Areografia: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
areológia |
d z cs |
||
Riadok 32:
Jadro je obklopené silikátovým plášťom, ktorý spôsoboval väčšinu tektonickej a vulkanickej činnosti na planéte. V súčasnosti sa ale zdá, že je už neaktívna. Najvrchnejšiu oblasť tvorí kôra, ktorá dosahuje priemernú hrúbku okolo 50 km a maximálnu 125 km.<ref name="anl"/>
== Topografia ==
[[Obrázok:PIA02820.jpg|thumb|V ľavej časti je vidieť južnú časť planéty s vrchovinou a v pravej s oceánskym dnom]]
Mars má podobne ako Zem alebo Mesiac veľmi rôznorodú topografiu povrchu, ktorá je závislá na jeho [[stratigrafia Marsu|geologickej minulosti]]. Severná pologuľa Marsu bola v minulosti z väčšej časti oceánskym dnom, čo sa prejavuje v jej uhladenom rovinatom povrchu. Roviny vystupujú iba okolo 1-2 km nad okolitú krajinu<ref name="velka">{{Knižná referencia
| autor = Josip Klezcek
| odkaz na autora = Josip Kleczek
| názov = Velká encyklopedie vesmíru
| vydanie = 1
| vydavateľstvo = Academia
| miesto = Praha
| rok = 2002
| strany = 263
| isbn = 80-200-0906-X
}}</ref>, ale v skutočnosti sa nachádzajú 2 až 3 km pod referenčnou plochou.<ref>{{Cite web
| url=http://www.astro.pef.zcu.cz/slunecni_soustava/mars/povrch.html
| title=Povrch Marsu
| accessdate=2007-08-31}}</ref> Množstvo [[kráter]]ov na týchto rovinách je menšie ako v južnej časti, čo ukazuje, že sú [[Stratigrafia Marsu|mladšie]]. Súčasné útvary na povrchu napovedajú o zložitých procesoch pri ich vzniku.
Na južnej pologuli sa naopak nachádza krajina, ktorá sa viac podobá [[Mesiac]]u. Vyskytuje sa tu veľmi stará vysočina s veľkým množstvom kráterov, ktoré sú však viac ploché ako tie na Mesiaci, keďže sú vystavované silnému pôsobeniu erózie. Erózia postupne zahladzuje okraje kráterov a zanáša ich dno [[sediment]]ami, čo vedie aj k zmenšovaniu ich hĺbky. Nad okolitú krajinu vystupuje do výšky 1 až 4 kilometrov<ref name="velka"/> a nad referenční geoid najčastejšie v rozmedzí 3 až 4 km. O jej veku vypovedá vysoká hustota kráterov, ktorá sa podobá oblastiam morí (Mare) na povrchu Mesiaca.
Predpokladá sa, že rozdelenie na južnú a severnú časť bolo spôsobené dopadom mohutného cudzieho telesa na konci [[akrécia|akrécie]] planéty. Oproti Zemi ale na Marse nie sú priame dôkazy, že by na povrchu prebiehala [[dosková tektonika]]. Sopečné oblasti sa nepohybovali a zostali na mieste, čo malo za následok vytvorenie rozľahlej vydutej oblasti [[Tharsis]] vrátane obrovských sopiek.
Okrem množstva kráterov sa na povrchu vyskytujú aj [[piesočná duna|piesočné duny]], ktoré niektoré krátery vyplňujú a inde tvoria rozsiahle dunové oblasti.
=== Nulová nadmorská výška ===
Na Marse sa nenachádza oceán tekutej vody, podľa ktorého by sa mohla určiť hladina nadmorskej výšky podobne ako je tomu na Zemi a tak vedci museli túto hodnotu umelo definovať, aby mohli jednoznačne merať prevýšenia útvarov na povrchu. Pre jednoznačné určenie sa musel použiť iný systém, ktorý sa opiera o [[tlak]] vzduchu a pomocou ktorého sa dá vytvoriť celkovo hladký povrch tzv. ''priemerný gravitačný povrch''. Nulová hladina bola určená ako výška, kde tlak vzduchu je 610,5 Pa. Vďaka tejto definícii sa pomerne často vyskytuje záporná výška.
=== Nultý poludník ===
Rovník Marsu je jasne definovaný rotáciou planéty, ale [[nultý poludník]] musel byť podobne ako na Zemi určený umelo. O prvú definíciu sa pokúsili nemeckí astronómovia [[Wilhelm Beer]] a [[Johann Heinrich Mädler]] už v 19. storočí, keď bol ako tento bod zvolený kruhový útvar na povrchu. Takto určený útvar mal veľkú nepresnosť a tedy až v roku 1972 vďaka snímkam sondy [[Mariner 9]] bolo presne určené, že nultý poludník prechádza malým kráterom [[Airy-0]] v nížine [[Sinus Meridiani]].
=== Približný prieskum ===
| |||