Енциклопедичен YouTube
1 / 5
✪ Проект DISCOVER-AQ - Атмосферни изследвания (НАСА на руски)
✪ НАСА на руски: 18.01.13 г. - Видео дайджест на НАСА за седмицата
✪ ОТРИЦАТЕЛНА МАСА [Новини за науката и технологиите]
✪ Марс, 1968 г., есе за научнофантастичен филм, режисьор Павел Клушанцев
✪ 5 признака на живот на Марс - Обратното броене #37
субтитри
Ученето
Атмосферата на Марс е открита още преди полетите на автоматични междупланетни станции към планетата. Благодарение на спектралния анализ и опозициите на Марс със Земята, които се случват веднъж на всеки 3 години, астрономите още през 19 век знаеха, че има много хомогенен състав, повече от 95% от който е въглероден диоксид. В сравнение с 0,04% въглероден двуокисв земната атмосфера се оказва, че масата на марсианския атмосферен въглероден диоксид надвишава масата на Земята почти 12 пъти, така че по време на тераформирането на Марс приносът на въглеродния диоксид към парниковия ефект може да създаде климат, удобен за хората малко по-рано от достигането на налягане от 1 атмосфера, дори като се вземе предвид по-голямото разстояние на Марс от Слънцето.
В началото на 20-те години на миналия век първите измервания на температурата на Марс са направени с помощта на термометър, поставен във фокуса на рефлекторен телескоп. Измерванията на V. Lampland през 1922 г. дават средна повърхностна температура на Марс от 245 (−28 °C), E. Pettit и S. Nicholson през 1924 г. получават 260 K (−13 °C). По-ниска стойност е получена през 1960 г. от W. Sinton и J. Strong: 230 K (−43 ° C). Първите оценки на налягането - осреднено - са получени едва през 60-те години с помощта на наземни инфрачервени спектроскопи: налягане от 25 ± 15 hPa, получено от разширението на Лоренц на линиите на въглероден диоксид, означава, че това е основният компонент на атмосферата.
Скоростта на вятъра може да се определи от доплеровото изместване на спектралните линии. И така, за това изместването на линията беше измерено в милиметровия и субмилиметровия диапазон, а измерванията на интерферометъра позволяват да се получи разпределението на скоростите в целия слой с голяма дебелина.
Най-подробните и точни данни за температурата на въздуха и повърхността, налягането, относителната влажност и скоростта на вятъра се измерват непрекъснато от инструментите на Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борда на марсохода Curiosity, който работи в кратера Gale от 2012 г. А космическият кораб MAVEN, който обикаля около Марс от 2014 г., е специално проектиран да изучава в детайли горните слоеве на атмосферата, тяхното взаимодействие с частиците на слънчевия вятър и по-специално динамиката на разсейване.
Редица процеси, които са трудни или все още невъзможни за пряко наблюдение, са обект само на теоретично моделиране, но също така важен методизследвания.
Структура на атмосферата
Най-общо атмосферата на Марс се дели на долна и горна; последният се счита за район над 80 km над повърхността, където процесите на йонизация и дисоциация играят активна роля. На изучаването му е посветен раздел, който обикновено се нарича аерономия. Обикновено, когато хората говорят за атмосферата на Марс, те имат предвид долната атмосфера.
Също така някои изследователи разграничават две големи черупки - хомосферата и хетеросферата. В хомосферата химичен съставне зависи от надморската височина, тъй като процесите на пренос на топлина и влага в атмосферата и техният вертикален обмен се определят изцяло от турбулентно смесване. Тъй като молекулярната дифузия в атмосферата е обратно пропорционална на нейната плътност, тогава от определено ниво този процес става преобладаващ и е основната характеристика на горната обвивка - хетеросферата, където се извършва молекулярно дифузно разделяне. Интерфейсът между тези черупки, който се намира на височини от 120 до 140 км, се нарича турбопауза.
долна атмосфера
От повърхността до височина 20-30 km се простира тропосферакъдето температурата намалява с височината. Горната граница на тропосферата варира в зависимост от времето на годината (температурният градиент в тропопаузата варира от 1 до 3 градуса/km със средна стойност 2,5 градуса/km).
Над тропопаузата има изотермична област на атмосферата - стратомезосферапростираща се на височина до 100 км. Средната температура на стратомезосферата е изключително ниска и възлиза на -133°C. За разлика от Земята, където стратосферата съдържа предимно целия атмосферен озон, на Марс концентрацията му е незначителна (разпределя се от височини 50-60 km до самата повърхност, където е максимална).
горните слоеве на атмосферата
Над стратомезосферата се простира горният слой на атмосферата - термосфера. Характеризира се с повишаване на температурата с височина до максимална стойност (200-350 K), след което остава постоянна до горната граница (200 km). В този слой е регистрирано наличието на атомарен кислород; плътността му на височина 200 km достига 5-6⋅10 7 cm −3 . Наличието на слой, доминиран от атомарен кислород (както и фактът, че основният неутрален компонент е въглероден диоксид) съчетава атмосферата на Марс с атмосферата на Венера.
йоносфера- местност с висока степенйонизация - е в диапазона на височини от около 80-100 до около 500-600 км. Съдържанието на йони е минимално през нощта и максимално през деня, когато основният слой се образува на височина 120-140 км поради фотойонизацията на въглеродния диоксид екстремна ултравиолетоваслънчева радиация CO 2 + hν → CO 2 + + e -, както и реакции между йони и неутрални вещества CO 2 + + O → O 2 + + CO и O + + CO 2 → O 2 + + CO. Концентрацията на йони, от които 90% O 2 + и 10% CO 2 +, достига 10 5 на кубичен сантиметър (в други области на йоносферата е с 1-2 порядъка по-ниска). Трябва да се отбележи, че O 2 + йони преобладават при почти пълното отсъствие на собствен молекулярен кислород в марсианската атмосфера. Вторичният слой се образува в района на 110-115 km поради меки рентгенови лъчи и нокаутирани бързи електрони. На надморска височина 80-100 км някои изследователи разграничават трети слой, понякога проявяващ се под въздействието на частици космически прах, внасяйки метални йони Fe + , Mg + , Na + в атмосферата. По-късно обаче не само появата на последния (нещо повече, в почти целия обем на горната атмосфера) се дължи на аблацията на веществото от метеорити и други космически телано и постоянното им присъствие като цяло. В същото време, поради липсата на Марс магнитно полетяхното разпределение и поведение се различават значително от това, което се наблюдава в земна атмосфера. Над основния максимум могат да се появят и други допълнителни слоеве поради взаимодействие със слънчевия вятър. Така слоят от O+ йони е най-силно изразен на височина 225 km. В допълнение към трите основни вида йони (O 2 +, CO 2 и O +), сравнително наскоро 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 HCO2+. Над 400 km някои автори разграничават "йонопауза", но все още няма консенсус по този въпрос.
Що се отнася до температурата на плазмата, йонната температура близо до основния максимум е 150 K, нараствайки до 210 K на надморска височина от 175 km. По-високо термодинамичното равновесие на йони с неутрален газ е значително нарушено и температурата им рязко се повишава до 1000 K на височина 250 km. Температурата на електроните може да бъде няколко хиляди келвина, очевидно поради магнитното поле в йоносферата, и расте с увеличаване на слънчевия зенитен ъгъл и не е еднаква в северното и южното полукълбо, което може да се дължи на асиметрията на остатъчното магнитното поле на марсианската кора. Като цяло могат дори да се разграничат три популации от високоенергийни електрони с различни температурни профили. Магнитното поле влияе и върху хоризонталното разпределение на йони: над магнитните аномалии се образуват потоци от високоенергийни частици, завихрящи се по линиите на полето, което увеличава интензитета на йонизация и се наблюдава повишена йонна плътност и локални структури.
На височина 200-230 km е горната граница на термосферата - екзобазата, над която екзосфераМарс. Състои се от леки вещества - водород, въглерод, кислород - които се появяват в резултат на фотохимични реакции в основната йоносфера, например дисоциативна рекомбинация на O 2 + с електрони. Непрекъснатото снабдяване с атомен водород към горните слоеве на атмосферата на Марс се дължи на фотодисоциацията на водните пари близо до марсианската повърхност. Поради много бавното намаляване на концентрацията на водород с височината, този елемент е основният компонент на най-външните слоеве на атмосферата на планетата и образува водородна корона, която се простира на разстояние от около 20 000 km, въпреки че няма строга граница и частиците от този регион просто постепенно се разсейват в околното космическо пространство.
В атмосферата на Марс също понякога се освобождава хемосфера- слой, в който протичат фотохимични реакции и тъй като поради липсата на озонов екран, като този на Земята, ултравиолетовото лъчение достига до самата повърхност на планетата, те са възможни и там. Марсианската хемосфера се простира от повърхността до надморска височина от около 120 km.
Химичен състав на долната атмосфера
Въпреки силното разреждане на марсианската атмосфера, концентрацията на въглероден диоксид в нея е около 23 пъти по-голяма, отколкото в земята.
- В момента азотът (2,7%) активно се разсейва в космоса. Под формата на двуатомна молекула, азотът се задържа стабилно от привличането на планетата, но се разделя от слънчевата радиация на единични атоми, които лесно напускат атмосферата.
- Аргонът (1,6%) е представен от относително устойчивия на разсейване тежък изотоп аргон-40. Светлината 36 Ar и 38 Ar присъстват само в части на милион
- Други благородни газове: неон, криптон, ксенон (ppm)
- Въглероден окис (CO) - е продукт на фотодисоциация на CO 2 и е 7,5⋅10 -4 концентрация на последния - това е необяснимо малка стойност, тъй като обратната реакция CO + O + M → CO 2 + M е забранена и много повече трябва да е натрупал CO. Бяха предложени различни теории като въглероден окисвсе още могат да се окислят до въглероден диоксид, но всички те имат определени недостатъци.
- Молекулен кислород (O 2) - появява се в резултат на фотодисоциация както на CO 2, така и на H 2 O в горната атмосфера на Марс. В този случай кислородът дифундира в долните слоеве на атмосферата, където концентрацията му достига 1,3⋅10 -3 от приповърхностната концентрация на CO 2 . Подобно на Ar, CO и N2, той е некондензиращо вещество на Марс, така че концентрацията му също претърпява сезонни промени. В горните слоеве на атмосферата, на височина 90-130 km, съдържанието на O 2 (дял спрямо CO 2) е 3-4 пъти по-високо от съответната стойност за долните слоеве на атмосферата и е средно 4⋅10 -3 , варирайки в диапазонът от 3,1⋅10 -3 до 5,8⋅10 -3 . В древността обаче атмосферата на Марс е съдържала по-голямо количество кислород, сравнимо с неговия дял на младата Земя. Кислородът, дори под формата на отделни атоми, вече не се разсейва толкова активно, колкото азота, поради по-голямото си атомно тегло, което му позволява да се натрупва.
- Озон - количеството му варира значително в зависимост от температурата на повърхността: то е минимално по време на равноденствието на всички географски ширини и максимално на полюса, където зимата освен това е обратно пропорционална на концентрацията на водни пари. Има един силно изразен озонов слой на надморска височина от около 30 km и друг между 30 и 60 km.
- вода. Съдържанието на H 2 O в атмосферата на Марс е около 100-200 пъти по-малко, отколкото в атмосферата на най-сухите райони на Земята и е средно 10-20 микрона утаен воден стълб. Концентрацията на водните пари претърпява значителни сезонни и дневни вариации. Степента на насищане на въздуха с водни пари е обратно пропорционална на съдържанието на прахови частици, които са центрове на кондензация, а в някои райони (през зимата, на надморска височина 20-50 км) е регистрирана пара, чието налягане надвишава налягането на наситените пари 10 пъти - много повече, отколкото в земната атмосфера.
- Метан. От 2003 г. насам има съобщения за регистриране на емисии на метан с неизвестен характер, но нито един от тях не може да се счита за надежден поради някои недостатъци в методите за регистриране. В случая говорим за изключително малки стойности - 0.7 ppbv (горна граница - 1.3 ppbv) като фонова стойност и 7 ppbv за епизодични изблици, което е на ръба на разделителната способност. Тъй като наред с това беше публикувана и информация за липсата на CH 4, потвърдена от други изследвания, това може да означава някакъв периодичен източник на метан, както и наличието на някакъв механизъм за бързото му унищожаване, докато продължителността на фотохимичното разрушаване на това вещество се оценява на 300 години. Дискусията по този въпрос в момента е открита и представлява особен интерес в контекста на астробиологията, с оглед на факта, че на Земята това вещество има биогенен произход.
- следи от някои органични съединения. Най-важните са горните граници на H 2 CO, HCl и SO 2, които показват съответно липсата на реакции, включващи хлор, както и вулканична активност, по-специално невулканичния произход на метана, ако съществуването му е потвърдено.
Съставът и налягането на атмосферата на Марс правят невъзможно дишането на хората и другите земни организми. За работа на повърхността на планетата е необходим скафандър, макар и не толкова обемист и защитен, както за Луната и отворено пространство. Самата атмосфера на Марс не е отровна и се състои от химически инертни газове. Атмосферата донякъде забавя метеоритните тела, така че на Марс има по-малко кратери, отколкото на Луната и те са по-малко дълбоки. И микрометеоритите изгарят напълно, не достигайки повърхността.
Вода, облаци и валежи
Ниската плътност не пречи на атмосферата да образува мащабни явления, които влияят на климата.
Водната пара в атмосферата на Марс е не повече от една хилядна от процента, но според резултатите от скорошни (2013 г.) проучвания това все още е повече, отколкото се смяташе досега, и повече, отколкото в горните слоеве на земната атмосфера, и при ниско налягане и температура е в състояние, близко до насищане, така че често се събира в облаци. По правило водните облаци се образуват на височина 10-30 km над повърхността. Те са съсредоточени главно на екватора и се наблюдават почти през цялата година. Виждат се облаци високи ниваатмосфера (повече от 20 km) се образуват в резултат на кондензация на CO 2 . Същият процес е отговорен за образуването на ниски (на надморска височина под 10 km) облаци в полярните региони през зимата, когато атмосферната температура падне под точката на замръзване на CO 2 (-126 ° C); през лятото подобни тънки образувания се образуват от лед H 2 O
Едно от интересните и редки атмосферни явления на Марс беше открито („Викинг-1“) при фотографиране на северния полярен регион през 1978 г. Това са циклонални структури, които ясно се идентифицират на снимките чрез вихрови облачни системи с циркулация, обратна на часовниковата стрелка. Намерени са в зоната на ширина 65-80° с.ш. ш. през "топлия" период на годината, от пролетта до ранната есен, когато тук се установява полярният фронт. Появата му се дължи на резкия контраст в повърхностните температури по това време на годината между ръба на ледената шапка и околните равнини. Вълновите движения на въздушните маси, свързани с такъв фронт, водят до появата на циклонични вихри, така познати на нас на Земята. Системите от вихрови облаци, открити на Марс, варират по размер от 200 до 500 km, скоростта им на движение е около 5 km/h, а скоростта на вятъра в периферията на тези системи е около 20 m/s. Продължителността на съществуване на отделен циклонален вихър варира от 3 до 6 дни. Температурните стойности в централната част на марсианските циклони показват, че облаците са съставени от кристали воден лед.
Сняг наистина е наблюдаван повече от веднъж. И така, през зимата на 1979 г. в зоната за кацане на Viking-2 падна тънък слой сняг, който лежи няколко месеца.
Прашни бури и прашни дяволи
Характерна особеност на атмосферата на Марс е постоянното присъствие на прах; според спектралните измервания размерът на праховите частици се оценява на 1,5 µm. Ниската гравитация позволява дори разредените въздушни потоци да издигат огромни облаци прах на височина до 50 км. А ветровете, които са едно от проявленията на температурната разлика, често духат над повърхността на планетата (особено в края на пролетта - началото на лятото в южното полукълбо, когато температурната разлика между полукълбата е особено рязка) и техните скоростта достига 100 m / s. Така се образуват обширни прашни бури, които отдавна се наблюдават под формата на отделни жълти облаци, а понякога и под формата на непрекъснат жълт воал, покриващ цялата планета. Най-често прашните бури се случват в близост до полярните шапки, тяхната продължителност може да достигне 50-100 дни. Слаба жълта мъгла в атмосферата, като правило, се наблюдава след големи прашни бури и лесно се открива чрез фотометрични и поляриметрични методи.
Прашните бури, които бяха добре наблюдавани на изображения, направени от орбитални апарати, се оказаха едва видими, когато се снимаха от спускаеми апарати. Преминаването на прашни бури на местата за кацане на тези космически станции беше регистрирано само чрез рязка промяна на температурата, налягането и много леко потъмняване на общия фон на небето. Слоят прах, който се е утаил след бурята в близост до местата за кацане на викингите, възлиза само на няколко микрометра. Всичко това показва доста ниска носеща способност на марсианската атмосфера.
От септември 1971 г. до януари 1972 г. на Марс се проведе глобална прашна буря, която дори попречи на заснемането на повърхността от сондата Mariner 9. Масата на праха в атмосферния стълб (с оптична дебелина от 0,1 до 10), оценена през този период, варира от 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Така общото тегло на праховите частици в атмосферата на Марс по време на глобалните прашни бури може да достигне до 10 8 - 10 9 t, което е съизмеримо с обща сумапрах в земната атмосфера.
Сиянието е регистрирано за първи път от UV спектрометъра SPICAM на борда на космическия кораб Mars Express. След това беше многократно наблюдаван от апарата MAVEN, например през март 2015 г., а през септември 2017 г. много по-мощно събитие беше записано от Детектор за оценка на радиацията (RAD) на марсохода Curiosity. Анализът на данните от апарата MAVEN разкри и полярни сияния от коренно различен тип - дифузни, които се появяват на ниски географски ширини, в области, които не са обвързани с аномалии на магнитното поле и са причинени от проникване на частици с много висока енергия, около 200 keV, в атмосферата.
В допълнение, екстремната ултравиолетова радиация на Слънцето причинява така нареченото собствено светене на атмосферата (англ. airglow).
Регистрирането на оптични преходи по време на полярни сияния и присъщо сияние предоставя важна информация за състава на горната атмосфера, нейната температура и динамика. По този начин изследването на γ- и δ-лентите на емисиите на азотен оксид през нощния период помага да се характеризира циркулацията между осветените и неосветените области. И регистрирането на радиация с честота от 130,4 nm със собствено сияние помогна да се разкрие наличието на високотемпературен атомен кислород, което беше важна стъпка в разбирането на поведението на атмосферните екзосфери и короните като цяло.
Цвят
Праховите частици, които изпълват марсианската атмосфера, са предимно железен оксид и той й придава червеникаво-оранжев оттенък.
Според измерванията атмосферата има оптична дебелина 0,9, което означава, че само 40% от падащата слънчева радиация достига до повърхността на Марс през неговата атмосфера, а останалите 60% се абсорбират от висящия във въздуха прах. Без него марсианското небе би имало приблизително същия цвят като земното на височина 35 километра. Трябва да се отбележи, че в този случай човешкото око ще се адаптира към тези цветове и балансът на бялото ще се регулира автоматично, така че небето да се вижда по същия начин, както при земно осветление.
Цветът на небето е много разнороден и при липса на облаци или прашни бури от относително светло на хоризонта, то потъмнява рязко и в градиент към зенита. В сравнително спокоен и безветрен сезон, когато има по-малко прах, небето може да бъде напълно черно в зенита.
Въпреки това, благодарение на изображенията на марсоходите, стана известно, че при залез и изгрев около Слънцето небето става синьо. Причината за това е Rayleigh scattering – светлината се разпръсква върху газови частици и оцветява небето, но ако в марсиански ден ефектът е слаб и невидим с просто око поради разредената атмосфера и праха, то при залез слънцето грее през много по-дебел слой въздух, поради което синьото и виолетовото започват да разпръскват компоненти. Същият механизъм е отговорен за синьото небе на Земята през деня и жълто-оранжевото при залез. [ ]
Панорама на пясъчните дюни Rocknest, съставена от изображения от марсохода Curiosity.
Промени
Промените в горните слоеве на атмосферата са доста сложни, тъй като са свързани помежду си и с долните слоеве. Атмосферните вълни и приливите, разпространяващи се нагоре, могат да окажат значително влияние върху структурата и динамиката на термосферата и, като следствие, йоносферата, например височината на горната граница на йоносферата. По време на прашни бури в ниските слоеве на атмосферата прозрачността му намалява, нагрява се и се разширява. Тогава плътността на термосферата се увеличава - тя може да варира дори с порядък - и височината на максимума на концентрацията на електрони може да се повиши с до 30 km. Промените в горните слоеве на атмосферата, причинени от прашни бури, могат да бъдат глобални и да засегнат области до 160 km над повърхността на планетата. Реакцията на горните слоеве на атмосферата на тези явления отнема няколко дни и тя се връща към предишното си състояние много по-дълго - няколко месеца. Друго проявление на връзката между горната и долната атмосфера е, че водната пара, която, както се оказа, е пренаситена с долната атмосфера, може да претърпи фотодисоциация на по-леки H и O компоненти, които увеличават плътността на екзосферата и интензитета загуба на вода от марсианската атмосфера. Външните фактори, причиняващи промени в горните слоеве на атмосферата, са екстремни ултравиолетови и меки лъчи рентгенови лъчиСлънца, частици от слънчевия вятър, космически прах и по-големи тела като метеорити. Задачата се усложнява от факта, че тяхното въздействие, като правило, е случайно и неговата интензивност и продължителност не могат да бъдат предвидени, освен това епизодичните явления се наслагват от циклични процеси, свързани с промените в времето на деня, сезона и слънчевата светлина. цикъл. В момента в най-добрия случай има натрупана статистика на събитията за динамиката на атмосферните параметри, но теоретичното описание на закономерностите все още не е завършено. Определено е установена пряка пропорционалност между концентрацията на плазмените частици в йоносферата и слънчевата активност. Това се потвърждава от факта, че подобна закономерност действително е регистрирана според резултатите от наблюденията през 2007-2009 г. за йоносферата на Земята, въпреки фундаменталната разлика в магнитното поле на тези планети, което пряко влияе върху йоносферата. И емисиите на частици слънчева корона, причинявайки промяна в налягането на слънчевия вятър, също води до характерно компресиране на магнитосферата и йоносферата: максималната плътност на плазмата пада до 90 km.
Ежедневни колебания
Въпреки разреждането си, атмосферата все пак реагира на промените в потока. слънчева топлинапо-бавно от повърхността на планетата. И така, в сутрешния период температурата варира значително с височина: разлика от 20 ° е регистрирана на височина от 25 cm до 1 m над повърхността на планетата. С изгрева на Слънцето студеният въздух се нагрява от повърхността и се издига под формата на характерен вихър нагоре, вдигайки прах във въздуха - така се образуват праховите дяволи. В приповърхностния слой (до 500 m височина) има температурна инверсия. След като атмосферата вече се е затоплила до обяд, този ефект вече не се наблюдава. Максимумът се достига около 2 часа следобед. Тогава повърхността се охлажда по-бързо от атмосферата и се наблюдава обратен температурен градиент. Преди залез слънце температурата отново намалява с височината.
Смяната на деня и нощта също влияе върху горните слоеве на атмосферата. На първо място, йонизацията от слънчевата радиация спира през нощта, но плазмата продължава да се попълва за първи път след залез слънце поради потока от дневната страна и след това се образува поради удари на електрони, движещи се надолу по магнитното поле линии (т.нар. проникване на електрони) - тогава максимумът се наблюдава на височина 130-170 км. Следователно, плътността на електроните и йоните от нощната страна е много по-ниска и се характеризира със сложен профил, който също зависи от локалното магнитно поле и варира по нетривиален начин, чиято закономерност все още не е напълно разбрана и описано теоретично. През деня състоянието на йоносферата също се променя в зависимост от зенитния ъгъл на Слънцето.
годишен цикъл
Подобно на Земята, на Марс има смяна на сезоните поради наклона на оста на въртене към равнината на орбитата, така че през зимата полярната шапка расте в северното полукълбо и почти изчезва в южното, а след шест месеца полукълбата сменят местата си. В същото време, поради доста големия ексцентрицитет на орбитата на планетата в перихелий (зимно слънцестоене в северното полукълбо), тя получава до 40% повече слънчева радиация, отколкото в афелия, а в северното полукълбо зимата е кратка и относително умерено, а лятото е дълго, но прохладно, на юг, напротив, лятото е кратко и сравнително топло, а зимата е дълга и студена. В тази връзка южната шапка през зимата нараства до половината от разстоянието полюс-екватор, а северната шапка само до една трета. Когато настъпи лятото на един от полюсите, въглеродният диоксид от съответната полярна шапка се изпарява и навлиза в атмосферата; ветровете го отнасят до противоположната шапка, където отново замръзва. По този начин възниква цикълът на въглероден диоксид, който, заедно с различните размери на полярните шапки, причинява промяна в налягането на марсианската атмосфера, докато тя обикаля около Слънцето. Поради факта, че през зимата до 20-30% от цялата атмосфера замръзва в полярната шапка, налягането в съответната област съответно пада.
Сезонните колебания (както и дневните) също са подложени на концентрация на водни пари - те са в диапазона 1-100 микрона. Така през зимата атмосферата е почти „суха“. През пролетта в него се появяват водни пари, а към средата на лятото количеството им достига максимум, следвайки промените в повърхностната температура. През лятно-есенния период водните пари постепенно се преразпределят и максималното им съдържание се премества от северната полярна област към екваториалните ширини. В същото време общото глобално съдържание на пари в атмосферата (според данните на Viking-1) остава приблизително постоянно и е еквивалентно на 1,3 km 3 лед. Максималното съдържание на H 2 O (100 μm утаена вода, равно на 0,2 vol%) е регистрирано през лятото над тъмната област около северната остатъчна полярна шапка - по това време на годината атмосферата над леда на полярната шапка обикновено е близо до насищане.
През пролетно-летния период в южното полукълбо, когато прашните бури се образуват най-активно, се наблюдават дневни или полудневни атмосферни приливи - повишаване на налягането в близост до повърхността и топлинно разширение на атмосферата в отговор на нейното нагряване.
Смяната на сезоните се отразява и на горните слоеве на атмосферата - както на неутралния компонент (термосферата), така и на плазмата (йоносферата), като този фактор трябва да се отчита заедно със слънчевия цикъл, а това усложнява задачата да се опише динамиката на горните атмосфера.
Дългосрочна промяна
Вижте също
Бележки
- Уилямс, Дейвид Р. Марс информационен лист (неопределен) . Национален център за данни за космически науки. НАСА (1 септември 2004 г.). Посетен на 28 септември 2017.
- N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin.Марс: малка земна планета: [Английски] ]// Прегледът по астрономия и астрофизика. - 2016. - Т. 24, № 1 (16 декември). - С. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5.
- Атмосферата на Марс (неопределен) . ВСЕЛЕНА-ПЛАНЕТА // ПОРТАЛ КЪМ ДРУГО ИЗМЕРЕНИЕ
- Марс е червена звезда. Описание на района. Атмосфера и климат (неопределен) . galspace.ru - Проект за изследване на слънчевата система. Посетен на 29 септември 2017.
- (Английски) Out of Thin Martian Air Списание за астробиология, Майкъл Ширбър, 22 август 2011 г.
- Максим Заболотски. Обща информация за атмосферата Марс (неопределен) . spacegid.com(21.09.2013 г.). Посетен на 20 октомври 2017.
- Mars Pathfinder - Научни Резултати - Атмосферни и Метеорологични свойства (неопределен) . nasa.gov. Посетен на 20 април 2017.
- Дж. Л. Фокс, А. Далгарно.Йонизация, осветеност и нагряване на горната атмосфера на Марс: [Английски] ]// J Geophys Res. - 1979. - Т. 84, бр. A12 (1 декември). - С. 7315–7333. -
Често срещана грешка, която обикновено прави оценки на климатичните условия на определена планета, е да се обърква налягането с плътността. Въпреки че от теоретична гледна точка всички знаем разликата между налягане и плътност, в действителност се сравнява атмосферното налягане на земята с атмосферното налягане на дадена планета без предпазливост.
Във всяка земна лаборатория, където гравитацията е приблизително еднаква, тази предпазна мярка не е необходима и често използва налягане като "синоним" на плътност. Някои явления се обработват безопасно по отношение на разходите за "налягане/температура", като диаграми на лицето (или диаграми на състоянието), където всъщност би било по-правилно да се говори за "коефициент на плътност и температура" или "под налягане/температура", в иначе не разбираме наличието на течна вода при липса на гравитация (и след това безтегловност) в космически кораби в орбита в космоса!
Всъщност, технически, атмосферното налягане е „тежестта“, която определено количество газ над главите ни упражнява върху всичко отдолу. Истинският проблем обаче е, че теглото се дължи не само на плътността, но очевидно и на гравитацията. Ако например намалим гравитацията на Земята с 1/3, очевидно е, че същото количество газ, което е над нас, ще има една трета от първоначалното си тегло, въпреки че количеството газ остава абсолютно същото. Така че, в сравнение климатични условиямежду две планети би било по-правилно да се говори за плътност, а не за налягане.
Ние разбираме този принцип много добре, като анализираме функционирането на барометъра Торичели, първият инструмент, който измерва атмосферното налягане на Земята. Ако напълним затворена тръба с живак от едната страна и поставим вертикално отворения й край потопен в резервоар, пълен с живак, ще забележите образуването на вакуумна камера в горната част на сламката. Торичели всъщност отбеляза, че външното налягане, присъстващо в сламката, трябваше да поддържа живачния стълб на височина от около 76 см. Чрез изчисляване на специфичния живачен продукт, гравитацията на Земята и височината на живачния стълб, може да се изчисли теглото над атмосферата.
От Wikipedia на: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Тази брилянтна за времето си система обаче има силни ограничения, когато се използва в „Земляните“. Всъщност, като реална гравитация в два от трите фактора на формулата, всяка разлика в гравитацията създава квадратична разлика в реакцията на барометъра, след това същият стълб въздух на планета с 1/3 от първоначалната гравитация , ще произведе за барометъра Torricelli , под налягане 1/9 от първоначалната стойност.
Ясно е, че освен инструменталните артефакти, фактът остава: същият въздушен стълб ще има тегло, пропорционално на гравитацията на планетите, на които от време на време ще го имаме, така че само барометричното налягане не е абсолютна мярка за плътност!
Този ефект системно се игнорира в анализите на марсианската атмосфера. Ние лесно говорим за налягане в hPa и се занимаваме директно със земята, като напълно игнорираме налягането от hPa, което означава, че гравитацията на Марс е около 1/3 от земната (за точност от 38%). Същите грешки, които направихте, когато погледнахте лицата на водните диаграми, за да демонстрирате, че на Марс водата не може да съществува в течна форма. По-конкретно, тройната точка на водата на земята е 6,1 hPa, но на Марс, където гравитацията е 38% от земната, ако го направите в hPa, това ще бъде абсолютно 6,1, но за 2,318 hPa (Въпреки че барометърът, Торичели би 0,88 hPa). Този анализ обаче, по мое мнение, винаги се избягва измамно, систематично, като се възстановяват нотацията към същите основни стойности. Същата индикация от 5-7 hpa за марсианското атмосферно налягане не е изрично посочено дали означава земното притеглянеили Марс.
Всъщност 7 hPa на Марс трябва да има плътност на газа на земята, която би била около 18,4 hPa. Изобщо е абсолютно избегнато съвременни изследвания, Да кажем през втората половина на 60 г. След това, докато преди това беше строго посочено, че налягането е една десета от земното, но с плътност 1/3. От чисто научна гледна точка беше взето предвид истинското тегло на въздушен стълб, което доведе до 1/3 от действителното му тегло на земята, но че всъщност плътността беше сравнима с 1/3 от тази на земята . Как така в последните проучвания има тази разлика?
Може би защото е по-лесно да се говори за невъзможността да се запази течната фаза на водата?
Има и други улики към тази теза: всяка атмосфера всъщност произвежда разсейване на светлината (разсейване) предимно в синьо, което дори в случая на Марс може лесно да бъде анализирано. Въпреки че атмосферата на Марс е куп прах, за да стане червеникава, като отделите компонента на синия цвят на панорамното изображение на Марс, можете да получите представа за плътността на атмосферата на Марс. Ако сравним земното небе с изображения, направени на различни височини и след това с различни степени на плътност, разбираме, че номиналният размер, в който трябва да намерим, е 7 hPa, т.е. 35 000 м, небето е напълно черно, хоризонтът на Salvo Fair е лента, където всъщност все още можем да видим в слоевете на нашата атмосфера.
Вляво: Кадри на марсианския пейзаж, заснети от сондата Pathfinder на 22 юни 1999 г. Източник: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 вдясно: Синя фигура на канала отстрани; Обърнете внимание на интензивността на небето!
Вляво: Сидни - град на Югоизточна Австралия, столица на Нов Южен Уелс, на 6 m. Вдясно: Синият канал се приближава.
Вляво: Сидни, но винаги по време на пясъчна буря. Вдясно: Синият канал се приближава; както можете да видите, висящият прах намалява яркостта на небето, а не я увеличава, Противно на това, което се твърди в случая с НАСА Марс!
Очевидно е, че снимките на марсианското небе, филтрирани от синята лента, са много по-ярки, почти сравними с изображенията, направени на връх Еверест, малко по-малко от 9 000 м, където да се търси, ако атмосферното налягане е 1/3 от нормалното морско ниво налягане.
Друго доказателство за сериозна полза от това, че плътността на марсианската атмосфера е по-висока от обявената, беше предоставено от феномена Дяволски прах. Тези „мини торнада“ са способни да повдигат пясъчни колони до няколко километра; Но как е възможно това?
Самата НАСА се опита да ги симулира във вакуумна камера, симулирайки марсианско налягане от 7 hPa, и те не успяха да симулират феномена, освен ако не повиши налягането поне 11 пъти! Първоначалното налягане, дори когато се използва много мощен вентилатор, не можа да повдигне нищо!
Всъщност 7 GPa е наистина просто, като се има предвид факта, че в допълнение към издигането над морското равнище, то намалява бързо незабавно за дробни стойности; но след това всички явления се наблюдават близо до планината Олимп, което означава 17 км височина. Как може да бъде?
От телескопични наблюдения е известно, че Марс има много активна атмосфера, особено по отношение на образуването на облаци и мъгли, не само на пясъчни бури. Наблюденията на Марс през телескоп всъщност, като поставите филтър за синя светлина, можете да подчертаете всички тези атмосферни явления далеч не са за пренебрегване. Сутрешна и вечерна мъгла, орографски облаци, полярни облаци винаги се наблюдаваха в телескоп със средна медийна мощност. Всеки може например с обикновена графична програма да отдели три червени нива, зелено, Син цвятизображения на Марс и проверете как работи. Изображение, съответстващо на червения канал, ще ни предостави добра топографска карта, докато синият канал ще покаже полярните ледени шапки и облаци.Лесно е да се направи това както на изображения, направени с малки телескопи, така и на изображения от космически телескоп. Освен това в изображенията, направени от космическия телескоп, забелязвате синя граница, причинена от атмосферата, която след това изглежда синя, а не червена, както е показано в местоположението на изображението.
Типични изображения на Марс, направени от космическия телескоп Хъбъл. Източник: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Червен канал (вляво), Зелен канал (в центъра) и син канал (вдясно); Обърнете внимание на екваториалния облак.
Друг интересен момент е анализът на полярните отлагания; чрез пресичане на данни за надморска височина и гравитометрия, Беше невъзможно да се определи, че полярните отлагания се различават сезонно с приблизително 1,5 метра на Северния полюс и 2,5 метра на Южния полюс, със средна гъстота на населението по това време с максимална височина от приблизително 0,5 g/ cm 3 .
В този случай, плътността, 1 mm сняг в CO 2 произвежда налягане от 0,04903325 hPa; Сега, дори ако приемем, че най-оптимистичното марсианско налягане, дадено по-горе, е 18,4 hPa, пренебрегвайки факта, че CO 2 представлява 95%, а не 100% от марсианската атмосфера, ако трябва да кондензираме, цялата атмосфера на земята ще получи слой 37,5 см дебелина!
От друга страна, 1,5 фута сняг с въглероден диоксид с плътност 0,5 g/cm 3 създава налягане от 73,5 hPa и 2,5 метра вместо 122,6 hPa!
Времевата еволюция на повърхностното атмосферно налягане регистрира два Viking Lander 1 и 2 (Viking Lander 1 Той кацна в пространството на Крис на 22,48° с.ш., 49,97° з.д., 1,5 km под средното. Viking Lander 2 Той кацна в пространството на Утопия на 47,97° n, 225,74 ° W, 3 Km под средното) през първите три години от марсианската мисия: година 1 (точки), година 2 (плътна линия) и година 3 (пунктирана линия) се побират в една и съща колона. Tillman източник и гост (1987) (Вижте също Tillman 1989).
Помислете също така, че ако масата на сезонния сух лед беше сходна между двете полукълба, не би трябвало да причинява сезонни вариации в глобалното атмосферно налягане, тъй като колапсът на полярната шапка винаги ще бъде компенсиран от кондензация на пода в другото полукълбо.
Но ние знаем, че изравняването на марсианската орбита създава разлика от почти 20° C в средната температура на двете полукълба, от горната до 30° C в полза на ширина от -30° ~. Имайте предвид, че 7 GPa CO 2 ICES е 123 ° c (~ 150 ° K), докато при 18,4 hPa ( правилна стойностза гравитацията на Марс) ICES до ~-116°C (~157° K).
Сравнение на данните, събрани от мисията Mariner 9 по време на бореална пролет (Ls = 43 – 54°). Показано от плътната линия на графиката над температурата (в Келвин), открита от експеримента IRIS. Прекъснато-пунктираните криви показват местните ветрове (в m s-1), получени от топлинен балансвятър (Pollack et 1981). Средната графика показва симулационната температура (K) за същия сезон, докато долната графика представя симулационните ветрове (в m s-1). Източник: „Метеорологична променливост и годишен цикъл на повърхностното налягане на Марс“ Фредерик Хурдин, Льо Ван Фу, Франсоа Забрави, Оливие Талагран (1993)
Според Маринър 9 само на Южния полюс намираме необходимите метеорологични условия, Въпреки че според щетите на глобалния геодезист (MGS), свързан със земята, Присъствието и в двете полукълба е възможно.
Минимални температури на почвата в градуси по Целзий на Марс, взети от термичния спектрометър (TES) на борда на Mars Global Surveyor (MGS). В хоризонтална и вертикална ширина Географска дължина на слънцето (Ls). Синята част на таблицата показва минималната температура, средногодишния максимум и винаги спрямо дневните минимални температури.
След това, разборът, атмосферата изглежда достига минимална температура от -123 ° C нула -132 ° C; Отбелязвам, че при -132°2 налягането не трябва да надвишава 1,4 GPa без лед!
Графика на налягането на парите на въглероден диоксид; наред с другите полезни функции на тази графика, можете да определите максималното налягане, което CO2 може да достигне, преди да кондензира (в този случай върху лед) при дадена температура.
Но обратно към сезонните полярни отлагания; както видяхме, поне през нощта, на 60° ширина, изглежда, че съществуват условия за образуване на сух лед, но какво наистина се случва по време на полярната нощ?
Нека започнем с две напълно различни състояния: кондензация от повърхността за охлаждане на маса въздух или „студено“.
За първия случай да предположим, че температурата на почвата пада под границата на замръзване на въглеродния диоксид; почвата ще започне да се покрива все повече и повече със слой лед, докато тук топлоизолацията, причинена от самия лед, ще бъде достатъчна, за да спре процеса. В случая със сухия лед, тъй като е добър топлоизолатор, той е просто много малък, следователно самото това явление не е достатъчно ефективно, за да оправдае наблюдаваното натрупване на лед! Като доказателство за това, до Северния полюс и Южен полюспринадлежи на рекордните -132°C, където минимумът е -130°C (Според TES MGS). Също така се интересувам както от надеждно откриване на -132°c от марсианска орбита, така и от спектроскопичния път, защото при тази температура самата почва трябва да бъде забулена от процеса на кондензация!
Във втория случай, ако въздушната маса (в този случай CO 2 почти чист) достигне точката на оросяване, веднага щом температурата падне, нейното налягане не надвишава границата, зададена от „налягането на парите“ за този газ при тази температура , причинявайки незабавна земна кондензация на масата всеки излишен газ! Всъщност ефективността на този процес е наистина драматична; Ако трябваше да симулираме подобно събитие на Марс, ще трябва да вземем предвид и веригата от събития, които биха създали.
Понижаваме температурата на Южния полюс, например до -130 ° C, първоначалното налягане е 7 hPa; налягането при пристигане трябва да бъде ~ 2 GPa, което води до утаяване на сняг от сух лед с дебелина ~ 50 cm (0,1 Gy/cm 2) Ако се компресира при 0,5 Gy/cm 2 съответства на ~ 10 cm дебелина. Разбира се, такава разлика в налягането ще бъде незабавно въздух от околните зони, с ефекта на по-ниското (верижно) налягане и температура от съседните зони, но кондензационният принос е изцяло в снега. Самият процес също има тенденция да произвежда топлинна енергия (след което температурата се повишава) по същото време, но ако температурата остане на -130 ° C, процесът на кондензация ще спре само когато всички планети достигнат равновесно налягане от 2 hPa!
Тази малка симулация се използва за разбиране на връзката между минималните температури и промените в барометричното налягане, обяснявайки защо минималната температура и налягането са свързани. От представените графики на барометричното налягане, записани от два Viking Landers, знаем, че за Viking 1 налягането варира от минимум 6,8 hPa до максимум 9,0 hPa, със средна стойност от 7,9 hPa. За Vikings 2 приемливите стойности са от 7,4 HPA при 10,1 GPa със средно 8,75 hPa. Също така знаем, че VL 1 He кацна на 1,5 км и VL 2 на 3 км, и двата под средно нивоМарс. Като се има предвид, че средното ниво на Марс е 6,1 hPa (идва от тройната точка на водата!), ако скалираме стойностите над средната стойност е 6,1 hPa, тогава и двете варират от по-малко от 5,2 ± 0,05 hPa и максимум 7 ± 0,05 hPa. Докато минималната стойност е 5,2 GPa, ниска температура, получаваме ~-125°C (~148° K), което вече е в явно несъответствие с вашите данни. Сега, докато спадът на налягането от 7 HPA до 5,2 HPA се отлага с дебелина 18,4 cm (0,1 Gy/cm 2), ако се компресира при 0,5 Gy/cm 2 съответства на ~ 3,7 cm дебелина, и че повърхността на южната полярна шапка е ~ 1 / 20 Общата повърхност на Марс (определено се доближава до стандартната!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, Това е много по-малка стойност в рамките на откритите полярни отлагания!
Следователно има очевидно противоречие между топлинните данни и данните за времето, ако едното не поддържа другото! Такава ниска температура ще доведе до силни колебания в налягането (дори между деня и нощта!) или дори до по-ниско общо налягане! От друга страна, обаче, 7 е абсолютно недостатъчно, за да отчете неща като номинална HPA на Devils Dust, дерета, разпръскване на оберлихти или величината на преходните полярни отлагания, които обяснихте по-добре доста над 7 hPa атмосферно налягане.
Досега само аспекти, свързани с въглеродния диоксид, считан за основен компонент на атмосферата (~95%); Но ако въведем дори вода в този анализ, обозначението 7 GPa става напълно нелепо!
Например следи, оставени от потока на течна вода (вижте кратера Нютон), където водата трябва да бъде само пара, подложена на много ниско налягане и температури до около 27 ° C!
В такава ситуация спокойно можем да кажем, че налягането (в земни условия) не може да бъде по-малко от 35 hPa!
Всяка планета е различна от останалите по много начини. Хората сравняват други намерени планети с тази, която познават добре, но не идеално - това е планетата Земя. В крайна сметка това е логично, животът може да се появи на нашата планета, което означава, че ако търсите планета, подобна на нашата, тогава също ще бъде възможно да намерите живот там. Поради тези сравнения планетите имат свои собствени отличителни черти. Например, Сатурн има красиви пръстени, поради които Сатурн се нарича най-много красива планетаслънчева система. Юпитер най-много голяма планетав слънчева системаи тази характеристика на Юпитер. И така, какви са характеристиките на Марс? Тази статия е за това.
Марс, подобно на много други планети в Слънчевата система, има луни. Марс има две луни, Фобос и Деймос. Сателитите са получили имената си от гърците. Фобос и Деймос са били синове на Арес (Марс) и винаги са били близо до баща си, точно както тези два спътника са винаги близо до Марс. В превод "Фобос" означава "страх", а "Деймос" означава "ужас".
Фобос е луна, чиято орбита е много близо до планетата. Това е най-близкият спътник до планетата в цялата Слънчева система. Разстоянието от повърхността на Марс до Фобос е 9380 километра. Спътникът се върти около Марс с честота 7 часа и 40 минути. Оказва се, че Фобос успява да направи три и няколко завъртания около Марс, докато самият Марс прави едно завъртане около оста си.
Деймос е най-малката луна в Слънчевата система. Размерите на спътника са 15х12,4х10,8 км. А разстоянието от спътника до повърхността на планетата е 23 450 хиляди км. Периодът на въртене на Деймос около Марс е 30 часа и 20 минути, което е малко повече от времето, необходимо на планетата да се завърти около оста си. Ако сте на Марс, тогава Фобос ще изгрява на запад и ще залязва на изток, докато прави три оборота на ден, а Деймос, напротив, ще изгрява на изток и ще залязва на запад, като същевременно прави само един оборот около планетата.
Характеристики на Марс и неговата атмосфера
Една от основните характеристики на Марс е, че е създаден. Атмосферата на Марс е много интересна. Сега атмосферата на Марс е много разредена, възможно е в бъдеще Марс напълно да загуби атмосферата си. Характеристиките на атмосферата на Марс са, че някога Марс имаше същата атмосфера и въздух като на нашата родна планета. Но в хода на еволюцията Червената планета загуби почти цялата си атмосфера. Сега налягането на атмосферата на Червената планета е само 1% от налягането на нашата планета. Характеристиките на атмосферата на Марс също са, че дори при три пъти по-малка гравитация на планетата, спрямо Земята, Марс може да предизвика огромни прашни бури, вдигайки тонове пясък и почва във въздуха. Прашните бури вече са развалили нервите на нашите астрономи повече от веднъж, тъй като прашните бури са много обширни, тогава наблюдението на Марс от Земята става невъзможно. Понякога такива бури могат дори да продължат с месеци, което значително разваля процеса на изучаване на планетата. Но изследването на планетата Марс не спира дотук. На повърхността на Марс има роботи, които не спират процеса на изследване на планетата.
Атмосферните особености на планетата Марс са и в това, че предположенията на учените за цвета на марсианското небе са опровергани. Учените смятат, че небето на Марс трябва да е черно, но снимките са направени космическа станцияот планетата опровергаха тази теория. Небето на Марс изобщо не е черно, то е розово, благодарение на частиците пясък и прах, които се намират във въздуха и поглъщат 40% от слънчевата светлина, благодарение на което се създава ефектът на розовото небе на Марс.
Характеристики на температурата на Марс
Измерванията на температурата на Марс започнаха сравнително отдавна. Всичко започва с измерванията на Lampland през 1922 г. Тогава измерванията показват, че средната температура на Марс е -28º C. По-късно, през 50-те и 60-те години, се натрупват някои знания за температурния режим на планетата, които се извършват от 20-те до 60-те години. От тези измервания се оказва, че през деня на екватора на планетата температурата може да достигне +27º C, но до вечерта тя ще падне до нула, а до сутринта става -50º C. Температурата на полюсите варира от +10º C през полярния ден и до много ниски температури през полярната нощ.
Характеристики на релефа на Марс
Повърхността на Марс, подобно на други планети, които нямат атмосфера, е белязана от различни ударни кратери. космически обекти. Кратерите са малки по размер (5 км в диаметър) и големи (от 50 до 70 км в диаметър). Поради липсата на атмосфера, Марс беше обект на метеоритен дъжд. Но повърхността на планетата съдържа не само кратери. Преди хората вярваха, че на Марс никога не е имало вода, но наблюденията на повърхността на планетата разказват друга история. Повърхността на Марс има канали и дори малки вдлъбнатини, напомнящи водни отлагания. Това предполага, че на Марс е имало вода, но поради много причини тя е изчезнала. Сега е трудно да се каже какво трябва да се направи, така че водата на Марс да се появи отново и да можем да наблюдаваме възкресението на планетата.
На Червената планета също има вулкани. Най-известният вулкан е Олимп. Този вулкан е известен на всички, които се интересуват от Марс. Този вулкан е най-големият хълм не само на Марс, но и в Слънчевата система, това е друга особеност на тази планета. Ако стоите в подножието на планината Олимп, тогава ще бъде невъзможно да видите ръба на този вулкан. Този вулкан е толкова голям, че краищата му излизат отвъд хоризонта и изглежда, че Олимп е безкраен.
Характеристики на магнитното поле на Марс
Това май е последното интересна функциятази планета. Магнитното поле е защитник на планетата, който отблъсква всичко електрически зарядидвижейки се към планетата и ги отблъсква от първоначалната им траектория. Магнитното поле е напълно зависимо от ядрото на планетата. Ядрото на Марс е почти неподвижно и следователно магнитното поле на планетата е много слабо. Действието на магнитното поле е много интересно, то не е глобално, както на нашата планета, а има зони, в които е по-активно, а в други зони може и да го няма.
Така планетата, която ни изглежда толкова обикновена, има цял набор от свои характеристики, някои от които водещи в нашата Слънчева система. Марс не е толкова проста планета, колкото си мислите на пръв поглед.
Атмосферата на Марс е по-малко от 1% от земната, така че не предпазва планетата от слънчевата радиация и не задържа топлината на повърхността. Това е най-краткият начин да го опишем, но нека го разгледаме по-отблизо.
Атмосферата на Марс е открита още преди полета на автоматични междупланетни станции към планетата. Благодарение на опозициите на планетата, които се случват на всеки три години и спектралния анализ, астрономите още през 19 век знаеха, че тя има много хомогенен състав, повече от 95% от който е CO2.
Цветът на марсианското небе от спускаемия модул Viking Lander 1. На сол 1742 (ден на Марс) се вижда прашна буря.
През 20-ти век, благодарение на междупланетни сонди, научихме, че атмосферата на Марс и нейната температура са тясно взаимосвързани, защото поради пренасянето на най-малките частици железен оксид възникват огромни прашни бури, които могат да покрият половината планета, повишавайки температурата му по пътя.
Приблизителен състав
Газовата обвивка на планетата се състои от 95% въглероден диоксид, 3% азот, 1,6% аргон и следи от кислород, водна пара и други газове. Освен това той е много силно запълнен с фини прахови частици (предимно железен оксид), които му придават червеникав оттенък. Благодарение на информацията за частиците железен оксид, не е никак трудно да се отговори на въпроса какъв цвят е атмосферата.
Въглероден двуокис
Тъмните дюни са резултат от сублимацията на замръзнал въглероден диоксид, който се стопи през пролетта и избяга в разредената атмосфера, оставяйки след себе си такива следи.
Защо атмосферата на червената планета се състои от въглероден диоксид? Планетата не е имала тектоника на плочите от милиарди години. Липсата на движение на плочите позволи на вулканичните горещи точки да изхвърлят магма на повърхността в продължение на милиони години. Въглеродният диоксид също е продукт на изригване и е единственият газ, който постоянно се допълва от атмосферата, всъщност това е всъщност единствената причина, поради която съществува. Освен това планетата загуби магнитното си поле, което допринесе за факта, че по-леките газове бяха отнесени от слънчевия вятър. Поради непрекъснатите изригвания са се появили много големи вулканични планини. Планината Олимп е най-голямата планина в Слънчевата система.
Учените смятат, че Марс е загубил цялата си атмосфера поради факта, че е загубил магнитосферата си преди около 4 милиарда години. Някога газовата обвивка на планетата е била по-плътна и магнитосферата е защитавала планетата от слънчевия вятър. Слънчевият вятър, атмосферата и магнитосферата са тясно свързани помежду си. Слънчевите частици взаимодействат с йоносферата и отнасят молекули от нея, намалявайки плътността. Това е ключът към въпроса къде е отишла атмосферата. Тези йонизирани частици са открити от космически кораби в пространството зад Марс. Това води до средно налягане на повърхността от 600 Pa, в сравнение със средно налягане на Земята от 101 300 Pa.
Метан
Относително голямо количество метан е открито сравнително наскоро. Това неочаквано откритие показа, че атмосферата съдържа 30 части на милиард метан. Този газ идва от различни региони на планетата. Данните показват, че има два основни източника на метан.
Залезът, синият цвят на небето се дължи отчасти на наличието на метан
Смята се, че Марс произвежда около 270 тона метан годишно. Според условията на планетата метанът се унищожава бързо, за около 6 месеца. За да съществува метан в откриваеми количества, трябва да има активни източници под повърхността. Вулканичната активност и серпентинизацията са най-вероятните причини за образуването на метан.
Между другото, метанът е една от причините атмосферата на планетата да е синя при залез слънце. Метанът разсейва синьото по-добре от другите цветове.
Метанът е страничен продукт от живота и също е резултат от вулканизъм, геотермални процеси и хидротермална дейност. Метанът е нестабилен газ, така че трябва да има източник на планетата, който постоянно го допълва. Трябва да е много активен, защото проучванията показват, че метанът се унищожава за по-малко от година.
Количествен състав
Химическият състав на атмосферата: съставена е от над 95% въглероден диоксид, по-точно 95,32%. Газовете се разпределят, както следва:
Въглероден диоксид 95,32%
Азот 2,7%
Аргон 1,6%
Кислород 0,13%
Въглероден окис 0,07%
Водна пара 0,03%
Азотен оксид 0,0013%
Структура
Атмосферата е разделена на четири основни слоя: долен, среден, горен и екзосфера. Долните слоеве са топла област (температура около 210 K). Той се нагрява от прах във въздуха (прах с размери 1,5 µm) и топлинно излъчване от повърхността.
Трябва да се има предвид, че въпреки много високото разреждане, концентрацията на въглероден диоксид в газовата обвивка на планетата е около 23 пъти по-голяма, отколкото в нашата. Следователно атмосферата на Марс не е толкова приятелска, не само хората, но и други земни организми не могат да дишат в нея.
Среден - подобен на Земята. Горните слоеве на атмосферата се нагряват от слънчевия вятър и температурата там е много по-висока, отколкото на повърхността. Тази топлина кара газа да напусне газовата обвивка. Екзосферата започва на около 200 км от повърхността и няма ясна граница. Както можете да видите, разпределението на температурата по височина е доста предвидимо за земна планета.
Времето на Марс
Прогнозата за Марс като цяло е много лоша. Можете да видите прогнозата за времето на Марс. Времето се променя всеки ден, а понякога дори на всеки час. Това изглежда необичайно за планета, чиято атмосфера е само 1% от земната. Въпреки това климатът на Марс и общата температура на планетата си влияят толкова силно, колкото и на Земята.
температура
През лятото дневните температури на екватора могат да достигнат до 20 °C. През нощта температурите могат да паднат до -90 C. Разлика от 110 градуса за един ден може да създаде прашни дяволи и прашни бури, които да погълнат цялата планета за няколко седмици. Зимните температури са изключително ниски -140 C. Въглеродният диоксид замръзва и се превръща в сух лед. Северният полюс на Марс има един метър сух лед през зимата, докато Южният полюс е покрит постоянно с осем метра сух лед.
Облаци
Тъй като радиацията от слънцето и слънчевият вятър непрекъснато бомбардират планетата, течната вода не може да съществува, така че на Марс няма дъжд. Понякога обаче се появяват облаци и започва да вали сняг. Облаците на Марс са много малки и тънки.
Учените смятат, че някои от тях са съставени от малки частици вода. Атмосферата съдържа малки количества водна пара. На пръв поглед може да изглежда, че облаците не могат да съществуват на планетата.
И все пак на Марс има условия за образуване на облаци. Планетата е толкова студена, че водата в тези облаци никога не пада като дъжд, а като сняг в горните слоеве на атмосферата. Учените са наблюдавали това няколко пъти и няма доказателства, че снегът не достига повърхността.
Прах
Доста лесно е да се види как атмосферата влияе на температурния режим. Най-разкриващото събитие са прашните бури, които нагряват планетата локално. Те възникват поради температурните разлики на планетата, а повърхността е покрита с лек прах, който се вдига дори от толкова слаб вятър.
Тези бури прашат слънчевите панели, което прави невъзможно дългосрочното изследване на планетата. За щастие бурите се редуват с вятър, който издухва натрупания прах от панелите. Но атмосферата на Curiosity не е в състояние да се намеси, модерният американски марсоход е оборудван с ядрен термичен генератор и прекъсванията на слънчевата светлина не са ужасни за него, за разлика от другия марсоход Opportunity, захранван от слънчева енергия.
Такъв роувър не се страхува от никакви прашни бури
Въглероден двуокис
Както вече споменахме, газовата обвивка на червената планета е 95% въглероден диоксид. Може да замръзне и да падне на повърхността. Приблизително 25% от атмосферния въглероден диоксид се кондензира в полярните шапки като твърд лед(сух лед). Това се дължи на факта, че марсианските полюси не са изложени на слънчева светлина през зимния период.
Когато слънчевата светлина удари отново полюсите, ледът се превръща в газообразна форма и се изпарява обратно. По този начин има значителна промяна в налягането през годината.
прах дяволи
Прашен дявол с височина 12 километра и диаметър 200 метра
Ако някога сте били в пустинен район, сте виждали малки прашни дяволи, които сякаш идват от нищото. Праховите дяволи на Марс са малко по-зловещи от тези на Земята. В сравнение с нашата атмосферата на червената планета има 100 пъти по-малка плътност. Следователно торнадото прилича повече на торнадо, извисяващо се няколко километра във въздуха и стотици метри напречно. Това отчасти обяснява защо в сравнение с нашата планета атмосферата е червена - прашни бури и фин прах от железен оксид. Освен това цветът на газовата обвивка на планетата може да се промени при залез слънце, когато слънцето залязва, метанът разпръсква синята част от светлината повече от останалата част, така че залезът на планетата е син.
Характеристики:Атмосферата на Марс е по-тънка от атмосферата на Земята. По състав тя наподобява атмосферата на Венера и се състои от 95% въглероден диоксид. Около 4% се отчитат от азот и аргон. Кислородът и водните пари в марсианската атмосфера са по-малко от 1% (вижте точния състав). Средното налягане на атмосферата на нивото на повърхността е около 6,1 mbar. Това е 15 000 пъти по-малко, отколкото на Венера, и 160 пъти по-малко, отколкото на повърхността на Земята. В най-дълбоките падини налягането достига 10 mbar.
Средната температура на Марс е много по-ниска от тази на Земята - около -40 ° C. При най-благоприятните условия през лятото в дневната половина на планетата въздухът се затопля до 20 ° C - доста приемлива температура за жителите на Земята. Но през зимна нощ студът може да достигне до -125 ° C. При зимни температури дори въглеродният диоксид замръзва, превръщайки се в сух лед. Такива резки температурни спадове се дължат на факта, че разредената атмосфера на Марс не е в състояние да задържа топлина за дълго време. Първите измервания на температурата на Марс с помощта на термометър, поставен във фокуса на рефлекторен телескоп, са извършени още в началото на 20-те години на миналия век. Измерванията на W. Lampland през 1922 г. дават средна повърхностна температура на Марс от -28 ° C, E. Pettit и S. Nicholson през 1924 г. получават -13 ° C. По-ниска стойност е получена през 1960 г. W. Sinton и J. Strong: -43°C. По-късно, през 50-те и 60-те години. Бяха натрупани и обобщени множество температурни измервания в различни точки на повърхността на Марс, в различни сезони и часове на деня. От тези измервания следва, че през деня на екватора температурата може да достигне до +27°C, но сутринта може да достигне -50°C.
На Марс също има температурни оазиси, в районите на "езеро" Феникс (Слънчевото плато) и земята на Ной, температурната разлика е от -53 ° C до + 22 ° C през лятото и от -103 ° C до -43 ° C през зимата. И така, Марс е много студен свят, но климатът там не е много по-суров от този в Антарктика. Когато първите снимки на повърхността на Марс, направени от викингите, бяха предадени на Земята, учените бяха много изненадани да видят, че марсианското небе не е черно, както се очакваше, а розово. Оказа се, че висящият във въздуха прах поглъща 40% от входящата слънчева светлина, създавайки цветен ефект.
Прашни бури:Ветровете са едно от проявленията на температурната разлика. Над повърхността на планетата често духа силни ветрове, чиято скорост достига 100 m/s. Ниската гравитация позволява дори разредените въздушни течения да вдигат огромни облаци прах. Понякога доста обширни площи на Марс са покрити от грандиозни прашни бури. Най-често се срещат в близост до полярните шапки. Глобална прашна буря на Марс попречи на заснемането на повърхността от сондата Mariner 9. Той бушува от септември 1971 г. до януари 1972 г., издигайки около милиард тона прах в атмосферата на надморска височина над 10 км. Прашните бури най-често се случват в периоди на голямо противопоставяне, когато лятото в южното полукълбо съвпада с преминаването на Марс през перихелий. Продължителността на бурите може да достигне 50-100 дни. (Преди това променящият се цвят на повърхността се обясняваше с растежа на марсиански растения).
Прашни дяволи:Праховите дяволи са друг пример за процеси, свързани с температурата на Марс. Такива торнада са много чести прояви на Марс. Те вдигат прах в атмосферата и възникват поради температурни разлики. Причина: през деня повърхността на Марс се нагрява достатъчно (понякога до положителни температури), но на височина до 2 метра от повърхността атмосферата остава също толкова студена. Такова падане причинява нестабилност, вдигайки прах във въздуха - образуват се прахови дяволи.
Водна пара:В марсианската атмосфера има много малко водна пара, но при ниско налягане и температура тя е в състояние, близко до насищане, и често се събира в облаци. Марсианските облаци са доста неизразителни в сравнение с тези на Земята. Само най-големите от тях се виждат през телескоп, но наблюденията от космически кораби показват, че на Марс има облаци с голямо разнообразие от форми и видове: перести, вълнообразни, подветрени (близо до големи планини и под склоновете на големи кратери, в защитени от вятър места). Над низините - каньони, долини - и на дъното на кратерите в студеното време на деня често има мъгли. През зимата на 1979 г. в района на кацане на Viking-2 падна тънък слой сняг, който лежи няколко месеца.
Сезони:В момента е известно, че от всички планети на Слънчевата система Марс е най-подобен на Земята. Формира се преди около 4,5 милиарда години. Оста на въртене на Марс е наклонена към неговата орбитална равнина с приблизително 23,9 °, което е сравнимо с наклона на земната ос, който е 23,4 °, и следователно там, както на Земята, има смяна на сезоните. Сезонните промени са най-силно изразени в полярните региони. През зимата полярните шапки заемат значителна площ. Границата на северната полярна шапка може да се отдалечи от полюса на една трета от разстоянието до екватора, а границата на южната шапка преодолява половината от това разстояние. Тази разлика се дължи на факта, че в северното полукълбо зимата настъпва, когато Марс преминава през перихелия на своята орбита, а в южното полукълбо, когато преминава през афелия. Поради това зимите в южното полукълбо са по-студени, отколкото в северното. А продължителността на всеки от четирите марсиански сезона варира в зависимост от разстоянието му от Слънцето. Следователно в марсианското северно полукълбо зимата е къса и сравнително „умерена“, а лятото е дълго, но прохладно. На юг, напротив, лятото е кратко и сравнително топло, а зимата е дълга и студена.
С настъпването на пролетта полярната шапка започва да се "свива", оставяйки след себе си постепенно изчезващи острови от лед. В същото време от полюсите към екватора се разпространява така наречената вълна на потъмняване. Съвременните теории го обясняват с факта, че пролетните ветрове носят големи масиви от почва по меридианите с различни отразяващи свойства.
Очевидно никоя от капачките не изчезва напълно. Преди началото на изследването на Марс с помощта на междупланетни сонди се предполагаше, че неговите полярни области са покрити със замръзнала вода. По-точни съвременни наземни и космически измервания също са открили замръзнал въглероден диоксид в състава на марсианския лед. През лятото се изпарява и навлиза в атмосферата. Ветровете го отнасят до противоположната полярна шапка, където отново замръзва. Този цикъл на въглероден диоксид и различните размери на полярните шапки обясняват променливостта в налягането на марсианската атмосфера.
Марсианският ден, наречен сол, е дълъг 24,6 часа и неговата година е 669 сол.
Влияние на климата:Първите опити да се намерят преки доказателства в марсианската почва за наличието на основата за живот - течна вода и елементи като азот и сяра, не бяха успешни. Екзобиологичен експеримент, проведен на Марс през 1976 г. след кацане на повърхността на американската междупланетна станция Viking, която носеше на борда си автоматична биологична лаборатория (ABL), не даде доказателства за съществуването на живот. Отсъствие органични молекуливърху изследваната повърхност може да бъде причинено от интензивното ултравиолетово лъчение на Слънцето, тъй като Марс няма защитен озонов слой, и окислителния състав на почвата. Следователно горният слой на марсианската повърхност (с дебелина около няколко сантиметра) е безплоден, въпреки че има предположение, че условията, които са били преди милиарди години, са се запазили в по-дълбоките, подповърхностни слоеве. Определено потвърждение на тези предположения наскоро бяха открити на Земята на дълбочина 200 m микроорганизми - метаногени, които се хранят с водород и дишат въглероден диоксид. Специално проведен експеримент от учени доказа, че подобни микроорганизми могат да оцелеят в суровите марсиански условия. По-топла хипотеза древен марсс открити резервоари - реки, езера и може би морета, както и с по-плътна атмосфера - се обсъжда повече от две десетилетия, тъй като би било много трудно да се "заселим" на такава негостоприемна планета и дори при липса от вода. За да съществува вода в течно състояние на Марс, атмосферата му трябва да е много различна от настоящата.
Променлив марсиански климат Съвременният Марс е много негостоприемен свят. Разредената атмосфера, която също е неподходяща за дишане, ужасните прашни бури, липсата на вода и внезапните температурни промени през деня и годината - всичко това показва, че няма да бъде толкова лесно да се насели Марс. Но едно време по него са текли реки. Това означава ли, че Марс е имал различен климат в миналото? |
