Mars, czwarta planeta od Słońca, pod wieloma względami przypomina Ziemię. Doba marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej. Podobnie zmieniają się pory roku, jakkolwiek rok jest dwa razy dłuższy. Występują tu chmury, wulkany, wąwozy, góry, pustynie i wy-kazujące sezonową zmienność, białe czapy polarne. Mars jest jednak suchy i zimny. Jego powierzchnię pokrywają odłamki skał oraz czerwonawy pył (stąd określenie: Czerwona Planeta), a rozrzedzona atmosfera jest trująca dla człowieka. Mars, mniej więcej dwukrotnie mniejszy od Ziemi, jest najbardziej do niej podobny. Doba marsjańska (okres między kolejnymi wschodami Słońca) jest zaledwie o 38 minut dłuższa niż doba ziemska, a nachylenie osi obrotu Marsa jest większe tylko o 1,7o. Mars ma dwa niewielkie księżyce, Fobosa i Deimosa. Ich nieregularny, kartoflowaty kształt sugeruje, że są to planetoidy przechwycone przez pole grawitacyjne Marsa na orbitę wokół planety. Powierzchnia obu księżyców jest pokryta kraterami. Włoski astronom Giovanni Schiaparelli (1835-1910) dostrzegł na powierzchni Marsa krzyżujące się linie i nazwał je "kanałami". Wielu ludzi, błędnie przyjmując, że miał na myśli kanały pochodzenia sztucznego, sądziło, że to Marsjanie wybudowali sieć kanałów, rozprowadzających wodę po całej planecie. Ponadto, ciemniejsze obszary o zmieniającej się sezonowo wielkości uważano za roślinność. Obecnie wiemy, że owe "kanały" były jedynie złudzeniem optycznym, a ciemniejsze obszary to skały, z których wiatr zdmuchnął warstwę czerwonawego pyłu. Mapa Schiaparellego W 1877 roku Schiaparelli narysował mapę, przedstawiającą sKrajobraz marsjański Południowa półkula Marsa zryta jest kraterami uderzeniowymi, które powstały co najmniej 3,5 miliarda lat temu. Półkulę północną w znacznej części ukształtowała stosunkowo niedawna działalność wulkanów. Na Marsie spotykamy dwie najbardziej spektakularne formacje powierzchniowe, jakie istnieją w Układzie Słonecznym: Olympus Mons - największy znany wulkan, oraz Valles Marineris - wąwóz o głębokości 7 km i szerokości 600 km. Liczne mniejsze rozpadliny mogą być wyschłymi korytami rzek. Gigantyczny wulkan Olympus Mons jest trzy razy wyższy niż Mauna Loa, największy wulkan na Ziemi. Mars obiega Słońce ze średnią prędkością 24,12 km/s w ciągu 686,98 dnia. Wszystkie planety zewnętrzne, a więc i Mars, znajdują się najbliżej Ziemi wtedy, gdy są w opozycji. Najbliższa odległość Marsa od Ziemi wynosi 56 x 106 km. Jego największa odległość od Ziemi wynosi aż 400 x 106 km. Wraz ze zmianą odległości zmienia się również jego średnica kątowa i jasność. Jasność waha się w granicach od 1,6m do -2,8m, a średnica kątowa od 4" do 25". W niektórych okresach Mars jest więc czwartym pod względem jasności ciałem niebieskim, po Słońcu, Księżycu i Wenus, na ogół jednak jest mniej jasny niż Jowisz. Oś obrotu Marsa jest tylko o 1,4° bardziej nachylona do płaszczyzny jego orbity niż oś Ziemi względem płaszczyzny orbity ziemskiej. Ponieważ nachylenie płaszczyzny orbity Marsa do ekliptyki jest niewielkie, na Marsie zachodzą pory roku analogicznie do ziemskich, z tą jednak różnicą, że są około dwukrotnie dłuższe niż nasze. Mars dokonuje obrotu wokół osi w ciągu 24h37m22,66s. Marsjańskie dni i noce są zatem niemal tak samo długie jak ziemskie. Różnice temperatur między dniem i nocą są jednak znacznie większe niż u nas, gdyż Mars ma bardzo rzadką atmosferę, nie chroniącą go przed nocnym wypromieniowaniem. Ponieważ Mars obiega Słońce znacznie dalej niż Ziemia, temperatury na jego powierzchni są znacznie niższe niż u nas i wahają się w zakresie od -150°C do +30°C. Temperatura w rejonach równika wynosi w dzień od 17°C do 27°C, a nad ranem spada do -73°C. Na biegunach nie podnosi się ponad -53°C. Temperatura ciemniejszych płaszczyzn jest w przybliżeniu o 5°C - 15°C wyższa niż temperatura okolicy. Jak już wspomnieliśmy, gazowa otoczka Marsa jest znacznie cieńsza i rzadsza niż atmosfera Ziemi. Ciśnienie atmosferyczne przy powierzchni Marsa wynosi 400 - 700 Pa, a zatem ma wartość 100 razy mniejszą niż u nas. W atmosferze ziemskiej takie ciśnienie panuje dopiero na wysokości 35 km. W atmosferze Marsa jest aż 95% dwutlenku węgla, na pozostałą część składa się 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,15% tlenu i nieznaczne ilości tlenku węgla, pary wodnej, kryptonu i ksenonu. Temperatura atmosfery w ciągu dnia jest o 20°C - 30°C niższa niż temperatura powierzchni planety. W nocy temperatury się wyrównują. Na wysokości 40 - 50 km zalega warstwa atmosfery o względnie stałej temperaturze. Około 130 km nad powierzchnią Marsa zaczyna się jonosfera. Wodorowa korona planety sięga aż do wysokości 25000 km. Na wysokości w przybliżeniu 15 km nad powierzchnią Marsa tworzą się sinoniebieskie chmury z kryształków zestalonego dwutlenku węgla i wody. Znacznie niżej nad powierzchnią można dostrzec białe chmury, przy czym niektóre z nich mogłyby być utworzone z kryształków lodu. Jednak najbardziej charakterystyczne dla Marsa, zwanego też Czerwoną Planetą, są żółte obłoki składające się z cząstek pyłów, które wiatr unosi do wysokości kilku kilometrów nad powierzchnią planety. Powstają one podczas silnych burz piaskowych, gdy prędkość wiatru dochodzi do 110 km/s. Czerwony kolor powierzchni Marsa, przypominający krew, natchnął naszych przodków, by tej planecie nadać nazwę mitologicznego boga wojny. Już w lunecie o średnicy obiektywu 10 cm zobaczymy na powierzchni Marsa charakterystyczne twory. W czasie bliskich opozycji możemy tam dostrzec tyle szczegółów, ile na powierzchni Księżyca oglądanej gołym okiem. Ciemne obszary, a także białe plamy, tzw. czapy polarne, obserwowali astronomowie już pierwszymi lunetami w połowie XVII wieku. W 1877 roku pewnym szczegółom powierzchni przypisano nazwę słynnych "kanałów". Te jednakże, w odróżnieniu od ciemniejszych plam i białych czap polarnych, okazały się tylko złudzeniem optycznym, wywołanym małym powiększeniem lunet; zasugerował się nim jednak astronom włoski o nazwisku Giovanni V. Schiaparelli, który je po raz pierwszy obserwował. w rzeczywistości kanały Schiaparellego to łańcuszki małych ciemnych plam, których niewielki teleskop nie może rozdzielić, i stąd powstaje złudzenie "kanałów". Chociaż w 50 lat po ich odkryciu istota kanałów została wyjaśniona, jeszcze długo tkwiły one w świadomości ludzi jako sztuczne twory żywych rozumnych istot zamieszkujących Marsa. Przypuszczenie, że istnieje życie na Marsie, opierało się, choć w znacznie mniejszej mierze niż przy hipotezie "kanałów", na regularnych zmianach niebieskozielonych obszarów na powierzchni planety. Obszary te pokrywają około 1/3 powierzchni Marsa i z nastaniem marsjańskiej wiosny ciemnieją. Jedną z możliwości objaśnienia tego zjawiska było przyjęcie, że na Marsie mamy do czynienia z okresami wegetacji i na tych obszarach rosną jakieś rośliny. Przekonanie, że na Marsie może istnieć życie, nawet w tej najprymitywniejszej formie, zostało podważone w wyniku badań sondy Mariner 4., która obleciała Marsa w 1965 roku. Również dane przekazane z Vikingów w roku 1976 nie dostarczyły żadnych dowodów istnienia życia na Marsie, chociaż też kategorycznie tego nie wykluczyły. Mars jest - po Księżycu i Wenus - trzecim ciałem niebieskim w Układzie Słonecznym, którego powierzchnię i najbliższą okolicę badamy metodami bezpośrednimi, ze statków kosmicznych. Pierwszego przelotu w pobliżu planety dokonała w 1963 roku sonda kosmiczna Mars 1. w dwa lata później Mariner 1. wykonał pierwsze zdjęcia planety. W roku 1971 Mars 2 został pierwszym sztucznym satelitą planety. W tym samym roku na powierzchni Marsa wylądowały pierwsze aparaty statku kosmicznego Mars 3. Ostatnią akcję badania Marsa, a głównie jego powierzchni wraz z poszukiwaniem śladów życia, przeprowadziły dwie sondy z serii Viking w roku 1976. Mars ma kształt elipsoidy trójosiowej o najdłuższej osi równej 6793,5 km. Druga oś jest od niej o 3 km krótsza, trzecia oś jest krótsza o 39 km. Masa planety wynosi 6,255 x 1023 kg, a średnia gęstość 3,94g/cm3. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni sięga 3,61 m/s2, prędkość ucieczki 4,95 km/s. Chociaż przezroczystość atmosfery marsjańskiej pozwoliła obserwatorom na Ziemi rozróżnić charakterystyczne twory na powierzchni planety, to aby sporządzić dokładniejszą mapę Marsa, musieliśmy poczekać na fotografie przesłane z sond międzyplanetarnych. Obecnie mamy do dyspozycji mapy powierzchni Marsa z zaznaczonymi szczegółami powierzchni o rozmiarach 200-100 m, a w miejscach lądowania statków rozróżniamy szczegóły nawet milimetrowe. Powierzchnia Marsa, podobnie jak powierzchnia Księżyca, jest usiana licznymi kraterami o różnej wielkości, powstałymi na skutek upadku meteorytów. Najwięcej kraterów widać na charakterystycznych ciemniejszych fragmentach powierzchni, pozbawionych - w wyniku oddziaływania wiatru - piasku i pyłu. W innych miejscach, na odwrót, wiatr tworzy wielkie wydmy, wysokie na 50 - 100 m. Najstarszym tworem na powierzchni planety jest wielki okrągły obszar Hellas, którego wiek szacujemy na ponad cztery miliardy lat. Ze zdziwieniem stwierdzono, że na powierzchni Marsa są wulkany. Wiele małych i wielkich kraterów wznosi się nad okolicą do znacznych wysokości. Najwyższy z nich, wulkan Olympus Mons, ma wysokość aż 25 km. Jego średnica u podstawy wynosi 500 km, średnica krateru 60 km. Wiek wulkanu ocenia się na 60 - 600 milionów lat. Olbrzymie doliny o długości setek kilometrów są poprzecinane siecią kanałów, nie mających jednakże nic wspólnego z obserwowanymi kanałami Schiaparellego. Kanały o szerokości 1 - 50 km mają długość od 100 aż do 2000 km. Większość z nich jest pochodzenia wulkanicznego, ale niektóre mogą być wyschniętymi korytami rzek z dawnej przeszłości planety. Przed kilkoma milionami lat na Marsie mogła być dostatecznie gęsta atmosfera, która wywierając odpowiednie ciśnienie mogła utrzymać wodę na powierzchni planety. Znane białe czapy polarne powstały przez naniesienie piasku, pokrytego cienką warstwą zestalonego dwutlenku węgla. Niewykluczone, że pod nimi zalega gruba na 1 km warstwa lodu (zestalonej wody). Wraz z nadejściem marsjańskiej zimy czapy polarne się rozszerzają, a z nastaniem wiosny zmniejszają. W lecie mają średnicę zaledwie 300 km i wtedy z trudem można je dostrzec z Ziemi. Niewielkie zmiany w zabarwieniu powierzchni Marsa są spowodowane przez wiatr przesuwający z miejsca na miejsce wydmy piaszczyste. Przyczyną regularnego rozszerzania się znacznych obszarów o ciemnym zabarwieniu jest ocieplenie powierzchni planety w lecie i - co za tym idzie - zmniejszenie się ilości szronu. Budowa powierzchniowych skał planety jest bardzo podobna do ziemskich skał bazaltowych z domieszką żelaza. Właśnie tlenki żelaza sprawiają, że skały na powierzchni, a także pył, mają charakterystyczne czerwone zabarwienie. Przypuszczamy, że podobnie jak pozostałe planety grupy ziemskiej, tak i Mars ma ciężkie jądro. Średnica tego jądra nie przekracza 1500 - 2000 km. Pole magnetyczne planety jest bardzo słabe; jego natężenie jest zaledwie dziesięciokrotnie większe niż natężenie pola magnetycznego w otaczającej Marsa przestrzeni międzyplanetarnej. Mars ma dwa księżyce. Mają one małą jasność i obiegają planetę blisko jej powierzchni tak, że można je dostrzec jedynie w dużych teleskopach. Księżyce te odkrył Asaph Hall w roku 1877. Ich nazwy to: Phobos - strach, oraz Deimos - groza, synowie mitologicznego boga wojny Marsa. Phobos i Deimos towarzyszą planecie Mars tak, jak synowie towarzyszyli swojemu ojcu we wszystkich wojnach. Większy z księżyców, Phobos, obiega planetę w odległości 9392 km, mniejszy Deimos - w odległości 23478 km, licząc od środka planety. Orbity obu księżyców niewiele się różnią od okręgów, a ich płaszczyzny obiegu niemal pokrywają się z płaszczyzną równika marsjańskiego. Phobos obiega Marsa szybciej, niż wynosi obrót planety wokół własnej osi, w ciągu 7h39m, a zatem trzy razy na dobę. Wschodzi on na niebie dwa razy na zachodzie i zachodzi dwa razy na wschodzie. Okres obiegu Deimosa jest znacznie dłuższy i wynosi 30h18m. Wschodzi on po wschodniej stronie na niebie marsjańskim, wolno przesuwając się na zachód. Zanim zajdzie, dwukrotnie okrąża planetę. Pływowe siły Marsa wyhamowały pierwotny obrót księżyców i sprawiły, że mają one rotację związaną, tzn. że Phobos i Deimos są stale zwrócone do planety tą samą stroną. Obecnie siły te w dalSzym ciągu hamują ruch Phobosa tak, że jego odległość od planety bez przerwy się zmniejsza. Mniej więcej za 100 milionów lat Phobos spadnie na powierzchnię Marsa, ale jeszcze przedtem siły przypływowe rozerwą go na drobne kawałki. Już na fotografiach wykonanych w 1969 roku przez sondę Mariner 7 widać, że Phobos nie ma kształtu kuli. W dwa lata później zdjęcia obydwu księżyców, wykonane przez sondę Mariner 9, umożliwiły dokładne wyznaczenie ich kształtu. Phobos i Deimos mają kształt trójosiowych elipsoid z oderwanymi częściami powierzchni. Średnice poszczególnych osi Phobosa wynoszą: 27, 21 i 19 km, natomiast Deimosa 15, 12 i 11 km. Dalsze informacje o księżycach Marsa przyniosły sondy Viking 1 i 2 w latach 1976 i 1977. Na fotografiach powierzchni księżyców można rozróżnić szczegóły już o rozmiarach 3 m. Oba księżyce są pokryte pyłem i warstwą regolitu. Ich ciemniejszy kolor ostro kontrastuje z czerwonym zabarwieniem powierzchni Marsa. Księżyce odbijają tylko 6% padającego światła. Powierzchnia obydwu księżyców Jest pokryta kraterami o różnych rozmiarach. Największe kratery na Phobosie - Stickney (imię żony Halla) oraz Hall - mają średnice 10 i 6 km. Największy krater na Deimosie - Voltaire - jest mniejszy, ma średnicę zaledwie 2 km. Spadki meteorytów, które wydrążyły na księżycach duże kratery, spowodowały równocześnie oderwanie się części powierzchni księżyców na przeciwnych stronach. Obserwowane na Phobosie rysy, o długości kilku kilometrów, szerokości 100 - 200 m i głębokości aż 90 m, powstały na powierzchni księżyca prawdopodobnie przed miliardem lat, przy zderzeniu meteorytu, którego pozostałością jest krater Stickney, z powierzchnią Phobosa. Mimo iż masa Phobosa nie jest duża, to jednak spowodował on swoim przyciąganiem zakłócenia orbit Vikingów. Analiza tych odchyłek umożliwiła ocenę średniej gęstości księżyca na około 2 g/cm3. Jest to wartość typowa dla chondrytów węglistych. Ponieważ powierzchnia Deimosa jest bardzo podobna do powierzchni Phobosa, należy sądzić, że i ten drugi księżyc Marsa jest zbudowany z chondrytów węglistych.