Měsíce Marsu

Okolo Marsu obíhají dva maličké měsíce nepravidelného tvaru - Phobos a Deimos. Nikdo o nich nevěděl až do r. 1877. Detailní fotografie z orbitálních modulů sond Viking nám odhalily, že na jejich povrchu je množství kráterů. Vypadají jako asteroidy, které byly vypuzeny z pásu asteroidů vlivem působní mohutné gravitace Jupitera a poté zachyceny gravitací Marsu.

Phobos a Deimos obíhají kolem Marsu mnohem blíže než Měsíc okolo Země. Phobos se pohybuje v průměrné vzdálenosti 9 380 km a jeden oběh mu zabere 7 h a 39 min. Deimos se nachází mnohem dále, asi 23 500 km a oběhne Mars za 30 h a 18 min. Ačkoliv měří napříč pouze 27 km, respektive 15 km, jsou díky své malé vzdálenosti z povrchu Marsu dobře vidět. Průzkumná vozidla Spirit a Opportunity, která na Marsu působila, dokonce pořídila fotografie částečného zatmění Slunce, když oba měsíce procházeli přes sluneční disk.

Oběžná dráha měsíce Phobos je tak nízká, že je díky své blízkosti k planetě nestabilní a Phobos v důsledku toho stále pomalu klesá. Za asi 50 milionů let dopadne Phobos na povrch Marsu.

Největší kaňon

Na východ od vulkánů Tharsis prochází po povrchu Marsu téměř rovnoběžně s rovníkem ohromná prasklina. Jedná se o Valles Marineris (údolí Marineru), složitý systém hloubkových, s rovníkem rovnoběžných kaňonů větších než cokoli, co lze najít na Zemi. V nejhlubším místě sahá dno až do hloubky 7 km pod okolní krajinu a v nejširším místě jsou od sebe stěny kaňonu vzdáleny na 200 km. Celý systém se rozprostírá v délce více jak 4000 km. Pro porovnání se jedná o délku, kterou mají napříč celé Spojené státy a Grand Canyon v Arizoně dosahuje pouze jedné desetiny této délky a jedné pětiny hloubky.

Kaňon Valles Marineris se otevíral po dobu několika milionů let pravděpodobně někdy před 3,5 miliardami let. Ačkoli nebyl vytvořen vodou, tak byl v průběhu své existence tekutinou někdy zcela jistě vyplněn. Sítí kanálů v západním konci kaňonu nazývanou Noctis Labyrinthus (Labyrint noci) do něj proudila voda, která společně s rychle se pohybujícími proudy oxidu uhličitého, unikajícího pod vysokým tlakem zpod povrchu Marsu, pomohla podemlít strmé nestabilní útesy tvořící stěny kaňonu.

Vyvýšenina Tharsis

Ohromná plošina, která podpírá sopku Olympus Mons a další vulkány vystupuje do výšky 10 km nad své okolí. Je obklopena prastarými žlaby, které vyznačují místa, kde povrch při zvedání této ohromné plošiny před asi 3,5 miliardami let popraskal. Astronomové se do současnosti nemohou dohodnout na tom, co způsobilo, že se kůra Marsu zdvihla a takto zvláštně zdeformovala.

Jedna z teorií říká, že plošina byla vytlačena a stále ještě je zespodu podpírána vzdouvající se masou horké hmoty pláště. Jiná teorie popisuje vznik vyvýšeniny dlouhodobým usazováním jednotlivých vrstev ztuhlé lávy, která byla vyvržena při erupcích sopek nacházejících se v této oblasti. S tím jak oblast Tharsis rostla, stávala se těžší a těžší a tlačila svou hmotou na povrch pod sebou, čímž způsobovala postupné zesilování kůry Marsu (litosféru), podobně jako když vzniká neviditelná část ledovce.

Nedávno provedené simulace však prokázaly, že plášťový chochol by sám nikdy nemohl podepřít tak hmotný útvar jako je vyvýšenina Tharsis. Mohl by ovšem pomáhat udržovat dlouhodobou sopečnou činnost v oblasti Tharsis. S jistotou tyto hypotézy možná potvrdíme, nebo naopak vyvrátíme po provedení seizmického průzkumu Marsu. Tento průzkum by mohl zahrnovat malé povrchové exploze a použití seismometru k záznamu ozvěn z nitra planety, což by nám umožnilo sestavit její geologickou mapu.

Polární proudění

Jedním z významných rozdílů mezi prouděním atmosférických mas na Zemi a na Marsu jsou sezónní větry, které tady transportují oxid uhličitý z jednoho pólu na druhý. Ačkoliv obě světlé polární čepičky mají pod sebou velké množství vodního ledu (většinou skrytého v půdě v podobě permafrostu), je jejich jasně bílý povrch, který se tvoří a mizí s ročními obdobími, tvořen zmrzlým oxidem uhličitým, neboli suchým ledem, jenž kondenzuje přímo z atmosféry a "sublimuje" zpět do plynného skupenství bez toho, aby procházel skupenstvím kapalným.

Protože bod tuhnutí CO2 je -79 °C, dochází k jeho vypařování z jednoho z pólů ve chvíli, kdy na něm přichází jaro, a současně kondenzuje na druhém pólu, kde právě nastává podzim. Na pólu, kde panuje zima, zkondenzuje až 30% veškerého atmosférického oxidu uhličitého, přičemž se zde vytváří až několik metrů tlustá vrstva suchého ledu. Oxid uhličitý je zde přinášen silnými větry vanoucími od toho pólu, kde dochází naopak k jeho tání. Oxid uhličitý do sebe při svém tuhnutí uzavírá prach tvořící převážnou většinu povrchu Marsu. Ten ale s jarem společně s CO2 nemizí. Proto se na pólech vytvořily vrstvy složitých terasovitých útvarů, ve kterých je zaznamenán jak směr tvorby ledových čepiček, tak i směr převažujících větrů dujících okolo pólů.

Planetární Fourierův spektrometr

Planetární Fourierův spektrometr (PFS) na sondě Mars Express je v podstatě speciální kamera, která dokáže rozkládat záření vycházející z atmosféry Marsu do spektra. Ve spektru potom změří intenzitu vybraných vlnových délek dopadajícího záření. Spektrometr funguje tak, že se dívá dolů na Mars skrz sloupec atmosféry nacházející se přímo pod družicovým modulem a zaznamenává úrovně infračerveného a mikrovlnného záření.

S tím, jak do atmosféry vstupuje sluneční světlo, absorbují různé molekuly plynů v závislosti na své vnitřní struktuře záření o různých vlnových délkách. Přitom se zahřívají a emitují infračervené záření o stejně přesně daných vlnových délkách. Analýzou vybraných vlnových délek tepelného záření vyzařovaného z atmosféry Marsu dokáží vědci na Zemi určit i malá množství různých plynů a dokonce zmapovat jejich rozložení na povrchu planety.

Očichávání povrchu

Sonda Mars Odyssey nesla na palubě zařízení nazývané gamaspektrometr, které se dá označit za velmi přesný chemický "čumák". Dokáže totiž s jistotou detekovat různé chemické prvky nacházející se na povrchu Marsu i těsně pod ním. Využívá k tomu skutečnost, že povrch Marsu je neustále bombardován částicemi o velmi vysoké energii, tzv. kosmickým zářením. To je vyzařováno Sluncem a jinými hvězdami. Když dojde ke srážce částice kosmického záření s atomem z povrchu Marsu, dojde k jeho rozštěpení, při kterém jsou z něj emitovány neutrony. Ty zasáhnou okolní částice a předají jim svou energii. Jelikož atomy mají přirozenou tendenci existovat pouze v určitých "energetických stavech", zbaví se tak rychle, jak je to jen možné přebytečné energie vyzářením paprsku (kvanta) záření gama - jedná se o druh záření s vysokou energií a krátkou vlnovou délkou. Přesná energie gama záření je přitom závislá na vnitřní struktuře atomu, ze kterého bylo vyzářeno.

Proud paprsků gama o různých energiích a vlnových délkách lze rozlišit podobně jako bílé světlo do spektra různých barev (duha). Intenzita různých signálů ("barev"), které detekuje gamaspektrometr, je přímo úměrná množství (koncentraci) jednotlivých prvků v půdě. Postupným skenováním jednotlivých malých ploch povrchu lze sestavit jeho celou mapu.