Enciklopédiai YouTube
1 / 5
✪ DISCOVER-AQ projekt – Légkörkutatás (NASA oroszul)
✪ NASA oroszul: 01/18/13 - NASA videó kivonat a hétre
✪ NEGATÍV TÖMEG [Tudományos és technológiai hírek]
✪ Mars, 1968, sci-fi filmesszé, rendező Pavel Klushantsev
✪ Az élet 5 jele a Marson – A visszaszámlálás #37
Feliratok
A tanulmány
A Mars légkörét még az automata bolygóközi állomások bolygóra való repülése előtt fedezték fel. A spektrális elemzésnek és a Marsnak a Földdel 3 évente egyszer előforduló szembeállításainak köszönhetően a csillagászok már a 19. században tudták, hogy nagyon homogén összetételű, több mint 95%-a szén-dioxid. 0,04%-hoz képest szén-dioxid a Föld légkörében kiderül, hogy a marsi légköri szén-dioxid tömege csaknem 12-szeresen meghaladja a Föld tömegét, így a Mars terraformálása során a szén-dioxid üvegházhatáshoz való hozzájárulása az ember számára kényelmes klímát teremthet. valamivel korábban éri el az 1 atmoszféra nyomást, még ha figyelembe vesszük a Marsnak a Naptól való nagyobb távolságát is.
Az 1920-as évek elején a Mars hőmérsékletének első méréseit egy visszaverő távcső fókuszába helyezett hőmérővel végezték. V. Lampland 1922-es mérései a Mars felszíni átlaghőmérsékletét 245 (−28 °C), E. Pettit és S. Nicholson 1924-ben 260 K (−13 °C) méréseket adtak. 1960-ban alacsonyabb értéket ért el W. Sinton és J. Strong: 230 K (−43 °C). Az első – átlagolt – nyomásbecsléseket csak a 60-as években adták földi infravörös spektroszkóppal: a szén-dioxid-vonalak Lorentz-kiszélesítéséből származó 25 ± 15 hPa nyomás azt jelentette, hogy ez volt a légkör fő összetevője.
A szélsebesség a spektrumvonalak Doppler-eltolásából határozható meg. Tehát ehhez a vonaleltolódást milliméteres és szubmilliméteres tartományban mértük, az interferométeren végzett mérések pedig lehetővé teszik a sebességek eloszlását a teljes nagy vastagságú rétegben.
A levegő és a felszín hőmérsékletére, nyomására, relatív páratartalmára és szélsebességére vonatkozó legrészletesebb és legpontosabb adatokat folyamatosan méri a Rover Environmental Monitoring Station (REMS) műszere a Curiosity rover fedélzetén, amely 2012 óta működik a Gale-kráterben. A 2014 óta a Mars körül keringő MAVEN űrszonda pedig kifejezetten a felső légkör részletes vizsgálatára készült, ezek kölcsönhatása a napszél részecskéivel, és különösen a szórási dinamika.
Számos olyan folyamat, amelyek közvetlen megfigyelése nehéz vagy még nem lehetséges, csak elméleti modellezés tárgyát képezi, de az is. fontos módszer kutatás.
Légköri szerkezet
Általában a Mars légköre alsó és felső részre oszlik; ez utóbbinak azt a 80 km-es felszín feletti régiót tekintjük, ahol az ionizációs és disszociációs folyamatok aktív szerepet játszanak. Tanulmányozásának egy szakaszt szentelnek, amelyet általában aeronómiának neveznek. Általában, amikor az emberek a Mars légköréről beszélnek, az alsó légkörre gondolnak.
Ezenkívül egyes kutatók két nagy héjat különböztetnek meg - a homoszférát és a heteroszférát. A homoszférában kémiai összetétel nem függ a tengerszint feletti magasságtól, mivel a légkör hő- és nedvességátadási folyamatait és azok függőleges cseréjét teljes mértékben a turbulens keveredés határozza meg. Mivel a molekuláris diffúzió a légkörben fordítottan arányos a sűrűségével, akkor egy bizonyos szinttől ez a folyamat uralkodóvá válik, és a felső héj - a heteroszféra - fő jellemzője, ahol a molekuláris diffúz szétválás megtörténik. A 120 és 140 km közötti magasságban található héjak közötti interfészt turbópauzának nevezik.
alacsonyabb légkör
A felszíntől 20-30 km magasságig húzódik troposzféra ahol a hőmérséklet a magassággal csökken. A troposzféra felső határa az évszaktól függően változik (a tropopauzában a hőmérsékleti gradiens 1-3 fok/km, átlagértéke 2,5 fok/km).
A tropopauza felett a légkör izoterm tartománya található. sztratomoszféra 100 km magasságig nyúlik. A sztratomezoszféra átlaghőmérséklete kivételesen alacsony, eléri a -133°C-ot. A Földtől eltérően, ahol a sztratoszféra túlnyomórészt az összes légköri ózont tartalmazza, a Marson koncentrációja elhanyagolható (50-60 km-es magasságtól a felszínig oszlik el, ahol a maximum).
felső légkör
A sztratomoszféra fölé nyúlik a légkör felső rétege - termoszféra. Jellemzője a hőmérséklet emelkedése a magassággal egy maximális értékig (200-350 K), amely után a felső határig (200 km) állandó marad. Ebben a rétegben atomi oxigén jelenlétét regisztrálták; sűrűsége 200 km magasságban eléri az 5-6⋅10 7 cm −3 . Az atomi oxigén által dominált réteg jelenléte (valamint az a tény, hogy a fő semleges komponens a szén-dioxid) egyesíti a Mars légkörét a Vénusz légkörével.
Ionoszféra- terület a magas fok ionizáció - körülbelül 80-100 és körülbelül 500-600 km közötti magasságban van. Az iontartalom éjszaka minimális, nappal maximális, amikor a szén-dioxid fotoionizációja következtében 120-140 km magasságban alakul ki a fő réteg. extrém ultraibolya napsugárzás CO 2 + hν → CO 2 + + e -, valamint ionok és semleges anyagok közötti reakciók CO 2 + + O → O 2 + + CO és O + + CO 2 → O 2 + + CO. Az ionok koncentrációja, amelyből 90% O 2 + és 10% CO 2 +, köbcentiméterenként eléri a 10 5-öt (az ionoszféra más területein 1-2 nagyságrenddel alacsonyabb). Figyelemre méltó, hogy az O 2 + ionok túlsúlyban vannak a molekuláris oxigén szinte teljes hiányában a marsi légkörben. A másodlagos réteg 110-115 km körül alakul ki a lágy röntgensugárzás és a kiütött gyors elektronok hatására. 80-100 km magasságban egyes kutatók megkülönböztetnek egy harmadik réteget, amely néha részecskék hatására nyilvánul meg. űrpor, fémionokat juttatva a légkörbe Fe +, Mg +, Na +. Később azonban nem csak az utóbbi megjelenése (sőt, a felső légkör szinte teljes térfogatában) a meteoritok anyagának ablációja és egyéb tértestek hanem általában is állandó jelenlétük. Ugyanakkor a Mars hiánya miatt mágneses mező eloszlásuk és viselkedésük jelentősen eltér a ben megfigyelhetőtől a föld légköre. A fő maximum felett további további rétegek is megjelenhetnek a napszéllel való kölcsönhatás miatt. Így az O+ ionok rétege 225 km-es magasságban a legkifejezettebb. Az ionok három fő típusa (O 2 +, CO 2 és O +) mellett viszonylag nemrégiben a 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 ++ és HCO2+. 400 km felett egyes szerzők "ionopauzát" különböztetnek meg, de ebben még nincs konszenzus.
Ami a plazma hőmérsékletét illeti, az ionhőmérséklet a fő maximum közelében 150 K, amely 175 km-es magasságban 210 K-re emelkedik. Magasabbra az ionok termodinamikai egyensúlya a semleges gázzal jelentősen felborul, hőmérsékletük 250 km magasságban meredeken 1000 K-re emelkedik. Az elektronok hőmérséklete több ezer kelvin is lehet, nyilván az ionoszférában lévő mágneses tér miatt, és a nap zenitszögének növekedésével növekszik, és nem azonos az északi és a déli féltekén, ami a reziduális aszimmetriájából adódhat. a marsi kéreg mágneses tere. Általánosságban elmondható, hogy három nagyenergiájú elektronpopulációt különböztethetünk meg különböző hőmérsékleti profillal. A mágneses tér befolyásolja az ionok vízszintes eloszlását is: a mágneses anomáliák felett nagy energiájú részecskék áramlásai képződnek, amelyek a térvonalak mentén örvénylődnek, ami növeli az ionizációs intenzitást, valamint megnövekedett ionsűrűség és lokális szerkezetek figyelhetők meg.
200-230 km magasságban van a termoszféra felső határa - az exobázis, amely felett a exoszféra Mars. Könnyű anyagokból áll - hidrogén, szén, oxigén -, amelyek a mögöttes ionoszférában zajló fotokémiai reakciók eredményeként jelennek meg, például az O 2 + elektronokkal való disszociatív rekombinációja következtében. A Mars felső légkörének folyamatos atomi hidrogénellátása a vízgőz fotodisszociációja miatt következik be a Mars felszíne közelében. A hidrogénkoncentráció magasságban bekövetkező nagyon lassú csökkenése miatt ez az elem a bolygó légkörének legkülső rétegeinek fő alkotóeleme, és mintegy 20 000 km-es távolságra kiterjedő hidrogénkoronát alkot, bár ennek nincs szigorú határa, és a részecskék. ebből a régióból egyszerűen fokozatosan eloszlanak a környező világűrben.
A Mars légkörében néha ki is szabadul kemoszféra- egy réteg, ahol fotokémiai reakciók mennek végbe, és mivel a Földhöz hasonlóan az ózonernyő hiánya miatt az ultraibolya sugárzás a bolygó felszínét éri, még ott is lehetséges. A marsi kemoszféra a felszíntől körülbelül 120 km magasságig terjed.
Az alsó légkör kémiai összetétele
A marsi légkör erős ritkasága ellenére a szén-dioxid koncentrációja körülbelül 23-szor nagyobb, mint a földiben.
- A nitrogén (2,7%) jelenleg aktívan szétszóródik az űrben. Kétatomos molekula formájában a nitrogént stabilan megtartja a bolygó vonzása, de a napsugárzás hatására egyes atomokra hasad, és könnyen elhagyja a légkört.
- Az argont (1,6%) a viszonylag disszipációálló nehéz izotóp argon-40 képviseli. A 36 Ar és a 38 Ar fény csak ppm-ben van jelen
- Egyéb nemesgázok: neon, kripton, xenon (ppm)
- A szén-monoxid (CO) - a CO 2 fotodisszociáció terméke és ez utóbbi koncentrációja 7,5⋅10 -4 - ez megmagyarázhatatlanul kicsi érték, mivel a CO + O + M → CO 2 + M fordított reakció tilos, ill. sokkal több CO-t kellett volna felhalmozni. Különféle elméleteket javasoltak, mint szén-monoxid továbbra is oxidálódhatnak szén-dioxiddá, de mindegyiknek van bizonyos hátránya.
- Molekuláris oxigén (O 2) - a CO 2 és a H 2 O fotodisszociációja eredményeként jelenik meg a Mars felső légkörében. Ebben az esetben az oxigén a légkör alsóbb rétegeibe diffundál, ahol koncentrációja eléri a CO 2 felszínközeli koncentrációjának 1,3⋅10 -3-át. Az Ar-hoz, CO-hoz és N 2 -hoz hasonlóan nem kondenzálható anyag a Marson, így koncentrációja is szezonális változásokon megy keresztül. A felső légkörben, 90-130 km magasságban az O 2 -tartalom (a CO 2 -hoz viszonyított részaránya) 3-4-szerese az alsó légkör megfelelő értékének, és átlagosan 4⋅10 -3 a 3,1⋅10 -3 és 5,8⋅10 -3 közötti tartomány. Az ókorban a Mars légköre azonban nagyobb mennyiségű oxigént tartalmazott, mint amennyi a fiatal Földön volt. Az oxigén, még különálló atomok formájában is, a nagyobb atomtömegnek köszönhetően már nem oszlik el olyan aktívan, mint a nitrogén, ami lehetővé teszi felhalmozódását.
- Ózon - mennyisége nagymértékben változik a felszíni hőmérséklet függvényében: a napéjegyenlőség idején minimális minden szélességi fokon, maximum a sarkon, ahol a tél ráadásul fordítottan arányos a vízgőz koncentrációjával. Körülbelül 30 km magasságban van egy markáns ózonréteg, egy másik pedig 30 és 60 km között.
- Víz. A Mars légkörének H 2 O tartalma körülbelül 100-200-szor kevesebb, mint a Föld legszárazabb vidékeinek légkörében, és átlagosan 10-20 mikronnyi kicsapódott vízoszlopot tesz ki. A vízgőz koncentrációja jelentős szezonális és napi ingadozásokon megy keresztül. A levegő vízgőzzel való telítettségének mértéke fordítottan arányos a kondenzációs központokat képező porrészecskék tartalmával, és egyes területeken (télen, 20-50 km magasságban) gőzt rögzítettek, amelynek nyomása 10-szer haladja meg a telített gőz nyomását - sokkal többet, mint a földi légkörben.
- Metán. 2003 óta érkeznek jelentések ismeretlen jellegű metánkibocsátás nyilvántartásba vételéről, de a nyilvántartási módszerek bizonyos hiányosságai miatt ezek egyike sem tekinthető megbízhatónak. Ebben az esetben rendkívül kis értékekről beszélünk - 0,7 ppbv (felső határ - 1,3 ppbv) háttérértékként és 7 ppbv az epizodikus sorozatoknál, ami a felbontás határán van. Mivel ezzel párhuzamosan a CH 4 hiányáról is megjelentek más tanulmányok által megerősített információk, ez utalhat valamiféle időszakos metánforrásra, illetve valamilyen mechanizmus meglétére annak gyors elpusztítására, míg a ennek az anyagnak a fotokémiai megsemmisülését 300 évre becsülik. A témával kapcsolatos vita jelenleg nyitott, és különösen érdekes az asztrobiológia összefüggésében, tekintettel arra, hogy a Földön ez az anyag biogén eredetű.
- egyesek nyomai szerves vegyületek. A legfontosabbak a H 2 CO, HCl és SO 2 felső határértékei, amelyek a klórral járó reakciók hiányát, valamint a vulkáni tevékenységet jelzik, különösen a metán nem vulkáni eredetét, ha léteznek. megerősített.
A Mars légkörének összetétele és nyomása lehetetlenné teszi az emberek és más szárazföldi élőlények légzését. A bolygó felszínén való munkához szkafanderre van szükség, bár nem olyan terjedelmes és védett, mint a Hold és nyitott tér. Maga a Mars légköre nem mérgező, és kémiailag inert gázokból áll. A légkör némileg lelassítja a meteorittesteket, így kevesebb kráter található a Marson, mint a Holdon, és kevésbé mélyek. A mikrometeoritok pedig teljesen kiégnek, nem érik el a felszínt.
Víz, felhők és csapadék
Az alacsony sűrűség nem akadályozza meg a légkört abban, hogy az éghajlatot befolyásoló nagy léptékű jelenségeket alakítson ki.
A vízgőz a marsi légkörben nem haladja meg az ezred százalékot, azonban a friss (2013-as) vizsgálatok eredményei szerint ez még mindig több, mint azt korábban gondolták, és több, mint a Föld légkörének felső rétegeiben, ill. alacsony nyomáson és hőmérsékleten telítettséghez közeli állapotban van, ezért gyakran felhőkbe gyűlik össze. A vízfelhők általában a felszín felett 10-30 km magasságban képződnek. Főleg az Egyenlítőn koncentrálódnak, és szinte egész évben megfigyelhetők. Felhők láthatók rajta magas szintek atmoszféra (több mint 20 km) keletkezik a CO 2 kondenzáció következtében. Ugyanez a folyamat felelős az alacsony (10 km-nél kisebb magasságú) felhők kialakulásáért a sarki régiókban télen, amikor a légkör hőmérséklete a CO 2 fagypontja alá csökken (-126 ° C); nyáron hasonló vékony képződmények jönnek létre a jég H 2 O-ból
Az egyik érdekes és ritka légköri jelenséget ("Viking-1") fedezték fel a Marson, amikor 1978-ban az északi sarkvidéket fényképezték. Ezek ciklonális struktúrák, amelyeket a fényképeken egyértelműen azonosítanak az óramutató járásával ellentétes irányú áramlású, örvényszerű felhőrendszerek. Az é. sz. 65-80° szélességi zónában találták őket. SH. az év "meleg" időszakában, tavasztól kora őszig, amikor itt kialakul a sarki front. Előfordulása a jégsapka széle és a környező síkságok közötti éles kontrasztnak köszönhető az év ezen időszakában a felszíni hőmérsékletek között. Az ilyen fronthoz kapcsolódó légtömegek hullámmozgásai a számunkra oly ismerős ciklonális örvények megjelenéséhez vezetnek a Földön. A Marson található örvényfelhők rendszereinek mérete 200 és 500 km között változik, mozgási sebességük körülbelül 5 km/h, a szélsebesség e rendszerek perifériáján pedig körülbelül 20 m/s. Egy egyedi ciklonos örvény fennállásának időtartama 3-6 nap. A marsi ciklonok középső részének hőmérsékleti értékei azt mutatják, hogy a felhők vízjégkristályokból állnak.
Havat valóban nem egyszer figyeltek meg. Így 1979 telén vékony hóréteg esett a Viking-2 leszállóhelyén, amely több hónapig feküdt.
Porviharok és porördögök
A Mars légkörének jellegzetes vonása a por állandó jelenléte; spektrális mérések szerint a porszemcsék mérete 1,5 µm. Az alacsony gravitáció lehetővé teszi, hogy még a ritka légáramlások is hatalmas porfelhőket emeljenek akár 50 km magasságba. És a szelek, amelyek a hőmérséklet-különbség egyik megnyilvánulása, gyakran fújnak a bolygó felszínén (főleg késő tavasszal - nyár elején a déli féltekén, amikor a féltekék közötti hőmérsékletkülönbség különösen éles), és sebesség eléri a 100 m/s-t. Így hatalmas porviharok keletkeznek, amelyeket régóta megfigyeltek egyedi sárga felhők formájában, néha pedig az egész bolygót beborító, összefüggő sárga fátyol formájában. A porviharok leggyakrabban a sarki sapkák közelében fordulnak elő, időtartamuk elérheti az 50-100 napot. A légkör gyenge sárga homálya általában nagy porviharok után figyelhető meg, és könnyen észlelhető fotometriás és polarimetriás módszerekkel.
A porviharok, amelyek jól megfigyelhetők voltak a keringőről készült felvételeken, a leszállóhelyekről fényképezve alig látszottak. A porviharok áthaladását ezeknek az űrállomásoknak a leszállóhelyein csak a hőmérséklet, a nyomás éles változása és az általános égbolt háttér nagyon enyhe elsötétülése rögzítette. A viking leszállóhelyek környékén a vihar után leülepedt porréteg mindössze néhány mikrométert tett ki. Mindez a marsi légkör meglehetősen alacsony teherbíró képességét jelzi.
1971 szeptemberétől 1972 januárjáig globális porvihar dúlt a Marson, ami még a Mariner 9 szonda felszínének lefényképezését is megakadályozta. A becsült por tömege a légköri oszlopban (0,1-10 optikai vastagsággal) ebben az időszakban 7,8⋅10 -5 és 1,66⋅10 -3 g/cm 2 között mozgott. Így a marsi légkörben lévő porszemcsék össztömege a globális porviharok időszakában elérheti a 10 8 - 10 9 tonnát is, ami arányos teljes por a föld légkörében.
Az aurórát először a SPICAM UV spektrométer rögzítette a Mars Express űrszonda fedélzetén. Aztán többször is megfigyelte a MAVEN készülék, például 2015 márciusában, 2017 szeptemberében pedig egy sokkal erősebb eseményt rögzített a Curiosity rover Radiation Assessment Detector (RAD) készüléke. A MAVEN készülék adatainak elemzése egy alapvetően eltérő típusú - diffúz - aurórákat is feltárt, amelyek alacsony szélességi fokon, olyan területeken fordulnak elő, amelyek nem kötődnek a mágneses tér anomáliáihoz, és amelyeket nagyon nagy energiájú részecskék behatolása okoz, kb. 200 keV, a légkörbe.
Ezenkívül a Nap extrém ultraibolya sugárzása okozza a légkör úgynevezett saját fényét (angolul airglow).
Az aurorák és a belső ragyogás során bekövetkező optikai átmenetek regisztrálása fontos információkkal szolgál a felső légkör összetételéről, hőmérsékletéről és dinamikájáról. Így az éjszakai nitrogén-monoxid emisszió γ- és δ-sávjának vizsgálata segít a megvilágított és a meg nem világított területek közötti keringés jellemzésében. A sugárzás 130,4 nm-es frekvenciájú, saját fényével történő regisztrálása pedig segített feltárni a magas hőmérsékletű atomi oxigén jelenlétét, ami fontos lépés volt a légköri exoszférák és általában a koronák viselkedésének megértésében.
Szín
A marsi légkört kitöltő porszemcsék többnyire vas-oxidból állnak, és ez adja a vöröses-narancssárga árnyalatot.
A mérések szerint a légkör optikai vastagsága 0,9, ami azt jelenti, hogy a beeső napsugárzásnak mindössze 40%-a jut el légkörén keresztül a Mars felszínére, a maradék 60%-ot pedig a levegőben lógó por nyeli el. Enélkül a marsi égbolt megközelítőleg ugyanolyan színű lenne, mint a földi égbolt 35 kilométeres magasságban. Megjegyzendő, hogy ebben az esetben az emberi szem alkalmazkodna ezekhez a színekhez, és a fehéregyensúly automatikusan úgy lesz beállítva, hogy az ég ugyanúgy látható legyen, mint földi fényviszonyok mellett.
Az égbolt színe nagyon heterogén, és felhők vagy porviharok hiányában a látóhatáron lévő viszonylag világos fénytől élesen és a zenit felé gradiensben sötétedik. Egy viszonylag nyugodt és szélcsendes évszakban, amikor kevesebb a por, a zenitben teljesen fekete lehet az ég.
Ennek ellenére a roverek képeinek köszönhetően ismertté vált, hogy napnyugtakor és napkeltekor a Nap körül kék színűvé válik az ég. Ennek a Rayleigh-szórás az oka - a fény szétszóródik a gázrészecskéken és beszínezi az eget, de ha egy marsi napon a hatás gyenge és szabad szemmel láthatatlan a ritka légkör és a por miatt, akkor napnyugtakor a nap átsüt egy nagy felületen. vastagabb levegőréteg, ami miatt a kék és az ibolya elkezd szétszórni az összetevőket. Ugyanez a mechanizmus felelős a kék égért a Földön nappal és a sárga-narancssárgáért napnyugtakor. [ ]
Panoráma a Rocknest homokdűnékről, a Curiosity rover képeiből összeállítva.
Változtatások
A légkör felső rétegeiben végbemenő változások meglehetősen összetettek, mivel kapcsolatban állnak egymással és az alatta lévő rétegekkel. A felfelé terjedő légköri hullámok és árapályok jelentős hatással lehetnek a termoszféra szerkezetére és dinamikájára, és ennek következtében az ionoszférára, például az ionoszféra felső határának magasságára. Az alsó légkörben a porviharok során átlátszósága csökken, felmelegszik, kitágul. Ekkor megnő a termoszféra sűrűsége - akár egy nagyságrenddel is változhat -, az elektronkoncentráció maximumának magassága pedig akár 30 km-rel is emelkedhet. A légkör felső rétegében a porviharok okozta változások globálisak lehetnek, és akár 160 km-rel a bolygó felszíne feletti területeket is érinthetik. A felső légkör válasza ezekre a jelenségekre több napig tart, és sokkal tovább - több hónapig - tér vissza korábbi állapotába. A felső és alsó atmoszféra kapcsolatának másik megnyilvánulása, hogy a vízgőz, amely, mint kiderült, túltelített az alsó atmoszférával, fotodisszociáción mehet keresztül könnyebb H és O komponensekké, ami növeli az exoszféra sűrűségét és intenzitását. a marsi légkör vízvesztesége. A felső légkör változásait okozó külső tényezők szélsőségesen ultraibolya és lágyak röntgensugarak Napok, napszél részecskék, kozmikus por és nagyobb testek, például meteoritok. A feladatot nehezíti, hogy hatásuk általában véletlenszerű, intenzitása és időtartama előre nem jelezhető, sőt az epizodikus jelenségeket a napszakok, évszakok és a napsugárzás változásával összefüggő ciklikus folyamatok egymásra rakják. ciklus. A légköri paraméterek dinamikájáról jelenleg a legjobb esetben is felhalmozott statisztikai adatok állnak rendelkezésre az eseményekről, de a törvényszerűségek elméleti leírása még nem készült el. Az ionoszférában lévő plazmarészecskék koncentrációja és a naptevékenység közötti egyenes arányosság határozottan megállapított. Ezt támasztja alá az is, hogy a 2007-2009-es megfigyelések eredményei szerint valóban hasonló szabályszerűséget jegyeztek fel a Föld ionoszférájára vonatkozóan, annak ellenére, hogy e bolygók mágneses tere alapvetően eltérő, ami közvetlenül érinti az ionoszférát. És a részecskekibocsátás napkorona, ami a napszél nyomásának változását okozza, a magnetoszféra és az ionoszféra jellegzetes összenyomódásával is jár: a maximális plazmasűrűség 90 km-re csökken.
Napi ingadozások
Ritkasága ellenére a légkör mégis reagál az áramlás változásaira. naphő lassabb, mint a bolygó felszíne. Tehát a reggeli időszakban a hőmérséklet nagymértékben változik a magassággal: 20 °-os különbséget regisztráltak a bolygó felszíne felett 25 cm és 1 m közötti magasságban. A Nap felkelésével a hideg levegő felmelegszik a felszínről, és jellegzetes örvény formájában emelkedik felfelé, port emelve a levegőbe - így keletkeznek a porördögök. A felszínközeli rétegben (legfeljebb 500 m magas) hőmérsékleti inverzió lép fel. Miután a légkör délre már felmelegedett, ez a hatás már nem figyelhető meg. A maximumot délután 2 óra körül érik el. Ekkor a felszín gyorsabban lehűl, mint a légkör, és fordított hőmérsékleti gradiens figyelhető meg. Naplemente előtt a hőmérséklet ismét csökken a magassággal.
A nappal és éjszaka változása a felső légkört is érinti. Először is a napsugárzás általi ionizáció leáll éjszaka, azonban a plazma a nappali oldali fluxus hatására először napnyugta után folytatódik, majd a mágneses tér mentén lefelé mozgó elektronok becsapódása miatt jön létre. vonalak (az úgynevezett elektronok behatolása) - akkor a 130-170 km-es magasságban megfigyelt maximum. Ezért az éjszakai oldalon az elektronok és ionok sűrűsége jóval kisebb, és összetett profil jellemzi, amely a lokális mágneses tértől is függ, és nem triviális módon változik, melynek szabályossága még nem teljesen tisztázott, ill. elméletileg leírva. Napközben az ionoszféra állapota is változik a Nap zenitszögétől függően.
éves ciklus
A Földhöz hasonlóan a Marson is évszakok váltakozása van a forgástengelynek a pálya síkjához való hajlása miatt, így télen a sarki sapka az északi féltekén megnövekszik, a délieken pedig szinte eltűnik, hat után pedig hónapok alatt a féltekék helyet cserélnek. Ugyanakkor a bolygó keringésének meglehetősen nagy excentricitása miatt a perihéliumon (téli napforduló az északi féltekén) akár 40%-kal több napsugárzást kap, mint az afélionban, az északi féltekén pedig rövid és viszonylag rövid a tél. mérsékelt, a nyár pedig hosszú, de hűvös, délen éppen ellenkezőleg, a nyár rövid és viszonylag meleg, a tél pedig hosszú és hideg. Ebben a tekintetben a déli sapka télen a pólus-egyenlítői távolság feléig, az északi sapka pedig csak a harmadáig nő. Amikor az egyik póluson beköszönt a nyár, a megfelelő sarki sapkából származó szén-dioxid elpárolog, és belép a légkörbe; a szelek a szemközti sapkára viszik, ahol ismét megfagy. Ily módon létrejön a szén-dioxid körforgás, amely a sarki sapkák eltérő méretével együtt a Nap körüli keringés során a marsi légkör nyomásának változását idézi elő. Tekintettel arra, hogy télen a teljes légkör 20-30%-a lefagy a sarki sapkában, a nyomás a megfelelő területen ennek megfelelően csökken.
A szezonális ingadozások (valamint a napi változások is) vízgőzkoncentráción is keresztülmennek - 1-100 mikron tartományban vannak. Így télen a légkör szinte „száraz”. A vízgőz tavasszal jelenik meg benne, és nyár közepére a felszíni hőmérséklet változásait követően eléri a maximumát. A nyári-őszi időszakban a vízgőz fokozatosan újraeloszlik, és maximális tartalma az északi sarkvidékről az egyenlítői szélességi körökre költözik. Ugyanakkor a légkör teljes globális gőztartalma (a Viking-1 adatai szerint) megközelítőleg állandó marad, és 1,3 km 3 jégnek felel meg. A maximális H 2 O-tartalmat (100 μm csapadékvíz, 0,2 térfogat%) nyáron regisztrálták az északi maradék sarki sapkát körülvevő sötét tartományban - az évnek ebben az időszakában a sarki sapka jege feletti légkör. általában közel van a telítettséghez.
A déli féltekén a tavaszi-nyári időszakban, amikor a legaktívabb porviharok alakulnak ki, napi vagy félnapi légköri árapályok figyelhetők meg - a felszín közelében a nyomás növekedése és a légkör hőtágulása a felmelegedés hatására.
Az évszakok változása a felső légkört is érinti - mind a semleges komponenst (termoszférát), mind a plazmát (ionoszférát), és ezt a tényezőt a napciklussal együtt figyelembe kell venni, és ez megnehezíti a felső légkör dinamikájának leírását. légkör.
Hosszú távú változás
Lásd még
Megjegyzések
- Williams, David R. Mars Tényező (határozatlan) . Nemzeti Űrtudományi Adatközpont. NASA (2004. szeptember 1.). Letöltve: 2017. szeptember 28.
- N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: egy kis földi bolygó: [Angol] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24., 1. szám (december 16.). - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
- A Mars légköre (határozatlan) . UNIVERZUM-BOLYGÓ // PORTÁL MÁS DIMENZIÓBA
- A Mars egy vörös csillag. A terület leírása. Légkör és klíma (határozatlan) . galspace.ru – Naprendszer-kutatási projekt. Letöltve: 2017. szeptember 29.
- (angol) Out of Thin Marsi Air Asztrobiológiai Magazin, Michael Schirber, 2011. augusztus 22.
- Maxim Zabolotsky. Általános információk a Mars légköréről (határozatlan) . spacegid.com(2013.09.21.). Letöltve: 2017. október 20.
- Mars Pathfinder - Tudomány Eredmények - Légköri és meteorológiai tulajdonságok (határozatlan) . nasa.gov. Letöltve: 2017. április 20.
- J. L. Fox, A. Dalgarno. A Mars felső légkörének ionizációja, fényessége és melegítése: [Angol] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84. szám. A12 (december 1.). - S. 7315–7333. -
Gyakori hiba, amely általában egy adott bolygó éghajlati viszonyait becsüli meg, hogy összekeveri a nyomást a sűrűséggel. Bár elméleti szempontból mindannyian ismerjük a nyomás és a sűrűség közötti különbséget, a valóságban a földi légköri nyomást elővigyázatosság nélkül hasonlítják össze egy adott bolygó légköri nyomásával.
Minden olyan földi laboratóriumban, ahol a gravitáció körülbelül azonos, erre az óvintézkedésre nincs szükség, és gyakran a nyomást a sűrűség "szinonimájaként" használják. Egyes jelenségeket biztonságosan kezelnek a "nyomás/hőmérséklet" költség szempontjából, mint például az arcdiagramok (vagy állapotdiagramok), ahol a valóságban helyesebb lenne "sűrűség és hőmérsékleti együttható" vagy "nyomás/hőmérséklet alatt" beszélni. egyébként nem értjük a folyékony víz jelenlétét gravitáció (majd súlytalanság) hiányában az űrben keringő űrhajókban!
Valójában technikailag a légköri nyomás az a "súly", amelyet egy bizonyos mennyiségű gáz fejünk felett mindenre kifejt. Az igazi probléma azonban az, hogy a súly nem csak a sűrűségnek, hanem nyilvánvalóan a gravitációnak is köszönhető. Ha például 1/3-al csökkentjük a Föld gravitációját, akkor nyilvánvaló, hogy a felettünk lévő gázmennyiség az eredeti tömegének egyharmada lesz, annak ellenére, hogy a gáz mennyisége pontosan ugyanaz marad. Szóval ehhez képest éghajlati viszonyok két bolygó között helyesebb lenne sűrűségről beszélni, mint nyomásról.
Ezt az elvet nagyon jól megértjük a Torricelli barométer, az első olyan műszer, amely a Föld légköri nyomását mérte, működését elemezve. Ha egy zárt higanycső egyik oldalát megtöltjük, és a függőlegesen nyitott végét szintén egy higannyal töltött tartályba merítjük, akkor a szívószál tetején vákuumkamra kialakulását észleljük. Torricelli tulajdonképpen megjegyezte, hogy a szalmában jelen lévő külső nyomásnak a higanyoszlopot körülbelül 76 cm magasra kell tartania. A fajlagos higanytermék, a Föld gravitációjának és a higanyoszlop magasságának kiszámításával kiszámítható a fenti súly az atmoszféra.
A Wikipédiából: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Ez a rendszer, amely a maga idejében zseniális, azonban erős korlátokkal rendelkezik, amikor az "Earthlings"-ben használják. Valójában a képlet három tényezője közül kettőben valós gravitációként a gravitáció bármely különbsége négyzetes különbséget hoz létre a barométer válaszában, akkor ugyanaz a levegőoszlop egy olyan bolygón, amelynek az eredeti gravitáció 1/3-a. , a barométerhez Torricelli , az eredeti érték 1/9-e nyomás alatt állítja elő.
Nyilvánvaló, hogy a műszeres műtárgyakon kívül a tény továbbra is fennáll: ugyanaz a légoszlop súlya arányos lesz azon bolygók gravitációjával, amelyeken időnként előfordul, így a légnyomás nem abszolút mértéke a sűrűségnek!
Ezt a hatást szisztematikusan figyelmen kívül hagyják a marsi légkör elemzése során. Könnyen beszélünk hPa-ban kifejezett nyomásról, és közvetlenül a Földdel foglalkozunk, teljesen figyelmen kívül hagyva a hPa nyomását, ami azt jelenti, hogy a Marson a gravitáció körülbelül 1/3-a a földi gravitációnak (38%-os pontossággal). Ugyanazokat a hibákat követi el, amelyeket akkor követ el, amikor a vízdiagramok lapjait nézi annak bizonyítására, hogy a Marson a víz nem létezhet folyékony formában. Konkrétan a víz hármaspontja a Földön 6,1 hPa, de a Marson, ahol a gravitáció 38%-a a földinek. Ha hPa-ban tennéd, akkor abszolút 6,1 lenne, de 2,318 hPa (bár a barométer szerint Torricelli jel 0,88 hPa). Ezt az elemzést azonban – véleményem szerint – mindig szisztematikusan elkerülik, visszaállítva a jelölést ugyanazokra az alapértékekre. Ugyanez az 5-7 hpa-os jelzés a marsi légköri nyomásra nincs egyértelműen kimondva, hogy ez azt jelenti-e a föld gravitációja vagy a Mars.
Valójában a Marson 7 hPa-nak kellene lennie, a földi gázsűrűségnek körülbelül 18,4 hPa-nak kellene lennie. Egyáltalán elkerülhető modern kutatás, Mondjuk a második felében 60 Következő, Míg korábban szigorúan kimondta, hogy a nyomás a föld egytizede, de sűrűsége 1/3. Pusztán tudományos szempontból egy légoszlop valós tömegét vették figyelembe, ami azt eredményezte, hogy a tényleges tömegének 1/3-a volt a talajon, de valójában a sűrűsége a föld 1/3-ához volt hasonlítható. . Miért van ez a különbség a legújabb tanulmányokban?
Talán azért, mert könnyebb arról beszélni, hogy a víz folyékony fázisát nem lehet megtartani?
Ennek a tézisnek további nyomai is vannak: Valójában minden légkör túlnyomórészt kék színben produkál fényszórást (szórást), ami még a Mars esetében is könnyen elemezhető. Bár a Mars légkörét egy csomó por teszi vörösessé, a Mars panorámaképének kék színkomponensének elválasztásával képet kaphatunk a Mars légkörének sűrűségéről. Ha összehasonlítjuk a földi eget különböző magasságban, majd különböző sűrűségű képekkel, akkor megértjük, hogy az a névleges méret, amelyben meg kell találnunk a 7 hPa-t, i.e. 35.000 m, teljesen fekete az ég, a Salvo vásári horizontja egy olyan sáv, ahol valójában még a légkörünk rétegeiben látunk.
Balra: A Pathfinder szonda által 1999. június 22-én készített felvétel a marsi tájról. Forrás: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 jobbra: Kék csatorna ábra mellette; Figyeld meg az égbolt intenzitását!
Balra: Sydney – Délkelet-Ausztrália városa, Új-Dél-Wales fővárosa, 6 m. Jobbra: Kék csatorna közeledik.
Balra: Sydney, de mindig homokvihar idején. Jobbra: Kék csatorna közeledik; amint láthatja, a lógó por csökkenti az égbolt fényességét, nem pedig növeli, Ellentétben a NASA Mars esetében állítják!
Nyilvánvaló, hogy a marsi égboltról készült fényképek, amelyeket a kék sáv szűrt, sokkal fényesebbek, szinte összehasonlíthatóak a Mount Everestről készült felvételekkel, valamivel kevesebb, mint 9000 m, ahol a légköri nyomás a normál tengerszint 1/3-a. nyomás.
Egy másik bizonyíték arra, hogy a marsi légkör sűrűsége a bejelentettnél nagyobb komoly előnyökkel jár, az Ördögök por jelensége. Ezek a "mini tornádók" akár több kilométeres homokoszlopokat is képesek felemelni; De hogyan lehetséges ez?
A NASA maga is megpróbálta szimulálni őket egy vákuumkamrában, 7 hPa-os marsi nyomást szimulálva, és nem tudták szimulálni a jelenséget, hacsak nem emelte meg a nyomást legalább 11-szeresére! A kezdeti nyomás még nagyon erős ventilátor használata esetén sem tudott semmit felemelni!
Valójában a 7 GPa nagyon egyszerű, Figyelembe véve azt a tényt, hogy amellett, hogy a tengerszint fölé emelkedik, törtértékeknél azonnal gyorsan csökken; de akkor minden jelenség megfigyelhető az Olümposz hegy közelében, ami 17 km magasságot jelent, Hogy lehet?
Teleszkópos megfigyelésekből ismert, hogy a Mars légköre nagyon aktív, különösen a felhők és ködképződés kapcsán, nem csak a homokviharok kapcsán. A Mars megfigyelése teleszkópon keresztül valójában, kék fényszűrő behelyezése, mindezen légköri jelenségek kiemelése messze nem elhanyagolható. Közepes médiateljesítményű távcsőben mindig megfigyelhető volt a reggeli és esti köd, orografikus felhők, sarki felhők. Például egy közönséges grafikus programmal bárki elkülöníthet három piros szintet, zöld, Kék szín képeket a Marsról, és ellenőrizze, hogyan működik. A piros csatornának megfelelő képen jó topográfiai térképet kapunk, míg a kék csatornán a sarki jégsapkák és felhők láthatók, ezt mind a kis távcsővel, mind az űrtávcsőről készült felvételeken könnyű megtenni. Az űrteleszkópról készült képeken emellett a légkör okozta kék szegély is észrevehető, ami aztán kéknek és nem vörösnek tűnik, ahogy a kép helyén is látható.
A Hubble Űrteleszkóp által készített tipikus képek a Marsról. Forrás: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Piros csatorna (balra), Zöld csatorna (középen) és kék csatorna (jobbra); Figyeljük meg az egyenlítői felhőt.
További érdekesség a poláris lerakódások elemzése; keresztezési magassági adatok és gravitometrikus adatok, Nem lehetett megállapítani, hogy a sarki lerakódások szezonálisan az Északi-sarkon körülbelül 1,5 méterrel, a Déli-sarkon 2,5 méterrel különböznek-e, az átlagos népsűrűség ekkor maximum 0,5 g/ cm 3 .
Ebben az esetben a sűrűség, 1 mm hó CO 2 -ben 0,04903325 hPa nyomást eredményez; Nos, még ha feltételezzük is, hogy a fent megadott legoptimistább marsi nyomás 18,4 hPa, figyelmen kívül hagyva azt a tényt, hogy a CO 2 a marsi légkör 95%-át és nem 100%-át képviseli, ha kondenzálnánk, a Föld teljes légköre 37,5-ös réteget kapna. cm vastag!
Másrészt 0,5 g/cm 3 sűrűségű szén-dioxid hó 1,5 láb 73,5 hPa nyomást és 122,6 hPa helyett 2,5 métert termel!
A felszíni légköri nyomás időbeli alakulása két Viking Lander 1-et és 2-t regisztrált (Viking Lander 1. Leszállt a Chris térben 22,48° n, 49,97° ny, 1,5 km-rel az átlag alatt. Viking Lander 2 He landolt az Utopia térben 47,97° n, 225. ° Ny, 3 km-rel az átlag alatt) a marsi küldetés első három évében: az 1. év (pontok), a 2. év (folytonos vonal) és a 3. év (szaggatott vonal) ugyanabba az oszlopba illeszkedik. Tillman forrás és vendég (1987) (Lásd még Tillman 1989).
Vegye figyelembe azt is, hogy ha a szezonális szárazjég tömege hasonló volt a két félteke között, nem okozhat szezonális ingadozást a globális légköri nyomásban, mivel a sarki sapka összeomlását mindig ellensúlyozza a másik féltekén a padlón lecsapódó pára.
De tudjuk, hogy a marsi pálya ellaposodása csaknem 20°C-os különbséget hoz létre a két félteke átlaghőmérsékletében, felülről 30°C-ra, ami a -30° ~ szélességi fokot részesíti előnyben. Ne feledje, hogy 7 GPa CO 2 ICES 123 °C (~ 150 °K), míg 18,4 hPa ( helyes érték a Mars gravitációjához) ICES ~-116°C-ig (~157°K).
A Mariner 9 misszió által gyűjtött adatok összehasonlítása boreális tavasz idején (Ls = 43 – 54°). Az IRIS-kísérlet által észlelt hőmérséklet (kelvinben) feletti folytonos vonallal látható. A szaggatott-pontozott görbék a helyi szeleket mutatják (m s-1-ben), az ebből származtatva hőegyensúly szél (Pollack et 1981). A középső grafikon a szimulációs hőmérsékletet (K) mutatja ugyanarra az évszakra, míg az alsó grafikon a szimulációs szeleket (m s-1-ben). Forrás: "Meteorological Variability and Annual Surface Pressure Cycle on Mars" Frederic Hourdin, Le Van Foo, François Forget, Olivier Talagrand (1993)
A Mariner 9 szerint csak a Déli-sarkon találjuk meg a szükséges időjárási viszonyokat, Bár a Földhöz köthető globális felmérő (MGS) károk szerint mindkét féltekén lehetséges a jelenlét.
Minimális talajhőmérséklet a Mars Celsius-fokban kifejezve, a Mars Global Surveyor (MGS) fedélzetén található hőspektrométerről (TES). Vízszintes és függőleges szélességben a nap hosszúsága (Ls). A táblázat kék része a minimum hőmérsékletet, az átlagos éves maximumot és mindig a napi minimum hőmérsékletekre vonatkoztatva mutatja.
Ezután a kiértékelés során úgy tűnik, hogy a légkör eléri a -123 °C 0 -132 °C minimális hőmérsékletét; Megjegyzem -132°2-nél a nyomás nem haladhatja meg az 1,4 GPa-t jég nélkül!
A szén-dioxid gőznyomás grafikonja; A grafikon egyéb segédprogramjai mellett meghatározhatja, hogy a CO2 mekkora nyomást érhet el a kondenzáció előtt (jelen esetben jégen) egy adott hőmérsékleten.
De vissza a szezonális sarki lerakódásokhoz; amint láttuk, legalábbis éjszaka, a 60. szélességi fokon úgy tűnik, megvannak a feltételek a szárazjég kialakulásához, de mi történik valójában a sarki éjszaka során?
Kezdjük két teljesen különböző állapottal: kondenzáció a felszínről egy levegőtömeg lehűtésére, vagy "hideg".
Az első esetben tegyük fel, hogy a talaj hőmérséklete a szén-dioxid fagyáshatára alá esik; a talajt egyre jobban kezdi befedni egy jégréteg, míg itt már maga a jég okozta hőszigetelés lesz elegendő a folyamat megállításához. A szárazjég esetében, mivel jó hőszigetelő, egyszerűen nagyon kicsi, így ez a jelenség önmagában nem elég hatékony ahhoz, hogy igazolja a megfigyelt jégakkumulációt! Ennek bizonyítékaként az Északi-sarkra ill Déli-sark a -132°C rekordhoz tartozik, ahol a minimum -130°C (a TES MGS szerint). Engem is érdekel mind a -132°c megbízható detektálása marsi pályáról, mind a spektroszkópiai út, mert ezen a hőmérsékleten magát a talajt is el kell fátyolozni a kondenzációs folyamat elől!
A második esetben, ha a légtömeg (jelen esetben csaknem tiszta CO 2) eléri a harmatpontot, amint a hőmérséklet lecsökken, nyomása nem haladja meg az adott gáz "gőznyomása" által meghatározott határértéket ezen a hőmérsékleten. , ami azonnali földi kondenzációt okoz a tömegben minden felesleges gáz! Valójában ennek a folyamatnak a hatékonysága valóban drámai; Ha egy hasonló eseményt szimulálnánk a Marson, akkor figyelembe kellene vennünk azt az eseményláncot is, amely létrehozná.
Csökkentjük a Déli-sark hőmérsékletét, például -130 ° C-ra, a kezdeti nyomás 7 hPa; Az érkezési nyomás ~ 2 GPa legyen, ami ~ 50 cm vastag (0,1 Gy/cm 2) szárazjég hócsapadékot okoz. Természetesen ekkora nyomáskülönbség azonnal levegő lesz a környező területekről, az alacsonyabb (lánc)nyomás és hőmérséklet hatására a szomszédos területekről, de a kondenzáció hozzájárulása mind a hóban van. Maga a folyamat is hajlamos hőenergiát termelni (majd a hőmérséklet emelkedését), de ha a hőmérséklet -130 °C marad, akkor a kondenzációs folyamat csak akkor áll le, ha az összes bolygó eléri a 2 hPa egyensúlyi nyomást!
Ezt a kis szimulációt arra használjuk, hogy megértsük a minimális hőmérsékletek és a légköri nyomásváltozások közötti kapcsolatot, megmagyarázva, hogy miért van összefüggés a minimális hőmérséklet és a nyomás között. A bemutatott, két Viking Lander által rögzített légnyomási grafikonokból tudjuk, hogy a Viking 1-nél a nyomás minimum 6,8 hPa és maximum 9,0 hPa között változik, átlagosan 7,9 hPa. A Vikings 2 esetében az elfogadható értékek 7,4 HPA-tól 10,1 GPa-nál, átlagosan 8,75 hPa. Azt is tudjuk, hogy a VL 1 He 1,5 km-re és a VL 2 3 km-re landolt, mindkettő alatt átlagos szint Mars. Tekintettel arra, hogy a Mars átlagos szintje 6,1 hPa (a víz hármaspontjából származik!), ha az átlag feletti értékeket 6,1 hPa-ra skálázzuk, akkor mindkettő 5,2 ± 0,05 hPa-nál kisebb és maximum 7 ± 0,05 hPa. Míg a minimum érték 5,2 GPa, alacsony hőmérséklet, addig ~-125°C-ot (~148°K) kapunk, ami már egyértelműen nem ért egyet az Ön adataival. Most, míg a nyomásesés 7 HPA-ról 5,2 HPA-ra 18,4 cm vastag (0,1 Gy/cm 2) rakódik le. / 20 A Mars teljes felülete (határozottan megközelíti az alapértelmezettet!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, Ez az észlelt poláris lerakódásokon belül sokkal kisebb érték!
Ezért nyilvánvaló ellentmondás van a hőadatok és az időjárási adatok között, Ha az egyik nem támogatja a másikat! Az ilyen alacsony hőmérséklet erős nyomásingadozást (akár nappal és éjszaka között is!) vagy még alacsonyabb össznyomást eredményez! Másrészt azonban a 7 egyáltalán nem elegendő ahhoz, hogy figyelembe vegyük az olyan dolgokat, mint a Devils Dust névleges HPA, víznyelők, tetőablak terjedése vagy az átmeneti poláris lerakódások nagysága, amit jobban megmagyaráztál 7 hPa légköri nyomás felett.
Eddig csak a légkör fő összetevőjének tartott szén-dioxiddal kapcsolatos szempontok (~95%); De ha ebben az elemzésben még a vizet is bevezetjük, a 7 GPa elnevezés teljesen nevetségessé válik!
Például a folyékony víz áramlása által hagyott nyomok (lásd a Newton-krátert), ahol a víznek csak gőz halmazállapotúnak kell lennie, nagyon alacsony nyomásnak és körülbelül 27 °C-os hőmérsékletnek kitéve!
Ilyen helyzetben nyugodtan kijelenthetjük, hogy a nyomás (földi körülmények között) nem lehet kisebb 35 hPa-nál!
Minden bolygó több szempontból is különbözik a többitől. Az emberek más talált bolygókat hasonlítanak össze azzal, amelyet jól ismernek, de nem tökéletesen – ez a Föld bolygó. Hiszen ez logikus, élet jelenhet meg a bolygónkon, ami azt jelenti, hogy ha a miénkhez hasonló bolygót keresel, akkor ott is lehet életet találni. Ezen összehasonlítások miatt a bolygóknak megvan a maguké megkülönböztető jellegzetességek. Például a Szaturnusznak gyönyörű gyűrűi vannak, ezért a Szaturnusznak leginkább nevezik gyönyörű bolygó Naprendszer. Jupiter leginkább nagy bolygó ban ben Naprendszerés a Jupiternek ez a tulajdonsága. Tehát mik a Mars jellemzői? Ez a cikk erről szól.
A Marsnak, mint a Naprendszer sok más bolygójának is vannak holdjai. A Marsnak két holdja van, a Phobos és a Deimos. A műholdak a görögöktől kapták a nevüket. Phobos és Deimos Ares (Mars) fiai voltak, és mindig közel álltak apjukhoz, ahogy ez a két műhold is mindig közel van a Marshoz. A fordításban a „Phobos” „félelem”, a „Deimos” pedig „horror”-t jelent.
A Phobos egy hold, amelynek pályája nagyon közel van a bolygóhoz. Ez a bolygóhoz legközelebbi műhold az egész Naprendszerben. A Mars felszíne és a Phobos közötti távolság 9380 kilométer. A műhold 7 óra 40 perc frekvenciával kering a Mars körül. Kiderült, hogy a Phobosnak sikerül három és néhány fordulatot tennie a Mars körül, míg maga a Mars egy fordulatot tesz a tengelye körül.
A Deimos a legkisebb hold a Naprendszerben. A műhold méretei 15x12,4x10,8 km. És a műhold és a bolygó felszíne közötti távolság 23 450 ezer km. A Deimos Mars körüli forgási periódusa 30 óra 20 perc, ami valamivel több, mint amennyi idő alatt a bolygó a tengelye körül forog. Ha a Marson tartózkodik, akkor a Phobos nyugaton emelkedik és keleten nyugszik, miközben naponta három fordulatot tesz, míg a Deimos éppen ellenkezőleg, keleten emelkedik és nyugaton nyugszik, miközben csak egy fordulatot hajt végre. A bolygó.
A Mars és légkörének jellemzői
A Mars egyik fő jellemzője, hogy létrejött. Nagyon érdekes a légkör a Marson. Most a Mars légköre nagyon ritka, lehetséges, hogy a jövőben a Mars teljesen elveszíti légkörét. A Mars légkörének sajátosságai, hogy valamikor a Mars légköre és levegője ugyanolyan volt, mint szülőbolygónkon. De az evolúció során a Vörös Bolygó szinte teljesen elvesztette légkörét. Most a Vörös Bolygó légkörének nyomása csak 1%-a bolygónk nyomásának. A Mars légkörének sajátossága az is, hogy a Földhöz képest háromszor kisebb bolygó gravitációja mellett is hatalmas porviharokat tud kelteni, több tonna homokot és talajt emelve a levegőbe. A porviharok már nem egyszer elrontották csillagászaink idegeit, mivel a porviharok nagyon kiterjedtek, így a Mars Földről történő megfigyelése lehetetlenné válik. Néha az ilyen viharok akár hónapokig is eltarthatnak, ami nagymértékben rontja a bolygó tanulmányozásának folyamatát. A Mars bolygó felfedezése azonban nem áll meg itt. A Mars felszínén olyan robotok élnek, amelyek nem állítják meg a bolygó felfedezésének folyamatát.
A Mars bolygó légköri sajátosságai abban is rejlenek, hogy a tudósok találgatásait a marsi égbolt színéről megcáfolták. A tudósok úgy gondolták, hogy a Marson az égnek feketének kell lennie, de a képek készültek űrállomás a bolygóról megcáfolta ezt az elméletet. A Mars égboltja egyáltalán nem fekete, rózsaszín, köszönhetően a levegőben lévő, a napfény 40%-át elnyelő homok- és porszemcséknek, aminek köszönhetően létrejön a rózsaszín égbolt Marson.
A Mars hőmérsékletének jellemzői
A Mars hőmérsékletének mérése viszonylag régen kezdődött. Az egész Lampland 1922-es méréseivel kezdődött. Aztán a mérések azt mutatták, hogy a Marson az átlaghőmérséklet -28ºC. Később, az 50-es és 60-as években gyűltek össze némi ismeretek a bolygó hőmérsékleti rezsimjéről, amelyeket a 20-as és 60-as évektől végeztek. Ezekből a mérésekből kiderül, hogy nappal a bolygó egyenlítőjénél a hőmérséklet elérheti a +27ºC-ot, estére viszont nullára süllyed, reggelre pedig -50ºC lesz. A hőmérséklet a pólusokon kb. +10º C, sarki nappal, és nagyon alacsony hőmérséklet a sarki éjszaka folyamán.
A Mars domborművének jellemzői
A Mars felszínét, hasonlóan a többi bolygóhoz, amelyeknek nincs légköre, különféle becsapódási kráterek hegesztik. űrobjektumok. A kráterek kis méretűek (5 km átmérőjűek) és nagyok (50-70 km átmérőjűek). A légkör hiánya miatt a Marson meteorrajok értek. De a bolygó felszíne nem csak krátereket tartalmaz. Korábban az emberek azt hitték, hogy soha nem volt víz a Marson, de a bolygó felszínének megfigyelései más történetet mesélnek el. A Mars felszínén csatornák, sőt kis mélyedések is találhatók, amelyek vízlerakódásokra emlékeztetnek. Ez arra utal, hogy volt víz a Marson, de sok okból eltűnt. Most nehéz megmondani, mit kell tenni, hogy a Marson újra megjelenjen a víz, és megfigyelhessük a bolygó feltámadását.
A Vörös bolygón is vannak vulkánok. A leghíresebb vulkán az Olümposz. Ezt a vulkánt mindenki ismeri, aki érdeklődik a Mars iránt. Ez a vulkán nemcsak a Marson, hanem a Naprendszerben is a legnagyobb domb, ez a bolygó másik jellemzője. Ha az Olimposz lábánál állsz, lehetetlen lesz látni ennek a vulkánnak a szélét. Ez a vulkán olyan nagy, hogy a szélei túlmutatnak a horizonton, és úgy tűnik, hogy az Olümposz végtelen.
A Mars mágneses mezejének jellemzői
Valószínűleg ez az utolsó érdekes tulajdonság ezt a bolygót. A mágneses mező a bolygó védelmezője, amely mindent taszít elektromos töltések a bolygó felé haladva, és taszítja őket eredeti pályájukról. A mágneses tér teljes mértékben a bolygó magjától függ. A Mars magja szinte mozdulatlan, ezért a bolygó mágneses tere nagyon gyenge. A Mágneses Mező működése nagyon érdekes, nem globális, mint a bolygónkon, hanem vannak olyan zónái, amelyekben aktívabb, más zónákban pedig egyáltalán nem.
Így a számunkra oly hétköznapinak tűnő bolygónak saját jellemzőinek egész sora van, amelyek közül néhány a Naprendszerünkben vezető szerepet tölt be. A Mars nem olyan egyszerű bolygó, mint első pillantásra gondolná.
A Mars légköre kevesebb, mint a Föld légkörének 1%-a, így nem védi a bolygót a napsugárzástól, és nem tartja vissza a hőt a felszínen. Ez a legrövidebb módja annak, hogy leírjuk, de nézzük meg közelebbről.
A Mars légkörét még az automata bolygóközi állomások bolygóra való repülése előtt fedezték fel. A bolygó háromévente előforduló ellentéteinek és a spektrális elemzésnek köszönhetően a csillagászok már a 19. században tudták, hogy nagyon homogén összetételű, több mint 95%-a CO2.
A marsi égbolt színe a Viking Lander 1 leszállóegységtől 1742-ben (Mars napján) porvihar látható.
A 20. században a bolygóközi szondáknak köszönhetően megtudtuk, hogy a Mars légköre és hőmérséklete szorosan összefügg egymással, mert a legkisebb vas-oxid részecskék átvitele miatt hatalmas porviharok keletkeznek, amelyek a bolygó felét beboríthatják, felemelve hőmérséklete az út mentén.
Hozzávetőleges összetétel
A bolygó gázburoka 95% szén-dioxidból, 3% nitrogénből, 1,6% argonból, valamint nyomokban oxigénből, vízgőzből és egyéb gázokból áll. Ezenkívül nagyon erősen tele van finom porszemcsékkel (főleg vas-oxiddal), amelyek vöröses árnyalatot adnak neki. A vas-oxid részecskéire vonatkozó információknak köszönhetően egyáltalán nem nehéz válaszolni arra a kérdésre, hogy milyen színű a légkör.
Szén-dioxid
A sötét dűnék a fagyott szén-dioxid szublimációjának az eredménye, amely tavasszal megolvadt, és a megritkult légkörbe szökött, ilyen nyomokat hagyva maga után.
Miért szén-dioxidból áll a vörös bolygó légköre? A bolygónak évmilliárdok óta nem volt lemeztektonikája. A lemezmozgás hiánya lehetővé tette, hogy a vulkáni gócok évmilliókig magmát lövelljenek a felszínre. A szén-dioxid szintén egy kitörés terméke, és az egyetlen gáz, amelyet a légkör folyamatosan pótol, valójában csak ez az oka annak, hogy létezik. Ráadásul a bolygó elvesztette mágneses terejét, ami hozzájárult ahhoz, hogy a könnyebb gázokat elhordja a napszél. A folyamatos kitörések miatt sok nagy vulkáni hegy jelent meg. Az Olümposz a Naprendszer legnagyobb hegye.
A tudósok úgy vélik, hogy a Mars elvesztette teljes légkörét annak a ténynek köszönhetően, hogy körülbelül 4 milliárd évvel ezelőtt elvesztette magnetoszféráját. Valaha a bolygó gáznemű burka sűrűbb volt, és a magnetoszféra védte a bolygót a napszéltől. A napszél, a légkör és a magnetoszféra szorosan összefügg egymással. A naprészecskék kölcsönhatásba lépnek az ionoszférával, és elviszik onnan a molekulákat, csökkentve a sűrűséget. Ez a kulcsa annak a kérdésnek, hogy hová tűnt a légkör. Ezeket az ionizált részecskéket űrhajók észlelték a Mars mögötti térben. Ez 600 Pa átlagos nyomást eredményez a felszínen, míg a Földön 101 300 Pa.
Metán
A közelmúltban viszonylag nagy mennyiségű metánt fedeztek fel. Ez a váratlan felfedezés azt mutatta, hogy a légkör 30 ppm metánt tartalmaz. Ez a gáz a bolygó különböző régióiból származik. Az adatok arra utalnak, hogy a metánnak két fő forrása van.
A naplemente, az ég kék színe részben a metán jelenlétének köszönhető
Úgy gondolják, hogy a Mars körülbelül 270 tonna metánt termel évente. A bolygó körülményei szerint a metán gyorsan, körülbelül 6 hónap alatt elpusztul. Ahhoz, hogy a metán kimutatható mennyiségben létezhessen, aktív forrásoknak kell lenniük a felszín alatt. A metánképződés legvalószínűbb okai a vulkáni tevékenység és a szerpentinizálódás.
Egyébként a metán az egyik oka annak, hogy a bolygó légköre kék színű napnyugtakor. A metán jobban diffundálja a kéket, mint más színek.
A metán az élet mellékterméke, és a vulkanizmus, a geotermikus folyamatok és a hidrotermális tevékenység eredménye is. A metán instabil gáz, ezért kell lennie a bolygón olyan forrásnak, amely folyamatosan pótolja. Nagyon aktívnak kell lennie, mert a vizsgálatok kimutatták, hogy a metán kevesebb mint egy év alatt elpusztul.
Mennyiségi összetétel
A légkör kémiai összetétele: több mint 95%-ban szén-dioxid, egészen pontosan 95,32%-ban. A gázok a következőképpen oszlanak meg:
Szén-dioxid 95,32%
Nitrogén 2,7%
Argon 1,6%
Oxigén 0,13%
Szén-monoxid 0,07%
Vízgőz 0,03%
Nitrogén-monoxid 0,0013%
Szerkezet
A légkör négy fő rétegre oszlik: alsó, középső, felső és exoszféra. Az alsó rétegek meleg régiót alkotnak (hőmérséklet körülbelül 210 K). A levegőben lévő por (1,5 µm átmérőjű por) és a felület hősugárzása melegíti fel.
Figyelembe kell venni, hogy a nagyon nagy ritkaság ellenére a bolygó gáznemű burkában a szén-dioxid koncentrációja körülbelül 23-szor nagyobb, mint nálunk. Ezért a Mars légköre nem annyira barátságos, nem csak az emberek, de más szárazföldi élőlények sem tudnak benne levegőt venni.
Közepes - hasonló a Földhöz. A légkör felső rétegeit a napszél melegíti fel, és ott sokkal magasabb a hőmérséklet, mint a felszínen. Ez a hő hatására a gáz elhagyja a gázburát. Az exoszféra körülbelül 200 km-re kezdődik a felszíntől, és nincs egyértelmű határa. Amint láthatja, a hőmérséklet magasságbeli eloszlása meglehetősen kiszámítható egy földi bolygó esetében.
Időjárás a Marson
A Marson a prognózis általában nagyon rossz. Megnézheti az időjárás-előrejelzést a Marson. Az időjárás minden nap, sőt néha óránként változik. Ez szokatlannak tűnik egy olyan bolygó esetében, amelynek légköre mindössze 1%-a a Földének. Ennek ellenére a Mars éghajlata és a bolygó általános hőmérséklete ugyanolyan erősen befolyásolja egymást, mint a Földön.
Hőfok
Nyáron a nappali hőmérséklet az Egyenlítőnél akár a 20 °C-ot is elérheti. Éjszaka a hőmérséklet akár -90 C-ra is csökkenhet. Egy nap alatt 110 fokos különbség porördögöket és porviharokat hozhat létre, amelyek több hétig elnyelhetik az egész bolygót. A téli hőmérséklet rendkívül alacsony -140 C. A szén-dioxid megfagy és szárazjéggé alakul. A marsi Északi-sarkon télen egy méter szárazjég található, míg a Déli-sarkot tartósan nyolc méter szárazjég borítja.
Felhők
Mivel a napsugárzás és a napszél folyamatosan bombázza a bolygót, folyékony víz nem létezhet, így a Marson nincs eső. Néha azonban felhők jelennek meg, és elkezd esni a hó. A Marson a felhők nagyon kicsik és vékonyak.
A tudósok úgy vélik, hogy néhányuk apró vízrészecskékből áll. A légkör kis mennyiségű vízgőzt tartalmaz. Első pillantásra úgy tűnhet, hogy felhők nem létezhetnek a bolygón.
Pedig a Marson megvannak a feltételek a felhők kialakulásához. A bolygó annyira hideg, hogy ezekben a felhőkben a víz soha nem esőként esik, hanem hóként a felső légkörben. A tudósok ezt többször is megfigyelték, és nincs bizonyíték arra, hogy a hó ne érné el a felszínt.
Por
Nagyon könnyű látni, hogy a légkör hogyan befolyásolja a hőmérsékleti rendszert. A legleleplezőbb esemény a bolygót helyileg felmelegítő porviharok. Ezek a bolygó hőmérsékleti különbségei miatt fordulnak elő, és a felszínt könnyű por borítja, amelyet még ilyen gyenge szél is felemel.
Ezek a viharok leporolják a napelemeket, lehetetlenné téve a bolygó hosszú távú feltárását. Szerencsére a viharok váltakoznak azzal, hogy a szél lefújja a panelekről a felgyülemlett port. A Curiosity atmoszférája azonban nem tud beavatkozni, a fejlett amerikai rover nukleáris hőgenerátorral van felszerelve, és a napfény megszakítása nem vészes számára, ellentétben a másik napelemes Opportunity roverrel.
Egy ilyen rover nem fél a porviharoktól
Szén-dioxid
Mint már említettük, a vörös bolygó gáznemű burkának 95%-a szén-dioxid. Megfagyhat és a felszínre eshet. A légköri szén-dioxid körülbelül 25%-a kondenzálódik a sarki sapkákban. szilárd jég(szárazjég). Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a marsi sarkok nincsenek kitéve a napfénynek a téli időszakban.
Amikor a napfény ismét eléri a sarkokat, a jég gáz halmazállapotúvá válik, és visszapárolog. Így az év során jelentős nyomásváltozás tapasztalható.
porördögök
12 kilométer magas és 200 méter átmérőjű porördög
Ha valaha is járt sivatagi területen, láthatott már apró porördögöket, amelyek mintha a semmiből jöttek volna elő. A Marson élő porördögök valamivel baljóslatúbbak, mint a Földön élők. A miénkhez képest a vörös bolygó légkörének sűrűsége 100-szor kisebb. Ezért a tornádók inkább tornádók, amelyek több kilométer magasan magasodnak a levegőben és több száz méter átmérőjűek. Ez részben megmagyarázza, hogy bolygónkhoz képest miért vörös a légkör – porviharok és finom vas-oxid por. Valamint a bolygó gázhéjának színe napnyugtakor változhat, amikor a Nap lenyugszik, a metán jobban szórja a fény kék részét, mint a többit, így kék a naplemente a bolygón.
Jellemzők: A Mars légköre vékonyabb, mint a Föld légköre. Összetételében hasonlít a Vénusz légkörére, és 95%-ban szén-dioxidból áll. Körülbelül 4%-át a nitrogén és az argon teszi ki. Az oxigén és a vízgőz a marsi légkörben kevesebb, mint 1% (lásd a pontos összetételt). A légkör átlagos nyomása a felszín szintjén körülbelül 6,1 mbar. Ez 15 000-szer kevesebb, mint a Vénuszon, és 160-szor kevesebb, mint a Föld felszínén. A legmélyebb mélyedésekben a nyomás eléri a 10 mbar-t.
A Marson az átlaghőmérséklet jóval alacsonyabb, mint a Földön - körülbelül -40 ° C. Nyáron a legkedvezőbb körülmények között a bolygó nappali felében a levegő 20 ° C-ra melegszik fel - ez meglehetősen elfogadható hőmérséklet a lakosok számára. a Földről származó. De egy téli éjszakán a fagy akár -125 °C-ot is elérhet. Téli hőmérsékleten még a szén-dioxid is megfagy, szárazjéggé alakulva. Az ilyen éles hőmérsékleteséseket az okozza, hogy a Mars megritkult légköre nem képes hosszú ideig megtartani a hőt. A Mars hőmérsékletének első mérését egy reflektáló távcső fókuszába helyezett hőmérővel már az 1920-as évek elején végezték. W. Lampland 1922-es mérései szerint a Mars átlagos felszíni hőmérséklete -28 °C, E. Pettit és S. Nicholson 1924-ben -13 °C-ot. 1960-ban alacsonyabb értéket kaptak. W. Sinton és J. Strong: -43°C. Később, az 50-es, 60-as években. A Mars felszínének különböző pontjain, különböző évszakokban és napszakokban számos hőmérsékletmérés gyűjtött és összegzett. Ezekből a mérésekből az következett, hogy napközben az Egyenlítőnél akár +27°C, reggelre -50°C is lehet a hőmérséklet.
A Marson is vannak hőmérsékleti oázisok, a Phoenix "tó" (Nap-fennsík) és Noé földjén a hőmérsékletkülönbség -53 °C és +22 °C között nyáron, és -103 °C-tól -43 °C télen. Tehát a Mars egy nagyon hideg világ, de az éghajlat ott sem sokkal zordabb, mint az Antarktiszon. Amikor a Viking által a Mars felszínéről készített első fényképek a Földre kerültek, a tudósok nagyon meglepődve látták, hogy a marsi égbolt nem fekete, mint az várható volt, hanem rózsaszín. Kiderült, hogy a levegőben lógó por a beérkező napfény 40%-át elnyeli, színhatást keltve.
Homok viharok: A szél a hőmérséklet-különbség egyik megnyilvánulása. A bolygó felszíne felett gyakran fújnak erős szelek, melynek sebessége eléri a 100 m/s-t. Az alacsony gravitáció lehetővé teszi, hogy még a ritka légáramlatok is hatalmas porfelhőket emeljenek fel. A Marson néha egészen hatalmas területeket borítanak be grandiózus porviharok. Leggyakrabban a sarki sapkák közelében fordulnak elő. Egy globális porvihar a Marson megakadályozta, hogy a Mariner 9 szondáról lefényképezzék a felszínt. 1971 szeptemberétől 1972 januárjáig tombolt, mintegy egymilliárd tonna port emelve a légkörbe több mint 10 km-es magasságban. A porviharok leggyakrabban a nagy ellenállás időszakában fordulnak elő, amikor a nyár a déli féltekén egybeesik a Mars perihéliumon való áthaladásával. A viharok időtartama elérheti az 50-100 napot. (Korábban a felszín változó színét a marsi növények növekedésével magyarázták).
Porördögök: A porördögök egy másik példája a hőmérséklettel kapcsolatos folyamatoknak a Marson. Az ilyen tornádók nagyon gyakoriak a Marson. Port emelnek a légkörbe, és a hőmérséklet-különbségek miatt keletkeznek. Oka: nappal a Mars felszíne kellőképpen felmelegszik (néha pozitív hőmérsékletig), de a felszíntől akár 2 méteres magasságban is ugyanolyan hideg marad a légkör. Az ilyen csepp instabilitást okoz, port emelve a levegőbe - porördögök keletkeznek.
Vízpára: A marsi légkörben nagyon kevés vízgőz található, de alacsony nyomáson és hőmérsékleten a telítettséghez közeli állapotban van, és gyakran felhőkben gyűlik össze. A marsi felhők meglehetősen kifejezetlenek a földi felhőkhöz képest. Közülük csak a legnagyobbak láthatók távcsövön keresztül, de az űrhajók megfigyelései azt mutatták, hogy a Marson sokféle formájú és típusú felhő található: cirrus, hullámos, hátszél (nagy hegyek közelében és nagy kráterek lejtői alatt, széltől védett helyeken). Az alföldek felett - kanyonok, völgyek - és a kráterek alján a hideg napszakban gyakran köd képződik. 1979 telén vékony hóréteg hullott a Viking-2 leszállóhelyére, amely több hónapig feküdt.
Évszakok: Jelenleg ismert, hogy a Naprendszer összes bolygója közül a Mars hasonlít leginkább a Földre. Körülbelül 4,5 milliárd évvel ezelőtt keletkezett. A Mars forgástengelye hozzávetőlegesen 23,9°-kal dől a keringési síkjához, ami összevethető a Föld tengelyének dőlésszögével, amely 23,4°, ezért ott is, akárcsak a Földön, évszakok váltakozása történik. Az évszakos változások a sarkvidékeken a legkifejezettebbek. Télen a sarki sapkák jelentős területet foglalnak el. Az északi sarki sapka határa az egyenlítői távolság egyharmadával távolodhat el a pólustól, és a déli sapka határa túllépi ennek a távolságnak a felét. Ez a különbség abból adódik, hogy az északi féltekén a tél akkor következik be, amikor a Mars áthalad pályája perihéliumán, a déli féltekén pedig az aphelionon. Emiatt a déli féltekén a tél hidegebb, mint az északon. A négy marsi évszak mindegyikének időtartama a Naptól való távolságától függően változik. Ezért a marsi északi féltekén a tél rövid és viszonylag "mérsékelt", a nyár pedig hosszú, de hűvös. Ezzel szemben délen a nyár rövid és viszonylag meleg, a tél pedig hosszú és hideg.
A tavasz beköszöntével a sarki sapka "zsugorodni" kezd, fokozatosan eltűnő jégszigeteket hagyva maga után. Ugyanakkor a pólusokról az egyenlítőig terjed egy úgynevezett sötétedési hullám. A modern elméletek azzal magyarázzák, hogy a tavaszi szelek nagy tömegű talajt visznek végig a meridiánokon, eltérő fényvisszaverő tulajdonságokkal.
Úgy tűnik, egyik kupak sem tűnik el teljesen. A Mars bolygóközi szondák segítségével történő feltárásának megkezdése előtt azt feltételezték, hogy sarki régióit fagyott víz borítja. A pontosabb modern földi és űrmérések a marsi jég összetételében is találtak fagyott szén-dioxidot. Nyáron elpárolog és a légkörbe kerül. A szelek a szemközti sarki sapkába viszik, ahol újra megfagy. A szén-dioxidnak ez a körforgása és a sarki sapkák eltérő mérete magyarázza a marsi légkör nyomásának változékonyságát.
A szolnak nevezett marsi nap 24,6 óra hosszú, éve pedig szol 669.
Klíma hatása: Az első kísérletek arra, hogy közvetlen bizonyítékot találjanak a marsi talajban az élet alapja - a folyékony víz és az olyan elemek, mint a nitrogén és a kén - jelenlétére, nem jártak sikerrel. A Marson 1976-ban végzett exobiológiai kísérlet a Viking amerikai bolygóközi állomás felszínére való leszállás után, amely fedélzetén automatikus biológiai laboratóriumot (ABL) szállított, nem igazolta az élet létezését. Hiány szerves molekulák A vizsgált felületen a Nap intenzív ultraibolya sugárzása, mivel a Marson nincs védő ózonréteg, valamint a talaj oxidáló összetétele okozhatja. Ezért a Mars felszínének felső rétege (körülbelül néhány centiméter vastag) kopár, bár van egy feltételezés, hogy a mélyebb, felszín alatti rétegekben megmaradtak a több milliárd évvel ezelőtti állapotok. Ezeknek a feltételezéseknek bizonyos megerősítését a közelmúltban fedezték fel a Földön 200 m mélységben mikroorganizmusokat - metanogéneket, amelyek hidrogénnel táplálkoznak és szén-dioxidot lélegeznek be. A tudósok speciálisan végzett kísérlete bebizonyította, hogy az ilyen mikroorganizmusok túlélnek a zord marsi körülmények között. Melegebb hipotézis ősi mars nyitott tározókkal - folyókkal, tavakkal és talán tengerekkel, valamint sűrűbb légkörrel - több mint két évtizede beszélnek, mivel nagyon nehéz lenne „betelepülni” egy ilyen barátságtalan bolygón, és még ennek hiányában is. vízből. Ahhoz, hogy folyékony víz létezhessen a Marson, légkörének nagyon különböznie kell a jelenlegitől.
Változó marsi éghajlat A modern Mars egy nagyon barátságtalan világ. A megritkult, légzésre is alkalmatlan légkör, iszonyatos porviharok, vízhiány és hirtelen hőmérséklet-változások nappal és év közben – mindez azt jelzi, hogy nem lesz olyan egyszerű benépesíteni a Marsot. De valamikor régen folyók ömlöttek rajta. Ez azt jelenti, hogy a Marson korábban más éghajlat volt? |
