3. ábra. A képen a Mars 4000 km hosszú kanyonrendszerének, a Mariner-völgynek (Valles Mari- neris) kis részletét figyelhetjük meg. A lejtôk falában többszörösen  rétegzett kôzetek látszanak; az egyes rétegek vastagsága néhány métertôl néhányszor tíz méterig terjed

Számos helyen párhuzamos rétegsorokat figyelhetünk meg: a Mariner-völgy meredek sziklafalain gyakran a kanyon tetejétõl az aljáig, vagyis több kilométeres mélységig követhetõ a rétegzettség (3. ábra). Különösen érdekesnek ígérkezik a Mariner-völgy Western Candor Chasma nevû szakadékvölgyének területe. Ezeket a rétegeket korábban olyan bazaltömléseknek tulajdonították, amelyek durva, esetleg gyengén rétegzett breccsákra települtek. A legújabb felvételnek köszönhetõen most a lejtõk falában többszörösen rétegzett kõzeteket figyelhetünk meg; a rétegek vastagsága néhány méter és néhányszor tíz méter között van.

  A Földön az ehhez hasonló rétegzettséget egyrészt az üledékképzõ folyamatok, másrészt a vulkáni törmelékek egymásra halmozódása okozhatja. A marsi rétegeket mindkét folyamat létrehozhatta. Mindenesetre ezek az alakzatok a Mars korai geológiai folyamatainak összetettségérõl és nagy aktivitásáról tanúskodnak. A rétegek 3,5–4,3 milliárd évvel ezelõtt képzõdött geológiai formációkhoz tartozhatnak.

  Anyagi összetételük egyelõre ismeretlen. Sötét és világosabb sávok követik egymást, változatos kõzettani felépítésre utalva. Az egyik elképzelés szerint a rétegek alapvetõen vulkáni eredetûek, amit a következõ megfigyelések támasztanak alá: 1. a környezõ területek többségén a felszínen lávafolyások vannak; 2. bizonyított, hogy a völgyek falai gazdagok piroxénben, a vulkáni kõzetek egyik jellemzõ színes elegyrészében; 3. a rétegvastagságok és a rétegek morfológiája hasonló néhány földi bazalttakaróéhoz (például a Columbia folyó völgyében lévõkhöz); 4. a rétegek képzõdésének idõszakában a Marson hatalmas bazaltelöntések voltak, amelyek ilyen formákat hozhattak létre.

  Egy másik elmélet szerint a rétegek jobbára üledékes eredetûek (szél vagy folyóvízi, esetleg mindkettõ), amelyek anyaga egykor vízzel kitöltött üledékgyûjtõ medencékben halmozódott fel. Ezt fõképpen az támasztja alá, hogy a rétegösszletek megjelenése hasonló a földi üledékes rétegsorokéhoz.

  A korábbi elképzelések szerint – amelyek a Viking-felvételeken alapultak – a poláris üledékek egyenként 10–100 méter vastag rétegbõl állnak. Keletkezésüket igen lassú, évente mindössze 100 mikrométeres por- és jéglerakódásokkal magyarázzák. Ennek alapján egy 10 méter vastag réteg 100 000 évig alakult ki, ami összhangban van a számítógépes klímamodellek által javasolt értékekkel. E Mars-szonda egyik fõ feladata annak eldöntése volt, hogy találunk-e több, vékonyabb réteget. Nos az új felvételeken számos ilyet figyelhetünk meg.

  A déli pólus környékének rétegzett üledékei és az állandó jégtakaró darabjai néhány területen durva, krikszkraksz alakzatokba rendezõdnek, míg más helyen teljesen simának és szinte részletmentesnek tûnnek. Ez azt sugallja, hogy az egyes rétegek keménysége és karaktere igen eltérõ. Az erre utaló nyomok a jégsapka hullámos pereme mentén preparálódott gerinceken is láthatóak.

  A vulkáni és tektonikus szerkezetek is sokat árulnak el a felszín fejlõdésérõl. A bolygó vulkánjai a földi forrópontos tûzhányókhoz hasonlítnak, s ugyanolyan módon is keletkezhettek. A két nagy vulkáni terület a Tharsis- és az Elysium-hátság.

  A Tharsis-hátság hatalmas pajzsvulkánjait vizsgálva már korábban kiderült, hogy az egész hátság területe a marsi kéreg hatalmas kiemelkedésével keletkezett. A folyamatnak izosztatikus mozgás lehetett az oka, vagy – a Hawaii-szigeteki köpenydiapírhez hasonlóan – valamilyen óriási intenzitású mélységi magmás folyamat.

  A kiemelkedés miatti északra billenést feltételezve jól magyarázható a 2700 km-es átmérõjû Alba Patera platószerû csúcsrégiójának északi lejtése. Persze ezzel azt is elfogadjuk, hogy a vulkáni építmény már a függõleges mozgás elõtt kialakult, amire egyébként több lávafolyás települési viszonyai is utalnak. Ezzel szemben az Arsia Mons csúcs körüli része nem nagyon lejt, vagyis ez a vulkán valószínûleg már a kiemelkedés után épült fel. (Az szinte magától értetõdik, hogy a kiemelkedésnek komoly szerepe volt a felszíni vulkanizmus fenntartásában.) Az Arsia Mons kalderáját kitöltõ lávasíkság becsapódási krátereinek vizsgálata alapján lehetséges, hogy itt zajlott a legutolsó vulkáni aktivitás a Mars történetében (mindössze 40–100 millió évvel ezelõtt).

  Az Olympus Mons nyugati oldalán talált beszakadásos formák feltehetõen a litoszféra jelentõs terhelése és depressziója miatt alakultak ki, ami a vulkánóriás hatalmas tömegére vezethetõ vissza. A kialakult formák alapján, továbbá más, távolabbi felszíni kiemelkedések segítségével megbecsülhetõ a rugalmas litoszféra vastagsága: 40–100 km. A másik két említett vulkán oldalain nem látszanak ilyen formák. Ha léteztek, valószínûleg feltöltötte õket a lávafolyások és a hegycsuszamlások anyaga.

  Az Elysium Mons sok tekintetben különbözik az Olympus Monstól, illetve a Tharsis-hátság más vulkánóriásaitól. Így például nincs nyoma – még a nagy felbontású képeken sem – feltûnõ lávafolyásoknak a lejtõin. Ugyanakkor számos kráter borítja a hegyet. Ezek egy része meteorbecsapódással keletkezett, a többi környékén azonban nem találunk kidobódott törmeléket. A kráterek egy része a vulkáni központból (valójában inkább kalderából) kiinduló, sugaras elrendezõdésû vonalak mentén fûzõdik fel. Valószínûleg akkor keletkeztek, amikor a felszín beomlott az alatta mozgó magma visszahúzódásának hatására.

  A hatalmas, mintegy 3000 km-es kiterjedésû Elysium-medence az Elysium Monstól déli irányban fekszik, tõle keletre pedig egy kiterjedt kanyonrendszer található (Marte Vallis). A medence viszonylag sima felszíne (a kisebb felbontású Viking-képeken) és a becsapódási kráterek hiánya arra utal, hogy a területet nemrégiben valamilyen finomabb anyag töltötte ki.

  A nagy felbontású képek alapján úgy tûnik, hogy a medence aljzatát megszilárdult láva tölti ki. A képeken jól megfigyelhetõ repedezett, töredezett felszín meglepõen hasonló a földi lávafolyások megszilárdult felszíni rétegeihez. Az igen folyékony, a földi bazalthoz hasonló láva a medencétõl északra lévõ vulkánokból (Elysium Mons, Albor Tholus) származott, túlcsordulhatott a medence keleti peremén kitöltve a víz által korábban létrehozott Marte Vallis kanyonjait. Ezek alapján tehát nem itt kell az egykori marsi életet keresni.

  Eddig általános nézet volt, hogy a Mars geológiai múltjában – amikor még aktív vulkáni mûködés zajlott – nem játszódtak le a földihez hasonló lemeztektonikai folyamatok. A Mars 200 km-es vastagságú kérge (a földkéregé szárazföldek alatt csak 30–35 km) nem tagolódik lemezekre, így a lemezek egymáshoz viszonyított, különféle mozgásainak következményeivel sem lehet számolni a vörös bolygó esetében. A vulkanizmus mechanizmusa inkább a földi gomolyáramlásos (forrópontos) vulkanizmushoz lehetett hasonló, amit a tûzhányók alakja (pajzsvulkánok) és kõzetanyaguk (bazalt) is bizonyít. A gigantikus méretû Mariner-völgyrõl azt feltételezték, hogy területén esetleg megindult a kéreg szétszakadásának folyamata, de ez késõbb elakadt.

  A jelenleg is Mars körüli térképezési pályán keringõ Mars Global Surveyor azonban meglepõ, a marsi kéreg múltbeli mozgásaira utaló megfigyeléseket tett. Ha ez valóban igazolódik, forradalmasíthatja a Mars geológiai múltjáról vallott nézeteinket.

A globális mágneses tér jelenléte nagyon fontos információ egy bolygó belsõ szerkezetérõl. A jelenlegi modellek szerint ugyanis olyan elektromágneses térrõl van szó, amelyet a részlegesen olvadt fémes magban fellépõ dinamóhatások keltenek. A részlegesen olvadt bolygóbelsõ viszont geológiai szempontból aktív állapotban tarthatja az égitestet, folyamatos vulkanizmust, esetleg lemeztektonikát táplálva. Minél nagyobb egy égitest, annál hosszabb ideig létezhet globális mágneses tere, mivel több anyaga miatt több hõt tud termelni belsejében, így tovább maradhat mûködésben a belsõ dinamó.

  Régóta foglalkoztatta a kutatókat, hogy a Földnél jóval kisebb Mars esetében mi a helyzet ebben a tekintetben. Korábbi küldetések adatai alapján (Marsz–2, –3 és –5, illetve Fobosz–2) nem tudták egyértelmûen tisztázni a kérdést. A Mars Global Surveyor magnetométere 1999. szeptember 15-én, mindössze négy nappal a bolygóhoz érkezés után az egész bolygóra kiterjedõ mágneses mezõt fedezett fel, így ez tekinthetõ a küldetés egyik legelsõ tudományos eredményének. A mágneses tér polaritása a földiéhez hasonlónak adódott, erõssége azonban a földfelszínen tapasztalható értéknek csak kb. 1/800-ad részét éri el. Kezdetben nem lehetett eldönteni, hogy a mágneses mintázatok egy jelenleg is aktív, gyenge dinamó nyomaiként vagy egy korábban sokkal erõteljesebb mágneses tér maradványaként értelmezhetõek. A módosított levegõfékezés azonban elég idõt adott a szondának az adatgyûjtéshez. Kiderült, hogy csak lokális, néhányszor 10–100 km átmérõjû mágneses anomáliakkal van dolgunk, amelyek a déli felföldeken a leghangsúlyosabbak.

  A szenzációs felfedezés kb. egy év múlva következett. Kiderült, hogy a mágneses anomáliák elhelyezkedése nem véletlenszerû, hanem sávos szerkezetû mágneses mintázatok mutathatók ki a felszínen. A szomszédos sávok ellentétes polaritásúak. Ez az elrendezõdés hasonló a földi óceáni aljzaton megismerthez. És ha ez valóban igaz, ez az egykori lemeztektonikai folyamatok mellett azt is jelenti, hogy bolygószomszédunknak valaha számottevõ globális mágneses tere volt. A bazaltban lévõ ásványok ugyanis csak ennek segítségével tudtak így elrendezõdni. Ebbõl viszont az következik, hogy fémes magja részlegesen olvadt lehetett. A Föld esetében a belsõ mag szilárd, a külsõ folyékony, s a kettõ közötti kölcsönhatások eredményezik a Föld globális elektromágneses terének kialakulását (mágneses dinamó).

  A mágneses térképek további kérdésekre is választ adhatnak. Mágneses szempontból is különböznek a meteorkráterekkel sûrûn borított déli felföldek és az alig kráterezett északi, viszonylag egyenletes felszínû északi síkságok. Általában igaz, hogy a sûrûbb kráterezettség idõsebb felszínre utal. Most kiderült, hogy ezek az északi területek gyakorlatilag nem mutatnak mágneses mintázatokat, így akkor keletkezhettek, amikor a Mars mágneses dinamója már nem mûködött. Ezek szerint tényleg fiatalabbak a déli felföldeknél, vagy késõbbi felszínmegújító folyamatok – például nagy becsapódások és az õket követõ vulkanizmus – törölték ki a kõzetekbõl az eredeti, õsi mágneses mintázatokat. Ugyanez a helyzet a déli féltekén lévõ Hellas- és az Argyre-medencék környékével, amelyek viszont 3,9 milliárd éve formálódtak gigantikus becsapódási események során. A mágneses dinamó tehát legkésõbb ekkor fejezhette be mûködését.

  A mágneses térkép alapján a Mars-felszín legõsibb, legeredetibb darabja a déli felföldek területén van. A sávozott mágneses mintázatok legmarkánsabban a Mars déli féltekéjén, a Terra Cimmeria és a Terra Sirenum területén találhatók meg. Kelet–nyugati irányban húzódnak, átlag 160 km szélesek és 965 km hosszúak (bár a leghosszabb eléri az 1930 km-es értéket). Ez a sávszélesség kissé nagyobb a földi értékeknél, ami arra utalhat, hogy a Marson ritkábban voltak pólusátfordulások, vagy gyorsabban képzõdött a kéreg. A mintázatokban egyelõre nem találtak olyan szimmetriatengelyt, ami egykori marsi „óceánközépi hátság” jelenlétére utalna, továbbá hiányoznak a transzform vetõkre utaló nyomok.

  A sávok és a gigantikus marsi tûzhányók mindenesetre azt bizonyítják, hogy a bolygó múltjában nagy belsõ aktivitás létezett, amibõl viszont részlegesen olvadt bolygóbelsõ és mágneses dinamó következik. Az egykori globális mágneses tér vastagabb, sûrûbb légkör meglétére adott lehetõséget (védelmet nyújtva a napszél eróziós hatása ellen), ami viszont a víz folyékony halmazállapotának kedvezett a felszínen. Egyértelmû tehát, hogy a globális mágneses tér jelenléte az élet jelenléte és fennmaradása szempontjából létfontosságú. A Mars ilyen szempontból „szerencsétlen” bolygó: már történetének legkorábbi szakaszában elvesztette mágneses pajzsát.

A marsi légkör idõjárása idõnként nagyon hasonlít a földihez, többek között ezért is érdemes vizsgálnunk. A marsi tél egyik fõ jellemzõje, hogy nagyon sok a felhõ, különösen reggel, és különösen az északi szélességeken. De felhõk és ködök délebbre is megfigyelhetõk, sõt, az egyenlítõ környéki mélyföldek felett is. Többféle felhõt ismerünk. Az ismétlõdõ, lapos felhõk az úgynevezett gravitációshullám-felhõk. Ez a felhõtípus gyakran alakul ki hegyláncok és krátergyûrûk szélirányban fekvõ oldalain, de csak meghatározott körülményeknél (például alacsony hõmérséklet, magas páratartalom, gyors szelek). Vannak olyan felhõk is, amelyek inkább a frontok jellegzetes felhõalakjait mutatják. Ezek valószínûleg fõként jégkristályokból állnak, de a magasságtól és a hõmérséklettõl függõen tartalmazhatnak fagyott szén-dioxidot is.

  A marsi légkör felsõ tartománya a termoszféra, melynek fõ jellemzõje, hogy felfelé haladva növekszik a hõmérséklete. Az alján, 100–120 km-es felszín feletti magasságban, kb. –150 ^oC-os, a felsõ részén, 150 km felett viszont, –70 és +80 ^oC közötti értékek a jellemzõek. Ennek fõ oka az itt elnyelõdõ extrém ultraibolya napsugárzás, melynek hatása az alsó légkörben éppen ezért jóval kisebb jelentõségû. Az eddigi eredmények több száz, 110 és 170 km közötti magasságban készült nyomás-, hõmérséklet- és sûrûségmérési sorozat alapján születtek.

  A légköri sûrûségértékek legnagyobb pozitív anomáliái regionális porviharokhoz kötõdnek. Ezek a jelenségek az adott félteke tavaszán és nyarán igen gyakoriak, hiszen ekkor kezd szublimálni a déli jégsapka szén-dioxid-jege, ami kiélezi a hõmérséklet és a sûrûség szempontjából eltérõ légköri zónák közti különbséget, nagy léptékû légáramlatokat hozva létre. A globális szelek pedig könnyen a levegõbe emelik a felszínt borító finom porréteget, ami csapadék hiányában meglepõen sokáig, több hónapig is a légkörben maradhat, több 10 km-es magasságban is. A nagyobb pormennyiség csökkenti a légkör átlátszóságát, ami a porfûtés mechanizmusához vezet. Ez azt jelenti, hogy a felszín helyett az alsó légkör pordús rétege nyeli el a napsugárzás nagy részét, így a légkör nem alulról melegszik fokozatosan, hanem a hõmérséklet-növekedés egy rétegre koncentrálódik. Ennek hatására a felette lévõ rétegek valamelyest kitágulnak. Egy 1997-es porvihar a vártnál nagyobb termoszferikus reakciót váltott ki: a középes északi szélességeken kb. 8 km-rel „emelte meg” a nyomásszinteket (légköri dudor).

  Nagyon érdekes, hogy kimutatható az azonos sûrûségû légköri szintek állandósult rendszere is, ami stabilan igazodik a bolygó hosszúsági fokbeosztásához. Ezen, kettõs hullámformát mutató „mintázat” egyik minimumpontja a kezdõ meridián közelében van (a 16. keleti és a 18. nyugati hosszúság között vándorol, átlagos helye a keleti hosszúság 2. foka).

  A nyugati hosszúságok „feletti” csúcs kisebb és nem állandó, a keleti félgömb feletti viszont állandónak tûnik, s kialakulásában meghatározó szerepe lehet a domborzatnak. Ezen a területen ugyanis a magas Tharsis- és Arábia-hátságok találhatók, melyek felemelkedésre késztetik az állandó keleties szeleket. Ez a hatás hozhatja létre a megfigyelt sûrûségszint-emelkedést, mely az alacsony szintû szelek erõsségétõl és a kevésbé ismert magas légköri szelek természetétõl függõen átterjedhet a termoszférára is. Mai ismereteink szerint a Földön ilyen termoszférikus szelek nem alakulnak ki.

  Végül, az ûrkutatás összetettségét érzékeltetve egy olyan hírrel búcsúzunk a vörös bolygótól, amely nem a Mars Global Surveyor nevéhez fûzõdik. A Hubble-ûrtávcsõ hatalmas méretû ciklont kapott lencsevégre a vörös bolygó északi jégsapkája mellett. A rövid életû képzõdmény átmérõje kb. 1500–1800 km volt, közepén pedig egy 300 km széles felhõmentes terület húzódott (a ciklon „szeme”). Az óramutató járásával ellentétesen örvénylõ légköri képzõdmény vízjégfelhõsávok spiráljaiból állt, akárcsak a földi ciklonok. A Marson ez viszonylag ritka jelenség, mivel ott inkább a nagy porviharok jellemzõek. A ciklon a Mars északi féltekéje nyarának közepén fejlõdött ki, amikorra már a szezonális szén-dioxid-jég teljesen elszublimált (mintegy húsz évvel ezelõtt a Viking-küldetések során is megörökítettek hasonló, bár kisebb ciklont, szintén a nyár közepén.)

A Mars Global Surveyor – bár még csak a térképezési fázis kezdetén tart – máris számos újdonsággal gyarapította a Marssal kapcsolatos tudásunkat s több korábbi feltételezésre nyújtott bizonyítékot. Küldetése mérföldkõnek számít a Mars és az emberiség kapcsolatában, mivel a Mars-kutatás minõségileg új korszakát nyitotta meg.

  A Mars megismerése folytatódik: ez év szeptemberében érkezett a bolygóhoz a Mars Climate Orbiter, mellyel sajnos elvesztettük a kapcsolatot, decemberben száll le a Mars Polar Lander (a Mars Surveyor ’98 küldetés ikerszondái, amelyrõl lapunk decemberi számában olvashatunk). Ezalatt a Földön már a következõ Mars-szondák indítására készülnek: a Mars Surveyor 2001 szintén keringõ- és leszállóegységbõl áll majd, sõt egy Mars-járót is visz magával. 2003-ban újabb küldetés következik, egy-két évtizeden belül pedig valósággá válhat az „emberes” Mars-utazás is.