Počasí na Marsu

Mars má mnohem tenčí vrstvu atmosféry než Země. I přesto zde panuje velmi složité podnebí a proměnlivé počasí podobné tomu našemu. občas se zde vyskytují ohromné prachové bouře, které mohou zahalit do prachového závoje i celou planetu.

Atmosféra Marsu je tvořena z 96 % oxidem uhličitým. Je tak řídká, že na jeho povrch působí tlakem odpovídajícím jen jednomu procentu atmosférického tlaku Země. Při pohledu z povrchu Marsu má narůžověle šedou barvu, která je způsobena červeným prachem v atmosféře a fyzikálním jevem nazývaným atmosférický rozptyl.

Atmosféra Marsu je velmi tenká, ale i tak dokáže izolovat Mars od těch nejhorších teplotních extrémů. Teploty na Marsu i přesto kolísají mezi 25°C (poblíž rovníku v období letního slunovratu) a -125°C (na pólech v období zimního slunovratu). Osa Marsu má podobný úhel sklonu jako osa Země a jeho perioda rotace je 24h a 37min. Proto Mars prohází podobným cyklem noci, dne a ročních období jako Země a jeho podnebí se v průběhu marťanského roku mění jako to naše. K tomu všemu se ještě přidává fakt, že Mars má výrazně eliptickou oběžnou dráhu. Ta způsobuje, že se v období letního slunovratu na jižní polokouli nachází Slunce o 40 milionů km blíže než v období letního slunovratu na severní polokouli.

Sklon jeho osy a jeho oběžná dráha se však v průběhu milionů let mění - Mars prochází dlouhodobými změnami, které se nazývají Milankovičovy cykly. Tyto cykly, které poprvé předpověděl Milutin Milankovič pro oběžnou dráhu Země, mohou vytvářet radikální změny marťanského podnebí.

Přesně jako na Zemi je hlavní hnací silou v dnešní atmosféře Marsu cirkulace vzduchu mezi teplejšími oblastmi na rovníku a chladnými oblastmi na pólech. Tím dochází k vyrovnávání teplot. Vzduchové masy se pohybujé okolo planety v podobě obrovských Hadleyho buněk. Hadleyho buňky jsou ovlivňovány Coriolisovými silami, které mají původ v rotaci planety a jsou příčinou různého převažujícího směru (proudění) větrů na různých polokoulích. Toto proudění unáší střídající se fronty nízkého a vysokého tlaku kolem planety.

Atmosféra Marsu

Na Zemi jsou větrné proudy narušovány a komplikovány přítomností dvou velmi rozdílných povrchů: vyvýšených pevnin, které se velmi rychle zahřívají a ochlazují, a hlubokých oceánů, kterým trvá déle než absorbují teplo, ale také déle než jej ze sebe uvolní. Na Marsu neexistují takové rozdíly, které by narušovaly pohyby front, takže ty se pohybují po planetě poměrně konstantní rychlostí. V oblastech ležících ve středních "zeměpisných" šířkách vzniká nová fronta zhruba každé tři dny.

Díky chladné a suché atmosféře Marsu jsou z kosmu cyklony a jiné projevy počasí velmi obtížně pozorovatelné, protože se zde vytváří mnohem méně mraků. Mraky vznikají pouze tehdy, když v atmosféře dojde k nasycení par určité plynné složky, tj. tehdy, když atmosféra již více takovýchto par nepojme a ty zkondenzují do malých kapiček.

Na Zemi, kde je atmosféra z velké části složena z vodní páry, se mohou mraky vodních kapiček tvořit relativně snadno. Na Marsu se mohou sice tvořit jak z vodní páry, tak z krystalů oxidu uhličitého, ale pouze za určitých podmínek. Největší mraky se obvykle tvoří na jednotlivých polokoulích během jarního tání. Tehdy je totiž atmosféra nasycena vypařujícími se plyny.

Lokalizované mračné systémy

Mraky se na Marsu často tvoří nad stejnými místy. Na jeho povrchu se místy totiž nacházejí tak obrovské útvary, že si kolem sebe vytvářejí své vlastní klimatické jevy. Nejpůsobivějším z nich je plošina o velikosti kontinentu, vyvýšenina Tharsis, která se rozkládá ve výšce asi 10 km nad průměrnou výškou povrchu. Je poseta vulkány vyčnívajícími ještě do výšky dalších asi 17 km. Vrcholy těchto sopek jsou často zahaleny do tenkých vrstev mračen tvořených ledem, vznikajících kondenzací páry ze stoupajícího teplého vzduchu ochlazovaného při jeho průchodu nad plošinou Tharsis.

Ještě lokalizovanější počasí vzniká okolo jiného významného povrchového útvaru - systému kaňonů Valles Marineris. Tyto hluboké jizvy v kůře Marsu jsou zanořeny několik kilometrů pod průměrnou výšku povrchu. V důsledku toho je na jejich dně podstatně vyšší atmosférický tlak a tvoří se zde velmi často mlhy. Podle některých odhadů je dokonce možné, že zde kondenzují za vzniku kaluží a jezírek kapalné vody.