Hierdie artikel handel oor die planeet Mars. Vir ander betekenisse van die naam, sien Mars (dubbelsinnig).
Mars is die vierde planeet van die Son af in ons Sonnestelsel. Die planeet is genoem na Mars, die Romeinse god van oorlog. Daar word ook na Mars as die "Rooi Planeet" verwys, aangesien dit van die Aarde af rooierig lyk.
Mars is ’n aardplaneet met ’n dun atmosfeer. Die oppervlakeienskappe herinner aan die impakkraters van die Maan sowel as die vulkane, valleie, woestyne en poolkappe van die Aarde. Mars is ook die tuiste van Olympus Mons, die hoogste bekende berg in die Sonnestelsel, en van Valles Marineris, die grootste canyon. Benewens die planeet se geografiese eienskappe, is sy wentelperiode en seisoenale siklusse ook soortgelyk aan dié van die Aarde.
duimnael|links|400px|'n Vergelyking van die grootte van die aardplanete, (van links) Mercurius, Venus, Aarde en Mars. Tot en met die eerste verbyvlug deur Mariner 4 in 1965 is gespekuleer dat daar moontlik vloeibare water op die planeet se oppervlak kan wees. Hierdie spekulasies is gebaseer op periodieke wisselings in lig en donker dele, veral in die poolbreedteliggings, wat soos seë en kontinente gelyk het, terwyl lang, donker groewe deur sommige waarnemers vertolk is as besproeiingskanale vir vloeibare water. Later is bewys dié reguit groewe of lyne bestaan nie werklik nie, maar is bloot ’n optiese illusie. Van al die planete in die Sonnestelsel word Mars egter steeds beskou as die waarskynlikste om vloeibare water te hê en miskien ook lewe te onderhou.
Dit lyk of die yskappe by die twee pole hoofsaaklik uit water bestaan. Die volume van waterys op die suidpool sal, as dit gesmelt word, genoeg wees om die hele planeet met water van 11 m diep te bedek. In November 2016 het Nasa berig ’n groot hoeveelheid onderwaterys is in die Utopia Planitia-streek gevind. Die volume van die water word geraam as amper gelyk aan die volume van water in die Bowemeer.
In 2018 was daar agt werkende ruimtetuie: ses in ’n wentelbaan (2001 Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, MAVEN, Mars Orbiter Mission en ExoMars Trace Gas Orbiter) en twee op die oppervlak (Curiosity en InSight). Geologiese (of eintlik: areologiese) bewyse wat deur hierdie en voorafgaande sendings versamel is, dui daarop dat Mars voorheen baie water gehad het en dat klein, geiseragtige waterstromings moontlik in onlangse jare plaasgevind het.NASA/JPL (6 Desember 2006): NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars . Besoek op 2007-01-04. Waarnemings deur Nasa se Mars Global Surveyor wys dele van die suidelike poolkap is aan die afneem.NASA (20 September 2005); Webster, G.; Beasley, D.: Orbiter's Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars . Besoek op 2007-02-26.
Mars het twee mane: Fobos en Deimos. Albei is klein en het onreëlmatige vorms. Hulle is moontlik asteroïdes wat in ’n wentelbaan aangetrek is, soortgelyk aan 5261 Eureka, een van Mars se trojaanse asteroïdes. Mars en sy rooierige kleur kan met die blote oog van die Aarde af gesien word. Sy skynbare magnitude is tot -2,9: Slegs Venus, die Maan en die Son is helderder.
Fisiese eienskappe Mars het ongeveer die helfte van die Aarde se radius en slegs ’n tiende van sy massa; Mars het ’n laer digtheid, maar sy oppervlakte is slegs ’n klein bietjie minder as die totaal oppervlakte van die Aarde se droë land.David R. Williams: Mars Fact Sheet vir die National Space Science Data Center: NASA, 1 September 2004. Besoek op 2006-06-24 Alhoewel Mars groter en swaarder as Mercurius is, het Mercurius ’n hoër digtheid. Dit beteken dat Mercurius ’n ietwat sterker swaartekrag by sy oppervlak het. Die rooierige voorkoms van Mars se oppervlak word veroorsaak deur yster(III)oksied, beter bekend as roes.Peplow, Mark: How Mars got its rust. Besoek op 2007-03-10.
Interne struktuur
Nes die Aarde, is Mars gedifferensieer in ’n digte metaalagtige kern, wat deur minder digte rotsagtige lae omring word. Die buitenste laag is die kors, wat gemiddeld sowat 42-56 km dik is, met ’n minimum dikte van 6 km in Isidis Planitia en ’n maksimum dikte van 117 km op die suidelike Tharsis-plato. Ter vergelyking is die Aarde se kors gemiddeld 27,3 km dik. Die volopste elemente in Mars se kors is silikon, suurstof, yster, magnesium, aluminium, kalsium en kalium. Daar is bevestig dat Mars seismies aktief is; in 2019 is berig dat InSight meer as 450 marsbewings en verwante gebeure ontdek en aangeteken het.
Onder die kors lê ’n mantel van silikaat wat verantwoordelik is vir baie van die tektoniese en vulkaniese kenmerke op die planeet se oppervlak. Die boonste mantel is ’n laesnelheidsone, waar die snelheid van seismiese golwe laer is as in omliggende diepte-intervalle. Die mantel blyk styf te wees tot op ’n diepte van ongeveer 250 km, wat Mars ’n baie dik litosfeer gee in vergelyking met die Aarde. Daaronder word die mantel geleidelik rekbaarder, en die snelheid van seismiese golwe begin weer toeneem. Die mantel het blykbaar nie ’n termies isolerende laag analoog aan die Aarde se ondermantel nie; in plaas daarvan word dit onder ’n diepte van 1 050 km mineralogies soortgelyk aan die Aarde se oorgangsone. Aan die onderkant van die mantel lê ’n basale vloeibare silikaatlaag van ongeveer 150-180 km dik. Die mantel blyk hoogs heterogeen te wees, met digte fragmente tot 4 km in deursnee, waarskynlik diep in die planeet ingespuit deur enorme impakte sowat 4,5 miljard jaar gelede.
Mars se nikkelysterkern is minstens gedeeltelik gesmelt en kan ’n soliede binneste kern hê. Dit beslaan ongeveer die helfte van Mars se radius, sowat 1 650 - 1 675 km, en is verryk met ligte elemente soos swael, suurstof, koolstof en waterstof. Die temperatuur van die kern word geraam op 2 000 - 2 400 K, in vergelyking met 5 400 - 6 230 K van die Aarde se soliede binnekern. In 2025 het ’n groep navorsers die opsporing van ’n soliede binnekern met ’n radius van 613 km aangemeld, op grond van data van die InSight-landingstuig,.
Geologie Na aanleiding van wentelwaarnemings en die bestudering van ’n versameling meteoriete van Mars af, blyk dit dat Mars se oppervlak hoofsaaklik uit basalt bestaan. Sommige bewyse dui daarop dat ’n deel van die planeet se oppervlak moontlik ryker aan silika is as tipiese basalt en moontlik soortgelyk is aan andesietrotse op Aarde.
duimnael|links|Hierdie rotsagtige oppervlak is deur die Mars Pathfinder afgeneem. Alhoewel Mars nie ’n intrinsieke magneetveld het nie, het waarnemings aangetoon dele van die planeet se kors is gemagnetiseer en dat wisselende ommeswaaiings van die polariteit van sy dipoolveld in die verlede plaasgevind het. Hierdie paleomagnetisme van magneties vatbare minerale het eienskappe wat baie eenders is as die wisselende magneetbande wat op die oseaanbodem van die Aarde gevind word. Een teorie, wat in 1999 gepubliseer is en in Oktober 2005 met behulp van die Mars Global Surveyor opnuut bestudeer is, is dat hierdie bande plaattektoniek toon wat 4 miljard jaar gelede op Mars verskyn het, voor die planetêre dinamo ophou werk en veroorsaak het dat die planeet se magneetveld wegkwyn.Goddard Space Flight Center: New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth . Besoek op 2006-03-17.
Huidige modelle van die planeet se binnekant dui op ’n kern met ’n radius van ongeveer 1 480 kilometer wat hoofsaaklik uit yster bestaan met omtrent 14-17% swawel. Hierdie kern van ystersulfied is deels vloeistof en het twee maal die konsentrasie van die ligter elemente wat by die Aarde se kern bestaan. Mars se kern word omring deur ’n silikaatmantel, wat baie van die tektoniese en vulkaniese kenmerke van die planeet gevorm het, maar nou onaktief blyk te wees. Die gemiddelde dikte van die planeet se kors is ongeveer 50 km, met ’n maksimum dikte van 125 km.Dave Jacqué: APS X-rays reveal secrets of Mars' core. Argonne National Laboratory: 26 September 2003. Besoek op 2006-07-01. Die Aarde se kors het ’n gemiddelde dikte van 40 km, maar is slegs ’n derde so dik as dié van Mars, relatief tot die groottes van die twee planete.
Die geologiese geskiedenis van Mars kan in baie epogge (tydvakke) gedeel word, maar die volgende is die drie hoofepogge.
Noachium: Vorming van die oudste oorgeblewe oppervlakke van Mars, 3,8 miljard tot 3,5 miljard jaar gelede. Oppervlakke uit die Noachium bevat baie impakkraters van aansienlike groottes. Daar word geglo die Tharsis-vulkaanplato is tydens hierdie periode gevorm en later in die tydvak aansienlik deur vloeibare water oorstroom. Die tydvak is genoem na Noachis Terra, ’n landmassa op Mars. Hesperium: 3,5 miljard tot 1,8 miljard jaar gelede. Die Hesperium word gekenmerk deur die vorming van uitgestrekte lawavlaktes. Die tydvak is genoem na Hesperia Planum, ’n streek op Mars. Amazonium: 1,8 miljard gelede tot tans. Amazoniese streke het min impakkraters van meteoriete, maar verskil in ander opsigte. Olympus Mons is in hierdie periode gevorm. Die tydvak is genoem na Amazonis Planitia, een van die gladste vlaktes op Mars.
Hidrologie upright|duimnael|links|’n Foto van mikroskopiese rotsvorms wat dui op tekens van water, afgeneem deur die Opportunity-verkenningstuig. Met die huidige lae atmosfeerdruk is dit onmoontlik dat vloeibare water op die oppervlak van Mars kan bestaan, behalwe teen die laagste laagtes – en dan ook slegs vir kort tydperke.Journal of Geophysical Research, 7 Maart 2005: Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions , deur Jennifer L. Heldmann en ander. Volume 110. Besoek op 2007-08-12. Uit die teks: "conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water" … "Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]' Water in ysvorm is egter volop: Die twee poolkappe bestaan hoofsaaklik uit ys.V.-P. Kostama, M.A. Kreslavsky en J.W. Head: Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement . Geophysical Research Letters, 3 Junie 2006. 33: L11201. Besoek op 2007-08-12. In Maart 2007 het Nasa aangekondig die volume (water)ys in die suidelike poolkap sou genoeg wees om, indien dit sou smelt, die hele oppervlak van die planeet te bedek tot ’n diepte van 11 m.NASA, 15 Maart 2007: Mars' South Pole Ice Deep and Wide . Besoek op 2007-03-16. Verder strek daar ook ’n ysgrondmantel vanaf die pool tot ’n breedteligging van ongeveer 60°.