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प्रोजेक्ट डिस्कवर-एक्यू - वायुमंडलीय अनुसंधान (रूसी में नासा)

✪ नासा रूसी में: 01/18/13 - सप्ताह के लिए नासा वीडियो डाइजेस्ट

✪ नकारात्मक द्रव्यमान [विज्ञान और प्रौद्योगिकी समाचार]

✪ मार्स, 1968, साइंस फिक्शन फिल्म निबंध, निर्देशक पावेल क्लुशांतसेव

✪ मंगल ग्रह पर जीवन के 5 संकेत - उलटी गिनती #37

उपशीर्षक

द स्टडी

मंगल ग्रह के वातावरण की खोज ग्रह पर स्वचालित इंटरप्लेनेटरी स्टेशनों की उड़ानों से पहले ही हो गई थी। वर्णक्रमीय विश्लेषण और पृथ्वी के साथ मंगल के विरोध के लिए धन्यवाद, जो हर 3 साल में एक बार होता है, 19 वीं शताब्दी में पहले से ही खगोलविदों को पता था कि इसकी एक बहुत ही सजातीय रचना है, जिसमें से 95% से अधिक कार्बन डाइऑक्साइड है। 0.04% की तुलना में कार्बन डाइआक्साइडपृथ्वी के वायुमंडल में, यह पता चला है कि मंगल ग्रह के वायुमंडलीय कार्बन डाइऑक्साइड का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान से लगभग 12 गुना अधिक है, ताकि मंगल ग्रह के भूनिर्माण के दौरान, ग्रीनहाउस प्रभाव में कार्बन डाइऑक्साइड का योगदान मनुष्यों के लिए एक आरामदायक वातावरण बना सके। सूर्य से मंगल की अधिक दूरी को ध्यान में रखते हुए, 1 वायुमंडल के दबाव तक पहुंचने से कुछ समय पहले।

1920 के दशक की शुरुआत में, मंगल ग्रह के तापमान का पहला माप एक परावर्तक दूरबीन के फोकस पर रखे थर्मामीटर का उपयोग करके किया गया था। 1922 में वी. लैम्पलैंड द्वारा किए गए मापन ने मंगल की सतह का औसत तापमान 245 (-28 डिग्री सेल्सियस), ई. पेटिट और एस. निकोलसन ने 1924 में 260 के (-13 डिग्री सेल्सियस) प्राप्त किया। 1960 में W. Sinton और J. Strong: 230 K (-43 ° C) द्वारा कम मान प्राप्त किया गया था। दबाव का पहला अनुमान - औसत - केवल 60 के दशक में ग्राउंड-आधारित आईआर स्पेक्ट्रोस्कोप का उपयोग करके प्राप्त किया गया था: कार्बन डाइऑक्साइड लाइनों के लोरेंत्ज़ चौड़ीकरण से प्राप्त 25 ± 15 एचपीए के दबाव का मतलब था कि यह वातावरण का मुख्य घटक था।

हवा की गति को वर्णक्रमीय रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट से निर्धारित किया जा सकता है। तो, इसके लिए, लाइन शिफ्ट को मिलीमीटर और सबमिलीमीटर रेंज में मापा गया था, और इंटरफेरोमीटर पर माप से बड़ी मोटाई की पूरी परत में वेगों का वितरण प्राप्त करना संभव हो जाता है।

हवा और सतह के तापमान, दबाव, सापेक्ष आर्द्रता और हवा की गति पर सबसे विस्तृत और सटीक डेटा क्यूरियोसिटी रोवर पर सवार रोवर पर्यावरण निगरानी स्टेशन (आरईएमएस) उपकरण द्वारा लगातार मापा जाता है, जो 2012 से गेल क्रेटर में काम कर रहा है। और MAVEN अंतरिक्ष यान, जो 2014 से मंगल की परिक्रमा कर रहा है, को विशेष रूप से ऊपरी वायुमंडल, सौर पवन कणों के साथ उनकी बातचीत और विशेष रूप से बिखरने की गतिशीलता का अध्ययन करने के लिए डिज़ाइन किया गया है।

कई प्रक्रियाएं जो प्रत्यक्ष अवलोकन के लिए कठिन या अभी तक संभव नहीं हैं, केवल सैद्धांतिक मॉडलिंग के अधीन हैं, लेकिन यह भी है महत्वपूर्ण तरीकाअनुसंधान।

वायुमंडलीय संरचना

सामान्य तौर पर, मंगल का वातावरण निम्न और ऊपरी में विभाजित है; उत्तरार्द्ध को सतह से 80 किमी ऊपर का क्षेत्र माना जाता है, जहां आयनीकरण और पृथक्करण की प्रक्रियाएं सक्रिय भूमिका निभाती हैं। एक खंड इसके अध्ययन के लिए समर्पित है, जिसे आमतौर पर एरोनॉमी कहा जाता है। आमतौर पर जब लोग मंगल ग्रह के वातावरण की बात करते हैं तो उनका मतलब निम्न वातावरण से होता है।

इसके अलावा, कुछ शोधकर्ता दो बड़े गोले - होमोस्फीयर और हेटरोस्फीयर में अंतर करते हैं। होमोस्फीयर में रासायनिक संरचनाऊंचाई पर निर्भर नहीं करता है, क्योंकि वातावरण में गर्मी और नमी के हस्तांतरण की प्रक्रियाएं और उनके ऊर्ध्वाधर विनिमय पूरी तरह से अशांत मिश्रण द्वारा निर्धारित होते हैं। चूंकि वायुमंडल में आणविक प्रसार इसके घनत्व के व्युत्क्रमानुपाती होता है, इसलिए एक निश्चित स्तर से यह प्रक्रिया प्रमुख हो जाती है और ऊपरी शेल की मुख्य विशेषता है - हेटरोस्फीयर, जहां आणविक विसरित पृथक्करण होता है। 120 से 140 किमी की ऊंचाई पर स्थित इन गोले के बीच के इंटरफेस को टर्बोपॉज कहा जाता है।

निचला वातावरण

सतह से 20-30 किमी की ऊँचाई तक फैला हुआ है क्षोभ मंडलजहां ऊंचाई के साथ तापमान घटता जाता है। क्षोभमंडल की ऊपरी सीमा वर्ष के समय के आधार पर भिन्न होती है (क्षोभमंडल में तापमान प्रवणता 1 से 3 डिग्री/किमी के बीच होती है, जिसका औसत मान 2.5 डिग्री/किमी होता है)।

ट्रोपोपॉज़ के ऊपर वायुमंडल का एक समतापीय क्षेत्र है - समताप मंडल 100 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है। समताप मंडल का औसत तापमान असाधारण रूप से कम है और मात्रा -133 डिग्री सेल्सियस है। पृथ्वी के विपरीत, जहां समताप मंडल में मुख्य रूप से सभी वायुमंडलीय ओजोन होते हैं, मंगल ग्रह पर इसकी एकाग्रता नगण्य है (यह 50 - 60 किमी की ऊंचाई से बहुत सतह तक वितरित की जाती है, जहां यह अधिकतम है)।

ऊपरी वातावरण

समताप मंडल के ऊपर वायुमंडल की ऊपरी परत फैली हुई है - बाह्य वायुमंडल. यह अधिकतम मान (200-350 K) तक की ऊंचाई के साथ तापमान में वृद्धि की विशेषता है, जिसके बाद यह ऊपरी सीमा (200 किमी) तक स्थिर रहता है। इस परत में परमाणु ऑक्सीजन की उपस्थिति दर्ज की गई थी; 200 किमी की ऊंचाई पर इसका घनत्व 5-6⋅10 7 सेमी −3 तक पहुंच जाता है। परमाणु ऑक्सीजन के प्रभुत्व वाली एक परत की उपस्थिति (साथ ही यह तथ्य कि मुख्य तटस्थ घटक कार्बन डाइऑक्साइड है) मंगल के वातावरण को शुक्र के वातावरण के साथ जोड़ती है।

योण क्षेत्र- क्षेत्र के साथ एक उच्च डिग्रीआयनीकरण - लगभग 80-100 से लेकर लगभग 500-600 किमी की ऊँचाई की सीमा में होता है। आयनों की सामग्री रात में न्यूनतम और दिन के दौरान अधिकतम होती है, जब कार्बन डाइऑक्साइड के फोटोकरण के कारण मुख्य परत 120-140 किमी की ऊंचाई पर बनती है। अत्यधिक पराबैंगनीसौर विकिरण सीओ 2 + एचν → सीओ 2 + + ई -, साथ ही आयनों और तटस्थ पदार्थों सीओ 2 + + ओ → ओ 2 + + सीओ और ओ + + सीओ 2 → ओ 2 + + सीओ के बीच प्रतिक्रियाएं। आयनों की सांद्रता, जिनमें से 90% ओ 2 + और 10% सीओ 2 +, 10 5 प्रति घन सेंटीमीटर (आयनोस्फीयर के अन्य क्षेत्रों में यह परिमाण के 1-2 क्रम कम है) तक पहुँचती है। यह उल्लेखनीय है कि मंगल ग्रह के वातावरण में उचित आण्विक ऑक्सीजन की लगभग पूर्ण अनुपस्थिति में O 2 + आयन प्रबल होते हैं। माध्यमिक परत 110-115 किमी के क्षेत्र में नरम एक्स-रे और तेजी से इलेक्ट्रॉनों के खटखटाने के कारण बनती है। 80-100 किमी की ऊंचाई पर, कुछ शोधकर्ता तीसरी परत को अलग करते हैं, कभी-कभी कणों के प्रभाव में प्रकट होते हैं अंतरिक्ष धूल, धातु आयनों Fe + , Mg + , Na + को वायुमंडल में लाना। हालांकि, बाद में उल्कापिंडों और अन्य पदार्थों के पदार्थों के अपक्षय के कारण न केवल बाद की उपस्थिति की पुष्टि की गई (इसके अलावा, ऊपरी वायुमंडल की लगभग पूरी मात्रा में) अंतरिक्ष पिंडलेकिन सामान्य रूप से उनकी निरंतर उपस्थिति भी। वहीं, मंगल की अनुपस्थिति के कारण चुंबकीय क्षेत्रउनके वितरण और व्यवहार में जो देखा गया है उससे काफी अलग हैं पृथ्वी का वातावरण. मुख्य अधिकतम से ऊपर, सौर हवा के साथ बातचीत के कारण अन्य अतिरिक्त परतें भी दिखाई दे सकती हैं। इस प्रकार, O+ आयनों की परत 225 किमी की ऊँचाई पर सबसे अधिक स्पष्ट होती है। तीन मुख्य प्रकार के आयनों (O 2 +, CO 2 और O +) के अलावा, अपेक्षाकृत हाल ही में 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 ++ और एचसीओ2+। 400 किमी से ऊपर, कुछ लेखक "आयनोपॉज़" को अलग करते हैं, लेकिन इस पर अभी तक कोई सहमति नहीं है।

प्लाज्मा तापमान के लिए, मुख्य अधिकतम के पास आयन तापमान 150 K है, जो 175 किमी की ऊंचाई पर 210 K तक बढ़ रहा है। उच्चतर, तटस्थ गैस के साथ आयनों के थर्मोडायनामिक संतुलन में काफी गड़बड़ी होती है, और उनका तापमान 250 किमी की ऊंचाई पर तेजी से 1000 K तक बढ़ जाता है। इलेक्ट्रॉनों का तापमान कई हजार केल्विन हो सकता है, जाहिरा तौर पर आयनमंडल में चुंबकीय क्षेत्र के कारण, और यह बढ़ते सौर आंचल कोण के साथ बढ़ता है और उत्तरी और दक्षिणी गोलार्ध में समान नहीं है, जो अवशिष्ट की विषमता के कारण हो सकता है मंगल ग्रह की पपड़ी का चुंबकीय क्षेत्र। सामान्य तौर पर, कोई भी अलग-अलग तापमान प्रोफाइल वाले उच्च-ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की तीन आबादी को अलग कर सकता है। चुंबकीय क्षेत्र आयनों के क्षैतिज वितरण को भी प्रभावित करता है: उच्च-ऊर्जा कणों की धाराएँ चुंबकीय विसंगतियों के ऊपर बनती हैं, जो क्षेत्र रेखाओं के साथ घूमती हैं, जिससे आयनीकरण की तीव्रता बढ़ जाती है, और आयन घनत्व और स्थानीय संरचनाओं में वृद्धि देखी जाती है।

200-230 किमी की ऊँचाई पर, थर्मोस्फीयर की ऊपरी सीमा होती है - एक्सोबेस, जिसके ऊपर बहिर्मंडलमंगल। इसमें हल्के पदार्थ होते हैं - हाइड्रोजन, कार्बन, ऑक्सीजन - जो अंतर्निहित आयनमंडल में फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप दिखाई देते हैं, उदाहरण के लिए, इलेक्ट्रॉनों के साथ ओ 2 + का विघटनकारी पुनर्संयोजन। मंगल ग्रह के ऊपरी वायुमंडल में परमाणु हाइड्रोजन की निरंतर आपूर्ति मंगल की सतह के पास जल वाष्प के फोटोडिसोसिएशन के कारण होती है। ऊंचाई के साथ हाइड्रोजन सांद्रता में बहुत धीमी कमी के कारण, यह तत्व ग्रह के वायुमंडल की सबसे बाहरी परतों का मुख्य घटक है और हाइड्रोजन कोरोना बनाता है जो लगभग 20,000 किमी की दूरी तक फैला हुआ है, हालांकि कोई सख्त सीमा नहीं है, और कण इस क्षेत्र से धीरे-धीरे आसपास के बाहरी अंतरिक्ष में फैल जाता है।

मंगल के वातावरण में यह कभी-कभी विमोचित भी हो जाता है रसायनमंडल- वह परत जहां फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाएं होती हैं, और चूंकि ओजोन स्क्रीन की कमी के कारण, पृथ्वी की तरह, पराबैंगनी विकिरण ग्रह की सतह तक पहुंचती है, वे वहां भी संभव हैं। मंगल ग्रह का रसायनमंडल सतह से लगभग 120 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है।

निचले वायुमंडल की रासायनिक संरचना

मंगल ग्रह के वायुमंडल की प्रबल दुर्लभता के बावजूद, इसमें कार्बन डाइऑक्साइड की सांद्रता पृथ्वी की तुलना में लगभग 23 गुना अधिक है।

• नाइट्रोजन (2.7%) वर्तमान में अंतरिक्ष में सक्रिय रूप से विलुप्त हो रहा है। एक द्विपरमाणुक अणु के रूप में, नाइट्रोजन ग्रह के आकर्षण द्वारा स्थिर रूप से धारण किया जाता है, लेकिन सौर विकिरण द्वारा एकल परमाणुओं में विभाजित हो जाता है, आसानी से वातावरण को छोड़ देता है।
• आर्गन (1.6%) अपेक्षाकृत अपव्यय-प्रतिरोधी भारी आइसोटोप आर्गन -40 द्वारा दर्शाया गया है। लाइट 36 Ar और 38 Ar केवल भाग प्रति मिलियन . में मौजूद हैं
• अन्य महान गैसें: नियॉन, क्रिप्टन, क्सीनन (पीपीएम)
• कार्बन मोनोऑक्साइड (सीओ) - सीओ 2 फोटोडिसोसिएशन का एक उत्पाद है और बाद की 7.5⋅10 -4 एकाग्रता है - यह एक बेवजह छोटा मूल्य है, क्योंकि रिवर्स रिएक्शन सीओ + ओ + एम → सीओ 2 + एम निषिद्ध है, और सीओ को और अधिक जमा करना चाहिए था। विभिन्न सिद्धांतों को प्रस्तावित किया गया है: कार्बन मोनोआक्साइडअभी भी कार्बन डाइऑक्साइड में ऑक्सीकृत किया जा सकता है, लेकिन इन सभी के कुछ नुकसान हैं।
• आण्विक ऑक्सीजन (O 2) - मंगल के ऊपरी वायुमंडल में CO2 और H2O दोनों के फोटोडिसोसिएशन के परिणामस्वरूप प्रकट होता है। इस मामले में, ऑक्सीजन वायुमंडल की निचली परतों में फैल जाती है, जहां इसकी एकाग्रता सीओ 2 की निकट-सतह एकाग्रता के 1.3⋅10 -3 तक पहुंच जाती है। Ar, CO, और N 2 की तरह, यह मंगल पर एक गैर-संघनित पदार्थ है, इसलिए इसकी एकाग्रता भी मौसमी बदलावों से गुजरती है। ऊपरी वायुमंडल में, 90-130 किमी की ऊंचाई पर, ओ 2 की सामग्री (सीओ 2 के सापेक्ष शेयर) निचले वातावरण के लिए संबंधित मूल्य से 3-4 गुना अधिक है और औसत 4⋅10 -3, में भिन्न है 3.1⋅10 -3 से 5.8⋅10 -3 तक की सीमा। प्राचीन काल में, मंगल के वातावरण में, हालांकि, युवा पृथ्वी पर अपने हिस्से के बराबर ऑक्सीजन की एक बड़ी मात्रा निहित थी। ऑक्सीजन, व्यक्तिगत परमाणुओं के रूप में भी, अपने अधिक परमाणु भार के कारण, नाइट्रोजन के रूप में सक्रिय रूप से विलुप्त नहीं होता है, जो इसे जमा करने की अनुमति देता है।
• ओजोन - सतह के तापमान के आधार पर इसकी मात्रा बहुत भिन्न होती है: यह सभी अक्षांशों पर विषुव के समय न्यूनतम और ध्रुव पर अधिकतम होती है, जहां सर्दी, इसके अलावा, जल वाष्प की एकाग्रता के व्युत्क्रमानुपाती होती है। एक स्पष्ट ओजोन परत लगभग 30 किमी की ऊंचाई पर और दूसरी 30 से 60 किमी के बीच होती है।
• पानी। मंगल के वातावरण में एच 2 ओ की सामग्री पृथ्वी के सबसे शुष्क क्षेत्रों के वातावरण की तुलना में लगभग 100-200 गुना कम है, और औसतन 10-20 माइक्रोन एक अवक्षेपित जल स्तंभ है। जल वाष्प की सांद्रता महत्वपूर्ण मौसमी और दैनिक विविधताओं से गुजरती है। जल वाष्प के साथ वायु संतृप्ति की डिग्री धूल के कणों की सामग्री के विपरीत आनुपातिक है, जो संक्षेपण के केंद्र हैं, और कुछ क्षेत्रों में (सर्दियों में, 20-50 किमी की ऊंचाई पर), भाप दर्ज की गई थी, जिसका दबाव संतृप्त वाष्प के दबाव से 10 गुना अधिक - पृथ्वी के वायुमंडल की तुलना में बहुत अधिक।
• मीथेन। 2003 से, अज्ञात प्रकृति के मीथेन उत्सर्जन के पंजीकरण की खबरें आई हैं, लेकिन पंजीकरण विधियों में कुछ कमियों के कारण उनमें से किसी को भी विश्वसनीय नहीं माना जा सकता है। इस मामले में, हम बेहद छोटे मूल्यों के बारे में बात कर रहे हैं - 0.7 पीपीबीवी (ऊपरी सीमा - 1.3 पीपीबीवी) पृष्ठभूमि मूल्य के रूप में और 7 पीपीबीवी एपिसोडिक बर्स्ट के लिए, जो संकल्प के कगार पर है। चूंकि, इसके साथ-साथ, अन्य अध्ययनों द्वारा पुष्टि की गई सीएच 4 की अनुपस्थिति के बारे में भी जानकारी प्रकाशित की गई थी, यह मीथेन के किसी प्रकार के आंतरायिक स्रोत के साथ-साथ इसके तेजी से विनाश के लिए कुछ तंत्र के अस्तित्व का संकेत दे सकता है, जबकि इसकी अवधि इस पदार्थ के फोटोकैमिकल विनाश का अनुमान 300 वर्ष है। इस मुद्दे पर चर्चा वर्तमान में खुली है, और यह खगोल विज्ञान के संदर्भ में विशेष रुचि रखता है, इस तथ्य को देखते हुए कि पृथ्वी पर इस पदार्थ का एक बायोजेनिक मूल है।
• कुछ के निशान कार्बनिक यौगिक. सबसे महत्वपूर्ण एच 2 सीओ, एचसीएल और एसओ 2 पर ऊपरी सीमाएं हैं, जो क्रमशः क्लोरीन से संबंधित प्रतिक्रियाओं की अनुपस्थिति को इंगित करती हैं, साथ ही ज्वालामुखी गतिविधि, विशेष रूप से, मीथेन की गैर-ज्वालामुखी उत्पत्ति, यदि इसका अस्तित्व है की पुष्टि की।

मंगल के वायुमंडल की संरचना और दबाव के कारण मनुष्य और अन्य स्थलीय जीवों के लिए सांस लेना असंभव हो जाता है। ग्रह की सतह पर काम करने के लिए, एक स्पेससूट आवश्यक है, हालांकि चंद्रमा के लिए उतना भारी और संरक्षित नहीं है खुली जगह. मंगल का वातावरण स्वयं जहरीला नहीं है और इसमें रासायनिक रूप से अक्रिय गैसें हैं। वातावरण कुछ हद तक उल्कापिंडों को धीमा कर देता है, इसलिए मंगल पर चंद्रमा की तुलना में कम क्रेटर हैं और वे कम गहरे हैं। और माइक्रोमीटर पूरी तरह से जल जाते हैं, सतह तक नहीं पहुंचते।

पानी, बादल और वर्षा

कम घनत्व वातावरण को जलवायु को प्रभावित करने वाली बड़े पैमाने पर होने वाली घटनाओं को बनाने से नहीं रोकता है।

मंगल ग्रह के वायुमंडल में जल वाष्प एक प्रतिशत के एक हजारवें हिस्से से अधिक नहीं है, हालांकि, हाल के (2013) अध्ययनों के परिणामों के अनुसार, यह अभी भी पहले की तुलना में अधिक है, और पृथ्वी के वायुमंडल की ऊपरी परतों की तुलना में अधिक है, और कम दबाव और तापमान पर, यह संतृप्ति के करीब की स्थिति में होता है, इसलिए यह अक्सर बादलों में इकट्ठा हो जाता है। एक नियम के रूप में, पानी के बादल सतह से 10-30 किमी की ऊंचाई पर बनते हैं। वे मुख्य रूप से भूमध्य रेखा पर केंद्रित हैं और लगभग पूरे वर्ष देखे जाते हैं। बादल देखे गए ऊंची स्तरों CO2 संघनन के परिणामस्वरूप वायुमंडल (20 किमी से अधिक) बनता है। यही प्रक्रिया सर्दियों में ध्रुवीय क्षेत्रों में कम (10 किमी से कम की ऊंचाई पर) बादलों के निर्माण के लिए जिम्मेदार होती है, जब वायुमंडलीय तापमान सीओ 2 (-126 डिग्री सेल्सियस) के हिमांक से नीचे चला जाता है; गर्मियों में, बर्फ एच 2 ओ . से समान पतली संरचनाएं बनती हैं

• मंगल ग्रह पर दिलचस्प और दुर्लभ वायुमंडलीय घटनाओं में से एक ("वाइकिंग -1") की खोज की गई थी, जब 1978 में उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र की तस्वीर खींची गई थी। ये चक्रवाती संरचनाएं हैं जिन्हें वामावर्त परिसंचरण के साथ भंवर जैसे क्लाउड सिस्टम द्वारा तस्वीरों में स्पष्ट रूप से पहचाना जाता है। वे अक्षांशीय क्षेत्र 65-80°N में पाए गए। श्री। वर्ष की "गर्म" अवधि के दौरान, वसंत से शुरुआती शरद ऋतु तक, जब यहां ध्रुवीय मोर्चा स्थापित होता है। इसकी घटना वर्ष के इस समय में बर्फ की टोपी के किनारे और आसपास के मैदानों के बीच सतह के तापमान में तेज विपरीतता के कारण होती है। इस तरह के मोर्चे से जुड़े वायु द्रव्यमान की लहर की गति चक्रवाती एडीज की उपस्थिति की ओर ले जाती है जो हमें पृथ्वी पर परिचित है। मंगल ग्रह पर पाए जाने वाले भंवर बादलों की प्रणाली 200 से 500 किमी के आकार में भिन्न होती है, उनकी गति की गति लगभग 5 किमी / घंटा होती है, और इन प्रणालियों की परिधि में हवा की गति लगभग 20 मीटर / सेकंड होती है। एक व्यक्तिगत चक्रवाती एडी के अस्तित्व की अवधि 3 से 6 दिनों तक होती है। मंगल ग्रह के चक्रवातों के मध्य भाग में तापमान के मूल्यों से संकेत मिलता है कि बादल पानी के बर्फ के क्रिस्टल से बने होते हैं।

  हिमपात वास्तव में एक से अधिक बार देखा गया है। तो, 1979 की सर्दियों में, वाइकिंग -2 लैंडिंग क्षेत्र में बर्फ की एक पतली परत गिर गई, जो कई महीनों तक पड़ी रही।

  धूल भरी आंधी और धूल के गुबार

  मंगल के वातावरण की एक विशिष्ट विशेषता धूल की निरंतर उपस्थिति है; वर्णक्रमीय माप के अनुसार, धूल के कणों का आकार 1.5 µm अनुमानित है। कम गुरुत्वाकर्षण भी दुर्लभ हवा के प्रवाह को धूल के विशाल बादलों को 50 किमी तक की ऊंचाई तक उठाने की अनुमति देता है। और हवाएं, जो तापमान अंतर की अभिव्यक्तियों में से एक हैं, अक्सर ग्रह की सतह पर उड़ती हैं (विशेषकर देर से वसंत में - दक्षिणी गोलार्ध में शुरुआती गर्मियों में, जब गोलार्धों के बीच तापमान का अंतर विशेष रूप से तेज होता है), और उनके गति 100 मीटर / सेकंड तक पहुंच जाती है। इस प्रकार, विशाल धूल के तूफान बनते हैं, जो लंबे समय से अलग-अलग पीले बादलों के रूप में देखे जाते हैं, और कभी-कभी पूरे ग्रह को कवर करने वाले निरंतर पीले पर्दे के रूप में। सबसे अधिक बार, ध्रुवीय टोपी के पास धूल भरी आंधी आती है, उनकी अवधि 50-100 दिनों तक पहुंच सकती है। वातावरण में कमजोर पीली धुंध, एक नियम के रूप में, बड़े धूल तूफानों के बाद देखी जाती है और आसानी से फोटोमेट्रिक और पोलारिमेट्रिक विधियों द्वारा पता लगाया जाता है।

  धूल भरी आंधी, जो ऑर्बिटर्स से ली गई छवियों पर अच्छी तरह से देखी गई थी, लैंडर से फोटो खिंचवाने पर बमुश्किल दिखाई दे रही थी। इन अंतरिक्ष स्टेशनों के लैंडिंग स्थलों पर धूल भरी आंधियों का गुजरना तापमान, दबाव में तेज बदलाव और सामान्य आकाश की पृष्ठभूमि के बहुत हल्के कालेपन से ही दर्ज किया गया था। वाइकिंग लैंडिंग साइटों के आसपास के क्षेत्र में तूफान के बाद जमी धूल की परत केवल कुछ माइक्रोमीटर की थी। यह सब मंगल ग्रह के वातावरण की कम असर क्षमता को इंगित करता है।

  सितंबर 1971 से जनवरी 1972 तक, मंगल ग्रह पर एक वैश्विक धूल भरी आंधी चली, जिसने मेरिनर 9 जांच से सतह की तस्वीरें लेने से भी रोक दिया। इस अवधि के दौरान अनुमानित वायुमंडलीय स्तंभ (0.1 से 10 की ऑप्टिकल मोटाई के साथ) में धूल का द्रव्यमान 7.8⋅10 -5 से 1.66⋅10 -3 g/cm 2 के बीच था। इस प्रकार, वैश्विक धूल भरी आंधियों की अवधि के दौरान मंगल के वातावरण में धूल के कणों का कुल भार 10 8 - 10 9 t तक पहुंच सकता है, जो इसके अनुरूप है कुलपृथ्वी के वातावरण में धूल।

  • ऑरोरा को सबसे पहले मार्स एक्सप्रेस अंतरिक्ष यान में सवार SPICAM UV स्पेक्ट्रोमीटर द्वारा रिकॉर्ड किया गया था। फिर इसे MAVEN तंत्र द्वारा बार-बार देखा गया, उदाहरण के लिए, मार्च 2015 में, और सितंबर 2017 में, क्यूरियोसिटी रोवर पर रेडिएशन असेसमेंट डिटेक्टर (RAD) द्वारा एक अधिक शक्तिशाली घटना दर्ज की गई। MAVEN तंत्र के डेटा के विश्लेषण से एक मौलिक रूप से भिन्न प्रकार के अरोरा का भी पता चला - फैलाना, जो कम अक्षांशों पर होता है, उन क्षेत्रों में जो चुंबकीय क्षेत्र की विसंगतियों से बंधे नहीं होते हैं और बहुत अधिक ऊर्जा वाले कणों के प्रवेश के कारण होते हैं, के बारे में 200 केवी, वातावरण में।

    इसके अलावा, सूर्य की अत्यधिक पराबैंगनी विकिरण वातावरण की तथाकथित स्वयं की चमक (इंग्लैंड। एयरग्लो) का कारण बनती है।

    ऑरोरस और आंतरिक चमक के दौरान ऑप्टिकल संक्रमण का पंजीकरण ऊपरी वायुमंडल की संरचना, उसके तापमान और गतिशीलता के बारे में महत्वपूर्ण जानकारी प्रदान करता है। इस प्रकार, रात की अवधि के दौरान नाइट्रिक ऑक्साइड उत्सर्जन के - और δ-बैंड का अध्ययन प्रबुद्ध और अप्रकाशित क्षेत्रों के बीच परिसंचरण को चिह्नित करने में मदद करता है। और अपनी चमक के साथ 130.4 एनएम की आवृत्ति पर विकिरण के पंजीकरण ने उच्च तापमान परमाणु ऑक्सीजन की उपस्थिति को प्रकट करने में मदद की, जो सामान्य रूप से वायुमंडलीय एक्सोस्फीयर और कोरोनस के व्यवहार को समझने में एक महत्वपूर्ण कदम था।

    रंग

    मंगल ग्रह के वातावरण को भरने वाले धूल के कण ज्यादातर आयरन ऑक्साइड होते हैं, और यह इसे लाल-नारंगी रंग देता है।

    मापन के अनुसार, वायुमंडल की ऑप्टिकल मोटाई 0.9 है, जिसका अर्थ है कि घटना का केवल 40% सौर विकिरण अपने वायुमंडल के माध्यम से मंगल की सतह तक पहुंचता है, और शेष 60% हवा में लटकती धूल से अवशोषित होता है। इसके बिना, मंगल ग्रह का आकाश लगभग 35 किलोमीटर की ऊँचाई पर पृथ्वी के आकाश के समान रंग का होता। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि इस मामले में मानव आंख इन रंगों के अनुकूल हो जाएगी, और सफेद संतुलन स्वचालित रूप से समायोजित हो जाएगा ताकि आकाश को स्थलीय प्रकाश की स्थिति के समान ही देखा जा सके।

    आकाश का रंग बहुत विषम है, और क्षितिज पर अपेक्षाकृत प्रकाश से बादलों या धूल भरी आंधी की अनुपस्थिति में, यह तेजी से और आंचल की ओर एक ढाल में गहरा हो जाता है। अपेक्षाकृत शांत और हवा रहित मौसम में, जब धूल कम होती है, तो आसमान पर आसमान पूरी तरह से काला हो सकता है।

    फिर भी, रोवर्स की छवियों के लिए धन्यवाद, यह ज्ञात हो गया कि सूर्य के चारों ओर सूर्यास्त और सूर्योदय के समय, आकाश नीला हो जाता है। इसका कारण रेले का प्रकीर्णन है - गैस के कणों पर प्रकाश का प्रकीर्णन और आकाश को रंग देता है, लेकिन यदि मंगल के दिन कमजोर वातावरण और धूल के कारण नग्न आंखों के लिए प्रभाव कमजोर और अदृश्य है, तो सूर्यास्त के समय सूर्य बहुत अधिक चमकता है हवा की मोटी परत, जिसके कारण नीले और बैंगनी रंग के घटक बिखरने लगते हैं। यही तंत्र दिन में पृथ्वी पर नीले आकाश और सूर्यास्त के समय पीले-नारंगी के लिए जिम्मेदार है। [ ]

    क्यूरियोसिटी रोवर की छवियों से संकलित रॉकनेस्ट रेत के टीलों का एक चित्रमाला।

    परिवर्तन

    वायुमंडल की ऊपरी परतों में परिवर्तन काफी जटिल होते हैं, क्योंकि वे एक दूसरे से और अंतर्निहित परतों से जुड़े होते हैं। ऊपर की ओर फैलने वाली वायुमंडलीय तरंगें और ज्वार, थर्मोस्फीयर की संरचना और गतिशीलता पर महत्वपूर्ण प्रभाव डाल सकते हैं और इसके परिणामस्वरूप, आयनमंडल, उदाहरण के लिए, आयनोस्फीयर की ऊपरी सीमा की ऊंचाई। निचले वातावरण में धूल भरी आंधी के दौरान इसकी पारदर्शिता कम हो जाती है, यह गर्म होकर फैल जाती है। तब थर्मोस्फीयर का घनत्व बढ़ता है - यह परिमाण के क्रम से भी भिन्न हो सकता है - और अधिकतम इलेक्ट्रॉन एकाग्रता की ऊंचाई 30 किमी तक बढ़ सकती है। धूल भरी आंधियों के कारण ऊपरी वायुमंडल में परिवर्तन वैश्विक हो सकता है, जो ग्रह की सतह से 160 किमी ऊपर के क्षेत्रों को प्रभावित करता है। इन घटनाओं के लिए ऊपरी वायुमंडल की प्रतिक्रिया में कई दिन लगते हैं, और यह अपनी पिछली स्थिति में बहुत अधिक - कई महीनों में वापस आ जाता है। ऊपरी और निचले वायुमंडल के बीच संबंध की एक और अभिव्यक्ति यह है कि जल वाष्प, जैसा कि यह निकला, निचले वायुमंडल से अधिक संतृप्त है, हल्के एच और ओ घटकों में फोटोडिसोसिएशन से गुजर सकता है, जो एक्सोस्फीयर के घनत्व और तीव्रता को बढ़ाता है। मंगल ग्रह के वातावरण से पानी की कमी। ऊपरी वायुमंडल में परिवर्तन करने वाले बाहरी कारक अत्यधिक पराबैंगनी और नरम होते हैं एक्स-रेसूर्य, सौर हवा के कण, ब्रह्मांडीय धूल और उल्कापिंड जैसे बड़े पिंड। कार्य इस तथ्य से जटिल है कि उनका प्रभाव, एक नियम के रूप में, यादृच्छिक है, और इसकी तीव्रता और अवधि की भविष्यवाणी नहीं की जा सकती है, इसके अलावा, एपिसोडिक घटनाएं दिन, मौसम और सौर के समय में परिवर्तन से जुड़ी चक्रीय प्रक्रियाओं द्वारा आरोपित हैं। चक्र। वर्तमान में, वायुमंडलीय मापदंडों की गतिशीलता पर घटनाओं के संचित आँकड़े हैं, लेकिन नियमितताओं का सैद्धांतिक विवरण अभी तक पूरा नहीं हुआ है। आयनमंडल में प्लाज्मा कणों की सांद्रता और सौर गतिविधि के बीच एक सीधा आनुपातिकता निश्चित रूप से स्थापित की गई है। इसकी पुष्टि इस तथ्य से होती है कि एक समान नियमितता वास्तव में 2007-2009 में पृथ्वी के आयनमंडल के लिए टिप्पणियों के परिणामों के अनुसार दर्ज की गई थी, इन ग्रहों के चुंबकीय क्षेत्र में मूलभूत अंतर के बावजूद, जो सीधे आयनमंडल को प्रभावित करता है। और कण उत्सर्जन सौर कोरोना, सौर हवा के दबाव में परिवर्तन के कारण, मैग्नेटोस्फीयर और आयनोस्फीयर के एक विशिष्ट संपीड़न को भी शामिल करता है: अधिकतम प्लाज्मा घनत्व 90 किमी तक गिर जाता है।

    दैनिक उतार-चढ़ाव

    इसके दुर्लभ होने के बावजूद, वातावरण फिर भी प्रवाह में परिवर्तन के प्रति प्रतिक्रिया करता है। सौर तापग्रह की सतह से धीमी। तो, सुबह की अवधि में, तापमान ऊंचाई के साथ बहुत भिन्न होता है: ग्रह की सतह से 25 सेमी से 1 मीटर की ऊंचाई पर 20 ° का अंतर दर्ज किया गया था। सूर्य के उदय के साथ, ठंडी हवा सतह से गर्म होती है और ऊपर की ओर एक विशिष्ट भंवर के रूप में उठती है, हवा में धूल उठाती है - इस तरह धूल के शैतान बनते हैं। निकट-सतह की परत (500 मीटर तक ऊँची) में तापमान उलटा होता है। दोपहर तक वातावरण के पहले ही गर्म हो जाने के बाद, यह प्रभाव अब नहीं देखा गया है। अधिकतम दोपहर करीब 2 बजे पहुंच जाता है। सतह तब वायुमंडल की तुलना में तेजी से ठंडी होती है और एक विपरीत तापमान प्रवणता देखी जाती है। सूर्यास्त से पहले, तापमान फिर से ऊंचाई के साथ कम हो जाता है।

    दिन और रात का परिवर्तन भी ऊपरी वायुमंडल को प्रभावित करता है। सबसे पहले, रात में सौर विकिरण द्वारा आयनीकरण बंद हो जाता है, हालांकि, दिन की ओर से प्रवाह के कारण सूर्यास्त के बाद पहली बार प्लाज्मा को फिर से भरना जारी रहता है, और फिर चुंबकीय क्षेत्र के साथ नीचे की ओर बढ़ने वाले इलेक्ट्रॉनों के प्रभाव के कारण बनता है। लाइनें (तथाकथित इलेक्ट्रॉनों की घुसपैठ) - तब अधिकतम 130-170 किमी की ऊंचाई पर मनाया जाता है। इसलिए, रात की ओर इलेक्ट्रॉनों और आयनों का घनत्व बहुत कम है और एक जटिल प्रोफ़ाइल की विशेषता है, जो स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र पर भी निर्भर करता है और एक गैर-तुच्छ तरीके से भिन्न होता है, जिसकी नियमितता अभी तक पूरी तरह से समझ में नहीं आई है और सैद्धांतिक रूप से वर्णित। दिन के दौरान, सूर्य के आंचल के कोण के आधार पर आयनमंडल की स्थिति भी बदल जाती है।

    वार्षिक चक्र

    जैसे पृथ्वी पर, मंगल ग्रह पर कक्षा के तल पर घूर्णन अक्ष के झुकाव के कारण ऋतुओं का परिवर्तन होता है, इसलिए सर्दियों में ध्रुवीय टोपी उत्तरी गोलार्ध में बढ़ती है, और दक्षिणी में लगभग गायब हो जाती है, और छह के बाद महीनों गोलार्द्ध स्थान बदलते हैं। इसी समय, पेरिहेलियन (उत्तरी गोलार्ध में शीतकालीन संक्रांति) पर ग्रह की कक्षा की बड़ी विलक्षणता के कारण, यह अपस्फीति की तुलना में 40% अधिक सौर विकिरण प्राप्त करता है, और उत्तरी गोलार्ध में, सर्दी कम और अपेक्षाकृत होती है मध्यम, और ग्रीष्मकाल लंबा है, लेकिन ठंडा है, दक्षिण में, इसके विपरीत, ग्रीष्मकाल छोटा और अपेक्षाकृत गर्म होता है, और सर्दियाँ लंबी और ठंडी होती हैं। इस संबंध में, सर्दियों में दक्षिणी टोपी ध्रुव-भूमध्य रेखा की आधी दूरी तक बढ़ती है, और उत्तरी टोपी केवल एक तिहाई तक बढ़ती है। जब ग्रीष्म ऋतु किसी एक ध्रुव पर आती है, तो संबंधित ध्रुवीय टोपी से कार्बन डाइऑक्साइड वाष्पित हो जाती है और वातावरण में प्रवेश कर जाती है; हवाएँ इसे विपरीत टोपी तक ले जाती हैं, जहाँ यह फिर से जम जाती है। इस तरह, कार्बन डाइऑक्साइड चक्र होता है, जो ध्रुवीय कैप के विभिन्न आकारों के साथ, मंगल ग्रह के वायुमंडल के दबाव में परिवर्तन का कारण बनता है क्योंकि यह सूर्य की परिक्रमा करता है। इस तथ्य के कारण कि सर्दियों में पूरे वातावरण का 20-30% तक ध्रुवीय टोपी में जम जाता है, संबंधित क्षेत्र में दबाव तदनुसार कम हो जाता है।

    मौसमी बदलाव (और साथ ही दैनिक) भी जल वाष्प सांद्रता से गुजरते हैं - वे 1-100 माइक्रोन की सीमा में होते हैं। तो, सर्दियों में वातावरण लगभग "शुष्क" होता है। जलवाष्प वसंत में इसमें दिखाई देता है, और गर्मियों के मध्य तक सतह के तापमान में परिवर्तन के बाद इसकी मात्रा अधिकतम तक पहुँच जाती है। ग्रीष्म-शरद ऋतु की अवधि के दौरान, जल वाष्प का धीरे-धीरे पुनर्वितरण होता है, और इसकी अधिकतम सामग्री उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र से भूमध्यरेखीय अक्षांशों तक जाती है। इसी समय, वायुमंडल में कुल वैश्विक वाष्प सामग्री (वाइकिंग -1 डेटा के अनुसार) लगभग स्थिर रहती है और 1.3 किमी 3 बर्फ के बराबर होती है। उत्तरी अवशिष्ट ध्रुवीय टोपी के आसपास के अंधेरे क्षेत्र में गर्मियों में एच 2 ओ (अवक्षेपित पानी का 100 माइक्रोन, 0.2 वोल्ट% के बराबर) की अधिकतम सामग्री दर्ज की गई थी - वर्ष के इस समय ध्रुवीय टोपी की बर्फ के ऊपर का वातावरण आमतौर पर संतृप्ति के करीब है।

    दक्षिणी गोलार्ध में वसंत-गर्मियों की अवधि में, जब धूल के तूफान सबसे अधिक सक्रिय रूप से बनते हैं, तो दैनिक या अर्ध-दैनिक वायुमंडलीय ज्वार देखे जाते हैं - सतह के पास दबाव में वृद्धि और इसके ताप के जवाब में वातावरण का थर्मल विस्तार।

    ऋतुओं का परिवर्तन ऊपरी वायुमंडल को भी प्रभावित करता है - दोनों तटस्थ घटक (थर्मोस्फीयर) और प्लाज्मा (आयनोस्फीयर), और इस कारक को सौर चक्र के साथ ध्यान में रखा जाना चाहिए, और यह ऊपरी की गतिशीलता का वर्णन करने के कार्य को जटिल बनाता है वायुमंडल।

    दीर्घकालिक परिवर्तन

    यह सभी देखें

    टिप्पणियाँ

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एक सामान्य गलती जो आमतौर पर किसी विशेष ग्रह की जलवायु परिस्थितियों का अनुमान लगाती है, वह है घनत्व के साथ दबाव को भ्रमित करना। यद्यपि सैद्धांतिक दृष्टिकोण से हम सभी दबाव और घनत्व के बीच के अंतर को जानते हैं, वास्तव में यह पृथ्वी पर वायुमंडलीय दबाव की तुलना किसी दिए गए ग्रह के वायुमंडलीय दबाव से बिना किसी सावधानी के करने के लिए किया जाता है।

किसी भी स्थलीय प्रयोगशाला में जहां गुरुत्वाकर्षण लगभग समान है, यह सावधानी आवश्यक नहीं है और अक्सर घनत्व के लिए "समानार्थी" के रूप में दबाव का उपयोग करता है। कुछ घटनाओं को "दबाव/तापमान" लागत के संदर्भ में सुरक्षित रूप से नियंत्रित किया जाता है, जैसे कि चेहरा आरेख (या राज्य आरेख), जहां वास्तव में "घनत्व और तापमान गुणांक" या "दबाव/तापमान में" की बात करना अधिक सही होगा। अन्यथा हम अंतरिक्ष में कक्षा में अंतरिक्ष यान में गुरुत्वाकर्षण (और फिर भारहीनता) की अनुपस्थिति में तरल पानी की उपस्थिति को नहीं समझते हैं!

वास्तव में, तकनीकी रूप से, वायुमंडलीय दबाव "वजन" है जो हमारे सिर के ऊपर एक निश्चित मात्रा में गैस नीचे की हर चीज पर डालता है। हालांकि, वास्तविक समस्या यह है कि वजन न केवल घनत्व के कारण होता है बल्कि स्पष्ट रूप से गुरुत्वाकर्षण के कारण होता है। उदाहरण के लिए, यदि हम पृथ्वी के गुरुत्वाकर्षण को 1/3 से कम कर दें, तो यह स्पष्ट है कि हमारे ऊपर जितनी गैस है, उसका मूल भार का एक तिहाई हिस्सा होगा, जबकि गैस की मात्रा बिल्कुल समान रहती है। तो, फिर, तुलना में वातावरण की परिस्थितियाँदो ग्रहों के बीच दबाव की बजाय घनत्व की बात करना ज्यादा सही होगा।

पृथ्वी के वायुमंडलीय दबाव को मापने वाले पहले उपकरण टोरिसेली बैरोमीटर के कामकाज का विश्लेषण करके हम इस सिद्धांत को बहुत अच्छी तरह से समझते हैं। यदि हम पारे की एक बंद नली को एक तरफ भरते हैं और खुले सिरे को पारे से भरे टैंक में भी डुबोकर लंबवत रखते हैं, तो आप पुआल के शीर्ष पर एक निर्वात कक्ष के गठन को देखेंगे। टोरिसेली ने वास्तव में नोट किया कि पुआल में मौजूद बाहरी दबाव, पारा स्तंभ को लगभग 76 सेमी ऊंचा समर्थन देना था। विशिष्ट पारा उत्पाद, पृथ्वी के गुरुत्वाकर्षण और पारा स्तंभ की ऊंचाई की गणना करके, कोई ऊपर के वजन की गणना कर सकता है वातावरण।

विकिपीडिया से: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org

अपने समय के लिए शानदार, हालांकि, "अर्थलिंग्स" में उपयोग किए जाने पर इसकी मजबूत सीमाएँ हैं। वास्तव में, सूत्र के तीन कारकों में से दो में वास्तविक गुरुत्वाकर्षण के रूप में, गुरुत्वाकर्षण में कोई भी अंतर बैरोमीटर की प्रतिक्रिया में एक द्विघात अंतर पैदा करता है, फिर, हवा का एक ही स्तंभ, मूल गुरुत्वाकर्षण के 1/3 वाले ग्रह पर , बैरोमीटर के लिए, Torricelli , मूल मान के 1/9 दबाव में उत्पादन करेगा।
स्पष्ट रूप से, वाद्य कलाकृतियों के अलावा, तथ्य यह है: हवा के एक ही स्तंभ का भार ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण के समानुपाती होगा, जिस पर समय-समय पर हमारे पास यह होगा, इसलिए केवल बैरोमीटर का दबाव घनत्व का पूर्ण माप नहीं है!
मंगल ग्रह के वातावरण के विश्लेषण में इस प्रभाव को व्यवस्थित रूप से अनदेखा किया जाता है। हम एचपीए में दबाव के बारे में आसानी से बात करते हैं और एचपीए के दबाव को पूरी तरह से नजरअंदाज करते हुए सीधे पृथ्वी से निपटते हैं, जो कि मंगल पर गुरुत्वाकर्षण पृथ्वी के लगभग 1/3 (38% की सटीकता के लिए) है। वही गलतियाँ आपने तब कीं जब आप पानी के आरेखों के चेहरों को देखते हुए यह प्रदर्शित करते हैं कि मंगल पर पानी तरल रूप में मौजूद नहीं हो सकता है। विशेष रूप से, पृथ्वी पर पानी का त्रिगुण बिंदु, 6.1 hPa है, लेकिन मंगल पर, जहाँ गुरुत्वाकर्षण पृथ्वी के 38% है। यदि आप hPa में करते हैं, तो यह बिल्कुल 6.1 होगा, लेकिन 2.318 hPa के लिए (हालांकि बैरोमीटर, Torricelli होगा मार्क 0.88 एचपीए)। हालाँकि, यह विश्लेषण, मेरी राय में, हमेशा धोखे से, व्यवस्थित रूप से टाला जाता है, अंकन को उसी जमीनी मूल्यों पर पुनर्स्थापित करता है। मंगल ग्रह के वायुमंडलीय दबाव के लिए 5-7 hpa का समान संकेत स्पष्ट रूप से नहीं बताया गया है कि क्या इसका मतलब है पृथ्वी का गुरुत्वाकर्षणया मंगल।
वास्तव में मंगल ग्रह पर 7 hPa का पृथ्वी पर गैस घनत्व होना चाहिए जो लगभग 18.4 hPa होगा। यह बिल्कुल परिहार्य है आधुनिक शोध, मान लें कि 60 नेक्स्ट की दूसरी छमाही में, जबकि पहले सख्ती से कहा गया था कि दबाव पृथ्वी का दसवां हिस्सा था लेकिन 1/3 के घनत्व के साथ। विशुद्ध रूप से वैज्ञानिक दृष्टिकोण से, हवा के एक स्तंभ के वास्तविक वजन पर विचार किया गया था, जिसके परिणामस्वरूप जमीन पर उसके वास्तविक वजन का 1/3 हिस्सा था, लेकिन वास्तव में घनत्व पृथ्वी के 1/3 के बराबर था। . हाल के अध्ययनों में यह अंतर कैसे आया?

शायद इसलिए कि पानी के तरल चरण को रखने की असंभवता के बारे में बात करना आसान है?
इस थीसिस के अन्य सुराग हैं: प्रत्येक वातावरण वास्तव में मुख्य रूप से नीले रंग में प्रकाश प्रकीर्णन (बिखरने) का उत्पादन करता है, जिसका मंगल के मामले में भी आसानी से विश्लेषण किया जा सकता है। हालांकि मंगल ग्रह का वातावरण धूल का एक गुच्छा है जो इसे लाल रंग का बनाता है, मंगल की मनोरम छवि के नीले रंग के घटक को अलग करके, आप मंगल के वायुमंडल के घनत्व का अंदाजा लगा सकते हैं। यदि हम पृथ्वी के आकाश की तुलना विभिन्न ऊंचाइयों पर ली गई छवियों से करते हैं, और फिर घनत्व के विभिन्न अंशों के साथ, तो हम समझते हैं कि नाममात्र का आकार जिसमें हमें 7 hPa, यानी खोजने चाहिए। 35.000 मीटर, आकाश पूरी तरह से काला है, साल्वो मेला क्षितिज एक बैंड है जहां वास्तव में हम अभी भी हमारे वायुमंडल की परतों में देख सकते हैं।

लेफ्ट: 22 जून, 1999 को पाथफाइंडर प्रोब द्वारा लिया गया मंगल ग्रह के परिदृश्य का फुटेज। स्रोत: http://photojournal.JPL। nasa.gov/catalog/PIA01546 दाएं: बगल में नीला चैनल; आकाश की तीव्रता पर ध्यान दें!

बाएं: सिडनी - दक्षिण पूर्व ऑस्ट्रेलिया का शहर, न्यू साउथ वेल्स की राजधानी, 6 मीटर पर। दाएं: ब्लू चैनल नजदीक आ रहा है।

बाएं: सिडनी, लेकिन हमेशा रेतीले तूफान के दौरान। दाएं: नीला चैनल निकट आ रहा है; जैसा कि आप देख सकते हैं, लटकती धूल आकाश की चमक को कम करती है, इसे नहीं बढ़ाती, नासा मंगल के मामले में जो दावा किया जाता है, उसके विपरीत!

यह स्पष्ट है कि नीले बैंड द्वारा फ़िल्टर किए गए मंगल ग्रह के आकाश की तस्वीरें बहुत अधिक चमकीली हैं, माउंट एवरेस्ट पर ली गई छवियों के लगभग तुलनीय हैं, जो कि 9.000 मीटर से थोड़ा कम है, जहां देखने के लिए कि वायुमंडलीय दबाव 1/3 सामान्य समुद्र स्तर है या नहीं। दबाव।

डेविल्स डस्ट परिघटना द्वारा मंगल ग्रह के वायुमंडल के घनत्व की घोषणा से अधिक होने के गंभीर लाभ का एक और प्रमाण प्रदान किया गया था। ये "मिनी टॉर्नेडो" कई किलोमीटर तक रेत के स्तंभों को उठाने में सक्षम हैं; लेकिन यह कैसे संभव है?
नासा ने, स्वयं, एक निर्वात कक्ष में, 7 hPa के मंगल ग्रह के दबाव का अनुकरण करते हुए, उनका अनुकरण करने की कोशिश की, और जब तक यह दबाव कम से कम 11 बार नहीं बढ़ा, तब तक वे घटना का अनुकरण करने में असमर्थ थे! प्रारंभिक दबाव, बहुत शक्तिशाली पंखे का उपयोग करने पर भी, कुछ भी नहीं उठा सकता था!
वास्तव में, 7 GPa वास्तव में सरल है, इस तथ्य को ध्यान में रखते हुए कि समुद्र तल से ऊपर उठने के अलावा, यह भिन्नात्मक मूल्यों के लिए तुरंत कम हो जाता है; लेकिन फिर सभी घटनाएं माउंट ओलंपस के पास देखी जाती हैं, जिसका मतलब है कि ऊंचाई में 17 किमी, यह कैसे हो सकता है?

टेलीस्कोपिक अवलोकनों से यह ज्ञात होता है कि मंगल का एक बहुत ही सक्रिय वातावरण है, विशेष रूप से बादलों और कोहरे के गठन के संबंध में, केवल रेतीले तूफान ही नहीं। एक दूरबीन के माध्यम से मंगल का अवलोकन वास्तव में, एक नीली रोशनी फिल्टर डालने से, आप इन सभी वायुमंडलीय घटनाओं को उजागर कर सकते हैं जो नगण्य से बहुत दूर हैं। सुबह और शाम कोहरा, भौगोलिक बादल, ध्रुवीय बादल हमेशा मध्यम मीडिया शक्ति के साथ एक दूरबीन में देखे जाते थे। कोई भी, उदाहरण के लिए, एक साधारण ग्राफिक्स प्रोग्राम के साथ, तीन लाल स्तरों को अलग कर सकता है, हरा, नीला रंगमंगल ग्रह की तस्वीरें और जांचें कि यह कैसे काम करता है। लाल चैनल से संबंधित एक छवि हमें एक अच्छा स्थलाकृतिक मानचित्र प्रदान करेगी जबकि नीला चैनल ध्रुवीय बर्फ टोपी और बादल दिखाएगा। अंतरिक्ष दूरबीन से छवियों पर, दोनों छोटी दूरबीनों से ली गई छवियों पर ऐसा करना आसान है। इसके अलावा, अंतरिक्ष दूरबीन से ली गई छवियों में, आप वातावरण के कारण एक नीले रंग की सीमा देखते हैं, जो तब नीला दिखाई देता है न कि लाल, जैसा कि छवि स्थान में दिखाया गया है।

हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा ली गई मंगल की विशिष्ट छवियां। स्रोत: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/

लाल चैनल (बाएं), ग्रीन चैनल (केंद्र) और नीला चैनल (दाएं); भूमध्यरेखीय बादल पर ध्यान दें।

एक और दिलचस्प बिंदु ध्रुवीय जमा का विश्लेषण है; ऊंचाई डेटा और गुरुत्वाकर्षण को पार करना, यह निर्धारित करना असंभव था कि ध्रुवीय जमा उत्तरी ध्रुव पर लगभग 1.5 मीटर और दक्षिणी ध्रुव पर 2.5 मीटर तक मौसमी रूप से भिन्न होते हैं, उस समय औसत जनसंख्या घनत्व लगभग 0.5 ग्राम / की अधिकतम ऊंचाई के साथ। सेमी 3।

इस मामले में, घनत्व, सीओ 2 में 1 मिमी बर्फ 0.04903325 एचपीए का दबाव पैदा करता है; अब, भले ही हम मान लें कि ऊपर दिया गया सबसे आशावादी मंगल ग्रह का दबाव 18.4 hPa है, इस तथ्य की अनदेखी करते हुए कि CO 2 मंगल ग्रह के वायुमंडल का 100% नहीं, बल्कि 95% का प्रतिनिधित्व करता है, अगर हम कंडेन्सिमो होते तो पृथ्वी के सभी वातावरण को एक परत 37.5 मिल जाती। सेमी मोटा!
दूसरी ओर, 0.5 ग्राम/सेमी 3 घनत्व वाली 1.5 फीट कार्बन डाइऑक्साइड बर्फ 122.6 hPa के बजाय 73.5 hPa और 2.5 मीटर का दबाव पैदा करती है!

सतही वायुमंडलीय दबाव का समय विकास दो वाइकिंग लैंडर्स 1 और 2 दर्ज किया गया (वाइकिंग लैंडर 1 वह क्रिस स्पेस में 22.48° n, 49.97° W, औसत से 1.5 किमी नीचे उतरा। वाइकिंग लैंडर 2 वह 47.97° n, 225.74 पर यूटोपिया अंतरिक्ष में उतरा। ° W, औसत से 3 किमी नीचे) मंगल ग्रह के मिशन के पहले तीन वर्षों के दौरान: वर्ष 1 (डॉट्स), वर्ष 2 (ठोस रेखा) और वर्ष 3 (धराशायी रेखा) एक ही कॉलम में फिट होते हैं। टिलमैन स्रोत और अतिथि (1987) (टिलमैन 1989 भी देखें)।

इस पर भी विचार करें, यदि दो गोलार्द्धों के बीच मौसमी शुष्क बर्फ का द्रव्यमान समान था, तो वैश्विक वायुमंडलीय दबाव में मौसमी बदलाव नहीं होना चाहिए, क्योंकि ध्रुवीय टोपी का पतन हमेशा दूसरे गोलार्ध में फर्श पर संक्षेपण द्वारा ऑफसेट किया जाएगा।

लेकिन हम जानते हैं कि मंगल की कक्षा के चपटे होने से दो गोलार्द्धों के औसत तापमान में लगभग 20 डिग्री सेल्सियस का अंतर पैदा होता है, ऊपर से 30 डिग्री सेल्सियस के अक्षांश के अनुकूल -30 डिग्री सेल्सियस तक। ध्यान रखें कि 7 GPa CO 2 ICES 123 ° c (~ 150 ° K) है, जबकि 18.4 hPa ( सही मानमंगल के गुरुत्वाकर्षण के लिए) ICES ~-116°C (~157°K) तक।

बोरियल स्प्रिंग (Ls = 43 - 54°) के दौरान मेरिनर 9 मिशन द्वारा एकत्र किए गए डेटा की तुलना। आईआरआईएस प्रयोग द्वारा पता लगाए गए तापमान (केल्विन में) के ऊपर ग्राफ पर ठोस रेखा द्वारा दिखाया गया है। धराशायी-बिंदीदार वक्र स्थानीय हवाओं (m s-1 में) को से प्राप्त के रूप में दिखाते हैं गर्मी संतुलनहवा (पोलैक एट 1981)। मध्य ग्राफ उसी मौसम के लिए सिमुलेशन तापमान (K) दिखाता है, जबकि निचला ग्राफ सिमुलेशन हवाओं (m s-1 में) का प्रतिनिधित्व करता है। स्रोत: "मौसम संबंधी परिवर्तनशीलता और मंगल ग्रह पर वार्षिक सतह दबाव चक्र" फ्रेडरिक ऑउरडिन, ले वैन फू, फ्रांकोइस फॉरगेट, ओलिवियर तालाग्रैंड (1993)

मेरिनर 9 के अनुसार, केवल दक्षिणी ध्रुव पर ही हम आवश्यक मौसम की स्थिति पाते हैं, हालांकि पृथ्वी से जुड़े वैश्विक सर्वेक्षक (MGS) के नुकसान के अनुसार, दोनों गोलार्द्धों में उपस्थिति संभव है।

मार्स ग्लोबल सर्वेयर (MGS) पर सवार थर्मल स्पेक्ट्रोमीटर (TES) से लिया गया, मंगल के डिग्री सेल्सियस में न्यूनतम मिट्टी का तापमान। क्षैतिज और ऊर्ध्वाधर अक्षांश में सूर्य का देशांतर (Ls)। तालिका का नीला भाग न्यूनतम तापमान, औसत वार्षिक अधिकतम और हमेशा दैनिक न्यूनतम तापमान के संदर्भ में दर्शाता है।

फिर, डीब्रीफिंग, वातावरण -123 डिग्री सेल्सियस शून्य -132 डिग्री सेल्सियस के न्यूनतम तापमान तक पहुंचने लगता है; मैं ध्यान देता हूं कि -132°2 पर दबाव बर्फ के बिना 1.4 GPa से अधिक नहीं होना चाहिए!

कार्बन डाइऑक्साइड वाष्प दबाव ग्राफ; इस ग्राफ की अन्य उपयोगिताओं के बीच, आप किसी दिए गए तापमान पर संघनन (इस मामले में बर्फ पर) से पहले अधिकतम दबाव CO2 तक पहुंच सकते हैं।

लेकिन वापस मौसमी ध्रुवीय निक्षेपों की ओर; जैसा कि हमने देखा है, कम से कम रात में, 60° अक्षांश पर, शुष्क बर्फ के बनने की स्थितियाँ प्रतीत होती हैं, लेकिन ध्रुवीय रात के दौरान वास्तव में क्या होता है?

आइए दो पूरी तरह से अलग राज्यों से शुरू करें: सतह से संक्षेपण हवा के द्रव्यमान को ठंडा करने के लिए, या "ठंडा"।

पहले मामले के लिए, मान लीजिए कि मिट्टी का तापमान कार्बन डाइऑक्साइड की हिमांक सीमा से नीचे चला जाता है; मिट्टी बर्फ की एक परत के साथ अधिक से अधिक ढंकना शुरू कर देगी, जब तक कि यहां बर्फ के कारण होने वाला थर्मल इन्सुलेशन प्रक्रिया को रोकने के लिए पर्याप्त नहीं होगा। शुष्क बर्फ के मामले में, एक अच्छा थर्मल इंसुलेटर होने के नाते, यह बहुत छोटा है, इसलिए यह घटना स्वयं में देखे गए बर्फ संचय को उचित ठहराने के लिए पर्याप्त प्रभावी नहीं है! इसके प्रमाण के रूप में उत्तरी ध्रुव और दक्षिणी ध्रुवरिकॉर्ड -132 डिग्री सेल्सियस के अंतर्गत आता है, जहां न्यूनतम -130 डिग्री सेल्सियस (टीईएस एमजीएस के अनुसार) है। मुझे मंगल ग्रह की कक्षा से -132°c का विश्वसनीय पता लगाने और स्पेक्ट्रोस्कोपिक पथ दोनों में दिलचस्पी है, क्योंकि इस तापमान पर मिट्टी को संघनन प्रक्रिया से ही छिपाया जाना चाहिए!

दूसरे मामले में, यदि वायु द्रव्यमान (इस मामले में सीओ 2 लगभग शुद्ध) ओस बिंदु तक पहुंच जाता है, जैसे ही तापमान गिरता है, तो इसका दबाव उस तापमान पर उस गैस के लिए "वाष्प दबाव" द्वारा निर्धारित सीमा से अधिक नहीं होता है। , किसी भी अतिरिक्त गैस के द्रव्यमान के तत्काल जमीनी संघनन का कारण! वास्तव में, इस प्रक्रिया की प्रभावशीलता वास्तव में नाटकीय है; अगर हम मंगल ग्रह पर इसी तरह की घटना का अनुकरण करते हैं, तो हमें उन घटनाओं की श्रृंखला पर भी विचार करना होगा जो पैदा करेंगी।

हम दक्षिणी ध्रुव का तापमान कम करते हैं, उदाहरण के लिए -130 डिग्री सेल्सियस तक, प्रारंभिक दबाव 7 hPa है; आगमन दबाव ~ 2 GPa होना चाहिए, जिससे शुष्क बर्फ की बर्फ वर्षा ~ 50 सेमी मोटी (0.1 Gy/cm 2) हो सकती है यदि 0.5 Gy/cm 2 मैच ~ 10 सेमी मोटी पर संकुचित हो। बेशक, आस-पास के क्षेत्रों से निचले (श्रृंखला) दबाव और तापमान के प्रभाव से, इस तरह के दबाव का अंतर तुरंत आसपास के क्षेत्रों से हवा में होगा, लेकिन संक्षेपण योगदान सभी बर्फ में है। प्रक्रिया स्वयं भी उसी पर तापीय ऊर्जा (तब तापमान वृद्धि) बनाने की प्रवृत्ति रखती है, लेकिन यदि तापमान -130 डिग्री सेल्सियस पर रहता है, तो संक्षेपण प्रक्रिया तभी रुकेगी जब सभी ग्रह 2 hPa के संतुलन दबाव तक पहुंच जाएंगे!

इस छोटे से अनुकरण का उपयोग न्यूनतम तापमान और बैरोमीटर के दबाव में परिवर्तन के बीच संबंध को समझने के लिए किया जाता है, यह बताते हुए कि न्यूनतम तापमान और दबाव संबंधित क्यों हैं। दो वाइकिंग लैंडर्स द्वारा दर्ज किए गए प्रस्तुत बैरोमीटर के दबाव ग्राफ़ से हम जानते हैं कि वाइकिंग 1 के लिए दबाव न्यूनतम 6.8 hPa से लेकर अधिकतम 9.0 hPa तक, औसत मान 7.9 के साथ भिन्न होता है। वाइकिंग्स 2 के लिए स्वीकार्य मान 7.4 एचपीए से 10.1 जीपीए पर औसत 8.75 एचपीए के साथ हैं। हम यह भी जानते हैं कि वीएल 1 वह 1.5 किमी और वीएल 2 3 किमी, दोनों नीचे उतरा औसत स्तरमंगल। यह देखते हुए कि मंगल का औसत स्तर 6.1 hPa है (पानी के त्रिगुण बिंदु से आता है!), यदि हम औसत से ऊपर के मानों को 6.1 hPa पर मापते हैं, तो दोनों 5.2 ± 0.05 hPa से कम और अधिकतम 7 से भिन्न होते हैं ± 0.05 एचपीए। जबकि न्यूनतम मान 5.2 GPa है, कम तापमान, हमें ~-125°C (~148° K) मिलता है, जो पहले से ही आपके डेटा से स्पष्ट असहमति में है। अब, जबकि दबाव 7 HPA से 5.2 HPA तक गिर जाता है, 18.4 सेमी मोटा (0.1 Gy/cm 2) जमा हो जाता है, यदि 0.5 Gy/cm 2 मैच ~ 3.7 cm मोटा हो, और यह कि दक्षिण ध्रुवीय टोपी की सतह ~ 1 है / 20 मंगल की कुल सतह (निश्चित रूप से डिफ़ॉल्ट के करीब!), 3.7 सेमी X 20 = 74 सेमी, यह पता चला ध्रुवीय जमा के भीतर एक बहुत छोटा मूल्य है!

इसलिए, थर्मल डेटा और मौसम डेटा के बीच एक स्पष्ट विरोधाभास है, यदि कोई दूसरे का समर्थन नहीं करता है! इस तरह के कम तापमान के परिणामस्वरूप मजबूत दबाव में उतार-चढ़ाव होगा (यहां तक ​​​​कि दिन और रात के बीच भी!) या समग्र दबाव भी कम होगा! दूसरी ओर, हालांकि, डेविल्स डस्ट नाममात्र एचपीए, गली, स्काइलाईट स्प्रेड, या क्षणिक ध्रुवीय जमा की परिमाण जैसी चीजों के लिए 7 बिल्कुल अपर्याप्त है, जिसे आपने 7 एचपीए वायुमंडलीय दबाव से बेहतर तरीके से समझाया है।

अब तक, केवल कार्बन डाइऑक्साइड से संबंधित पहलू, जिन्हें वायुमंडल का एक प्रमुख घटक माना जाता है (~95%); लेकिन अगर हम इस विश्लेषण में पानी का भी परिचय दें, तो पदनाम 7 GPa पूरी तरह से हास्यास्पद हो जाता है!
उदाहरण के लिए, तरल पानी के प्रवाह द्वारा छोड़े गए निशान (न्यूटन क्रेटर देखें) जहां पानी केवल भाप की स्थिति में होना चाहिए, बहुत कम दबाव और तापमान लगभग 27 डिग्री सेल्सियस तक नीचे होना चाहिए!
ऐसी स्थिति में, हम सुरक्षित रूप से कह सकते हैं कि दबाव (स्थलीय परिस्थितियों में) 35 hPa से कम नहीं हो सकता है!

हर ग्रह कई मायनों में बाकियों से अलग होता है। लोग अन्य पाए गए ग्रहों की तुलना उस ग्रह से करते हैं जिसे वे अच्छी तरह जानते हैं, लेकिन पूरी तरह से नहीं, - यह पृथ्वी ग्रह है। आखिरकार, यह तार्किक है, हमारे ग्रह पर जीवन प्रकट हो सकता है, जिसका अर्थ है कि यदि आप हमारे समान ग्रह की तलाश करते हैं, तो वहां भी जीवन खोजना संभव होगा। इन तुलनाओं के कारण, ग्रहों का अपना है विशिष्ट सुविधाएं. उदाहरण के लिए, शनि के सुंदर छल्ले हैं, जिसके कारण शनि को सबसे अधिक कहा जाता है सुंदर ग्रहसौर प्रणाली। बृहस्पति मोस्ट बड़ा ग्रहमें सौर प्रणालीऔर बृहस्पति की यह विशेषता। तो मंगल ग्रह की विशेषताएं क्या हैं? यह लेख इसी के बारे में है।

सौरमंडल के कई अन्य ग्रहों की तरह मंगल के भी चंद्रमा हैं। मंगल के दो चंद्रमा हैं, फोबोस और डीमोस। उपग्रहों को उनके नाम यूनानियों से मिले। फोबोस और डीमोस एरेस (मंगल) के पुत्र थे और हमेशा अपने पिता के करीब थे, जैसे ये दोनों उपग्रह हमेशा मंगल के करीब होते हैं। अनुवाद में, "फोबोस" का अर्थ है "डर", और "डीमोस" का अर्थ है "डरावनी"।

फोबोस एक ऐसा चंद्रमा है जिसकी कक्षा ग्रह के बहुत करीब है। यह पूरे सौर मंडल में ग्रह का सबसे निकटतम उपग्रह है। मंगल की सतह से फोबोस की दूरी 9380 किलोमीटर है। यह उपग्रह 7 घंटे 40 मिनट की आवृत्ति के साथ मंगल की परिक्रमा करता है। यह पता चला है कि फोबोस मंगल के चारों ओर तीन और कुछ चक्कर लगाने का प्रबंधन करता है, जबकि मंगल स्वयं अपनी धुरी के चारों ओर एक चक्कर लगाता है।

डीमोस सौरमंडल का सबसे छोटा चंद्रमा है। सैटेलाइट का डाइमेंशन 15x12.4x10.8 किमी है। और उपग्रह से ग्रह की सतह तक की दूरी 23,450 हजार किमी है। मंगल के चारों ओर डीमोस की परिक्रमा की अवधि 30 घंटे 20 मिनट है, जो ग्रह को अपनी धुरी पर घूमने में लगने वाले समय से थोड़ा अधिक है। यदि आप मंगल ग्रह पर हैं, तो फोबोस पश्चिम में उठेगा और पूर्व में अस्त होगा, जबकि प्रति दिन तीन चक्कर लगाएगा, और इसके विपरीत, डीमोस, पूर्व में उठेगा और पश्चिम में स्थापित होगा, जबकि चारों ओर केवल एक चक्कर लगाएगा। प्लैनट।

मंगल और उसके वायुमंडल की विशेषताएं

मंगल की एक मुख्य विशेषता यह है कि इसे बनाया गया था। मंगल ग्रह पर वातावरण बहुत ही रोचक है। अब मंगल ग्रह पर वातावरण बहुत दुर्लभ है, संभव है कि भविष्य में मंगल अपना वातावरण पूरी तरह से खो देगा। मंगल के वातावरण की विशेषता यह है कि एक समय में मंगल का वही वातावरण और वायु था जो हमारे गृह ग्रह पर था। लेकिन विकास के क्रम में, लाल ग्रह ने अपना लगभग पूरा वातावरण खो दिया। अब लाल ग्रह के वायुमंडल का दबाव हमारे ग्रह के दबाव का केवल 1% है। मंगल के वातावरण की विशेषता यह भी है कि पृथ्वी के सापेक्ष ग्रह के तीन गुना कम गुरुत्वाकर्षण के साथ भी, मंगल ग्रह धूल भरी आंधी को उठा सकता है, हवा में टन रेत और मिट्टी उठा सकता है। धूल भरी आंधी ने हमारे खगोलविदों की नसों को पहले ही एक से अधिक बार खराब कर दिया है, क्योंकि धूल भरी आंधी बहुत व्यापक है, इसलिए पृथ्वी से मंगल का अवलोकन असंभव हो जाता है। कभी-कभी ऐसे तूफान महीनों तक भी रह सकते हैं, जो ग्रह के अध्ययन की प्रक्रिया को बहुत खराब कर देते हैं। लेकिन मंगल ग्रह की खोज यहीं नहीं रुकती। मंगल की सतह पर ऐसे रोबोट हैं जो ग्रह की खोज की प्रक्रिया को नहीं रोकते हैं।

मंगल ग्रह की वायुमंडलीय विशेषताएं इस तथ्य में भी हैं कि मंगल ग्रह के आकाश के रंग के बारे में वैज्ञानिकों के अनुमानों का खंडन किया गया है। वैज्ञानिकों ने सोचा था कि मंगल ग्रह पर आसमान काला हो, लेकिन ली गई तस्वीरें अंतरिक्ष स्टेशनग्रह से इस सिद्धांत का खंडन किया। मंगल ग्रह पर आकाश बिल्कुल भी काला नहीं है, यह गुलाबी है, हवा में मौजूद रेत और धूल के कणों के लिए धन्यवाद और 40% सूर्य के प्रकाश को अवशोषित करता है, जिसकी बदौलत मंगल पर गुलाबी आकाश का प्रभाव पैदा होता है।

मंगल ग्रह के तापमान की विशेषताएं

मंगल ग्रह के तापमान की माप अपेक्षाकृत बहुत पहले शुरू हुई थी। यह सब 1922 में लैम्पलैंड के माप के साथ शुरू हुआ। तब मापों ने संकेत दिया कि मंगल पर औसत तापमान -28º सी है। बाद में, 50 और 60 के दशक में, ग्रह के तापमान शासन के बारे में कुछ ज्ञान जमा किया गया था, जो 20 से 60 के दशक तक किया गया था। इन मापों से, यह पता चलता है कि दिन के दौरान ग्रह के भूमध्य रेखा पर तापमान +27º C तक पहुँच सकता है, लेकिन शाम तक यह शून्य हो जाएगा, और सुबह तक यह -50º C हो जाता है। ध्रुवों पर तापमान से भिन्न होता है +10º C, ध्रुवीय दिन के दौरान, और ध्रुवीय रात के दौरान बहुत कम तापमान पर।

मंगल की राहत की विशेषताएं

मंगल की सतह, अन्य ग्रहों की तरह, जिनमें वायुमंडल नहीं है, विभिन्न प्रभाव वाले क्रेटर से प्रभावित हैं। अंतरिक्ष वस्तुएं. क्रेटर आकार में छोटे (व्यास में 5 किमी) और बड़े (50 से 70 किमी व्यास वाले) होते हैं। अपने वायुमंडल की अनुपस्थिति के कारण, मंगल उल्का वर्षा के अधीन था। लेकिन ग्रह की सतह में न केवल क्रेटर हैं। पहले, लोगों का मानना ​​था कि मंगल पर कभी पानी नहीं था, लेकिन ग्रह की सतह के अवलोकन एक अलग कहानी बताते हैं। मंगल की सतह में चैनल और यहां तक ​​​​कि छोटे अवसाद भी हैं, जो पानी के जमाव की याद दिलाते हैं। इससे पता चलता है कि मंगल पर पानी था, लेकिन कई कारणों से वह गायब हो गया। अब यह कहना मुश्किल है कि क्या किया जाना चाहिए ताकि मंगल ग्रह पर पानी फिर से दिखाई दे और हम ग्रह के पुनरुत्थान का निरीक्षण कर सकें।

लाल ग्रह पर ज्वालामुखी भी हैं। सबसे प्रसिद्ध ज्वालामुखी माउंट ओलिंप है। यह ज्वालामुखी उन सभी के लिए जाना जाता है जो मंगल ग्रह में रुचि रखते हैं। यह ज्वालामुखी न केवल मंगल ग्रह पर बल्कि सौरमंडल की सबसे बड़ी पहाड़ी है, यह इस ग्रह की एक और विशेषता है। यदि आप माउंट ओलिंप की तलहटी में खड़े हैं, तो इस ज्वालामुखी के किनारे को देखना असंभव होगा। यह ज्वालामुखी इतना बड़ा है कि इसके किनारे क्षितिज से परे जाते हैं और ऐसा लगता है कि ओलिंप अंतहीन है।

मंगल के चुंबकीय क्षेत्र की विशेषताएं

यह शायद आखिरी है दिलचस्प विशेषतायह ग्रह। चुंबकीय क्षेत्र ग्रह का रक्षक है, जो हर चीज को पीछे कर देता है विद्युत शुल्कग्रह की ओर बढ़ना और उन्हें उनके मूल प्रक्षेपवक्र से पीछे हटाना। चुंबकीय क्षेत्र पूरी तरह से ग्रह के केंद्र पर निर्भर है। मंगल पर कोर लगभग स्थिर है और इसलिए ग्रह का चुंबकीय क्षेत्र बहुत कमजोर है। चुंबकीय क्षेत्र की क्रिया बहुत दिलचस्प है, यह हमारे ग्रह की तरह वैश्विक नहीं है, लेकिन इसमें ऐसे क्षेत्र हैं जिनमें यह अधिक सक्रिय है, और अन्य क्षेत्रों में यह बिल्कुल भी नहीं हो सकता है।

इस प्रकार, जो ग्रह हमें इतना सामान्य लगता है, उसकी अपनी विशेषताओं का एक पूरा सेट है, जिनमें से कुछ हमारे सौर मंडल में अग्रणी हैं। मंगल ग्रह उतना सरल ग्रह नहीं है जितना आप पहली नज़र में सोच सकते हैं।

मंगल का वातावरण पृथ्वी के 1% से भी कम है, इसलिए यह सौर विकिरण से ग्रह की रक्षा नहीं करता है और सतह पर गर्मी बरकरार नहीं रखता है। इसका वर्णन करने का यह सबसे छोटा तरीका है, लेकिन आइए इसे करीब से देखें।

मंगल ग्रह के वातावरण की खोज ग्रह पर स्वचालित इंटरप्लेनेटरी स्टेशनों की उड़ान से पहले ही की गई थी। ग्रह के विरोधों के लिए धन्यवाद, जो हर तीन साल में होता है और वर्णक्रमीय विश्लेषण, 19 वीं शताब्दी में पहले से ही खगोलविदों को पता था कि इसकी एक बहुत ही सजातीय रचना है, जिसमें से 95% से अधिक CO2 है।

वाइकिंग लैंडर 1 लैंडर से मंगल ग्रह के आकाश का रंग। 1742 (मंगल दिवस) पर धूल भरी आंधी दिखाई दे रही है।

20वीं शताब्दी में, ग्रहों की जांच के लिए धन्यवाद, हमने सीखा कि मंगल का वातावरण और उसका तापमान दृढ़ता से परस्पर जुड़े हुए हैं, क्योंकि लोहे के आक्साइड के सबसे छोटे कणों के स्थानांतरण के कारण, विशाल धूल के तूफान उत्पन्न होते हैं जो ग्रह के आधे हिस्से को ऊपर उठा सकते हैं। रास्ते में इसका तापमान।

अनुमानित रचना

ग्रह के गैस लिफाफे में 95% कार्बन डाइऑक्साइड, 3% नाइट्रोजन, 1.6% आर्गन और ऑक्सीजन, जल वाष्प और अन्य गैसों की मात्रा होती है। इसके अलावा, यह बहुत भारी धूल के कणों (ज्यादातर आयरन ऑक्साइड) से भरा होता है, जो इसे लाल रंग का रंग देते हैं। आयरन ऑक्साइड के कणों के बारे में जानकारी के लिए धन्यवाद, इस सवाल का जवाब देना बिल्कुल भी मुश्किल नहीं है कि वातावरण किस रंग का है।

कार्बन डाइआक्साइड

अंधेरे टिब्बा जमे हुए कार्बन डाइऑक्साइड के उच्च बनाने की क्रिया का परिणाम हैं, जो वसंत में पिघल गए और दुर्लभ वातावरण में बच गए, इस तरह के निशान को पीछे छोड़ते हुए।

लाल ग्रह का वातावरण कार्बन डाइऑक्साइड से क्यों बना है? ग्रह में अरबों वर्षों से प्लेट विवर्तनिकी नहीं है। प्लेट आंदोलन की कमी ने ज्वालामुखीय हॉटस्पॉट को अंत में लाखों वर्षों तक सतह पर मैग्मा उगलने की अनुमति दी। कार्बन डाइऑक्साइड भी एक विस्फोट का एक उत्पाद है और एकमात्र गैस है जिसे लगातार वायुमंडल द्वारा भर दिया जाता है, वास्तव में, यही एकमात्र कारण है कि यह मौजूद है। इसके अलावा, ग्रह ने अपना चुंबकीय क्षेत्र खो दिया, जिसने इस तथ्य में योगदान दिया कि हल्की गैसों को सौर हवा से दूर ले जाया गया। लगातार हो रहे विस्फोटों के कारण कई बड़े ज्वालामुखी पर्वत दिखाई दिए हैं। माउंट ओलंपस सौरमंडल का सबसे बड़ा पर्वत है।

वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि मंगल ने लगभग 4 अरब साल पहले अपना मैग्नेटोस्फीयर खो जाने के कारण अपना पूरा वातावरण खो दिया था। एक बार की बात है, ग्रह का गैसीय लिफाफा सघन था और मैग्नेटोस्फीयर ने सौर हवा से ग्रह की रक्षा की। सौर हवा, वायुमंडल और मैग्नेटोस्फीयर दृढ़ता से परस्पर जुड़े हुए हैं। सौर कण आयनोस्फीयर के साथ परस्पर क्रिया करते हैं और घनत्व को कम करते हुए इससे अणुओं को दूर ले जाते हैं। यह इस सवाल की कुंजी है कि माहौल कहां गया है। मंगल के पीछे अंतरिक्ष में अंतरिक्ष यान द्वारा इन आयनित कणों का पता लगाया गया है। इसका परिणाम पृथ्वी पर 101,300 Pa के औसत दबाव की तुलना में 600 Pa की सतह पर एक औसत दबाव है।

मीथेन

अपेक्षाकृत हाल ही में अपेक्षाकृत बड़ी मात्रा में मीथेन की खोज की गई है। इस अप्रत्याशित खोज से पता चला कि वातावरण में प्रति अरब मीथेन के 30 भाग हैं। यह गैस ग्रह के विभिन्न क्षेत्रों से आती है। आंकड़े बताते हैं कि मीथेन के दो मुख्य स्रोत हैं।

सूर्यास्त, आकाश का नीला रंग, आंशिक रूप से, मीथेन की उपस्थिति के कारण होता है

ऐसा माना जाता है कि मंगल ग्रह प्रति वर्ष लगभग 270 टन मीथेन का उत्पादन करता है। ग्रह पर स्थितियों के अनुसार, मीथेन लगभग 6 महीनों में जल्दी से नष्ट हो जाता है। मीथेन का पता लगाने योग्य मात्रा में मौजूद होने के लिए, सतह के नीचे सक्रिय स्रोत होने चाहिए। ज्वालामुखीय गतिविधि और सर्पिनाइजेशन मीथेन के गठन के सबसे संभावित कारण हैं।

वैसे, मीथेन एक कारण है कि सूर्यास्त के समय ग्रह का वातावरण नीला होता है। मीथेन अन्य रंगों की तुलना में नीले रंग को बेहतर तरीके से फैलाता है।

मीथेन जीवन का उप-उत्पाद है और यह ज्वालामुखी, भू-तापीय प्रक्रियाओं और जलतापीय गतिविधि का भी परिणाम है। मीथेन एक अस्थिर गैस है, इसलिए ग्रह पर एक स्रोत होना चाहिए जो इसे लगातार भर देता है। यह बहुत सक्रिय होना चाहिए क्योंकि अध्ययनों से पता चला है कि मीथेन एक वर्ष से भी कम समय में नष्ट हो जाता है।

मात्रात्मक रचना

वातावरण की रासायनिक संरचना: यह 95% से अधिक कार्बन डाइऑक्साइड से बना है, 95.32% सटीक होने के लिए। गैसों को निम्नानुसार वितरित किया जाता है:

कार्बन डाइऑक्साइड 95.32%
नाइट्रोजन 2.7%
आर्गन 1.6%
ऑक्सीजन 0.13%
कार्बन मोनोऑक्साइड 0.07%
जल वाष्प 0.03%
नाइट्रिक ऑक्साइड 0.0013%

संरचना

वायुमंडल को चार मुख्य परतों में बांटा गया है: निचला, मध्य, ऊपरी और बाह्यमंडल। निचली परतें एक गर्म क्षेत्र (तापमान लगभग 210 K) हैं। इसे हवा में धूल (1.5 माइक्रोन के पार धूल) और सतह से थर्मल विकिरण द्वारा गर्म किया जाता है।

यह ध्यान में रखा जाना चाहिए कि, बहुत अधिक दुर्लभता के बावजूद, ग्रह के गैसीय लिफाफे में कार्बन डाइऑक्साइड की सांद्रता हमारी तुलना में लगभग 23 गुना अधिक है। इसलिए मंगल का वातावरण इतना अनुकूल नहीं है, न केवल लोग, बल्कि अन्य स्थलीय जीव भी इसमें सांस नहीं ले सकते।

मध्यम - पृथ्वी के समान। वायुमंडल की ऊपरी परतें सौर हवा से गर्म होती हैं और वहां का तापमान सतह की तुलना में बहुत अधिक होता है। इस गर्मी के कारण गैस गैस के लिफाफे को छोड़ देती है। एक्सोस्फीयर सतह से लगभग 200 किमी शुरू होता है और इसकी कोई स्पष्ट सीमा नहीं होती है। जैसा कि आप देख सकते हैं, एक स्थलीय ग्रह के लिए ऊंचाई में तापमान का वितरण काफी अनुमानित है।

मंगल ग्रह पर मौसम

मंगल ग्रह पर पूर्वानुमान आमतौर पर बहुत खराब होता है। आप मंगल ग्रह पर मौसम का पूर्वानुमान देख सकते हैं। मौसम हर दिन बदलता है और कभी-कभी तो हर घंटे में भी। यह उस ग्रह के लिए असामान्य लगता है जिसका वातावरण पृथ्वी का केवल 1% है। इसके बावजूद, मंगल की जलवायु और ग्रह का सामान्य तापमान एक दूसरे को उतना ही प्रभावित करते हैं जितना कि वे पृथ्वी पर करते हैं।

तापमान

गर्मियों में, भूमध्य रेखा पर दिन का तापमान 20 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच सकता है। रात में, तापमान -90 C तक गिर सकता है। एक दिन में 110 डिग्री का अंतर धूल के शैतान और धूल भरी आंधी पैदा कर सकता है जो कई हफ्तों तक पूरे ग्रह को घेर लेता है। सर्दियों का तापमान बेहद कम -140 सी होता है। कार्बन डाइऑक्साइड जम जाता है और सूखी बर्फ में बदल जाता है। मंगल ग्रह के उत्तरी ध्रुव पर सर्दियों में एक मीटर सूखी बर्फ होती है, जबकि दक्षिणी ध्रुव स्थायी रूप से आठ मीटर सूखी बर्फ से ढका रहता है।

बादलों

चूँकि सूर्य से विकिरण और सौर हवा लगातार ग्रह पर बमबारी कर रही है, तरल पानी मौजूद नहीं हो सकता है, इसलिए मंगल पर बारिश नहीं होती है। हालांकि, कभी-कभी बादल दिखाई देते हैं और बर्फ गिरने लगती है। मंगल ग्रह पर बादल बहुत छोटे और पतले हैं।

वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि उनमें से कुछ पानी के छोटे-छोटे कणों से बने हैं। वायुमंडल में जल वाष्प की थोड़ी मात्रा होती है। पहली नज़र में ऐसा लग सकता है कि ग्रह पर बादल मौजूद नहीं हो सकते।

और फिर भी मंगल ग्रह पर बादलों के बनने की स्थितियां हैं। ग्रह इतना ठंडा है कि इन बादलों का पानी कभी बारिश के रूप में नहीं गिरता है, बल्कि ऊपरी वायुमंडल में बर्फ की तरह गिरता है। वैज्ञानिकों ने इसे कई बार देखा है, और इस बात का कोई सबूत नहीं है कि बर्फ सतह तक नहीं पहुंचती है।

धूल

यह देखना काफी आसान है कि वातावरण तापमान शासन को कैसे प्रभावित करता है। सबसे खुलासा करने वाली घटना धूल भरी आंधी है जो स्थानीय रूप से ग्रह को गर्म करती है। वे ग्रह पर तापमान के अंतर के कारण होते हैं, और सतह हल्की धूल से ढकी होती है, जो इतनी कमजोर हवा से भी उठती है।

ये तूफान सौर पैनलों को धूल चटाते हैं, जिससे ग्रह की लंबी अवधि की खोज असंभव हो जाती है। सौभाग्य से, तूफान पैनलों से संचित धूल को उड़ाने वाली हवा के साथ बारी-बारी से आते हैं। लेकिन क्यूरियोसिटी का वातावरण हस्तक्षेप करने में सक्षम नहीं है, उन्नत अमेरिकी रोवर एक परमाणु थर्मल जनरेटर से लैस है और सूर्य के प्रकाश में रुकावट अन्य सौर-संचालित अपॉर्चुनिटी रोवर के विपरीत, इसके लिए भयानक नहीं है।

ऐसा रोवर किसी धूल भरी आंधी से नहीं डरता

कार्बन डाइआक्साइड

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, लाल ग्रह का गैसीय आवरण 95% कार्बन डाइऑक्साइड है। यह जम सकता है और सतह पर गिर सकता है। वायुमंडलीय कार्बन डाइऑक्साइड का लगभग 25% ध्रुवीय कैप में संघनित होता है ठोस बर्फ(सूखी बर्फ)। यह इस तथ्य के कारण है कि सर्दियों की अवधि के दौरान मंगल ग्रह के ध्रुव सूर्य के प्रकाश के संपर्क में नहीं आते हैं।

जब सूरज की रोशनी फिर से ध्रुवों से टकराती है, तो बर्फ गैसीय रूप में बदल जाती है और वापस वाष्पित हो जाती है। इस प्रकार, वर्ष के दौरान दबाव में महत्वपूर्ण परिवर्तन होता है।

धूल शैतान

डस्ट डेविल 12 किलोमीटर ऊँचा और 200 मीटर व्यास

यदि आप कभी किसी रेगिस्तानी क्षेत्र में गए हैं, तो आपने धूल के छोटे-छोटे शैतान देखे हैं जो कहीं से भी निकलते प्रतीत होते हैं। मंगल ग्रह पर धूल के शैतान पृथ्वी की तुलना में थोड़ा अधिक अशुभ हैं। हमारी तुलना में लाल ग्रह के वातावरण का घनत्व 100 गुना कम है। इसलिए, बवंडर बवंडर की तरह अधिक होते हैं, जो हवा में कई किलोमीटर और सैकड़ों मीटर के पार होते हैं। यह आंशिक रूप से बताता है कि क्यों, हमारे ग्रह की तुलना में, वातावरण लाल है - धूल भरी आंधी और लोहे के ऑक्साइड की महीन धूल। साथ ही, सूर्यास्त के समय ग्रह के गैस खोल का रंग बदल सकता है, जब सूर्य अस्त होता है, तो मीथेन प्रकाश के नीले भाग को बाकी हिस्सों की तुलना में अधिक बिखेरता है, इसलिए ग्रह पर सूर्यास्त नीला होता है।

विशेषताएं:मंगल ग्रह का वातावरण पृथ्वी के वायुमंडल से पतला है। संरचना में, यह शुक्र के वातावरण जैसा दिखता है और इसमें 95% कार्बन डाइऑक्साइड होता है। लगभग 4% नाइट्रोजन और आर्गन के लिए जिम्मेदार है। मंगल ग्रह के वातावरण में ऑक्सीजन और जल वाष्प 1% से कम है (सटीक संरचना देखें)। सतह के स्तर पर वायुमंडल का औसत दबाव लगभग 6.1 एमबार है। यह शुक्र की तुलना में 15,000 गुना कम है, और पृथ्वी की सतह से 160 गुना कम है। सबसे गहरे अवसाद में, दबाव 10 एमबार तक पहुंच जाता है।
मंगल ग्रह पर औसत तापमान पृथ्वी की तुलना में बहुत कम है - लगभग -40 डिग्री सेल्सियस। गर्मियों में सबसे अनुकूल परिस्थितियों में, ग्रह के आधे दिन में, हवा 20 डिग्री सेल्सियस तक गर्म होती है - निवासियों के लिए काफी स्वीकार्य तापमान पृथ्वी का। लेकिन सर्दियों की रात में, ठंढ -125 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच सकती है। सर्दियों के तापमान पर, कार्बन डाइऑक्साइड भी जम जाता है, सूखी बर्फ में बदल जाता है। तापमान में इस तरह की तेज गिरावट इस तथ्य के कारण होती है कि मंगल का दुर्लभ वातावरण लंबे समय तक गर्मी बरकरार नहीं रख पाता है। परावर्तक दूरबीन के फोकस पर रखे थर्मामीटर का उपयोग करके मंगल ग्रह के तापमान का पहला माप 1920 के दशक की शुरुआत में किया गया था। 1922 में डब्ल्यू लैम्पलैंड द्वारा किए गए मापों ने मंगल की सतह का औसत तापमान -28 डिग्री सेल्सियस, ई. पेटिट और एस. निकोलसन ने 1924 में -13 डिग्री सेल्सियस प्राप्त किया। 1960 में एक कम मूल्य प्राप्त किया गया था। डब्ल्यू सिंटन और जे स्ट्रांग: -43 डिग्री सेल्सियस। बाद में, 50 और 60 के दशक में। दिन के विभिन्न मौसमों और समयों में मंगल की सतह पर विभिन्न बिंदुओं पर कई तापमान माप संचित और सारांशित किए गए थे। इन मापों से, यह पता चला कि भूमध्य रेखा पर दिन के दौरान तापमान +27 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच सकता है, लेकिन सुबह तक यह -50 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच सकता है।

"झील" फीनिक्स (सूर्य पठार) और नूह की भूमि के क्षेत्रों में मंगल ग्रह पर तापमान का अंतर भी है, तापमान अंतर -53 डिग्री सेल्सियस से + 22 डिग्री सेल्सियस गर्मियों में और -103 डिग्री सेल्सियस से -43 डिग्री सेल्सियस सर्दियों में। तो, मंगल एक बहुत ही ठंडी दुनिया है, लेकिन वहां की जलवायु अंटार्कटिका की तुलना में ज्यादा कठोर नहीं है। जब वाइकिंग द्वारा ली गई मंगल की सतह की पहली तस्वीरें पृथ्वी पर प्रेषित की गईं, तो वैज्ञानिकों को यह देखकर बहुत आश्चर्य हुआ कि मंगल ग्रह का आकाश अपेक्षा के अनुरूप काला नहीं, बल्कि गुलाबी था। यह पता चला कि हवा में लटकी धूल आने वाली धूप का 40% अवशोषित करती है, जिससे रंग प्रभाव पैदा होता है।
तूफानी धूल:हवाएं तापमान अंतर की अभिव्यक्तियों में से एक हैं। ग्रह की सतह पर अक्सर उड़ते हैं तेज हवाओं, जिसकी गति 100 मी/से तक पहुँचती है। कम गुरुत्वाकर्षण धूल के विशाल बादलों को ऊपर उठाने के लिए दुर्लभ वायु धाराओं को भी अनुमति देता है। कभी-कभी मंगल ग्रह पर काफी विशाल क्षेत्र भव्य धूल भरी आंधियों से आच्छादित हो जाते हैं। ज्यादातर वे ध्रुवीय टोपी के पास होते हैं। मंगल ग्रह पर एक वैश्विक धूल भरी आंधी ने मेरिनर 9 जांच से सतह की तस्वीरें लेने से रोक दिया। सितंबर 1971 से जनवरी 1972 तक इसने हंगामा किया, जिससे 10 किमी से अधिक की ऊंचाई पर वातावरण में लगभग एक अरब टन धूल उड़ गई। धूल भरी आंधी सबसे अधिक बार बड़े विरोध की अवधि के दौरान होती है, जब दक्षिणी गोलार्ध में ग्रीष्मकाल मंगल के पेरिहेलियन के माध्यम से पारित होने के साथ मेल खाता है। तूफानों की अवधि 50-100 दिनों तक पहुंच सकती है। (पहले, सतह के बदलते रंग को मंगल ग्रह के पौधों की वृद्धि द्वारा समझाया गया था)।
धूल शैतान:धूल के शैतान मंगल ग्रह पर तापमान से संबंधित प्रक्रियाओं का एक और उदाहरण हैं। इस तरह के बवंडर मंगल ग्रह पर बहुत बार प्रकट होते हैं। वे वातावरण में धूल उड़ाते हैं और तापमान के अंतर के कारण उत्पन्न होते हैं। कारण: दिन के दौरान, मंगल की सतह पर्याप्त रूप से गर्म होती है (कभी-कभी सकारात्मक तापमान तक), लेकिन सतह से 2 मीटर तक की ऊंचाई पर, वातावरण उतना ही ठंडा रहता है। इस तरह की बूंद से अस्थिरता पैदा होती है, हवा में धूल उड़ती है - धूल के शैतान बनते हैं।
भाप:मंगल ग्रह के वातावरण में बहुत कम जलवाष्प है, लेकिन कम दबाव और तापमान पर, यह संतृप्ति के करीब की स्थिति में है, और अक्सर बादलों में इकट्ठा होता है। मंगल ग्रह के बादल पृथ्वी पर मौजूद बादलों की तुलना में अधिक स्पष्ट नहीं होते हैं। उनमें से केवल सबसे बड़े टेलीस्कोप के माध्यम से दिखाई देते हैं, लेकिन अंतरिक्ष यान के अवलोकनों से पता चला है कि मंगल ग्रह पर कई प्रकार के आकार और प्रकार के बादल हैं: सिरस, लहरदार, लेवार्ड (बड़े पहाड़ों के पास और बड़े गड्ढों की ढलानों के नीचे) हवा से सुरक्षित स्थान)। तराई के ऊपर - घाटी, घाटियाँ - और दिन के ठंडे समय में गड्ढों के तल पर अक्सर कोहरे होते हैं। 1979 की सर्दियों में, वाइकिंग-2 लैंडिंग क्षेत्र में बर्फ की एक पतली परत गिरी, जो कई महीनों तक पड़ी रही।
मौसम के:फिलहाल यह ज्ञात है कि सौरमंडल के सभी ग्रहों में मंगल पृथ्वी के समान सबसे अधिक है। यह लगभग 4.5 अरब साल पहले बना था। मंगल के घूर्णन की धुरी लगभग 23.9 ° से अपने कक्षीय तल की ओर झुकी हुई है, जो पृथ्वी के अक्ष के झुकाव के बराबर है, जो 23.4 ° है, और इसलिए वहाँ, जैसे पृथ्वी पर, ऋतुओं का परिवर्तन होता है। ध्रुवीय क्षेत्रों में मौसमी परिवर्तन सबसे अधिक स्पष्ट होते हैं। सर्दियों में, ध्रुवीय टोपियां एक महत्वपूर्ण क्षेत्र पर कब्जा कर लेती हैं। उत्तरी ध्रुवीय टोपी की सीमा ध्रुव से भूमध्य रेखा की एक तिहाई दूरी तक जा सकती है, और दक्षिणी टोपी की सीमा इस दूरी से आधी हो जाती है। यह अंतर इस तथ्य के कारण है कि उत्तरी गोलार्ध में सर्दी तब होती है जब मंगल अपनी कक्षा के पेरीहेलियन से गुजरता है, और दक्षिणी गोलार्ध में जब यह एपेलियन से गुजरता है। इस वजह से, दक्षिणी गोलार्ध में सर्दियाँ उत्तरी की तुलना में अधिक ठंडी होती हैं। और मंगल के चार मौसमों में से प्रत्येक की अवधि सूर्य से इसकी दूरी के आधार पर भिन्न होती है। इसलिए, मंगल ग्रह के उत्तरी गोलार्ध में, सर्दियाँ छोटी और अपेक्षाकृत "मध्यम" होती हैं, और गर्मियाँ लंबी, लेकिन ठंडी होती हैं। दक्षिण में, इसके विपरीत, ग्रीष्मकाल छोटा और अपेक्षाकृत गर्म होता है, और सर्दियाँ लंबी और ठंडी होती हैं।
वसंत की शुरुआत के साथ, ध्रुवीय टोपी "सिकुड़ना" शुरू हो जाती है, जिससे बर्फ के धीरे-धीरे गायब होने वाले द्वीपों को पीछे छोड़ दिया जाता है। उसी समय, अंधेरे की एक तथाकथित लहर ध्रुवों से भूमध्य रेखा तक फैलती है। आधुनिक सिद्धांत इसे इस तथ्य से समझाते हैं कि वसंत की हवाएं विभिन्न परावर्तक गुणों के साथ मिट्टी के बड़े पैमाने पर मेरिडियन के साथ ले जाती हैं।

जाहिर है, कोई भी कैप पूरी तरह से गायब नहीं होता है। इंटरप्लेनेटरी प्रोब की मदद से मंगल की खोज शुरू होने से पहले, यह मान लिया गया था कि इसके ध्रुवीय क्षेत्र जमे हुए पानी से ढके हुए हैं। अधिक सटीक आधुनिक जमीन और अंतरिक्ष मापन ने मंगल ग्रह की बर्फ की संरचना में जमे हुए कार्बन डाइऑक्साइड को भी पाया है। गर्मियों में, यह वाष्पित हो जाता है और वातावरण में प्रवेश करता है। हवाएँ इसे विपरीत ध्रुवीय टोपी तक ले जाती हैं, जहाँ यह फिर से जम जाती है। कार्बन डाइऑक्साइड का यह चक्र और ध्रुवीय टोपियों के विभिन्न आकार मंगल ग्रह के वातावरण के दबाव में परिवर्तनशीलता की व्याख्या करते हैं।
एक मंगल ग्रह का दिन, जिसे सोल कहा जाता है, 24.6 घंटे लंबा होता है और इसका वर्ष सोल 669 होता है।
जलवायु प्रभाव:जीवन के आधार - तरल पानी और नाइट्रोजन और सल्फर जैसे तत्वों की उपस्थिति के लिए मंगल की मिट्टी में प्रत्यक्ष प्रमाण खोजने के पहले प्रयास सफल नहीं थे। अमेरिकी इंटरप्लेनेटरी स्टेशन वाइकिंग की सतह पर उतरने के बाद 1976 में मंगल पर किए गए एक एक्सोबायोलॉजिकल प्रयोग, जिसने अपने बोर्ड पर एक स्वचालित जैविक प्रयोगशाला (एबीएल) ले ली, ने जीवन के अस्तित्व का प्रमाण नहीं दिया। अनुपस्थिति कार्बनिक अणुअध्ययन की गई सतह पर सूर्य के तीव्र पराबैंगनी विकिरण के कारण हो सकता है, क्योंकि मंगल पर एक सुरक्षात्मक ओजोन परत नहीं है, और मिट्टी की ऑक्सीकरण संरचना है। इसलिए, मंगल ग्रह की सतह की ऊपरी परत (लगभग कुछ सेंटीमीटर मोटी) बंजर है, हालांकि एक धारणा है कि अरबों साल पहले की स्थिति गहरी, उपसतह परतों में संरक्षित की गई है। इन मान्यताओं की एक निश्चित पुष्टि हाल ही में पृथ्वी पर 200 मीटर सूक्ष्मजीवों की गहराई पर खोजी गई थी - मेथनोगेंस जो हाइड्रोजन पर फ़ीड करते हैं और कार्बन डाइऑक्साइड को सांस लेते हैं। वैज्ञानिकों द्वारा विशेष रूप से किए गए एक प्रयोग ने साबित कर दिया कि ऐसे सूक्ष्मजीव कठोर मंगल ग्रह की परिस्थितियों में जीवित रह सकते हैं। गर्म परिकल्पना प्राचीन मंगलखुले जलाशयों के साथ - नदियाँ, झीलें, और शायद समुद्र, साथ ही घने वातावरण के साथ - दो दशकों से अधिक समय से चर्चा की जा रही है, क्योंकि इस तरह के एक दुर्गम ग्रह और यहां तक ​​​​कि अनुपस्थिति में "बसना" बहुत मुश्किल होगा। पानी डा। मंगल पर तरल पानी के अस्तित्व के लिए, इसका वातावरण वर्तमान से बहुत अलग होना चाहिए।

परिवर्तनीय मंगल ग्रह की जलवायु आधुनिक मंगल एक बहुत ही दुर्गम दुनिया है। दुर्लभ वातावरण, जो सांस लेने के लिए भी अनुपयुक्त है, भयानक धूल भरी आंधी, पानी की कमी और दिन और साल के दौरान अचानक तापमान में बदलाव - यह सब इंगित करता है कि मंगल को आबाद करना इतना आसान नहीं होगा। लेकिन एक बार की बात है, इस पर नदियाँ बहती थीं। क्या इसका मतलब यह है कि अतीत में मंगल की जलवायु अलग थी? इस दावे के समर्थन में कई तथ्य हैं। सबसे पहले, मंगल के चेहरे से बहुत पुराने क्रेटर व्यावहारिक रूप से मिटा दिए जाते हैं। आधुनिक वातावरण इस तरह के विनाश का कारण नहीं बन सका। दूसरे, बहते पानी के कई निशान हैं, जो वातावरण की वर्तमान स्थिति में भी असंभव है। गड्ढों के निर्माण और क्षरण की दर के अध्ययन से यह स्थापित करना संभव हो गया कि लगभग 3.5 अरब साल पहले हवा और पानी ने उन्हें नष्ट कर दिया था। कई गलियों में लगभग एक ही उम्र होती है। दुर्भाग्य से, वर्तमान में यह स्पष्ट करना संभव नहीं है कि वास्तव में इस तरह के गंभीर जलवायु परिवर्तन का कारण क्या है। आखिरकार, मंगल पर तरल पानी के अस्तित्व के लिए, इसका वातावरण वर्तमान से बहुत अलग होना चाहिए। शायद इसका कारण अपने जीवन के पहले अरब वर्षों में ग्रह की आंतों से वाष्पशील तत्वों की प्रचुर मात्रा में रिहाई या मंगल की गति की प्रकृति में परिवर्तन में निहित है। विशाल ग्रहों की बड़ी विलक्षणता और निकटता के कारण, मंगल की कक्षा, साथ ही साथ ग्रह के घूमने की धुरी का झुकाव, अल्पकालिक और काफी लंबी अवधि दोनों में मजबूत उतार-चढ़ाव का अनुभव कर सकता है। ये परिवर्तन मंगल की सतह द्वारा अवशोषित सौर ऊर्जा की मात्रा में कमी या वृद्धि का कारण बनते हैं। अतीत में, जलवायु ने तीव्र वार्मिंग का अनुभव किया हो सकता है, जिसके परिणामस्वरूप ध्रुवीय टोपी के वाष्पीकरण और भूमिगत बर्फ के पिघलने के कारण वातावरण का घनत्व बढ़ गया है। हबल स्पेस टेलीस्कॉप के साथ हाल के अवलोकनों से मंगल ग्रह की जलवायु की परिवर्तनशीलता के बारे में अनुमानों की पुष्टि की जाती है। इसने निकट-पृथ्वी की कक्षा से मंगल ग्रह के वातावरण की विशेषताओं का बहुत सटीक माप करना और यहां तक ​​कि मंगल ग्रह के मौसम की भविष्यवाणी करना संभव बना दिया। परिणाम अपेक्षाकृत अप्रत्याशित थे। वाइकिंग लैंडर्स (1976) के उतरने के बाद से ग्रह की जलवायु बहुत बदल गई है: यह शुष्क और ठंडा हो गया है। शायद यह तेज तूफान के कारण है, जो 70 के दशक की शुरुआत में था। वातावरण में बड़ी संख्या में छोटे धूल कणों को उठा लिया। इस धूल ने मंगल की ठंडक और जल वाष्प के वाष्पीकरण को बाहरी अंतरिक्ष में रोक दिया, लेकिन फिर बस गया, और ग्रह अपनी सामान्य स्थिति में लौट आया।