Vypracovala: Petra Sudková

1. Vypracovala: Petra Sudková

2. Slunce Merkur Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Pluto Planetky Komety Sluneční soustava

3. Sluneční soustava • Historie

4. Historie • 4. století př. n. l. - Aristoteles přijal geocentrický systém, že Země je uprostřed vesmíru, a dokázal jeho platnost. • 3. století př. n. l. – Aristarchos vytvořil heliocentrický model vesmíru - Slunce se nacházelo uprostřed - tento systém nebyl přijat. • Mikuláš Koperník (1473 - 1543) ve svém díle - Oběhy nebeských sfér zveřejnil svou heliocentrickou soustavu (přiřadil všechny pozorované pohyby těles ve vesmíru Zemi, předpokládal dokonce i rotaci Země kolem své osy). Svým dílem se zasloužil o formování správného heliocentrického systému. • Tycho Brahe (1546 - 1601) vytvořil novou soustavu, aby nemusel přistoupit na Koperníkův systém. • Johannes Kepler (27. 12. 1571 - 15. 11. 1630) potvrdil platnost heliocentrického systému a zjistil, že se planety pohybují po eliptických drahách kolem Slunce.

5. Slunce • Základní charakteristika • Atmosféra slunce • Granulace • Supergranulace • Sluneční skvrny

6. Granulace • Má buněčnou strukturu, která je tvořena jasnými granulemi a tmavým mezigranulovým prostorem. Granule mají nepravidelný, často mnohoúhelníkový tvar o průměru 1-2". Jednotlivé granule od sebe navzájem oddělují tmavé mezigranulové pruhy o průměrné šířce 0,4". • Je způsobena konvekcí sluneční hmoty. • Průměrná granulí se pohybuje kolem 8 minut. Během svého vývoje mění granule svůj jas a to v závislosti na výšce v atmosféře. • Mnoho granulí vybuchuje. • Vybuchující granule vytvářejí prstenec, který se rozpadne na části. Doba tohoto často pozorovatelného jevu je asi 10 minut.

7. Supergranulace • Je systém velkorozměrných buněk (řádově 30 000 km) se stejnou rychlostí • Můžeme pozorovat ve fotosféře dále od centra slunečního disku jako obraz horizontálních pohybů. Tento obraz zůstává podobný po celou fázi slunečního cyklu v klidných oblastech. V aktivních oblastech buňky zvětšují svůj rozměr až o 10 %. • Horizontální pohyby v oblastech magnetického pole na hranicích supergranulačních buněk mají charakteristickou rychlost 0,3-0,4 km/s a klesající vertikální pohyby přibližně 0,1-0,2 km/s. Doba života jednotlivých buněk je pravděpodobně 1-2 dny. • Původ těchto buněk je pravděpodobně konvektivní a shodují se s buňkami konvektivní zúony velkých rozměrů. • Supergranulace není viditelná v optickém spektru a jen velmi málo v infračerveném. Pozorovatelná je díky doplerometrům.

8. Základní charakteristika • Slunce je nejbližší hvězda Zemi a je zatím jediná, jejíž povrch můžeme detailněji sledovat (povrchem máme na mysli nejspodnější vrstvu, kterou jsme schopni vidět). Jsme na jeho povrchu schopni pozorovat útvary o velikosti desítek a stovek kilometrů. • Nitro Slunce můžeme popisovat pouze modely, jež se shodují s pozorováním vnějších projevů Slunce. • Slunce je centrální těleso naší sluneční soustavy. Obsahuje 99 % hmotnosti celé soustavy. Je mohutným zdrojem energie, kterou vyzařuje ve všech oblastech elektromagnetického záření, čímž ovlivňuje všechna tělesa sluneční soustavy. Je to obrovská žhavá plazmová koule. • Kolem Slunce obíhá devět planet.

9. Sluneční skvrny • Co jsou sluneční skvrny • Umbra • Penumbra

10. Sluneční skvrny • Johannes Fabriciusspatřil 9. března 1611 spolu se svým otcem skvrnu a tento objev zveřejnil téhož roku. Sluneční skvrny pozoroval dalekohledem již 8. prosince 1610 anglický matematik a filozof Thomas Harriot, avšak ten svůj objev nepublikoval. • Sluneční skvrny jsou oblasti fotosféry se sníženou teplotou, zářením a tlakem plynu. Obsahují koncentrovaný magnetický tok intenzity 0,2 - 0,4 T. • Skládají se z jádra - tmavé umbry a obálky - o něco světlejší penumbry. Velikost slunečních skvrn je od 1" do 1´. • Sluneční skvrny často vytvářejí skupiny, ve kterých se může vyskytovat až několik desítek skvrn jak s bipolárním, tak i s unipolárním uspořádáním. Magnetický tok velké skvrny je přibližně 1013 Wb. Magnetický tok velké skupiny skvrn činí až 1014 Wb.

11. Umbra • Umbra je tmavé jádro sluneční skvrny a představuje průměrně 17 % celkové plochy skvrny. Jas umbry je zhruba 5 - 15 % jasu fotosféry ve viditelném světle. Její jas roste od fialové do červené části spektra, avšak nezávisí na velikosti umbry. Teplota umbry je 3 700 K. • Uvnitř umbry byly zjištěny různé jevy: jemná struktura, pohyby, body, umbrové oscilace, umbrové výbuchy.

12. Penumbra • Penumbra je vnější částí sluneční skvrny (polostín). • Zrna se vytvářejí po celé penumbře a pohybují se směrem k umbře horizontální rychlostí, která je maximální na hranici umbry, kde její hodnota činí asi 0,5 km/s. Životnost zrn se odhaduje na 40 minut až 3 hodiny a závisí na místě jejich vzniku. • Průměrný jas zrn na vlnové délce 528 nm je 95 % jasu fotosféry, jas tmavého pozadí je 60 % jasu fotosféry. Teplota ve vnějších částech penumbry je 6 310 K a 5 715 K. • Zrna pokrývají 43 % plochy penumbry. Střední hodnota jasu penumbry se pohybuje od 64 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 387 nm do 72,5 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 510 nm a dále roste až na 93,6 % jasu fotosféry.

13. Atmosféra • Sluneční atmosféru můžeme podle fyzikálních vlastností rozdělit na tři vrstvy: • Fotosféra • Chromosféra • Koróna

14. Fotosféra • Je vnější vrstva slunečního povrchu. Její tloušťka je asi 300 km. • Z jejího pozorování jsou odvozené fyzikální vlastnosti Slunce. Na dně fotosféry přestává působit vztlaková síla, která způsobuje konvekci a její jevy pozorujeme jako granulací , supergranulaci a oscilaci v případě klidného Slunce a jako skvrny v případě aktivního Slunce. • Tato vrstva má na své spodní hranici teplotu přibližně 6000 K a na horní hranici 4300 K – což je teplotní minimum. S výškou klesá hustota a tlak plynu, ale vzrůstá neprůzračnost, proto vzrůstá pohlcování záření. Většina slunečního záření se vyzařuje z fotosféry, přičemž maximum záření připadá na viditelnou část spektra. Ve fotosféře zároveň můžeme též pozorovat Fraunhoferovy absorpční spektrální čáry. Tyto spektrální čáry jsou nazvané podle J. Fraunhofera, který je podrobně popsal a katalogizoval roku 1815.

15. Chromosféra • Chromosféra je střední oblast sluneční atmosféry. • Její tloušťka je přibližně 10000 – 16000 km. V ní se v rozmezí několika tisíc kilometrů teplota zvyšuje ze 4300 K na milión kelvinů. • Spodní část chromosféry je poměrně rovinná. • Ve střední části vznikají spikuly. Hranice mezi korónou a chromosférou není ostře ohraničená a v oblasti bez spikul splývá s horní hranicí střední chromosféry. • Chromosféru můžeme pozorovat buď při zatmění Slunce (tehdy můžeme pozorovat i bleskové spektrum) nebo pomocí spektrohelioskopu nebo pomocí monochromatických filtrů v čarách vodíku či vápníku.

16. Koróna • jednotlivé složeky záření koróny: • Koróna K: (kontinuální, spojitá). • Koróna F: Fraunhoferova, neboli prachová koróna. • Koróna E: emisní koróna. • Vzhledem k vysoké teplotě a jejímu malému výškovému poklesu (gradientu teploty) se koróna neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tak vzniká sluneční vítr. • Sluneční vítr je tedy tok elementárních částic koronální plazmy. Rozpínající se plazma vynáší siločáry slunečního magnetického pole, čímž se tvoří meziplanetární magnetické pole. • Chromosféra a koróna pohlcují jen nepatrné množství zářivé energie vyzařované z fotosféry.

17. Merkur • Základní údaje • Vysvětlení jména, jeho vzniku • Atmosféra • Povrch • Nitro • Dráha • Rotace

18. Vysvětlení jména, jeho vzniku • Mercurius, bůh obchodu a zisku, na kterého přenesli Římané veškeré vlastnosti boha Herma. Jeho kult vznikl již v pátém století př. K. Kupci pořádali na jeho počest slavnost 15. května, kdy prý byl zasvěcen v roce 495 př. K. Mercuriovi jeho první chrám v Římě. Před kapenskou bránou byl pramen nazývaný "vodou Merkuriovou", kterou se očišťovali kupci ze svých "obchodních" prohřešků.

19. Atmosféra • Merkur má velmi tenkou atmosféru, složenou z atomů vyražených z jeho povrchu slunečním větrem. • Povrch Merkura velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. Takže v protikladu se Zemí nebo s Venuší, jejichž atmosféry jsou stabilní. • Merkurova atmosféra je proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10 Pa, • Atmosféra je složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru, i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením.

20. Povrch • Slunce se jeví dvaapůlkrát větší, než je tomu na Zemi. • Obloha zůstává přesto vždy černá díky tomu, že atmosféra nezpůsobuje žádný rozptyl světla. • K Merkuru se přiblížila pouze jedna meziplanetární sonda, Mariner 10 (v překladu námořník). Povrch Merkura je tedy zmapován pouze zčásti. Teplotní rozdíly na Merkuru jsou největší v celé sluneční soustavě, od 90 K (-180° C) na straně odvrácené od Slunce až po 700 K (asi 430° C) na straně vystavené slunečním paprskům. • Merkur může být pozorován jen během dne nebo velmi krátce před východem či po západu Slunce. • Merkur je v mnoha směrech podobný Měsíci. Jeho povrch je velice starý a pokrytý krátery. Obsahuje prohlubně vytvořenémnohonásobnými dopady a mnoho lávových toků. • Merkurnemá žádnou tektonickou činnost..

21. Nitro • Merkur má mnohem vyšší hustotu než Měsíc. • Merkur je ve sluneční soustavě těleso s druhou největší hustotou. • Merkur má magnetické pole. Je to zdánlivě slabé pole, ale je daleko intenzivnější než například magnetické pole Venuše či Marsu. Magnetické pole produkuje magnetosféru kolem planety a má sklon 7 stupňů vzhledem k Merkurově ose otáčení.Zdrojem pole je pravděpodobně částečně roztavené železné jádro uvnitř planety. Přítomnost magnetického pole však ukazuje, že železné jádro zůstalo přinejmenším částečně roztavené. Magnetické pole je s největší pravděpodobností vytvářeno rotací tohoto roztaveného jádra. Dalším zdrojem pole by mohlo být například železo ukryté v horninách Merkura, které bylo zmagnetováno kdysi v minulosti. Potom se planeta ochladila a zpevnila.

22. Dráha • Merkurova dráha je silně excentrická, druhá (opět po Plutu) nejvíce excentrická ve sluneční soustavě. • Perihélium merkurovy dráhy se velice pomalu otáčí kolem Slunce, celou otočku vykoná za 2254 let. Byla dokonce předběžně pojmenována a intenzivně hledána planeta, která by tyto odchylky mohla způsobovat, planeta Vulkán. Dráha této planety by byla velice blízká dráze Merkura a gravitační působení by vysvětlovalo pozorované neshody. • Vysvětlení však přinesla až Einsteinova obecná teorie relativity. Podle ní by se dráha stáčela i kdyby další tělesa ve vesmíru vůbec neexistovala. Její přesné předpovědi pohybu planety Merkur byly hlavně v počátcích nesmírně důležitým faktorem pro přijetí pravdivosti této teorie.

23. Rotace • Merkur se otočí jeden a půlkrát během jednoho oběhu, nebo taky třikrát za dva oběhy kolem Slunce. Kvůli této rezonanci 3:2 je na Merkuru jeden sluneční den (období od svítání do svítání) dlouhý celých 176 pozemských dní, tedy dva Merkurovy roky a tři Merkurovy hvězdné dny (otočky vůči vzdáleným hvězdám). Rezonance jeho oběhu a rotace je ukázána na následujícím diagramu: • Ve velmi vzdálené minulosti Merkura byla jeho perioda rotace jistě rychlejší. A podle některých úvah mohla být jeho rotace skutečně velmi svižná - mohl činit i jednu otočku za 8 hodin. Ale za milióny let byl postupně zbržděn slapovými silami způsobovanými blízkým Sluncem. Model tohoto procesu, založený na znalostech o tělese planety ukázal, že takové zpomalování by trvalo 109 let a zvýšilo by vnitřní teplotu Merkura o 100 stupňů Kelvina.

24. Základní údaje • Vzdálenost od slunce – 58mil.km. • Průměr – 4878 km. • Oběh – 0,241 r. • Rotace – 59 dnů. • Měsíce – 0.

25. Venuše • Základní údaje • Popis tělesa • Pozorování • Vysvětlení jména, jeho vzniku • Atmosféra • Povrch • Nitro

26. Popis tělesa • Zpočátku si lidé neuvědomovali, že "Večernice" a "Jitřenka" je ve skutečnosti stejná planeta. To bylo již hodně dávno.Astronomové se nyní někdy zmiňují o Venuši jako o sestře Země. Obě mají podobnou velikost, hustotu a objem. Obě vznikly ve stejné době zahuštěním ze stejné mlhoviny. Nicméně, během posledních málo roků vědci přišli na to, že tady podobnosti končí. Nemá žádné oceány a je obklopena hustou atmosférou, složenou převážně z oxidu uhličitého a v atmosféře se nachází i kapky kyseliny sírové. V atmosféře nenaleznete téměř žádné vodní páry. Na povrchu je atmosférický tlak 92 x větší než na Zemi v nulové nadmořské výšce.

27. Pozorování • Venuše je po Měsíci nejjasnější objekt na noční obloze. Má na to nárok, protože je Zemi nejblíže. Venuši lze pozorovat ráno nebo večer. Na Venuši lze už triedrem nebo malým dalekohledem pozorovat fáze dne, ale jak je známo, Venuše je obklopena hustou atmosférou, takže dalekohledy lze pozorovat jen atmosféru.

28. Vysvětlení jména, jeho vzniku • Venus, zčeštěně Venuše, znamená: půvab, krása, vděk, vnada. Původně staroitalská bohyně jara a probouzející se přírody, teprve později bohyně krásy. • Po první punské válce ztotožnili Římané bohyni s řeckou bohyní lásky Afrodítou. Její kult byl nejvíce rozšířen v Římě, kam však byl přenesen pravděpodobně z některého města v Latiu. Rod Iuliovců pokládal Venuši za pramáteř svého rodu, poněvadž Iulus-Ascanius, syn Aeneův, zakladatel rodu, byl vnukem této bohyně a Anchísa. Bohyně ochraňovala manželství, Venus Conciliatrix, "Smiřující"; dále byla ctěna jako Venus Genetrix, "Rodička". Jinak Římané dávali Venuši stejná příjmení jako bohyni Afrodítě. V Římě ještě uctívali Venus Murcia, nazývanou podle údolí Murcia, ležícího nedaleko cirku Maxima; konečně byla Venus Myrtea, nazývaná podle myrty, která jí byla zasvěcena.

29. Atmosféra • Atmosféra Venuše je poměrně hustá a především značně horká. U povrchu je atmosférický tlak 90 krát větší než u nás na Zemi. • Ve složení atmosféry je dominantní oxid uhličitý, jimž je tvořena z 96 %. Dále pak je 3 % zastoupen dusík a v 1 % atmosféry jsou schovány prvky jako: oxid siřičitý, vodní páry, oxid uhelnatý, argon, hélium, neon, chlorovodík a fluorovodík. • Vysoká koncentrace oxid uhličitého je příčinou silného skleníkového efektu, jevu, kdy sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru, ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem již atmosféra ven nepustí.

30. Povrch • Teprve nedávno se podařilo prohlédnout skrze hustou atmosféru Venuše, která chrání před našimi zraky skutečný povrch planety. Až vývoj v oblasti radarových teleskopů a radarových zobrazovacích systémů, umístitelných na oběžnou dráhu planety, nám umožnil vidět skrz clonu mraků a spatřit povrch. Čtyři z nejúspěšnějších misí vedoucích k odhalení povrchu Venuše byly NASA's Pioneer Venus mission (1978), Sovětské mise Venera 15 a 16 (1983-1984) a NASA's Magellan radar, radar mapping mission (1990-1994). A když tyto družice začaly mapovat planetu, dostali jsme o Venuši novou představu.

31. Nitro • O nitru Venuše toho mnoho nevíme. Především se vychází z informací odvozených ze simulačních modelů. Předpokládá se, že se nitro Venuše skládá z kapalného jádra relativně tenkým pláštěm se skalnatou kůrou. Jádro tvoří pravděpodobně 24,8 % celkové hmotnosti planety a dle modelů je zde tlak až 260 GPa.

32. Základní údaje • Vzdálenost od slunce – 108 mil.km • Průměr – 12104 km • Oběh – 0,615 r. • Rotace – 243 dnů • Měsíce - 0

33. Země • Základní údaje • Zemská kůra • Zemský plášť • Zemské jádro

34. Zemská kůra • Je nejsvrchnější slupka zemského těles. Síla kůry se je různá. Z litografického hlediska je možno zemskou kůru rozdělit dále podle fyzikálních vlstností na: • Sedimentální obal • Granitická vrstva • Bazaltová vrstva

35. Zemský plášť • Svrchní plášť • Střední plášť • Spodní plášť

36. Zemské jádro • Podle seismologických studií se zemské jádro skládá též ze tří částí. Odlišný charakter těchto částí se projevuje hlavně rozdílnými rychlostmi šíření seizmických P vln a schopností vzniku S vln. Rychlost P vln se snižuje na Gutenbergově diskontinuu až na 8 km.s-1 a potom ještě jednou uvnitř přechodné zóny • Vnější jádro • Přechodná zóna • Vnitřní jádro

37. Sedimentální obal Země • Tvoří přibližně 18 % objemu zemské kůry. Má průměrnou mocnost 1,8 km. Přibližně polovina všech sedimentů je uložená v kontinentálních geosynklinálních pánvích. Petropgraficky jsou zhruba stejně zastoupeny po 40 % slepence + pískovce a jílovce + břidlice. Téměř 18 % připadá na karbonáty.

38. Granitická vrstva Země • Vyskytuje se pouze v kontinentálním typu zemské kůry. Tvoří ji hlavně kyselé až intermediální vyvřeliny a metamorfované horniny. Rychlost šíření seismických vln je v intervalu 5,7 - 6,3 km.s-1. Průměrná mocnost vrstvy je 18 km. Od hlubší Bazaltové vrstvy je oddělena Conradovou diskontinuitou.

39. Bazaltová vrstva • Její složení se liší pod kontinenty a pod oceány. V ocenánické části se vyskytují bazické a ultrabazické horniny. Na kontinentech se navíc vyskytují i metamorfované horniny a kyselé vyvřeliny. Rychlost šíření seismických vln je 6,2 - 7,2 km.s-1. Největší mocnost má pod kontinenty, kde je silná zhruba 15 - 50 km.

40. Svrchní plášť • Z hlediska globální tektoniky spadá část svrchního pláště nad kanálem nízkých rychlostí do litosféry. • Litosférou označujeme vnější pevný obal Země, který je tvořen zemskou kůrou a horní částí svrchního pláště. Litosféra je rozdělena soustavou mobilních zón na dílčí litosférické desky, které vůči sobě nejsou v klidu. • Nejpatrnějšími vertikálními homogenitami ve svrchním plášti jsou zcela nepochybně litosférické desky, které se v zónách subdukace podsouvají do velkých hloubek a přinášejí do pláště materiál ze zemské kůry. Svrchní plášť je tvořen nejspíše ultrabazickými horninami - granátickými peridotity výše a eklogity níže. Tyto horniny byly zjištěny ve formě uzavřenin v magmatech přicházejícího ze svrchního pláště.

41. Střední plášť • Umisťuje se mezi 400 a 900 - 1000 km. Předpokládá se, že se zde v zásadě nemění silikátový charakter hornin známých ze zemské kůry a svrchního pláště. Díky vyšším teplotám a tlakům zde však dochízí ke změnám v mineralogickém složení. Mizí zde plagioklásy, pyroxeny se mění na granáty, křemen se modifikuje na stišovit. Do této části ještě zasahují pochody spojené se subdukací a přesunem hmot ze sfér. Nejhlubší známá zemětřesení z hloubek 700 km naznačují nejhlubší mez subdukace. I zde byly zjištěny dílčí diskontinuity, a to v hluce 600 km a 900 - 1000 km. Na těchto rozhraních je změna gradientu rychlosti a ne rychlostní skok. Rychlost šíření seizmických P vln ve spodní části středního pláště dosahuje až 11 km.s-1.

42. Spodní plášť • Tato část pokračuje až ke Gutenbergově diskontinuitě v hloubce 2900 km. Ve složení zde již můžeme hádat pouze z rozborů výsledků laboratorních experimentů. • Je složen pravděpodobně ze silikátů a kromě nich i z minerálů o struktuře ilmenitu nebo perovskitu. • Rychlost šíření seizmických P vln zde dosahuje rychlosti až 14 km.s-1. • Na nejnižší části spodního pláště v Gutenbergově diskontinuu pravděpodobně dochází k částečnému míšení hmoty zemského jádra a pláště.

43. Vnější jádro • Ve vnějším plášti mizí seizmické S vlny. Díky tomuto a náhlému skoku rychlosti na Gutenbergově diskontinuitě je předpoklad, že materiál v této zóně je v tekutém stavu a že je pravděpodobně chemicky odlišný od pláště. • Skládá se zřejmě převážně ze železa a příměsí niklu. Pravděpodobně jsou též zastoupeny další prvky jako Si a C. Existuje též domněnka, že se jádro skládá též ze silikátů, které vlivem vysokého tlaku degenerovaly na metalickou fázi (Byly tedy stlačeny silikátové obaly). Toto však ještě experimentálně ověřeno nebylo.

44. Přechodná zóna • Její tloušťka se různí od 150 do 600 km. Zřejmě se skládá z několika vrstev, které se liší jednak rychlostí šíření seizmických vln a zřejmě i stupněm roztavení. V této části seizmické vlny pozvolna klesají a na hranici s vnitřním jádrem se skokem zvyšují.

45. Vnitřní jádro • Tuto část nazýváme též jadérko. Její svrchní hranice je pokládána do hloubky 5 100 km. Protože v něm ještě existují příčné vlny, je pravděpodobně tvořeno

46. Základní údaje • Vzdálenost od slunce – 149,6 mil.km • Průměr – 12756 km • Oběh –1 rok • Rotace – 23h. 56 minut • Měsíce - 1

47. Mars • Základní údaje • Charakteristika • Pozorování • Popis tělesa • Nitro • Atmosféra • Povrch

48. Kůra Marsu • Od července 1997 pořizuje z oběžné dráhy podrobné snímky červené planety sonda Mars Global Surveyor (MGS), ale pod povrch se podívat nemůže. Nicméně změny gravitačního pole planety působí malé změny orbitální rychlosti sondy a tyto změny odpovídají vnitřním hustotním fluktuacím. Jemné změny dráhy byly měřeny pomocí MGS rádiového experimentu kombinovaného s topografickými údaji přesného laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), a tak mohli vědci vytvořit mapu tloušťky marťanské kůry. • Je zřejmé, že největší tloušťka kůry je pod oblastí Tharsis, 60 - 80 km a minimální je pod pánví Hellas, pouze 10 km. • Je velice pravděpodobné, že kůra Marsu je mnohem silnější než zemská, nejméně 100 km. Toto může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky.

49. Plášť Marsu • Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornic a z toho vyplývá, že jeho průměrná hustota je okolo 3 400 až 3 500 kg/m3.

50. Jádro Marsu • Přesné rozměry jádra nejsou přesně známé, protože jak bylo uvedeno výše, závisejí na zatím nepřesně zjištěných parametrech. Pokud se budeme držet toho, že je jádro složené z pevných hornin a železa, tak jeho poloměr vychází na 1 250 km. Pokud by se jednalo o lehčí látky (např. směs síry a železa), potom by jeho maximální průměr byl okolo 2 000 km.