Enciklopedijski YouTube

1 / 5

✪ Projekt DISCOVER-AQ - Atmosfersko istraživanje (NASA na ruskom)

✪ NASA na ruskom: 18.01.13. - NASA video sažetak za tjedan

✪ NEGATIVNA MASA [Vijesti iz znanosti i tehnologije]

✪ Mars, 1968., esej o znanstveno-fantastičnom filmu, redatelj Pavel Klushantsev

✪ 5 znakova života na Marsu - Odbrojavanje #37

titlovi

Studija

Atmosfera Marsa otkrivena je čak i prije letova automatskih međuplanetarnih stanica na planet. Zahvaljujući spektralnoj analizi i suprotstavljanjima Marsa i Zemlje, koja se događaju svake 3 godine, astronomi su već u 19. stoljeću znali da ima vrlo homogen sastav, od čega više od 95% čini ugljikov dioksid. U usporedbi s 0,04% ugljični dioksid u Zemljinoj atmosferi, pokazalo se da masa Marsovog atmosferskog ugljičnog dioksida premašuje masu Zemlje za gotovo 12 puta, tako da tijekom teraformiranja Marsa doprinos ugljičnog dioksida učinku staklenika može stvoriti klimu ugodnu za ljude nešto ranije nego što se postigne tlak od 1 atmosfere, čak i uzimajući u obzir veću udaljenost Marsa od Sunca.

Početkom 1920-ih, prva mjerenja temperature Marsa napravljena su pomoću termometra postavljenog u fokus reflektirajućeg teleskopa. Mjerenja V. Lamlanda 1922. dala su prosječnu površinsku temperaturu Marsa od 245 (−28 °C), E. Pettit i S. Nicholson 1924. dobili su 260 K (−13 °C). Nižu vrijednost dobili su 1960. W. Sinton i J. Strong: 230 K (−43 °C). Prve procjene tlaka - u prosjeku - dobivene su tek 60-ih godina prošlog stoljeća korištenjem zemaljskih IR spektroskopa: tlak od 25 ± 15 hPa dobiven Lorentzovim širenjem linija ugljičnog dioksida značio je da je to glavna komponenta atmosfere.

Brzina vjetra može se odrediti iz Dopplerovog pomaka spektralnih linija. Dakle, za to je mjeren pomak linije u milimetarskom i submilimetarskom području, a mjerenjem na interferometru moguće je dobiti raspodjelu brzina u cijelom sloju velike debljine.

Najdetaljnije i najpreciznije podatke o temperaturi zraka i površine, tlaku, relativnoj vlažnosti i brzini vjetra kontinuirano mjere instrumenti Rover Environmental Monitoring Station (REMS) na roveru Curiosity, koji radi u krateru Gale od 2012. godine. A svemirska letjelica MAVEN, koja kruži oko Marsa od 2014., posebno je dizajnirana za detaljno proučavanje gornje atmosfere, njihove interakcije s česticama solarnog vjetra, a posebno dinamike raspršenja.

Brojni procesi koje je teško ili još nije moguće izravno promatrati podliježu samo teoretskom modeliranju, ali također važna metoda istraživanje.

Struktura atmosfere

Općenito se atmosfera Marsa dijeli na donju i gornju; potonji se smatra područjem iznad 80 km iznad površine, gdje procesi ionizacije i disocijacije igraju aktivnu ulogu. Njegovom proučavanju posvećen je dio koji se obično naziva aeronomija. Obično, kada ljudi govore o atmosferi Marsa, misle na donju atmosferu.

Također, neki istraživači razlikuju dvije velike ljuske - homosferu i heterosferu. U homosferi kemijski sastav ne ovisi o nadmorskoj visini, budući da su procesi prijenosa topline i vlage u atmosferi i njihova vertikalna izmjena u potpunosti određeni turbulentnim miješanjem. Budući da je molekularna difuzija u atmosferi obrnuto proporcionalna njezinoj gustoći, tada od određene razine ovaj proces postaje dominantan i glavno je obilježje gornje ljuske - heterosfere, gdje dolazi do molekularne difuzne separacije. Međusklop između ovih ljuski, 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 gdje temperatura opada s visinom. Gornja granica troposfere varira ovisno o dobu godine (temperaturni gradijent u tropopauzi varira od 1 do 3 deg/km s prosječnom vrijednošću od 2,5 deg/km).

Iznad tropopauze je izotermno područje atmosfere - stratomezosfera protežući se do visine od 100 km. Prosječna temperatura stratomezosfere je izuzetno niska i iznosi -133°C. Za razliku od Zemlje, gdje se u stratosferi pretežno nalazi sav atmosferski ozon, na Marsu je njegova koncentracija zanemariva (rasprostranjena je od visina 50 - 60 km do same površine, gdje je maksimalna).

gornja atmosfera

Iznad stratomezosfere proteže se gornji sloj atmosfere - termosfera. Karakterizira ga porast temperature s visinom do maksimalne vrijednosti (200-350 K), nakon čega ostaje konstantna do gornje granice (200 km). U tom je sloju registrirana prisutnost atomskog kisika; njegova gustoća na visini od 200 km doseže 5-6⋅10 7 cm −3 . Prisutnost sloja kojim dominira atomski kisik (kao i činjenica da je glavna neutralna komponenta ugljični dioksid) spaja atmosferu Marsa s atmosferom Venere.

Ionosfera- regija s visokim stupnjem ionizacije - nalazi se u rasponu nadmorske visine od oko 80-100 do oko 500-600 km. Sadržaj iona je minimalan noću, a maksimalan danju, kada se glavni sloj formira na visini od 120-140 km zbog fotoionizacije ugljičnog dioksida. ekstremno ultraljubičasto sunčevo zračenje CO 2 + hν → CO 2 + + e -, kao i reakcije između iona i neutralnih tvari CO 2 + + O → O 2 + + CO i O + + CO 2 → O 2 + + CO. Koncentracija iona, od kojih je 90% O 2 + i 10% CO 2 +, doseže 10 5 po kubnom centimetru (u drugim područjima ionosfere je 1-2 reda veličine niža). Važno je napomenuti da ioni O 2 + prevladavaju u gotovo potpunoj odsutnosti pravog molekularnog kisika u atmosferi Marsa. Sekundarni sloj se formira u području od 110-115 km zbog mekog X-zraka i izbačenih brzih elektrona. Na nadmorskoj visini od 80-100 km, neki istraživači razlikuju treći sloj, koji se ponekad manifestira pod utjecajem čestica svemirska prašina, donoseći metalne ione Fe + , Mg + , Na + u atmosferu. Međutim, kasnije nije potvrđena samo pojava potonjih (štoviše, u gotovo cijelom volumenu gornje atmosfere) zbog ablacije tvari meteorita i drugih kozmičkih tijela koja ulaze u atmosferu Marsa, već i njihova stalna prisutnost općenito. Istovremeno, zbog odsutnosti 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+ iona najizraženiji na visini od 225 km. Uz tri glavne vrste iona (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 "ionopauzu", ali o tome još nema konsenzusa.

Što se tiče temperature plazme, temperatura iona u blizini glavnog maksimuma je 150 K, povećavajući se na 210 K na visini od 175 km. Više je termodinamička ravnoteža iona s neutralnim plinom znatno poremećena, a njihova temperatura naglo raste do 1000 K na visini od 250 km. Temperatura elektrona može biti nekoliko tisuća kelvina, očito zbog magnetskog polja u ionosferi, a raste s povećanjem solarnog zenitnog kuta i nije ista na sjevernoj i južnoj hemisferi, što može biti posljedica asimetrije ostatka magnetsko polje Marsove kore. Općenito, čak se mogu razlikovati tri populacije visokoenergetskih elektrona s različitim temperaturnim profilima. Magnetsko polje također utječe na horizontalnu raspodjelu iona: iznad magnetskih anomalija stvaraju se struje visokoenergetskih čestica koje se vrtlože duž linija polja, što povećava intenzitet ionizacije, a uočava se povećana gustoća iona i lokalne strukture.

Na nadmorskoj visini od 200-230 km nalazi se gornja granica termosfere - egzobaza, iznad koje se egzosfera Mars. Sastoji se od lakih tvari - vodika, ugljika, kisika - koje se pojavljuju kao rezultat fotokemijskih reakcija u ionosferi koja leži ispod, na primjer, disocijativne rekombinacije O 2 + s elektronima. Kontinuirani dotok atomskog vodika u gornju atmosferu Marsa događa se zbog fotodisocijacije vodene pare u blizini Marsove površine. Zbog vrlo sporog pada koncentracije vodika s visinom, ovaj je element glavna komponenta najudaljenijih slojeva atmosfere planeta i tvori vodikovu koronu koja se proteže na udaljenosti od oko 20 000 km, iako nema stroge granice, a čestice iz ove regije jednostavno postupno rasipaju u okolni svemir.

U atmosferi Marsa također se ponekad oslobađa kemosfera- sloj u kojem se odvijaju fotokemijske reakcije, a budući da zbog nepostojanja ozonskog zaslona, ​​poput onog na Zemlji, ultraljubičasto zračenje dopire do same površine planeta, moguće su i tamo. Kemosfera Marsa proteže se od površine do visine od oko 120 km.

Kemijski sastav niže atmosfere

Unatoč jakoj razrijeđenosti atmosfere Marsa, koncentracija ugljičnog dioksida u njoj je oko 23 puta veća nego na zemlji.

• Dušik (2,7%) trenutno se aktivno rasipa u svemir. U obliku dvoatomske molekule, dušik se stabilno drži privlačenjem planeta, ali se sunčevim zračenjem dijeli na pojedinačne atome, lako napuštajući atmosferu.
• Argon (1,6%) predstavlja teški izotop argon-40 relativno otporan na disipaciju. Svjetlosni 36 Ar i 38 Ar prisutni su samo u dijelovima na milijun
• Ostali plemeniti plinovi: neon, kripton, ksenon (ppm)
• Ugljični monoksid (CO) - produkt je fotodisocijacije CO 2 i koncentracija potonjeg je 7,5⋅10 -4 - ovo je neobjašnjivo mala vrijednost, budući da je obrnuta reakcija CO + O + M → CO 2 + M zabranjena, a trebalo je akumulirati mnogo više CO. Predložene su različite teorije o tome kako se ugljični monoksid ipak može oksidirati u ugljični dioksid, ali sve one imaju jedan ili drugi nedostatak.
• Molekularni kisik (O 2) - pojavljuje se kao rezultat fotodisocijacije CO 2 i H 2 O u gornjoj atmosferi Marsa. U tom slučaju kisik difundira u niže slojeve atmosfere, gdje njegova koncentracija doseže 1,3⋅10 -3 pripovršinske koncentracije CO 2 . Poput Ar, CO i N 2, on je tvar koja se ne kondenzira na Marsu, tako da njegova koncentracija također prolazi kroz sezonske varijacije. U gornjoj atmosferi, 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 prosječno iznosi 4⋅10 -3 , varirajući u raspon od 3,1⋅10 -3 do 5,8⋅10 -3 . U davna vremena atmosfera Marsa sadržavala je, međutim, veću količinu kisika, usporedivu s njegovim udjelom na mladoj Zemlji. Kisik, čak ni u obliku pojedinačnih atoma, više se ne rasipa tako aktivno kao dušik, zbog svoje veće atomske težine, što mu omogućuje nakupljanje.
• Ozon - njegova količina jako varira ovisno o površinskoj temperaturi: najmanja je u vrijeme ekvinocija na svim geografskim širinama, a najveća na polu, gdje je zima, štoviše, obrnuto proporcionalna koncentraciji vodene pare. Postoji jedan izražen ozonski omotač na 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 najsuših područja Zemlje, au prosjeku iznosi 10-20 mikrona stupca vode. Koncentracija vodene pare podliježe značajnim sezonskim i dnevnim varijacijama. Stupanj zasićenosti zraka vodenom parom obrnuto je proporcionalan sadržaju čestica prašine, koje su središta kondenzacije, au nekim je područjima (zimi, na nadmorskoj visini od 20-50 km) zabilježena para čiji je tlak premašuje tlak zasićene pare za 10 puta - mnogo više nego u zemljinoj atmosferi.
• Metan. Od 2003. godine postoje izvještaji o registraciji emisija metana nepoznate prirode, ali niti jedan se ne može smatrati pouzdanim zbog određenih nedostataka u metodama registracije. U ovom slučaju govorimo o iznimno malim vrijednostima - 0,7 ppbv (gornja granica - 1,3 ppbv) kao pozadinska vrijednost i 7 ppbv za epizodne praske, što je na rubu rezolucije. Budući da je uz to objavljena i informacija o odsutnosti CH 4 potvrđena drugim studijama, to može ukazivati ​​na nekakav povremeni izvor metana, kao i na postojanje nekog mehanizma za njegovu brzu destrukciju, dok je trajanje fotokemijsko uništavanje ove tvari procjenjuje se na 300 godina. Rasprava o ovom pitanju trenutno je otvorena, a posebno je zanimljiva u kontekstu astrobiologije, s obzirom na to da je na Zemlji ova tvar biogenog porijekla.
• tragovi nekih organski spojevi. Najvažnije su gornje granice za H 2 CO, HCl i SO 2, koje ukazuju na odsutnost reakcija koje uključuju klor, kao i vulkansku aktivnost, posebno nevulkansko podrijetlo metana, ako je njegovo postojanje potvrđeno.

Sastav i pritisak atmosfere Marsa onemogućuju disanje ljudima i drugim zemaljskim organizmima. Za rad na površini planeta 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 kemijski inertnih plinova. Atmosfera donekle usporava meteoritska tijela, pa na Marsu ima manje kratera nego na Mjesecu i oni su manje duboki. A mikrometeoriti potpuno izgaraju, ne dosežući površinu.

Voda, oblaci i oborine

niska gustoća ne sprječava atmosferu u stvaranju pojava velikih razmjera koje utječu na klimu.

Vodene pare u atmosferi Marsa nema više od tisućinke postotka, međutim, prema rezultatima nedavnih istraživanja (2013.), to je ipak više nego što se mislilo, i više nego u gornjim slojevima Zemljine atmosfere, a pri niskom tlaku i temperaturi nalazi se u stanju blizu zasićenja pa se često skuplja u oblake. U pravilu se vodeni oblaci formiraju na visinama od 10-30 km iznad površine. Koncentrirani su uglavnom na ekvatoru i promatraju se gotovo tijekom cijele godine. Oblaci se vide na visoke razine atmosfere (više od 20 km) nastaju kao posljedica kondenzacije CO 2 . Isti je proces odgovoran za stvaranje niske (na visini manjoj od 10 km) oblaka u polarnim područjima zimi, kada atmosferska temperatura padne ispod točke smrzavanja CO 2 (-126 ° C); ljeti se slične tanke tvorevine stvaraju od ledene H 2 O

• Jedan od zanimljivih i rijetkih atmosferskih fenomena na Marsu otkriven je ("Viking-1") prilikom fotografiranja sjeverne polarne regije 1978. godine. Riječ je o ciklonalnim strukturama koje se na fotografijama jasno prepoznaju po vrtložnim oblačnim sustavima s cirkulacijom suprotnom od kazaljke na satu. Pronađeni su u geografskoj širini 65-80°N. sh. u "toplom" razdoblju godine, od proljeća do rane jeseni, kada se ovdje uspostavlja polarna fronta. Njegova pojava je posljedica oštrog kontrasta površinskih temperatura u ovo doba godine između ruba ledene kape i okolnih ravnica. Valna kretanja zračnih masa povezana s takvom frontom dovode do pojave ciklonalnih vrtloga tako poznatih nama na Zemlji. Sustavi vrtložnih oblaka pronađeni na Marsu variraju u veličini od 200 do 500 km, brzina kretanja im je oko 5 km/h, a brzina vjetra na periferiji ovih sustava je oko 20 m/s. Trajanje postojanja pojedinog ciklonskog vrtloga kreće se od 3 do 6 dana. Vrijednosti temperature u središnjem dijelu marsovskih ciklona pokazuju da su oblaci sastavljeni od kristala vodenog leda.

  Snijeg je doista opažen više puta. Dakle, u zimi 1979., tanak sloj snijega pao je u područje slijetanja Viking-2, koji je ležao nekoliko mjeseci.

  Peščane oluje i prašnjavi vragovi

  Karakteristična značajka atmosfere Marsa je stalna prisutnost prašine; prema spektralnim mjerenjima veličina čestica prašine procijenjena je na 1,5 µm. Niska gravitacija omogućuje čak i razrijeđenim strujanjima zraka da podignu ogromne oblake prašine do visine do 50 km. A vjetrovi, koji su jedna od manifestacija temperaturne razlike, često pušu preko površine planeta (osobito u kasno proljeće - rano ljeto na južnoj hemisferi, kada je temperaturna razlika između hemisfera posebno oštra), a njihova brzina doseže 100 m / s. Tako nastaju opsežne prašne oluje, koje se već dugo opažaju u obliku pojedinačnih žutih oblaka, a ponekad i u obliku kontinuiranog žutog vela koji prekriva cijeli planet. Najčešće se prašine oluje javljaju u blizini polarnih kapa, a njihovo trajanje može doseći 50-100 dana. Slaba žuta izmaglica u atmosferi, u pravilu, opaža se nakon velikih oluja s prašinom i lako se otkriva fotometrijskim i polarimetrijskim metodama.

  Pješčane oluje, koje su dobro uočene na slikama snimljenim s orbitera, pokazale su se jedva vidljivima kada su fotografirane s lendera. Prolaz prašnih oluja na mjestima slijetanja ovih svemirske postaje zabilježena je samo oštrom promjenom temperature, tlaka i vrlo blagim zatamnjenjem opće pozadine neba. Sloj prašine koji se nakon oluje nataložio u blizini mjesta slijetanja Vikinga iznosio je svega nekoliko mikrometara. Sve to ukazuje na prilično nisku nosivost atmosfere Marsa.

  Od rujna 1971. do siječnja 1972. na Marsu se odvijala globalna pješčana oluja, koja je onemogućila čak i fotografiranje površine sa sonde Mariner 9. Masa prašine u atmosferskom stupcu (s optičkom debljinom od 0,1 do 10) procijenjena u tom razdoblju kretala se od 7,8⋅10 -5 do 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Tako ukupna težina čestica prašine u atmosferi Marsa tijekom razdoblja globalnih oluja može doseći i do 10 8 - 10 9 tona, što je razmjerno ukupnoj količini prašine u Zemljinoj atmosferi.

  • Aurora je prvi put snimljena SPICAM UV spektrometrom na svemirskoj letjelici Mars Express. Potom ga je opetovano promatrao aparat MAVEN, primjerice u ožujku 2015., a u rujnu 2017. puno snažniji događaj zabilježio je detektor za procjenu zračenja (RAD) na roveru Curiosity. Analizom podataka s aparata MAVEN otkrivena je i polarna svjetlost bitno drugačijeg tipa - difuzna, koja se javlja na niskim geografskim širinama, u područjima koja nisu vezana uz anomalije magnetskog polja i uzrokovana su prodorom čestica vrlo visoke energije, oko 200 keV, u atmosferu.

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

    Registriranje optičkih prijelaza tijekom polarne svjetlosti i vlastitog sjaja daje važne informacije o sastavu gornje atmosfere, njezinoj temperaturi i dinamici. Dakle, proučavanje γ- i δ-pojasa emisije dušikovog oksida tijekom noćnog razdoblja pomaže karakterizirati cirkulaciju između osvijetljenih i neosvijetljenih područja. A registracija zračenja na frekvenciji od 130,4 nm s vlastitim sjajem pomogla je otkriti prisutnost visokotemperaturnog atomskog kisika, što je bio važan korak u razumijevanju ponašanja atmosferskih egzosfera i korona općenito.

    Boja

    Čestice prašine koje ispunjavaju Marsovu atmosferu uglavnom su željezni oksid, koji joj daje crvenkasto-narančastu 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 njega bi marsovsko nebo imalo približno istu boju kao i zemaljsko nebo na visini od 35 kilometara. Valja napomenuti da bi se u tom slučaju ljudsko oko prilagodilo tim bojama, a balans bijele boje bi se automatski podesio tako da bi se nebo vidjelo isto kao u uvjetima zemaljske rasvjete.

    Boja neba je vrlo heterogena, au nedostatku oblaka ili prašnih oluja s relativno svijetlog obzora, tamni naglo i u gradijentu prema zenitu. U relativno mirnoj sezoni bez vjetra, kada ima 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 raspršenje - svjetlost se raspršuje na česticama plina i boji nebo, ali ako je na marsovskom danu učinak slab i nevidljiv golim okom zbog razrijeđene atmosfere i prašine, onda pri zalasku sunce sjaji kroz mnogo deblji sloj zraka, zbog čega plava i ljubičasta počinju raspršivati ​​komponente. Isti je mehanizam odgovoran za plavo nebo na Zemlji tijekom dana i žuto-narančasto pri zalasku sunca. [ ]

    Panorama pješčanih dina Rocknest, sastavljena od slika s rovera Curiosity.

    Promjene

    Promjene u gornjim slojevima atmosfere prilično su složene, jer su povezane međusobno i s nižim slojevima. Atmosferski valovi i plime koji se šire prema gore mogu imati značajan utjecaj na strukturu i dinamiku termosfere i, kao posljedicu, ionosfere, na primjer, visinu gornje granice ionosfere. Tijekom prašnih oluja u nižim slojevima atmosfere smanjuje se njegova prozirnost, zagrijava se i širi. Tada raste gustoća termosfere - može varirati čak i za red veličine - a visina maksimuma koncentracije elektrona može porasti i do 30 km. Promjene u gornjoj atmosferi uzrokovane olujama prašine mogu biti globalne i utjecati na područja do 160 km iznad površine planeta. Odgovor gornje atmosfere na ove pojave traje nekoliko dana, a vraća se u prijašnje stanje mnogo duže - nekoliko mjeseci. Još jedna manifestacija odnosa između gornje i donje atmosfere je da vodena para, koja je, kako se pokazalo, prezasićena donjim slojem atmosfere, može biti podvrgnuta fotodisocijaciji na lakše H i O komponente, što povećava gustoću egzosfere i intenzitet gubitka vode u atmosferi Marsa. Vanjski čimbenici koji uzrokuju promjene u gornjoj atmosferi su ekstremno ultraljubičasto i meko x-zrake Sunca, čestice solarnog vjetra, kozmička prašina i veća tijela kao što su meteoriti. Zadatak je kompliciran činjenicom da je njihov utjecaj, u pravilu, slučajan, a njegov intenzitet i trajanje ne mogu se predvidjeti, štoviše, epizodne pojave su superponirane cikličkim procesima povezanim s promjenama u dobu dana, godišnjem dobu i sunčevoj svjetlosti. ciklus. Trenutno, u najboljem slučaju, postoji akumulirana statistika događaja o dinamici atmosferskih parametara, ali teorijski opis pravilnosti još nije dovršen. Definitivno je utvrđena izravna proporcionalnost između koncentracije čestica plazme u ionosferi i Sunčeve aktivnosti. To potvrđuje činjenica da je slična pravilnost zapravo zabilježena prema rezultatima promatranja 2007.-2009. za Zemljinu ionosferu, unatoč temeljnoj razlici u magnetskom polju ovih planeta, što izravno utječe na ionosferu. I emisije čestica solarna korona, uzrokujući promjenu tlaka sunčevog vjetra, također povlače za sobom karakterističnu kompresiju magnetosfere i ionosfere: maksimalna gustoća plazme pada na 90 km.

    Dnevne fluktuacije

    Unatoč svojoj razrijeđenosti, atmosfera ipak sporije reagira na promjene sunčevog toplinskog toka nego površina planeta. Dakle, u jutarnjem razdoblju temperatura jako varira s visinom: zabilježena je razlika od 20 ° na visini od 25 cm do 1 m iznad površine planeta. Izlaskom Sunca hladan zrak se zagrijava s površine i diže se u obliku karakterističnog vrtloga prema gore dižući prašinu u zrak – tako nastaju vragovi prašine. U pripovršinskom sloju (do 500 m visine) postoji temperaturna inverzija. Nakon što se atmosfera već zagrijala do podneva, ovaj se učinak više ne opaža. Maksimum se postiže oko 2 sata poslijepodne. Površina se tada hladi brže od atmosfere i opaža se obrnuti temperaturni gradijent. Prije zalaska sunca temperatura ponovno opada s visinom.

    Promjena dana i noći također utječe na gornju atmosferu. Prije svega, ionizacija sunčevim zračenjem prestaje noću, međutim, plazma se nastavlja obnavljati prvi put nakon zalaska sunca zbog fluksa s dnevne strane, a zatim se formira zbog udara elektrona koji se kreću prema dolje duž magnetskog polja. linije (tzv. upad elektrona) – tada maksimum opažen na visini od 130-170 km. Stoga je gustoća elektrona i iona na noćnoj strani mnogo manja i karakterizirana je složenim profilom, koji također ovisi o lokalnom magnetskom polju i varira na netrivijalan način, čija pravilnost još nije u potpunosti shvaćena i opisati teorijski. Tijekom dana mijenja se i stanje ionosfere ovisno o zenitnom kutu Sunca.

    godišnji ciklus

    Kao i na Zemlji, i na Marsu dolazi do izmjene godišnjih doba zbog nagnutosti osi rotacije prema ravnini orbite, pa zimi polarna kapa raste na sjevernoj hemisferi, a gotovo nestaje na južnoj, a nakon šest mjeseci polutke mijenjaju mjesta. Istovremeno, zbog prilično velike ekscentricnosti orbite planeta u perihelu (zimski solsticij na sjevernoj hemisferi), 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 su, naprotiv, ljeta kratka i relativno topla, a zime duge i hladne. S tim u vezi, južna kapa zimi naraste do polovice udaljenosti pol-ekvator, a sjeverna kapa samo do trećine. Kada dođe ljeto na jednom od polova, ugljični dioksid iz odgovarajuće polarne kape isparava i ulazi u atmosferu; vjetrovi ga nose na suprotnu kapu, gdje se opet smrzava. Na taj način dolazi do kruženja ugljičnog dioksida, što uz različite veličine polarnih kapa uzrokuje promjenu tlaka atmosfere Marsa dok kruži oko Sunca. Zbog činjenice da se zimi do 20-30% cjelokupne atmosfere smrzne u polarnoj kapi, tlak u odgovarajućem području pada u skladu s tim.

    Sezonske varijacije (kao i dnevne) također su podvrgnute koncentraciji vodene pare - one su u rasponu od 1-100 mikrona. Dakle, zimi je atmosfera gotovo "suha". Vodena para se u njoj pojavljuje u proljeće, a do sredine ljeta njezina količina doseže maksimum, prateći promjene površinske temperature. Tijekom ljetno-jesenskog razdoblja vodena para se postupno redistribuira, a njen maksimalni sadržaj se pomiče od sjevernog polarnog područja prema ekvatorijalnim širinama. U isto vrijeme, ukupni globalni sadržaj pare u atmosferi (prema podacima Viking-1) ostaje približno konstantan i ekvivalentan je 1,3 km 3 leda. Maksimalni sadržaj H 2 O (100 μm oborine vode, jednako 0,2 vol%) zabilježen je ljeti iznad tamnog područja koje okružuje sjevernu zaostalu polarnu kapu - u ovo doba godine atmosfera iznad leda polarne kape obično je blizu zasićenja.

    U proljetno-ljetnom razdoblju na južnoj hemisferi, kada se najaktivnije formiraju prašne oluje, uočavaju se dnevne ili poludnevne atmosferske plime - povećanje tlaka u blizini površine i toplinsko širenje atmosfere kao odgovor na njezino zagrijavanje.

    Promjena godišnjih doba također utječe na gornji sloj atmosfere - kako na neutralnu komponentu (termosferu), tako i na plazmu (ionosferu), a ovaj čimbenik treba uzeti u obzir zajedno sa Sunčevim ciklusom, a to komplicira zadatak opisivanja dinamike gornjeg sloja atmosfere. atmosfera.

    Dugoročna promjena

    vidi također

    Bilješke

    1. Williams, David R. Mars Fact Sheet (neodređeno) . Nacionalni podatkovni centar za svemirske znanosti. NASA (1. rujna 2004.). Preuzeto 28. rujna 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: mali zemaljski planet: [Engleski] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, br. 1 (16. prosinca). - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5.
    3. Atmosfera Marsa (neodređeno) . SVEMIR-PLANET // PORTAL U DRUGU DIMENZIJU
    4. Mars je crvena zvijezda. Opis područja. Atmosfera i klima (neodređeno) . galspace.ru - Projekt istraživanja Sunčevog sustava. Preuzeto 29. rujna 2017.
    5. (engleski) Out of Thin Marsov Air Astrobiološki časopis, Michael Schirber, 22. kolovoza 2011.
    6. Maksim Zabolotsky. Opći informacije o atmosferi Marsa (neodređeno) . spacegid.com(21.09.2013.). Preuzeto 20. listopada 2017.
    7. Mars Pathfinder - Znanstveni Rezultati - Atmosferska i Meteorološka svojstva (neodređeno) . nasa.gov. Preuzeto 20. travnja 2017.
    8. J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionizacija, luminoznost i zagrijavanje gornje atmosfere Marsa: [Engleski] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, br. A12 (1. prosinca). - S. 7315–7333. -

Danas o letovima na Mars i njegovoj mogućoj kolonizaciji ne govore samo pisci znanstvene fantastike u svojim pričama, već i pravi znanstvenici, poslovni ljudi i političari. Sonde i roveri dali su odgovore o značajkama geologije. No, za misije s ljudskom posadom trebalo bi saznati ima li Mars atmosferu i kakva je njena struktura.

Opće informacije

Mars ima svoju atmosferu, ali ona je samo 1% Zemljine. Kao i Venera, pretežno se sastoji od ugljičnog dioksida, ali opet, puno rjeđi. Relativno gusti sloj je 100 km (za usporedbu, Zemlja ima 500-1000 km, prema različitim procjenama). Zbog toga nema zaštite od sunčevog zračenja, a temperaturni režim praktički nije reguliran. Na Marsu nema zraka u uobičajenom smislu.

Znanstvenici su utvrdili točan sastav:

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

Metan je otkriven 2003. Otkriće je potaknulo zanimanje za Crveni planet, a mnoge su zemlje pokrenule istraživačke programe koji su doveli do govora o letu i kolonizaciji.

Zbog niske gustoće, temperaturni režim nije reguliran, stoga su razlike u prosjeku 100 0 C. Danju se uspostavljaju prilično ugodni uvjeti od +30 0 C, a noću površinska temperatura pada na -80 0 S. Tlak je 0,6 kPa (1/110 od indikatora uzemljenja). Na našem planetu slični uvjeti nalaze se na nadmorskoj visini od 35 km. To je glavna opasnost za osobu bez zaštite - neće je ubiti ni temperatura ni plinovi, već pritisak.

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

Koji su slojevi atmosfere Marsa?

Sila gravitacije je manja od Zemljine, pa atmosfera Marsa nije tako jasno podijeljena na slojeve u smislu gustoće i tlaka. Homogen sastav je sačuvan do oznake od 11 km, a zatim se atmosfera počinje razdvajati u 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 gornjoj atmosferi nalaze se laki plinovi - vodik, ugljik. U tim se slojevima nakuplja kisik. Pojedinačne čestice atomskog vodika šire se na udaljenosti do 20 000 km, tvoreći vodikovu koronu. Ne postoji jasna razlika između ekstremnih regija i svemira.

gornja atmosfera

Na oznaci većoj od 20-30 km nalazi se termosfera - gornja područja. Sastav ostaje stabilan do visine od 200 km. Evo ga visok sadržaj atomski kisik. Temperatura je prilično niska - do 200-300 K (od -70 do -200 0 C). Zatim dolazi ionosfera, u kojoj ioni reagiraju s neutralnim elementima.

niža atmosfera

Ovisno o godišnjem dobu, granica ovog sloja se mijenja, a 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 kozmičkog zračenja. Na Marsu se akumulira na visini od 50-60 km i tada ga praktički nema.

Sastav atmosfere

Zemljina atmosfera sastoji se od dušika (78%) i kisika (20%), argon, ugljikov dioksid, metan i dr. prisutni su u malim količinama. Takvi se uvjeti smatraju optimalnim za nastanak života. Sastav zraka na Marsu vrlo je različit. Glavni element atmosfere Marsa je ugljikov dioksid - oko 95%. Na dušik otpada 3%, a na argon 1,6%. Ukupno kisik - ne više od 0,14%.

Ovaj sastav nastao je zbog slabe privlačnosti Crvenog planeta. Najstabilniji je bio teški ugljični dioksid, koji se stalno nadopunjuje kao rezultat vulkanske aktivnosti. Lagani plinovi rasipaju se u svemiru zbog niske gravitacije i nepostojanja magnetskog polja. Dušik se drži gravitacijom kao dvoatomna molekula, ali se pod utjecajem zračenja cijepa i u obliku pojedinačnih atoma leti u svemir.

Slična je situacija i s kisikom, ali on u gornjim slojevima reagira s ugljikom i vodikom. Međutim, znanstvenici ne razumiju u potpunosti značajke reakcija. Prema izračunima, broj ugljični monoksid CO bi trebalo biti više, ali na kraju se oksidira u ugljični dioksid CO2 i tone na površinu. Odvojeno, molekularni kisik O2 pojavljuje se tek nakon kemijske razgradnje ugljičnog dioksida i vode u gornjim slojevima pod utjecajem fotona. Odnosi se na nekondenzirajuće tvari na Marsu.

Znanstvenici vjeruju da je prije milijune godina količina kisika bila usporediva s onom na Zemlji - 15-20%. Još se ne zna točno zašto su se uvjeti promijenili. Međutim, pojedini atomi ne hlape tako aktivno, a zbog veće težine se čak nakupljaju. Donekle se opaža 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 - uočene su emisije nepoznate prirode i do sada najraspravljanija tvar za Mars.

Metan na Zemlji spada u biogene tvari, stoga se potencijalno može povezati s organskom tvari. Priroda izgleda i brzog uništenja još nije objašnjena, pa znanstvenici traže odgovore na ova pitanja.

Što se dogodilo s atmosferom Marsa u prošlosti?

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

Razlozi nestanka tekućine:

• Niski atmosferski tlak nije u stanju zadržati vodu u tekućem stanju duže vrijeme, kao što se to događa na Zemlji.
• Gravitacija nije dovoljno jaka da zadrži oblake pare.
• Zbog nepostojanja magnetskog polja, materiju čestice sunčevog vjetra odnose u svemir.
• Pri značajnim kolebanjima temperature voda se može skladištiti samo u čvrstom stanju.

Drugim riječima, Marsova atmosfera nije dovoljno gusta da zadrži vodu kao tekućinu, a mala sila gravitacije nije u stanju zadržati vodik i kisik.
Prema stručnjacima, povoljni uvjeti za život na Crvenom planetu mogli su se formirati prije otprilike 4 milijarde godina. Možda je u to vrijeme bilo života.

Sljedeći uzroci uništenja nazivaju se:

• Nedostatak zaštite od sunčevog zračenja i postupno pražnjenje atmosfere tijekom milijuna godina.
• Udarac meteoritom ili drugim svemirsko tijelo koji je smjesta uništio atmosferu.

Prvi je razlog trenutno vjerojatniji, budući da još nisu pronađeni tragovi globalne katastrofe. Slični zaključci doneseni su zahvaljujući studiji autonomne stanice Curiosity. Rover je utvrdio točan sastav zraka.

Drevna atmosfera Marsa sadržavala je mnogo kisika

Danas znanstvenici ne sumnjaju da je na Crvenom planetu nekada bilo vode. Na brojnim pogledima na obrise oceana. Vizualna opažanja podupiru posebne studije. Roveri su uzeli uzorke tla u dolinama nekadašnjih mora i rijeka, a kemijski sastav potvrdio je početne pretpostavke.

Pod sadašnjim uvjetima, sva tekuća voda na površini planeta trenutno će ispariti jer je tlak prenizak. Međutim, ako su u davna vremena postojali oceani i jezera, onda su uvjeti bili drugačiji. Jedna od pretpostavki je drugačiji sastav s udjelom kisika reda 15-20%, kao i povećani udio dušika i argona. U ovom obliku Mars postaje gotovo identičan našem matičnom planetu – s tekućom vodom, kisikom i dušikom.

Drugi znanstvenici sugeriraju postojanje punopravnog magnetskog polja koje može zaštititi od sunčevog vjetra. Njegova snaga je usporediva sa zemljom, a to je još jedan faktor koji govori u prilog postojanja uvjeta za nastanak i razvoj života.

Uzroci propadanja atmosfere

Vrhunac razvoja pada na hespersko doba (prije 3,5-2,5 milijardi godina). Na ravnici je bio slani ocean veličine usporediv s Arktičkim oceanom. Površinska temperatura dosegla je 40-50 0 C, a tlak oko 1 atm. Postoji velika vjerojatnost postojanja živih organizama u tom razdoblju. Međutim, razdoblje "prosperiteta" nije bilo dovoljno dugo da nastane složen i još inteligentniji život.

Jedan od glavnih razloga je mala veličina planeta. Mars je manji od Zemlje, pa su gravitacija i magnetsko polje slabiji. Kao rezultat toga, solarni vjetar aktivno je izbacio čestice i doslovno odrezao ljusku sloj po sloj. Sastav atmosfere počeo se mijenjati tijekom 1 milijarde godina, nakon čega klimatske promjene postalo katastrofalno. Smanjenje tlaka dovelo je do isparavanja tekućine i pada temperature.

Kada govorimo o klimatskim promjenama, tužno odmahujemo glavom - oh, koliko se naš planet promijenio tijekom godina. novije vrijeme koliko joj je atmosfera zagađena... No, ako želimo vidjeti pravi primjer koliko klimatske promjene mogu biti kobne, onda ćemo ga morati tražiti ne na Zemlji, nego šire. Mars je vrlo prikladan za ovu ulogu.

Ono što je ovdje bilo prije milijune godina ne može se usporediti sa slikom danas. Danas je Mars jako hladan na površini, nizak tlak, vrlo tanka i rijetka atmosfera. Pred nama leži samo blijeda sjena nekadašnjeg svijeta, čija površinska temperatura nije bila mnogo niža od sadašnje temperature na zemlji, a pune rijeke su tekle kroz ravnice i klance. Možda je ovdje čak postojao organski život, tko zna? Sve je to prošlost.

Od čega se sastoji atmosfera Marsa?

Sada čak odbacuje mogućnost da ovdje žive živa bića. Vrijeme na Marsu oblikuju mnogi čimbenici, uključujući ciklički rast i topljenje ledenih kapa, atmosfersku vodenu paru i sezonske oluje s prašinom. Ponekad ogromne pješčane oluje pokriju cijeli planet odjednom i mogu trajati mjesecima, obojivši nebo u tamnocrvenu boju.

Atmosfera Marsa je oko 100 puta tanja od atmosfere Zemlje i 95 posto sadrži ugljični dioksid. Točan sastav Marsove atmosfere je:

• Ugljični dioksid: 95,32%
• Dušik: 2,7%
• Argon: 1,6%
• Kisik: 0,13%
• Ugljični monoksid: 0,08%

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

Kako je nastala atmosfera Marsa? Baš kao i na Zemlji - kao rezultat otplinjavanja - oslobađanja plinova iz utrobe planeta. Međutim, sila gravitacije na Marsu je mnogo manja nego na Zemlji, tako da većina plinova pobjegne u svjetski svemir, a samo mali dio njih može ostati oko planeta.

Što se dogodilo s atmosferom Marsa u prošlosti?

U zoru postojanja Sunčevog sustava, odnosno prije 4,5-3,5 milijardi godina, Mars je imao dovoljno gustu atmosferu, zbog čega je voda mogla biti u tekućem obliku na njegovoj površini. Orbitalne fotografije pokazuju konture golemih riječnih dolina, obrise drevni ocean na površini crvenog planeta, a roveri su opetovano pronalazili uzorke kemijski spojevi, koji nam dokazuju da oči ne lažu - svi ti reljefni detalji poznati ljudskom oku na Marsu su nastali u istim uvjetima kao i na Zemlji.

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

Glavna teorija u tom pogledu izgleda otprilike ovako: jednom davno, Mars je imao, učinkovito odražavajući solarno zračenje, međutim, s vremenom je počelo slabiti i prije otprilike 3,5 milijarde godina praktički je nestalo (odvojeni lokalni centri magnetskog polja, a po snazi ​​sasvim usporedivi sa zemljinim, i sada su na Marsu). Budući da je veličina Marsa gotovo upola manja od Zemlje, njegova je gravitacija mnogo slabija od gravitacije našeg planeta. Kombinacija ta dva čimbenika (gubitak magnetskog polja i slaba gravitacija) doveli su do toga. da je solarni vjetar počeo "izbacivati" lake molekule iz atmosfere planeta, postupno je stanjivajući. Tako se za nekoliko milijuna godina Mars pretvorio u ulogu jabuke, s koje je koža pažljivo izrezana nožem.

Oslabljeno magnetsko polje više nije moglo učinkovito "ugasiti" kozmičko zračenje, a sunce se od izvora života pretvorilo u ubojicu Marsa. A razrijeđena atmosfera više nije mogla zadržati toplinu, pa je temperatura na površini planeta padala na prosječnu vrijednost od -60 Celzijevih stupnjeva, samo u ljetnom danu na ekvatoru, dosegnuvši +20 stupnjeva.

Iako je atmosfera Marsa sada oko 100 puta tanja od Zemljine, još uvijek je dovoljno gusta da se na crvenom planetu aktivno odvijaju procesi formiranja vremena, pale su oborine, pojavili su se oblaci i vjetrovi.

"Dust Devil" - mali tornado na površini Marsa, fotografiran iz orbite planeta

Radijacija, oluje s prašinom i druge značajke Marsa

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

Na površini Marsa sezonski divljaju stotine vragova prašine (tornada) koji u atmosferu podižu prašinu od željeznih oksida (hrđu, na jednostavan način), koja obilato prekriva marsovske pustoši. Marsova prašina je vrlo fina, što u kombinaciji s niskom gravitacijom dovodi do činjenice da je značajna količina uvijek prisutna u atmosferi, dostižući posebno visoke koncentracije u jesen i zimi na sjevernim hemisferama, te u proljeće i ljeto u južne hemisfere planeta.

Peščane oluje na Marsu- najveći u Sunčevom sustavu, sposoban pokriti cijelu površinu planeta i ponekad trajati mjesecima. Glavna godišnja doba prašnih oluja na Marsu su proljeće i ljeto.

Mehanizam tako snažnih vremenskih pojava nije u potpunosti shvaćen, ali se s velikim stupnjem vjerojatnosti objašnjava sljedećom teorijom: kada veliki brojčestice prašine dižu se u atmosferu, što dovodi do njenog oštrog zagrijavanja do velike visine. Tople mase plinova hrle prema hladnim područjima planeta, stvarajući vjetar. Marsova prašina, kao što je već navedeno, vrlo je lagana, pa jak vjetar podiže još više prašine na vrh, što zauzvrat još više zagrijava atmosferu i stvara još više jaki vjetrovi, što pak diže još više prašine ... i tako dalje!

Na Marsu nema kiše, a otkud one na hladnoći na -60 stupnjeva? Ali ponekad padne 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 s lokalnim specifičnostima.

Općenito, "snijeg" ide gotovo cijelim teritorijem Marsa, a ovaj proces je cikličan - noću se ugljični dioksid smrzava i pretvara u kristale, pada na površinu, a tijekom dana se otapa i ponovno vraća u atmosferu. Međutim, u sjevernoj južni polovi planeta, zimi mraz vlada do -125 stupnjeva, stoga, nakon što je jednom ispao u obliku kristala, plin više ne isparava i leži u sloju do proljeća. S obzirom na veličinu snježnih kapa na Marsu, treba li reći da zimi koncentracija ugljičnog dioksida u atmosferi pada za desetke posto? Atmosfera postaje još rjeđa i kao rezultat toga zadržava još manje topline ... Mars toni u zimu.

Glavne karakteristike Marsa

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

Atmosfera Marsa

Sastav i drugi parametri Marsove atmosfere do sada su prilično točno određeni. Atmosfera Marsa sastoji se od ugljičnog dioksida (96%), dušika (2,7%) i argona (1,6%). Kisik je prisutan u neznatnim količinama (0,13%). Vodena para je prisutna u tragovima (0,03%). Tlak na površini iznosi samo 0,006 (šest tisućinki) tlaka na površini Zemlje. Marsovski oblaci sastoje se od vodene pare i ugljičnog dioksida i izgledaju poput cirusa iznad Zemlje.

Boja Marsovog neba je crvenkasta zbog prisutnosti prašine u zraku. Izrazito razrijeđen zrak ne prenosi dobro toplinu, pa dolazi do velike temperaturne razlike na različitim dijelovima planeta.

Unatoč razrijeđenosti atmosfere, njeni donji slojevi predstavljaju prilično ozbiljnu prepreku za svemirske letjelice. Dakle, stožaste zaštitne školjke vozila za spuštanje "Mariner-9"(1971.) tijekom prolaska atmosfere Marsa iz njegovih najviših slojeva do udaljenosti od 5 km od površine planeta, zagrijali su se na temperaturu od 1500 ° C. Marsova ionosfera proteže se od 110 do 130 km iznad površine planeta.

O kretanju Marsa

Mars se sa Zemlje može vidjeti golim okom. Njegova prividna zvjezdana magnituda doseže −2,9 m (na svom najbližem pristupu Zemlji), po svjetlini je druga iza Venere, Mjeseca i Sunca, ali većinu vremena Jupiter je svjetliji od Marsa za zemaljskog promatrača. Mars se kreće oko Sunca po eliptičnoj orbiti, zatim se udaljava od zvijezde na 249,1 milijuna km, a zatim joj se približava na udaljenost od 206,7 milijuna km.

Ako pažljivo promatrate kretanje Marsa, možete vidjeti da se tijekom godine smjer njegovog kretanja po nebu mijenja. Usput, drevni promatrači su to primijetili. U određenom trenutku čini se da se Mars kreće u suprotnom smjeru. Ali ovo kretanje vidljivo je samo sa Zemlje. Mars, naravno, ne može izvršiti nikakvo obrnuto kretanje u svojoj orbiti. I stvara se privid obrnutog kretanja jer je orbita Marsa u odnosu na orbitu Zemlje vanjska, a Prosječna brzina orbita oko Sunca veća je za Zemlju (29,79 km/s) nego za Mars (24,1 km/s). U trenutku kada Zemlja počinje prestizati Mars u svom kretanju oko Sunca, i čini se da je Mars započeo obrnuto ili, kako ga astronomi nazivaju, retrogradno kretanje. Dijagram obrnutog (retrogradnog) kretanja dobro ilustrira ovu pojavu.

Glavne karakteristike Marsa

Naziv parametara	Kvantitativni pokazatelji
Prosječna udaljenost od Sunca	227,9 milijuna km
Minimalna udaljenost od Sunca	206,7 milijuna km
Najveća udaljenost od Sunca	249,1 milijuna km
Promjer ekvatora	6786 km (Mars je gotovo upola manji od Zemlje - njegov ekvatorijalni promjer je ~ 53% Zemljinog)
Prosječna orbitalna brzina oko Sunca	24,1 km/s
Period rotacije oko vlastite osi (bočni ekvatorijalni period rotacije)	24 h 37 min 22,6 s
Razdoblje revolucije oko sunca	687 dana
Poznati prirodni sateliti	2
Masa (Zemlja = 1)	0,108 (6,418 × 10 23 kg)
Volumen (Zemlja = 1)	0,15
Prosječna gustoća	3,9 g/cm³
Prosječna površinska temperatura	minus 50°C (temperaturna razlika je od -153°C na polu zimi i do +20°C na ekvatoru u podne)
Nagib osi	25°11"
Inklinacija orbite u odnosu na ekliptiku	1°9"
Površinski pritisak (Zemlja = 1)	0,006
Sastav 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)

Tablica pokazuje s kojom se visokom točnošću određuju glavni parametri planeta Mars. To ne čudi, s obzirom da se astronomska promatranja i istraživanja sada koriste najmodernijim znanstvene metode i visoko preciznu opremu. Ali sa sasvim drugačijim osjećajem tretiramo takve činjenice iz povijesti znanosti, kada su znanstvenici prošlih stoljeća, koji često nisu imali na raspolaganju nikakve astronomske instrumente, osim najjednostavnijih teleskopa s malim povećanjem (najviše 15-20 puta). ), napravio točne astronomske proračune i čak otkrio zakone gibanja nebeskih tijela.

Primjerice, prisjetimo se da je talijanski astronom Giandomenico Cassini već 1666. godine (!) odredio vrijeme rotacije planeta Marsa oko svoje osi. Njegovi izračuni dali su rezultat od 24 sata i 40 minuta. Usporedite ovaj rezultat s periodom rotacije Marsa oko svoje osi, određenim uz pomoć suvremenih tehničkih sredstava (24 sata 37 minuta 23 sekunde). Jesu li ovdje potrebni naši komentari?

Ili takav primjer. u samom početkom XVII stoljeća otkrio je zakone gibanja planeta, ne raspolažući ni preciznim astronomskim instrumentima ni matematičkim aparatom za izračunavanje površina takvih geometrijski oblici poput elipse i ovala. Pateći od nedostatka vida, napravio je najpreciznija astronomska mjerenja.

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

© Vladimir Kalanov,
"Znanje je moć"

Poštovani posjetitelji!

Vaš rad je onemogućen JavaScript. Uključite skripte u pregledniku i vidjet ćete punu funkcionalnost stranice!

Mars je četvrti planet od Sunca i posljednji od svih planeta zemaljska skupina. Kao i ostali planeti Sunčev sustav(ne računajući Zemlju) nazvan je po mitološkoj ličnosti - rimskom bogu rata. Osim službenog naziva, Mars se ponekad naziva i Crveni planet, što se odnosi na smeđe-crvenu boju njegove površine. Uz sve to, Mars je drugi najmanji planet u Sunčevom sustavu nakon.

Veći dio devetnaestog stoljeća smatralo se da na Marsu postoji život. Razlog ovakvom vjerovanju dijelom leži u zabludi, a dijelom u ljudskoj mašti. Godine 1877. astronom Giovanni Schiaparelli uspio je promatrati ono za što je mislio da su ravne linije na površini Marsa. Poput drugih astronoma, kada je primijetio ove pruge, sugerirao je da je takva izravnost povezana s postojanjem na planetu inteligentan život. U to vrijeme popularna verzija o prirodi ovih vodova bila je pretpostavka da se radi o kanalima za navodnjavanje. Međutim, s razvojem snažnijih teleskopa početkom dvadesetog stoljeća, astronomi su mogli jasnije vidjeti Marsovu površinu i utvrditi da su te ravne linije samo optička varka. Kao rezultat toga, sve ranije pretpostavke o životu na Marsu ostale su bez dokaza.

Velik dio znanstvene fantastike napisane tijekom dvadesetog stoljeća bio je izravna posljedica vjerovanja da na Marsu postoji život. Od malih zelenih ljudi do visokih osvajača s laserima, Marsovci su bili u središtu pozornosti mnogih televizijskih i radijskih programa, stripova, filmova i romana.

Unatoč činjenici da se otkriće života na Marsu u osamnaestom stoljeću kao rezultat toga pokazalo lažnim, Mars je za znanstvenu zajednicu ostao najpogodniji za život (osim Zemlje) planet u Sunčevom sustavu. Planetarne misije koje su uslijedile bez sumnje su bile posvećene potrazi za bilo kakvim oblikom života na Marsu. Tako je misija pod nazivom Viking, provedena 1970-ih, provodila pokuse na tlu Marsa u nadi da će u njemu pronaći mikroorganizme. U to se vrijeme vjerovalo da bi nastajanje spojeva tijekom pokusa moglo biti rezultat bioloških agenasa, no kasnije se pokazalo da spojevi kemijski elementi mogu se stvoriti bez bioloških procesa.

Međutim, ni ovi podaci nisu lišili znanstvenike nade. Ne nalazeći znakove života na površini Marsa, sugerirali su da svi potrebni uvjeti mogu postojati ispod površine planeta. Ova verzija je i danas relevantna. U najmanju ruku, takve sadašnje planetarne misije kao što su ExoMars i Mars Science uključuju provjeru svih opcije postojanje života na Marsu u prošlosti ili sadašnjosti, na površini i ispod nje.

Atmosfera Marsa

Sastav atmosfere Marsa vrlo je sličan atmosferi, jednoj od najmanje gostoljubivih atmosfera u cijelom Sunčevom sustavu. Glavna komponenta u oba okoliša je ugljični dioksid (95% za Mars, 97% za Veneru), ali postoji velika razlika - na Marsu nema efekta staklenika, pa temperatura na planetu ne prelazi 20 °C, u suprotno od 480 °C na površini Venere. Ovako velika razlika je posljedica različite gustoće atmosfera ovih planeta. Uz usporedivu gustoću, atmosfera Venere je izuzetno gusta, dok Mars ima prilično tanak atmosferski sloj. Jednostavno rečeno, kada bi debljina atmosfere Marsa bila značajnija, tada bi sličio Veneri.

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

Jedan od najranijih pravaca proučavanja atmosfere Marsa je njezin utjecaj na prisutnost vode na površini. Unatoč činjenici da polarne kape sadrže vodu u čvrstom stanju, a zrak sadrži vodenu paru nastalu kao posljedica mraza i niskog tlaka, danas sve studije pokazuju da "slaba" atmosfera Marsa ne pogoduje postojanju vode u tekuće stanje na površini.planeti.

Međutim, oslanjajući se na najnovije podatke marsovskih misija, znanstvenici su uvjereni da tekuća voda postoji na Marsu i da se nalazi jedan metar ispod površine planeta.

Voda na Marsu: nagađanja / wikipedia.org

Međutim, unatoč tankom sloju atmosfere, Mars ima sasvim prihvatljive vremenske uvjete za zemaljske standarde. Najviše ekstremni oblici ovo vrijeme su vjetrovi, oluje s prašinom, mraz i magla. Kao rezultat takve vremenske aktivnosti, uočeni su značajni tragovi erozije u nekim područjima Crvenog planeta.

Još jedna zanimljiva točka o atmosferi Marsa je da, prema nekoliko modernih znanstveno istraživanje, u dalekoj prošlosti, bila je dovoljno gusta za postojanje oceana na površini planeta od vode u tekućem stanju. Međutim, prema istim studijama, atmosfera Marsa je dramatično promijenjena. Vodeća verzija takve promjene u ovom trenutku je hipoteza o sudaru planeta s drugim dovoljno voluminoznim kozmičkim tijelom, što je dovelo do gubitka većine Marsove atmosfere.

Površina Marsa ima dvije značajne značajke, koje su, zanimljivom slučajnošću, povezane s razlikama u hemisferama planeta. Činjenica je da sjeverna polutka ima prilično gladak reljef i tek nekoliko kratera, dok je južna hemisfera doslovno prošarana brdima i kraterima raznih veličina. Osim topografskih razlika koje ukazuju na različitost reljefa hemisfera, postoje i one geološke – istraživanja pokazuju da su područja na sjevernoj hemisferi puno aktivnija nego na južnoj.

Na površini Marsa nalazi se najveći dosad poznati vulkan - Olympus Mons (Mount Olympus) i najveći poznati kanjon - Mariner (Mariner Valley). Ništa grandioznije još nije pronađeno u Sunčevom sustavu. Visina planine Olimp je 25 kilometara (to je tri puta više od Everesta, najviše visoka planina na Zemlji), a promjer baze je 600 kilometara. Dolina Mariner duga je 4000 kilometara, široka 200 kilometara i duboka gotovo 7 kilometara.

Do danas, najznačajnije otkriće u vezi s površinom Marsa bilo je otkriće kanala. Značajka ovih kanala je da ih je, prema NASA-inim stručnjacima, stvorila tekuća voda, te su stoga najpouzdaniji dokaz za teoriju da je u dalekoj prošlosti površina Marsa uvelike nalikovala zemljinoj.

Najpoznatija peridolija povezana s površinom Crvenog planeta je takozvano "Lice na Marsu". Reljef je doista vrlo nalikovao ljudskom licu kada je svemirska letjelica Viking I 1976. godine snimila prvu sliku određenog područja. Mnogi su ljudi u to vrijeme ovu sliku smatrali pravim dokazom da na Marsu postoji inteligentan život. Snimci koji su uslijedili pokazali su da je ovo samo igra svjetla i ljudske fantazije.

Kao i kod drugih zemaljskih planeta, u unutrašnjosti Marsa razlikuju se tri sloja: kora, plašt i jezgra.
Iako točna mjerenja još nisu obavljena, znanstvenici su na temelju podataka o dubini Mariner Valleya dali određena predviđanja o debljini Marsove kore. Duboki, golemi sustav doline, smješten na južnoj hemisferi, ne bi mogao postojati da kora Marsa nije puno deblja od Zemlje. Preliminarne procjene pokazuju da je debljina Marsove kore na sjevernoj hemisferi oko 35 kilometara, a na južnoj oko 80 kilometara.

Prilično je mnogo istraživanja posvećeno jezgri Marsa, posebno kako bi se otkrilo je li čvrsta ili tekuća. Neke teorije ukazuju na nepostojanje dovoljno jakog magnetskog polja kao znak čvrste jezgre. Međutim, u posljednjem desetljeću hipoteza da je jezgra Marsa tekuća, barem djelomično, dobiva sve veću popularnost. Na to je ukazalo otkriće magnetiziranih stijena na površini planeta, što može biti znak da Mars ima ili je imao tekuću jezgru.

Orbita i rotacija

Marsova orbita je značajna iz tri razloga. Prvo, njegov je ekscentricitet drugi najveći od svih planeta, samo 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, znanstveni dokazi upućuju na to visok stupanj ekscentričnost nije bila uvijek prisutna, a možda je bila manja od Zemljine u nekom trenutku u povijesti postojanja Marsa. Razlog ove promjene znanstvenici nazivaju gravitacijskim silama susjednih planeta koje utječu na Mars.

Treće, od svih zemaljskih planeta Mars je jedini na kojem godina traje duže nego na Zemlji. Naravno, to je povezano s njegovom orbitalnom udaljenošću od Sunca. Jedna marsovska godina jednaka je gotovo 686 zemaljskih dana. Dan na Marsu traje otprilike 24 sata i 40 minuta, što je vrijeme koje je planetu potrebno da napravi jedan potpuni krug oko svoje osi.

Još jedna značajna sličnost između planeta i Zemlje je njegov aksijalni nagib, koji iznosi približno 25°. Ova značajka ukazuje da godišnja doba na Crvenom planetu slijede jedno drugo na potpuno isti način kao i na Zemlji. Međutim, hemisfere Marsa doživljavaju potpuno različite temperaturne režime za svako godišnje doba, različite od onih na Zemlji. To je opet zbog mnogo veće ekscentričnosti orbite planeta.

SpaceX planira kolonizirati Mars

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

• 2018 godina. Lansiranje svemirske sonde Red Dragon za demonstraciju tehnologije. Cilj misije je doći do Marsa i napraviti neka istraživanja na mjestu slijetanja u malom mjerilu. Moguće opskrba dodatne informacije za NASA-u ili svemirske agencije drugih država.
• 2020 lansirati svemirski brod Mars Colonial Transporter MCT1 (bez posade). Svrha misije je poslati teret i vratiti uzorke. Velike demonstracije tehnologije za stanovanje, održavanje života, energiju.
• 2022 Lansiranje svemirske letjelice Mars Colonial Transporter MCT2 (bez posade). Druga iteracija MCT-a. U to će vrijeme MCT1 biti na putu natrag na Zemlju, noseći uzorke s Marsa. MCT2 isporučuje opremu za prvi let s ljudskom posadom. Brod MCT2 bit će spreman za lansiranje čim posada stigne na Crveni planet za 2 godine. U slučaju nevolje (kao u filmu "Marsovac"), tim će ga moći iskoristiti za napuštanje planeta.
• 2024 Treća iteracija Mars Colonial Transportera MCT3 i prvi let s ljudskom posadom. Tada će sve tehnologije dokazati svoje performanse, MCT1 će otputovati na Mars i natrag, a MCT2 je spreman i testiran na Marsu.

Mars je četvrti planet od Sunca i posljednji od zemaljskih planeta. Udaljenost od Sunca je oko 227.940.000 kilometara.

Planet je dobio ime po Marsu, rimskom bogu rata. Starim Grcima bio je poznat kao Ares. Vjeruje se da je Mars dobio takvu povezanost zbog krvavo crvene boje planeta. Zbog svoje boje planet je bio poznat i drugim drevnim kulturama. Prvi kineski astronomi nazvali su Mars "Vatrena zvijezda", a drevni egipatski svećenici označili su ga kao "Njen desher", što znači "crveno".

Kopnena masa na Marsu vrlo je slična onoj na Zemlji. Unatoč činjenici da Mars zauzima samo 15% volumena i 10% mase Zemlje, on ima kopnenu masu usporedivu s našim planetom kao rezultat činjenice da voda prekriva oko 70% Zemljine površine. U isto vrijeme, površinska gravitacija Marsa je 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 bilo je uspješno. Otkako je misija Mars 1960A lansirana u SSSR-u 1960. godine, na Mars je poslano ukupno 39 orbitera i rovera za spuštanje, no samo je 16 od tih misija bilo uspješno. Godine 2016. lansirana je sonda u sklopu rusko-europske misije ExoMars, čiji će glavni ciljevi biti potraga za znakovima života na Marsu, proučavanje površine i topografije planeta te mapiranje potencijalnih opasnosti od okoliš za buduće misije s ljudskom posadom na Mars.

Krhotine s Marsa pronađene su na Zemlji. Vjeruje se da su tragovi neke atmosfere Marsa pronađeni u meteoritima koji su se odbili od planeta. Nakon što su napustili Mars, ti su meteoriti dugo vremena, milijunima godina, letjeli Sunčevim sustavom među ostalim objektima i svemirski otpad, ali ih je uhvatila gravitacija našeg planeta, pali u njegovu atmosferu i srušili se na površinu. Proučavanje ovih materijala omogućilo je znanstvenicima da nauče mnogo o Marsu čak i prije početka svemirski letovi.

U nedavnoj prošlosti ljudi su bili uvjereni da je Mars dom inteligentnog života. Na to je uvelike utjecalo otkriće ravnih linija i jaraka na površini Crvenog planeta od strane talijanskog astronoma Giovannija Schiaparellija. Vjerovao je da takve ravne linije ne može stvoriti priroda i da su rezultat inteligentne aktivnosti. Međutim, kasnije je dokazano da se radilo samo o optičkoj varci.

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

Pješčane oluje događaju se na Marsu – najopsežnije u Sunčevom sustavu. To je zbog eliptičnog oblika putanje orbite planeta oko Sunca. Staza orbite je izduženija nego kod mnogih drugih planeta, a ovaj ovalni oblik orbite rezultira žestokim olujama prašine koje gutaju cijeli planet i mogu trajati mnogo mjeseci.

Čini se da je Sunce otprilike upola manje od vizualne Zemljine veličine gledano s Marsa. Kada je Mars najbliži Suncu u svojoj orbiti, a njegova južna hemisfera okrenuta prema Suncu, planet doživljava vrlo kratko, ali nevjerojatno vruće ljeto. U isto vrijeme na sjevernoj hemisferi nastupa kratka, ali hladna zima. Kada je planet dalje od Sunca i usmjeren prema njemu sjevernom hemisferom, Mars doživljava dugo i blago ljeto. U isto vrijeme na južnoj hemisferi nastupa duga zima.

Uz izuzetak Zemlje, znanstvenici smatraju Mars najpogodnijim planetom za život. Vodeće svemirske agencije planiraju niz svemirskih letova u sljedećem desetljeću kako bi otkrile ima li Mars potencijala za postojanje života i je li moguće na njemu izgraditi koloniju.

Marsovci i izvanzemaljci s Marsa dugo su bili glavni kandidati za ulogu vanzemaljaca, zbog čega je Mars postao jedan od najpopularnijih planeta u Sunčevom sustavu.

Mars je jedini planet u sustavu osim Zemlje koji ima polarni led. Ispod polarnih kapa Marsa otkrivena je čvrsta voda.

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

Mars nema magnetsko polje. Neki znanstvenici vjeruju da je postojao na planetu prije otprilike 4 milijarde godina.

Dva Marsova mjeseca, Phobos i Deimos, opisana su u Gulliverovim putovanjima autora Jonathana Swifta. To je bilo 151 godinu prije nego što su otkriveni.