Voda na Marsu

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

[[Soubor:TerraformedMarsGlobeRealistic.jpg|thumb|Umělecká představa, jak by mohl Mars jednou vypadat, slouží i jako podklad, jak nejspíše vypadal dříve]] [[Soubor:Mars Valles Marineris.jpeg|thumb|Současná podoba Marsu<br />(Viking)]] '''Voda na Marsu''' je souhrnné označení veškeré [[voda|vody]], která se na planetě [[Mars (planeta)|Mars]] nachází. Oproti [[Země|Zemi]] však nemá Mars výskyt vody ve všech třech [[skupenství]]ch v množství obdobném pozemskému. Na povrchu neexistují rozsáhlé oblasti kapalné vody v podobě [[hydrosféra|hydrosféry]], ale voda je vázána převážně v [[kryosféra|kryosféře]] (ve formě [[permafrost]]u, [[Polární čepičky Marsu|polárních čepiček]]) jako [[led]] nebo malá část v [[Atmosféra Marsu|atmosféře]] jako [[vodní pára]].<ref name ="ucar">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mars/exploring/MGS_water_clouds.html | titul=Mars Global Surveyor Measures Water Clouds | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Současné podmínky na [[Povrch Marsu|povrchu Marsu]] neumožňují dlouhodobou existenci kapalné vody. Průměrné hodnoty [[tlak]]u a [[teplota|teploty]] jsou příliš nízké, což vede k tomu, že voda začíná okamžitě [[mráz|mrznout]] a následně [[sublimace|sublimovat]]. Výzkum planety však naznačuje, že se na povrchu planety tekoucí voda v minulosti vyskytovala,<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast05jan_1.htm | titul=Science@NASA, The Case of the Missing Mars Water | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> tvořila souvislé vodní plochy a dnešní otázka spíše zní, kam se tato voda poděla.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.adlerplanetarium.org/cyberspace/planets/mars/water.html | titul=Water on Mars: Where is it All? | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> O výskytu vody na povrchu či pod jeho [[Geologie Marsu|povrchem]] existuje celá řada přímých i nepřímých důkazů jako v podobě [[říční koryto|říčních koryt]], [[Polární čepičky Marsu|polárních oblastí]], [[spektrometrie|spektrometrických]] měření, [[eroze|erodovaných]] kráterů, či [[minerál]]ů přímo spojených s existencí kapalné vody. Díky zásobám kapalné vody je pravděpodobné, že se značně zmenší potřebné zásoby pro budoucí [[Kosmický let|kosmické mise]] k planetě. == Historie průzkumů == [[Soubor:Karte Mars Schiaparelli MKL1888.png|thumb|Mapa Marsu s kanály z roku 1888 od [[Giovanni Schiaparelli|Giovanna Schiaparelliho]]]] V 70. letech 19. století se Mars dostal do popředí veřejného zájmu, když italský astronom Giovanni Schiaparelli ohlásil objevení kanálů (v originále {{cizojazyčně|it|canali}}),<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1879Obs.....3..252G | titul=Green, N. E. — Mars and the Schiaparelli canals | datum přístupu=2007-09-25}}</ref> které on sám nejprve pokládal za přírodní útvar. Vlivem špatného překladu,<ref name="stoleti">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.21stoleti.cz/view.php?cisloclanku=2005072121 | titul=21. století; Marťani – z kanálů zrození! | datum přístupu=2007-09-25}}</ref> kdy došlo k záměně přírodních kanálů za uměle vytvořené,<ref name="stoleti"/> se začaly kolem Marsu šířit příběhy o umírající [[civilizace|civilizaci]], která se snaží přivádět z polárních čepiček vodu do vysychajících oblastí kolem [[rovník]]u. Pozdější pozorování vyvrátilo existenci kanálů a první fotografické snímky povrchu i představu, že se na povrchu nachází tekoucí voda. Následná měření ukázala, že současný stav atmosféry dlouhodobější výskyt kapalné vody na povrchu neumožňuje.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.hvezdarna-vsetin.cz/rservice.php?akce=tisk&cisloclanku=2007080002 | titul=Budoucnost výzkumu sluneční soustavy kosmickými sondami VI (a trocha exobiologie) — ExoMars | datum přístupu=2007-10-13}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://sf.zcu.cz/rocnik07/cislo01/nov_a_16.html | titul=Astronomické novinky 16 | datum přístupu=2007-10-13}}</ref> Vědci studující snímky ze sondy [[Program Viking|Viking]] brzy začali rozeznávat struktury velmi nápadně se podobající pozemským oblastem, které vznikly vodní činností.<ref name="jpl">{{Citace elektronické monografie | url=http://mars.jpl.nasa.gov/msp98/why.html | titul=Mars Polar Lander — Mars, Water and Life | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Snímky ukazovaly rozsáhlá říční koryta, hluboké kanály, kaňony a objekty, které vypadaly jako starodávné [[pobřeží|pobřežní]] útvary.<ref name="jpl"/> Následující sondy [[Mars Pathfinder]], [[Mars Global Surveyor]], [[Mars Express]] či dvě povrchová vozítka [[Mars Exploration Rover]] ukázaly rozsáhlé oblasti, ve kterých existují důkazy o projevech tekoucí vody na povrchu planety. Někteří vědci dokonce tvrdí, že objevili oblast, kde tekla řeka 10 000× mohutnější než [[Mississippi (řeka)|Mississippi]].<ref name="jpl"/> V červnu roku [[2000]] došlo díky opakovanému snímkování bezejmenného kráteru sondou Mars Global Surveyor k náhodnému objevu, který naznačil, že se tekoucí voda v malém množství a po krátký čas na povrchu stále nachází.<ref name="msss">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.msss.com/mars_images/moc/2006/12/06/gullies/sirenum_crater/index.html | titul=New Gully Deposit in a Crater in Terra Sirenum: Evidence That Water Flowed on Mars in This Decade? | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Pozdější studie ale vyvrátily, že by útvar vznikl tekoucí vodou, ale že se spíše jedná o výsledek svahového sesuvu jemnozrnného materiálu. == Metodika průzkumu == Vědci využívají k detekci vody celou řadu vědeckých přístrojů založených na různém fyzikálním základu. Mezi nejjednodušší a nejstarší metody patří optické pozorování planety, které už v 17. století přineslo informace o existenci polárních čepiček Marsu.<ref name="pole">{{Citace časopisu | příjmení = Christensen | jméno = Philip R. | titul = Water at the Poles and in Permafrost Regions of Mars | časopis = Elements | rok = 2006 | měsíc = červen | ročník = 2 | číslo = 3 | strany = 151-155 | url = http://www.elementsmagazine.org/Elements_online/ELEM_V2n3.pdf | issn = 1811-5208 }} </ref> Astronomové ale tehdy byly odkázáni jen na optické pozorování a tak nemohli jasně určit, z čeho jsou čepičky složeny. V roce 1854 předložil William Whewell teorii, že se na Marsu nacházejí [[moře]], země a pravděpodobně i [[mimozemský život]]. Na základě pozorování domnělých kanálu vydal v roce 1895 americký astronom Percival Lowell knihu „Mars“ a později v roce [[1906]] „''{{cizojazyčně|en|Mars and its Canals}}''“ či v roce [[1910]] „''{{cizojazyčně|en|Mars As the Abode of Life}}''“.<ref name="msss"/> V roce 1894 začal americký astronom William Wallace Campbell provádět první [[spektrometrie|spektroskopické]] analýzy [[Atmosféra Marsu|atmosféry Marsu]], které prokázaly, že atmosféra neobsahuje žádnou [[vodní pára|vodní páru]] a ani [[kyslík]].<ref name="chambers">{{Citace monografie | příjmení = Chambers | jméno = Paul | odkaz na autora = Paul Chambers | titul = Life on Mars; The Complete Story | vydání = | vydavatel = Blandford | místo = London | rok = 1999 | strany = | isbn = 0713727470 }}</ref> V roce [[1909]] se Mars nacházel v nejlepší pozorovací [[Opozice Marsu|pozici]] vůči Zemi od roku 1877, což za pomoci dokonalejších teleskopů přineslo důkazy, že [[Marťanské kanály|kanály]] na Marsu ve skutečnosti neexistují a že se jednalo o optický klam. Definitivní pád teorie inteligentních Marťanů přinesla až první globální mapa planety pořízená sondou [[Mariner 9]] v roce [[1972]].<ref name="msss"/> S rozvojem technických možností lidstva rostla i výzkumná činnost na planetě Mars. Postupem času byly k Marsu vyslány první [[Průzkum Marsu|sondy]] (např. úspěšná sonda [[Mariner 4]] z [[Program Mariner|programu Mariner]]), které pořídily nejprve hrubé a později detailní snímky povrchu, čímž začala další fáze v hledání vody na povrchu pomocí fotografií. První snímky ukázaly, že se na povrchu tekutá voda v současnosti nenachází, ale současně se objevila celá řada důkazů, že v minulosti byla situace jiná. Fotografie ukazovaly říční sítě, koryta, oblasti připomínající pobřeží a další útvary<ref name="ocean">[http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=58 Mars Ocean Hypothesis Hits the Shore (anglicky)]</ref>, u kterých existovala velká pravděpodobnost, že vznikly vlivem tekoucí vody. Současně došlo k objevení sezónního [[Atmosféra Marsu#počasí|počasí]],<ref>[http://www.nfinity.com/~exile/marsweather.htm Weather on Mars (anglicky)]</ref> které bylo později podrobně pozorováno v rámci [[program Viking|sond Viking]], které přistály na povrchu Marsu a po několik let prováděly podrobná [[meteorologie|meteorologická pozorování]]. Mimo přímého pozorování povrchových projevů vody se využívají i další fyzikální zařízení pro detekci vody, a to jak v minulosti tak i v současnosti, na palubě obíhajících sond. Aktuálně se pro hledání vody využívá několik druhů přístrojů na sondách [[Mars Global Surveyor]], [[Mars Express]] a hlavně na sondě [[Mars Odyssey]], která je pro detekci vody a určování chemického složení [[Povrch Marsu|povrchu]] vybavena [[neutronový spektrometr|neutronovým spektrometrem]], čidlem [[Záření gama|gama záření]] a [[detektor vysokoenergetických neutronů|detektorem vysokoenergetických neutronů]].<ref name="klezcek">[http://www.akademon.cz/source/vnm.htm Josip Kleczek - VODA na Marsu]</ref> Tyto přístroje mají za úkol detekovat přítomnost množství [[proton]]ů v [[atom|jádrech atomů]], jenž naznačují výskyt vody. Na základě těchto měření se zjistilo, že velká koncentrace vodíku je v oblasti pólů, což odpovídá složení polárních čepiček z vodního ledu.<ref name="klezcek"/> Problémem těchto zařízení je jejich schopnost proniknout řádově jen několik desítek centimetrů pod povrch planety a nemožnost tak zjistit skutečné zásoby vody v rámci celé planety. Dalším prostředkem, jak se voda na Marsu hledá, jsou pojízdná vozítka či nepohyblivé sondy operující přímo na povrchu planety, které mohou provádět přímou chemickou analýzu povrchových [[hornina|hornin]] a tak detekovat minerály vzniklé působením vody. V minulosti na povrchu Marsu úspěšně přistály nepohyblivé sondy Viking, dále pak pojízdné vozítko [[Sojourner]] v rámci mise [[Mars Pathfinder]], které zkoumalo oblast [[Ares Vallis]]. V současnosti se na povrchu nacházejí dvě funkční<ref>[http://marsrovers.nasa.gov/mission/traverse_maps.html Mars Exploration Rover - Where Are The Rovers Now? (anglicky)]</ref> vozítka [[Spirit]] (místo přistání [[Gusev (kráter)|kráter Gusev]]) a [[Opportunity]] (místo přistání pláň [[Meridiani]]) v rámci mise [[Mars Exploration Rover]]. V roce [[2008]] přistála v severní polární oblasti další americká sonda [[Phoenix (sonda)|Phoenix]], která má za úkol zkoumat složení [[regolit]]u, obsah ledu a historii vody na planetě.<ref>[http://phoenix.lpl.arizona.edu/mission.php Phoenix Mars Mission (anglicky)]</ref> [[31. červenec|31. července]] [[2008]] sonda potvrdila přítomnost vody, ve formě ledu, který našla několik centimetrů pod povrchem Marsu.<ref>[http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080731.html NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended (anglicky)]</ref> == Minulost == [[Soubor:Teoretický model výskytu vody na povrchu Marsu (NASA).png|thumb|left|Hypotetický úbytek vody na Marsu dle [[NASA]] v miliardách let]] V dnešní době nepanuje jasná shoda o tom, jak Mars v dávné minulosti vypadal. Jedna část vědecké obce zastává teorii, že Mars vypadal podobně jako dnes – studený a s řídkou atmosférou. Tekutá voda na jeho povrchu se objevovala jen dočasně, když se uvolnila z napjaté kůry či byl rozpuštěn půdní led sopečnou činností. Druhá část zastává teorii, že Mars byl v minulosti teplejší s hustší atmosférou, která umožňovala výskyt [[oceán]]u tekuté vody po delší časové období.<ref name="jpl"/><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://space.newscientist.com/channel/space-tech/mars-rovers/dn8502-salty-martian-rocks-may-have-formed-without-seas.html | titul=Salty Martian rocks may have formed without seas | datum přístupu=2007-10-19}}</ref> Dle této teorie se předpokládá, že v minulosti byl povrch Marsu zaplaven [[oceán]]em, který se rozkládal nejspíše na severní polokouli v oblasti nížin, jelikož jižní část planety je tvořena tzv. [[Jižní vysočiny|Jižními vysočinami]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.astro.pef.zcu.cz/slunecni_soustava/mars/povrch.html | titul=astro.pef.zcu.cz — Povrch Marsu | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Tento oceán existoval v období [[Stratigrafie Marsu#Noachian|noachianu]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.aasmeeting.org/publications/baas/v33n3/dps2001/221.htm | titul=Geomorphic Analysis of the Isidis Region: Implications for Noachian Processes and Environments | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Vlivem ochlazování planety během [[stratigrafie Marsu|hesperianu]] došlo k jeho zamrznutí. Povrchová voda se přeměnila v led a část ji zřejmě unikla i do [[kosmický prostor|kosmického prostoru]]. Následné erozivní procesy pohřbily část zmrzlého ledu pod [[povrch Marsu]]. Díky fotografickým snímkům byly na povrchu Marsu rozlišeny [[morfologie|morfologické]] pozůstatky vodní činnosti v podobě říčních [[koryto|koryt]], [[sediment]]ů, pozůstatky [[Povodeň|zaplavených]] oblastí či relikty po rychlém úniku vody z [[kryosféra|kryosféry]] Marsu vlivem vulkanické aktivity. Předpokládá se, že jeden podobný obrovský únik vytvořil i údolí [[Valles Marineris]], které vzniklo v dávné historii Marsu. Dalším příkladem může být [[Cerberus Fossae]], u které se předpokládá vznik před 5 milióny let. Prolomení vyvrhlo vodu do oblasti [[Elysium Planitia]], kde vytvořila ledové moře viditelné do dnešních dnů.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mars-20070315.html | titul=Murray et al., John B. (March 17, 2005), Evidence for a frozen sea close to Mars' equator | datum přístupu=2007-08-30}}</ref> Otevřenou otázkou zůstává, jaká změna způsobila, že se klimatické podmínky na povrchu Marsu radikálně změnily tak, že tekoucí voda na jeho povrchu přestala existovat. Dle některých teorií globální změnu způsobil impakt obrovského tělesa, které změnilo rotační dobu či orientaci rotační osy.<ref name="jpl"/> Další teorie předpokládají, že proces byl mnohem pozvolnější a že docházelo k postupnému ustávání sopečné aktivity, což vedlo k ochlazování planety. Část atmosféry současně unikala do okolního kosmického prostoru, což celý proces zamrznutí urychlilo.<ref name="jpl"/> V současnosti se nedá jasně říci, co se přesně v historii na Marsu stalo. Obecnější shoda panuje v tom, že se na povrchu nacházela tekoucí voda přibližně před 4 až 3,5 miliardami let.<ref name="pef">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.astro.pef.zcu.cz/slunecni_soustava/mars/voda.html | titul=astro.pef.zcu.cz — Voda na Marsu | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> === Řeky === [[Soubor:Gusev - Ma'adim Vallis.jpg|200px|thumb|[[Ma'adim Vallis]] – koryto vyhloubené tekoucí vodou v oblasti [[Kráter Gusev|kráteru Gusev]] (horní kráter, který dosahuje průměru 170 km)<br />(Viking)]] Snad nejsnadněji rozpoznatelné útvary vzniklé tekoucí vodou na povrchu v minulosti jsou vyschlé [[říční síť|říční sítě]], u kterých je velmi dobře vidět spádová oblast, ze které vodu získávaly. Jednotlivé potoky se spojují do říček a řek, které pak sváděly vodu z ''Jižních vysočin'' do severních nížin. Vzniklá koryta mají shodné znaky s těmi pozemskými, ať už se jedná o zařezávání do skalního [[podloží]], vzniklé sedimenty či [[meandr]]ující koryta řek. Říční sítě napovídají, že [[Podnebí|klima]] v [[Stratigrafie Marsu|historii]] Marsu muselo být jiné než to dnešní. Podobné sítě vznikají v oblastech, kde jsou dostatečně napájena tekoucí vodou, která na povrch dopadá z atmosférických srážek. Pro jejich vznik tak musel být Mars teplejší s proměnlivým počasím umožňujícím [[déšť]].<ref name="pef"/> Předpokládá se, že řeky z povrchu planety zmizely přibližně v době před 3,5 miliardami let. Proti teorii o povrchových řekách hovoří fakt, že některá potenciální říční údolí nemají na svém dně vyhloubené [[říční koryto]], kterým voda proudí. Někteří vědci se domnívají, že takto vzniklá údolí mohla vzniknout proudící vodou pod zemí a následným zřícením stropu do vzniklého vodního [[tunel (geologie)|tunelu]].<ref name="pef"/> Zvláštní skupinou jsou obrovská řečiště vymykající se pozemským srovnáním, která mohou dosahovat 100 až 200&nbsp;km na šířku a 1000 až 2000&nbsp;km na délku vyskytující se převážně na severní polokouli. Předpokládá se, že tyto útvary jsou výsledkem obrovských [[povodeň|záplav]], ke kterým několikrát na povrchu Marsu došlo. Vznikají nejspíše jako projev porušení [[Geologie Marsu|marsovské kůry]] vlivem [[impakt mimozemského tělesa|impaktů]] nebo [[zemětřesení]], ve které se nachází obrovské vodní rezervoáry a následným únikem této vody do okolí. Dle pozorování se zdá, že k těmto událostem došlo vícekrát v období mezi 2,5 až 1,5 miliardami let. Přesný mechanismus není doposud znám. Množství vody ale mohlo být tak obrovské, že mohlo umožnit vzniknout oceánu.<ref name="pef"/> === Oceán === Jednou ze základních otázek je, jestli na Marsu skutečně existoval komplexní oceán<ref name="ocean"/> anebo jestli se jednalo jen o několik lokálních zaplavených oblastí. Existují předpoklady, že oceán nejspíše existoval. Mezi doklady jeho existence se většinou počítají geologické útvary, které zdánlivě připomínají mořské pobřeží tak, jak jsou známé ze [[Země]].<ref name="pef"/> Celá severní oblast je vedle toho zcela hladká, zdánlivě vyhlazená erozivní silou vody. Předpokládá se, že dříve tvořila oceánské dno. Myšlenka, že se na Marsu vyskytoval oceán pochází z 80. let 20. století, kdy se jí začala část vědců podrobněji zaobírat. Během výzkumu se objevily názory, že na Marsu mohl existovat oceán ve dvou oblastech: * '''Severní oceán''' (''{{cizojazyčně|la|Oceanus Borealis}}'')<ref name="Borealis">{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000LPI....31.1863B | titul=Mars' Oceanus Borealis, Ancient Glaciers, and the MEGAOUTFLO Hypothesis | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> – vodní plocha, která se rozkládala na většině severních planin. První model oceánu byl představen v roce [[1993]]. Vznik tohoto oceánu popisuje jako výsledek ohromné záplavy o rychlosti 10⁸ až 10⁹ m³.s^-1 o celkovém objemu 10⁵ až 10⁷ km³ vody,<ref name="Borealis"/> která vznikla jako následek zvýšené sopečné aktivity v celoplanetárním měřítku (žádný impakt vesmírného tělesa by nejspíše nemohl zapříčinit takto rozsáhlé oteplení projevující se roztáním [[permafrost]]u a následné záplavy). Vypařování vodní páry z plochy oceánu obohatilo [[Skleníkový plyn|skleníkové plyny]], což umožnilo vznik teplejší a hustší atmosféry, ve které se nacházely dešťové srážky.<ref name="Borealis"/> * '''Oceán v severních nížinách''' (''{{cizojazyčně|la|Utopia Planitia}}'')<ref name="Utopia">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3031.pdf | titul=UTOPIA PLANITIA: OBSERVATIONS AND MODELS FAVORING THICK WATER-DEPOSITED SEDIMENTS. | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> – je předpokládané menší vodní těleso, které vyplňovalo oblast Utopia Planitia a které teoreticky může být pouze zlomkovou částí většího oceánu ''Oceanus Borealis''. Velká část oblasti Utopia Planitia vykazuje známky po přítomnosti vody v podobě vrstvy sedimentů či teras.<ref name="Utopia"/> [[Soubor:Delta on Mars.jpg|thumb|left|Říční delta v bezejmenném kráteru na jižní polokouli. Velikost obrázku je 13×11 km<br />(Mars Global Surveyor)]] Průzkumná vozítka [[Spirit]] a [[Opportunity]] objevila na některých místech sírany vznikající během vypařování [[mořská voda|mořské vody]].<ref name="geo">{{Citace elektronické monografie | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2004/09/0922_040922_mars_ocean.html | titul=National Geographic — Mars Had Ocean, Controversial New Theory Says | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Jejich předchozí výskyt na povrchu byl pro vědce neznámý a potvrzuje teorii o oceánu na Marsu. Jelikož má Mars rozdílné složení atmosféry než Země, bylo i chemické složení mořské vody rozdílné. Vysoký obsah [[železo|železa]] a [[síra|síry]] v půdě nejspíše zapříčinil, že voda na Marsu byla mnohem více kyselá než ta pozemská.<ref name="geo"/> Kyselé prostředí bránilo srážení [[Karbonáty|karbonátů]] z atmosférického [[oxid uhličitý|oxidu uhličitého]], které je dobře pozorováno na Zemi.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://gsa.confex.com/gsa/2004AM/finalprogram/abstract_80549.htm | titul=ANDERSON, David M. : Atmospheric carbon dioxide and ocean carbonate ion concentration during the last glacial cycle | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Sopečná aktivita v [[noachian]]u vypouštěla do atmosféry stále další množství [[sopečné plyny|sopečných plyn]] v podobě oxidu uhličitého, což zvyšovalo jeho koncentraci až na současný stav (oxid uhličitý tvoří 95,32 %).<ref name="atm">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marsatmos.html | titul=Encyclopedia of science; Mars, atmosphere | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Pomocí modelu kyselého oceánu se dají vysvětlit chybějící karbonáty, které by s oceánem nejspíše vznikly.<ref name="geo"/> === Erodované krátery === Krátery, které vznikly v rané historii Marsu, jeví silné známky [[eroze]], a to jak větrné, tak i vodní. Krátery, které byly menší než 15 km, jsou zcela zarovnány a jen velmi obtížně se nyní detekují. Větší krátery nesou silné známky tekoucí vody na okrajích, což napovídá tomu, že byly vystaveny vlhkému klimatu se srážkovou činností. Krátery, které jsou mladší 3,5 miliard let, však podobné poškození nenesou či je mnohem menší. Je tedy možné, že v této době došlo k další změně klimatu a že se planeta stala opět suchou.<ref name="pef"/> Rychlost eroze kráterů je poměrně dobře známý jev popsaný z [[Měsíc]]e s přesnou datací díky dovezeným vzorkům měsíčních hornin uplatněný na povrch Marsu.<ref>ISBN 0-521-87201-4 strana 15</ref> Při srovnání jeví krátery na Marsu mnohem silnější stupeň eroze. Na Marsu sice vanou silné větry, které erozi také způsobují, ale ty nemají dostatečnou sílu pro takto silnou erozi. K tomu některé krátery jsou přímo napojeny na říční síť a jejich dno je vyplněno [[sediment]]y<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.visionexploration.com/mars.htm | titul=Evidence of Wind & Water Erosion on the Surface of Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> či se v některých nacházejí útvary připomínající [[Říční delta|říční delty]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.jpl.nasa.gov/releases/2003/151.cfm | titul=Delta-Like Fan on Mars Suggests Ancient Rivers Were Persistent | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> === Sedimentární vrstvy === Na povrchu Marsu jsou pozorovány oblasti, na kterých jsou vidět vrstvy [[sediment]]u, které nemohou vznikat (dle současných znalostí) bez přítomnosti vody.<ref name="pef"/> Pomocí spektrometrických měření se dosud nepodařilo na povrchu lokalizovat [[jíl]]ové horniny například [[palagonit]], které vznikají hydratací vulkanického materiálu při kontaktu s tekutou vodou<ref name="junior">{{Citace časopisu | příjmení = McSween Jr. | jméno = Harry Y. | titul = Water on Mars | časopis = Elements | rok = 2006 | měsíc = červen | ročník = 2 | číslo = 3 | strany = 135-137 | url = http://www.elementsmagazine.org/Elements_online/ELEM_V2n3.pdf | issn = 1811-5208 }} </ref> a jenž by na převážně bazaltovém Marsu měl být poměrně hojný. Na druhou stranu měření ukazují velké zastoupení [[sulfáty|sulfátů]], [[chloridy|chloridů]] a dalších [[soli|solích]] spadající do skupiny [[evaporit]]ů<ref name="junior"/> vznikajících vodní [[alterace|alterací]]. [[Transport (geologie)|Transportované]] části jsou přenášeny na nová místa, kde začínají postupně [[Sedimentace|sedimentovat]] a vytvářet nové horniny s typickou [[struktura (geologie)|strukturou]] a [[textura (geologie)|texturou]]. Na Zemi jsou tyto oblasti hlavním zdrojem [[Fosílie|fosílií]], které byly unášeny a pak uloženy. Dá se předpokládat, že pokud na Marsu někdy život existoval, jeho zbytky by se daly nalézt v těchto oblastech.<ref name="pef"/> Oblasti, kde se sedimenty vyskytují, jsou rozesety po celé planetě na nejrůznějších místech. Nejčastěji se vyskytují v impaktních kráterech v západní oblasti [[Arabia Terra]], v severní části [[Terra Meridiani]], v roklích [[Valles Marineris]] a v severovýchodní části [[Hellas Planitia|pánve Hellas]].<ref name="science">{{Citace elektronické monografie | url=http://science.nasa.gov/headlines/y2000/ast04dec_2.htm | titul=Science@NASA — Sedimentary Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Některé oblasti jsou podobné pozemským útvarům, jako například v oblasti [[Grand Canyon]] či [[Painted Desert]] v [[Arizona|Arizoně]]. Sedimenty vznikaly nejspíše na dně oceánu či [[jezero|jezer]], které vyplňovaly krátery a další [[Deprese (geografie)|deprese]] na povrchu.<ref name="science"/> Jejich vznik a stáří je spojeno s výskytem kapalné vody na povrchu, která se nacházela na povrchu asi před 3,5 miliardami let.<ref name="science">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.msss.com/mars_images/moc/dec00_seds/ | titul=MOC Images Suggest Early Mars History is Recorded in Sedimentary Rocks | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Obdobně jako na Zemi tvoří vrstvy podrobnou dataci jednotlivých epoch historie Marsu dle pravidla [[superpozice (geologie)|superpozice]]. == Současnost == [[Soubor:Centauri Montes gully deposit(czech).jpg|thumb|Anomálie na stěně bezejmenného kráteru poblíž [[Centauri Montes]], dle jedné teorie vzniklé tekoucí vodou<br /> (Mars Global Surveyor)]] Aktuální podmínky na povrchu Marsu neumožňují existenci tekuté vody v delším časovém horizontu, a tak se většina vody nachází ve formě [[led]]u, buď v polárních oblastech, [[permafrost]]u, anebo schována v podzemí ve formě [[aquifer]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEMA1UULWFE_0.html | titul=ESA — Mars Express evidence for large aquifers on early Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html | titul=SPACE.com — Mars Gullies Likely Formed By Underground Aquifers | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Po její existenci na povrchu zbyly jen pozůstatky ve formě zaoblených kamenů, koryt, řečišť, atd. Mars se zdá být v současné době suchým světem bez tekoucí vody. Tato představa platila do roku 2000, kdy americká sonda [[Mars Global Surveyor]] přinesla snímky, které ukázaly, že i v současnosti se zde mohla tekoucí voda nacházet, nebo nachází.<ref name="msss"/> Na pořízených fotografiích byla stěna kráteru poblíž hory [[Centauri Montes]], na které se objevila nová vrstva sedimentů napovídající, že zde došlo ke krátkému výlevu tekuté vody a jejímu stékání po stěně kráteru. Převratný objev oživil spekulace o přeživším [[mimozemský život|mimozemském životě]]. Při pozdějším zkoumání této nové vrstvy spektrometrem CRISM sondy [[Mars Reconnaissance Orbiter]] však nebyly nalezeny stopy ledu ani minerálů obsahujících vodu.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/news/mro-20070920.html | titul=NASA Orbiter Provides Insights About Mars Water and Climate | datum přístupu=2007-10-19}}</ref> Vědci v NASA tedy předpokládají, že nová vrstva sedimentů odlišného zbarvení vznikla spíše než výlevem tekuté vody, sesutím suché horniny jiného stáří po příkrém svahu kráteru. Pro existenci kapalné vody musí být splněny některé podmínky v podobě tlaku a teploty. Atmosférický tlak musí být vyšší než 610 Pa a teplota nad bodem mrazu (tedy nad 0,01&nbsp;[[Stupeň Celsia|°C]]) dosahovat hodnot tzv. [[trojný bod|trojného bodu]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://sweb.cz/radek.jandora/f09.htm | titul=Skupenské přeměny | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Na povrchu Marsu se hodnoty tlaku pohybují právě okolo hodnoty 610 Pa či pod touto hranicí a teploty většinou hluboko pod bodem mrazu. Nepatrná část vody připadá i na atmosférickou vodní páru, ale nemuselo tomu být vždy tak. Existují teorie, že většina vody zmizela z Marsu do okolního kosmického prostoru,<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://fuse.pha.jhu.edu/pubinfo/pres_rel/NASA_mars.html | titul=MARS WAS ONCE ALL WET | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> jelikož Mars má mnohem slabší [[gravitační pole]], a tak [[částice]] snadněji unikají do okolního prostředí.<ref name="pef"/> [[Soubor:Iceclouds on Mars.jpg|thumb|left|Ledové mraky z pohledu sondy [[Mars Pathfinder]]]] === Atmosféra === {{Viz též|Atmosféra Marsu}} Malé procento vody (0,03 %)<ref name="atm"/> se nachází v atmosféře Marsu ve formě [[vodní pára|vodní páry]], což odpovídá 1 mg vody na 1 m³ vzduchu.<ref name="marssociety">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.marssociety.org/portal/TMS_Library/Slosberg_2000/view | titul=The "Martian Farmer" — Mining Water from the Martian Regolith | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> V minulosti byl podle fyzikálních modelů její podíl asi větší. Přibližně před 3,5 miliardami let měl Mars teplejší a vlhčí atmosféru, která existovala po dobu asi 10⁴ až 10⁵ let.<ref name="Borealis"/> Oblačnost na Marsu je tvořena většinou krystalky suchého ledu (zmrzlý oxid uhličitý).<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMC4JZ7QQE_Life_0.html | titul=ESA Life in Space, Rare high-altitude clouds found on Mars | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Sonda Mars Global Sureyor definitivně potvrdila, že některé krystalky jsou tvořeny i vodou v pevném skupenství.<ref name ="ucar"/> První pozorování uskutečnila již sonda [[Mariner 9]], ale její výsledky se daly interpretovat více způsoby. Vznik ledových krystalků je spojen převážně se severní polární čepičkou, která je z větší části tvořena vodním ledem. Během marsovského [[Roční období Marsu#Jaro|jara]] a [[Roční období Marsu#léto|léta]] dochází k [[Vypařování|evaporaci]] nad oblastí čepičky, vzniku oblačnosti a jejímu přesunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznou a dopadnou na povrch v podobě ledových krystalků,<ref name ="ucar"/><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://apod.nasa.gov/apod/ap971013.html | titul=Astronomy Picture of the Day: Ice Clouds over Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> čímž dochází ke vzniku [[jinovatka|jinovatky]] tvořené zmrzlou vodou.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://mars.jpl.nasa.gov/mro/gallery/calibration/seasonalFrost.html | titul=Seasonal Frost on Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Výskyt ledových mraků je sezónní, největší bývá mezi [[Sluneční délka|L_s]] = 40 až 150.<ref name ="ucar">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.aas.org/publications/baas/v36n4/dps2004/492.htm | titul=Mars Water Ice Clouds: Small Scale Properties and Diurnal Change from Combined MOC, TES and THEMIS Measurements | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> === Polární čepičky === [[Soubor:Mars north pole.jpg|thumb|3D pohled na severní polární čepičku zhotovený pomocí výsledků měření [[MOLA]], která zabírá přibližně 1&nbsp;200&nbsp;km]] {{Viz též|Polární čepičky Marsu}} Vedle těchto vodních zdrojů se na [[pól]]ech nacházejí dvě [[polární čepičky Marsu|polární čepičky]], které jsou částečně tvořeny vodním ledem a částečně [[Oxid uhličitý|suchým ledem]].<ref name="caps">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marspoles.html | titul=Mars, polar caps | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Polární čepičky jsou vzájemně rozdílné v chemickém složení. Jižní čepička je tvořena převážně ze suchého ledu (zmrzlý oxid uhličitý) a malé části vody (i když výzkum z roku [[2007]] ukázal, že se zde nachází možná až 1,6 miliónu km³ vody<ref name="spaceref">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=22277 | titul=MARSIS Radar Estimates the Volume of Water in the South Pole of Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref>, což by bylo větší množství, než obsahuje severní čepička). Oproti tomu severní polární čepička je tvořena převážně z vodního ledu, který v letních měsících [[Sublimace|sublimuje]] a zásobuje vodní mraky.<ref name="caps"/> Objevení vodního ledu v severní polární čepičce je objev, který byl v rozporu s předpovědí z roku [[1966]] po zjištění, že se většina atmosféry skládá z CO₂. Tehdejší model počítal s čepičkou složenou obdobně jako jižní čepička převážně ze suchého ledu.<ref name="caps"/> Sonda [[Program Viking|Viking]] přinesla sice nové poznatky o vodním ledu, ale vědci stále věřili, že je pouze minoritní složkou. Až v roce [[2003]] došlo k revizi tohoto názoru na základě termálních snímků sondy Mars Global Surveyor a [[Mars Odyssey]]. Ze snímků vyšlo najevo, že se polární oblast zahřívá na vyšší teplotu, než při jaké může suchý led existovat, což jeho výskyt vyloučil.<ref name="caps"/> Severní polární čepička zabírá plochu o průměru přibližně 1&nbsp;200&nbsp;km s průměrnou tloušťkou ledu 1,03&nbsp;km (maximální 3&nbsp;km), a rozkládá se tak na území velkém jako 1,5 [[Texas]]u,<ref name="gsfca">{{Citace elektronické monografie | url=http://ssed.gsfc.nasa.gov/tharsis/agu_f98.html | titul=First Three-Dimensional View of the North Polar Region of Mars from MOLA | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> což odpovídá po přepočtu přibližně 13,2 násobku rozlohy [[Česko|Česka]]. Její povrch je značně zbrázděn kaňony a trhlinami. Odhadované množství vody, kterou by po roztátí obsahovala, se odhaduje na 1,2 miliónů km³, což odpovídá polovině všeho ledu v [[Grónsko|Grónsku]] (k roku [[1998]]) či 4 % ledové pokrývky [[Antarktida|Antarktidy]].<ref name="gsfca"/> I přes tyto obrovské zásoby, ale nemůže tvořit veškeré množství, které dříve tvořilo na povrchu oceán.<ref name="pef"/> Poblíž severního pólu v oblasti [[Vastitas Borealis]] byl v roce [[2005]] objeven kráter, který je z části vyplněn vodním ledem.<ref name="pole">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMGKA808BE_0.html | titul=ESA: Water ice in crater at Martian north pole | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Kráter je 35 kilometrů široký s maximální hloubkou 2 kilometry od báze po okraje kráteru. Původní názor, že se jedná o suchý led byl vyvrácen, jelikož v době vzniku fotografie již oxid uhličitý z oblasti vlivem marsovského léta sublimoval.<ref name="pole"/> === Permafrost === Vyjma koncentrace vody v polárních čepičkách se voda nachází také v podobě věčně zmrzlé půdy tzv. permafrostu, který by se mohl vyskytovat ve výrazném zastoupení do oblastí kolem 60° rovnoběžek, či dokonce se v menším množství rozkládat na celé planetě. Odhaduje se, že by se mohl skládat až z 50 % z vodního ledu.<ref name="pef"/> První poznatky o jeho existenci přinesly fotografie pořízené sondou Viking. Na jejich základě rozpoznali vědci objekty, které připomínaly pozemské oblasti, kde se permafrost vyskytuje.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977MmSAI..48..807B | titul=Bianchi, R.; Flamini, E. — Permafrost on Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Na Marsu jsou to převážně oblasti, kde se dříve nejspíše vyskytoval severní ledový oceán, oblast Hellas Planitia, [[Argyre]], dna kráterů, koryt (obzvláště v oblasti [[Ares Valley]], kde přistál povrchový modul [[Mars Pathfinder|Sojourner]] sondy Mars Pathfinder). V současnosti jsou oblasti s permafrostem stabilní, ale pokud by došlo k oteplení povrchu, nastal by rozsáhlý kolaps a [[sesuv]]y půdy.<ref name="tezba">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.asi.org/adb/06/09/03/02/093/permafrost.html | titul=Moon Miners' Manifesto — Permafrost on Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Některé modely předpokládají, že by se permafrost mohl v oblasti pólů vyskytovat až do hloubky 1&nbsp;km a v rovníkových oblastech několik set metrů.<ref name="klezcek"/> Průzkum těchto podzemních zásob a jejich hloubky je extrémně složitý. Pro jeho odhady se využívá změny gravitačního pole, ale i tato metoda je značně nepřesná a přináší jen hrubé představy o skutečném stavu. [[Soubor:Evidence_for_Recent_Liquid_Water_on_Mars_-_GPN-2000-001434.jpg|thumb|left|Výron podzemní vody v oblasti [[Noachis Terra]] (3 km na šířku × 6,7 km na výšku)<br />(Mars Global Surveyor)]] === Voda v podzemí === [[Geologie Marsu|Jádro Marsu]] je obdobně jako to [[Zemské jádro|zemské]] polotekuté a generující značné množství tepla, které se vlivem tepelných proudů dostává do svrchnějších oblastí.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2003/03/030307071457.htm | titul=Scientists Say Mars Has A Liquid Iron Core | datum přístupu=2007-10-19}}</ref> Plášť a kůra část tohoto tepla získávají a teoreticky umožňují v hloubkách 5&nbsp;km (na [[rovník]]u) až 10&nbsp;km (na pólech) existenci oblastí, ve kterých panují dostatečné teploty pro existenci tekuté vody. Odhaduje se, že by tato vrstva mohla být 50 až 500 metrů silná a obepínat celou planetu.<ref name="pef"/> Analogicky k Zemi se i na Marsu nacházejí místa, kde se [[geotermální energie]] dostává blíže k povrchu. V těchto oblastech se voda nachází méně než 500 metrů pod povrchem. Některé snímky pak ukazují, že na mnoha místech došlo k výlevu podzemní vody na marsovský povrch. Znamenalo by to, že tekutá voda je mnohem blíže povrchu než se obecně soudí. Zajímavostí byl snímek z roku [[1999]] ukazující oblast [[Noachis Terra]], kde byl objeven kráter s patrnými stopami výronu podzemní vody.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://grin.hq.nasa.gov/ABSTRACTS/GPN-2000-001434.html | titul=NASA Center: Jet Propulsion Laboratory — Image #: PIA01035 | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Teploty v oblasti dosahují -70&nbsp;°C, voda se dostala z hloubky okolo 100 metrů. Z oblasti, která by měla být trvale zamrzlá.<ref name="pef"/> == Budoucnost == {{Podrobně|Kolonizace Marsu|Terraformace Marsu}} Objevení vody na Marsu se stalo významným faktorem i při plánování budoucích kosmických misí k Marsu s lidskou posádkou, jelikož znamenalo snížení zásob, které budou nuceni astronauti s sebou přepravovat. Naskytuje se reálná možnost, že potřebná voda se bude těžit přímo z povrchu Marsu či z polárních čepiček,<ref name="tezba"/> což značně ušetří nákladový prostor. Voda se bude moci získávat několika způsoby, ať už z [[regolit]]u, z permafrostu, z aquiferů nebo z polárních čepiček. Pro její získání bude potřeba dodávat teplo, aby došlo k rozpuštění ledu na kapalnou vodu. Existují smělé plány, které se zaměřují na přeměnu Marsu na člověkem obyvatelnou planetu – [[terraformace Marsu]]. Jedním ze základních předpokladů je ohřátí povrchu, vytvoření hustší atmosféry umožňující existenci kapalné vody na povrchu a vytvoření [[biosféra|biosféry]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://library.thinkquest.org/C003763/index.php?page=mars04 | titul=Mars Terraformation | datum přístupu=2007-09-27}}</ref> Tento proces je se současnými technologiemi nejspíše neproveditelný či proveditelný za vynaložení extrémních nákladů, ale již dnes vznikají návrhy, jak tento úkol provést. Mnoho těchto projektů se objevuje ve [[Vědecko fantastická literatura|vědecko fantastické literatuře]] jako v případě [[Trilogie o Marsu]]. Mezi nápady, jak rozpustit vodní led, je využití [[Výbuch|jaderných náloží]] v podzemí,<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.redcolony.com/art.php?id=0512020 | titul=Terraformation: Making a Planet | datum přístupu=2007-09-27}}</ref> ohřátí planety pomocí soustavy [[zrcadlo|zrcadel]],<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.primidi.com/2006/11/16.html | titul=Heating Mars with mirrors | datum přístupu=2007-09-27}}</ref> vypouštěním speciální směsi [[Skleníkový plyn|skleníkových plynů]] do atmosféry<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://science.howstuffworks.com/terraforming2.htm | titul=Creating a Martian Greenhouse | datum přístupu=2007-09-27}}</ref> a mnoho dalších odvážných plánů. == Množství vody == Celkové množství vody na Marsu je značné. Je vázána v různorodých zdrojích popsaných výše. Teoretické odhady jejího celkového množství se neustále mění v závislosti na nových poznatcích sond. Přesné vyčíslení je tedy zatím složité. V roce [[2007]] NASA provedla odhad množství vody zachycené pouze v jižní polární čepičce. Dle počítačového modelu by veškerá voda uvolněná z této čepičky zaplavila celý Mars do výšky okolo 11 metrů.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mars-20070315.html | titul=NASA, Mars' South Pole Ice Deep and Wide | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> K tomu by bylo nutno připočíst ještě množství vody vázané v severní polární čepičce (až 1,2 miliónu km³ vody).<ref name="gsfca"/> Dále se odhaduje, že na jeden kilogram marsovského [[regolit]]u připadá až 40 gramů vody.<ref name="marssociety"/> V roce [[2006]] byl proveden odhad vody v polárních oblastech Marsu, který odhaduje množství vody obsažené ve zmrzlé formě na ~5 miliónů km³ v polárních čepičkách, více než 6×10⁴ km³ ve středních šířkách ve formě [[sediment]]ů bohatých na led a okolo ~3×10^-2 km³ účastnící se sublimace sezónních polárních čepiček do [[atmosféra Marsu|atmosféry]] a padající zpět na [[povrch Marsu|povrch]] ve formě [[sníh|sněhu]]. Počítačový model odhaduje, že kdyby veškerá tato voda roztála, vytvořila by se okolo celé planety souvislá [[hydrosféra|vodní vrstva]] o síle 35 metrů.<ref name="pole"/> == Reference == <references/> == Externí odkazy == * [http://marsoweb.nas.nasa.gov/HiRISE/hirise_images/ Snímky Marsu ve vysokém rozlišení — detailní pozorování projevů vody na povrchu (anglicky)] * [http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast05jan_1.htm The Case of the Missing Mars Water (anglicky)] {{Nejlepší článek}}{{Commonscat|Water on Mars}}{{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:Mars]] [[Kategorie:Voda]]

Návrat na stránku „Voda na Marsu“.