Marss (planēta)

Orbīta un rotācija

Minimālais attālums starp Marsu un Zemi ir 55,7 mlj. kilometru (Zemei atrodoties tieši starp Sauli un Marsu), maksimālais — ap 401,3 mlj. kilometru (Saulei atrodoties starp Zemi un Marsu). Vidējais attālums no Marsa līdz Saulei ir 228 mlj. kilometru jeb 1,52 AU Marsa gads ilgst 687 Zemes diennaktis. Marsa orbītai ir salīdzinoši liela ekscentritāte (0,0933), tāpēc attālums līdz Saulei mainās no 206,6 mlj. līdz 249,2 mlj. kilometriem. Marsa orbītas slīpums ir 1,85°.
Kad Zeme savā orbitālajā riņķojumā ap Sauli nostājas pretī Marsam, to sauc par Marsa opozīciju. Opozīcijas atkārtojas katrus 26 mēnešus dažādos Marsa un Zemes orbītu punktos. Reizi 15 — 17 gados opozīcija iestājas laikā, kad Marss atrodas tuvu savam perihēlijam. Šādu stāvokli sauc par Marsa lielo opozīciju. Marsa lielās opozīcijas laikā tas pietuvojas Zemei vistuvāk un var sasniegt vislielāko leņķisko diametru 25,1" un redzamo spožumu −2,91m.
Marsa diennakts jeb sols ilgst 24 stundas 37 minūtes un 35,24409 sekundes, kas ir tikai par 2,7% vairāk par Zemes diennakti. Marsa gads ilgst 668,6 solus. Marss griežas ap savu asi, kuras slīpums pret orbītas plakni ir 25,19° leņķī. Šis griešanās ass slīpums nodrošina uz planētas gadalaiku maiņu. Turklāt orbītas ekscentritāte rada lielu atšķirību starp gadalaiku ilgumiem. Tādējādi, ziemeļu puslodes pavasaris un vasara kopā ilgst 371 solu, t.i. būtiski pārsniedzot pusi no Marsa gada. Tajā pat laikā tie iekrīt laikā, kad Marss ir vistālāk no Saules. Tāpēc Marsa ziemeļu puslodē vasara ir gara un vēsa, bet dienvidu puslodē īsa un silta.

Diametrs

Pēc izmēriem Marss ir gandrīz divreiz mazāks par Zemi; tā ekvatoriālais rādiuss ir 3396,9 km. jeb 53,2% no Zemes rādiusa. Marsa virsmas laukums apmēram atbilst Zemes sauszemes laukumam. Marsa polārais rādiuss ir apmēram par 20 km mazāks par ekvatoriālo.

Masa

Planētas kopējā masa ir aptuveni viena desmitā daļa no Zemes masas jeb 6,4169 x 10²³ kg.
Atsevišķi pētījumi caur datorsimulācijām liecina, ka Marsa kopējai masai vajadzēja būt aptuveni 1,5 līdz 2 reizes lielākai nekā pašreizējai Zemes masai, kur visticamāk liela daļa no planētas potenciālās masas tika zaudēta tās veidošanās pirmsākumos Jupitera gravitācijas ietekmes rezultātā.

Atmosfēra un klimats

Temperatūra uz ekvatora svārstās no +30 °C pusdienlaikā līdz −80 °C pusnaktī. Polu tuvumā temperatūra var kristies līdz −143 °C.
Marsa atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no ogļskābās gāzes, ir ļoti retināta. Atmosfēras spiediens uz Marsa virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes virsmas — 6,1 milibārs vidējā Marsa virsmas līmenī (uz Zemes 1013,25 milibāri). Lielo virsmas augstuma atšķirību dēļ spiediens ļoti atšķiras. Lielākais līdz šim zināmais spiediens uz Marsa virsmas ir 8,4 milibāri Ellādas baseinā (4 km zem vidējā virsmas līmeņa), bet Olimpa kalna virsotnē (27 km virs vidējā līmeņa) tas ir 0,5 milibāri.
Marsam ir gadalaiki, tāpat kā Zemei. Atšķirībā no Zemes, Marsa atmosfēras masa mainās gada laikā sakarā ar polāro "cepuru" ikgadējo iztvaikošanu un izveidošanos, kuras satur daudz ogļskābās gāzes.

Klimats senatnē

Tagad Marss ir sauss un auksts, bet par to, kāds klimats bijis senatnē, eksistē vairākas hipotēzes.
Viena no tām apgalvo, ka sauss un auksts Marss ir bijis arī agrāk. Ūdens izveidoto ieleju un citu ģeoloģisko veidojumu rašanās tiek saistīta ar karstuma uzliesmojumiem, kas bijuši ierobežoti laikā un telpā. Tie nav radījuši ievērojamus okeānus.
Karsta un mitra Marsa teorija apgalvo, ka uz planētas bijuši ievērojami ezeri un jūras, un lietus bijis ilgu periodu.
Jaunākie pētījumi rāda, ka senatnē klimats varētu būt bijis auksts, bet mitrs. Par to liecina aisbergu sanestie akmeņi ziemeļu līdzenumos, tātad jūras klājis ledus. 
Zinātnieki uzskata, ka pirms 4 miljardiem gadu uz Marsa kopējais ūdens apjoms varēja būt līdzvērtīgs Zemes Ziemeļu Ledus okeānam, un šāda okeāna dziļums vietām varēja sasniegt pat 1,6 kilometrus. Ņemot vērā Marsa topogrāfiju, okeāns visticamāk klāja ziemeļu puslodes līdzenumus ar kopējo platību 19 % no planētas virsmas.

Virsma

Divas trešdaļas no Marsa virsmas aizņem gaišie apgabali, kas tiek saukti par kontinentiem, bet vienu trešdaļu klāj tumšie apgabali, saukti par jūrām. Jūras koncentrējas pārsvarā planētas dienvidu puslodē starp 10 un 40 platuma grādiem. Ziemeļu puslodē ir tikai divas lielas jūras — Acidālija un Lielais Sirts.
Tumšo apgabalu raksturs līdz pat šim laikam paliek strīdīgs. Šie apgabali saglabājas, neskatoties uz Marsa bieži notiekošajām smilšu vētrām. Savā laikā tas kalpoja par argumentu pieņēmumam, ka tumšos apgabalus klāj augu sega. Pašlaik uzskata, ka tie ir apgabali, no kuriem to reljefa īpatnību dēļ smiltis tiek viegli aizpūstas prom. Liela mēroga attēli rāda, ka patiesībā tumšie apgabali sastāv no tumšu joslu un plankumu grupām, kas savienotas ar krāteriem, pauguriem u.c. šķēršļiem valdošo vēju ceļā. Sezonālās un ilgtermiņa izmaiņas to izmēros un formā acīmredzot ir saistītas ar izmaiņām apgabalu attiecībās, ko klāj gaišas un tumšas vielas segkārta.
Pēc virsmas rakstura abas Marsa puslodes ir stipri atšķirīgas. Dienvidu puslodē virsma ir par 1—2 km augstāka par vidējo līmeni un samērā blīvi nosēta ar triecienkrāteriem. Šī Marsa daļa atgādina Mēness kontinentus. Ziemeļu puslodē virsmas lielākā daļa atrodas zem vidējā līmeņa. Šeit ir maz triecienkrāteru un lielāko daļu aizņem salīdzinoši gludi līdzenumi, kas, domājams, veidojušies izplūdušās lavas un erozijas rezultātā. Šīs atšķirības starp puslodēm joprojām paliek diskusiju objekts. Robeža starp puslodēm velkas pa lielu apli, 30° slīpumā attiecībā pret ekvatoru. Šī robeža ir plata un nevienmērīga, veidojot nogāzi virzienā uz ziemeļiem. Gar to ir sastopami viserodētākie Marsa virsmas apgabali.
Ir izvirzītas divas alternatīvas hipotēzes, kas skaidro pusložu asimetriju. Saskaņā ar vienu hipotēzi, agrīnajā ģeoloģiskajā etapā litosfēras plātnes dreifējot sadūrās savā starpā (iespējams, nejauši) vienā puslodē, līdzīgi Pangejai uz Zemes, bet pēc tam "sastinga" šādā stāvoklī. Otra hipotēze pieņem, ka Marss saskrējās ar Plutona lieluma kosmisku ķermeni.
Lielais krāteru blīvums dienvidu puslodē liek domāt, ka šī virsma ir ap 3—4 mljrd. gadu sena. Tiek izdalīti vairāki krāteru tipi: lielie krāteri ar plakanu dibenu, mazāki un jaunāki bļodveida krāteri, līdzīgi Mēness krāteriem, ar valni norobežotie krāteri un paaugstinātie krāteri. Pedējie divi krāteru tipi ir unikāli Marsam. Krāteri ar valni izveidojās tur, kur pa virsmu tecēja šķidri izmeši, bet paaugstinātie krāteri veidojās tur, kur krātera izmešu kārta sargāja apkārtējo virsmu no vēja erozijas. Pats lielākais trieciena rezultātā veidojies objekts ir Hellādas līdzenums (apm. 2100 km platumā).
Haotisko virsmas ainavu apgabalos pie pusložu robežas virsma tika pakļauta lielu reģionu lūzumiem un spiediena izraisītām deformācijām, pēc kurām reizēm sekoja erozija (šļūdoņu un katastrofiskas pazemes ūdeņu izdalīšanās rezultātā), kā arī applūšana ar šķidru lavu. Haotiskās ainavas bieži vien atrodas pie ūdens izgrauztu lielu kanālu iztekām. Pieņemamākā hipotēze to kopējo izcelšanos skaidro ar pēkšņu pazemes ledus kušanu.
Ziemeļu puslodē, bez plašajiem vulkāniskajiem līdzenumiem, atrodas divu lielu vulkānu Tarsīdas un Elīzija apgabali. Tarsīda ir liels vulkānisks līdzenums 2000 km garumā, kas sasniedz 10 km augstumu virs vidējā līmeņa. Uz tā atrodas trīs lieli vairogveida vulkāni: Arsija kalns, Pavoņa kalns un Askreus kalns. Tarsīdas malā atrodas augstākais Marsa (un arī Saules sistēmas) kalns — Olimps. Olimpa kalns sasniedz 27 km augstumu attiecībā pret kalna pamatni un 25 km attiecībā pret vidējo Marsa virsmas līmeni. Tas aizņem laukumu ap 550 km diametrā, un to ieskauj krauja, kas vietām sasniedz 7 km augstumu. Olimpa tilpums 10 reizes pārsniedz Zemes lielākā vulkāna, Maunakea, tilpumu. Šeit pat atrodas arī daži mazāki vulkāni.
Elīzijs ir paaugstinājums līdz 6 km virs vidējā līmeņa ar trim vulkāniem: Hekatas kupolu, Elīzija kalnu un Albotras kupolu.