Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się być rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca. Występują tu także inne rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24,6229 godziny (24h37min22s). Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki obszar równinny Vastitas Borealis na półkuli północnej obejmuje 40% powierzchni planety i może być pozostałością ogromnego uderzenia[1][2]. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny.
Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się być rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca. Występują tu także inne rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24,6229 godziny (24h37min22s). Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki obszar równinnyVastitas Borealis na półkuli północnej obejmuje 40% powierzchni planety i może być pozostałością ogromnego uderzenia[1][2]. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny. Do czasu pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku spekulowano na temat obecności ciekłej wody na powierzchni planety. Podstawą spekulacji były obserwowane okresowe zmiany jasności obszarów powierzchni, w szczególności w pobliżu biegunów, które w obserwacjach teleskopowych wydawały się być morzami i kontynentami. Długie ciemne linie na powierzchni, nazwane kanałami marsjańskimi, były interpretowane przez niektórych jako kanały nawadniające wybudowane przez istoty rozumne. Ich obserwacje wytłumaczono później jako złudzenie optyczne, ale ze wszystkich planet w Układzie Słonecznym poza Ziemią, występowanie na Marsie wody, a tym samym warunków do życia, jest najbardziej prawdopodobne[3]. Badania geologiczne zebrane przez bezzałogowe misje sugerują, że Mars posiadał kiedyś duże zasoby wody na powierzchni, a małe wypływy wód podobne do gejzerów mogły mieć miejsce w ciągu ostatniej dekady[4]. W roku 2005 dane radarowe wykazały obecność dużych ilości lodu zarówno na biegunach[5][6], jak i na średnich szerokościach geograficznych[7][8]. Lądownik Phoenix 31 lipca 2008 roku stwierdził bezpośrednio obecność wody w próbce regolitu, pobranej w okolicach biegunowych[9]. Mars ma dwa księżyce, Fobosa i Deimosa, które są małe i mają nieregularny kształt. Mogą one być przechwyconymi planetoidami, podobnymi doplanetoidy trojańskiej 5261 Eureka, krążącej na orbicie planety, chociaż obecnie zyskuje na popularności hipoteza, że powstały one z materii wyrzuconej z Marsa. Wokół Marsa krążą trzy sztuczne satelity, 2001 Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Orbiter. Na powierzchni są aktywne łaziki Opportunity misji Mars Exploration Rover i Curiosity misji Mars Science Laboratory oraz kilka innych, nieaktywnych, lądowników z zarówno udanych, jak i nieudanych misji. Mars może być łatwo dostrzeżony z Ziemi gołym okiem. W wielkiej opozycji względem Słońca, jego jasność osiąga -2,91[10]; jasnością przewyższają go wówczas tylko Jowisz, Wenus, Księżyc i Słońce. Odkrywca Nieznany Data odkrycia Znany w starożytności Charakterystyka orbity (J2000)Średnia odległość od Słońca 227 936 637 km 1, 523 662 31 j.a. Obwód orbity 1,429 T m 9,553 j.a. Mimośród 0,0935 Peryhelium 206 644 545 km 1,381 333 46 j.a. Aphelium 249 228 730 km 1,665 991 16 j.a. Rok gwiazdowy 686,9601 dni (1,8808 lat) Synodyczny okres obiegu 779,96 dni 2,135 lat Prędkość orbitalna min. 21,97 km/s śred. 24,13 km/s maks. 26,50 km/s Nachylenie orbity względemekliptyki 1,850 61° (5,65° względem równikasłonecznego) Długość węzła wstępującego 49,57854° Argument szerokości perycentrum 286,46230° Satelity naturalne 2 Charakterystyka fizycznaŚrednicarównikowa 6 804,9 km (0,533 Ziemi) Średnicabiegunowa 6 754,8 km (0,531 Ziemi) Spłaszczenie 0,00736 Powierzchnia 1,448×108 km² (0,284 Ziemi) Objętość 1,638×1011 km³ (0,151 Ziemi) Masa 6,4185×1023 kg (0,105 Ziemi) Gęstość 3,934 g/cm³ Przyspieszenie grawitacyjne na równiku 3,69 m/s² (0,376 g) Prędkość ucieczki 5,027 km/s Okres obrotu 1,025 957 d (24 h 36 min) Prędkość obrotu 868,22 km/h (na równiku) Nachylenie osi planety 25,19° Deklinacja 52,886 50° Albedo 0,15 Temp.powierzchni* – minimalna 133K (-140 °C) – średnia 210K (-63 °C) – maksymalna 293K (20 °C) Skład atmosferyCiśnienie atmosferyczne 0,7-0,9 kPa Dwutlenek węgla 95,32% Azot 2,7% Argon 1,6% Tlen 0,13% Tlenek węgla 0,07% Para wodna 0,03% Tlenek azotu 0,01% Neon 2,5 ppm Krypton 300 ppb Ksenon 80 ppb Ozon 30 ppb Metan 10,5 ppb
