konstantní, ale mění se v závislosti na poloze planet na jejich drahách. Minimální vzdálenosti od Marsu ke Slunci je dosaženo během perihélia a je asi 207 milionů km. Maximální vzdálenosti od Marsu ke Slunci je dosaženo během afélia a je asi 249 milionů km.

Minimální vzdálenosti z Marsu k Zemi je dosaženo během opozice, kdy jsou Mars a Země na stejné straně Slunce, a je asi 56 milionů km. Maximální vzdálenosti z Marsu k Zemi je dosaženo při konjunkci, kdy jsou Mars a Země na opačných stranách Slunce, a je asi 401 milionů km.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

wikimedia.org

 

Fyzikální vlastnosti Marsu

Průměr Marsu

Průměr Marsu je asi 6 792 km (4 220 mil), což je asi polovina průměru Země, což je asi 12 756 km (7 926 mil).

 

Poloměr Marsu

Poloměr rudé planety je asi 3396 km, což je asi 2x menší než poloměr Země, což je asi 6378 km.

 

Povrch Marsu

Rozloha Marsu je asi 144 milionů km², což se přibližně rovná rozloze Země, což je asi 149 milionů km².

 

Objem Marsu

Objem planety je přibližně 163 miliard kubických kilometrů, což je přibližně 7krát méně než objem Země, což je přibližně 1083 miliard kubických kilometrů.

 

Hmotnost Marsu

Celková hmotnost Marsu je asi 642 miliard tun, což je asi 10krát méně než hmotnost Země, což je asi 5972 miliard tun.

 

Hustota Marsu

Hustota planety Mars je asi 3,93 g/cm³, což je asi 1,3krát méně než hustota Země, která je asi 5,51 g/cm³.

 

Věk Marsu

Mars existuje asi 4,6 miliardy let, což je přibližně stejné stáří jako Země, která také vznikla asi před 4,6 miliardami let.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

Porovnání velikosti Země (průměrný poloměr 6371 km) a Marsu (průměrný poloměr 3390 km) | wikimedia.org

 

Doba oběhu a rotace Marsu

Marťanský den a jeho trvání

Mars se otáčí kolem své osy a kolem Slunce. Doba, kterou Mars potřebuje k dokončení jedné revoluce kolem své osy, se nazývá marťanský den nebo sol. Je to asi 24 hodin 39 minut, což je asi o 40 minut déle než pozemský den.

 

Marťanský rok a jeho trvání

Doba, kterou Mars potřebuje k dokončení jedné revoluce kolem Slunce, se nazývá marťanský rok. Je to asi 687 pozemských dní, což je asi 1,9krát déle než pozemský rok.

 

Roční období na Marsu

Vzhledem k rozdílné délce dne a roku na Marsu se zde liší i roční období od těch na Zemi. Na Marsu jsou 4 roční období: jaro, léto, podzim a zima. Vzhledem k eliptické dráze rudé planety zde však není délka ročních období jednotná.

Na severní polokouli Marsu trvá jaro 194 solů, léto 178 solů, podzim 142 solů a zima 154 solů.

Na jižní polokouli Marsu trvá jaro 142 solů, léto 154 solů, podzim 194 solů a zima 178 solů.

Jižní polokoule Marsu tedy zažívá extrémnější období než severní polokoule. To je způsobeno tím, že během jižního léta je Mars blíže Slunci a během jižní zimy je dále od Slunce než během severního léta a zimy.

Dráha Marsu

Dráha Marsu a dalších planet naší sluneční soustavy | wikipedia.org

 

Atmosféra a klima na Marsu

Složení atmosféry Marsu

Mars má velmi řídkou atmosféru, která se skládá převážně z oxidu uhličitého (95,32 %), dále dusíku (2,7 %), argonu (1,6 %), kyslíku (0,13 %), vodní páry (0,03 %) a dalších plynů.

Atmosférický tlak na Marsu je v průměru asi 6 milibarů, což je asi 160krát méně než atmosférický tlak na Zemi, který je asi 1013 milibarů.

Kvůli nízkému atmosférickému tlaku na Marsu nemůže voda na povrchu planety existovat v kapalném skupenství, ale okamžitě přechází z pevného skupenství (led) do plynného skupenství (pára).

 

Teplota na Marsu a teplotní rozsah

Teploty na Marsu se velmi liší v závislosti na denní době, roční době, zeměpisné šířce a nadmořské výšce. Průměrná teplota na Marsu je asi -63°C, což je asi 5x méně než průměrná teplota na Zemi, která je asi 15°C. Teploty na Marsu se však mohou značně lišit, od -143 °C do 35 °C.

Nejchladnější teploty na Marsu se vyskytují v zimě na pólech, kde mohou teploty klesnout až k -143 °C. Nejvyšší teploty na Marsu se vyskytují v létě na rovníku, kde mohou teploty vystoupat až na 35 °C. Také teplota na Marsu se může během dne velmi lišit. Například na rovníku může být teplota přes den kolem 20 °C a v noci kolem -73°C.

 

Počasí na Marsu

Počasí na rudé planetě je dáno pohybem atmosféry, který je ovlivněn slunečním zářením, rotací planety, drsností povrchu a sezónními změnami. Zde můžete pozorovat různé povětrnostní jevy, jako jsou mraky, mlha, vítr, prachové bouře, sníh a mráz.

Mraky na Marsu se skládají z krystalů vodního ledu nebo oxidu uhličitého a tvoří se v horních vrstvách atmosféry. Mlha se tvoří v nižších vrstvách atmosféry v důsledku kondenzace vodní páry a může pokrýt údolí a krátery.

Vítr na Marsu vzniká z rozdílů teplot a tlaku mezi různými oblastmi planety a může dosahovat rychlosti až 100 m/s.

Prachové bouře na této planetě jsou nejsilnější a nejrozsáhlejší ve sluneční soustavě. Mohou zastínit Slunce, vynést prach do výšky 60 km a pokrýt celou planetu. Prachové bouře se na Marsu vyskytují častěji během jara a léta na jižní polokouli, kdy je planeta blíže Slunci.

Sníh a mráz na Marsu vznikají, když vodní pára nebo oxid uhličitý v atmosféře zamrzají a usazují se na povrchu planety. Sníh a mráz jsou zde častější během zimy na pólech, kde jsou teploty dostatečně nízké na to, aby se tvořil led.

 

Podnebí na Marsu

Klima na Marsu závisí na mnoha faktorech, jako je vzdálenost od Slunce, sklon osy, albedo povrchu, složení atmosféry a geologická aktivita.

Klima se zde může v průběhu geologických epoch měnit v důsledku změn na oběžné dráze planety, oscilací naklonění os, vulkanismu, dopadů asteroidů a dalších procesů. Na Marsu jsou 3 hlavní klimatické zóny: polární, mírné a tropické.

Polární zóna se nachází v zeměpisných šířkách nad 60° a vyznačuje se nízkou teplotou, vysokým tlakem, nízkou vlhkostí, nízkými srážkami a slabým větrem.

Mírné pásmo se nachází v zeměpisných šířkách od 30° do 60° a vyznačuje se mírnou teplotou, průměrným tlakem, průměrnou vlhkostí, průměrnými srážkami a průměrným větrem.

Tropické pásmo se nachází v zeměpisných šířkách pod 30° a vyznačuje se vysokou teplotou, nízkým tlakem, vysokou vlhkostí, vysokými srážkami a silným větrem.

Animace ukazující hlavní rysy Marsu

 

Povrch Marsu

Povrch Marsu a jeho vlastnosti

Povrch Marsu je rozmanitá a složitá krajina, která byla formována různými geologickými procesy, jako je vulkanismus, tektonika, eroze, dopady asteroidů a zalednění.

Povrch rudé planety má 2 hlavní typy: staré povrchy a mladé povrchy.

Staré povrchy na Marsu mají velké množství kráterů, které svědčí o starověku a nízké geologické aktivitě těchto oblastí.

Mladé povrchy na Marsu mají méně kráterů, což naznačuje vyšší geologickou aktivitu v těchto oblastech. Mladé povrchy jsou také rozmanitější v reliéfu a kompozici. Můžete tam vidět sopky, kaňony a údolí.

 

Sopky Marsu

Mars má největší a nejpočetnější sopky ve sluneční soustavě. Vznikly v důsledku vyzdvižení a tání pláště pod zemskou kůrou.

Sopky na Marsu se liší tvarem, velikostí a stářím. Nejznámější z nich jsou Olympus, Arsia, Pavonis a Askraevs, které tvoří Tarsiánskou plošinu na rovníku planety. Jsou to štítové sopky, což znamená, že mají široký a plochý tvar.

Sopka Olympus je nejvyšší sopka ve sluneční soustavě s výškou 21,9 km nad mořem a průměrem 600 km.

Další sopky na Marsu jsou Elysium, Albor a Apollinaris, které se nacházejí na severní a jižní polokouli planety. Tyto sopky mají výšku 4 až 8 km a průměr 100 až 200 km. Jsou to sopky ve tvaru kužele, to znamená, že mají úzký a vysoký tvar.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

Největší sopka na Marsu, Olymp. Jeho průměr je asi 550 km (340 mil) | wikipedia.org

 

Kaňony

Mars má nejhlubší a nejdelší kaňony ve sluneční soustavě. Vznikly kvůli poruchám a erozi planetární kůry.

Kaňony na Marsu se liší tvarem, velikostí a stářím. Nejznámější z nich je Mariner Valley, které se nachází na rovníku planety. Tento kaňon má délku asi 4500 km, hloubku až 7 km a šířku 2 až 120 km. Je to největší kaňon ve sluneční soustavě a je dokonce větší než Grand Canyon na Zemi.

Dalšími kaňony na Marsu jsou Noctis Labyrinthus, Valles Marineris, Kandor Chasma, Ophirius Chasma a další, které tvoří kaňonový systém na západě planety. Jsou to složité a klikaté kaňony, které mají mnoho odboček a průsečíků.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

Systém kaňonu Valles Marineris na Marsu | wikimedia.org

 

Údolí

Mars má mnoho údolí, která vznikla v důsledku tektonických, vulkanických, erozních a ledovcových procesů. Přicházejí také v různých tvarech, velikostech a stáří.

Nejznámějšími údolími na Marsu jsou říční údolí, která se nacházejí na jižní polokouli planety. Tato údolí jsou dlouhá až 1000 km, široká až 10 km a hluboká až 100 m. Jsou důkazem toho, že v dávných dobách na Marsu tekly řeky, které nesly vodu a sedimenty.

Další údolí na Marsu jsou větrná údolí, která se nacházejí na severní polokouli planety. Tato údolí dosahují délky 100 km, šířky až 100 m a hloubky až 10 m. Jsou důsledkem toho, že vítr nafoukal prach a písek z nížin a zanechal za sebou úzké a hluboké příkopy.

Dalším typem údolí na Marsu jsou ledová údolí, která se nacházejí na pólech planety. Tato údolí se pohybují v délce od 10 do 100 km, šířce od 10 do 100 km a hloubce od 10 do 100 m. Jsou důsledkem toho, že se led pohyboval po povrchu planety a vyrýval v něm rýhy a prohlubně.

 

Složení povrchu (půdy) Marsu

Půda na Marsu je směsí minerálů, prachu, písku, štěrku a hornin, které vznikly v důsledku ničení zemské kůry. Tato půda má různé složení v závislosti na regionu, hloubce a historii.

Nejběžnějším prvkem v půdě na Marsu je kyslík, který tvoří asi 45 % hmotnosti. Dalšími běžně se vyskytujícími prvky v půdě jsou železo (asi 20 %), křemík (asi 15 %), hořčík (asi 7 %), hliník (asi 6 %), vápník (asi 4 %), síra (asi 2 %) a jiný.

Díky vysokému obsahu oxidu železa (rzi) má půda Marsu načervenalou nebo nahnědlou barvu.

Nejčastějšími minerály jsou zde silikáty, oxidy, sírany, uhličitany, fosforečnany a halogenidy.

Zajímavostí je, že v půdě této planety byly nalezeny stopy organických látek, které mohou být známkou života v minulosti nebo současnosti.

Půda na Marsu má různé hustoty, pórovitost, vlhkost a teploty v závislosti na oblasti, hloubce a ročním období.

 

Marťanské krátery

Krátery na Marsu jsou prohlubně na povrchu planety, které vznikly v důsledku dopadů asteroidů, komet a jiných nebeských těles. Krátery na Marsu se liší velikostí, tvarem, hloubkou, stářím a stavem.

Největší krátery mají průměr 100 až 1000 km a hloubku 10 až 100 km. Jedná se o nejstarší krátery na Marsu, které se datují asi před 4 miliardami let.

Nejmenší krátery mají průměr od 1 do 10 ma hloubku 0,1 až 1 m. Jsou to nejmladší krátery a pocházejí z doby před několika lety až několika miliony let.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

Korolevův kráter obsahující 2200 kubických kilometrů ledu | wikimedia.org

 

Marťanské duny a kopce

Duny a kopce na Marsu vznikají v důsledku pohybu a hromadění prachu, písku, štěrku a kamení větrem, vodou nebo ledem. Mají různé velikosti, tvary, výšky, barvy a umístění.

Největší duny a kopce na Marsu mají velikost od 10 do 100 km, tvar od lineárního po hvězdicový, výšku od 10 do 100 m a barvu od červené po černou. Jsou nejmladšími a nejdynamičtějšími tvary terénu na Marsu a neustále se mění pod vlivem větru.

Nejmenší duny a kopce o výšce a průměru nejvýše 10 m mají kopulovitý nebo kopcovitý tvar, barvu od žluté po bílou. Jsou to nejstarší a nejstabilnější tvary terénu na Marsu a jen zřídka se mění kvůli větru.

 

Přírodní zdroje Marsu

Přírodní zdroje na Marsu jsou přírodní materiály a energie, které lze využít pro různé účely, jako je vědecký výzkum, kolonizace, těžba nebo cestovní ruch. Nejdůležitějšími přírodními zdroji jsou zde voda, kovy a energie.

 

Voda

Voda na Marsu je životně důležitým zdrojem pro všechny formy života, stejně jako pro vědecké, kolonizační a turistické účely. Voda zde existuje ve třech skupenstvích: pevném, kapalném a plynném.

Pevná voda se na Marsu vyskytuje ve formě ledu na pólech, pod povrchem a v meteoritech. Kapalná voda se nachází ve formě podzemních řek, jezer a vodonosných vrstev. Plyn se nachází ve formě vodní páry v atmosféře.

Množství vody na rudé planetě se odhaduje na 20–30 milionů kubických kilometrů, což je asi 50krát méně než množství vody na Zemi, což je asi 1400 XNUMX milionů kubických kilometrů.

Marťanská voda může být v budoucnu také potřebná pro podporu lidského života na Marsu. Je předmětem aktivního studia a hledání prostřednictvím různých misí a nástrojů.

 

Kovy

Kovy na Marsu jsou cennými zdroji pro různé účely, jako je stavebnictví, výroba, energetika, komunikace, doprava a obchod. Existují ve formě prvků, slitin, rud nebo meteoritů.

Nejběžnější kovy na Marsu jsou železo, hliník, hořčík, nikl, měď, zinek, olovo, zlato a platina. Jejich množství se odhaduje na několik miliard tun, což je asi 100krát méně než množství kovů na Zemi, což je asi 800 miliard tun.

 

Energie

Energie je nezbytným zdrojem pro všechny činnosti, jako je osvětlení, vytápění, chlazení, pohyb, zpracování, přenos a ukládání informací. Energie na Marsu přichází ve formě sluneční, větrné, geotermální, jaderné nebo chemické.

Množství energie na Marsu se odhaduje na několik bilionů kilowatthodin. Na Zemi je množství energie přibližně 1000krát větší než na Marsu.

 

Geologické procesy na Marsu

Geologické procesy na Marsu závisí na mnoha faktorech, jako je teplota, tlak, vlhkost, gravitace, sluneční záření, magnetické pole, vnitřní struktura a aktivita planety. Níže se podíváme na ty nejdůležitější z nich.

 

Vulkanismus

Vulkanismus na Marsu byl aktivní v minulosti, ale nyní téměř vymřel. Vulkanismus zde stál za vznikem největších sopek ve Sluneční soustavě, jako je Olymp, Arsia, Pavonis a Ascraeves, a také za vznik Tarsijské plošiny, Elysijské plošiny a dalších vysočin.

Vulkanismus na Marsu ovlivnil složení a teplotu atmosféry, rozložení vody a ledu a chemické a minerální složení povrchu.

 

Tektonika

Tektonika je proces, při kterém se zemská kůra rozpadá na desky, které se vzájemně pohybují pod vlivem sil vznikajících v plášti planety. Tektonika na Marsu byla v minulosti také aktivní, ale nyní se prakticky zastavila.

V důsledku tohoto procesu zde vznikly nejhlubší a nejdelší kaňony ve Sluneční soustavě, jako jsou Valles Marineris, Valles Marineris, Noctis Labyrinthus a další, a také vznik hřbetů, drapáků, vrás, zlomů a dalších struktur.

 

Eroze

Eroze je proces, při kterém je povrch planety vystaven destrukci a pohybu pod vlivem větru, vody, ledu, gravitace, nárazů a dalších faktorů. Eroze na Marsu byla aktivní v minulosti a je aktivní i v současnosti.

V důsledku eroze se vytvořily nejstarší a nejmladší formy terénu na planetě, jako jsou údolí řek, větrná údolí, ledová údolí, krátery, duny a kopce.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

Panorama povrchu Marsu v kráteru Jezero, pořízené roverem Perseverance | wikimedia.org

 

Jádro Marsu

Jádro Marsu se skládá ze železa, niklu a dalších těžkých prvků. Má poloměr asi 1800 km, hmotnost asi 15 % hmotnosti planety a teplotu asi 1500 °C.

Jádro Marsu je rozděleno na 2 vrstvy: vnější jádro a vnitřní jádro. Vnější jádro je tekutá vrstva, která rotuje kolem vnitřního jádra a vytváří geomagnetické pole planety. Vnitřní jádro je tvrdá vrstva, která se skládá z krystalů železa a niklu.

Jádro Marsu ovlivňuje teplotu, tlak, hustotu a složení pláště a kůry planety, geomagnetické pole a možnost existence života na planetě.

 

Magnetické pole Marsu

Magnetické pole Marsu je síla, která vzniká pohybem elektricky nabitých částic v jádru, plášti, kůře a atmosféře planety. Magnetické pole Marsu má složitou a nestabilní strukturu, která se skládá z globálních a lokálních polí.

Globální magnetické pole je slabé a nepravidelné pole, které vzniká v důsledku remanentní magnetizace zemské kůry. Lokální magnetické pole je silné a difúzní pole, které vzniká v důsledku turbulence ionizovaného plynu v atmosféře planety.

Magnetické pole Marsu ovlivňuje rozložení a pohyb nabitých částic ve vesmíru, ochranu planety před slunečním větrem a kosmickým zářením, vznik magnetosféry a polární záře, klima a počasí, geochemii a geobiologii a možnost existence života na planetě.

 

Gravitace na Marsu

Gravitace na Marsu je síla, která přitahuje všechna těla směrem ke středu planety. Gravitace závisí na hmotnosti a poloměru planety a také na vzdálenosti k jejímu povrchu. Gravitace na Marsu je asi 38 % gravitace na Zemi, tedy asi 3,7 m/s².

Gravitace ovlivňuje hmotnost a pohyb těles na planetě, tvar a velikost planety, oběžné dráhy a periody revoluce satelitů, příliv a odliv, atmosférický tlak a teplotu, geologii a geodézii, biologii a fyziologii.

 

Zemětřesení na Marsu

Zemětřesení na Marsu byla v minulosti vzácná a slabá, ale v současnosti jsou stále častější a silnější. Jsou způsobeny různými příčinami, jako jsou tektonické procesy, vulkanická činnost, dopady asteroidů, tepelná napětí, fázové přechody vody a ledu, gravitační interakce se Sluncem a satelity.

Zemětřesení na Marsu se měří na stupnici magnitudy, která měří energii uvolněnou při zemětřesení. Největší zemětřesení zaznamenané na Marsu mělo magnitudu asi 4,5, což je přibližně stejně jako průměrné zemětřesení na Zemi.

 

Měsíce Marsu

Měsíce Marsu se nazývají Phobos a Deimos. Objevil je v roce 1877 americký astronom Asaph Hall.

Phobos a Deimos jsou nepravidelného tvaru a malé velikosti, skládají se z porézní kamenité hmoty, která je pokryta silnou vrstvou prachu a štěrku. Oba satelity rotují kolem své osy a kolem Marsu stejnou rychlostí, takže k planetě směřují vždy stejnou stranou.

 

Satelit Phobos

Phobos je nejbližší satelit k Marsu, který se nachází ve vzdálenosti asi 6000 km od středu planety. Phobos má průměr asi 22 km a hmotnost asi 10 miliard tun.

Phobos má nepravidelný tvar, který připomíná bramboru. Má mnoho kráterů, z nichž největší se nazývá Styx. Má také několik drážek, které mohou být stopy po nárazech nebo napětí v kůře.

Měsíc Phobos udělá jednu otáčku kolem Marsu za 7 hodin 39 minut, což je méně než marťanský den. Z tohoto důvodu se Phobos pohybuje po obloze rychleji než Slunce a může zapadat a vycházet dvakrát denně.

Phobos se vlivem gravitační síly planety postupně přibližuje k Marsu a za pár milionů let se buď rozpadne do prstence, nebo spadne na povrch Marsu.

 

Satelit Deimos

Deimos je nejvzdálenější satelit od Marsu, který se nachází ve vzdálenosti asi 23 000 km od středu planety. Má průměr asi 12 km a hmotnost asi 2 miliardy tun.

Deimos má nepravidelný tvar, který připomíná trojúhelník. Má méně kráterů než Phobos, z nichž největší se nazývá Swift.

Měsíc Deimos obíhá Mars každých 30 hodin a 18 minut, což je déle než marťanský den. Díky tomu se Deimos pohybuje po obloze pomaleji než Slunce a může zapadat a vycházet jednou za dva dny.

Deimos se postupně díky gravitační síle planety vzdaluje od Marsu a za pár miliard let může opustit oběžnou dráhu a stát se volným asteroidem.

Mars: vše, co jste chtěli vědět o rudé planetě

Satelity Marsu: Phobos a Deimos | wikimedia.org

 

Závěr

Mars je úžasná a jedinečná planeta, která má se Zemí mnoho společného, ​​ale také mnoho odlišností od ní. Mars má mnoho zajímavých a tajemných rysů, jako je jeho červená barva, dva měsíce, čtyři roční období, největší sopky a kaňony, řídká atmosféra, prachové bouře, polární ledové čepice, starobylá údolí řek, přírodní zdroje a geologické procesy.

Mars je objektem vědeckého zájmu a výzkumu, protože může poskytnout odpovědi na mnoho otázek o původu a vývoji Sluneční soustavy, možnosti existence života na jiných planetách a perspektivách kolonizace a turistiky na Marsu.

Mars je planeta, která si zaslouží pozornost a studium, protože nám může otevřít nové obzory a příležitosti.

 

Od své krvavé barvy až po potenciál pro udržení života Mars fascinuje lidstvo po tisíciletí. V následujícím videu se dozvíte, jak vznikla Rudá planeta z plynu a prachu a co znamenají její polární ledové čepice pro život, jak jej známe.

V přehrávači videa si můžete zapnout titulky a v nastavení zvolit jejich překlad do libovolného jazyka