Энциклопедичный YouTube

1 / 5

✪ Проект DISCOVER-AQ - исследование атмосферы (NASA по-русски)

✪ NASA по-русски: 18.01.13 - видео-дайджест НАСА за неделю

✪ ОТРИЦАТЕЛЬНАЯ МАССА [Новости науки и технологий]

✪ Марс, 1968, научно-фантастический киноочерк, режиссёр Павел Клушанцев

✪ 5 Signs of Life On Mars - The Countdown #37

Субтитры

Изучение

Атмосфера Марса была открыта ещё до полетов автоматических межпланетных станций к планете. Благодаря спектральному анализу и противостояниям Марса с Землёй, которые случаются 1 раз в 3 года, астрономы уже в XIX веке знали, что она имеет весьма однородный состав, более 95 % которого приходится на углекислый газ . При сравнении с 0,04% углекислого газа в атмосфере Земли получается, что масса марсианского атмосферного углекислого газа превосходит массу земного почти в 12 раз, так что при терраформировании Марса углекислотный вклад в парниковый эффект может создать комфортный для человека климат несколько раньше, чем будет достигнуто давление в 1 атмосферу, даже с учётом большей удалённости Марса от Солнца.

Ещё в начале 1920-х годов проводились первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора . Измерения В. Лампланда в 1922 году дали среднюю температуру поверхности Марса 245 (−28 °C), Э. Петтит и С. Никольсон в 1924 году получили 260 K (−13 °C). Более низкое значение получили в 1960 году У. Синтон и Дж. Стронг: 230 K (−43 °C) . Первые оценки давления - усреднённого - были получены только в 60е гг с использованием наземных ИК-спектроскопов: полученное из лоренцева уширения линий углекислого газа давление 25±15 гПа означало, что именно он является основной составляющей атмосферы .

Скорость ветра можно определить по доплеровскому сдвигу спектральных линий. Так, для этого измерялся сдвиг линий в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне, причём измерения на интерферометре позволяют получить распределение скоростей в целом слое большой толщины .

Наиболее подробные и точные данные о температуре воздуха и поверхности, давлении, относительной влажности и скорости ветра непрерывно измеряются комплектом приборов Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борту марсохода Curiosity , работающего в кратере Гейла с 2012 г . А аппарат MAVEN , находящийся на орбите Марса с 2014 года, специально предназначен для подробного исследования верхних слоёв атмосферы, их взаимодействия с частицами солнечного ветра и в особенности динамики рассеяния .

Ряд процессов, сложных или пока невозможных для непосредственного наблюдения, подлежит лишь теоретическому моделированию, однако оно также является важным методом исследования.

Структура атмосферы

В целом атмосфера Марса подразделяется на нижнюю и верхнюю; последней считается область выше 80 км над поверхностью , где активную роль играют процессы ионизации и диссоциации. Её изучению посвящён раздел, который принято называть аэрономией . Обычно же когда говорят об атмосфере Марса, имеют в виду нижнюю атмосферу.

Также некоторые исследователи выделяют две крупные оболочки - гомосферу и гетеросферу. В гомосфере химический состав не зависит от высоты, поскольку процессы переноса тепла и влаги в атмосфере и их обмена по вертикали целиком определяются турбулентным перемешиванием. Так как молекулярная диффузия в атмосфере обратно пропорциональна ее плотности, то с некоторого уровня этот процесс становится преобладающим и является основной особенностью верхней оболочки - гетеросферы, где происходит молекулярное диффузное разделение. Граница раздела между этими оболочками, которая находится на высотах от 120 до 140 км, называется турбопаузой .

Нижняя атмосфера

От поверхности до высоты 20-30 км протягивается тропосфера , где температура падает с высотой. Верхняя граница тропосферы колеблется в зависимости от времени года (температурный градиент в тропопаузе меняется от 1 до 3 град/км при среднем значении 2,5 град/км) .

Над тропопаузой находится изотермическая область атмосферы - стратомезосфера , протягивающаяся до высоты 100 км. Средняя температура стратомезосферы исключительно низкая и составляет - 133°С. В отличие от Земли, где в стратосфере содержится преимущественно весь атмосферный озон , на Марсе его концентрация ничтожно мала (он распределен от высот 50 - 60 км до самой поверхности, где она максимальна) .

Верхняя атмосфера

Выше стратомезосферы простирается верхний слой атмосферы - термосфера . Для нее характерен рост температуры с высотой до максимального значения (200-350 K), после чего она остаётся постоянной до верхней границы (200 км) . В этом слое зарегистрировано присутствие атомарного кислорода; его плотность на высоте 200 км достигает 5-6⋅10 7 см −3 . Присутствие слоя с преобладанием атомарного кислорода (как и то, что основной нейтральной компонентой является углекислый газ) объединяет атмосферу Марса с атмосферой Венеры .

Ионосфера - область с высокой степенью ионизации - находится в интервале высот примерно от 80-100 до порядка 500-600 км. Содержание ионов минимально ночью и максимально днем, когда основной слой формируется на высоте 120-140 км за счёт фотоионизации углекислого газа экстремально ультрафиолетовым излучением Солнца СО 2 + hν → СО 2 + + e - , а также реакций между ионами и нейтральными веществами СО 2 + + O → О 2 + + CO и О + + СО 2 → О 2 + + CO. Концентрация ионов, из которых 90 % O 2 + и 10 % СO 2 + , достигает 10 5 на кубический сантиметр (в остальных областях ионосферы она на 1-2 порядка ниже) . Примечательно, что ионы O 2 + преобладают при практически полном отсутствии в атмосфере Марса собственно молекулярного кислорода . Вторичный слой образуется в районе 110-115 км за счёт мягкого рентгеновского излучения и выбитых быстрых электронов . На высоте 80-100 км некоторыми исследователями выделяется третий слой, иногда проявляющийся под воздействием частиц космической пыли, привносящих в атмосферу ионы металлов Fe + , Mg + , Na + . Однако позднее было не только подтверждено появление последних (причём практически по всему объёму верхней атмосферы) вследствие абляции вещества попадающих в атмосферу Марса метеоритов и других космических тел , но и вообще постоянное их присутствие. При этом из-за отсутствия у Марса магнитного поля их распределение и поведение значительно отличаются от того, что наблюдается в земной атмосфере . Над главным максимумом могут появляться благодаря взаимодействию с солнечным ветром и другие дополнительные слои. Так, слой ионов O + наиболее выражен на высоте 225 км. Помимо трёх основных видов ионов (O 2 + , СO 2 и O +), относительно недавно были зарегистрированы также H 2 + , H 3 + , He + , C + , CH + , N + , NH + , OH + , H 2 O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 ++ и HCO 2 + . Выше 400 км некоторые авторы выделяют «ионопаузу», однако на этот счёт пока нет единого мнения .

Что касается температуры плазмы, то вблизи главного максимума температура ионов составляет 150 К, увеличиваясь до 210 К на высоте 175 км. Выше термодинамическое равновесие ионов с нейтральным газом существенно нарушается, и их температура резко возрастает до 1000 К на высоте 250 км. Температура электронов может составлять несколько тысяч кельвин, по всей видимости, из-за магнитного поля в ионосфере, причём она растёт с увеличением зенитного угла Солнца и неодинакова в северном и южном полушариях, что, возможно, связано с асимметрией остаточного магнитного поля коры Марса. Вообще можно даже выделить три популяции высокоэнергетических электронов с различными температурными профилями. Магнитное поле влияет и на горизонтальное распределение ионов: над магнитными аномалиями формируются потоки высокоэнергетических частиц, закручивающиеся вдоль линий поля, что увеличивает интенсивность ионизации, и наблюдается повышенная плотность ионов и локальные структуры .

На высоте 200-230 км находится верхняя граница термосферы - экзобаза, над которой примерно с высоты 250 км начинается экзосфера Марса. Она состоит из лёгких веществ - водорода , углерода , кислорода , - которые появляются в результате фотохимических реакций в нижележащей ионосфере, например, диссоциативной рекомбинации O 2 + с электронами . Непрерывное снабжение верхней атмосферы Марса атомарным водородом происходит за счет фотодиссоциации водяного пара у марсианской поверхности. Ввиду очень медленного уменьшения концентрации водорода с высотой этот элемент является основным компонентом самых внешних слоев атмосферы планеты и образует водородную корону , простирающуюся на расстояние около 20 000 км , хотя строгой границы нет, и частицы из этой области просто постепенно рассеиваются в окружающее космическое пространство .

В атмосфере Марса также иногда выделяется хемосфера - слой, где происходят фотохимические реакции, а так как из-за отсутствия озонового экрана, как у Земли, ультрафиолетовое излучение доходит до самой поверхности планеты, они возможны даже там. Марсианская хемосфера простирается от поверхности до высоты около 120 км .

Химический состав нижней атмосферы

Несмотря на сильную разрежённость марсианской атмосферы, концентрация углекислого газа в ней примерно в 23 раза больше, чем в земной .

• Азот (2,7 %) в настоящее время активно диссипирует в космос. В виде двухатомной молекулы азот устойчиво удерживается притяжением планеты, но расщепляется солнечным излучением на одиночные атомы, легко покидая атмосферу.
• Аргон (1,6 %) представлен относительно устойчивым к диссипации тяжелым изотопом аргон-40. Легкие 36 Ar и 38 Ar имеются лишь в миллионных долях
• Другие благородные газы : неон , криптон , ксенон (миллионные доли)
• Оксид углерода (СО) - является продуктом фотодиссоциации СО 2 и составляет 7,5⋅10 -4 концентрации последнего - это необъяснимо малое значение, поскольку обратная реакция CO + O + M → СО 2 + M запрещена, и должно было бы накопиться гораздо больше CO. Предлагались различные теории, как угарный газ может всё же окисляться до углекислого, но все они имеют те или иные недостатки .
• Молекулярный кислород (O 2) - появляется в результате фотодиссоциации как CO 2 , так и Н 2 О в верхней атмосфере Марса. При этом кислород диффундирует в более низкие слои атмосферы, где его концентрация достигает 1,3⋅10 -3 от приповерхностной концентрации С0 2 . Как и Ar, CO и N 2 , он относится к неконденсирующимся на Марсе веществам, поэтому его концентрация также претерпевает сезонные вариации. В верхней атмосфере, на высоте 90-130 км, содержание O 2 (доля относительно CO 2) в 3-4 раза превышает соответствующее значение для нижней атмосферы и составляет в среднем 4⋅10 -3 , изменяясь в диапазоне от 3,1⋅10 -3 до 5,8⋅10 -3 . В древности атмосфера Марса содержала, однако, большее количество кислорода, сопоставимое с его долей на юной Земле. Кислород даже в виде отдельных атомов уже не так активно диссипирует, как азот, в силу б́ольшего атомного веса, что позволяет ему накапливаться.
• Озон - его количество сильно меняется в зависимости от температуры поверхности : оно минимально во время равноденствия на всех широтах и максимально на полюсе, где зима, кроме того, обратно пропорционально концентрации водяного пара. Присутствует один выраженный озоновый слой на высоте около 30 км и другой - между 30 и 60 км .
• Вода. Содержание H 2 O в атмосфере Марса примерно в 100-200 раз меньше, чем в атмосфере самых сухих регионов Земли, и составляет в среднем 10-20 мкм осажденного столба воды. Концентрация водяного пара претерпевает существенные сезонные и суточные вариации . Степень насыщения воздуха парами воды обратно пропорциональна содержанию частиц пыли, являющихся центрами конденсации, и в отдельных областях (зимой, на высоте 20-50 км) был зафиксирован пар, давление которого превышает давление насыщенного пара в 10 раз - намного больше, чем в земной атмосфере .
• Метан . Начиная с 2003 года, появляются сообщения о регистрации выбросов метана неизвестной природы , однако ни одно из них нельзя считать достоверным из-за тех или иных недостатков методов регистрации. При этом речь идёт о крайне малых величинах - 0,7 ppbv (верхний предел - 1,3 ppbv) в качестве фонового значения и 7 ppbv для эпизодических всплесков, что находится на грани разрешимости. Поскольку наряду с этим публиковалась и информация о подтверждённом другими исследованиями отсутствии CH 4 , это может свидетельствовать о каком-либо непостоянном источнике метана, а также о существовании некоего механизма его быстрого разрушения, тогда как длительность фотохимического разрушения этого вещества оценивается в 300 лет. Дискуссия по этому вопросу в настоящий момент открыта, причём он представляет особенный интерес в контексте астробиологии , ввиду того, что на Земле это вещество имеет биогенное происхождение .
• Следы некоторых органических соединений . Наиболее важны верхние ограничения на H 2 CO, HCl и SO 2 , которые свидетельствуют об отсутствии, соответственно, реакций с участием хлора , а также вулканической активности, в частности, о невулканическом происхождении метана, если его существование будет подтверждено .

Состав и давление атмосферы Марса делают невозможным дыхание человека и других земных организмов . Для работы на поверхности планеты необходим скафандр, хотя и не настолько громоздкий и защищенный, как для Луны и открытого космоса. Атмосфера Марса сама по себе не ядовита и состоит из химически инертных газов. Атмосфера несколько тормозит метеоритные тела, поэтому кратеров на Марсе меньше чем на Луне и они менее глубокие. А микрометеориты сгорают полностью, не достигая поверхности.

Вода, облачность и осадки

Низкая плотность не мешает атмосфере формировать масштабные явления, влияющие на климат .

Водяного пара в марсианской атмосфере не более тысячной доли процента, однако по результатам недавних (2013 г.) исследований, это всё же больше, чем предполагалось ранее, и больше, чем в верхних слоях атмосферы Земли , и при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, поэтому часто собирается в облака. Как правило, водяные облака формируются на высотах 10-30 км над поверхностью. Они сосредоточены в основном на экваторе и наблюдаются практически на протяжении всего года . Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO 2 . Этот же процесс ответствен за формирование низких (на высоте менее 10 км) облаков полярных областей в зимний период, когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO 2 (-126 °С); летом же формируются аналогичные тонкие образования из льда Н 2 О

• Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных явлений было обнаружено («Викингом-1 ») при фотографировании северной полярной области в 1978 г. Это циклонические структуры, четко отождествляемые на фотографиях по вихревидным системам облаков с циркуляцией против часовой стрелки. Они были обнаружены в широтном поясе 65-80° с. ш. в течение «теплого» периода года, с весны до начала осени, когда здесь устанавливается полярный фронт. Его возникновение обусловлено существующим в это время года резким контрастом температур поверхности между краем ледяной шапки и окружающими равнинами. Связанные с таким фронтом волновые движения воздушных масс и приводят к появлению столь знакомых нам по Земле циклонических вихрей. Обнаруженные на Марсе системы вихревидных облаков по размеру колеблются от 200 до 500 км, скорость их перемещения около 5 км/ч, а скорость ветров на периферии этих систем около 20 м/с. Длительность существования отдельного циклонического вихря колеблется от 3 до 6 сут. Величины температур в центральной части марсианских циклонов свидетельствуют о том, что облака состоят из кристалликов льда воды .

  Снег действительно наблюдался неоднократно . Так, зимой 1979 г. в районе посадки «Викинга-2 » выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев .

  Пылевые бури и пылевые дьяволы

  Характерная особенность атмосферы Марса - постоянное присутствие пыли; согласно спектральным измерениям, размер пылевых частиц оценивается в 1,5 мкм . Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли на высоту до 50 км. А ветры, являющиеся одним из проявлений перепада температур, часто дуют над поверхностью планеты (особенно в конце весны - начале лета в южном полушарии, когда разница температур между полушариями особенно резкая ), и их скорость доходит до 100 м/с. Таким образом формируются обширные пылевые бури, давно наблюдаемые в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Чаще всего пылевые бури возникают вблизи полярных шапок, их продолжительность может достигать 50-100 суток. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами .

  Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы .

  С сентября 1971 по январь 1972 г. на Марсе происходила глобальная пылевая буря, которая даже помешала фотографированию поверхности с борта зонда «Маринер-9 » . Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в этот период, составляла от 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 г/см 2 . Таким образом, общий вес пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 10 8 - 10 9 т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере .

  • Полярное сияние впервые было зарегистрировано УФ-спектрометром SPICAM на борту аппарата «Марс Экспресс» . Затем оно неоднократно наблюдалось аппаратом «MAVEN », например, в марте 2015 года , а в сентябре 2017 года детектором оценки радиации (RAD) на марсоходе «Curiosity » было зафиксировано гораздо более мощное событие . Анализ данных аппарата «MAVEN» выявил и полярные сияния принципиально иного типа - диффузные, которые имеют место на низких широтах, в областях, не привязанных к аномалиям магнитного поля и вызываемых проникновением в атмосферу частиц с очень высокой энергией, порядка 200 кэВ .

    Кроме того, экстремально ультрафиолетовое излучение Солнца вызывает так называемое собственное свечение атмосферы (англ. airglow ).

    Регистрация оптических переходов при полярных сияниях и собственном свечении даёт важную информацию о составе верхней атмосферы, её температуре и динамике. Так, изучение γ- и δ-полос излучения оксида азота в ночной период помогает охарактеризовать циркуляцию между освещённой и неосвещённой областями. А регистрация излучения на частоте 130,4 нм при собственном свечении помогло выявить присутствие атомарного кислорода высокой температуры, что стало важным шагом в понимании поведения атмосферных экзосфер и корон в целом .

    Цвет

    Частицы пыли, которыми наполнена атмосфера Марса, состоят в основном из оксида железа, и он придаёт ей красновато-рыжий оттенок .

    Согласно данным измерений, атмосфера имеет оптическую толщину 0,9 - это означает, что до поверхности Марса сквозь его атмосферу доходит только 40 % падающего солнечного излучения, а остальные 60 % поглощаются висящей в воздухе пылью. Без неё марсианские небеса имели бы приблизительно тот же цвет, как у земного неба на высоте 35 километров . Следует заметить, что при этом человеческий глаз адаптировался бы к этим цветам, и баланс белого автоматически подстроился бы так, что небо виделось бы таким же, как при земных условиях освещения.

    Цвет неба весьма неоднороден, и в отсутствие облаков или пыльных бурь от относительно светлого на горизонте резко и градиентно темнеет к зениту. В относительно спокойный и безветренный сезон, когда пыли меньше, в зените небо может быть совсем чёрным.

    Тем не менее - благодаря снимкам марсоходов стало известно, что на закате и восходе вокруг Солнца небо окрашивается в голубой цвет. Причина этому рассеяние РЭЛЕЯ - свет рассеивается на частицах газа и окрашивает небо, но если марсианским днём эффект слаб и незаметен невооруженным глазом из-за разряжённости атмосферы и запылённости, то на закате солнце просвечивает намного более толстый слой воздуха, благодаря чему начинают рассеиваться синяя и фиолетовая составляющие. Тот же механизм отвечает за голубое небо на Земле днём и желто-оранжевое на закате. [ ]

    Панорама печаных дюн Рокнест, составленная из снимков марсохода Curiosity.

    Изменения

    Изменения в верхних слоях атмосферы носят довольно сложный характер, так как они связаны между собой и с нижележащими слоями. Распространяющиеся вверх атмосферные волны и приливы могут оказывать существенное влияние на структуру и динамику термосферы и, как следствие, ионосферы, например, высоту верхней границы ионосферы. Во время пылевых бурь в нижней атмосфере её прозрачность уменьшается, она нагревается и расширяется. Тогда увеличивается плотность термосферы - она может варьироваться даже на порядок, - и высота максимума концентрации электронов может подняться на величину до 30 км. Вызванные пылевыми бурями изменения в верхней атмосфере могут быть глобальными, затрагивая области до 160 км над поверхностью планеты. Отклик верхней атмосферы на эти явления занимает несколько дней, а в прежнее состояние она возвращается гораздо дольше - несколько месяцев. Ещё одно проявление взаимосвязи верхней и нижней атмосферы заключается в том, что водяной пар, которым, как выяснилось, перенасыщена нижняя атмосфера, может подвергаться фотодиссоциации на более лёгкие компоненты H и O, увеличивающие плотность экзосферы и интенсивность потери воды атмосферой Марса. Внешние факторы, вызывающие изменения в верхней атмосфере, - это экстремально ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение Солнца, частицы солнечного ветра, космическая пыль и более крупные тела, такие как метеориты . Задача осложняется тем, что их воздействие, как правило, случайно, и его интенсивность и продолжительность невозможно прогнозировать, причём на эпизодические явления накладываются циклические процессы, связанные с изменением времени суток, времени года, а также солнечным циклом . На настоящий момент по динамике параметров атмосферы в лучшем случае имеется накопленная статистика событий, но теоретическое описание закономерностей ещё не выполнено. Определенно установлена прямая пропорциональность между концентрацией частиц плазмы в ионосфере и солнечной активностью. Это подтверждается тем, что аналогичная закономерность была реально зафиксирована по результатам наблюдений в 2007-2009 гг для ионосферы Земли , несмотря на принципиальное различие магнитного поля этих планет, непосредственно влияющего на ионосферу. А выбросы частиц солнечной короны, вызывая изменение давления солнечного ветра, также влекут за собой характерное сжатие магнитосферы и ионосферы : максимум плотности плазмы опускается до 90 км .

    Суточные колебания

    Несмотря на свою разреженность, атмосфера тем не менее реагирует на изменение потока солнечного тепла медленнее, чем поверхность планеты. Так, в утренний период температура сильно меняется с высотой: была зафиксирована разница в 20° на высоте от 25 см до 1 м над поверхностью планеты. С восходом Солнца холодный воздух нагревается от поверхности и поднимается в виде характерного завихрения вверх, поднимая в воздух пыль - так образуются пылевые дьяволы . В приповерхностном слое (до 500 м высотой) имеет место температурная инверсия. После того, как атмосфера к полудню уже нагрелась, этого эффекта уже не наблюдается. Максимум достигается примерно в 2 часа в после полудня. Затем поверхность остывает быстрее, чем атмосфера, и наблюдается обратный температурный градиент. Перед заходом Солнца же температура снова убывает с высотой .

    Смена дня и ночи влияет и на верхнюю атмосферу. Прежде всего, в ночное время прекращается ионизация солнечным излучением, однако плазма продолжает первое время после захода Солнца пополняться за счёт потока с дневной стороны, а затем формируется за счёт ударов электронов, движущихся вниз вдоль линий магнитного поля (так называемое вторжение электронов) - тогда максимум наблюдается на высоте 130-170 км. Поэтому плотность электронов и ионов с ночной стороны гораздо ниже и характеризуется сложным профилем, зависящим также от локального магнитного поля и изменяющимся нетривиальным образом, закономерность которого пока не до конца понята и описана теоретически . На протяжении дня состояние ионосферы также меняется в зависимости от зенитного угла Солнца .

    Годовой цикл

    Как и на Земле, на Марсе происходит смена времен года из-за наклона оси вращения к плоскости орбиты, поэтому зимой в северном полушарии полярная шапка растет, а в южном почти исчезает, а через полгода полушария меняются местами. При этом из-за достаточно большого эксцентриситета орбиты планеты в перигелии (зимнее солнцестояние в северном полушарии) она получает до 40 % больше солнечного излучения, чем в афелии , и в северном полушарии зима короткая и относительно умеренная, а лето длинное, но прохладное, в южном же наоборот - лето короткое и относительно теплое, а зима длинная и холодная. В связи с этим южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная - только до трети. Когда на одном из полюсов наступает лето, углекислый газ из соответствующей полярной шапки испаряется и поступает в атмосферу; ветры переносят его к противоположной шапке, где он снова замерзает. Таким образом происходит круговорот углекислого газа, который наряду с разными размерами полярных шапок вызывает изменение давления атмосферы Марса по мере его обращения вокруг Солнца . За счёт того, что зимой до 20-30 % всей атмосферы замерзает в полярной шапке, давление в соответствующей области соответственно падает .

    Сезонные вариации (как и суточные) претерпевает также концентрация водяного пара - они находятся в пределах 1-100 мкм. Так, зимой атмосфера практически «сухая». Водяной пар появляется в ней весной, и к середине лета его количество достигает максимума, следуя за изменениями температуры поверхности. В течение периода лето - осень водяной пар постепенно перераспределяется, причем максимум содержания его перемещается от северной полярной области к экваториальным широтам. При этом общее глобальное содержание пара в атмосфере (по данным «Викинга-1») остается приблизительно постоянным и эквивалентным 1,3 км 3 льда. Максимальное содержание Н 2 О (100 мкм осажденной воды, равное 0,2 объемных %) было зафиксировано летом над темным районом, опоясывающим северную остаточную полярную шапку - в это время года атмосфера надо льдом полярной шапки обычно близка к насыщению .

    В весенне-летний период в южном полушарии, когда наиболее активно формируются пылевые бури, наблюдаются суточные или полусуточные атмосферные приливы - увеличение давления у поверхности и термическое расширение атмосферы в ответ на её нагрев .

    Смена времён года оказывает влияние и на верхнюю атмосферу - как нейтральную компоненту (термосферу), так и плазму (ионосферу), причём этот фактор должен учитываться вместе с солнечным циклом, и это усложняет задачу описания динамики верхней атмосферы .

    Долгосрочные изменения

    См. также

    Примечания

    1. Williams, David R. Mars Fact Sheet (неопр.) . National Space Science Data Center . NASA (September 1, 2004). Дата обращения 28 сентября 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a small terrestrial planet : [англ. ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - Т. 24, № 1 (16 December). - С. 15. - DOI :10.1007/s00159-016-0099-5 .
    3. Атмосфера Марса (неопр.) . UNIVERSE-PLANET // ПОРТАЛ В ДРУГОЕ ИЗМЕРЕНИЕ
    4. Марс - красная звезда. Описание местности. Атмосфера и климат (неопр.) . galspace.ru - Проект "Исследование Солнечной системы" . Дата обращения 29 сентября 2017.
    5. (англ.) Out of Thin Martian Air Astrobiology Magazine , Michael Schirber, 22 Август 2011.
    6. Максим Заболоцкий. Общие сведения об атмосфере Марса (неопр.) . Spacegid.com (21.09.2013). Дата обращения 20 октября 2017.
    7. Mars Pathfinder - Science  Results - Atmospheric and Meteorological Properties (неопр.) . nasa.gov . Дата обращения 20 апреля 2017.
    8. J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionization, luminosity, and heating of the upper atmosphere of Mars: [англ. ] // J Geophys Res. - 1979. - Т. 84, вып. A12 (1 December). - С. 7315–7333. -

Общая ошибка, которая обычно делает оценки климатических условий конкретной планеты, - путать давления с плотностью. Хотя с теоретической точки зрения мы все знаем разницу между давление и плотность, в действительности он берется для сравнения атмосферного давления на земле с атмосферное давление данной планеты без мер предосторожности.

В любой земной лаборатории, где гравитация примерно такой же, Эта предосторожность не нужен и часто использует давление как «синоним» плотность. Некоторые явления обрабатываются безопасно с точки зрения стоимости «давления/температуры», как например фасы диаграм (или Диаграмма состояний), где в действительности было бы более правильно было бы говорить о «коэффициент плотности и температуры» или «под давлением/температуры», в противном случае мы не понимаем присутствие жидкой воды в отсутствие гравитации (и затем невесомости) в космических аппаратов на орбите в космосе!

На самом деле, технически атмосферное давление составляет «вес», которое оказывают определенное количество газа над нашими головами на все, что находится под. Однако реальная проблема заключается в том, что вес обусловлено не только плотность но очевидно тяжести. Если мы например уменьшение тяжести Земли 1/3, Очевидно, что такое же количество газа, что выше нас будет иметь одну треть своего первоначального веса, Несмотря на количество газа остается точно то же самое. Так, то, в сравнении климатические условия между двумя планетами бы более правильно говорить к плотности, а не давление.

Мы очень хорошо понимаем этот принцип путем анализа функционирования Торричелли барометр, Первый документ, который был измеряется земли атмосферное давление. Если мы заполним закрыт Тюбе ртути на одной стороне и множество вертикально с открытым концом погруженной в бак, наполненный ртутью также, Вы заметите, формирования вакуумной камеры в верхней части соломы. Торричелли фактически отметил, что внешнее давление, відсутні в соломе, Это было для поддержки столбца ртути высокой примерно 76 см. Путем расчета продукт удельной ртути, ускорение силы тяжести Земли и высота колонны ртути, можно вычислить вес выше атмосферы.

Из Википедии по адресу: http:/// Вики/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org

Эта система, блестящий для своего времени, Однако сильные ограничения при применении в «Земляне». На самом деле, как настоящий гравитации в двух из трех факторов формулы, Любая разница в гравитации производит квадратичной разница в ответ барометр, затем, один и тот же столбец воздуха, на планете с 1/3 оригинальные гравитации, будет производить, для барометр, Торричелли, под давлением 1/9 исходное значение.
Ясно, Помимо инструментальная артефактов, факт остается фактом: тот же столбец воздуха будет иметь вес пропорциональны тяжести, планеты на которых время от времени мы будем иметь это так просто барометрическое давление не является абсолютным показателем плотности!
Этот эффект систематически игнорируется в анализе атмосферы Марса. Мы говорим легко давления в гПа и сделки непосредственно с земли, полностью игнорируя давление гПа, что гравитация на Марсе о 1/3 что земли (для точности 38%). Те же ошибки вы сделали, когда вы посмотрите на фасы диаграм воды, чтобы продемонстрировать, что на Марсе, вода не может существовать в жидкой форме. В частности, тройной точки воды, на земле 6.1 гПа, но на Марсе, где гравитация это 38% что земли, Если вы делаете в hPa, было бы абсолютно 6.1 но для 2.318 гПа (Хотя барометр, ознаменует Торричелли 0.88 гПа). Этот анализ, однако, это всегда, на мой взгляд обманным путем, систематически избегать, Восстановление обозначение в те же значения земли. Же указание 5-7 ГПА для марсианской атмосферное давление явно не указаны ли в виду земной гравитации или Марс.
На самом деле 7 hPa на Марсе должна иметь плотность газа на земле будет измерения о 18.4 гПа. Это абсолютно избежать во всех современные исследования, Скажем, в второй половине 60 Далее, В то время как ранее строго указано, что давление было одной десятой от земли но с плотностью 1/3. С чисто научной точки зрения был рассмотрен реальный вес столба воздуха, что приводит как 1/3 его фактический вес на земле, но что на самом деле плотность была сопоставима с 1/3 что земли. Как прийти в последних исследованиях существует эта разница?

Может быть потому что это проще рассуждать о невозможности сохранить жидкой фазы воды?
Есть другие ключи для этого тезиса: Каждый атмосфера на самом деле производит рассеяния света (рассеяние) преимущественно в синем, что даже в случае Марс могут легко анализироваться. Хотя атмосфера Марса кучу пыли, чтобы сделать его красноватый, разделение синий компонент цвета панорамного изображения Марса, Вы можете получить представление о плотности атмосферы Марса. Если мы сравним земной небо снимки, сделанные на разных высотах, а потом с разной степенью плотности, Мы понимаем, что номинальный размер, в котором мы должны найти 7 гПа, т.е. 35.000 m, небо полностью черный, Сальво ярмарка горизонт полоса, где на самом деле мы все еще видим в слоях нашей атмосферы.

Слева: Съемка марсианского пейзажа, сделанные зондом следопыта 22 Июнь 1999. Источник: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 право: Синий канал рисунок рядом; Обратите внимание, интенсивность неба!

Слева: Сидней - город Юго-Восточной Австралии, Столица штата Новый Южный Уэльс, на 6 m. Право: Синий канал рисунок рядом.

Слева: Сидней, но всегда во время песчаной бури. Право: Синий канал рисунок рядом; как вы можете видеть, Подвесные пыли уменьшить яркость неба, а не увеличить его, Вопреки тому, что утверждается в случае НАСА Mars!

Очевидно, что фотографии марсианского неба, отфильтрованные синяя полоса, гораздо ярче, почти сопоставима с изображений, снятых на горе Эверест, чуть меньше чем 9.000 m, где смотреть, если атмосферное давление составляет 1/3 нормальный уровень моря давление.

Еще одним свидетельством серьезных пользу марсианский плотности атмосферы выше, чем объявленные, была предоставлена феномен пыль Девилс. Эти «мини Торнадо» способны поднять песка столбцов до нескольких километров; Но как это возможно?
НАСА, сам пытался имитировать их, в вакуумной камере, Имитация марсианского давления 7 гПа, и они не смогли моделировать явления, если не поднимает давление по меньшей мере 11 раз! Начальное давление, даже при использовании очень мощный Вентилятор, не мог снять что-нибудь!
На самом деле, 7 ГПа, действительно просто, Учитывая тот факт, что помимо возвышается над уровнем моря снижается быстро сразу для дробных значений; но тогда все явления наблюдается вблизи горы Олимп, что это означает 17 км высоты, Как можно будет?

Это известно из телескопических наблюдений, Марс имеет очень активную атмосферу, особенно в отношении формирования облака и туманы, не только песчаных бурь. Наблюдения Марса в телескоп в самом деле, Вставка синий светофильтр, Вы можете выделить все эти атмосферные явления далеко не незначительной. Утром и вечером туман, орографические облака, в телескоп с средней мощности СМИ всегда наблюдались полярные облака. Любой человек может к примеру, с обычной графической программы, отдельные три красных уровни, Грин, синий цвет изображения Марса и проверить как это работает. Образ, соответствующий красный канал предоставит нам хорошая Топографическая карта в то время как синий канал покажет полярных ледяных шапок и облака.. Это легко сделать это как на снимки, сделанные с помощью малых телескопов, Оба на снимки с космического телескопа. Кроме того, в изображения, полученные с космического телескопа, Вы заметили синий границы, вызванных атмосферы, что затем появляется синий и красный не, как показано на месте изображения.

Типичные изображения Марса, принятые космический телескоп Хаббла. Источник: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/

Красный канал (слева), Зеленый канал (Центр) и синий канал (право); Обратите внимание, экваториальных облако.

Еще один интересный момент - анализ полярных месторождений; пересечение высотные данные и gravitometrici, Это было невозможно определить, что полярный месторождения различаются сезонно примерно 1.5 метров на Северный полюс и 2.5 метров на Южном полюсе, с средней плотности населения в то время максимальная высота примерно 0.5 g/см 3 .

При этом плотность, 1 мм снега в CO 2 производит давление 0.04903325 гПа; Теперь, даже если предположить наиболее оптимистичный марсианского давления, приведенные выше 18.4 гПа, игнорируя тот факт, что CO 2 представляет 95% и не 100% атмосфера Марса, Если мы все condensassimo атмосферы на земле будет получить слой 37.5 см толщиной!
С другой стороны, 1.5 футов снега углекислого газа с плотностью 0.5 g/см 3 производит давление 73.5 ГПа и 2.5 метров вместо 122.6 гПа!

Время эволюция поверхности атмосферное давление, записано два Викинг Ландерс 1 и 2 (Викинг Ландер 1 Он приземлился в Хриса космизм в 22.48° n, 49.97° Западной долготы, 1.5 Км ниже среднего уровня. Викинг Ландер 2 Он приземлился в утопии космизм в 47.97° n, 225.74° Западной долготы, 3 Км ниже среднего уровня), в течение первых трех лет марсианской миссии: 1й год (точки), 2й год (сплошная линия) и 3 года (Пунктирная линия) укладываются в том же графе. Источник Тилман и гость (1987) (Смотрите также Тиллман 1989).

Рассмотрим также, что, Если масса сезонные сухого льда был похож между двумя полушариями не должна вызывать сезонные вариации глобального атмосферного давления, Так как распад полярной шапки всегда будет компенсироваться конденсации на полу в другом полушарии.

Но мы знаем, что уплощение марсианской орбиты создает разница почти 20° c средняя температура двух полушарий, с вершины до 30° C пользу Широта-30 ° ~. Имейте в виду, что 7 ГПа CO 2 ICES-123 ° c (~ 150° K), Хотя на 18.4 гПа (правильное значение для гравитации Марса) ЛЬДОВ до ~-116 ° C (~ 157° K).

Сравнение данных, собранных миссией Маринер 9 в течение весны бореальных (Ls = 43 – 54°). Показано сплошной линией на графике выше температуры (в Кельвинах) обнаружен эксперимент IRIS. Штрих пунктирные кривые показывают местные ветра (в m s-1) как вытекает из теплового баланса ветра (Поллак и. 1981). Средний график показывает температуру моделирования (K) за тот же сезон., В то время как нижней граф представляет моделирование ветров (в m s-1). Источник: «Метеорологической изменчивости и годового поверхностного давления цикла на Марсе» Фредерик Hourdin, Ле Ван Фу, Франсуа забыть, Olivier Talagrand (1993)

По данным Маринер 9 только на Южном полюсе мы находим необходимых погодных условий, Хотя согласно повреждает глобального съемщика (MGS), связанные с землей, Возможно присутствие в обоих полушариях.

Минимальные температуры в градусах Цельсия почвы Марса, взятые из тепловых спектрометр (TES) на борту Mars Global Surveyor (MGS). В горизонтальной и вертикальной Широта Долгота солнца (Ls). Синяя часть таблицы приведены минимальная температура, Среднегодовой максимум и всегда со ссылкой на ежедневных минимальных температур.

Затем, Подведение итогов, атмосфера, как представляется, достичь минимальной температуры-123 ° C нуля-132 ° C; Я отмечаю, что в-132 ° 2 не должно превышать давление 1.4 ГПа без льда!

Граф давления паров двуокиси углерода; среди других утилит этого графа, можно определить максимальное давление СО2 может достигать до конденсации (в данном случае на льду) при данной температуре.

Но вернемся к сезонной полярной депозиты; как мы уже видели, по крайней мере на ночь, на широте 60°, как кажется, существуют условия для формирования сухого льда, но то, что действительно происходит во время полярной ночи?

Давайте начнем с двух совершенно разных состояния: конденсат от поверхности для охлаждения массы воздуха или «холодные».

Для первого случая, Предположим, что температура почвы опускается ниже замораживания предел двуокиси углерода; почва начнет покрывать слоем льда все больше и больше, до здесь тепловой изоляции, вызванной льда, сам будет достаточно остановить процесс. В случае сухого льда, будучи хорошим теплоизолятором, Он просто очень мало, Поэтому само это явление не является достаточно эффективной для того, чтобы оправдать наблюдаемых ледовых накоплений! Как доказательство этого, на Северный полюс и Южный полюс принадлежит запись-132 ° C, где минимум составляет-130 ° C (По словам TES MGS). Я также интересую как надежное обнаружение-132 ° c с марсианской орбиты и спектроскопических путь, потому что при этой температуре сама почва должна быть завуалированной от процесса конденсации!

Во втором случае, Если воздушная масса (в данном случае CO 2 почти чистый) достигает точки росы, как только температура падает, его давление не превышает предел, установленный «давление пара» для этого газа при этой температуре, вызывает немедленное земли конденсации массы любой избыток газа! На самом деле, эффективность этого процесса действительно драматического; Если мы должны были имитировать аналогичное мероприятие на Марсе, Нам также нужно будет учитывать цепь событий, которые создадут.

Мы понижаем температуру Южного полюса, например до-130 ° C, начальное давление 7 гПа; давление прибытия должно быть ~ 2 ГПа, вызывая осадки снега сухого льда ~ 50 см толщиной (0.1 ГР/см 2) Если сжимается в 0.5 ГР/см 2 матч ~ 10 см толщиной. Конечно такой перепад давления будет оперативно воздух из прилегающих районов, с эффектом от нижней (цепочки) давление и температура из соседних районов, но конденсации вклад всех в снегу. Сам процесс также стремится сделать тепловой энергии (затем повышение температуры) в то же, Но если температура остается на уровне-130 ° C, процесс конденсации остановится только тогда, когда все планеты достигнет равновесия давление 2 гПа!

Это небольшой моделирование используется для понимания взаимосвязи между минимальных температур и изменения атмосферного давления, разъяснение почему минимальная температура и давление связаны. Из представленных графиков атмосферного давления, записаны два Викинг Ландерс мы знаем, что для викингов 1 давление изменяется от минимального 6.8 ГПа и максимум 9.0 гПа, среднее значение 7.9 . Для викингов 2 Допустимые значения – от 7.4 HPA на 10.1 ГПа в среднем 8.75 гПа. Мы также знаем, что VL 1 Он приземлился 1.5 Км и VL 2 3 Км, оба под средний уровень Марса. Учитывая, что средний уровень Марс 6.1 гПа (происходит с тройной точки воды!), Если мы масштаб значений, указанных выше среднее значение 6.1 гПа, Затем оба варьируются от менее 5.2 ± 0.05 ГПа и максимум 7 ± 0.05 гПа. Тогда как минимальное значение 5.2 ГПа, низкая температура, мы получаем ~-125 ° C (~ 148° K), уже в явные разногласия с вашими данными. Теперь, в то время как падение давления от 7 HPA на 5.2 Осаждают HPA 18,4 см толщиной (0.1 ГР/см 2) Если сжимается в 0.5 ГР/см 2 матч ~ 3.7 см толщиной, и что поверхность Южной полярной шапке ~ 1/20 Общая поверхность Марса (определенно приближаясь по умолчанию!), 3.7 см X 20 = 74 см, Это гораздо меньшее значение в пределах полярных отложений обнаружена!

Поэтому существует очевидное противоречие между тепловой данных и данных о погоде, Если один не поддерживает другие! Столь низкая температура приведет к сильным давлением колебания (даже между днем и ночью!) или даже более низкое общее давление! С другой стороны, однако 7 абсолютно недостаточно для учета такого явления, как пыль Девилс номинальное HPA, овраги, распространения света небес или величины переходных полярных месторождений, которые вы объяснили лучше намного выше атмосферного давления 7 гПа.

Пока что, были рассмотрены только аспекты, связанные с двуокиси углерода, считается одним из основных компонентов атмосферы (~ 95%); Но если мы введем даже вода в этом анализе, обозначение 7 ГПа становится совершенно нелепо!
Например, следы, оставленные поток жидкой воды (увидеть кратер Ньютон) где вода должна только быть пара государства, с учетом очень низкого давления и температуры до около 27 ° C!
В такой ситуации можно смело сказать, что давление (в наземных условиях) не может быть меньше, чем 35 гПа!

Всякая планета отличается от остальных рядом признаков. Люди сравнивают другие, найденные, планеты с той, которую они хорошо, но не идеально, знают – это планета Земля. Ведь это логично, на нашей планете смогла появится жизнь, а это значит что если искать планету, схожую с нашей, то там тоже будет возможно найти жизнь. Из-за этих сравнений у планет и появляются свои отличительные особенности. Например у Сатурна есть прекрасные кольца, из-за которых Сатурн называют самой красивой планетой Солнечной системы. Юпитер самая большая планета в Солнечной системе и эта особенность Юпитера. Так какие есть особенности у Марса? Об этом эта статья.

Марс, как и многие планеты Солнечной системы, имеет спутники. Всего у Марса имеется два спутника это Фобос и Деймос. Спутники получили свои названия от греков. Фобос и Деймос были сыновьями Ареса (Марса) и всегда были рядом с отцом, как и эти два спутника всегда рядом с Марсом. В переводе “Фобос” означает “страх”, а “Деймос” – “ужас”.

Фобос это спутник, орбита которого располагается очень близко к планете. Это самый близкий спутник к планете во всей Солнечной системе. Расстояние от поверхности Марса до Фобоса составляет 9380 километров. Спутник обращается вокруг Марса с частотой 7 часов 40 минут. Получается, что Фобос успевает совершить три с небольшим оборота вокруг Марса, пока сам Марс сделает один оборот вокруг своей оси.

Деймос это самый маленький спутник в Солнечной системе. Размеры спутника равны 15х12,4х10,8 км. А расстояние от спутника до поверхности планеты равно 23 450 тысяч км. Период обращения Деймоса вокруг Марса составляет 30 часов 20 минут, это немного больше, чем время, которое тратит планета для оборота вокруг своей оси. Если вы будете на Марсе, то Фобос будет восходить на западе и заходить на востоке, при этом совершая три оборота за сутки, а Деймос, наоборот, восходит на востоке и заходит на западе, при этом совершая лишь один оборот вокруг планеты.

Особенности Марса и её Атмосферы

Одной из главных особенностей Марса является то, что была создана . Атмосфера на Марсе весьма интересна. Сейчас атмосфера на Марсе очень разряжена, возможно, что в будущем Марс совсем потеряет свою атмосферу. Особенности атмосферы Марса в том, что когда-то давно Марс имел такую же атмосферу и воздух, как и на нашей родной планете. Но в ходе эволюции Красная планета потеряла почти всю свою атмосферу. Сейчас же давление атмосферы Красной планеты составляет лишь 1% от давления нашей планеты. Особенности атмосферы Марса также то, что даже при втрое меньшей силе тяжести планеты, относительно Земли, Марс может поднимать огромные пылевые бури, поднимаю в воздух тонны песка и почвы. Пылевые бури уже не раз попортили нервы нашим астрономам, так как пылевые бури бывают очень обширными, то наблюдение с Земли за Марсом, становится невозможным. Иногда такие бури могут даже длиться месяцами, что очень портит процесс изучения планеты. Но исследование планеты Марс на этом не останавливается. На поверхности Марса есть роботы, которые не прекращают процесс изучения планеты.

Атмосферные особенности планеты Марс так же и в том, что догадки ученых о цвете марсианского неба, были опровергнуты. Ученые считали, что небо на Марсе должно быть черным, но снимки, сделанные космической станцией с планеты, опровергнули эту теорию. Небо на Марсе вовсе не черное, оно розовое, благодаря частицам песка и пыли, которые находятся в воздухе и поглощают 40% солнечного света, благодаря этому и создается эффект розового неба на Марсе.

Особенности температуры Марса

Измерения температуры Марса начались относительно давно. Все началось с измерений Лампланда в 1922 году. Тогда измерения говорили о том, что средняя температура на Марсе равна -28º С. Позднее, в 50-х и 60-х годах были накоплены некоторые знания о температурном режиме планеты, которые проводились с 20-х годов по 60-е года. Из этих измерений получается, что днем на экваторе планеты температура может доходить до +27º C, но уже к вечеру она упадет до нуля, а к утру становится -50º С. Температура на полюсах колеблется от +10º С, во время полярного дня, и до весьма низких температур, во время полярной ночи.

Особенности рельефа Марса

Поверхность Марса, как и других планет, не имеющих атмосферу, изранена различными кратерами от падений космических объектов. Кратеры бывают маленьких размеров (5 км. в диаметре) и большие (от 50 и до 70 км. в диаметре). Из-за отсутствия своей атмосферы, Марс подвергался метеоритным дождям. Но поверхность планеты содержит не только кратеры. Раньше люди считали, что на Марсе никогда не было воды, но наблюдения за поверхностью планеты говорят о другом. Поверхность Марса имеет каналы и даже небольшие углубления, напоминающие водные месторождения. Это говорит о том, что на Марсе была вода, но по многим причинам она исчезла. Сейчас уже сложно сказать, что нужно сделать, чтобы вода на Марсе снова появилась и мы могли бы наблюдать за воскрешением планеты.

На Красной планете так же имеются и вулканы. Наиболее известный вулкан – Олимп. Этот вулкан известен всем тем, кто интересуется Марсом. Этот вулкан – самая большая возвышенность не только на Марсе, но и в Солнечной системе, это еще одна особенность этой планеты. Если стоять у подножья вулкана Олимп, то невозможно будет увидеть край у этого вулкана. Этот вулкан так велик, что его края уходят за горизонт и кажется, что Олимп бесконечен.

Особенности Магнитного поля Марса

Это, пожалуй, последняя интересная особенность этой планеты. Магнитное поле это защитник планеты, который отталкивает все электрические заряды, двигающиеся в сторону планеты и отталкивает их с первоначальной траектории. Магнитное поле полностью зависит от ядра планеты. Ядро на Марсе почти неподвижно и, следовательно, магнитное поле планеты очень слабое. Действие Магнитного поля весьма интересно, оно не глобально, как на нашей планете, а имеет зоны, в которых оно более активно, а в других зонах его может совсем не быть.

Таким образом, планета, которая нам кажется такой обычной, имеет целый набор своих особенностей, некоторые из них являются лидирующими в нашей Солнечной системе. Марс не такая простая планета, как вам может показаться на первый взгляд.

Атмосфера Марса составляет менее 1% от Земной, поэтому она не защищает планету от излучения Солнца и не сохраняет тепло на поверхности. Так вкратце можно ее описать, но давайте поподробнее ее рассмотрим.

Атмосфера Марса открыта была еще до полета автоматических межпланетных станции к планете. Благодаря противостояниям планеты, которые случаются раз в три года и спектральному анализу, астрономы уже в 19 веке знали, что она имеет весьма однородный состав, более 95% которого составляет CO2.

Цвет марсианского неба с посадочного модуля Viking Lander 1. На 1742 сол (марсианский день) видна пылевая буря.

В 20 веке, благодаря межпланетным зондам мы узнали, что атмосфера Марса и его температура сильно взаимосвязаны, ведь благодаря переносу мельчайших частичек оксида железа возникают огромные пылевые бури, которые могут охватить половину планеты, попутно подняв ее температуру.

Примерный состав

Газовая оболочка планеты состоит из состоит из 95% углекислого газа, 3% азота, 1,6% аргона, и следовых количеств кислорода, водяного пара и других газов. Кроме того, она очень сильно наполнена мелкими частицами пыли (в основном из оксида железа), которые придают ей красноватый оттенок. Благодаря сведениям о частичках оксида железа, ответить на вопрос какого цвета атмосфера, совсем не трудно.

Углекислый газ

Темные дюны — результат сублимации замерзшей углекислоты, которая весной растаяла и вырвалась в разряженную атмосферу, оставив после себя вот такие следы.

Почему атмосфера красной планеты состоит из углекислого газа? На планете нет тектоники плит вот уже в течение миллиардов лет. Отсутствие движения плит позволило вулканическим точкам извергать магму на поверхность миллионы лет подряд. Углекислый газ также является продуктом извержения и это единственный газ, которым постоянно пополняется атмосфера, собственно это фактически единственная причина, почему она существует. К тому же планета лишилась своего магнитного поля, что способствовало тому, что более легкие газы уносились солнечным ветром. Из-за непрерывных извержений, появилось множество больших вулканических гор. Гора Олимп, является крупнейшей горой в Солнечной системе.

Ученые считают, что Марс растерял всю свою атмосферу, из-за того, что потерял свою магнитосферу около 4 миллиардов лет назад. Когда-то газовая оболочка планеты была плотнее и магнитосфера защищала от солнечного ветра планету. Солнечный ветер, атмосфера и магнитосфера сильно взаимосвязаны. Солнечные частицы взаимодействует с ионосферой и уносит из нее молекулы, снижая плотность. Это и является разгадкой на вопрос куда делась атмосфера. Эти ионизированные частицы были обнаружены космическими аппаратами, в пространстве позади Марса. Это приводит к тому, что на поверхности давление в среднем 600 Па, по сравнению со средним давлением на Земле 101300 Па.

Метан

Относительно большое количество метана было обнаружено сравнительно недавно. Эта неожиданная находка показала, что атмосфера содержит метан в пропорции 30 частей на миллиард. Этот газ появляется из разных районов планеты. Данные позволяют предположить, что существует два основных источника метана.

Закат Солнца, голубой цвет неба обусловлен, отчасти, наличием метана

Считается, что Марс производит около 270 тонн метана в год. В соответствии с условиями на планете метан разрушается быстро, примерно за 6 месяцев. Для того, чтобы метан существовал в обнаруженных количествах, должны быть активные источники под поверхностью. Вулканическая активность и серпентинизация являются наиболее вероятными причинами образования метана.

Кстати, метан это одна из причин почему атмосфера планеты голубая на закате. Метан лучше рассеивает голубой цвет, нежели другие цвета.

Метан является побочным продуктом жизни, а также является результатом вулканизма, геотермальных процессов, и гидротермальной деятельности. Метан является неустойчивым газом, поэтому на планете должен быть источник, который постоянно пополняет его. Он должен быть очень активным, потому что исследования показали, что метан разрушается меньше чем за год.

Количественный состав

Химический состав атмосферы: она состоит из более 95% углекислого газа, 95,32%, если быть точным. Газы распределены следующим образом:

Диоксид углерода 95,32%
Азот 2,7%
Аргон 1,6%
Кислород 0,13%
Окись углерода 0,07%
Водяной пар 0,03%
Оксид азота 0,0013%

Строение

Атмосфера делится на четыре основных слоя: нижний, средний, верхний и экзосфера. Нижние слои это теплая область (температура около 210 К). Она нагревается от пыли в воздухе (пыль 1,5 мкм в поперечнике) и теплового излучения от поверхности.

Следует учесть, что, несмотря на очень большую разрежённость, концентрация углекислого газа, в газовой оболочке планеты, примерно в 23 раза больше, чем в нашей. Поэтому, не такая уж и дружелюбная атмосфера Марса, нельзя дышать в ней не только людям, но и другим земным организмам.

Средняя — похожа на Земную. Верхние слои атмосферы нагревается от солнечного ветра и там температура гораздо выше, чем на поверхности. Это тепло заставляет газ покидать газовую оболочку. Экзосфера начинается примерно в 200 км от поверхности и не имеет четкой границы. Как видите, распределение температуры по высоте, достаточно предсказуемо для планеты земной группы.

Погода на Марсе

Прогноз на Марсе, как правило, очень плохой. Посмотреть прогноз погоды на Марсе можно . Погода меняется каждый день и иногда даже каждый час. Это кажется необычным для планеты, которая имеет атмосферу составляющую всего 1% от Земной. Несмотря на это, климат Марса и общая температура планеты так же сильно влияют друг на друга как и на Земле.

Температура

Летом дневная температура на экваторе может доходить до 20 °С. Ночью, температура может опускаться до -90 С. 110 градусов разницы в один день, может создать пылевые смерчи и пылевые бури, которые охватывают собой всю планету на несколько недель. Зимние температуры крайне низки -140 C. Углекислый газ замерзает и превращается в сухой лед. Марсианский Северный полюс имеет метровый слой сухого льда в зимнее время, в то время как Южный полюс покрыт постоянно восемью метрами сухого льда.

Облака

Так как излучение Солнца и солнечного ветра постоянно бомбардируют планету, жидкая вода не может существовать, поэтому дождя на Марсе нет. Иногда, однако, появляются облака и начинает падать снег. Облака на Марсе очень маленькие и тонкие.

Ученые считают, что некоторые из них состоят из мелких частиц воды. Атмосфера содержит водяной пар в незначительных количествах. С первого взгляда может показаться, что облака не могут существовать на планете.

И все же на Марсе, есть условия для формирования облаков. На планете так холодно, что вода в этих облаках никогда не выпадает в виде дождя, но идет в виде снега в верхних слоях атмосферы. Ученые наблюдали это несколько раз, и нет никаких доказательств, что снег не достигает поверхности.

Пыль

Как влияет атмосфера на температурный режим увидеть довольно легко. Наиболее показательным событием являются пылевые бури, которые локально нагревают планету. Они происходят из-за перепада температур на планете, а поверхность покрыта легкой пылью, которую поднимает даже такой слабый ветер.

Эти бури запыляют панели солнечных батарей, что делает невозможным долгосрочное исследование планеты. К счастью, бури чередуются с ветром, который сдувает накопленную пыль с панелей. Но атмосфера Куриосити помешать не в состоянии, передовой американский марсоход оснащен ядерным термогенератором и ему, перебои с солнечным светом не страшны, в отличие от другого марсохода Opportunity, работающего на солнечных батареях.

Такому марсоходу не страшны никакие пылевые бури

Углекислый газ

Как уже говорилось, газовая оболочка красной планеты на 95 состоит из углекислого газа. Он может замерзать и выпадать на поверхность. Примерно 25% атмосферного углекислого газа конденсируется в полярных шапках в виде твердого льда (сухой лед). Это происходит из-за того, что Марсианские полюса не подвергаются воздействию солнечного света в течение зимнего периода.

Когда на полюса вновь падает солнечный свет, лед переходит в газообразную форму и испаряется обратно. Таким образом, происходит значительное изменение давления за год.

Пылевые смерчи

Пылевой смерч высотой 12 километров и 200 метров в диаметре

Если вы когда-либо были в пустынной местности, то видели крошечные пылевые смерчи, которые, как будто возникают из ниоткуда. Пылевые смерчи на Марсе немного более зловещи, чем на Земле. В сравнении с нашей, атмосфера краснйо планеты имеет плотность в 100 раз меньшую. Поэтому, смерчи больше похожи на торнадо, возвышающиеся на несколько километров в воздухе и имеющие сотни метров в поперечнике. Это отчасти объясняет то, что в сравнении с нашей планетой, атмосфера красная – пылевые бури и мелкодисперсная пыль из оксида железа. Также цвет газовой оболочки планеты может менять и на закате, когда садится Солнце, метан рассеивает голубую часть света сильнее чем остальные, поэтому закат на планете голубой.

Характеристики: Атмосфера Марса более разряжена, чем воздушная оболочка Земли. По составу она напоминает атмосферу Венеры и на 95% состоит из углекислого газа. Около 4% приходится на долю азота и аргона. Кислорода и водяного пара в марсианской атмосфере меньше 1% (Точный состав см ). Среднее давление атмосферы на уровне поверхности около 6,1 мбар. Это в 15000 раз меньше, чем на Венере, и в 160 раз меньше, чем у поверхности Земли. В самых глубоких впадинах давление достигает 10 мбар.
Средняя температура на Марсе значительно ниже чем на Земле, - около -40° С. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20° С - вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать до -125° С. При зимней температуре даже углекислота замерзает, превращаясь в сухой лед. Такие резкие перепады температуры вызваны тем, что разреженная атмосфера Марса не способна долго удерживать тепло. Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов. Измерения В. Лампланда в 1922 г. дали среднюю температуру поверхности Марса -28°С, Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924 г. -13°С. Более низкое значение получили в 1960г. У. Синтон и Дж. Стронг: -43°С. Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить до +27°С, но уже к утру до -50°С.

На Марсе существуют и температурные оазисы, в районах "озера" Феникс (плато Солнца) и земли Ноя перепад температур составляет от -53° С до +22° С летом и от -103° С до -43° С зимой. Итак, Марс - весьма холодный мир, однако климат там ненамного суровее, чем в Антарктиде. Когда первые фотографии с поверхности Марса, сделанные “Викингом”, были переданы на Землю, ученые были очень сильно удивлены, увидев, что Марсианское небо не черное, как это предполагалось, а розовое. Оказалось что пыль, висящая в воздухе, поглощает 40% поступающего солнечного цвета, создавая цветной эффект.
Пылевые бури: Одним из проявлений перепада температур являются ветры. Над поверхностью планеты часто дуют сильные ветры, скорость которых доходит до 100 м/с. Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли. Иногда довольно обширные области на Марсе бывают охвачены грандиозными пылевыми бурями. Чаще всего они возникают вблизи полярных шапок. Глобальная пылевая буря на Марсе помешала фотографированию поверхности с борта зонда "Маринер-9". Она бушевала с сентября 1971 по январь 1972 г., подняв в атмосферу на высоте более 10 км около миллиарда тонн пыли. Пылевые бури чаще всего бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Продолжительность бурь может достигать 50-100 суток. (Раньше меняющийся цвет поверхности объяснялся ростом марсианских растений).
Пылевые дьяволы: Пылевые смерчи - еще один пример процессов на Марсе, связанных с температурой. Такие смерчи очень частые проявления на Марсе. Они поднимают в атмосферу пыль и возникают из-за разниц температур. Причина: днем поверхность Марса достаточно нагревается (иногда и до положительных температур), но на высоте до 2х метров от поверхности атмосфера остается такой же холодной. Такой перепад вызывает нестабильность, поднимая в воздух пыль - образуются пылевые дьяволы.
Водяной пар: Водяного пара в марсианской атмосфере совсем немного, но при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, и часто собирается в облака. Марсианские облака довольно невыразительны по сравнению с земными. В телескоп видны только самые большие из них, но наблюдения с космических кораблей показали, что на Марсе встречаются облака самых разнообразных форм и видов: перистые, волнистые, подветренные (вблизи крупных гор и под склонами больших кратеров, в местах, защищенных от ветра). Над низинами - каньонами, долинами - и на дне кратеров в холодное время суток часто стоят туманы. Зимой 1979 г. в районе посадки "Викинга-2" выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.
Времена года: На сегодняшний момент известно, что из всех планет Солнечной системы Марс наиболее подобен Земле. Он сформировался приблизительно 4,5 млрд. лет назад. Ось вращения Марса наклонена к его орбитальной плоскости приблизительно на 23,9°, что сравнимо с наклоном земной оси, составляющим 23,4°, а потому там, как и на Земле, происходит смена сезонов. Ярче всего сезонные изменения проявляются в полярных областях. В зимнее время полярные шапки занимают значительную площадь. Граница северной полярной шапки может удалиться от полюса на треть расстояния до экватора, а граница южной шапки преодолевает половину этого расстояния. Такая разница вызвана тем, что в северном полушарии зима наступает, когда Марс проходит через перигелий своей орбиты, а в южном - когда через афелий. Из-за этого зима в южном полушарии холоднее, чем в северном. И продолжительность каждого из четырех марсианских сезонов разнится в зависимости от его удаления от Солнца. А потому в марсианском северном полушарии зима коротка и относительно «умеренна», а лето длинное, но прохладное. В южном же наоборот - лето короткое и относительно теплое, а зима длинная и холодная.
С наступлением весны полярная шапка начинает "съеживаться", оставляя за собой постепенно исчезающие островки льда. В то же время от полюсов к экватору распространяется так называемая волна потемнения. Современные теории объясняют ее тем, что весенние ветры переносят вдоль меридианов большие массы грунта с различными отражательными свойствами.

По-видимому, ни одна из шапок не исчезает полностью. До начала исследований Марса при помощи межпланетных зондов предполагалось, что его полярные области покрыты застывшей водой. Более точные современные наземные и космические измерения обнаружили в составе марсианского льда также замерзший углекислый газ. Летом он испаряется и поступает в атмосферу. Ветры переносят его к противоположной полярной шапке, где он снова замерзает. Этим круговоротом углекислого газа и разными размерами полярных шапок объясняется непостоянство давления марсианской атмосферы.
Марсианский день, называемый сол, составляет 24,6 часа, а его год - 669 сол.
Влияние климата: Первые попытки разыскать в марсианской почве прямые свидетельства наличия основы для жизни - жидкой воды и таких элементов, как азот и сера, не принесли успеха. Экзобиологический эксперимент, проведенный на Марсе в 1976 году после посадки на его поверхность американской межпланетной станции «Викинг», несшей на своем борту автоматическую биологическую лабораторию (АБЛ), не принес доказательств существования жизни. Отсутствие органических молекул на изученной поверхности могло быть вызвано интенсивным ультрафиолетовым излучением Солнца, так как у Марса нет защитного озонового слоя, и окисляющим составом почвы. Поэтому верхний слой марсианской поверхности (толщиной около нескольких сантиметров) - бесплоден, хотя существует предположение, что в более глубоких, подповерхностных, слоях сохранились условия, которые были миллиарды лет назад. Определенным подтверждением этих предположений стали недавно обнаруженные на Земле на глубине 200 м микроорганизмы - метаногены, питающиеся водородом и дышащие углекислым газом. Специально же проведенный учеными эксперимент доказал, что подобные микроорганизмы могли бы выжить и в суровых марсианских условиях. Гипотеза о более теплом древнем Марсе с открытыми водоемами - реками, озерами, а может, и морями, а также с более плотной атмосферой - обсуждается уже более двух десятилетий, так как «обживать» столь негостеприимную планету, да еще при отсутствии воды, было бы очень сложно. Для того чтобы на Марсе могла существовать жидкая вода, его атмосфера должна была бы очень сильно отличаться от нынешней.

Переменчивый марсианский климат Современный Марс - очень негостеприимный мир. Разреженная атмосфера, к тому же непригодная для дыхания, страшные пылевые бури, отсутствие воды и резкие перепады температуры в течение суток и года - всё это свидетельствует о том, что заселить Марс будет не так-то просто. Но ведь когда-то на нём текли реки. Значит ли это, что в прошлом на Марсе был другой климат? Есть несколько фактов в поддержку этого утверждения. Вопервых, очень старые кратеры практически стёрты с лица Марса. Современная атмосфера не могла вызвать такого разрушения. Во-вторых, существуют многочисленные следы проточной воды, что также невозможно при нынешнем состоянии атмосферы. Изучение скорости образования и эрозии кратеров позволило установить, что сильнее всего ветер и вода разрушали их около 3,5 млрд пет назад. Приблизительно такой же возраст имеют и многие промоины. К сожалению, сейчас не удаётся объяснить, что именно привело к таким серьёзным изменениям климата. Ведь для того чтобы на Марсе могла существовать жидкая вода, его атмосфера должна была очень сильно отличаться от нынешней. Возможно, причина этого кроется в обильном выделении летучих элементов из недр планеты в первый миллиард лет её жизни или в изменении характера движения Марса. Из-за большого эксцентриситета и близости к планетам - гигантам орбита Марса, а также наклон оси вращения планеты могут испытывать сильные колебания, как короткопериодические, так и достаточно длительные. Эти изменения вызывают уменьшение или увеличение количества солнечной энергии, поглощаемой поверхностью Марса. В прошлом климат мог испытать сильное потепление, вследствие которого плотность атмосферы повысилась за счёт испарения полярных шапок и таяния подземных льдов. Предположения о переменчивости марсианского климата подтверждаются недавними наблюдениями на Хаббловском космическом телескопе. Он позволил производить с околоземной орбиты очень точные измерения характеристик атмосферы Марса и даже предсказывать марсианскую погоду. Результаты оказались довольно неожиданными. Климат планеты сильно изменился со времени посадок спускаемых аппаратов «Викинг» (1976 г.): он стал суше и холоднее. Возможно, это связано с сильными бурями, которые в начале 70-х гг. подняли в атмосферу огромное количество мельчайших пылинок. Эта пыль препятствовала остыванию Марса и испарению водяного пара в космическое пространство, но потом осела, и планета вернулась к своему обычному состоянию.