Merkurs: Merkurs ir Saulei tuvākā planēta.
Zeme un Mēness: Zeme ir unikāla planēta ar to, ka uz tās pastāv dzīvība, turklāt tai ir liels pavadonis.
Venēra: Venēra ir pati karstākā planēta Saules sistēmā.
Marss: Marss ir Zemei līdzīgākā planēta.
Merkurs
Merkurs ir mazākā Saules sistēmas planēta (1. att). Merkurs ir Saulei tuvākā planēta, tāpēc uz tā valda liels karstums - dienā planētas virsma sasilst līdz +430°C. Šādā temperatūrā kūst vairāki metāli - alva, svins, cinks. Turpretī naktī planētas virsma atdziest līdz -180°C. Šo lielo temperatūras izmaiņu cēlonis ir atmosfēras trūkums. Merkuram praktiski nav atmosfēras, kas dienā uzkrāto siltumu nakts laikā pasargātu no aizplūšanas kosmiskajā telpā. Tam ir vājš magnētiskais lauks un niecīga magnetosfēra, kas atrodas tuvu planētas virsmai. Rotācijas īpatnību dēļ Merkura diennakts ilgst 176 Zemes diennaktis, jeb divus Merkura gadus. Merkuram nav pavadoņu.
Merkuram ir visekscentriskākā orbīta no visām planētām. Tā attālums no Saules svārstās no 46 miljoniem kilometru perihēlijā (tuvākajā punktā Saulei) līdz 70 miljoniem kilometru afēlijā (tālākajā punktā). Šī eliptiskajai orbītai ir interesantu parādība, ko sauc par 3:2 rezonansi: Merkurs izdara trīs rotācijas ap savu asi katrām divām rotācijām ap Sauli.
Tabula 1: Merkura fizikālie raksturlielumi
1. att. Merkurs savās īstajās krāsās (NASA attēls)
Planētas virsma izskatās ļoti līdzīga Mēness virsmai - to klāj daudzi metorītu krāteri. Krāteri uz planētām, pavadoņiem un mazajām planētām radušies galvenokārt meteorītu triecienu rezultātā. Merkura lielākais krāteris, kas arī ir viens no lielākajiem visā Saules sistēmā, ir "Caloris Basin", stiepjoties aptuveni 1550km garumā (2. att.). Lielākā daļa krāteru radušies pirms vairākiem miljardiem gadu, kad nesen izveidojušās planētas bombardēja starpplanētu telpā esošie sīkie debess ķermeņi. Visvairāk krāteru ir uz tiem debess ķermeņiem, kam nav atmosfēras, vai tā ir tik retināta, ka neaizkavē meteorītu krišanu, kā tas ir Merkura gadījumā.
Merkura izskats varētu šķist pārsteidzoši garlaicīgs - pelēks akmens - , un kā jau minēts, tas izskatās līdzīgi Mēnesim. Līdzīgi tie ir ne tikai izskatā, bet arī visādi citādi, jo abi ir sfēriski objekti bez atmosfēras, kur virsmas pelēkā krāsa nāk no izkausētās virsmas, kura jau ir atdzisusi un sacietējusi pēc miljardiem gadu pēc Saules sistēmas veidošanās. Arī nav nekāda tektonisko plākšņu kustība, līdz ar to Merkurs ir ģeoloģiski pasīvs. Tā virsma netiek pārveidota, izņemot ar pāris jauniem meteorītu krāteriem. Ģeologi ir diezgan pārliecināti, ka uz tā neatrodas aktīvu vulkānu, tomēr varētu būt magmas plūsmas. Tās varētu atšķirt ar to atšķirīgo krāsu no apkārtējās vides.
2. att. Merkura lielākais krāteris Caloris Basin. Attēla krāsas ilustratīvas (Britanica attēls)
Merkura iekšējā struktūra ir īpaša (3. att.), ko raksturo liels, blīvs kodols un salīdzinoši plāna silikātu garoza un mantija. Planētas kodols ir neparasti liels, aizņemot aptuveni 85% no Merkura rādiusa, kas galvenokārt liecina par dzelzs metālisko sastāvu. Šo kodolu, visticamāk, ieskauj plānāka mantija un garoza, un tiek spekulēts, ka garozas biezums ir tikai aptuveni 35 kilometri. Mantija, kas sastāv no silikātu materiāliem, stiepjas aptuveni 400 kilometru dziļumā. Šī unikālā iekšējā struktūra liecina, ka Merkurs varētu būt piedzīvojis neatgriezenisku mantijas zaudēšanas notikumu, ko, iespējams, izraisīja milzīga sadursme tā agrīnajā vēsturē, atstājot aiz sevis netipiski lielu metālisko kodolu. Šis sastāvs un struktūra skaidro Merkura lielo blīvumu, kas ir otrs augstākais Saules sistēmā pēc Zemes. Magnētiskā lauka esamība, ko konstatēja kosmosa misijās, vēl vairāk atbalsta teoriju, ka Merkura kodols vismaz daļēji saglabājies šķidrā stāvoklī, ļaujot konvekcijai, kas nepieciešama magnētiskā lauka radīšanai.
Planētai dots romiešu dieva vārds. Ātrais un viltīgais Merkurs, sengrieķu variantā Hermejs, bija tirgotāju un ceļotāju aizbildnis. Dievi uzticēja viņam arī vēstneša pienākumus. Spārnotās sandales apāvis, ar zizli rokā viņš lidoja pāri laukiem un kalniem nodot dievu sūtītās ziņas.
3. att. Merkura uzbūve
Merkurs, lai gan nav bijis galvenais objekts kosmosa misijām, tomēr vairākas ir veltītas tieši tam. Pirmā veiksmīgā misija bija NASA "Mariner 10", kas trīs reizes lidoja garām Merkuram 1974.-1975. gadā, sniedzot pirmos tuvplāna attēlus par planētas virsmu. Dažas desmitgades vēlāk, 2004. gadā palaistā NASA misija "MESSENGER" kļuva par pirmo, kas iegāja Merkura orbītā 2011. gadā. "MESSENGER" ievērojami pavēra mūsu redzes loku par Merkura ģeoloģiju, magnētisko lauku un eksosfēru līdz tās misijas beigām 2015. gadā. Jaunākie centieni izpētīt Merkuru ir "BepiColombo" misija, kas ir Eiropas Kosmosa aģentūras (ESA) un Japānas Kosmosa izpētes aģentūras (JAXA) kopīgs projekts. Palaista 2018. gada oktobrī, "BepiColombo" plāno nokļūt Merkura orbītā 2025. gadā. Tās mērķis ir turpināt "MESSENGER" misiju, sniedzot detalizētākus datus par Merkura virsmu un magnētisko lauku, kā arī dziļāk izpētīt tās ārkārtīgi plāno atmosfēru un ledu, kas atrodas krāteru pastāvīgā ēnā. Šī misija ir nozīmīgs solis ne tikai Merkura, bet arī mūsu Saules sistēmas iekšējo reģionu dinamikas izpratnē.
Venēra
Venēru klāj bieza, balta mākoņu sega, kas aizsedz skatienam tās virsmu. Tāpēc planētas izpētei plaši izmanto radiolokācijas metodi. Venērai, tāpat kā Merkuram, nav neviena pavadoņa.
Venēra demonstrē vienu no neparastākajiem rotācijas modeļiem mūsu saules sistēmā. Tā rotē savā ass virzienā pretēji lielākajai daļai planētu, kas ir pazīstama kā retrogrāda rotācija. Tas nozīmē, ka Venērā Saule šķietami lec rietumos un riet austrumos. Turklāt Venērai ir ārkārtīgi lēna rotācijas ātrums, tam vajag aptuveni 243 Zemes dienas, lai pabeigtu vienu rotāciju, kas ir ilgāk nekā tās orbītālais periods ap Sauli. Šī lēnā un neparastā rotācija veicina tās ekstrēmos laika apstākļus un temperatūras svārstības, kā arī ir iemels, kāpēc tai praktiski nav magnētiskā lauka.
Tabula 2: Venēras fizikālie raksturlielumi
4. att. Venēras mākoņu sega. (NASA attēls)
Agrāk Venēru un Zemi sauca par dvīņumāsām, jo tām ir aptuveni vienāds diametrs. Taču, pētot Venēru, atklājās daudz atšķirību. Venēras blīvā atmosfēra sastāv galvenokārt no oglekļa dioksīda, bet Venēras mākoņi - no sērskābes pilieniņiem! Venēra ir pati karstākā planēta Saules sistēmā - temperatūra uz tās virsmas sasniedz +470°C un ir praktiski nemainīga, neatkarīgi no diennakts stundas. Augsto temperatūru uz Venēras uztur siltumnīcas efekts. Oglekļa dioksīds, no kā sastāv planētas atmosfēra, labi laiž cauri Saules redzamo gaismu, bet aiztur no planētas atstaroto siltumu, kā rezultātā planētas temperatūra krasi pieaug. Blīvā atmosfēra rada arī augstu atmosfēras spiedienu. Atmosfēras spiediens uz Venēras ir tāds, kāds ir Zemes okeānā 900 m dziļumā, kur var nolaisties tikai ar speciālu batiskafu.
Venēra ir apvīta ar noslēpumiem galvenokārt tās blīvās, necaurredzamās atmosfēras dēļ, kas slēpj tās virsmu no tiešas novērošanas. Viens no aizraujošākajiem aklājumiem ir fosfīna gāzes atklāšana tās atmosfērā, kas ir indīga gāze, ko parasti rada bioloģiski procesi uz Zemes. Šis atklājums raisīja spekulācijas par iespējamo mikrobu esamību augšējos mākoņu slāņos. Tomēr ir arī abiotiski procesi, kas spēj radīt šo gāzi, tāpēc ir nepieciešama turpmāka izpēte. Papildus tam, novērojumi liecina par aktīvu vulkānisko darbību uz planētas virsmas, kas dod jaunas perspektīvas mūsu izpratnei par Venēras ģeoloģiju un tās līdzībām ar Zemi.
5. att. Venēras virsma uzņemta ar radiolokācijas metodi (NASA attēls)
Venēra ir dzīvībai “neviesmīlīga” planēta lielā karstuma, ūdens un skābekļa trūkuma dēļ. Uz tās ir tuksnešaini, akmeņiem klāti līdzenumi, pauguri un zemienes, vairākas augstienes un kalnu grēdas, sastopami meteorītu izsisti krāteri (6. att.). Vērā ņemamu struktūru vidū ir plaši augstienes apgabali, piemēram, "Ishtar Terra" un "Aphrodite Terra", kas būtībā ir kontinenta izmēra grēdas. Uz Venēras ir atrodami arī milzīgi vulkāni, piemēram, Maat Mons, un tūkstošiem mazāku vulkānu, kas liecina, ka tā varētu būt ģeoloģiski aktīva.
6. att. Venēras virsma, kas ir ģenerāta no radiolokācijas novērojumiem (NASA attēls)
Venēru senie grieķi nosauca mīlestības dievietes Afrodītes vārdā, bet romieši šo nosaukumu pārtulkoja, jo viņu mitoloģijā atbilstošais dievietes vārds bija Venēra. Teika stāsta, ka skaistā Venēra piedzimusi no jūras putām. Viņas uzdevums ir radīt mīlestību dievu un cilvēku sirdīs. Visur, kur viņa iet, uzplaukst puķes.
7. att. Ilustrācija, kā varētu izskatīties Venēras virsma (NASA attēls)
Pašlaik vairākas misijas pēta Venēru, lai atklātu tās atmosfēras noslēpumus un ģeoloģiskās īpašības. Eiropas Kosmosa aģentūras (ESA) misija "Venēras Ekspresis", kas darbojās līdz 2014. gadam, sniedza vērtīgu informāciju par Venēras atmosfēru un klimatu. Sekojot tam pa pēdām, Japānas misija "Akatsuki", kas veiksmīgi iegāja orbītā ap Venēru 2015. gadā, turpina pētīt atmosfēras modeļus un mākoņu dinamiku. Šīs misijas mērķis ir sniegt dziļākus ieskatus Venēras meteoroloģijā un faktoros, kas veicina tās skarbās vides attīstību.
Venēras izpēte gaidāmajos gados kļūs intensīvāka, jo ir plānotas vairākas ambiciozas misijas, lai pētītu šo noslēpumaino planētu tuvāk. Jaunā interese par Venēru izriet no tās ekstrēmā klimata un ģeoloģiskajām īpašībām, kas sniedz būtisku informāciju par planētu atmosfērām un iespējamiem klimata scenārijiem, kas palīdzēs arī eksoplanētu pētniecībā.
NASA DAVINCI+ (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gases, Chemistry, and Imaging) ir plānota palaišana aptuveni 2029. gadā. Šīs misijas mērķis ir analizēt Venēras atmosfēru, lai saprastu, kā tā veidojās un attīstījās, un noskaidrot, vai Venērai jebkad ir bijis okeāns. DAVINCI+ būs arī nolaišanās instruments, kas izskatās kā sfēra ar parašūtu, kas izies cauri planētas biezajai atmosfērai, precīzi mērot cēlgāzes un citus elementus (8. att.).
VERITAS (Venus Emissivity, Radio Science, InSAR, Topography, and Spectroscopy) ir vēl viena NASA misija, kas paredzēta līdzīgā laika posmā. VERITAS plāno orbītēt Venēru, lai izveidotu detalizētas 3D virsmas karti, izmantojot radiolokāciju, lai datētu virsmas augstumu, kas palīdzēs zinātniekiem saprast planētas ģeoloģisko vēsturi. Tā arī mēģinās noskaidrot, vai pašlaik Venērā ir aktīvs vulkānisms.
EnVision, misija, ko vada Eiropas Kosmosa aģentūra (ESA) ar NASA sadarbību, ir plānota palaišana līdz 2030. gadam. EnVision mērķis ir sniegt visaptverošu skatu uz Venēru, no tās kodola līdz atmosfērai, lai noskaidrotu, kā un kāpēc Venēra un Zeme attīstījās tik atšķirīgi, neskatoties uz līdzīgiem izmēriem un sastāvu. Misija izmantos radarus un spektroskopiju, lai pētītu planētas virsmu un atmosfēru, it īpāši koncentrējoties uz pētniecību par Venēras tektonisko un vulkānisko aktivitāti.
8. att. Venēras misijas DAVINCI nolaišanās aparāta darbības principa ilustrācija
Zeme
Zeme ir Saules sistēmas trešā planēta, vienīgā no Zemes grupas planētām, uz kuras ir daudz ūdens - tas klāj vairāk nekā 2/3 planētas virsmas (9. att.). Zemei ir visspēcīgākais magnētiskais lauks no Zemes grupas planētām. Tās ģeogrāfiskajiem un magnētiskajiem poliem ir pretēja orientācija. Zemes magnētiskā lauka ziemeļpols atrodas Antarktīdā, bet dienvidpols - Arktikā. Magnētiskais lauks izveido ap Zemi apvalku - magnetosfēru. Tajā ir vairākas radiācijas joslas.
Tabula 3: Zemes fizikālie raksturlielumi
9. att. Zeme no kosmosa
Zemei ir vidēji blīva un samērā caurspīdīga atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no slāpekļa un skābekļa. Arī Zemes atmosfērā pastāv neliels siltumnīcas efekts. Vidējā temperatūra uz zemeslodes ir +15°C. Visaugstākā gaisa temperatūra fiksēta ASV (+57°C), bet viszemākā - Antarktīdā (-88°C). Atmosfēras zemākajā slānī norisinās procesi, kas nosaka laikapstākļus. Zemes klimatu būtiski ietekmē okeānu straumes un atmosfēras cirkulācija. Zeme nav pilnīgi sfēriska, tā ir nedaudz saplacināta pie poliem. Tai ir izteikts reljefs - gan augsti kalni, gan dziļas okeānu ieplakas. Visaugstākais kalns uz Zemes ir Everests jeb Džomolungma (8848 m virs jūras līmeņa), bet visdziļākā okeāna ieplaka ir Marianas ieplaka (11022 m zem jūras līmeņa). Zeme ir seismiski aktīva - uz tās notiek zemestrīces un vulkānu izvirdumi. Uz Zemes ir maz meteorītu krāteru, jo tos noārda ūdens un vējš. Zeme ir unikāla planēta ar to, ka uz tās pastāv dzīvība.
Tabula 4: Zemes atmosfēras uzbūve
10. att. Zemes iekšējā struktūra (Vadimsadovski/stock.adobe.com attēls)
Mēness
Zemei ir viens dabiskais pavadonis - Mēness (11. att.). Tas ir tikai četras reizes mazāks par Zemi, tādēļ sistēmu Zeme-Mēness var saukt par dubultplanētu. Mēness vidējais attālums no Zemes ir 384 000 kilometri. Mēnesim nav atmosfēras, jo tā gravitācijas spēks ir pārāk mazs, lai noturētu gāzes molekulas. Dienā uz Mēness ir ļoti karsts, bet naktī - ļoti auksts. Mēness griežas lēni - diena uz tā ilgst divas nedēļas, bet nakts - otras divas nedēļas.
Tabula 5: Mēness raksturlielumi
Mēness tumšākos apgabalus sauc par jūrām kaut arī tajos nav ne pilītes ūdens - tie ir gludi līdzenumi. Gaišākos apgabalus sauc par kontinentiem. Tie atrodas augstāk un ir noklāti ar meteorītu izsistiem krāteriem. Lielāko krāteru diametrs sasniedz 200 km. Kaut arī teleskopā Mēness virsma izskatās nelīdzena, patiesībā tā ir samērā gluda. Mēness ir sastingusi pasaule. Izmaiņas uz tā praktiski nenotiek jau 3 miljardus gadu.
11. att. Mēness attēls
Galvenā teorija par Mēness izcelsmi ir "Lielās sadursmes" hipotēze - Mēness veidojās no atliekām, kas palika pēc milzīgas sadursmes starp Zemi un Marsa izmēra ķermeni vārdā "Theia", apmēram pirms 4,5 miljardiem gadu. Šī sadursme ievērojami ietekmējā Zemes rotāciju un rotācijas asi. Mēness orbīta ap Zemi ir eliptiska, ar vidējo attālumu aptuveni 384 400 kilometri. Tas Zemei rāda tikai vienu sejas pusi, jo tā orbītālais periods sakrīt ar tā rotācijas periodu.
12. att. Lielās sadursmes ilustrācija, kas izveidoja Mēnesi (SITN attlēls)
Mēness iekšējā struktūra ir līdzīgā kā Zemes grupas planētām - garoza, mantija un kodols. Garoza vidēji ir 50 kilometru bieza. Mantija stiepjas līdz nelielam kodolam, kas galvenokārt sastāv no dzelzs un sēra. Mēness kodols ir proporcionāli mazāks nekā lielākajai daļai citu Saules sistēmas ķermeņu, kas liecina par unikāliem veidošanās apstākļiem.
Mēness izpēte sākās ar teleskopisku novērojumiem pirms simtiem gadu, bet kosmosa ēra to paveica ar jauniem apgriezieniem. Padomju "Luna" programma un amerikāņu "Apollo" misijas 1960. un 1970. gados bija Mēness izpētes kulminācija, kur visbeidzot "Apollo" misijas ļāva divpadsmit astronautiem staigāt pa Mēness virsmu. Šīs misijas atgrieza simtiem kilogramu Mēness iežu un putekļu paraugus uz Zemi, ievērojami paplašinot mūsu izpratni par Mēness ģeoloģiju.
Mēness izpēte piedzīvo šobrīd atdzimšanu, kurā piedalās virkne inovatīvu misiju no starptautiskām kosmosa aģentūrām un privātām organizācijām. Pašlaik NASA "Lunar Reconnaissance Orbiter" turpina sniegt būtiskus datus par Mēness topoloģiju un resursiem, uzlabojot mūsu stratēģisko plānošanu nākotnes misijām. Ķīnas "Chang'e" projekts, kas ietver orbitālais, nolaižamos insntrumentus un roverus, 2020. gadā atgrieza Mēness paraugus uz Zemes, kas ir nozīmīgs solis Mēness izpētes progresā. Turpmāk NASA vadītā "Artemis" programma plāno atgriezt cilvēkus uz Mēness virsmas līdz 2026. gadam, ar ambiciozu mērķi līdz desmitgades beigām izveidot tur ilgtspējīgu klātbūtni. Šajā programmā tiks iesaistīti starptautiskie un komerciālie partneri, kas ne tikai palīdzēs būvēt "Mēness vārtus" - starpposma punkts star Zemi un dziļā kosmosa misijām - bet arī veicinās pastāvīgu bāžu izveidi uz Mēness virsmas (13. att.). Šie centieni ļaus veikt plašus zinātniskus pētījumus, atklājot Mēness veidošanās noslēpumus un sniedzot ieskatus Mēness resursu izmantošanā, tādējādi paverot ceļu nākotnes cilvēku misijām uz Marsu un tālāk.
13. att. Ilustrācija, kā Mēness virsma varētu izskatīties nākotnē (ESA attēls)
Marss
Marss ir ceturtā Zemes grupas planēta (14. att.). Tā diametrs ir divas reizes mazāks nekā Zemei. Marss ir Zemei līdzīgākā planēta. Tam ir caurspīdīga, retināta atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no oglekļa dioksīda. Marsam nav globāla magnētiskā lauka, tas sastopams tikai atsevisķos planētas apgabalos, turklāt magnētisko polu orientācija šajos apgabalos ir atšķirīga. Magnētiskais lauks Marsa iežos saglabājies no laika posma, kad planēta bija ģeoloģiski aktīva. Tā kā Marss atrodas tālu no Saules, uz tā valda bargs klimats - vidējā temperatūra ir -60°C. Planētas polus klāj polu cepures, kas sastāv no ledus un sasaluša oglekļa dioksīda. Marsa diennakts ilgst 24,5 stundas. Planētas rotācijas ass slīpums ir aptuveni tāds pats kā Zemei, tādēļ uz Marsa mainās gadalaiki.
Tabula 6: Marsa fizikālie raksturlielumi
14. att. Mars un tā divi pavadoņi Foboss un Deimoss (Star Walk attēls)
Marss ir tuksnešaina planēta, ko klāj sarkanīga smilts un akmeņi. Atmosfēras spiediens uz Marsa virsmas ir tāds, kāds ir uz Zemes 40 km augstumā. Uz Marsa pūš spēcīgi vēji, kas reizēm paceļ gaisā lielu putekļu daudzumu, tad rodas putekļu vētras. Iespējams, ka kādreiz uz Marsa ir tecējušas upes, taču šobrīd ūdens sastopams vienīgi mūžīgā sasaluma slānī. Galvenās Marsa reljefa formas ir zemienes, līdzenumi un augstienes, gari kanjoni un meteorītu krāteri. Uz Marsa ir vairāki milzīgi, apdzisuši vulkāni. Uz Marsa atrodas lielākais kalns Saules sistēmā - Olimps (15. att.). Tā augstums virs vidējā virsmas līmeņa ir 21 km, bet pakājes diametrs 600 km.
15. att. Lielākais kalns Saules sistēmā - Olimps (Lowell Observatory attēls)
Marinera kanjons ir viena no iespaidīgākajām struktūrām uz Marsa (16. att.), bieži dēvēta par Sarkanās planētas Lielo kanjonu, taču tā kārtīgi pārsniedz šīs zemes analogu izmēra un mēroga ziņā. Šī plašā kanjonu sistēma stiepjas vairāk nekā 4000 kilometru garumā, līdz pat 200 kilometru platumā un sasniedz pat 7 kilometru dziļumu. Nosaukta pēc kosmosa kuģa "Mariner 9", kas to atklāja 1970. gadu sākumā, Marinera kanjons tiek uzskatīts par rezultātu tektoniskajām aktivitātēm - konkrētāk, Marsa garozas plaisāšanu un atdalīšanos, kad planēta atdzisa. Šī milzīgā plaisu sistēma nav tikai kanjons, bet sarežģīts savienojuma tīkls ar ielejām, plašām grēdām un dziļām tranšejām. Tās izcelsme varētu būt saistīta ar vulkāniskajiem un tektoniskajiem procesiem, kas asociēti ar tuvējo Tarsisa reģionu, skaidri norāda uz Marsa dinamiski ģeoloģisko pagātni. Marinera kanjona sienas atklāj planētas pagātnes slāņus, kas potenciāli piedāvā ieskatus Marsa klimatiskajā un ģeoloģiskajā evolūcijā.
16. att. Marsa Marinera kanjons salīdzinājumā ar ASV izmēru (NASA attēls)
Pēc mūsdienu priekšstatiem, Marsa uzbūve līdzinās pārējo Zemes grupas planētu uzbūvei (17. attēls). Marsa centrālajā daļā atrodas karsts, no metāliem un silikātiežiem sastāvošs kodols, ko apņem mantija, bet planētas virskārtu veido plāna, cieta garoza. Planētai ir divi nelieli pavadoņi - Foboss un Deimoss. Tie ir neregulāras formas objekti, kuru maksimālais diametrs ir attiecīgi 27 un 15 km.
17. att. Marsa iekšējā struktūra - iekšējais un ārējais kodols, mantija un garoza (IPGP/David Ducros attēls)
1976. gadā uz Marsa nolaidās divi ASV kosmiskie aparāti Viking. Šo aparātu pētījumu programmā bija iekļauti eksperimenti, kuros tika meklēti Marsa mikroorganismi. Kaut arī daļa eksperimentu deva pretrunīgus rezultātus, veiktie papildu mērījumi ļāva secināt, ka Marsa gruntī nekādas organiskas dzīvības nav. Pēc divdesmit gadiem ASV zinātnieku grupa nāca klajā ar paziņojumu, ka meteorītā, kas nācis no Marsa, iespējams, atrasti Marsa mikroorganismu pārakmeņojumi. Mikroskopiskā dzīvība uz Marsa varēja rasties pirms vairākiem miljardiem gadu, kad planētas klimats bija siltāks. Meteorītu no Marsa virsmas pirms daudziem miljoniem gadu acīmredzot izsita liels debess ķermenis, kas ietriecās planētā. Meteorīts ilgāku laiku lidoja kosmosā, iekams nonāca uz Zemes. Taču šajā hipotēzē ir daudz neskaidru momentu, kurus var noskaidrot tikai turpmākos pētījumos.
18. att. Zondes Pathfinder panorāma ar Marsa akmeņaino virsmu (NASA/JPL attēls)
Marsa ūdens vēsture ir arī aizraujošs aspekts planētas ģeoloģiskajā stāstījumā, kas izceļ tās potenciālu dzīvībai uz Marsa virsmas. Mūsdienās Mars ir auksts un sauss, taču pierādījumi liecina par daudz mitrāku pagātni, kur šķidrais ūdens bija atrodams pa visu virsmu.
Ģeoloģiskie veidojumi Marsā, ieskaitot upju ielejas, ezeru gultnes un deltas stipri liecina, ka šķidrais ūdens reiz bija pieeamas lielās kvantitātēs. Šīs struktūras, visticamāk, veidojās miljardiem gadu garumā, veidojot Marsa ainavu līdzīgu Zemei. Minerālu klātbūtne, kas veidojas tikai ūdenī, piemēram, māli un sulfāti, kas atrodami dažādās vietās, ieskaitot Geila krāteri un "Meridiani Planum", vēl vairāk atbalsta šo teoriju.
Izotopu (viens un tas pats elements, bet ar dažāda daudzuma neitroniem) mērījumi no Marsa meteorītiem un roveru analizētajiem akmeņiem ir devuši norādes par Marsa atmosfēras evolūciju un tās spēju uzturēt ūdeni uz virsmas. Deitērija un ūdeņraža attiecības Marsa atmosfērā liecina, ka Mars ir zaudējis ievērojamu ūdens daudzumu kosmosā. Iespējams tas notika Marsa vājās gravitācijas dēļ, vai arī vājā magnētiskā lauka dēļ, kas ļāva Saules vējiem izsviest atmosfēras molekulas.
Dažādas misijas, kā "Mars Global Surveyor", "Mars Reconnaissance Orbiter" un "Mars Express", ir atklājuši procesus, kas vislabāk ir izskaidrojami ar ūdens plūsmām uz Marsa. Marsa roveri, īpaši "Spirit", "Opportunity" un "Curiosity", ir atraduši akemeņu sastāvā pierādījumus, kas norāda uz pagātnes ūdens plūsmām un pat iespējamiem ezeriem, kas varētu būt apdzīvojami kādreiz.
Ūdens klātbūtne Marsa pagātnē rada intriģējošas iespējas par planētas potenciālu iespēju dzīvībai. Pāreja no siltākas un mitrākas pagātnes uz pašreizējo sasalušo tuksneša stāvokli rada jautājumus par Marsa ūdens stāstu - vai tas paslēpās zem zemes vai tika zaudēts kosmosā - un par iemesliem un laiku Marsa dramatiskajām klimata izmaiņām. Tāpēc intriģējošais jautājums par dzīvību uz Marsa vēl arvien paliek atklāts.
Ilustrācija kā varētu izskatīties Marss, kad uz tā vēl atradās ūdens
Marsa izpēte ir jaunā, aizraujošā posmā, kurā vairākas kosmosa aģentūras un privātas organizācijas plāno ambiciozas misijas. Uzsvars tiek mainīts no vienkāršas izpētes uz potenciālu apdzīvojamību un Marsa resursu izmantošanu.
NASA Marsa paraugu atgriešanas kampaņa, sadarbībā ar Eiropas Kosmosa aģentūru (ESA), ir viens no visvairāk gaidītajiem projektiem. Misijas mērķis ir savākt paraugus, ko savācis rovers "Perseverance", un atgriezt tos uz Zemi detalizētai analīzei. Tas varētu sniegt jaunus ieskatus par Marsa vidi un iespējamās pazīmes par agrāku dzīvību.
Eiropas Kosmosa Aģentūra (EKA) "ExoMars" programma, kurā ietilpst rovers "Rosalind Franklin", ir paredzēta, lai izurbtu Marsā caurumu, kur meklēs bioloģiskās dzīvības pazīmes. Tās palaišana, sākotnēji plānota 2020. gadā, ir pārcelta uz vēlāku termiņu politisku iemeslu dēļ.
NASA "Artemis" programma, lai gan koncentrējas uz Mēness izpēti, ir solis tuvāk cilvēku misijām uz Marsu. NASA plāno sūtīt astronautus uz Marsu sākot at 2030. gadu, izmantojot tehnoloģijas un pieredzi no Mēness misijām. Šie nākotnes plāni ietver apdzīvojamu vietu, ēdiena un ūdens ieguves un degvielas tehnoloģiju izstrādi.
"SpaceX", kura vadītājs ir Ilons Masks, ir izklāstījis vēl ambiciozākus plānus ar savu kosmosa kuģi "Starship", mērķējot uz cilvēku nosūtīšanu uz Marsu šajā desmitgadē. Maska vīzija ietver ilgtspējīgas kolonijas izveidi Marsā, lai nodrošinātu cilvēces ilgtermiņa izdzīvošanu.
Citas valstis, tostarp Ķīna un Apvienoto Arābu Emirāti, ir izteikušas savus ilgtermiņa mērķus piedalīties Marsa izpētē, iekļaujot arī potenciālas cilvēku misijas. Komerciālās intereses, piemēram, no SpaceX un citām privātajām kompānijām, ir būtiskas, jo jau šajā agrīnajā periodā var redzēt strauju tehnoloģiju attīstību, kas ļauj ātrāk sasniegt vēlamos rezultātus.
NASA helikopteris "Ingenuity" un rovera "Perseverance" ilustrācija uz Marsa (NASA/JPL-Caltech attēls)
Acīmredzot savas sarkanās krāsas dēļ Marss ieguvis kara dieva vārdu. Grieķi to dēvēja par Aresu, bet romieši par Marsu. Līdz mūsdienām saglabājies vēlākais, romiešu variants. Mirdzošās bruņās un ar milzīgu vairogu rokās Marss trauca pār kaujas lauku, sēdams nāvi un postu.
