Et Marsi ja Maapöörlemistelgede kalle on enam-vähem ühesugune (vastavalt 23°59' ja 23°27')[1], ilmnevad Marsilgiaastaajad jakliimavöötmed, kuid ringjoonest erineva orbiidi tõttu on temperatuuri muutumine keerukam. Planeedil asuvadOlympus Mons, mis on suurimvulkaan ja kõrguselt teine mägi Päikesesüsteemis, ningValles Marineris, mis on üks suurimaidkanjoneid. Marsil on kaks kuud,Phobos jaDeimos, mis on väikesed ja ebakorrapärase kujuga ning teadlased arvavad, et need võivad ollaasteroidid, mis on Marsi orbiidile jäänud.[3]
Enne esimest möödalendu Marsist, mille sooritasMariner 4, spekuleeriti, et selle pinnal võib olla vedelat vett. Marineri möödalennul tehtud pildid kujutasid vastupidi oodatule kõrbelist ja tühja planeeti, millelt vett ei leitud. Hilisematel mehitamata missioonidel on leitud tõendeid, et Marsil olid kunagi suured alad veega kaetud.2005. aastal leiti poolustelt jääd ning kulgurSpirit leidis ühest proovist veemolekule.Phoenixi maandur leidis2008. aastal planeedilt vett ningNASA teatas 28. septembril2015, et leidis Marsi pinnalt voolavat soolast vett.[4][5]
Teleskoobiga on see Maast poole väiksem punakas planeet hästi vaadeldav iga 15–17 aasta tagantsuure vastasseisu ajal, kui Marsi ja Maa vaheline kaugus on ainult 55–60 mln km. Sel ajal paistab Marss taevas niisama heledalt kuiVeenus.
Marss on kihilise ehitusega planeet, millel on tihemetalliline tuum ja mida katavad väiksema tihedusega kihid. Praeguste mudelite järgi on tuuma raadius 1794 ± 65 km ja see koosneb peamiseltrauast janiklist, ning 16–17% ulatusesväävlist. Tuuma ümbritsebvahevöö, mis on vorminud mitmed tektoonilised ja vulkaanilised pinnavormid. Teadlased pole vahevöös aktiivsust tuvastanud. Planeedi pindmisest kestast ehk koorest on leitud mitmeid keemilisi elemente, peamiselt leidub sealräni,hapnikku, rauda,magneesiumi,alumiiniumi,kaltsiumi jalämmastikku. Koor on keskmiselt 50 km paksune, maksimaalse paksusega 125 km.Maakoor on seevastu 40 km paksune ehk Marsiga võrreldes õhem.
Kunstniku kujutis sellest, milline võis Marss olla 4 miljardit aastat tagasi
Marss onkiviplaneet, mis koosneb ränist, hapnikust, metallidest ja teistest keemilistest elementidest, mis moodustavad sealseid kivimeid. Marsi pind koosneb peamiseltbasaldist, kuid mõnes piirkonnas on basalt ränirikkam ja sarnaneb Maal leiduvateandesiitsete kivimitega. Planeedi pinnalt on leitud kahematiiti jaoliviini. Suur osa planeedi pinnast on kaetud raud(III)oksiidi tolmuga.
Marsil puudubmagnetväli[7], aga on leitud tõendeid et planeedil võis see kunagi olla. Praegu arvatakse, et Marsil esines 4 miljardit aastat tagasilaamtektoonika, aga see lõppes, kui planeedi tuum jahtus.[8] Marsi tuuma jahtumine oli ilmselt ka põhjuseks, miks planeet kaotas oma magnetvälja.[8] Magnetvälja kadumisel japäikesetuule mõjul kaotas Marss peaaegu kogu omaatmosfääri kosmosesse.[9]
Pärast planeetide tekkimist tabasid planeete mitmedasteroidid ja umbes 60% Marsi pinnalt on leitud sellest perioodist pärinevaid kraatreid. Marsi põhjapoolkeralt on leitud hiiglaslik kraater,Põhja polaarnõgu, mis on mõõtmetega 10 600 × 8500 km ja katab 40% planeedist. See kraater on 4 korda suurem kuiAitkeni kraaterKuul ja on suurim kraater, mis Päikesesüsteemist on leitud.
Marsil on mõningane geoloogiline aktiivsus säilinud ja näiteks19. septembril2008 leidis Mars Reconnaissance Orbiter tõendeid, et ühel 700 meetri kõrgusel kaljul oli toimunudlaviin.
Enamik Marsi pinda on punakaskivikõrb. Heledamad alad, nn mandrid, on keskmiselt 3 km kõrgemad tumedatest, nn meredest. Mandritel onmeteoriidikraatreid rohkem kui meredel, mis viitab sellele, et viimased on tekkinud hiljem. Väiksemad kraatrid (läbimõõduga alla 3 km) ontuulte jaliivatormide mõjul tasandunud. Mäeahelike ja orgude kõrguste vahe küünib 14 km-ni. Marsil asub kustunudvulkaanOlympus Mons, mille jalami läbimõõt on 600 km, kraatri läbimõõt 80 km ja kõrgus 24 km. Silma paistab 5000 km pikkune, 120 km laiune ja kuni 8 km sügavune lõheValles Marineris. Osa pinnavorme – kuivanud jõesänge meenutavad orud, poolenisti ärauhutud valliga kraatrid – lubavad arvata, et varem on Marsil olnudvett. Seda kinnitavad kamarsikulguriteSpirit jaOpportunity tehtudpinnaseanalüüsid.
Scamander Vallis. Pildil olev jõesäng viitab sellele, et kunagi võis Marsil voolata suures koguses vett
Marsil on õhurõhk väga madal ja atmosfäär Maa omast sada korda hõredam, mistõttu pole Marsil vedelas olekus vett. Poolustel asuvad kaks jääga kaetud ala, mis võivad koosneda jäätunud veest ja kui lõunapooluse jää sulatada, kattuks kogu planeet 11 meetri paksuse veekihiga.[10] Mars Expressi ja Mars Reconnaissance Orbiteri mõõtmised on tuvastanud jäätunud vett mõlemal poolusel ja keskmistel laiuskraadidel.31. juulil2008 leidis NASA maandur Phoenix Marsi pinnasest jäätunud vett.
Marsi pinnavormid viitavad sellele, et kunagi oli Marsi pinnal vedelat vett. Planeedi pinnal olevad looklevad pinnavormid, mis on tuntud ka kui Marsi kanalid, on ühe hüpoteesi kohaselt tekkinud voolavast veest. Üks suuremaid kanaleid onMa'adim Vallis, mis on 700 km pikk, 20 km lai ja 2 km sügav. Noorim kanal arvatakse olevat moodustunud kõigest paar miljonit aastat tagasi. Mujal esinevad orgude võrgustikud sarnanevad maistevalglatega. Nende võrgustike kuju ja levik toetavad teooriat, et Marsil sadas kunagivihma jalund.
Kunagisele vedela vee olemasolule viitavad ka teatud mineraalide olemasolu Marsi pinnal. Marsilt on leitud hematiiti jagötiiti, mis tekivad vahel vee olemasolul.2004. aastal leidis Opportunityjarosiiti, mis tekib ainult vedela vee olemasolul ja tõestab, et kunagi pidi Marsil olema vedelat vett. Hiljutisim tõend, et Marsil oli kunagi vedelat vett, onkipsi leidmine Marsi pinnalt. Kipsi leidis detsembris 2011 marsikulgur Opportunity.
Mõned teadlased arvavad, et madalad põhjapoolkera tasandikud võisid kunagi olla kaetud sadu meetreid sügavaookeaniga, kuid see hüpotees on veel vastuoluline. Märtsis 2015 teatasid teadlased, et see ookean võis ollaPõhja-Jäämere suurune. See teooria tekkis, kui teadlased võrdlesid vee jadeuteeriumi hulka Marsi atmosfääris ning nende ainete hulka Maal. Uurimise tulemusel avastati, et Marsil on kaheksa korda rohkem deuteeriumi, kui on Maal ja sellest võib järeldada, et iidsel Marsil pidi olema märkimisväärselt rohkem vett. Curiosity kulgur onGale'i kraatrist leidnud suure koguse deuteeriumi, kuid see kogus pole piisav, et võiks kindlalt kinnitada ookeani olemasolu. Samas on mõned teadlased hoiatanud, et teooria on kinnitamata ja Marsi kliimamudelid pole veel kinnitanud, et planeet oli veekogude olemasoluks piisavalt soe.
Marsil on mõlemad poolused kaetud kuni paarikümne meetri paksuse jääga. Kui poolusel on talv, on see pidevalt varjus ja põhjustab temperatuuri languse. Temperatuuri langemisega sadestub 25–30% atmosfääristsüsihappelumena planeedi pinnale. Kui poolus saab taas päikesevalgust, toimub süsihappelumesublimeerumine, mis tekitabtuuli kiirusega 400 km/h. Need tuuled transpordivad suuri koguseid veeauru ja tolmu, ning tekitabkiudpilvi. Veeaurust tekkinud pilvi pildistas 2004. aastal kulgur Opportunity.[11]
Lõunapoolusel võib mõnes piirkonnas süsihappelumi tekkida kuni meetripaksuste tahvlitena. Kevade saabumisel soojeneb planeedi maapõu ning sublimeeruvsüsihappegaas tekitab tahvlite all suure rõhu, mis viib pealispinna purunemiseni. Tahvlite purunemine tekitabgeisritega sarnanevaid süsihappegaasipurskeid. Selliste pursete tagajärjel tekivad jääle mustad laigud ning lehviku- ja ämblikukujulised jäljendid.
Marsi interaktiivne topograafiline kaart. Hiire kursoriga pinnavormi peale liikudes ilmub nähtavale pinnavormi nimi ning sellele klikkides avaneb vastav artikkel. Punased ja roosad alad on kõrgemad (+3 km kuni 8 km), kollane on 0 km, rohelised ja sinised alad on madalamad (kuni −8 km). Valged (>+12 km) ja pruunid (>+8 km) on kõige kõrgemad alad. Telgedel on pikkus- ja laiuskraadid. Pooluseid kaardil kujutatud ei ole.
Esimestena kaardistasid Marsi pindaJohann Heinrich Mädler jaWilhelm Beer. Nad püstitasid hüpoteesi, et enamus Marsi pinnavormidest on püsivad ja määrasid täpsemalt ära Marsi pöörlemisperioodi.1840. aastal joonistas Mädler kümne aasta vaatlusmaterjalide põhjal esimese kaardi Marsist. Beer ja Mädler jätsid pinnavormidele nimed panemata ja tähistasid need tähtedega, pannes näiteksSinus Meridiani tähiseks "a".[12]
Tänapäevased Marsi kohanimed pärinevad mitmest kohast. Näiteks kraatrid, mis on laiemad kui 60 km, on nimetatud surnud teadlaste ja kirjanike järgi, kes on panustanud Marsi uurimisse. Kraatrid, mille diameeter on alla 60 km, on nimetatud linnade järgi, kus elab vähem kui 100 000 elanikku. Suurte tasandike nimed on kas "Marss" või "täht" eri keeltes ja väikesed tasandikud on nimetatud jõgede järgi.[13]
Suurte pinnavormide nimesid on ka muudetud, et kajastada uusi teadmisi nende kohta. Näiteks Nix Olympica nimetati ümber Olympus Mons'iks, kui saadi teada, et see on mägi.[14] Marss on jaotatud kaheks eri piirkonnaks, millealbeedo on erinev. Heledamaid piirkondi nimetati kontinentideks ja neile anti nimesid naguArabia Terra (Araabia maa) võiAmazonis Planitia (Amazonase tasandik). Tumedamaid piirkondi peeti meredeks ja sellest tulenevad nimedMare Erythraeum,Mare Sirenum jaAurorae Sinus.
Marsi ekvaator määrati planeedi pöörlemise järgi, kuid keerulisem oli määrata Marsialgmeridiaan. Esimestena panid selle paika Mädler ja Beer, kui nad koostasid esimesi Marsi kaarte. Pärast seda kuiMariner 9 saatis1972. aastal Maale rohkelt pilte Marsi pinnast, määrati algmeridiaan väikese kraatriAiry-0 järgi, mis asub Sinus Meridianis.
Kuna Marsil pole ookeane ja seetõttu pole seal ka merepinda, tuli kõrguse nullpunkt samuti kokku leppida. Kõrguse nullpunktiks sai kõrgus, kus atmosfäärirõhk on 610,5Pa (6,105mbar).[15]
Olympus Mons. See on Päikesesüsteemi kõrgeim mägi ja vulkaan
Olympus Monsi kilpvulkaan, on kustunud Marsi vulkaan, mis asubTharsise platool, kus asub ka muid suuri vulkaane. Olympus Mons on umbes kolm korda kõrgem kui 8,8 km kõrgune Džomolungma. Olympus Mons on Päikesesüsteemi kõrgeim vulkaan ja sõltuvalt mõõtmismeetodist Päikesesüsteemi kõrgeim või kõrguselt teine mägi. Eri allikad pakuvad mäe kõrguseks 21,9–27 km.[16]
Augud
NASA kosmosesond Mars Odyssey onArsia Monsi külgedelt avastanud seitse auku, mis võivad olla võimalikud sissepääsud Marsi koobastesse. Koobaste sissepääsude laiused varieeruvad 100–252 meetrini ja need on vähemalt 73–96 meetrit sügavad.[17] Koopad on saanud nimed avastajate abikaasade järgi ja need on tuntud kui seitse õde. Kuna valgus ei pääse eriti sügavale, võib nende sügavus ja laius olla tunduvalt suuremad. Ainsaks erandiks on Dena, mille sügavus on 130 meetrit. Teadlased arvavad, et koopad võivad olla kaitstudpäikeseloidete, väikestemeteoriitide jaUV-kiirguse eest.[18]
Marss kaotas oma magnetvälja ilmselt 4 miljardit aastat tagasi[19] ja selle põhjuseks arvatakse olevat asteroidide tabamused.[20] Magnetvälja puudumise tõttu mõjutab päikesetuul ionosfääri. Päikesetuul hõrendab väliskihist aatomeid eemaldades Marsi atmosfääri ning seetõttu on rõhk Marsi pinnal on võrreldav õhurõhuga Maal 35 km kõrgusel maapinnast.
Marsi atmosfäär koosneb peamiselt süsihappegaasist (96%),argoonist (1,93%), lämmastikust (1,89%) ja hapnikust (0,3%).[21] Atmosfääris leidub ka veeauru, kuid seda on nii vähe, et kui kogu veeaur sadestuks Marsi pinnale, moodustaks see vaid 0,02 mm paksuse veekihi.
Marsi atmosfäärist on leitud ka metaani, kuid seda on seal väga vähe ja see pärineb kindlatest piirkondadest. Teadlased on leidnud kaks piirkonda, kus seda tekib ja arvatakse, et Marss toodab 270 tonni metaani aastas.[22] Metaan püsib Marsi atmosfääris lühikest aega (0,6–4 aastat) ja selle tekkimise põhjusteks on pakutud vulkanismi, komeete ja mikroorganismide tegevust.
Tolmutorm Marsil 25. novembril 2012. Valged täpid näitavad Curiosity ja Opportunity asukohti ja valged nooled näitavad tolmutormi asukohta
Kõigist Päikesesüsteemi planeetidest sarnaneb Marss kõige enam Maaga, sest nende pöörlemistelgede kalle on enam-vähem ühesugune. Marsi aastaajad on Maa omadest kaks korda pikemad, sest Marsi aasta on peaaegu kaks Maa aastat. Pinnatemperatuur on sõltuvalt aastaajast +35 °C kuni −143 °C. Suur temperatuuri kõikumine on põhjustatud õhukesest atmosfäärist mis ei suuda suurt hulka Päikese soojust säilitada, madalast rõhust ja Marsi pinna madalatest soojuskadudest. Planeet on Päikesest 1,52 korda kaugemal kui Maa ja Marss saab seetõttu 57% vähem päikesevalgust.[23]
Marsiorbiidi ekstsentrilisusel on kliimale ja aastaaegadele suur mõju. Kui Marss on periheeli lähedal, on lõunapoolkeral suvi ja põhjapoolkeral talv ja kui planeet on afeeli lähedal, on põhjapoolkeral suvi ja lõunapoolkeral talv. Selle tulemusena on aastaajad lõunapoolkeral äärmuslikumad kui põhjapoolkeral. Lõunas võivad suvised temperatuurid olla 30 °C soojemad kui põhjapoolkeral.
Marsil on Päikesesüsteemi suurimad tolmutormid. Tormid varieeruvad väikesel alal olevast kuni kogu planeeti katvate tormideni. Need tekivad enamasti siis, kui Marss on Päikesele lähedal, sest see tõstab planeedi temperatuuri.[24]
Marsi keskmine kaugus Päikesest on 230 miljonit kilomeetrit ja ta teeb täistiiru 687 Maa päevaga. Marsi kaugus Maast on 55–400 miljonit km. Marsi ööpäev ehk sol kestab 24 tundi 39 minutit ja 35,244 sekundit ja Marsi aasta kestab 1,8809 Maa aastat ehk 1 aasta 320 päeva ja 18,2 tundi.[21]
Marsi on orbiidi ekstsentrilisus on 0,09 – Päikesesüsteemi planeetidest on sellest ekstsentrilisem ainult Merkuuri orbiit. 1,35 miljonit aastat tagasi oli Marsi orbiidi ekstsentrilisus umbes 0,002 ehk tunduvalt vähem kui tänapäeval Maal (0,0167). Marsi orbiidi ekstsentrilisus on teiste planeetide gravitatsiooni mõju tõttu tasapisi suurenemas ja Marsi ja Maa vaheline kaugus on järgmise 25 000 aasta jooksul tasapisi vähenemas.[25]
Marsi kuudPhobose (kreeka keeles 'hirm') jaDeimose ('ahastus') avastas1877Asaph Hall. Nad on koguPäikesesüsteemi kaks planeedile kõige lähemal asuvat looduslikku kaaslast: nad asuvad Marsi keskmest vastavalt 9370 ja 23 520 km kaugusel.[1] Mõlemad suurused on väiksemad Päikesesüsteemi nelja suurima planeedi läbimõõdust.
Phobos ja Deimos on arvatavasti juhuslikult Marsi külgetõmbejõu mõjupiirkonda sattunudasteroidid. Need on korrapäratu kujuga kaljurahnud: nende mõõtmed on vastavalt 25×21×19 km ja 15×12×11 km.[1] Neilgi leidub meteoriidikraatreid ja lõhesid. Phobos tõuseb (läänest) ja loojub (itta) kolm korda ööpäevas, sest ta tiirleb kiiresti: tema tiirlemisperiood on 0,32 Maa päeva.[1] Deimose tiirlemisperiood on 1,26 päeva[1], ehk teisisõnu tõuseb ja loojub ta 4 päeva jooksul 3 korda.
Marssi on uuritud tuhandeid aastaid ja esimesed vaatlusandmed pärinevadVana-Egiptuse astronoomidelt. Marssi on vaadeldud Maalt, kuid suurem osa infost pärineb20. ja21. sajandil Marsile saadetud kosmosesondidelt, automaatjaamadelt ja kulguritelt. Seisuga19. veebruar2021 olid Marsi orbiidil 2001 Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, ExoMars Trace Gas Orbiter, MAVEN, Mars Orbiter Mission jaMars Hope Mission ning planeedi pinnal kulgurid Curiosity jaPerseverance. Marsile on oma kosmoseaparaate saatnud Ameerika Ühendriigid,Euroopa,Nõukogude Liit,India,Hiina jaAraabia Ühendemiraadid.
↑1,01,11,21,31,41,51,61,7Jõeste, M.; Raudtits, L.; Tõnso, V.; Ussisoo, V; Õiglane, H. (1987) A ja O taskuteatmik. Kirjastus "Valgus", teine trükk, lk 55.
.svg)
