Aktuální číslo:

2017/12

Téma měsíce:

Kontakty

Mars jako na dlani

Fascinující detaily Marsova povrchu z družicového laserového výškoměru
 |  5. 4. 2000
 |  Vesmír 79, 217, 2000/4

Ještě před půl stoletím mohla veřejnost věřit na rozsáhlou síť marťanských kanálů, jak ji svým nedokonalým dalekohledem (za přispění své dokonalé představivosti) před více než 100 lety zachytil G. Schiapparelli. Na Marťany věřili C. Flammarion i P. Lowell. Ještě před misí Marineru 9 (r. 1971) někteří vědci tvrdili, že na Marsu nejsou žádné sopky, že Mars je geologicky mrtvý (jako Měsíc). Dnes víme: kanály se nekonají, sopky ano. Věřilo se a bylo potvrzeno, že voda na Marsu je a že Marsův povrch spoluutvářela. Pravděpodobně měl Mars hustou atmosféru a oceány. Voda je stále podstatnou složkou polárních čepiček a zásoba vody zůstává pod povrchem Marsu. To jsou podstatné vědomosti k případnému budoucímu osídlení Marsu.

Mars cílem mnoha sond

První průlet v blízkosti Marsu se podařil sovětské sondě Mars 1 (1963) a první měření během průletu kolem Marsu americkému Marineru 4 (1965). Měkké přistání se povedlo Marsu 3 (1971), poté Vikingům (1976) a Pathfinderu (1996). První umělou družicí Marsu, která zkoumala (mimo jiné) jeho gravitační a magnetické pole, byl Mariner 9 (1971), následovaly sondy Viking 1 a 2 (obě 1976). Loni v září zkrachovala sonda Mars Climate Orbiter (MCO) a nedávno i nejnovější Mars Polar Lander (MPL). Celkem vyslali Američané, Rusové a Japonci 32 sond, 20 z nich skončilo fiaskem.

Nejnovější výsledky získala Mars Global Surveyor, umělá družice Marsu, která pracuje od r. 1997. Nese laserový výškoměr MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), jenž popsal topografii Marsu s fantastickou vertikální přesností ±13 metrů. Důležitý je i fakt, že topografická plocha takto určená je vztažena k hmotnému středu planety.

Dráha umělé družice Marsu a gravitační pole Marsu

K určení průběhu topografie planety musíme znát dráhu družice kolem planety. Důvod je prostý: Altimetr měří výšku od družice k povrchu planety. Z údajů o dráze dostaneme vzdálenost družice od hmotného středu Marsu a rozdíl těchto dvou veličin je vzdálenost bodu na povrchu od hmotného středu Marsu. Dráha družice kolem Marsu se určí z pozorování družice ze Země. K tomu slouží Deep Space Network (DSN). Používají se tři různé postupy založené na Dopplerově jevu. Přesnost určení dráhy sondy Mars Global Surveyor je ±7 m v radiálním směru a řádově desítky metrů podél dráhy i napříč rovině dráhy.

Dráha družice Marsu je tak jako dráha každého kosmického tělesa ovlivňována souborem poruch gravitačního a negravitačního původu. Největší problémy na nízké dráze kolem Marsu působí nepřesná znalost hustoty atmosféry Marsu a parametrů gravitačního pole Marsu. Z měření předchozích sond už o obojím víme, takže navazujeme na předchozí znalosti. Podstatným rozdílem mezi Mars Global Surveyor a jejími předchůdkyněmi je sklon roviny dráhy družice k rovině Marsu. Zatímco předchozí sondy dávaly nejlepší výsledky pro rovníkové oblasti, Mars Global Surveyor je na polární dráze a pokrývá altimetrickými a dalšími měřeními celý povrch planety. V datech Marineru 9 a Vikingů byly chyby dráhy způsobeny nepřesnou znalostí gravitačního pole ±44, 80 a 180 metrů (v radiálním směru, podél dráhy a ve směru normály k rovině dráhy). Nyní se zahrnutím dat z MGS a MOLA zmenšily na fantastických ±0,1, 1,1 a 1,2 metru! Jak již víme, je celková chyba určení dráhy MGS větší, protože na výsledek působí i další chybové zdroje.

Topografie Marsu

Hlavním výsledkem měření MGS/MOLA je detailní průběh topografie Marsu (viz obrázek, obrázekobrázek).

Polární čepičky

Dlouho se diskutovalo o tom, zda jsou čepičky z oxidu uhličitého, nebo z vody. V infračerveném světle jsou tmavé, takže vodu a led obsahují. Dnes bychom je přirovnali k „čapce“ ledu v Antarktidě. Ta také tvarem připomíná bochník chleba tvořený převážně z vody, CO2 a prachových částic.

Dávno je známo, že čepičky podléhají sezonním změnám. Na jaře tají a sublimují, na podzim kondenzují. Jižní čepička je rozsáhlejší a váže více vody. Objem jižní čepičky je 2–3 miliony km3 a její plošný rozsah je 1,5 milionu km2. MGS/MOLA umožňuje sledovat jejich změny.

Dráha družice Marsu se vůči témuž místu na povrchu Marsu po čase opakuje, a proto je možné pro dané místo spočítat rozdíl průvodičů vzestupného a sestupného oblouku dráhy družice Marsu. Vzestupný (sestupný) oblouk je ta část dráhy, kdy se „zeměpisná“ šířka bodů pod satelitem ve směru letu zvětšuje (zmenšuje). Rozdíl průvodičů vzestupného a sestupného oblouku dráhy vytvoří reziduum zbavené všeho, co se během doby měření mezi vzestupným a sestupným obloukem nezměnilo (tvar geoidu či topografie jeho povrchu). Polární čepičky jsou však proměnlivé!

Dá se na Marsu obnovit atmosféra?

Patrně ještě někdy před dvěma miliardami let měl Mars hustou atmosféru a vodní oceány. Dal by se tento stav obnovit? Šlo by na Marsu vytvořit podobné podmínky, jaké panují na Zemi? Vypadá to jako ztřeštěný nápad, protože zatím je dost pustých a neobývaných míst i na Zemi. A máme vůbec na něco takového právo?

Ovšem až nás na Zemi budou desítky miliard a nebude tu k hnutí, až Země bude zamořená špínou, asi nám nic jiného nezbude. Mars se jeví jako nejpřijatelnější útočiště.

Připodobnění Marsu pozemským podmínkám by z geologického hlediska bylo krátkodobou záležitostí. Probíhat by mohlo dvoufázově. Nejprve bychom Mars ohřáli, aby se vytvořila hustá atmosféra s CO2. To by šlo provést napuštěním halogenovaných uhlovodíků (freonů) do atmosféry Marsu, kde by měly vyvolat skleníkový efekt. Pokud by se to nepovedlo, experiment by skončil krachem. Globální oteplování Marsu by způsobilo roztání zásob vody. Proces by mohl být zvládnut za 100 let. Pak by atmosféra byla dostatečně hustá, ale pro lidi stále nedýchatelná.

V druhé fázi by se CO2 transformoval na kyslíkovou atmosféru jako na Zemi, zřejmě natrvalo. Umožnily by to bakterie a rostliny, které dýchají CO2 a vydechují kyslík. Trvání této procedury se odhaduje na desetitisíce let. Pak by se Mars mohl stát druhou Zemí. (A pesimistické slovo na závěr: Až bychom zamořili i Mars, kam bychom se vydali potom?) 1) 2)

Obrázky

Poznámky

1) Počítačové obrázky (softwarem GMT) Frank G. Lemoine
2) Pozn. autorů: Laserový dálkoměr na oběžné dráze asteroidu Eros. Sonda NEAR Shoemaker (viz rovněž poznámka: Vesmír 79, 230, 2000/4), která obíhá necelých 500 km nad planetkou Eros, má na palubě přístroj nazývaný Laser Rangefinder, který může pracovat i jako altimetr. 9. března začala série měření a lze si jen přát, aby i tento experiment byl úspěšný jako MGS/MOLA u Marsu.

DRUŽICOVÁ, RADAROVÁ A LASEROVÁ ALTIMETRIE


Altimetr (výškoměr) a dálkoměr mají jednotný princip. Laser vyšle kratičký pulz, jenž se odrazí od cíle, vrátí se zpět k přijímacímu dalekohledu (ten je součástí altimetru nebo dálkoměru) a z času, který signál potřeboval k letu tam a zpět, se spočte okamžitá výška či (šikmá) vzdálenost od cíle.

Pozemské laserové dálkoměry se používají např. v geodézii a geodynamice (Vesmír 72, 438, 1993/8; Vesmír 78, 618, 1999/11). Radarové družicové altimetry na oběžné dráze kolem Země přispěly podstatnou měrou k určení tvaru a gravitačního pole Země (Vesmír 75, 677, 1996/12; Geodetický a kartografický obzor 44, 97116, 1998). Laserový výškoměr je poměrně nová záležitost a poprvé byl vyzkoušen v rámci hvězdných válek na oběžné dráze kolem Měsíce (projekt Clementine, Vesmír 75, 203, 1996/4). V době studené války nebylo možné osvětlovat laserovým paprskem zemský povrch libovolného státu. MOLA na družici Mars Global Surveyor je první a na dlouhou dobu patrně i poslední laserový výškoměr, který byl na oběžnou dráhu kolem Marsu umístěn.

Podstatné rozdíly mezi radarovým a laserovým altimetrem jsou v použité vlnové délce signálu, v rozměru stopy osvětlující cílový povrch a v přesnosti měření. Radarové altimetry se používají k měření nad povrchem moří a oceánů. Výhody laserových altimetrů vyniknou právě při měření mimo oceány na svažitém terénu. Typický průměr stopy, kterou paprsek vyslaný z družice vytvoří na povrchu oceánu, je stovky metrů až jednotlivé kilometry, a přitom se stopy vzájemně překrývají. Průměr stopy, kterou vytvoří laserový paprsek z výškoměru MOLA na povrchu Marsu, je 160 metrů, odstup středů stop 330 m, takže se nepřekrývají. Přesnost špičkových radarových altimetrů je 2 cm, přesnost MOLA 40 cm pro měření v nadiru, tj. kolmo dolů. Pro šikmá měření chyba prudce roste, až do 10 metrů. (MOLA totiž na rozdíl od běžných radarových altimetrů může měřit také šikmo, tudíž funguje i jako laserový dálkoměr.)

CO LZE VIDĚT NA MARSU


Z obrázků je patrný detailní průběh Marsova areoidu (analogicky ku geoidu). Před MGS/MOLA byla vertikální chyba v určení topografie větší než 1 km, nyní je 13 m, takže Mars vidíme jako na dlani. Povšimněme si několika zajímavých oblastí. V délkách východních (220-300 °E) je vulkanicko-tektonická oblast Tharsis, na niž navazuje obrovitý kaňon Valles Marineris. V oblasti je několik obrovských štítových sopek, například Olympus Mons (18 stupňů severní šířky, 220 stupňů východní délky), Alba Patera (42 °N, 252 °E), Ascreus Mons (12 °N, 248 °E), Pavonis Mons (0 °, 247 °E) a Arsia Mons (9 °S, 239 °E). Na Zemi je největší štítová sopka (centrální lávový vulkán tvaru plochého kužele na vrcholu s mělkým kráterem) havajská Mauna Loa, vysoká 10 km (měřeno ode dna Tichého oceánu), viz obrázek: Vesmír 79, 218, 2000/4. To je však úplný drobeček proti marsovské Olympus Mons, jejíž převýšení vůči nulové hladině činí 21 km. Mars kdysi musel být vulkanicky velmi aktivní a jeho vulkanizmus (desková tektonika) ustal již v dávné geologické minulosti patrně jen díky tomu, že je tato planeta menší než Země a měla menší zásobu "vnitřní energie".

Dalším monumentálním útvarem je impaktní pánev Hellas (45 °S, 70 °E). Jde nejspíš o jeden z pozůstatků éry velkého bombardování, kterým prošla celá sluneční soustava. Jde o depresi hlubokou až 9 km, s průměrem asi 2300 km, obklopenou ještě jedním prstencem s průměrem asi 4000 km. Hellas svou velikostí a tvarem připomíná některá moře na odvrácené straně našeho Měsíce.

Celá jižní polokoule je hustě poseta krátery, kdežto pro severní to neplatí. Jižní polokoule ukazuje útvary geologicky mnohem starší než polokoule severní. Původní Marsovo moře muselo být logicky v nejnižších místech Marsova povrchu, a  tedy zabíralo převážně severní polokouli. Pokud tam také byly krátery, což je velmi pravděpodobné, byly přetvořeny vnitřními a vnějšími silami (za přítomnosti moře). Asymetrie severní a jižní polokoule je zcela nepřehlédnutelná. Geometrický střed topografie je vůči hmotnému středu Marsu posunut v severojižním směru téměř o 3 km. Pokud tento efekt odečteme, zůstane hlavním rysem tvaru planety (vedle velkého pólového zploštění) i velké rovníkové zploštění (asymetrie rovníku).

Jaroslav Klokočník

Ke stažení

OBORY A KLÍČOVÁ SLOVA: Astronomie a kosmologie

O autorech

Jaroslav Klokočník

Frank G. Lemoine

Doporučujeme

Tajemná „Boží země“ Punt

Tajemná „Boží země“ Punt uzamčeno

Břetislav Vachala  |  4. 12. 2017
Mnoho vzácného zboží starověkého Egypta pocházelo z tajemného Puntu, kam Egypťané pořádali časté obchodní výpravy. Odkud jejich expedice...
Hmyz jako dokonalý létací stroj

Hmyz jako dokonalý létací stroj

Rudolf Dvořák  |  4. 12. 2017
Hmyz patří k nejdokonalejším a nejstarším letcům naší planety. Jeho letové schopnosti se vyvíjely přes 300 milionů let a předčí dovednosti všech...
Hranice svobody

Hranice svobody uzamčeno

Stefan Segi  |  4. 12. 2017
Podle listiny základních práv a svobod, která je integrovaná i v Ústavě ČR, jsou „svoboda projevu a právo na informace zaručeny“ a „cenzura je...

Předplatným pomůžete zajistit budoucnost Vesmíru

Tištěná i elektronická
verze časopisu
Digitální archiv
od roku 1994
Speciální nabídka
pro školy a studenty

 

Objednat předplatné