Enciklopedijski YouTube

1 / 5

✪ Projekat DISCOVER-AQ - Istraživanje atmosfere (NASA na ruskom)

✪ NASA na ruskom: 18.01.2013. - NASA video sažetak za sedmicu

✪ NEGATIVNA MASA [Novosti o nauci i tehnologiji]

✪ Mars, 1968, naučnofantastični filmski esej, režiser Pavel Klušancev

✪ 5 znakova života na Marsu - Odbrojavanje #37

Titlovi

Studija

Atmosfera Marsa otkrivena je i prije letova automatskih međuplanetarnih stanica na planetu. Zahvaljujući spektralnoj analizi i opozicijama Marsa sa Zemljom, koje se dešavaju svake 3 godine, astronomi su već u 19. veku znali da ima veoma homogen sastav, od čega više od 95% čini ugljen-dioksid. U poređenju sa 0,04% ugljen-dioksid u Zemljinoj atmosferi, ispostavilo se da masa ugljičnog dioksida u atmosferi Marsa premašuje masu Zemljine gotovo 12 puta, tako da tokom teraformiranja Marsa doprinos ugljičnog dioksida efektu staklene bašte može stvoriti klimu ugodnu za ljude nešto ranije nego što se postigne pritisak od 1 atmosfere, čak i ako se uzme u obzir veća udaljenost Marsa od Sunca.

Još ranih 1920-ih, prva mjerenja temperature Marsa su napravljena pomoću termometra postavljenog u fokus reflektirajućeg teleskopa. Mjerenja V. Lamplanda 1922. dala su prosječnu površinsku temperaturu Marsa od 245 (-28 °C), E. Pettit i S. Nicholson su 1924. dobili 260 K (-13 °C). Nižu vrijednost su 1960. dobili W. Sinton i J. Strong: 230 K (-43 °C). Prve procene pritiska – usrednjene – dobijene su tek 60-ih godina korišćenjem zemaljskih IR spektroskopa: pritisak od 25 ± 15 hPa dobijen iz Lorentzovog širenja linija ugljen-dioksida značio je da je on bio glavna komponenta atmosfere.

Brzina vjetra se može odrediti iz Doplerovog pomaka spektralnih linija. Dakle, za to je mjeren pomak linije u milimetarskom i submilimetarskom opsegu, a mjerenja na interferometru omogućavaju da se dobije raspodjela brzina u cijelom sloju velike debljine.

Najdetaljnije i najtačnije podatke o temperaturi zraka i površine, pritisku, relativnoj vlažnosti i brzini vjetra kontinuirano mjeri instrumentacija Rover Environmental Monitoring Station (REMS) na brodu Curiosity rovera, koji radi u krateru Gale od 2012. godine. A svemirska letjelica MAVEN, koja kruži oko Marsa od 2014. godine, posebno je dizajnirana da detaljno proučava gornju atmosferu, njihovu interakciju s česticama solarnog vjetra, a posebno dinamiku raspršenja.

Brojni procesi koji su teški ili još uvijek nemogući za direktno posmatranje podliježu samo teorijskom modeliranju, ali je također važna metoda istraživanja.

Atmosferska struktura

Generalno, atmosfera Marsa se deli na donju i gornju; potonji se smatra područjem iznad 80 km iznad površine, gdje procesi jonizacije i disocijacije igraju aktivnu ulogu. Jedan dio je posvećen njegovom proučavanju, koje se obično naziva aeronomija. Obično, kada ljudi govore o atmosferi Marsa, misle na nižu atmosferu.

Također, neki istraživači razlikuju dvije velike ljuske - homosferu i heterosferu. U homosferi hemijski sastav ne zavisi od nadmorske visine, jer su procesi prenosa toplote i vlage u atmosferi i njihova vertikalna razmena u potpunosti određeni turbulentnim mešanjem. Budući da je molekularna difuzija u atmosferi obrnuto proporcionalna njenoj gustoći, onda sa određenog nivoa ovaj proces postaje dominantan i glavna je karakteristika gornje ljuske - heterosfere, gdje se događa molekularno difuzno odvajanje. Interfejs između ovih školjki, koji se nalazi na visinama od 120 do 140 km, naziva se turbopauza.

niža atmosfera

Od površine do visine od 20-30 km proteže se troposfera gde temperatura opada sa visinom. Gornja granica troposfere varira u zavisnosti od doba godine (temperaturni gradijent u tropopauzi varira od 1 do 3 stepena/km, sa prosečnom vrednošću od 2,5 stepeni/km).

Iznad tropopauze je izotermna oblast atmosfere - stratomezosfera koji se proteže do visine od 100 km. Prosječna temperatura stratomezosfere je izuzetno niska i iznosi -133°C. Za razliku od Zemlje, gdje stratosfera sadrži pretežno sav atmosferski ozon, na Marsu je njegova koncentracija zanemarljiva (rasprostranjena je od visina od 50 - 60 km do same površine, gdje je i najveća).

gornju atmosferu

Iznad stratomezosfere prostire se gornji sloj atmosfere - termosfera. Karakterizira ga povećanje temperature sa visinom do maksimalne vrijednosti (200-350 K), nakon čega ostaje konstantna do gornje granice (200 km). U ovom sloju je registrovano prisustvo atomskog kiseonika; njegova gustina na visini od 200 km dostiže 5-6⋅10 7 cm −3 . Prisustvo sloja kojim dominira atomski kiseonik (kao i činjenica da je glavna neutralna komponenta ugljen-dioksid) kombinuje atmosferu Marsa sa atmosferom Venere.

Ionosfera- područje sa visokim stepenom jonizacije - nalazi se u rasponu nadmorske visine od oko 80-100 do oko 500-600 km. Sadržaj jona je minimalan noću, a maksimalan danju, kada se glavni sloj formira na nadmorskoj visini od 120-140 km zbog fotojonizacije ugljen-dioksida. ekstremno ultraljubičasto sunčevo zračenje CO 2 + hν → CO 2 + + e -, kao i reakcije između jona i neutralnih supstanci CO 2 + + O → O 2 + + CO i O + + CO 2 → O 2 + + CO. Koncentracija jona, od kojih 90% O 2 + i 10% CO 2 +, dostiže 10 5 po kubnom centimetru (u ostalim područjima jonosfere je 1-2 reda veličine niža). Važno je napomenuti da joni O 2 + prevladavaju u gotovo potpunom odsustvu molekularnog kisika samog u atmosferi Marsa. Sekundarni sloj se formira u području od 110-115 km zbog mekih rendgenskih zraka i nokautiranih brzih elektrona. Na visini od 80-100 km, neki istraživači razlikuju treći sloj, koji se ponekad manifestuje pod uticajem čestica svemirska prašina, dovodeći ione metala Fe + , Mg + , Na + u atmosferu. Međutim, kasnije je potvrđeno ne samo pojavljivanje potonjeg (štaviše, u gotovo cijelom volumenu gornje atmosfere) zbog ablacije tvari meteorita i drugih kosmičkih tijela koja ulaze u atmosferu Marsa, već i njihovog stalnog prisustva. Uglavnom. Istovremeno, zbog odsustva Marsa magnetsko polje njihova distribucija i ponašanje značajno se razlikuju od onoga što se opaža u zemljinoj atmosferi. Iznad glavnog maksimuma mogu se pojaviti i drugi dodatni slojevi zbog interakcije sa solarnim vjetrom. Tako je sloj O+ jona najizraženiji na visini od 225 km. Pored tri glavna tipa jona (O 2 +, CO 2 i O +), relativno nedavno 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 ++ i HCO2+. Iznad 400 km, neki autori razlikuju "jonopauzu", ali o tome još nema konsenzusa.

Što se tiče temperature plazme, temperatura jona blizu glavnog maksimuma je 150 K, povećavajući se na 210 K na visini od 175 km. Više, termodinamička ravnoteža jona sa neutralnim gasom je značajno poremećena, a njihova temperatura naglo raste do 1000 K na visini od 250 km. Temperatura elektrona može biti nekoliko hiljada kelvina, očigledno zbog magnetnog polja u jonosferi, a raste sa povećanjem solarnog zenitnog ugla i nije ista na sjevernoj i južnoj hemisferi, što može biti posljedica asimetrije zaostalog magnetno polje Marsove kore. Općenito, čak se mogu razlikovati tri populacije elektrona visoke energije s različitim temperaturnim profilima. Magnetno polje utiče i na horizontalnu distribuciju jona: iznad magnetnih anomalija formiraju se tokovi visokoenergetskih čestica, koji se kovitlaju duž linija polja, što povećava intenzitet jonizacije, a uočava se povećana gustina jona i lokalne strukture.

Na visini od 200-230 km nalazi se gornja granica termosfere - egzobaza, iznad koje se egzosfera Mars. Sastoji se od lakih supstanci - vodika, ugljenika, kiseonika - koje se pojavljuju kao rezultat fotohemijskih reakcija u osnovnoj jonosferi, na primer, disocijativna rekombinacija O 2 + sa elektronima. Kontinuirano snabdevanje atomskim vodonikom gornje atmosfere Marsa nastaje zbog fotodisocijacije vodene pare u blizini površine Marsa. Zbog vrlo sporog opadanja koncentracije vodika s visinom, ovaj element je glavna komponenta najudaljenijih slojeva atmosfere planeta i formira vodikovu koronu koja se proteže na udaljenosti od oko 20.000 km, iako ne postoji stroga granica, a čestice iz ove regije jednostavno se postepeno raspršuju u okolni vanjski prostor.

U atmosferi Marsa, ponekad se oslobađa hemosfera- sloj u kojem se odvijaju fotohemijske reakcije, a pošto zbog nedostatka ozonskog ekrana, poput Zemljinog, ultraljubičasto zračenje dopire do same površine planete, one su moguće i tamo. Marsova hemosfera se proteže od površine do visine od oko 120 km.

Hemijski sastav niže atmosfere

Uprkos jakom razrjeđivanju atmosfere Marsa, koncentracija ugljičnog dioksida u njoj je oko 23 puta veća nego u zemlji.

• Azot (2,7%) se trenutno aktivno raspršuje u svemir. U obliku dvoatomske molekule, dušik se stabilno drži privlačenjem planete, ali se dijeli sunčevim zračenjem na pojedinačne atome, lako napuštajući atmosferu.
• Argon (1,6%) predstavlja relativno otporan na disipaciju teški izotop argon-40. Svetlost 36 Ar i 38 Ar prisutna su samo u delovima na milion
• Ostali plemeniti gasovi: neon, kripton, ksenon (ppm)
• Ugljen monoksid (CO) - je proizvod fotodisocijacije CO 2 i iznosi 7,5⋅10 -4 koncentracije potonjeg - ovo je neobjašnjivo mala vrijednost, jer je obrnuta reakcija CO + O + M → CO 2 + M zabranjena, a trebalo je mnogo više akumulirati CO. Predložene su različite teorije o tome kako se ugljični monoksid još uvijek može oksidirati u ugljični dioksid, ali sve imaju jedan ili drugi nedostatak.
• Molekularni kiseonik (O 2) - pojavljuje se kao rezultat fotodisocijacije i CO 2 i H 2 O u gornjoj atmosferi Marsa. U tom slučaju kisik difundira u niže slojeve atmosfere, gdje njegova koncentracija dostiže 1,3⋅10 -3 prizemne koncentracije CO 2 . Poput Ar, CO i N 2 , on je nekondenzirana supstanca na Marsu, tako da njegova koncentracija također prolazi kroz sezonske varijacije. U gornjim slojevima atmosfere, na visini od 90-130 km, sadržaj O 2 (udio u odnosu na CO 2) je 3-4 puta veći od odgovarajuće vrijednosti za donju atmosferu i u prosjeku iznosi 4⋅10 -3 , varira u raspon od 3,1⋅10 -3 do 5,8⋅10 -3 . U davna vremena, atmosfera Marsa je sadržavala, međutim, veću količinu kiseonika, uporedivu sa njegovim udelom na mladoj Zemlji. Kisik, čak i u obliku pojedinačnih atoma, više se ne raspršuje tako aktivno kao dušik, zbog svoje veće atomske težine, što mu omogućava da se akumulira.
• Ozon – njegova količina uvelike varira u zavisnosti od površinske temperature: minimalna je u vrijeme ekvinocija na svim geografskim širinama, a maksimalna na polu, gdje je zima, osim toga, obrnuto proporcionalna koncentraciji vodene pare. Postoji jedna izražena ozonski sloj na nadmorskoj visini od oko 30 km i drugi između 30 i 60 km.
• Voda. Sadržaj H 2 O u atmosferi Marsa je oko 100-200 puta manji nego u atmosferi najsušnijih područja Zemlje, a u prosjeku iznosi 10-20 mikrona istaloženog vodenog stupca. Koncentracija vodene pare podliježe značajnim sezonskim i dnevnim varijacijama. Stepen zasićenosti zraka vodenom parom obrnuto je proporcionalan sadržaju čestica prašine, koje su centri kondenzacije, a u nekim područjima (zimi, na nadmorskoj visini od 20-50 km) zabilježena je para čiji je pritisak premašuje pritisak zasićene pare za 10 puta - mnogo više nego u zemljinoj atmosferi.
• Metan. Od 2003. godine postoje izvještaji o registraciji emisija metana nepoznate prirode, ali se nijedan od njih ne može smatrati pouzdanim zbog određenih nedostataka u metodama registracije. U ovom slučaju govorimo o izuzetno malim vrijednostima - 0,7 ppbv (gornja granica - 1,3 ppbv) kao pozadinska vrijednost i 7 ppbv za epizodne rafale, što je na ivici rezolucije. Budući da su, uz ovo, objavljene i informacije o odsustvu CH 4 potvrđene drugim istraživanjima, to može ukazivati ​​na neku vrstu intermitentnog izvora metana, kao i na postojanje nekog mehanizma za njegovo brzo uništavanje, dok je trajanje fotohemijsko uništavanje ove supstance procjenjuje se na 300 godina. Rasprava o ovom pitanju je trenutno otvorena, a posebno je zanimljiva u kontekstu astrobiologije, s obzirom na činjenicu da na Zemlji ova supstanca ima biogeno porijeklo.
• tragovi nekih organska jedinjenja. Najvažnije su gornje granice za H 2 CO, HCl i SO 2, koje ukazuju na odsustvo reakcija koje uključuju hlor, kao i vulkansku aktivnost, posebno nevulkansko porijeklo metana, ako je njegovo postojanje potvrđeno.

Sastav i pritisak atmosfere Marsa onemogućavaju disanje ljudima i drugim zemaljskim organizmima. Za rad na površini planete potrebno je svemirsko odijelo, iako ne tako glomazno i ​​zaštićeno kao za Mjesec i otvoreni prostor. Sama atmosfera Marsa nije otrovna i sastoji se od hemijski inertnih gasova. Atmosfera donekle usporava meteoritska tijela, pa je na Marsu manje kratera nego na Mjesecu i manje su duboki. I mikrometeoriti potpuno izgaraju, ne dosežući površinu.

Voda, oblaci i padavine

niske gustine ne sprečava atmosferu da formira pojave velikih razmera koje utiču na klimu.

Vodena para u atmosferi Marsa nije više od hiljaditi deo procenta, međutim, prema rezultatima nedavnih (2013) studija, to je još uvek više nego što se mislilo, i više nego u gornjim slojevima Zemljine atmosfere, i pri niskom pritisku i temperaturi nalazi se u stanju blizu zasićenja, pa se često skuplja u oblacima. U pravilu se vodeni oblaci formiraju na visinama od 10-30 km iznad površine. Oni su koncentrisani uglavnom na ekvatoru i promatraju se gotovo tijekom cijele godine. Oblaci se vide dalje visoki nivoi atmosfere (više od 20 km) nastaju kao rezultat kondenzacije CO 2 . Isti proces je odgovoran za formiranje niskih (na visini manjoj od 10 km) oblaka u polarnim područjima zimi, kada temperatura atmosfere padne ispod tačke smrzavanja CO 2 (-126 °C); ljeti se od leda H 2 O formiraju slične tanke formacije

• Jedan od zanimljivih i retkih atmosferskih fenomena na Marsu otkriven je ("Viking-1") prilikom fotografisanja severnog polarnog regiona 1978. To su ciklonalne strukture koje su jasno identifikovane na fotografijama po sistemu oblaka nalik vrtlogu sa cirkulacijom u smeru suprotnom od kazaljke na satu. Pronađeni su u geografskoj širini 65-80°N. sh. tokom "toplog" perioda godine, od proleća do rane jeseni, kada se ovde uspostavlja polarni front. Njegova pojava je posljedica oštrog kontrasta površinskih temperatura u ovo doba godine između ruba ledene kape i okolnih ravnica. Talasna kretanja zračnih masa povezana s takvim frontom dovode do pojave nama tako poznatih ciklonalnih vrtloga na Zemlji. Sistemi vrtložnih oblaka koji se nalaze na Marsu variraju u veličini od 200 do 500 km, njihova brzina kretanja je oko 5 km/h, a brzina vjetra na periferiji ovih sistema je oko 20 m/s. Trajanje postojanja pojedinačnog ciklonskog vrtloga kreće se od 3 do 6 dana. Vrijednosti temperature u središnjem dijelu marsovskih ciklona ukazuju na to da su oblaci sastavljeni od kristala vodenog leda.

  Snijeg je zaista više puta primijećen. Tako je u zimu 1979. tanak sloj snijega pao u zoni sletanja Viking-2, koja je ležala nekoliko mjeseci.

  Oluje prašine i đavoli prašine

  Karakteristična karakteristika atmosfere Marsa je stalno prisustvo prašine; prema spektralnim mjerenjima, veličina čestica prašine je procijenjena na 1,5 µm. Niska gravitacija dozvoljava čak i razrijeđenim strujanjima zraka da podignu ogromne oblake prašine do visine do 50 km. I vjetrovi, koji su jedna od manifestacija temperaturne razlike, često duvaju po površini planete (naročito u kasno proljeće - rano ljeto na južnoj hemisferi, kada je temperaturna razlika između hemisfera posebno oštra), a njihovi brzina dostiže 100 m/s. Tako nastaju ogromne prašne oluje, koje su dugo opažene u obliku pojedinačnih žutih oblaka, a ponekad i u obliku neprekidnog žutog vela koji prekriva cijelu planetu. Najčešće se prašne oluje javljaju u blizini polarnih kapa, njihovo trajanje može doseći 50-100 dana. Slaba žuta izmaglica u atmosferi se u pravilu uočava nakon velikih prašnih oluja i lako se otkriva fotometrijskim i polarimetrijskim metodama.

  Oluje prašine, koje su bile dobro uočene na slikama snimljenim sa orbitera, pokazalo se da su jedva vidljive kada se fotografišu sa lendera. Prolazak prašnih oluja u mjestima slijetanja ovih svemirske stanice zabilježeno je samo naglom promjenom temperature, tlaka i vrlo blagim zamračenjem opće pozadine neba. Sloj prašine koji se taložio nakon oluje u blizini mjesta iskrcavanja Vikinga iznosio je svega nekoliko mikrometara. Sve to ukazuje na prilično nisku nosivost atmosfere Marsa.

  Od septembra 1971. do januara 1972. na Marsu se dogodila globalna oluja prašine, koja je čak spriječila fotografisanje površine sa sonde Mariner 9. Masa prašine u koloni atmosfere (sa optičkom debljinom od 0,1 do 10) procijenjena u ovom periodu kretala se u rasponu od 7,8⋅10 -5 do 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Dakle, ukupna težina čestica prašine u atmosferi Marsa u periodu globalnih oluja prašine može dostići i do 10 8 - 10 9 tona, što je srazmerno ukupnoj količini prašine u Zemljinoj atmosferi.

  • Aurora je prvi put zabilježena SPICAM UV spektrometrom na brodu Mars Express. Zatim ga je više puta posmatrao aparat MAVEN, na primjer, u martu 2015., a u septembru 2017. mnogo snažniji događaj zabilježio je detektor za procjenu zračenja (RAD) na roveru Curiosity. Analizom podataka sa aparata MAVEN otkrivene su i aurore fundamentalno drugačijeg tipa – difuzne, koje se javljaju na niskim geografskim širinama, u područjima koja nisu vezana za anomalije magnetnog polja i uzrokovana su prodiranjem čestica vrlo velike energije, oko 200 keV, u atmosferu.

    Osim toga, ekstremno ultraljubičasto zračenje Sunca uzrokuje takozvani vlastiti  sjaj atmosfere (eng. airglow).

    Registracija optičkih prelaza tokom aurore i unutrašnjeg sjaja daje važne informacije o sastavu gornje atmosfere, njenoj temperaturi i dinamici. Dakle, proučavanje γ- i δ-opsega emisije dušikovog oksida tokom noćnog perioda pomaže u karakterizaciji cirkulacije između osvijetljenih i neosvijetljenih područja. A registracija zračenja na frekvenciji od 130,4 nm sa sopstvenim sjajem pomogla je da se otkrije prisustvo visokotemperaturnog atomskog kiseonika, što je bio važan korak u razumevanju ponašanja atmosferskih egzosfera i korona uopšte.

    Boja

    Čestice prašine koje ispunjavaju atmosferu Marsa su uglavnom željezni oksid, koji joj daje crvenkasto-narandžastu nijansu.

    Prema mjerenjima, atmosfera ima optičku debljinu od 0,9, što znači da samo 40% upadnog sunčevog zračenja dopire do površine Marsa kroz njegovu atmosferu, a preostalih 60% apsorbira prašina koja visi u zraku. Bez toga, Marsovo nebo bi imalo približno istu boju kao i Zemljino nebo na visini od 35 kilometara. Treba napomenuti da bi se u ovom slučaju ljudsko oko prilagodilo ovim bojama, a balans bijele boje bi se automatski podesio tako da se nebo vidi isto kao i pod zemaljskim svjetlosnim uvjetima.

    Boja neba je vrlo heterogena, a u odsustvu oblaka ili prašnih oluja od relativno svjetla na horizontu, naglo i u gradijentu tamni prema zenitu. U relativno mirnoj sezoni bez vjetra, kada je manje prašine, nebo može biti potpuno crno u zenitu.

    Ipak, zahvaljujući slikama rovera, postalo je poznato da pri zalasku i izlasku sunca oko Sunca nebo postaje plavo. Razlog tome je Rayleighovo rasipanje – svjetlost se raspršuje na čestice plina i boji nebo, ali ako je na marsovskom danu efekat slab i nevidljiv golim okom zbog razrijeđene atmosfere i prašine, tada sunce pri zalasku sunca sija kroz mnogo deblji sloj zraka, zbog čega plava i ljubičasta počinju raspršivati ​​komponente. Isti mehanizam je odgovoran za plavo nebo na Zemlji tokom dana i žuto-narandžasto pri zalasku sunca. [ ]

    Panorama peščanih dina Rocknest, sastavljena od slika sa rovera Curiosity.

    Promjene

    Promjene u gornjim slojevima atmosfere su prilično složene, jer su povezane jedna s drugom i sa slojevima ispod. Atmosferski talasi i plime i oseke koje se šire prema gore mogu imati značajan uticaj na strukturu i dinamiku termosfere i, kao posljedicu, na jonosferu, na primjer, na visinu gornje granice ionosfere. Tokom prašnih oluja u nižim slojevima atmosfere, njegova prozirnost se smanjuje, zagrijava se i širi. Tada se povećava gustina termosfere - može varirati čak i za red veličine - a visina maksimuma koncentracije elektrona može porasti i do 30 km. Promjene u gornjim slojevima atmosfere uzrokovane prašnim olujama mogu biti globalne i zahvatiti područja do 160 km iznad površine planete. Reakcija gornjeg sloja atmosfere na ove pojave traje nekoliko dana, a vraća se u prethodno stanje mnogo duže - nekoliko mjeseci. Još jedna manifestacija odnosa između gornje i donje atmosfere je da vodena para, koja je, kako se ispostavilo, prezasićena nižom atmosferom, može podvrgnuti fotodisocijaciji na lakše H i O komponente, koje povećavaju gustinu egzosfere i intenzitet gubitak vode u atmosferi Marsa. Vanjski faktori koji uzrokuju promjene u gornjim slojevima atmosfere su ekstremno ultraljubičasti i meki x-zrake Sunca, čestice solarnog vjetra, kosmička prašina i veća tijela kao što su meteoriti. Zadatak je kompliciran činjenicom da je njihov utjecaj, po pravilu, nasumičan, a njegov intenzitet i trajanje ne mogu se predvidjeti, štoviše, epizodne pojave su superponirane cikličkim procesima povezanim s promjenama doba dana, godišnjeg doba i sunčeve svjetlosti. ciklus. Trenutno, u najboljem slučaju, postoji akumulirana statistika događaja o dinamici atmosferskih parametara, ali teorijski opis pravilnosti još nije završen. Definitivno je utvrđena direktna proporcionalnost koncentracije čestica plazme u jonosferi i sunčeve aktivnosti. To potvrđuje i činjenica da je slična pravilnost zapravo zabilježena prema rezultatima posmatranja 2007-2009 za Zemljinu jonosferu, uprkos fundamentalnoj razlici u magnetnom polju ovih planeta, koja direktno utiče na jonosferu. I emisije čestica solarna korona, uzrokujući promjenu pritiska sunčevog vjetra, također povlači karakterističnu kompresiju magnetosfere i jonosfere: maksimalna gustina plazme pada na 90 km.

    Dnevne fluktuacije

    Unatoč svojoj razrjeđenosti, atmosfera ipak reaguje na promjene sunčevog toplinskog toka sporije od površine planete. Dakle, u jutarnjem periodu temperatura uveliko varira s visinom: zabilježena je razlika od 20° na visini od 25 cm do 1 m iznad površine planete. Sa izlaskom Sunca, hladan vazduh se zagreva sa površine i diže se u obliku karakterističnog kovitla prema gore, dižući prašinu u vazduh - tako nastaju đavoli prašine. U pripovršinskom sloju (do 500 m visine) postoji temperaturna inverzija. Nakon što se atmosfera već zagrijala do podneva, ovaj efekat se više ne opaža. Maksimum se postiže oko 2 sata popodne. Površina se tada hladi brže od atmosfere i uočava se obrnuti temperaturni gradijent. Pre zalaska sunca, temperatura ponovo opada sa visinom.

    Smjena dana i noći utiče i na gornju atmosferu. Prije svega, jonizacija sunčevim zračenjem prestaje noću, međutim, plazma se nastavlja obnavljati prvi put nakon zalaska sunca zbog fluksa sa dnevne strane, a zatim nastaje uslijed udara elektrona koji se kreću naniže duž magnetskog polja. linije (tzv. upad elektrona) - tada je maksimum uočen na visini od 130-170 km. Zbog toga je gustina elektrona i jona na noćnoj strani mnogo manja i karakteriše je složen profil, koji takođe zavisi od lokalnog magnetnog polja i varira na netrivijalan način, čija pravilnost još nije u potpunosti shvaćena i opisano teorijski. Tokom dana, stanje jonosfere se takođe menja u zavisnosti od zenitnog ugla Sunca.

    godišnji ciklus

    Kao i na Zemlji, i na Marsu dolazi do promjene godišnjih doba zbog nagiba ose rotacije prema ravni orbite, pa zimi polarna kapa raste na sjevernoj hemisferi, a gotovo nestaje na južnoj, a nakon šest mjeseci hemisfere mijenjaju mjesta. Istovremeno, zbog prilično velikog ekscentriciteta orbite planete u perihelu (zimski solsticij na sjevernoj hemisferi), ona prima do 40% više sunčevog zračenja nego u afelu, a na sjevernoj hemisferi zima je kratka i relativno umjereno, a ljeto je dugo, ali prohladno, na jugu, naprotiv, ljeta su kratka i relativno topla, a zime duge i hladne. S tim u vezi, južna kapa zimi raste do polovine udaljenosti između pola i ekvatora, a sjeverna samo do trećine. Kada dođe ljeto na jednom od polova, ugljični dioksid iz odgovarajuće polarne kape isparava i ulazi u atmosferu; vjetrovi ga nose do suprotne kape, gdje se ponovo smrzava. Na taj način dolazi do ciklusa ugljičnog dioksida koji, uz različite veličine polarnih kapa, uzrokuje promjenu pritiska atmosfere Marsa dok kruži oko Sunca. Zbog činjenice da se zimi do 20-30% cjelokupne atmosfere zamrzne u polarnoj kapi, pritisak u odgovarajućem području shodno tome opada.

    Sezonske varijacije (kao i dnevne) također podliježu koncentraciji vodene pare - one su u rasponu od 1-100 mikrona. Dakle, zimi je atmosfera gotovo “suha”. U njemu se u proljeće pojavljuje vodena para, a do sredine ljeta njena količina dostiže maksimum, nakon promjene površinske temperature. Tokom ljetno-jesenjeg perioda, vodena para se postepeno preraspoređuje, a njen maksimalni sadržaj se kreće od sjevernog polarnog područja prema ekvatorijalnim širinama. Istovremeno, ukupni globalni sadržaj pare u atmosferi (prema podacima Viking-1) ostaje približno konstantan i jednak je 1,3 km 3 leda. Maksimalni sadržaj H 2 O (100 μm precipitirane vode, jednak 0,2 vol%) zabilježen je ljeti u tamnom području oko sjeverne preostale polarne kape - u ovo doba godine atmosfera iznad leda polarne kape je obično blizu zasićenja.

    U proljetno-ljetnom periodu na južnoj hemisferi, kada se najaktivnije formiraju prašne oluje, primjećuju se dnevne ili poludnevne atmosferske plime - povećanje tlaka blizu površine i toplinsko širenje atmosfere kao odgovor na njeno zagrijavanje.

    Smjena godišnjih doba utiče i na gornju atmosferu - i neutralnu komponentu (termosfera) i plazmu (jonosfera), a ovaj faktor se mora uzeti u obzir zajedno sa solarnim ciklusom, a to otežava zadatak opisivanja dinamike gornjeg sloja atmosfere. atmosfera.

    Dugoročna promjena

    vidi takođe

    Bilješke

    1. Vilijams, Dejvid R. Mars FactSheet (neodređeno) . Nacionalni centar za svemirske nauke. NASA (1. septembar 2004). Pristupljeno 28. septembra 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a mala zemaljska planeta: [engleski] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, br. 1 (16. decembar). - Str. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
    3. Atmosfera Marsa (neodređeno) . UNIVERZUM-PLANET // PORTAL U DRUGU DIMENZIJU
    4. Mars je crvena zvezda. Opis područja. Atmosfera i klima (neodređeno) . galspace.ru - Projekat istraživanja solarnog sistema. Pristupljeno 29. septembra 2017.
    5. (engleski) Out of Thin Martian Air Astrobiology Magazine, Michael Schirber, 22. avgust 2011.
    6. Maxim Zabolotsky. Opće informacije o atmosferi Mars (neodređeno) . spacegid.com(21.09.2013). Pristupljeno 20. oktobra 2017.
    7. Mars Pathfinder - Nauka  Rezultati - Atmosferska i Meteorološka osobine (neodređeno) . nasa.gov. Pristupljeno 20. aprila 2017.
    8. J. L. Fox, A. Dalgarno. Jonizacija, luminoznost i zagrijavanje gornje atmosfere Marsa: [engleski] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, br. A12 (1. decembar). - S. 7315–7333. -

Danas ne samo pisci naučne fantastike u svojim pričama, već i pravi naučnici, biznismeni i političari govore o letovima na Mars i njegovoj mogućoj kolonizaciji. Sonde i roveri dali su odgovore o karakteristikama geologije. Međutim, za misije s ljudskom posadom treba saznati ima li Mars atmosferu i kakva je njegova struktura.

Opće informacije

Mars ima svoju atmosferu, ali je samo 1% Zemljine. Kao i Venera, pretežno je ugljični dioksid, ali opet, mnogo rjeđi. Relativno gust sloj je 100 km (za poređenje, Zemlja ima 500-1000 km, prema različitim procjenama). Zbog toga nema zaštite od sunčevog zračenja, a temperaturni režim praktički nije reguliran. Na Marsu nema vazduha u uobičajenom smislu.

Naučnici su utvrdili tačan sastav:

• Ugljični dioksid - 96%.
• Argon - 2,1%.
• Azot - 1,9%.

Metan je otkriven 2003. Otkriće je podstaklo interesovanje za Crvenu planetu, a mnoge zemlje su pokrenule istraživačke programe koji su doveli do priče o bekstvu i kolonizaciji.

Zbog male gustine, temperaturni režim nije regulisan, pa su razlike u prosjeku 100 0 C. Danju se uspostavljaju prilično ugodni uslovi od +30 0 C, a noću površinska temperatura pada na -80 0 S. Pritisak je 0,6 kPa (1/110 od indikatora zemlje). Na našoj planeti slični uslovi se nalaze na nadmorskoj visini od 35 km. To je glavna opasnost za osobu bez zaštite - neće ga ubiti temperatura ili plinovi, već pritisak.

Na površini uvijek ima prašine. Zbog niske gravitacije oblaci se dižu do 50 km. Snažni padovi temperature dovode do pojave vjetrova sa udarima do 100 m/s, pa su prašne oluje na Marsu česte. Ne predstavljaju ozbiljnu prijetnju zbog male koncentracije čestica u zračnim masama.

Koji su slojevi atmosfere Marsa?

Sila gravitacije je manja od Zemljine, tako da atmosfera Marsa nije tako jasno podijeljena na slojeve u smislu gustine i pritiska. Homogeni sastav se čuva do oznake od 11 km, a zatim se atmosfera počinje razdvajati na slojeve. Iznad 100 km gustoća se smanjuje na minimalne vrijednosti.

• Troposfera - do 20 km.
• Stratomezosfera - do 100 km.
• Termosfera - do 200 km.
• Ionosfera - do 500 km.

U gornjim slojevima atmosfere nalaze se laki gasovi - vodonik, ugljenik. Kiseonik se akumulira u ovim slojevima. Pojedinačne čestice atomskog vodonika šire se na udaljenosti do 20.000 km, formirajući vodikovu koronu. Ne postoji jasno razdvajanje između ekstremnih regiona i svemira.

gornju atmosferu

Na oznaci više od 20-30 km, termosfera se nalazi - gornje regije. Kompozicija ostaje stabilna do visine od 200 km. Evo ga visokog sadržaja atomski kiseonik. Temperatura je prilično niska - do 200-300 K (od -70 do -200 0 C). Sljedeća dolazi ionosfera, u kojoj ioni reagiraju s neutralnim elementima.

niža atmosfera

Ovisno o godišnjem dobu, granica ovog sloja se mijenja i ova zona se naziva tropopauza. Dalje se proteže stratomezosfera, čija je prosječna temperatura -133 0 C. Na Zemlji se ovdje nalazi ozon koji štiti od kosmičkog zračenja. Na Marsu se akumulira na visini od 50-60 km i tada je praktički odsutan.

Kompozicija atmosfere

Zemljina atmosfera se sastoji od dušika (78%) i kisika (20%), u malim količinama su prisutni argon, ugljični dioksid, metan itd. Takvi uslovi se smatraju optimalnim za nastanak života. Sastav vazduha na Marsu je veoma različit. Glavni element atmosfere Marsa je ugljični dioksid - oko 95%. Azot čini 3%, a argon 1,6%. Ukupno kiseonik - ne više od 0,14%.

Ova kompozicija je nastala zbog slabe privlačnosti Crvene planete. Najstabilniji je bio teški ugljični dioksid, koji se konstantno obnavlja kao rezultat vulkanske aktivnosti. Laki plinovi se raspršuju u svemiru zbog niske gravitacije i odsustva magnetnog polja. Dušik se drži gravitacijom kao dvoatomski molekul, ali se pod uticajem radijacije cepa i u obliku pojedinačnih atoma leti u svemir.

Slična je situacija i s kisikom, ali u gornjim slojevima reagira s ugljikom i vodikom. Međutim, naučnici ne razumiju u potpunosti karakteristike reakcija. Prema proračunima, broj ugljen monoksid Trebalo bi biti više CO, ali na kraju se oksidira u ugljični dioksid CO2 i tone na površinu. Zasebno, molekularni kisik O2 nastaje tek nakon kemijske razgradnje ugljičnog dioksida i vode u gornjim slojevima pod utjecajem fotona. Odnosi se na supstance koje se ne kondenzuju na Marsu.

Naučnici veruju da je pre milionima godina količina kiseonika bila uporediva sa zemaljskom - 15-20%. Još se ne zna tačno zašto su se uslovi promenili. Međutim, pojedinačni atomi se ne isparavaju tako aktivno, a zbog veće težine čak se i akumuliraju. U određenoj mjeri se uočava obrnuti proces.

Ostali važni elementi:

• Ozon je praktički odsutan, postoji jedno područje akumulacije 30-60 km od površine.
• Sadržaj vode je 100-200 puta manji nego u najsušnijem dijelu Zemlje.
• Metan - zapažaju se emisije nepoznate prirode i do sada supstanca o kojoj se najviše raspravljalo za Mars.

Metan na Zemlji pripada biogenim supstancama, stoga se potencijalno može povezati s organskom tvari. Priroda izgleda i brzog uništenja još nije objašnjena, pa naučnici traže odgovore na ova pitanja.

Šta se desilo sa atmosferom Marsa u prošlosti?

Tokom miliona godina postojanja planete, atmosfera se mijenja u sastavu i strukturi. Kao rezultat istraživanja, pojavili su se dokazi da su tečni oceani postojali na površini u prošlosti. Međutim, sada voda ostaje u malim količinama u obliku pare ili leda.

Razlozi nestanka tečnosti:

• Nizak atmosferski pritisak nije u stanju da zadrži vodu u tečnom stanju dugo vremena, kao što se to dešava na Zemlji.
• Gravitacija nije dovoljno jaka da zadrži oblake pare.
• Zbog odsustva magnetnog polja, materiju odnose čestice sunčevog vjetra u svemir.
• Uz značajne temperaturne fluktuacije, voda se može skladištiti samo u čvrstom stanju.

Drugim riječima, atmosfera Marsa nije dovoljno gusta da zadrži vodu kao tekućinu, a mala sila gravitacije nije u stanju zadržati vodonik i kisik.
Prema mišljenju stručnjaka, povoljni uslovi za život na Crvenoj planeti mogli su se formirati prije oko 4 milijarde godina. Možda je u to vrijeme bilo života.

Zovu se sljedeći uzroci uništenja:

• Nedostatak zaštite od sunčevog zračenja i postepeno iscrpljivanje atmosfere tokom miliona godina.
• Udar meteoritom ili drugim svemirsko tijelo koji je momentalno uništio atmosferu.

Prvi razlog je trenutno vjerojatniji, jer još nisu pronađeni tragovi globalne katastrofe. Do sličnih zaključaka došlo je zahvaljujući studiji autonomne stanice Curiosity. Rover je utvrdio tačan sastav vazduha.

Drevna atmosfera Marsa sadržavala je mnogo kiseonika

Danas naučnici malo sumnjaju da je nekada na Crvenoj planeti bilo vode. Na brojnim pogledima na obrise okeana. Vizuelna zapažanja su podržana posebnim studijama. Roveri su uzimali uzorke tla u dolinama nekadašnjih mora i rijeka, a hemijski sastav je potvrdio početne pretpostavke.

U trenutnim uslovima, svaka tečna voda na površini planete će trenutno ispariti jer je pritisak prenizak. Međutim, ako su u drevnim vremenima postojali okeani i jezera, onda su uslovi bili drugačiji. Jedna od pretpostavki je drugačiji sastav sa frakcijom kiseonika reda 15-20%, kao i povećanim udelom azota i argona. U ovom obliku, Mars postaje gotovo identičan našoj matičnoj planeti – sa tekućom vodom, kiseonikom i dušikom.

Drugi naučnici sugerišu postojanje punopravnog magnetnog polja koje može zaštititi od sunčevog vjetra. Njegova snaga je uporediva sa zemljom, a to je još jedan faktor koji govori u prilog postojanja uslova za nastanak i razvoj života.

Uzroci iscrpljivanja atmosfere

Vrhunac razvoja pada na Hesperovu eru (prije 3,5-2,5 milijardi godina). Na ravnici se nalazio slani okean uporediv po veličini sa Arktičkim okeanom. Temperatura površine dostigla je 40-50 0 C, a pritisak oko 1 atm. Postoji velika vjerovatnoća postojanja živih organizama u tom periodu. Međutim, period "prosperiteta" nije bio dovoljno dug da nastane složen i još inteligentniji život.

Jedan od glavnih razloga je mala veličina planete. Mars je manji od Zemlje, pa su gravitacija i magnetno polje slabiji. Kao rezultat toga, solarni vjetar je aktivno izbacio čestice i doslovno odsjekao ljusku sloj po sloj. Sastav atmosfere počeo se mijenjati nakon 1 milijarde godina, nakon čega klimatska promjena postala katastrofalna. Smanjenje pritiska dovelo je do isparavanja tečnosti i pada temperature.

Kada govorimo o klimatskim promjenama, tužno odmahujemo glavom – o, koliko se naša planeta promijenila tokom godina. novije vrijeme koliko je zagađena njena atmosfera... Međutim, ako želimo da vidimo pravi primer koliko klimatske promene mogu biti fatalne, onda ćemo to morati da tražimo ne na Zemlji, već šire. Mars je veoma pogodan za ovu ulogu.

Ono što je ovdje bilo prije milionima godina ne može se porediti sa današnjom slikom. Danas je Mars gorka hladnoća na površini, nizak pritisak, vrlo tanka i razrijeđena atmosfera. Pred nama je samo blijeda sjena nekadašnjeg svijeta, čija površinska temperatura nije bila mnogo niža od sadašnje temperature na Zemlji, a rijeke punog toka jurile su kroz ravnice i klisure. Možda je ovde čak bilo i organskog života, ko zna? Sve ovo je prošlost.

Od čega je napravljena atmosfera Marsa?

Sada čak odbacuje mogućnost da ovdje žive živa bića. Marsovsko vrijeme oblikuju mnogi faktori, uključujući ciklični rast i otapanje ledenih kapa, atmosfersku vodenu paru i sezonske oluje prašine. Ponekad džinovske oluje prašine prekrivaju cijelu planetu odjednom i mogu trajati mjesecima, pretvarajući nebo u tamnocrvenu boju.

Atmosfera Marsa je oko 100 puta tanja od Zemljine i sadrži 95 posto ugljičnog dioksida. Tačan sastav atmosfere Marsa je:

• Ugljen dioksid: 95,32%
• Azot: 2,7%
• Argon: 1,6%
• Kiseonik: 0,13%
• Ugljen monoksid: 0,08%

Osim toga, u malim količinama postoje: voda, dušikovi oksidi, neon, teški vodonik, kripton i ksenon.

Kako je nastala atmosfera Marsa? Baš kao na Zemlji - kao rezultat otplinjavanja - oslobađanje gasova iz utrobe planete. Međutim, sila gravitacije na Marsu je mnogo manja nego na Zemlji, pa većina gasova izlazi u svetski prostor, a samo mali deo njih je u stanju da se zadrži oko planete.

Šta se desilo sa atmosferom Marsa u prošlosti?

U zoru postojanja Sunčevog sistema, odnosno prije 4,5-3,5 milijardi godina, Mars je imao dovoljno gustu atmosferu, zbog koje je voda na njegovoj površini mogla biti u tečnom obliku. Orbitalne fotografije pokazuju konture ogromnih riječnih dolina, obrise drevni okean na površini crvene planete, a roveri su više puta pronalazili uzorke hemijska jedinjenja, koji nam dokazuju da oči ne lažu - svi ovi reljefni detalji poznati ljudskom oku na Marsu nastali su u istim uslovima kao i na Zemlji.

Nije bilo sumnje da je na Marsu bilo vode, tu nema pitanja. Pitanje je samo zašto je na kraju nestala?

Glavna teorija u ovom pogledu izgleda otprilike ovako: jednom davno, Mars je efektivno odražavao sunčevo zračenje, međutim, s vremenom je počeo da slabi i prije oko 3,5 milijardi godina je praktično nestao (odvojeni lokalni centri magnetnog polja, a po snazi ​​prilično uporedivi sa zemaljskim, i sada su na Marsu). Pošto je veličina Marsa skoro upola manja od Zemlje, njegova gravitacija je mnogo slabija od one naše planete. Kombinacija ova dva faktora (gubitak magnetnog polja i slaba gravitacija) dovela je do toga. da je solarni vetar počeo da "izbacuje" lake molekule iz atmosfere planete, postepeno je stanjivajući. Tako se za nekoliko miliona godina Mars pretvorio u ulogu jabuke, sa koje je nožem pažljivo isečena koža.

Oslabljeno magnetsko polje više nije moglo efikasno da se "ugasi" kosmičko zračenje, a sunce se iz izvora života pretvorilo u ubicu za Mars. I razređena atmosfera više nije mogla da zadržava toplotu, pa je temperatura na površini planete pala na prosečnu vrednost od -60 stepeni Celzijusa, samo u letnjem danu na ekvatoru, dostigavši ​​+20 stepeni.

Iako je atmosfera Marsa sada oko 100 puta tanja od Zemljine, i dalje je dovoljno gusta da se na crvenoj planeti aktivno odvijaju procesi formiranja vremena, padavine su padale, nastajali oblaci i vjetrovi.

"Dust Devil" - mali tornado na površini Marsa, fotografisan sa orbite planete

Radijacija, prašne oluje i druge karakteristike Marsa

Radijacija blizu površine planete je opasno, međutim, prema NASA-inim podacima dobijenim prikupljanjem analiza rovera Curiosity, proizlazi da čak i za period od 500 dana boravka na Marsu (+360 dana na putu) astronauti (uključujući zaštitnu opremu) primili bi "dozu" zračenja jednaku 1 sivertu (~100 rendgena). Ova doza je opasna, ali sigurno neće ubiti odraslu osobu "na licu mjesta". Vjeruje se da 1 sivert primljenog zračenja povećava rizik astronauta od razvoja raka za 5%. Prema naučnicima, zarad nauke možete ići u velike nevolje, posebno prvi korak do Marsa, čak i ako obećava zdravstvene probleme u budućnosti... Ovo je svakako korak u besmrtnost!

Na površini Marsa sezonski bjesne stotine prašinastih đavola (tornada) koji podižu prašinu od željeznih oksida (rđe, na jednostavan način) u atmosferu koja obilno prekriva marsovsku pustoš. Marsova prašina je veoma fina, što, u kombinaciji sa niskom gravitacijom, dovodi do toga da je u atmosferi uvek prisutna značajna količina, dostižući posebno visoke koncentracije u jesen i zimu na severnoj hemisferi, a u proleće i leto na severnoj hemisferi. južne hemisfere planete.

Oluje prašine na Marsu- najveći u Sunčevom sistemu, sposoban da pokrije cijelu površinu planete i ponekad traje mjesecima. Glavne sezone oluja prašine na Marsu su proljeće i ljeto.

Mehanizam tako moćnih vremenskih pojava nije u potpunosti shvaćen, ali se s velikim stepenom vjerovatnoće objašnjava sljedećom teorijom: kada veliki brojčestice prašine dižu se u atmosferu, što dovodi do njenog oštrog zagrijavanja do velike visine. Tople mase gasova jure prema hladnim predelima planete, stvarajući vetar. Marsova prašina, kao što je već napomenuto, vrlo je lagana, pa jak vjetar podiže još više prašine na vrh, što zauzvrat još više zagrijava atmosferu i stvara još više jaki vjetrovi, koji zauzvrat dižu još više prašine ... i tako dalje!

Na Marsu nema kiše, a odakle mogu doći po hladnoći na -60 stepeni? Ali ponekad pada snijeg. Istina, takav snijeg se ne sastoji od vode, već od kristala ugljičnog dioksida, a svojstva su mu više poput magle nego snijega („pahulje“ su premale), ali budite sigurni da je ovo pravi snijeg! Samo sa lokalnim specifičnostima.

Općenito, "snijeg" ide gotovo cijelom teritorijom Marsa, a ovaj proces je cikličan - noću se ugljični dioksid smrzava i pretvara u kristale, padaju na površinu, a danju se otapa i ponovo vraća u atmosferu. Međutim, na sjeveru južni polovi planete, zimi vlada mraz do -125 stepeni, pa, nakon što je jednom ispao u obliku kristala, gas više ne isparava, i leži u sloju do proljeća. S obzirom na veličinu snježnih kapa na Marsu, da li je potrebno reći da zimi koncentracija ugljičnog dioksida u atmosferi pada za desetine posto? Atmosfera postaje još razrijeđena, a kao rezultat zadržava još manje topline... Mars tone u zimu.

Glavne karakteristike Marsa

© Vladimir Kalanov,
web stranica"Znanje je moć".

Atmosfera Marsa

Sastav i drugi parametri atmosfere Marsa do sada su prilično precizno određeni. Atmosfera Marsa se sastoji od ugljen-dioksida (96%), azota (2,7%) i argona (1,6%). Kiseonik je prisutan u zanemarljivim količinama (0,13%). Vodena para je predstavljena u tragovima (0,03%). Pritisak na površini je samo 0,006 (šest hiljaditih) pritiska na površini Zemlje. Marsovski oblaci se sastoje od vodene pare i ugljičnog dioksida i izgledaju nešto poput cirusnih oblaka iznad Zemlje.

Boja Marsovog neba je crvenkasta zbog prisustva prašine u vazduhu. Izuzetno razrijeđen zrak slabo prenosi toplinu, pa postoji velika temperaturna razlika u različitim dijelovima planete.

Uprkos razrijeđenosti atmosfere, njeni donji slojevi predstavljaju prilično ozbiljnu prepreku za svemirske letjelice. Dakle, konusne zaštitne školjke vozila za spuštanje "Mariner-9"(1971) tokom prolaska atmosfere Marsa iz njenih najviših slojeva do udaljenosti od 5 km od površine planete, zagrijani su na temperaturu od 1500 °C. Marsova jonosfera se prostire od 110 do 130 km iznad površine planete.

O kretanju Marsa

Mars se sa Zemlje može videti golim okom. Njegova prividna zvezdana magnituda dostiže -2,9 m (u svom najbližem približavanju Zemlji), druga po sjaju posle Venere, Meseca i Sunca, ali je većinu vremena Jupiter svetliji od Marsa za zemaljskog posmatrača. Mars se kreće oko Sunca po eliptičnoj orbiti, zatim se udaljava od zvijezde na 249,1 milion km, a zatim joj se približava na udaljenosti od 206,7 miliona km.

Ako pažljivo posmatrate kretanje Marsa, možete videti da se tokom godine menja smer njegovog kretanja po nebu. Usput, drevni posmatrači su to primijetili. U određenom trenutku, čini se da se Mars kreće u suprotnom smjeru. Ali ovo kretanje je vidljivo samo sa Zemlje. Mars, naravno, ne može izvršiti nikakvo obrnuto kretanje u svojoj orbiti. A privid obrnutog kretanja nastaje jer je orbita Marsa u odnosu na orbitu Zemlje vanjska, i prosječna brzina orbita oko Sunca je veća za Zemlju (29,79 km/s) nego za Mars (24,1 km/s). U trenutku kada Zemlja počinje da prestiže Mars u njegovom kretanju oko Sunca, a čini se da je Mars započeo obrnuto ili, kako to astronomi zovu, retrogradno kretanje. Dijagram obrnutog (retrogradnog) kretanja dobro ilustruje ovaj fenomen.

Glavne karakteristike Marsa

Naziv parametara	Kvantitativni pokazatelji
Prosječna udaljenost do Sunca	227,9 miliona km
Minimalna udaljenost do Sunca	206,7 miliona km
Maksimalna udaljenost do Sunca	249,1 milion km
Prečnik ekvatora	6786 km (Mars je skoro upola manji od Zemlje - njegov ekvatorijalni prečnik je ~ 53% Zemljinog)
Prosječna orbitalna brzina oko Sunca	24,1 km/s
Period rotacije oko sopstvene ose (Siderealni ekvatorijalni period rotacije)	24h 37 min 22.6 s
Period okretanja oko sunca	687 dana
Poznati prirodni sateliti	2
Masa (Zemlja = 1)	0,108 (6,418 × 10 23 kg)
Volumen (Zemlja = 1)	0,15
Prosječna gustina	3,9 g/cm³
Prosječna temperatura površine	minus 50°C (temperaturna razlika je od -153°C na polu zimi i do +20°C na ekvatoru u podne)
Axis Tilt	25°11"
Orbitalni nagib u odnosu na ekliptiku	1°9"
Površinski pritisak (Zemlja = 1)	0,006
Kompozicija atmosfere	CO 2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O 2 - 0,13%, H 2 O (pare) - 0,03%
Ubrzanje slobodnog pada na ekvatoru	3.711 m/s² (0.378 Zemlja)
parabolična brzina	5,0 km/s (za Zemlju 11,2 km/s)

Tabela pokazuje s kojom se visokom preciznošću određuju glavni parametri planete Mars. To nije iznenađujuće, s obzirom da se astronomska posmatranja i istraživanja sada koriste najsavremenijim naučne metode i visoko preciznu opremu. Ali sa sasvim drugačijim osećajem, mi se odnosimo prema takvim činjenicama iz istorije nauke, kada su naučnici prošlih vekova, koji često nisu imali na raspolaganju nikakve astronomske instrumente, osim najjednostavnijih teleskopa sa malim porastom (maksimalno 15-20 puta). ), izvršio je tačne astronomske proračune i čak otkrio zakone kretanja nebeskih tijela.

Na primjer, podsjetimo da je talijanski astronom Giandomenico Cassini već 1666. (!) odredio vrijeme rotacije planete Mars oko svoje ose. Njegovi proračuni su dali rezultat od 24 sata i 40 minuta. Uporedite ovaj rezultat sa periodom rotacije Marsa oko svoje ose, utvrđenim uz pomoć savremenih tehničkih sredstava (24 sata 37 minuta 23 sekunde). Da li su naši komentari potrebni ovdje?

Ili takav primjer. u samom početkom XVII stoljeća, otkrio je zakone kretanja planeta, ne posjedujući ni precizne astronomske instrumente ni matematički aparat za izračunavanje površina takvih geometrijski oblici poput elipse i ovala. Pateći od vizuelnog defekta, napravio je najpreciznija astronomska mjerenja.

Slični primjeri pokazuju veliki značaj aktivnost i entuzijazam u nauci, kao i odanost stvari kojoj čovjek služi.

© Vladimir Kalanov,
"Znanje je moć"

Dragi posjetitelji!

Vaš rad je onemogućen JavaScript. Molimo uključite skripte u pretraživaču i vidjet ćete punu funkcionalnost stranice!

Mars je četvrta planeta od Sunca i posljednja planeta zemaljska grupa. Kao i ostale planete Solarni sistem(ne računajući Zemlju) je nazvana po mitološkoj ličnosti - rimskom bogu rata. Pored zvaničnog imena, Mars se ponekad naziva i Crvenom planetom, što se odnosi na smeđe-crvenu boju njegove površine. Uz sve ovo, Mars je druga najmanja planeta u Sunčevom sistemu nakon.

Veći deo devetnaestog veka smatralo se da život postoji na Marsu. Razlog za ovo vjerovanje dijelom leži u zabludi, a dijelom u ljudskoj mašti. Godine 1877., astronom Giovanni Schiaparelli je bio u mogućnosti da posmatra ono što je mislio da su prave linije na površini Marsa. Kao i drugi astronomi, kada je primetio ove pruge, sugerisao je da je takva direktnost povezana sa postojanjem na planeti inteligentni život. Verzija popularna u to vrijeme o prirodi ovih linija bila je pretpostavka da se radi o kanalima za navodnjavanje. Međutim, razvojem snažnijih teleskopa početkom dvadesetog stoljeća, astronomi su mogli jasnije vidjeti površinu Marsa i utvrditi da su ove prave linije samo optička iluzija. Kao rezultat toga, sve ranije pretpostavke o životu na Marsu ostale su bez dokaza.

Većina naučne fantastike napisane tokom dvadesetog veka bila je direktna posledica verovanja da na Marsu postoji život. Od malih zelenih ljudi do visokih osvajača sa laserom, Marsovci su bili u fokusu mnogih televizijskih i radijskih programa, stripova, filmova i romana.

Uprkos činjenici da se otkriće života na Marsu u osamnaestom veku pokazalo lažnim kao rezultat toga, Mars je za naučnu zajednicu ostao planeta sa najviše života (osim Zemlje) u Sunčevom sistemu. Naredne planetarne misije su bez sumnje bile posvećene potrazi za bilo kojim oblikom života na Marsu. Tako je misija pod nazivom Viking, izvedena 1970-ih, izvela eksperimente na tlu Marsa u nadi da će na njemu pronaći mikroorganizme. U to vrijeme se vjerovalo da formiranje jedinjenja tokom eksperimenata može biti rezultat bioloških agenasa, ali je kasnije otkriveno da jedinjenja hemijski elementi mogu nastati bez bioloških procesa.

Međutim, ni ovi podaci nisu lišili nade naučnicima. Ne nalazeći znakove života na površini Marsa, sugerirali su da bi svi potrebni uslovi mogli postojati ispod površine planete. Ova verzija je i danas aktuelna. U najmanju ruku, takve planetarne misije sadašnjosti kao što su ExoMars i Mars Science uključuju provjeru svih opcije postojanje života na Marsu u prošlosti ili sadašnjosti, na površini i ispod njega.

Atmosfera Marsa

Sastav atmosfere Marsa je veoma sličan atmosferi, jednoj od najmanje gostoljubivih atmosfera u čitavom Sunčevom sistemu. Glavna komponenta u oba okruženja je ugljen-dioksid (95% za Mars, 97% za Veneru), ali postoji velika razlika - na Marsu nema efekta staklene bašte, pa temperatura na planeti ne prelazi 20°C, u kontrast na 480°C na površini Venere. Tako ogromna razlika je zbog različite gustine atmosfere ovih planeta. Uz uporedivu gustinu, atmosfera Venere je izuzetno gusta, dok Mars ima prilično tanak atmosferski sloj. Jednostavno rečeno, kada bi debljina atmosfere Marsa bila značajnija, onda bi ličila na Veneru.

Osim toga, Mars ima vrlo rijetku atmosferu - atmosferski pritisak je samo oko 1% pritiska na. Ovo je ekvivalentno pritisku od 35 kilometara iznad površine Zemlje.

Jedan od najranijih pravaca u proučavanju atmosfere Marsa je njen uticaj na prisustvo vode na površini. Uprkos činjenici da polarne kape sadrže vodu u čvrstom stanju, a vazduh sadrži vodenu paru koja nastaje kao rezultat mraza i niskog pritiska, danas sva istraživanja ukazuju da „slaba“ atmosfera Marsa ne pogoduje postojanju vode u tečno stanje na površini planete.

Međutim, oslanjajući se na najnovije podatke iz misija na Marsu, naučnici su uvjereni da tečna voda postoji na Marsu i da je jedan metar ispod površine planete.

Voda na Marsu: spekulacije / wikipedia.org

Međutim, uprkos tankom atmosferskom sloju, Mars ima sasvim prihvatljive vremenske uslove za zemaljske standarde. Većina ekstremne forme ovo vrijeme su vjetrovi, prašne oluje, mrazevi i magle. Kao rezultat takve vremenske aktivnosti, uočeni su značajni tragovi erozije u nekim područjima Crvene planete.

Još jedna zanimljiva tačka o atmosferi Marsa je da, prema nekoliko modernih naučno istraživanje, u dalekoj prošlosti, bio je dovoljno gust za postojanje okeana na površini planete iz vode u tečnom stanju. Međutim, prema istim studijama, atmosfera Marsa je dramatično promijenjena. Vodeća verzija takve promjene u ovom trenutku je hipoteza o sudaru planete s drugim dovoljno voluminoznim kosmičkim tijelom, što je dovelo do gubitka većeg dijela Marsove atmosfere.

Površina Marsa ima dvije značajne karakteristike, koje su, zanimljivom koincidencijom, povezane s razlikama u hemisferama planete. Činjenica je da sjeverna hemisfera ima prilično gladak reljef i samo nekoliko kratera, dok je južna hemisfera bukvalno prošarana brdima i kraterima različitih veličina. Pored topografskih razlika koje ukazuju na razliku u reljefu hemisfera, postoje i geološke - studije pokazuju da su područja na sjevernoj hemisferi mnogo aktivnija nego na južnoj.

Na površini Marsa nalazi se najveći do sada poznati vulkan - Olympus Mons (Mount Olympus) i najveći poznati kanjon - Mariner (Mariner Valley). Ništa grandioznije još nije pronađeno u Sunčevom sistemu. Visina planine Olimp je 25 kilometara (ovo je tri puta više od Everesta, najviše visoka planina na Zemlji), a prečnik baze je 600 kilometara. Dolina Mariner duga je 4.000 kilometara, široka 200 kilometara i duboka skoro 7 kilometara.

Do danas, najznačajnije otkriće u vezi s površinom Marsa bilo je otkriće kanala. Karakteristika ovih kanala je da su oni, prema stručnjacima NASA-e, nastali tekućom vodom, te su stoga najpouzdaniji dokaz za teoriju da je u dalekoj prošlosti površina Marsa umnogome podsjećala na Zemljinu.

Najpoznatija peridolija povezana sa površinom Crvene planete je takozvano "Lice na Marsu". Reljef je zaista ličio na ljudsko lice kada je svemirska letjelica Viking I 1976. snimila prvu sliku određenog područja. Mnogi ljudi u to vrijeme smatrali su ovu sliku pravim dokazom da na Marsu postoji inteligentni život. Naknadni snimci su pokazali da je ovo samo igra rasvjete i ljudske fantazije.

Kao i druge zemaljske planete, u unutrašnjosti Marsa razlikuju se tri sloja: kora, plašt i jezgro.
Iako tačna mjerenja još nisu napravljena, naučnici su dali određena predviđanja o debljini marsove kore na osnovu podataka o dubini doline Mariner. Duboki, ogromni sistem doline, koji se nalazi na južnoj hemisferi, ne bi mogao postojati da kora Marsa nije mnogo deblja od zemlje. Preliminarne procjene pokazuju da je debljina marsove kore na sjevernoj hemisferi oko 35 kilometara i oko 80 kilometara na južnoj.

Dosta istraživanja je posvećeno jezgru Marsa, posebno kako bi se otkrilo da li je čvrsta ili tečna. Neke teorije su ukazivale na odsustvo dovoljno jakog magnetnog polja kao znaka čvrstog jezgra. Međutim, u posljednjoj deceniji, hipoteza da je jezgro Marsa tečno, barem djelomično, postaje sve popularnija. Na to ukazuje otkriće magnetiziranih stijena na površini planete, što može biti znak da Mars ima ili je imao tečno jezgro.

Orbita i rotacija

Marsova orbita je značajna iz tri razloga. Prvo, njegov ekscentricitet je drugi po veličini od svih planeta, jedino je Merkur manji. U ovoj eliptičnoj orbiti, Marsov perihel je 2,07 x 108 kilometara, mnogo dalje od njegovog afela, 2,49 x 108 kilometara.

Drugo, naučni dokazi ukazuju na to visok stepen ekscentricitet je bio daleko od uvijek prisutan, i, možda, bio je manji od Zemljinog u nekom trenutku u istoriji postojanja Marsa. Razlog za ovu promjenu naučnici nazivaju gravitacijske sile susjednih planeta koje utiču na Mars.

Treće, od svih zemaljskih planeta, Mars je jedina na kojoj godina traje duže nego na Zemlji. Naravno, to je povezano s njegovom orbitalnom udaljenosti od Sunca. Jedna godina na Marsu jednaka je skoro 686 zemaljskih dana. Dan na Marsu traje otprilike 24 sata i 40 minuta, što je vrijeme potrebno planeti da izvrši jednu potpunu revoluciju oko svoje ose.

Još jedna značajna sličnost između planete i Zemlje je njen aksijalni nagib, koji iznosi približno 25°. Ova karakteristika ukazuje da godišnja doba na Crvenoj planeti slijede jedna drugu na potpuno isti način kao na Zemlji. Međutim, hemisfere Marsa doživljavaju potpuno različite temperaturne režime za svako godišnje doba, različite od onih na Zemlji. Ovo je opet zbog mnogo većeg ekscentriciteta orbite planete.

SpaceX i planira kolonizirati Mars

Dakle, znamo da SpaceX želi poslati ljude na Mars 2024. godine, ali njihova prva misija na Marsu bit će lansiranje kapsule Red Dragon 2018. godine. Koje korake će kompanija preduzeti da postigne ovaj cilj?

• 2018 godina. Lansiranje svemirske sonde Red Dragon radi demonstracije tehnologije. Cilj misije je doći do Marsa i napraviti neka istraživanja na mjestu slijetanja u malom obimu. Moguće zalihe Dodatne informacije za NASA-u ili svemirske agencije drugih država.
• 2020 lansirati svemirski brod Mars Colonial Transporter MCT1 (bespilotni). Svrha misije je slanje tereta i vraćanje uzoraka. Velike demonstracije tehnologije za stanovanje, održavanje života, energiju.
• 2022 Lansiranje svemirske letjelice Mars Colonial Transporter MCT2 (bespilotna). Druga iteracija MCT-a. U ovom trenutku, MCT1 će se vratiti na Zemlju, noseći uzorke sa Marsa. MCT2 isporučuje opremu za prvi let s posadom. MCT2 brod će biti spreman za lansiranje čim posada stigne na Crvenu planetu za 2 godine. U slučaju nevolje (kao u filmu "Marsovac"), tim će moći da ga iskoristi da napusti planetu.
• 2024 Treća iteracija Mars Colonial Transporter MCT3 i prvi let s posadom. Tada će sve tehnologije dokazati svoje performanse, MCT1 će putovati do Marsa i nazad, a MCT2 je spreman i testiran na Marsu.

Mars je četvrta planeta od Sunca i posljednja od zemaljskih planeta. Udaljenost od Sunca je oko 227.940.000 kilometara.

Planeta je dobila ime po Marsu, rimskom bogu rata. Starim Grcima je bio poznat kao Ares. Vjeruje se da je Mars dobio takvu asocijaciju zbog krvavocrvene boje planete. Zbog svoje boje, planeta je bila poznata i drugim drevnim kulturama. Prvi kineski astronomi nazvali su Mars "Ognjenom zvijezdom", a drevni egipatski sveštenici su ga označili kao "Her Desher", što znači "crveni".

Kopnena masa na Marsu je veoma slična onoj na Zemlji. Uprkos činjenici da Mars zauzima samo 15% zapremine i 10% mase Zemlje, on ima kopnenu masu uporedivu sa našom planetom kao rezultat činjenice da voda pokriva oko 70% Zemljine površine. Istovremeno, površinska gravitacija Marsa iznosi oko 37% gravitacije na Zemlji. To znači da teoretski možete skočiti tri puta više na Marsu nego na Zemlji.

Samo 16 od 39 misija na Mars je bilo uspješno. Od misije Mars 1960A koja je lansirana u SSSR-u 1960. godine, na Mars je poslano ukupno 39 orbitera i rovera za spuštanje, ali je samo 16 od ovih misija bilo uspješno. Godine 2016. lansirana je sonda u sklopu rusko-evropske misije ExoMars, čiji će glavni ciljevi biti traženje znakova života na Marsu, proučavanje površine i topografije planete i mapiranje potencijalnih opasnosti od okruženje za buduće misije s ljudskom posadom na Mars.

Krhotine sa Marsa pronađene su na Zemlji. Vjeruje se da su tragovi neke atmosfere Marsa pronađeni u meteoritima koji su se odbili od planete. Nakon što su napustili Mars, ovi meteoriti su dugo, milionima godina, letjeli oko Sunčevog sistema među drugim objektima i svemirski otpad, ali su bili zarobljeni gravitacijom naše planete, pali u njenu atmosferu i kolabirali na površinu. Proučavanje ovih materijala omogućilo je naučnicima da nauče mnogo o Marsu i prije početka svemirski letovi.

U nedavnoj prošlosti ljudi su bili uvjereni da je Mars dom inteligentnog života. Na to je u velikoj mjeri utjecalo otkriće pravih linija i kanala na površini Crvene planete od strane talijanskog astronoma Giovannija Schiaparellija. Vjerovao je da takve prave linije ne mogu biti stvorene po prirodi i da su rezultat inteligentne aktivnosti. Međutim, kasnije je dokazano da to nije ništa drugo do optička iluzija.

Najviša planetarna planina poznata u Sunčevom sistemu nalazi se na Marsu. Zove se Olympus Mons (planina Olimp) i uzdiže se 21 kilometar u visinu. Vjeruje se da se radi o vulkanu koji je nastao prije više milijardi godina. Naučnici su pronašli dovoljno dokaza da je starost vulkanske lave ovog objekta prilično mala, što može biti dokaz da je planina Olimp još uvijek aktivna. Međutim, u Sunčevom sistemu postoji planina kojoj je Olimp inferioran po visini - ovo je centralni vrh Reyasilvia, koji se nalazi na asteroidu Vesta, čija je visina 22 kilometra.

Oluje prašine se dešavaju na Marsu - najobimnijim u Sunčevom sistemu. To je zbog eliptičnog oblika putanje orbite planete oko Sunca. Putanja orbite je izduženija nego kod mnogih drugih planeta, a ovaj ovalni oblik orbite dovodi do žestokih prašnih oluja koje gutaju cijelu planetu i mogu trajati mnogo mjeseci.

Čini se da je Sunce otprilike polovina njegove vizualne veličine Zemlje kada se gleda s Marsa. Kada je Mars najbliži Suncu u svojoj orbiti, a njegova južna hemisfera je okrenuta prema Suncu, planeta doživljava vrlo kratko, ali neverovatno toplo leto. Istovremeno, na sjevernoj hemisferi nastupa kratka, ali hladna zima. Kada je planeta udaljenija od Sunca, i usmjerena prema njoj sjevernom hemisferom, Mars doživljava dugo i blago ljeto. Istovremeno, na južnoj hemisferi nastupa duga zima.

Sa izuzetkom Zemlje, naučnici smatraju Mars najpogodnijom planetom za život. Vodeće svemirske agencije planiraju niz svemirskih letova u narednoj deceniji kako bi otkrili ima li Mars potencijal za postojanje života i da li je na njemu moguće izgraditi koloniju.

Marsovci i vanzemaljci sa Marsa dugo su bili glavni kandidati za ulogu vanzemaljaca, što je Mars učinilo jednom od najpopularnijih planeta u Sunčevom sistemu.

Mars je jedina planeta u sistemu osim Zemlje koja ima polarni led. Čvrsta voda otkrivena je ispod polarnih kapa Marsa.

Kao i na Zemlji, Mars ima godišnja doba, ali ona traju duplo duže. To je zato što je Mars nagnut oko svoje ose za oko 25,19 stepeni, što je blizu aksijalnog nagiba Zemlje (22,5 stepeni).

Mars nema magnetno polje. Neki naučnici vjeruju da je postojao na planeti prije oko 4 milijarde godina.

Dva mjeseca Marsa, Fobos i Deimos, opisao je autor Jonathan Swift u Guliverovim putovanjima. Bilo je to 151 godina prije nego što su otkriveni.