Հանրագիտարան YouTube
1 / 5
✪ Նախագիծ DISCOVER-AQ - Մթնոլորտային հետազոտություն (NASA ռուսերեն)
✪ NASA ռուսերեն. 01/18/13 - NASA-ի վիդեո ամփոփում շաբաթվա համար
✪ ԲԱՑԱՍԱԿԱՆ ԶԱՆԳՎԱԾՔ [Գիտության և տեխնիկայի նորություններ]
✪ Մարս, 1968, գիտաֆանտաստիկ ֆիլմի էսսե, ռեժիսոր Պավել Կլուշանցև
✪ Կյանքի 5 նշան Մարսի վրա - Հետհաշվարկ #37
սուբտիտրեր
Ուսումնասիրությունը
Մարսի մթնոլորտը հայտնաբերվել է նույնիսկ մոլորակ ավտոմատ միջմոլորակային կայանների թռիչքներից առաջ։ Շնորհիվ սպեկտրային վերլուծության և Մարսի հակադրությունների և Երկրի հետ, որոնք տեղի են ունենում 3 տարին մեկ անգամ, աստղագետներն արդեն 19-րդ դարում գիտեին, որ այն ունի շատ միատարր բաղադրություն, որի ավելի քան 95%-ը ածխաթթու գազ է: 0.04%-ի համեմատ ածխաթթու գազԵրկրի մթնոլորտում պարզվում է, որ Մարսի մթնոլորտի ածխածնի երկօքսիդի զանգվածը գրեթե 12 անգամ գերազանցում է Երկրի զանգվածը, այնպես որ Մարսի երկրային ձևավորման ժամանակ ածխաթթու գազի ներդրումը ջերմոցային էֆեկտում կարող է ստեղծել մարդկանց համար հարմարավետ կլիմա։ մի փոքր ավելի շուտ, քան 1 մթնոլորտի ճնշում է հասնում, նույնիսկ հաշվի առնելով Մարսի ավելի մեծ հեռավորությունը Արեգակից:
Դեռևս 1920-ականների սկզբին Մարսի ջերմաստիճանի առաջին չափումները կատարվեցին արտացոլող աստղադիտակի կիզակետում տեղադրված ջերմաչափի միջոցով: 1922 թվականին Վ. Լամպլենդի չափումները տվել են Մարսի մակերևութային միջին ջերմաստիճանը 245 (−28 °C), Է. Պետիտը և Ս. Նիկոլսոնը 1924 թվականին ստացել են 260 Կ (−13 °C)։ Ավելի ցածր արժեք ստացվել է 1960 թվականին W. Sinton-ի և J. Strong-ի կողմից՝ 230 K (−43 ° C): Ճնշման առաջին գնահատականները՝ միջինացված, ստացվել են միայն 60-ականներին՝ օգտագործելով ցամաքային IR սպեկտրոսկոպներ. 25 ± 15 հՊա ճնշումը, որը ստացվել է ածխածնի երկօքսիդի գծերի Լորենցի ընդլայնումից, նշանակում է, որ այն մթնոլորտի հիմնական բաղադրիչն է:
Քամու արագությունը կարելի է որոշել սպեկտրային գծերի դոպլերային տեղաշարժից։ Այսպիսով, դրա համար գծի տեղաշարժը չափվել է միլիմետր և ենթամիլիմետրային միջակայքում, իսկ ինտերֆերոմետրի վրա չափումները հնարավորություն են տալիս արագությունների բաշխումը ստանալ մեծ հաստության ամբողջ շերտում:
Օդի և մակերևույթի ջերմաստիճանի, ճնշման, հարաբերական խոնավության և քամու արագության վերաբերյալ առավել մանրամասն և ճշգրիտ տվյալները շարունակաբար չափվում են Rover Environmental Monitoring Station (REMS) գործիքակազմի կողմից Curiosity մարսագնացի վրա, որը գործում է Գեյլի խառնարանում 2012 թվականից: Իսկ MAVEN տիեզերանավը, որը պտտվում է Մարսի շուրջ 2014 թվականից, հատուկ նախագծված է մանրակրկիտ ուսումնասիրելու մթնոլորտի վերին մասը, արեգակնային քամու մասնիկների հետ դրանց փոխազդեցությունը և, մասնավորապես, ցրման դինամիկան:
Մի շարք գործընթացներ, որոնք դժվար են կամ դեռ հնարավոր չեն ուղղակի դիտարկման համար, ենթակա են միայն տեսական մոդելավորման, բայց նաև կարևոր մեթոդհետազոտություն.
Մթնոլորտային կառուցվածք
Ընդհանուր առմամբ, Մարսի մթնոլորտը բաժանվում է ստորին և վերին; վերջինս համարվում է մակերևույթից 80 կմ բարձրության վրա գտնվող տարածքը, որտեղ ակտիվ դեր են խաղում իոնացման և տարանջատման գործընթացները։ Դրա ուսումնասիրությանը հատկացված է մի բաժին, որը սովորաբար կոչվում է աերոնոմիա։ Սովորաբար, երբ մարդիկ խոսում են Մարսի մթնոլորտի մասին, նկատի ունեն ցածր մթնոլորտը։
Նաև որոշ հետազոտողներ առանձնացնում են երկու մեծ պատյաններ՝ հոմոսֆերան և հետերոսֆերան: Հոմոսֆերայում քիմիական բաղադրությունըկախված չէ բարձրությունից, քանի որ մթնոլորտում ջերմության և խոնավության փոխանցման գործընթացները և դրանց ուղղահայաց փոխանակումն ամբողջությամբ որոշվում են տուրբուլենտ խառնմամբ: Քանի որ մթնոլորտում մոլեկուլային դիֆուզիան հակադարձ համեմատական է դրա խտությանը, ապա որոշակի մակարդակից այս գործընթացը դառնում է գերակշռող և հանդիսանում է վերին թաղանթի հիմնական հատկանիշը `հետերոսֆերան, որտեղ տեղի է ունենում մոլեկուլային ցրված տարանջատում: Այս արկերի միջերեսը, որը գտնվում է 120-ից 140 կմ բարձրության վրա, կոչվում է տուրբոպաուզա:
ցածր մթնոլորտ
Մակերեւույթից մինչեւ 20-30 կմ բարձրություն ձգվում է տրոպոսֆերաորտեղ ջերմաստիճանը նվազում է բարձրության հետ: Տրոպոսֆերայի վերին սահմանը տատանվում է կախված տարվա եղանակից (ջերմաստիճանի գրադիենտը տրոպոպաուզում տատանվում է 1-ից 3 դգ/կմ՝ 2,5 դգ/կմ միջին արժեքով)։
Տրոպոպաուզի վերևում գտնվում է մթնոլորտի իզոթերմային շրջանը. ստրատոմեզոսֆերաձգվելով մինչև 100 կմ բարձրության վրա։ Ստրատոմեզոսֆերայի միջին ջերմաստիճանը բացառապես ցածր է և կազմում է -133°C։ Ի տարբերություն Երկրի, որտեղ ստրատոսֆերան պարունակում է հիմնականում ամբողջ մթնոլորտային օզոնը, Մարսի վրա դրա կոնցենտրացիան աննշան է (այն տարածված է 50-60 կմ բարձրություններից մինչև հենց մակերեսը, որտեղ այն առավելագույնն է):
վերին մթնոլորտ
Ստրատոմեզոսֆերայի վերևում տարածվում է մթնոլորտի վերին շերտը. թերմոսֆերա. Բնութագրվում է բարձրությամբ ջերմաստիճանի բարձրացմամբ մինչև առավելագույն արժեք (200-350 Կ), որից հետո մինչև վերին սահմանը (200 կմ) մնում է անփոփոխ։ Այս շերտում գրանցվել է ատոմային թթվածնի առկայություն; նրա խտությունը 200 կմ բարձրության վրա հասնում է 5-6⋅10 7 սմ −3։ Ատոմային թթվածնի գերակշռող շերտի առկայությունը (ինչպես նաև այն փաստը, որ հիմնական չեզոք բաղադրիչը ածխաթթու գազն է) միավորում է Մարսի մթնոլորտը Վեներայի մթնոլորտի հետ։
Իոնոսֆերա- տարածք հետ բարձր աստիճանիոնացում - գտնվում է մոտ 80-100-ից մինչև մոտ 500-600 կմ բարձրությունների միջակայքում: Իոնների պարունակությունը նվազագույն է գիշերը, իսկ առավելագույնը՝ ցերեկը, երբ հիմնական շերտը ձևավորվում է 120-140 կմ բարձրության վրա՝ ածխաթթու գազի ֆոտոիոնացման պատճառով։ ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույնարևային ճառագայթում CO 2 + hν → CO 2 + + e -, ինչպես նաև իոնների և չեզոք նյութերի միջև ռեակցիաներ CO 2 + + O → O 2 + + CO և O + + CO 2 → O 2 + + CO: Իոնների կոնցենտրացիան, որոնցից 90% O 2 + և 10% CO 2 +, հասնում է 10 5-ի մեկ խորանարդ սանտիմետրում (իոնոլորտի այլ տարածքներում այն 1-2 կարգով ցածր է): Հատկանշական է, որ O 2 + իոնները գերակշռում են Մարսի մթնոլորտում համապատասխան մոլեկուլային թթվածնի գրեթե իսպառ բացակայության դեպքում: Երկրորդական շերտը ձևավորվում է 110-115 կմ հեռավորության վրա՝ փափուկ ռենտգենյան ճառագայթների և նոկաուտի ենթարկված արագ էլեկտրոնների պատճառով։ 80-100 կմ բարձրության վրա որոշ հետազոտողներ առանձնացնում են երրորդ շերտը, որը երբեմն դրսևորվում է մասնիկների ազդեցության տակ. տիեզերական փոշին, մթնոլորտ բերելով Fe + , Mg + , Na + մետաղական իոններ։ Սակայն հետագայում, ոչ միայն վերջիններիս ի հայտ գալը (ավելին, մթնոլորտի վերին մթնոլորտի գրեթե ողջ ծավալի վրա) պայմանավորված է եղել երկնաքարերի նյութի հեռացմամբ և այլ տիեզերական մարմիններայլեւ ընդհանրապես նրանց մշտական ներկայությունը։ Միաժամանակ Մարսի բացակայության պատճառով մագնիսական դաշտըդրանց բաշխումը և վարքագիծը զգալիորեն տարբերվում են նրանից, ինչ նկատվում է երկրագնդի մթնոլորտը. Հիմնական առավելագույնից վեր կարող են առաջանալ նաև այլ լրացուցիչ շերտեր՝ արևային քամու հետ փոխազդեցության պատճառով։ Այսպիսով, O+ իոնների շերտն առավել արտահայտված է 225 կմ բարձրության վրա։ Բացի իոնների երեք հիմնական տեսակներից (O 2 +, CO 2 և O +), համեմատաբար վերջերս 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 ++ և HCO2+: 400 կմ-ից բարձր որոշ հեղինակներ առանձնացնում են «իոնոպաուզա», սակայն այս հարցում դեռևս կոնսենսուս չկա։
Ինչ վերաբերում է պլազմայի ջերմաստիճանին, ապա հիմնական առավելագույնի մոտ իոնների ջերմաստիճանը 150 Կ է, 175 կմ բարձրության վրա հասնելով 210 Կ-ի։ Ավելի բարձր՝ չեզոք գազով իոնների թերմոդինամիկ հավասարակշռությունը զգալիորեն խախտվում է, և նրանց ջերմաստիճանը կտրուկ բարձրանում է մինչև 1000 Կ 250 կմ բարձրության վրա։ Էլեկտրոնների ջերմաստիճանը կարող է լինել մի քանի հազար կելվին, ըստ երևույթին, պայմանավորված է իոնոլորտում մագնիսական դաշտով, և այն աճում է Արեգակի զենիթային անկյան աճի հետ և նույնը չէ հյուսիսային և հարավային կիսագնդերում, ինչը կարող է պայմանավորված լինել. Մարսի ընդերքի մնացորդային մագնիսական դաշտի անհամաչափությունը: Ընդհանուր առմամբ, կարելի է նույնիսկ տարբերել ջերմաստիճանի տարբեր պրոֆիլներով բարձր էներգիայի էլեկտրոնների երեք պոպուլյացիաներ: Մագնիսական դաշտը ազդում է նաև իոնների հորիզոնական բաշխման վրա. մագնիսական անոմալիաների վերևում ձևավորվում են բարձր էներգիայի մասնիկների հոսքեր, որոնք պտտվում են դաշտի գծերի երկայնքով, ինչը մեծացնում է իոնացման ինտենսիվությունը, և նկատվում է իոնների խտության և տեղային կառուցվածքների ավելացում:
200-230 կմ բարձրության վրա գտնվում է թերմոսֆերայի վերին սահմանը՝ էկզաբազան, որից վեր էկզոլորտՄարս. Այն բաղկացած է թեթև նյութերից՝ ջրածին, ածխածին, թթվածին, որոնք առաջանում են լուսաքիմիական ռեակցիաների հետևանքով հիմքում ընկած իոնոսֆերայում, օրինակ՝ էլեկտրոնների հետ O 2 + դիսոցիատիվ վերահամակցում։ Մարսի վերին մթնոլորտ ատոմային ջրածնի անընդհատ մատակարարումը տեղի է ունենում Մարսի մակերևույթի մոտ ջրային գոլորշիների ֆոտոդիսոցիացիայի պատճառով։ Բարձրության հետ ջրածնի կոնցենտրացիայի շատ դանդաղ նվազման պատճառով այս տարրը հանդիսանում է մոլորակի մթնոլորտի ամենաարտաքին շերտերի հիմնական բաղադրիչը և ձևավորում է ջրածնային պսակ, որը տարածվում է մոտ 20000 կմ հեռավորության վրա, թեև չկա խիստ սահման և մասնիկներ։ այս տարածաշրջանից պարզապես աստիճանաբար ցրվում են շրջակա արտաքին տարածություն:
Մարսի մթնոլորտում այն նաև երբեմն արձակվում է քիմոսֆերա- այն շերտը, որտեղ տեղի են ունենում ֆոտոքիմիական ռեակցիաներ, և քանի որ Երկրի նման օզոնային էկրանի բացակայության պատճառով ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը հասնում է մոլորակի հենց մակերեսին, դրանք հնարավոր են նույնիսկ այնտեղ: Մարսի քիմիոլորտը տարածվում է մակերեսից մինչև մոտ 120 կմ բարձրություն։
Ստորին մթնոլորտի քիմիական կազմը
Չնայած Մարսի մթնոլորտի ուժեղ նոսրացմանը՝ դրանում ածխաթթու գազի կոնցենտրացիան մոտ 23 անգամ ավելի մեծ է, քան երկրագնդում։
- Ներկայում ազոտը (2,7%) ակտիվորեն տարածվում է տիեզերք: Դիատոմային մոլեկուլի տեսքով ազոտը կայունորեն պահվում է մոլորակի ձգողականության շնորհիվ, բայց արևի ճառագայթման արդյունքում բաժանվում է առանձին ատոմների՝ հեշտությամբ հեռանալով մթնոլորտից:
- Արգոնը (1,6%) ներկայացված է համեմատաբար ցրման դիմացկուն ծանր իզոտոպով արգոն-40: Թեթև 36 Ar և 38 Ar առկա են միայն մեկ միլիոնի մասերով
- Այլ ազնիվ գազեր՝ նեոն, կրիպտոն, քսենոն (ppm)
- Ածխածնի երկօքսիդ (CO) - CO 2 ֆոտոդիսոցացիայի արդյունք է և ունի վերջինիս 7,5⋅10 -4 կոնցենտրացիան, սա անհասկանալի փոքր արժեք է, քանի որ հակադարձ ռեակցիան CO + O + M → CO 2 + M արգելված է, և շատ ավելին պետք է կուտակվեր CO. Առաջարկվել են տարբեր տեսություններ, ինչպես ածխածնի երկօքսիդդեռևս կարող են օքսիդացվել մինչև ածխաթթու գազ, բայց դրանք բոլորն էլ ունեն որոշակի թերություններ:
- Մոլեկուլային թթվածին (O 2) - հայտնվում է ինչպես CO 2-ի, այնպես էլ H 2 O-ի ֆոտոդիսոցիացիայի արդյունքում Մարսի վերին մթնոլորտում: Այս դեպքում թթվածինը ցրվում է մթնոլորտի ստորին շերտեր, որտեղ նրա կոնցենտրացիան հասնում է CO 2-ի մերձմակերևութային կոնցենտրացիայի 1,3⋅10 -3-ին։ Ինչպես Ar-ը, CO-ն և N 2-ը, այն Մարսի վրա չխտացնող նյութ է, ուստի նրա կոնցենտրացիան նույնպես ենթարկվում է սեզոնային տատանումների: Մթնոլորտի վերին հատվածում, 90-130 կմ բարձրության վրա, O 2-ի պարունակությունը (մասնաբաժինը CO 2-ի նկատմամբ) 3-4 անգամ գերազանցում է մթնոլորտի ստորին հատվածի համապատասխան արժեքը և միջինը կազմում է 4⋅10 -3, տատանվում է. 3.1⋅10 -3-ից մինչև 5.8⋅10 -3 միջակայքը: Հին ժամանակներում Մարսի մթնոլորտը պարունակում էր, սակայն, ավելի մեծ քանակությամբ թթվածին, որը համեմատելի է երիտասարդ Երկրի վրա ունեցած իր մասնաբաժնի հետ: Թթվածինը, նույնիսկ առանձին ատոմների տեսքով, այլևս չի ցրվում նույնքան ակտիվ, որքան ազոտը, իր ավելի մեծ ատոմային քաշի պատճառով, որը թույլ է տալիս նրան կուտակել։
- Օզոն - դրա քանակությունը մեծապես տատանվում է կախված մակերևույթի ջերմաստիճանից. այն նվազագույն է գիշերահավասարի պահին բոլոր լայնություններում և առավելագույնը բևեռում, որտեղ ձմեռը, ընդ որում, հակադարձ համեմատական է ջրի գոլորշիների կոնցենտրացիային: Մոտ 30 կմ բարձրության վրա կա մեկ արտահայտված օզոնային շերտ, իսկ մյուսը՝ 30-60 կմ:
- Ջուր. H 2 O-ի պարունակությունը Մարսի մթնոլորտում մոտ 100-200 անգամ ավելի քիչ է, քան Երկրի ամենաչոր շրջանների մթնոլորտում, և միջինը կազմում է 10-20 միկրոն տեղումների ջրի սյունակում: Ջրի գոլորշիների կոնցենտրացիան ենթարկվում է զգալի սեզոնային և ցերեկային տատանումների: Ջրային գոլորշիներով օդի հագեցվածության աստիճանը հակադարձ համեմատական է փոշու մասնիկների պարունակությանը, որոնք խտացման կենտրոններ են, իսկ որոշ հատվածներում (ձմռանը՝ 20-50 կմ բարձրության վրա) գրանցվել է գոլորշի, որի ճնշումը. գերազանցում է հագեցած գոլորշիների ճնշումը 10 անգամ՝ շատ ավելի, քան երկրագնդի մթնոլորտում:
- Մեթան. 2003 թվականից ի վեր եղել են անհայտ բնույթի մեթանի արտանետումների գրանցման մասին հաղորդումներ, սակայն դրանցից ոչ մեկը չի կարող վստահելի համարվել գրանցման մեթոդների որոշակի թերությունների պատճառով։ Այս դեպքում մենք խոսում ենք չափազանց փոքր արժեքների մասին՝ 0,7 ppbv (վերին սահմանը՝ 1,3 ppbv) որպես ֆոնային արժեք և 7 ppbv էպիզոդիկ պայթյունների համար, որը լուծման եզրին է։ Քանի որ դրա հետ մեկտեղ հրապարակվել է նաև այլ ուսումնասիրություններով հաստատված CH 4-ի բացակայության մասին, դա կարող է վկայել մեթանի որոշ ընդհատվող աղբյուրի, ինչպես նաև դրա արագ ոչնչացման մեխանիզմի առկայության մասին, մինչդեռ ֆոտոքիմիական ոչնչացման տևողությունը այս նյութը գնահատվում է 300 տարի: Այս հարցի քննարկումը ներկայումս բաց է, և այն առանձնահատուկ հետաքրքրություն է ներկայացնում աստղակենսաբանության համատեքստում՝ հաշվի առնելով այն փաստը, որ Երկրի վրա այս նյութն ունի բիոգեն ծագում:
- որոշների հետքերը օրգանական միացություններ. Ամենակարևորը H2CO-ի, HCl-ի և SO2-ի վերին սահմաններն են, որոնք ցույց են տալիս, համապատասխանաբար, քլորի հետ կապված ռեակցիաների բացակայությունը, ինչպես նաև հրաբխային ակտիվությունը, մասնավորապես, մեթանի ոչ հրաբխային ծագումը, եթե դրա գոյությունը հաստատվել է.
Մարսի մթնոլորտի բաղադրությունը և ճնշումը անհնարին են դարձնում մարդկանց և երկրային այլ օրգանիզմների շնչելը։ Մոլորակի մակերևույթի վրա աշխատելու համար անհրաժեշտ է տիեզերական հանդերձանք, թեև ոչ այնքան ծավալուն և պաշտպանված, որքան Լուսնի և Լուսնի համար: բաց տարածություն. Մարսի մթնոլորտն ինքնին թունավոր չէ և բաղկացած է քիմիապես իներտ գազերից։ Մթնոլորտը որոշակիորեն դանդաղեցնում է երկնաքարերի մարմինները, ուստի Մարսի վրա ավելի քիչ խառնարաններ կան, քան Լուսնի վրա, և դրանք ավելի քիչ խորն են: Իսկ միկրոմետեորիտներն ամբողջությամբ այրվում են՝ չհասնելով մակերեսին։
Ջուր, ամպեր և տեղումներ
Ցածր խտությունը չի խանգարում մթնոլորտը ձևավորել լայնածավալ երևույթներ, որոնք ազդում են կլիմայի վրա։
Մարսի մթնոլորտում ջրի գոլորշիները կազմում են ոչ ավելի, քան հազարերորդական տոկոսը, սակայն, ըստ վերջին (2013) ուսումնասիրությունների արդյունքների, դա դեռ ավելին է, քան նախկինում ենթադրվում էր, և ավելին, քան Երկրի մթնոլորտի վերին շերտերում, և ցածր ճնշման և ջերմաստիճանի դեպքում այն գտնվում է հագեցվածությանը մոտ վիճակում, ուստի հաճախ հավաքվում է ամպերի մեջ: Մակերեւույթից 10-30 կմ բարձրությունների վրա, որպես կանոն, առաջանում են ջրային ամպեր։ Դրանք կենտրոնացած են հիմնականում հասարակածի վրա և դիտվում են գրեթե ողջ տարվա ընթացքում։ Տեսանելի ամպեր բարձր մակարդակներմթնոլորտ (ավելի քան 20 կմ) առաջանում են CO 2 խտացման արդյունքում։ Նույն գործընթացը պատասխանատու է ձմռանը բևեռային շրջաններում ցածր (10 կմ բարձրության վրա) ամպերի ձևավորման համար, երբ մթնոլորտի ջերմաստիճանը իջնում է CO 2-ի սառեցման կետից ցածր (-126 ° C); ամռանը H 2 O սառույցից առաջանում են նմանատիպ բարակ գոյացություններ
Մարսի վրա հետաքրքիր և հազվագյուտ մթնոլորտային երևույթներից մեկը («Վիկինգ-1») հայտնաբերվել է 1978 թվականին հյուսիսային բևեռային շրջանը լուսանկարելիս: Սրանք ցիկլոնային կառուցվածքներ են, որոնք պարզորոշ երևում են լուսանկարներում պտտվող ամպային համակարգերով՝ ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ շրջանառությամբ: Հայտնաբերվել են 65-80° հս. լայնական գոտում։ շ. տարվա «տաք» ժամանակահատվածում՝ գարնանից մինչև վաղ աշուն, երբ այստեղ հաստատվում է բևեռային ճակատը։ Դրա առաջացումը պայմանավորված է տարվա այս եղանակին մակերևույթի ջերմաստիճանի կտրուկ հակադրությամբ՝ սառցե գլխարկի եզրերի և շրջակա հարթավայրերի միջև: Նման ճակատի հետ կապված օդային զանգվածների ալիքային շարժումները հանգեցնում են Երկրի վրա մեզ այդքան ծանոթ ցիկլոնային պտույտների առաջացմանը: Մարսի վրա հայտնաբերված հորձանուտ ամպերի համակարգերը տարբերվում են չափերով 200-ից 500 կմ, դրանց արագությունը մոտ 5 կմ/ժ է, իսկ քամու արագությունը այս համակարգերի ծայրամասում մոտ 20 մ/վ է։ Առանձին ցիկլոնային փոթորիկի գոյության տևողությունը տատանվում է 3-ից 6 օր: Մարսի ցիկլոնների կենտրոնական մասում ջերմաստիճանի արժեքները ցույց են տալիս, որ ամպերը կազմված են ջրի սառույցի բյուրեղներից:
Իրոք, մեկ անգամ չէ, որ ձյուն է նկատվել։ Այսպիսով, 1979 թվականի ձմռանը Viking-2 վայրէջքի տարածքում ձյան բարակ շերտ է տեղացել, որը մի քանի ամիս պառկած է եղել։
Փոշու փոթորիկներ և փոշու սատանաներ
Մարսի մթնոլորտի բնորոշ հատկանիշը փոշու մշտական առկայությունն է. Ըստ սպեկտրային չափումների՝ փոշու մասնիկների չափը գնահատվում է 1,5 մկմ: Ցածր ձգողականությունը թույլ է տալիս նույնիսկ հազվագյուտ օդային հոսքերին փոշու հսկայական ամպեր բարձրացնել մինչև 50 կմ բարձրության վրա: Իսկ քամիները, որոնք ջերմաստիճանի տարբերության դրսևորումներից են, հաճախ փչում են մոլորակի մակերևույթի վրա (հատկապես ուշ գարնանը - հարավային կիսագնդում ամռան սկզբին, երբ կիսագնդերի միջև ջերմաստիճանի տարբերությունը հատկապես կտրուկ է) և նրանց. արագությունը հասնում է 100 մ / վրկ. Այսպիսով, ձևավորվում են ընդարձակ փոշու փոթորիկներ, որոնք վաղուց նկատվել են առանձին դեղին ամպերի տեսքով, իսկ երբեմն էլ ամբողջ մոլորակը ծածկող շարունակական դեղին շղարշի տեսքով։ Ամենից հաճախ բևեռային գլխարկների մոտ փոշու փոթորիկներ են տեղի ունենում, դրանց տևողությունը կարող է հասնել 50-100 օրվա: Մթնոլորտում թույլ դեղին մշուշը, որպես կանոն, դիտվում է մեծ փոշու փոթորիկներից հետո և հեշտությամբ հայտնաբերվում ֆոտոմետրիկ և բևեռաչափական մեթոդներով։
Փոշու փոթորիկները, որոնք լավ նկատվում էին ուղեծրերից արված նկարներում, պարզվեց, որ հազիվ տեսանելի էին վայրէջքներից լուսանկարվելիս: Այս տիեզերակայանների վայրէջքի վայրերում փոշու փոթորիկների անցումը գրանցվել է միայն ջերմաստիճանի, ճնշման կտրուկ փոփոխությամբ և ընդհանուր երկնքի ֆոնի շատ աննշան մգացմամբ: Փոշու շերտը, որը փոթորիկից հետո նստել է վիկինգների վայրէջքի վայրերի շրջակայքում, կազմել է ընդամենը մի քանի միկրոմետր: Այս ամենը վկայում է Մարսի մթնոլորտի բավականին ցածր կրողունակության մասին։
1971 թվականի սեպտեմբերից մինչև 1972 թվականի հունվարը Մարսի վրա տեղի ունեցավ գլոբալ փոշու փոթորիկ, որը նույնիսկ թույլ չտվեց մակերեսը լուսանկարել Մարիներ 9 զոնդից։ Մթնոլորտային սյունակում փոշու զանգվածը (0,1-ից 10 օպտիկական հաստությամբ) այս ժամանակահատվածում գնահատվել է 7,8⋅10 -5-ից մինչև 1,66⋅10 -3 գ/սմ 2: Այսպիսով, փոշու մասնիկների ընդհանուր քաշը Մարսի մթնոլորտում գլոբալ փոշու փոթորիկների ժամանակաշրջանում կարող է հասնել մինչև 10 8 - 10 9 տ, ինչը համարժեք է. ընդհանուրփոշին երկրի մթնոլորտում.
Ավրորան առաջին անգամ գրանցել է SPICAM ուլտրամանուշակագույն սպեկտրոմետրը Mars Express տիեզերանավի վրա: Այնուհետև այն բազմիցս դիտարկվել է MAVEN ապարատի կողմից, օրինակ, 2015 թվականի մարտին, իսկ 2017 թվականի սեպտեմբերին շատ ավելի հզոր իրադարձություն է գրանցվել Curiosity մարսագնացի վրա Radiation Assessment Detector (RAD) կողմից: MAVEN ապարատի տվյալների վերլուծությունը նաև բացահայտեց սկզբունքորեն այլ տիպի բևեռափայլ՝ ցրված, որը տեղի է ունենում ցածր լայնություններում, այն տարածքներում, որոնք կապված չեն մագնիսական դաշտի անոմալիաների հետ և առաջանում են շատ բարձր էներգիա ունեցող մասնիկների ներթափանցման հետևանքով. 200 կՎ, մթնոլորտ:
Բացի այդ, Արեգակի ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը առաջացնում է մթնոլորտի այսպես կոչված սեփական փայլը (անգլ. օդային փայլ):
Ավրորաների և ներքին փայլի ժամանակ օպտիկական անցումների գրանցումը կարևոր տեղեկություններ է տալիս մթնոլորտի վերին բաղադրության, դրա ջերմաստիճանի և դինամիկայի մասին։ Այսպիսով, գիշերային ժամանակահատվածում ազոտի օքսիդի արտանետումների γ- և δ գոտիների ուսումնասիրությունը օգնում է բնութագրել լուսավորված և չլուսավորված շրջանների միջև շրջանառությունը: Իսկ 130,4 նմ հաճախականությամբ ճառագայթման գրանցումը սեփական փայլով օգնեց բացահայտելու բարձր ջերմաստիճանի ատոմային թթվածնի առկայությունը, ինչը կարևոր քայլ էր մթնոլորտային էկզոսֆերաների և ընդհանրապես պսակների վարքագիծը հասկանալու համար։
Գույն
Փոշու մասնիկները, որոնք լցնում են Մարսի մթնոլորտը, հիմնականում երկաթի օքսիդ են, և այն տալիս է կարմրավուն նարնջագույն երանգ։
Չափումների համաձայն՝ մթնոլորտն ունի 0,9 օպտիկական հաստություն, ինչը նշանակում է, որ հարվածող արեգակնային ճառագայթման միայն 40%-ն է հասնում Մարսի մակերեսին նրա մթնոլորտով, իսկ մնացած 60%-ը կլանվում է օդում կախված փոշուց։ Առանց դրա, Մարսի երկինքը մոտավորապես նույն գույնը կունենար, ինչ երկրագնդի երկինքը 35 կիլոմետր բարձրության վրա: Պետք է նշել, որ այս դեպքում մարդու աչքը կհարմարվի այս գույներին, իսկ սպիտակի հավասարակշռությունը ավտոմատ կերպով կկարգավորվի այնպես, որ երկինքը երևա այնպես, ինչպես երկրային լուսավորության պայմաններում։
Երկնքի գույնը շատ տարասեռ է, և հորիզոնում համեմատաբար լույսից ամպերի կամ փոշու փոթորիկների բացակայության դեպքում այն կտրուկ մթնում է և դեպի զենիթ ուղղությամբ գրադիենտ: Համեմատաբար հանգիստ և առանց քամի սեզոնին, երբ փոշին քիչ է, երկինքը կարող է ամբողջովին սև լինել զենիթում:
Այնուամենայնիվ, ռովերների պատկերների շնորհիվ հայտնի դարձավ, որ Արեգակի շուրջ մայրամուտին և արևածագին երկինքը կապույտ է դառնում։ Դրա պատճառը Ռեյլի ցրումն է. լույսը ցրվում է գազի մասնիկների վրա և գունավորում երկինքը, բայց եթե մարսյան օրերին ազդեցությունը թույլ է և անտեսանելի անզեն աչքով՝ հազվադեպ մթնոլորտի և փոշու պատճառով, ապա մայրամուտին արևը փայլում է շատ ավելի հաստ օդի շերտ, որի պատճառով կապույտը և մանուշակագույնը սկսում են ցրել բաղադրիչները: Նույն մեխանիզմը պատասխանատու է ցերեկային ժամերին Երկրի վրա կապույտ երկնքի և մայրամուտին դեղնանարնջագույնի համար: [ ]
Rocknest ավազաբլուրների համայնապատկերը՝ կազմված Curiosity մարսագնացի պատկերներից:
Փոփոխություններ
Մթնոլորտի վերին շերտերի փոփոխությունները բավականին բարդ են, քանի որ դրանք կապված են միմյանց և դրա տակ գտնվող շերտերի հետ։ Մթնոլորտային ալիքները և մակընթացությունները, որոնք տարածվում են դեպի վեր, կարող են էական ազդեցություն ունենալ թերմոսֆերայի կառուցվածքի և դինամիկայի վրա և, որպես հետևանք, իոնոլորտի վրա, օրինակ՝ իոնոլորտի վերին սահմանի բարձրության վրա: Մթնոլորտի ստորին հատվածում փոշու փոթորիկների ժամանակ դրա թափանցիկությունը նվազում է, այն տաքանում և ընդլայնվում է։ Այնուհետև թերմոսֆերայի խտությունը մեծանում է, այն կարող է տատանվել նույնիսկ մեծության կարգով, և էլեկտրոնի առավելագույն կոնցենտրացիայի բարձրությունը կարող է աճել մինչև 30 կմ: Փոշու փոթորիկների հետևանքով առաջացած մթնոլորտի վերին մասում փոփոխությունները կարող են լինել գլոբալ՝ ազդելով մոլորակի մակերևույթից մինչև 160 կմ բարձրության վրա: Վերին մթնոլորտի արձագանքն այս երեւույթներին տևում է մի քանի օր, և այն վերադառնում է իր նախկին վիճակին շատ ավելի երկար՝ մի քանի ամիս։ Մթնոլորտի վերին և ստորին փոխհարաբերությունների մեկ այլ դրսևորում այն է, որ ջրի գոլորշին, որը, ինչպես պարզվեց, գերհագեցված է մթնոլորտի ստորին հատվածով, կարող է ենթարկվել ֆոտոդիսոցիացիայի՝ դառնալով ավելի թեթև H և O բաղադրիչներ, որոնք մեծացնում են էկզոլորտի խտությունը և ինտենսիվությունը։ Մարսի մթնոլորտի ջրի կորուստը: Մթնոլորտի վերին շերտերում փոփոխություններ առաջացնող արտաքին գործոններն են ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույն և փափուկ ռենտգենյան ճառագայթներԱրևներ, արևային քամու մասնիկներ, տիեզերական փոշի և ավելի մեծ մարմիններ, ինչպիսիք են երկնաքարերը: Խնդիրը բարդանում է նրանով, որ դրանց ազդեցությունը, որպես կանոն, պատահական է, և դրա ինտենսիվությունն ու տևողությունը հնարավոր չէ կանխատեսել, ավելին, էպիզոդիկ երևույթները դրվում են ցիկլային գործընթացներով, որոնք կապված են օրվա ժամի, սեզոնի փոփոխության հետ: արեգակնային ցիկլ. Ներկայումս, լավագույն դեպքում, կա մթնոլորտային պարամետրերի դինամիկայի վերաբերյալ իրադարձությունների վիճակագրություն, սակայն օրինաչափությունների տեսական նկարագրությունը դեռ ավարտված չէ։ Միանշանակ հաստատվել է ուղիղ համեմատականություն իոնոլորտում պլազմայի մասնիկների կոնցենտրացիայի և արևի ակտիվության միջև: Դա հաստատվում է նրանով, որ նման օրինաչափություն փաստացի արձանագրվել է 2007-2009 թվականներին Երկրի իոնոսֆերայի դիտարկումների արդյունքներով՝ չնայած այս մոլորակների մագնիսական դաշտի հիմնարար տարբերությանը, որն անմիջականորեն ազդում է իոնոլորտի վրա։ Եվ մասնիկների արտանետումները արևային պսակԱրեգակնային քամու ճնշման փոփոխություն առաջացնելով նաև մագնիտոսֆերայի և իոնոսֆերայի բնորոշ սեղմում. պլազմայի առավելագույն խտությունը նվազում է մինչև 90 կմ:
Ամենօրյա տատանումներ
Չնայած իր հազվադեպությանը, մթնոլորտը, այնուամենայնիվ, արձագանքում է հոսքի փոփոխություններին: արեգակնային ջերմությունավելի դանդաղ, քան մոլորակի մակերեսը: Այսպիսով, առավոտյան ժամերին ջերմաստիճանը մեծապես տարբերվում է բարձրությունից. մոլորակի մակերևույթից 25 սմ-ից մինչև 1 մ բարձրության վրա գրանցվել է 20 ° տարբերություն: Արեգակի ծագման հետ սառը օդը տաքանում է մակերևույթից և բնորոշ պտույտի տեսքով բարձրանում դեպի վեր՝ օդ բարձրացնելով փոշին. այսպես են ձևավորվում փոշու սատանաները: Մերձմակերևութային շերտում (մինչև 500 մ բարձրություն) տեղի է ունենում ջերմաստիճանի ինվերսիա։ Կեսօրից հետո մթնոլորտը արդեն տաքացել է, այս ազդեցությունն այլևս չի նկատվում: Առավելագույնը հասնում է ցերեկը մոտավորապես ժամը 2-ին։ Այնուհետև մակերեսը սառչում է ավելի արագ, քան մթնոլորտը և նկատվում է հակառակ ջերմաստիճանի գրադիենտ: Մայրամուտից առաջ ջերմաստիճանը կրկին նվազում է բարձրության հետ։
Օրվա և գիշերվա փոփոխությունն ազդում է նաև մթնոլորտի վերին հատվածի վրա։ Առաջին հերթին արեգակնային ճառագայթման միջոցով իոնացումը դադարում է գիշերը, սակայն պլազման շարունակում է առաջին անգամ համալրվել մայրամուտից հետո՝ օրվա կողմից հոսքի պատճառով, այնուհետև ձևավորվում է մագնիսական դաշտի երկայնքով դեպի ներքև շարժվող էլեկտրոնների ազդեցությամբ։ գծեր (այսպես կոչված էլեկտրոնների ներխուժում) - ապա առավելագույնը, որը դիտվում է 130-170 կմ բարձրության վրա: Հետևաբար, գիշերային կողմում էլեկտրոնների և իոնների խտությունը շատ ավելի ցածր է և բնութագրվում է բարդ պրոֆիլով, որը նույնպես կախված է տեղական մագնիսական դաշտից և տատանվում է ոչ աննշան ձևով, որի օրինաչափությունը դեռևս լիովին պարզված չէ և նկարագրված է տեսականորեն։ Օրվա ընթացքում իոնոլորտի վիճակը նույնպես փոխվում է՝ կախված Արեգակի զենիթային անկյունից։
տարեկան ցիկլը
Ինչպես Երկրի վրա, այնպես էլ Մարսի վրա տեղի է ունենում եղանակների փոփոխություն՝ կապված ուղեծրի հարթության վրա պտտվող առանցքի թեքման հետ, այնպես որ ձմռանը բևեռային գլխարկը աճում է հյուսիսային կիսագնդում և գրեթե անհետանում է հարավում, իսկ վեցից հետո։ ամիսներ կիսագնդերը փոխում են տեղերը. Միևնույն ժամանակ, պերիհելիում մոլորակի ուղեծրի բավականին մեծ էքսցենտրիկության պատճառով (ձմեռային արևադարձը հյուսիսային կիսագնդում), այն ստանում է մինչև 40% ավելի շատ արևային ճառագայթում, քան աֆելիոնում, իսկ հյուսիսային կիսագնդում ձմեռը կարճ է և համեմատաբար: չափավոր, իսկ ամառը երկար է, բայց զով, հարավում, ընդհակառակը, ամառները կարճ են և համեմատաբար տաք, իսկ ձմեռները՝ երկար ու ցուրտ։ Այս առումով, հարավային գլխարկը ձմռանը աճում է մինչև բևեռ-հասարակած հեռավորության կեսը, իսկ հյուսիսային գլխարկը միայն մինչև մեկ երրորդը: Երբ ամառը գալիս է բևեռներից մեկում, համապատասխան բևեռային գլխարկից ածխաթթու գազը գոլորշիանում է և մտնում մթնոլորտ; քամիները նրան տանում են դեպի հակառակ գլխարկը, որտեղ նորից սառչում է։ Այս կերպ տեղի է ունենում ածխաթթու գազի ցիկլը, որը բևեռային գլխարկների տարբեր չափերի հետ մեկտեղ առաջացնում է Մարսի մթնոլորտի ճնշման փոփոխություն Արեգակի շուրջը պտտվելիս։ Շնորհիվ այն բանի, որ ձմռանը բևեռային գլխարկում սառչում է ամբողջ մթնոլորտի մինչև 20-30%-ը, համապատասխան տարածքում ճնշումը համապատասխանաբար նվազում է։
Սեզոնային տատանումները (ինչպես նաև ամենօրյա) ենթարկվում են նաև ջրային գոլորշիների կոնցենտրացիայի՝ դրանք գտնվում են 1-100 միկրոն սահմաններում։ Այսպիսով, ձմռանը մթնոլորտը գրեթե «չոր» է։ Ջրային գոլորշիները նրանում հայտնվում են գարնանը, իսկ ամառվա կեսերին դրա քանակությունը հասնում է առավելագույնի՝ մակերեսի ջերմաստիճանի փոփոխություններից հետո։ Ամառ-աշուն ժամանակահատվածում ջրի գոլորշին աստիճանաբար վերաբաշխվում է, և դրա առավելագույն պարունակությունը հյուսիսային բևեռային շրջանից տեղափոխվում է հասարակածային լայնություններ։ Միևնույն ժամանակ, մթնոլորտում գոլորշիների ընդհանուր պարունակությունը (ըստ Viking-1-ի տվյալների) մնում է մոտավորապես հաստատուն և համարժեք է 1,3 կմ 3 սառույցի։ H 2 O-ի առավելագույն պարունակությունը (100 մկմ նստվածքային ջուր, հավասար է 0,2 վոլ.%) գրանցվել է ամռանը հյուսիսային մնացորդային բևեռային գլխարկը շրջապատող մութ շրջանի վրա. տարվա այս ժամանակ մթնոլորտը բևեռային գլխարկի սառույցից վեր է: սովորաբար մոտ է հագեցվածությանը:
Գարուն-ամառային ժամանակահատվածում հարավային կիսագնդում, երբ փոշու փոթորիկներն առավել ակտիվ են ձևավորվում, նկատվում են ցերեկային կամ կիսամյակային մթնոլորտային մակընթացություններ՝ մակերևույթի մոտ ճնշման բարձրացում և մթնոլորտի ջերմային ընդլայնում՝ ի պատասխան դրա տաքացման:
Սեզոնների փոփոխությունը ազդում է նաև մթնոլորտի վերին մասի վրա՝ և՛ չեզոք բաղադրիչի (թերմոսֆերա), և՛ պլազմայի (իոնոսֆերա), և այս գործոնը պետք է հաշվի առնել արեգակնային ցիկլի հետ միասին, և դա բարդացնում է վերին մասի դինամիկան նկարագրելու խնդիրը: մթնոլորտ.
Երկարաժամկետ փոփոխություն
տես նաեւ
Նշումներ
- Ուիլյամս, Դեյվիդ Ռ. Մարսի փաստերի թերթիկ (անորոշ) . Տիեզերական գիտության տվյալների ազգային կենտրոն. NASA (սեպտեմբերի 1, 2004): Վերցված է 2017 թվականի սեպտեմբերի 28-ին։
- Ն.Մանգոլդ, Դ.Բարատու, Օ.Վիտասսե, Տ.Էնկրենազ, Ք.Սոտին:Մարս՝ «փոքր» երկրային մոլորակ. [Անգլերեն] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, թիվ 1 (դեկտեմբերի 16): - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5:
- Մարսի մթնոլորտը (անորոշ) . ՏԻԵԶԵՐՔ-ՄՈԼՈՐԱԿ // ՊՈՐՏԱԼ ԱՅԼ ՉԱՓԱԳԻՐ
- Մարսը կարմիր աստղ է։ Տարածքի նկարագրությունը. Մթնոլորտը և կլիման (անորոշ) . galspace.ru - Արեգակնային համակարգի հետախուզման նախագիծ. Վերցված է 2017 թվականի սեպտեմբերի 29-ին։
- (Անգլերեն) Մարսյան օդից դուրս Աստղակենսաբանության ամսագիր, Michael Schirber, 22 օգոստոսի 2011 թ.
- Մաքսիմ Զաբոլոցկի. Ընդհանուր տեղեկություններ Մարսի մթնոլորտի մասին (անորոշ) . spacegid.com(21.09.2013). Վերցված է 20 հոկտեմբերի 2017 թ.
- Mars Pathfinder - Գիտություն Արդյունքներ - Մթնոլորտային և օդերևութաբանական հատկություններ (անորոշ) . nasa.gov. Վերցված է 2017 թվականի ապրիլի 20։
- J. L. Fox, A. Dalgarno.Մարսի վերին մթնոլորտի իոնացում, պայծառություն և տաքացում. [Անգլերեն] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, թ. A12 (դեկտեմբերի 1). - S. 7315–7333. -
Ընդհանուր սխալը, որը սովորաբար գնահատում է որոշակի մոլորակի կլիմայական պայմանները, ճնշումը խտության հետ շփոթելն է: Թեև տեսական տեսանկյունից մենք բոլորս գիտենք ճնշման և խտության տարբերությունը, իրականում ընդունված է առանց նախազգուշացման համեմատել երկրի վրա մթնոլորտային ճնշումը տվյալ մոլորակի մթնոլորտային ճնշման հետ:
Ցանկացած ցամաքային լաբորատորիայում, որտեղ ձգողականությունը մոտավորապես նույնն է, այս նախազգուշական միջոցը անհրաժեշտ չէ և հաճախ օգտագործում է ճնշումը որպես խտության «հոմանիշ»: Որոշ երևույթներ ապահով կերպով վարվում են «ճնշում/ջերմաստիճան» արժեքի առումով, օրինակ՝ դեմքի դիագրամները (կամ վիճակի դիագրամները), որտեղ իրականում ավելի ճիշտ կլինի խոսել «խտության և ջերմաստիճանի գործակից» կամ «ճնշման/ջերմաստիճանի տակ» մասին։ հակառակ դեպքում մենք չենք հասկանում հեղուկ ջրի առկայությունը գրավիտացիայի (և հետո անկշռության) բացակայության դեպքում տիեզերանավի ուղեծրում տարածության մեջ:
Իրականում, տեխնիկապես մթնոլորտային ճնշումն այն «կշիռն» է, որը մեր գլխավերեւում գտնվող գազի որոշակի քանակությունը գործադրում է ներքեւում գտնվող ամեն ինչի վրա: Այնուամենայնիվ, իրական խնդիրն այն է, որ քաշը պայմանավորված է ոչ միայն խտությամբ, այլ ակնհայտորեն ձգողականությամբ: Եթե մենք, օրինակ, նվազեցնենք Երկրի ձգողականությունը 1/3-ով, ապա ակնհայտ է, որ գազի նույն քանակությունը, որը մեզնից վեր է, կունենա իր սկզբնական քաշի մեկ երրորդը, չնայած գազի քանակությունը մնում է նույնը: Այսպիսով, համեմատության մեջ կլիմայական պայմաններըերկու մոլորակների միջև ավելի ճիշտ կլինի խոսել խտության, քան ճնշման մասին:
Մենք շատ լավ հասկանում ենք այս սկզբունքը՝ վերլուծելով Torricelli բարոմետրի աշխատանքը՝ առաջին գործիքը, որը չափում էր երկրագնդի մթնոլորտային ճնշումը։ Եթե մի կողմից լցնենք սնդիկի փակ խողովակը և ուղղահայաց տեղադրենք բաց ծայրով, որը նույնպես ընկղմված է սնդիկով լցված տանկի մեջ, դուք կնկատեք ծղոտի վերևում վակուումային խցիկի ձևավորումը: Տորիչելլին փաստորեն նշել է, որ ծղոտի մեջ առկա արտաքին ճնշումը պետք է ապահովեր սնդիկի սյունը մոտ 76 սմ բարձրությամբ: Հաշվելով սնդիկի հատուկ արտադրանքը, Երկրի ձգողականությունը և սնդիկի սյունակի բարձրությունը, կարելի է հաշվարկել վերը նշված քաշը: մթնոլորտը.
Վիքիպեդիայից՝ http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Իր ժամանակի համար փայլուն այս համակարգը, սակայն, ունի խիստ սահմանափակումներ, երբ օգտագործվում է «Երկրի վրա»։ Փաստորեն, որպես իրական ձգողականություն բանաձևի երեք գործոններից երկուսում, գրավիտացիայի ցանկացած տարբերություն առաջացնում է բարոմետրի արձագանքի քառակուսի տարբերություն, այնուհետև օդի նույն սյունակը մոլորակի վրա, որն ունի սկզբնական ձգողության 1/3-ը: , բարոմետրի համար կարտադրի Torricelli, սկզբնական արժեքի 1/9 ճնշման տակ:
Ակնհայտ է, որ բացի գործիքային արտեֆակտներից, փաստը մնում է փաստ. օդի նույն սյունը կունենա կշիռ, որը համաչափ է մոլորակների ձգողությանը, որոնց վրա ժամանակ առ ժամանակ մենք կունենանք այն, ուստի պարզապես բարոմետրիկ ճնշումը խտության բացարձակ չափանիշ չէ:
Այս էֆեկտը համակարգված կերպով անտեսվում է Մարսի մթնոլորտի վերլուծություններում: Մենք հեշտությամբ խոսում ենք hPa-ի ճնշման մասին և ուղղակիորեն գործ ունենք Երկրի հետ՝ ամբողջովին անտեսելով hPa-ի ճնշումը, այն է, որ Մարսի վրա ձգողականությունը մոտ 1/3 է, քան երկրայինը (38%) ճշտությամբ: Նույն սխալները, որոնք դուք անում եք, երբ նայում եք ջրի գծապատկերների դեմքերին, ցույց տալու համար, որ Մարսի վրա ջուրը հեղուկ վիճակում չի կարող գոյություն ունենալ: Մասնավորապես, Երկրի վրա ջրի եռակի կետը 6,1 հՊա է, բայց Մարսի վրա, որտեղ ձգողականությունը 38% է, քան երկրինը: Եթե դուք դա անում եք hPa-ով, ապա դա կլինի բացարձակապես 6,1, բայց 2,318 հՊա (Չնայած բարոմետրը, Տորիչելին կկազմի նշան 0,88 hPa): Այս վերլուծությունը, սակայն, միշտ, իմ կարծիքով, խարդախությամբ, սիստեմատիկորեն խուսափել է, վերականգնելով նշումը նույն հիմնական արժեքներին: Մարսի մթնոլորտային ճնշման նույն ցուցանիշը 5-7 հ.պա. երկրի ձգողականությունըկամ Մարս.
Իրականում Մարսի վրա 7 հՊա-ն պետք է ունենա գազի խտություն երկրագնդի վրա, որը կկազմի մոտ 18,4 հՊա: Դա բացարձակապես հնարավոր է խուսափել ժամանակակից հետազոտություն, Եկեք ասենք 60-ի երկրորդ կեսին Հաջորդը, մինչդեռ նախկինում խստորեն նշվում էր, որ ճնշումը երկրի մեկ տասներորդն է, բայց 1/3 խտությամբ: Զուտ գիտական տեսանկյունից դիտարկվել է օդի սյունակի իրական քաշը, ինչը հանգեցրել է գետնի վրա նրա իրական քաշի 1/3-ին, սակայն իրականում խտությունը համեմատելի է երկրի խտության 1/3-ի հետ։ . Ինչպե՞ս է ստացվում, որ վերջին ուսումնասիրություններում կա այս տարբերությունը:
Գուցե այն պատճառով, որ ավելի հեշտ է խոսել ջրի հեղուկ փուլը պահելու անհնարինության մասին։
Այս թեզի համար կան այլ հուշումներ. յուրաքանչյուր մթնոլորտ իրականում առաջացնում է լույսի ցրում (ցրում) հիմնականում կապույտ գույնով, ինչը նույնիսկ Մարսի դեպքում կարելի է հեշտությամբ վերլուծել: Թեև Մարսի մթնոլորտը փոշու մի փունջ է՝ այն կարմրելու համար, սակայն Մարսի համայնապատկերի կապույտ գույնի բաղադրիչն առանձնացնելով՝ կարող եք պատկերացում կազմել Մարսի մթնոլորտի խտության մասին։ Եթե համեմատենք երկրագնդի երկինքը տարբեր բարձրությունների վրա արված պատկերների հետ, այնուհետև խտության տարբեր աստիճաններով, ապա կհասկանանք, որ անվանական չափը, որում մենք պետք է գտնենք 7 հՊա, այսինքն. 35.000 մ, երկինքը ամբողջովին սև է, Salvo տոնավաճառի հորիզոնը մի խումբ է, որտեղ իրականում մենք դեռ կարող ենք տեսնել մեր մթնոլորտի շերտերը:
Ձախ՝ Մարսի լանդշաֆտի կադրերը, որոնք արվել են Pathfinder զոնդի կողմից 1999 թվականի հունիսի 22-ին: Աղբյուրը՝ http://photojournal.JPL: nasa.gov/catalog/PIA01546 աջ. կողքին կապույտ ալիքի պատկեր; Ուշադրություն դարձրեք երկնքի ինտենսիվությանը:
Ձախ՝ Սիդնեյ - Հարավարևելյան Ավստրալիայի քաղաք, Նոր Հարավային Ուելսի մայրաքաղաք, 6 մ. Աջ. Կապույտ ալիքը մոտենում է:
Ձախ՝ Սիդնեյ, բայց միշտ ավազի փոթորկի ժամանակ: Աջ՝ կապույտ ալիքը մոտ է; ինչպես տեսնում եք, կախված փոշին նվազեցնում է երկնքի պայծառությունը, այլ ոչ թե ավելացնում այն, հակառակ այն, ինչ պնդում են NASA Mars-ի դեպքում:
Ակնհայտ է, որ կապույտ շերտով զտված Մարսի երկնքի լուսանկարները շատ ավելի պայծառ են, գրեթե համեմատելի են Էվերեստ լեռան վրա արված նկարների հետ՝ 9000 մ-ից մի փոքր պակաս, որտեղ կարելի է նայել, եթե մթնոլորտային ճնշումը ծովի մակարդակից 1/3 նորմալ է: ճնշում.
Մարսի մթնոլորտի խտության ավելի մեծ օգուտի մեկ այլ ապացույց, քան հայտարարվածը, ներկայացրեց Սատանաների փոշու երևույթը: Այս «մինի տորնադոները» ունակ են ավազի սյուներ բարձրացնել մինչև մի քանի կիլոմետր; Բայց ինչպե՞ս է դա հնարավոր։
ՆԱՍԱ-ն ինքը փորձեց նմանակել դրանք, վակուումային խցիկում, նմանակելով Մարսի ճնշումը 7 հՊա, և նրանք ի վիճակի չէին նմանակել երևույթները, եթե ճնշումը չբարձրացներ առնվազն 11 անգամ: Նախնական ճնշումը, նույնիսկ շատ հզոր օդափոխիչ օգտագործելիս, ոչինչ չէր կարող բարձրացնել:
Իրականում, 7 GPa-ն իսկապես պարզ է, հաշվի առնելով այն փաստը, որ ծովի մակարդակից բարձրանալուց բացի, այն արագորեն նվազում է կոտորակային արժեքների համար. բայց հետո բոլոր երեւույթները դիտվում են Օլիմպոս լեռան մոտ, ինչը նշանակում է 17 կմ բարձրություն, ինչպես կարող է դա լինել:
Հեռադիտակային դիտարկումներից հայտնի է, որ Մարսը շատ ակտիվ մթնոլորտ ունի, հատկապես ամպերի և մառախուղների, ոչ միայն ավազային փոթորիկների առաջացման հետ կապված։ Մարսի դիտումները աստղադիտակի միջոցով իրականում, կապույտ լույսի ֆիլտրի տեղադրումը, դուք կարող եք ընդգծել այս բոլոր մթնոլորտային երևույթները, հեռու է աննշան լինելուց: Առավոտյան և երեկոյան մառախուղը, օրոգրաֆիկ ամպերը, բևեռային ամպերը միշտ դիտվել են միջին մեդիա հզորությամբ աստղադիտակում: Յուրաքանչյուրը կարող է, օրինակ, սովորական գրաֆիկական ծրագրով առանձնացնել երեք կարմիր մակարդակ՝ կանաչ, Կապույտ գույնՄարսի պատկերները և ստուգեք, թե ինչպես է այն աշխատում: Կարմիր ալիքին համապատասխան պատկերը մեզ կտա լավ տեղագրական քարտեզ, մինչդեռ կապույտ ալիքը ցույց կտա բևեռային սառցե գլխարկներն ու ամպերը: Դա հեշտ է անել ինչպես փոքր աստղադիտակներով, այնպես էլ տիեզերական աստղադիտակի պատկերների վրա: Բացի այդ, տիեզերական աստղադիտակից արված նկարներում դուք նկատում եք մթնոլորտի հետևանքով առաջացած կապույտ եզրագիծ, որն այնուհետև հայտնվում է կապույտ և ոչ կարմիր, ինչպես ցույց է տրված պատկերի գտնվելու վայրում:
Մարսի բնորոշ պատկերներ, որոնք արվել են Hubble տիեզերական աստղադիտակով: Աղբյուր՝ http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Կարմիր ալիք (ձախ), կանաչ ալիք (կենտրոն) և կապույտ ալիք (աջ); Ուշադրություն դարձրեք հասարակածային ամպին:
Մեկ այլ հետաքրքիր կետ է բևեռային հանքավայրերի վերլուծությունը. Անհնար է որոշել, որ բևեռային նստվածքները սեզոնային տարբերվում են մոտավորապես 1,5 մետրով Հյուսիսային բևեռում և 2,5 մետրով հարավային բևեռում, իսկ բնակչության միջին խտությունը այդ պահին առավելագույն բարձրությունը կազմում է մոտավորապես 0,5 գ/ սմ 3.
Այս դեպքում CO 2-ում 1 մմ ձյան խտությունը առաջացնում է 0,04903325 հՊա ճնշում; Այժմ, եթե նույնիսկ ենթադրենք, որ վերը նշված Մարսի ամենալավատեսական ճնշումը 18,4 հՊա է, անտեսելով այն փաստը, որ CO 2-ը ներկայացնում է Մարսի մթնոլորտի 95%-ը և ոչ 100%-ը, եթե մենք ունենայինք ամբողջ մթնոլորտի կոնդենսասիմոն երկրի վրա, կստանար 37,5 սմ շերտ: հաստ!
Մյուս կողմից, 1,5 ֆուտ ածխածնի երկօքսիդի ձյունը 0,5 գ/սմ3 խտությամբ առաջացնում է 73,5 հՊա ճնշում և 2,5 մետր՝ 122,6 հՊա-ի փոխարեն:
Մակերեւութային մթնոլորտային ճնշման ժամանակային էվոլյուցիան գրանցել է երկու վիկինգ 1 և 2 (Վիկինգ Լանդեր 1 Նա վայրէջք է կատարել Քրիսի տիեզերքում 22,48° n, 49,97° W, միջինից 1,5 կմ ցածր: Վիկինգ Լանդեր 2 Նա վայրէջք է կատարել Ուտոպիա տիեզերքում 47,97° n , 225: ° W, միջինից 3 կմ ցածր) Մարսի առաքելության առաջին երեք տարիների ընթացքում. 1-ին տարին (կետեր), 2-րդ տարին (հաստ գիծ) և 3-րդ տարին (հատված գիծ) տեղավորվում են նույն սյունակում: Tillman աղբյուրը և հյուրը (1987) (Տե՛ս նաև Tillman 1989):
Հաշվի առեք նաև, որ եթե սեզոնային չոր սառույցի զանգվածը նման է երկու կիսագնդերի միջև, չպետք է առաջացնի գլոբալ մթնոլորտային ճնշման սեզոնային տատանումներ, քանի որ բևեռային գլխարկի քայքայումը միշտ կփոխհատուցվի մյուս կիսագնդի հատակին խտացմամբ:
Բայց մենք գիտենք, որ Մարսի ուղեծրի հարթեցումը ստեղծում է գրեթե 20°C տարբերություն երկու կիսագնդերի միջին ջերմաստիճանում, վերևից մինչև 30°C՝ նպաստելով -30° ~ լայնության: Հիշեք, որ 7 GPa CO 2 ICES-ը 123 °c է (~ 150 °K), մինչդեռ 18,4 hPa ( ճիշտ արժեքըՄարսի ձգողության համար) ICES-ը մինչև ~-116°C (~157° K):
Մարիներ 9 առաքելության կողմից հավաքագրված տվյալների համեմատությունը ձորային գարնան ընթացքում (Ls = 43 – 54°): Ցուցադրվում է IRIS-ի փորձով հայտնաբերված ջերմաստիճանից բարձր (Քելվինում) գրաֆիկի հոծ գծով: Կետավոր կորերը ցույց են տալիս տեղային քամիները (մ վ-1-ով), ինչպես բխում է ջերմային հավասարակշռությունքամին (Pollack et 1981): Միջին գրաֆիկը ցույց է տալիս սիմուլյացիոն ջերմաստիճանը (K) նույն սեզոնի համար, մինչդեռ ներքևի գրաֆիկը ներկայացնում է սիմուլյացիոն քամիները (m s-1): Աղբյուր՝ «Օդերեւութաբանական փոփոխականություն և տարեկան մակերեսային ճնշման ցիկլ Մարսի վրա» Ֆրեդերիկ Հուրդեն, Լե Վան Ֆու, Ֆրանսուա Ֆորջ, Օլիվյե Տալագրանդ (1993)
Ըստ Mariner 9-ի, միայն Հարավային բևեռում ենք մենք գտնում եղանակային անհրաժեշտ պայմանները, չնայած երկրագնդի հետ կապված գլոբալ տեսախցիկի (MGS) վնասների համաձայն, երկու կիսագնդերում էլ հնարավոր է առկայություն:
Հողի նվազագույն ջերմաստիճանը Մարսի Ցելսիուսի աստիճաններով՝ վերցված Մարսի գլոբալ տեսախցիկի (MGS) ջերմային սպեկտրոմետրից (TES): Հորիզոնական և ուղղահայաց լայնություններում Արեգակի երկայնությունը (Ls): Աղյուսակի կապույտ հատվածը ցույց է տալիս նվազագույն ջերմաստիճանը, միջին տարեկան առավելագույնը և միշտ հղում կատարելով օրական նվազագույն ջերմաստիճաններին:
Այնուհետև, ամփոփելով, մթնոլորտը կարծես հասնում է նվազագույն ջերմաստիճանի -123 ° C զրոյական -132 ° C; Ես նշում եմ, որ -132°2-ի դեպքում ճնշումը չպետք է գերազանցի 1,4 ԳՊա առանց սառույցի:
Ածխածնի երկօքսիդի գոլորշու ճնշման գրաֆիկ; Ի թիվս այս գրաֆիկի այլ օգտակարության, դուք կարող եք որոշել այն առավելագույն ճնշումը, որը CO2-ը կարող է հասնել մինչև խտանալը (այս դեպքում սառույցի վրա) տվյալ ջերմաստիճանում:
Բայց վերադառնանք սեզոնային բևեռային հանքավայրերին. ինչպես տեսանք, գոնե գիշերը, 60° լայնության վրա, թվում է, որ պայմաններ կան չոր սառույցի ձևավորման համար, բայց իրականում ի՞նչ է տեղի ունենում բևեռային գիշերվա ընթացքում:
Սկսենք երկու բոլորովին տարբեր վիճակներից՝ խտացում մակերևույթից՝ օդի զանգվածը սառեցնելու համար, կամ «սառը»։
Առաջին դեպքում, ենթադրենք, որ հողի ջերմաստիճանը ընկնում է ածխածնի երկօքսիդի սառեցման սահմանից ցածր; հողը կսկսի ավելի ու ավելի շատ ծածկվել սառույցի շերտով, քանի դեռ այստեղ սառույցի պատճառած ջերմամեկուսացումը բավարար կլինի գործընթացը դադարեցնելու համար։ Չոր սառույցի դեպքում, լինելով լավ ջերմամեկուսիչ, այն ուղղակի շատ փոքր է, ուստի այս երևույթն ինքնին այնքան արդյունավետ չէ, որ արդարացնի նկատվող սառույցի կուտակումը։ Որպես դրա ապացույց Հյուսիսային բևեռին և Հարավային բևեռպատկանում է ռեկորդային -132°C-ին, որտեղ նվազագույնը -130°C է (Ըստ TES MGS-ի)։ Ինձ նաև հետաքրքրում է Մարսի ուղեծրից -132°c-ի հուսալի հայտնաբերումը և սպեկտրոսկոպիկ ուղին, քանի որ այս ջերմաստիճանում հողն ինքնին պետք է ծածկված լինի խտացման գործընթացից:
Երկրորդ դեպքում, եթե օդի զանգվածը (այս դեպքում՝ CO 2 գրեթե մաքուր) հասնում է ցողի կետին, հենց որ ջերմաստիճանը իջնի, նրա ճնշումը չի գերազանցում այդ գազի համար «գոլորշիների ճնշման» սահմանված սահմանը այդ ջերմաստիճանում։ , առաջացնելով անհապաղ զանգվածային կոնդենսացիա, հողի վրա ավելցուկային գազ: Իրականում այս գործընթացի արդյունավետությունն իսկապես դրամատիկ է. Եթե մենք նմանակենք նմանատիպ իրադարձություն Մարսի վրա, ապա պետք է հաշվի առնենք նաև իրադարձությունների շղթան, որը կստեղծի:
Մենք իջեցնում ենք Հարավային բևեռի ջերմաստիճանը, օրինակ մինչև -130 ° C, նախնական ճնշումը 7 հՊա է; ժամանման ճնշումը պետք է լինի ~ 2 ԳՊա, ինչը կառաջացնի ձյան տեղումներ չոր սառույցի ~ 50 սմ հաստությամբ (0,1 Գայ/սմ 2) Եթե սեղմվում է 0,5 Գայ/սմ 2 համընկնում ~ 10 սմ հաստությամբ: Իհարկե, նման ճնշման տարբերությունը անմիջապես կլինի շրջակա տարածքների օդը, հարևան տարածքների ցածր (շղթայական) ճնշման և ջերմաստիճանի ազդեցությամբ, բայց խտացման ներդրումն ամբողջությամբ ձյան մեջ է: Գործընթացը ինքնին նույնպես հակված է ջերմային էներգիա (այնուհետև ջերմաստիճանի բարձրացում) միևնույն ժամանակ, բայց եթե ջերմաստիճանը մնա -130 ° C, ապա խտացման գործընթացը կդադարի միայն այն ժամանակ, երբ բոլոր մոլորակները հասնեն 2 հՊա հավասարակշռության ճնշմանը:
Այս փոքր սիմուլյացիան օգտագործվում է նվազագույն ջերմաստիճանների և բարոմետրիկ ճնշման փոփոխությունների միջև կապը հասկանալու համար՝ բացատրելով, թե ինչու են նվազագույն ջերմաստիճանը և ճնշումը փոխկապակցված: Ներկայացված բարոմետրիկ ճնշման գրաֆիկներից, որոնք գրանցված են երկու Viking Landers-ի կողմից, մենք գիտենք, որ Viking 1-ի համար ճնշումը տատանվում է նվազագույնը 6,8 hPa-ից մինչև առավելագույնը 9,0 hPa, 7,9 միջին արժեքով: Vikings 2-ի համար ընդունելի արժեքները 7.4 HPA-ից են 10.1 GPa-ից՝ միջինը 8.75 hPa-ով: Մենք նաև գիտենք, որ VL 1 Նա վայրէջք է կատարել 1,5 կմ և VL 2 3 կմ, երկուսն էլ տակ միջին մակարդակՄարս. Հաշվի առնելով, որ Մարսի միջին մակարդակը 6,1 հՊա է (առաջանում է ջրի եռակի կետից), եթե միջինից բարձր արժեքները չափենք 6,1 հՊա, ապա երկուսն էլ տատանվում են 5,2 ± 0,05 հՊա-ից պակաս և առավելագույնը՝ 7։ ± 0,05 հՊա: Մինչդեռ նվազագույն արժեքը 5,2 ԳՊա է, ցածր ջերմաստիճանը, մենք ստանում ենք ~-125°C (~148° K)՝ արդեն իսկ հստակ անհամաձայնություն ունենալով ձեր տվյալների հետ: Այժմ, մինչ ճնշման անկումը 7 HPA-ից մինչև 5,2 HPA նստում է 18,4 սմ հաստությամբ (0,1 Gy/cm 2), եթե սեղմվում է 0,5 Gy/cm 2-ում, համընկնում է ~ 3,7 սմ հաստության վրա, և որ հարավային բևեռային գլխարկի մակերեսը ~ 1 է: / 20 Մարսի ընդհանուր մակերեսը (միանշանակ մոտենում է լռելյայնին), 3,7 սմ X 20 = 74 սմ, Սա շատ ավելի փոքր արժեք է հայտնաբերված բևեռային նստվածքներում:
Հետևաբար, ակնհայտ հակասություն կա ջերմային տվյալների և եղանակային տվյալների միջև, եթե մեկը մյուսին չի աջակցում: Նման ցածր ջերմաստիճանը կհանգեցնի ճնշման ուժեղ տատանումների (նույնիսկ օրվա և գիշերվա միջև) կամ նույնիսկ ավելի ցածր ընդհանուր ճնշման: Մյուս կողմից, սակայն, 7-ը բացարձակապես բավարար չէ Devils Dust-ի անվանական HPA-ի, ջրհորների, լուսամփոփների տարածման կամ անցողիկ բևեռային նստվածքների մեծության համար, որոնք դուք ավելի լավ բացատրեցիք 7 hPa մթնոլորտային ճնշումից բարձր:
Առայժմ միայն ածխաթթու գազի հետ կապված ասպեկտները համարվում են մթնոլորտի հիմնական բաղադրիչ (~95%); Բայց եթե այս վերլուծության մեջ ներմուծենք նույնիսկ ջուր, ապա 7 GPa նշումը դառնում է բոլորովին ծիծաղելի:
Օրինակ, հեղուկ ջրի հոսքի հետևանքով թողնված հետքերը (տես Նյուտոնի խառնարանը), որտեղ ջուրը պետք է լինի միայն գոլորշու վիճակում, ենթարկվի շատ ցածր ճնշման և մինչև 27 ° C ջերմաստիճանի:
Նման իրավիճակում կարելի է վստահորեն ասել, որ ճնշումը (ցամաքային պայմաններում) չի կարող 35 հՊա-ից պակաս լինել։
Յուրաքանչյուր մոլորակ տարբերվում է մնացածից մի քանի առումներով: Մարդիկ գտնված մյուս մոլորակները համեմատում են իրենց լավ ծանոթ մոլորակների հետ, բայց ոչ կատարյալ, - սա Երկիր մոլորակն է։ Ի վերջո, սա տրամաբանական է, կյանքը կարող է հայտնվել մեր մոլորակի վրա, ինչը նշանակում է, որ եթե դուք փնտրում եք մեր մոլորակին նման, ապա այնտեղ նույնպես հնարավոր կլինի կյանք գտնել։ Այս համեմատությունների պատճառով մոլորակներն ունեն իրենց սեփականը տարբերակիչ հատկանիշներ. Օրինակ՝ Սատուրնը ունի գեղեցիկ օղակներ, որոնց պատճառով Սատուրնին ամենաշատն են անվանում գեղեցիկ մոլորակԱրեգակնային համակարգ. Յուպիտերի մեծ մասը մեծ մոլորակմեջ Արեգակնային համակարգև Յուպիտերի այս հատկանիշը: Այսպիսով, որո՞նք են Մարսի առանձնահատկությունները: Այս հոդվածը հենց այս մասին է։
Մարսը, ինչպես Արեգակնային համակարգի շատ այլ մոլորակներ, ունի արբանյակներ։ Մարսն ունի երկու արբանյակ՝ Ֆոբոսը և Դեյմոսը։ Արբանյակներն իրենց անունները ստացել են հույներից: Ֆոբոսը և Դեյմոսը Արեսի (Մարսի) որդիներն էին և միշտ մոտ էին իրենց հորը, ինչպես այս երկու արբանյակները միշտ մոտ են Մարսին։ Թարգմանության մեջ «Ֆոբոս» նշանակում է «վախ», իսկ «Դեյմոս» նշանակում է «սարսափ»։
Ֆոբոսը արբանյակ է, որի ուղեծիրը շատ մոտ է մոլորակին: Այն մոլորակին ամենամոտ արբանյակն է ամբողջ Արեգակնային համակարգում։ Մարսի մակերևույթից մինչև Ֆոբոս հեռավորությունը 9380 կիլոմետր է։ Արբանյակը պտտվում է Մարսի շուրջը 7 ժամ 40 րոպե հաճախականությամբ։ Ստացվում է, որ Ֆոբոսին հաջողվում է երեք և մի քանի պտույտ կատարել Մարսի շուրջ, մինչդեռ Մարսն ինքը մեկ պտույտ է կատարում իր առանցքի շուրջ։
Դեյմոսը Արեգակնային համակարգի ամենափոքր արբանյակն է։ Արբանյակի չափսերն են՝ 15x12,4x10,8 կմ։ Իսկ արբանյակից մոլորակի մակերես հեռավորությունը 23450 հազար կմ է։ Մարսի շուրջ Դեյմոսի պտույտի ժամանակաշրջանը 30 ժամ 20 րոպե է, ինչը մի փոքր ավելի է, քան մոլորակին անհրաժեշտ ժամանակն իր առանցքի շուրջ պտտվելու համար։ Եթե դուք Մարսի վրա եք, ապա Ֆոբոսը կբարձրանա արևմուտքից և կմտնի արևելք, մինչդեռ օրական երեք պտույտ կկատարի, իսկ Դեյմոսը, ընդհակառակը, կբարձրանա արևելքից և կմտնի արևմուտք, մինչդեռ շուրջը միայն մեկ պտույտ կկատարի: մոլորակը.
Մարսի և նրա մթնոլորտի առանձնահատկությունները
Մարսի հիմնական առանձնահատկություններից մեկն այն է, որ այն ստեղծվել է։ Մարսի վրա մթնոլորտը շատ հետաքրքիր է. Այժմ Մարսի վրա մթնոլորտը շատ հազվադեպ է, հնարավոր է, որ ապագայում Մարսն ամբողջությամբ կորցնի իր մթնոլորտը։ Մարսի մթնոլորտի առանձնահատկությունն այն է, որ ժամանակին Մարսն ուներ նույն մթնոլորտն ու օդը, ինչ մեր հայրենի մոլորակում: Բայց էվոլյուցիայի ընթացքում Կարմիր մոլորակը կորցրեց գրեթե ողջ մթնոլորտը: Այժմ Կարմիր մոլորակի մթնոլորտի ճնշումը կազմում է մեր մոլորակի ճնշման ընդամենը 1%-ը։ Մարսի մթնոլորտի առանձնահատկությունն այն է, որ նույնիսկ Երկրի նկատմամբ մոլորակի երեք անգամ պակաս ձգողականության դեպքում Մարսը կարող է հսկայական փոշու փոթորիկներ բարձրացնել՝ օդ բարձրացնելով տոննաներով ավազ և հող: Փոշու փոթորիկները արդեն մեկ անգամ չէ, որ փչացրել են մեր աստղագետների նյարդերը, քանի որ փոշու փոթորիկները շատ ծավալուն են, ուստի Մարսի դիտարկումը Երկրից անհնար է դառնում: Երբեմն նման փոթորիկները կարող են նույնիսկ ամիսներ շարունակվել, ինչը մեծապես փչացնում է մոլորակի ուսումնասիրության գործընթացը։ Սակայն Մարս մոլորակի հետախուզումն այսքանով չի դադարում: Մարսի մակերեսին կան ռոբոտներ, որոնք չեն կանգնեցնում մոլորակի ուսումնասիրության գործընթացը։
Մարս մոլորակի մթնոլորտային առանձնահատկությունները նաև նրանում են, որ հերքվել են գիտնականների ենթադրությունները Մարսի երկնքի գույնի մասին։ Գիտնականները կարծում էին, որ Մարսի երկինքը պետք է սև լինի, սակայն արված նկարները տիեզերակայանմոլորակից հերքեց այս տեսությունը: Մարսի երկինքը ամենևին էլ սև չէ, այն վարդագույն է՝ շնորհիվ օդում գտնվող ավազի և փոշու մասնիկների, որոնք կլանում են արևի լույսի 40%-ը, ինչի շնորհիվ էլ ստեղծվում է Մարսի վրա վարդագույն երկնքի ազդեցությունը։
Մարսի ջերմաստիճանի առանձնահատկությունները
Մարսի ջերմաստիճանի չափումները սկսվել են համեմատաբար վաղուց։ Ամեն ինչ սկսվեց Լամպլենդի չափումներից 1922 թ. Այնուհետև չափումները ցույց տվեցին, որ Մարսի միջին ջերմաստիճանը -28º C է: Հետագայում՝ 50-60-ական թվականներին, որոշակի գիտելիքներ են կուտակվել մոլորակի ջերմաստիճանային ռեժիմի մասին, որոնք իրականացվել են 20-60-ական թվականներին: Այս չափումներից պարզվում է, որ ցերեկային ժամերին մոլորակի հասարակածում ջերմաստիճանը կարող է հասնել +27ºC, իսկ երեկոյան այն կնվազի մինչև զրոյի, իսկ առավոտը կդառնա -50ºC: Ջերմաստիճանը բևեռներում տատանվում է +10ºC-ից: C՝ բևեռային օրվա ընթացքում, իսկ բևեռային գիշերը՝ շատ ցածր ջերմաստիճանի:
Մարսի ռելիեֆի առանձնահատկությունները
Մարսի մակերեսը, ինչպես և այլ մոլորակներ, որոնք չունեն մթնոլորտ, սպիված է տարբեր հարվածային խառնարաններից։ տիեզերական օբյեկտներ. Խառնարաններն ունեն փոքր չափսեր (տրամագիծը 5 կմ) և մեծ (տրամագիծը՝ 50-70 կմ)։ Իր մթնոլորտի բացակայության պատճառով Մարսը ենթարկվել է երկնաքարային հեղեղումների։ Բայց մոլորակի մակերեսը պարունակում է ոչ միայն խառնարաններ։ Նախկինում մարդիկ հավատում էին, որ Մարսի վրա երբեք ջուր չի եղել, սակայն մոլորակի մակերեսի դիտարկումներն այլ պատմություն են պատմում: Մարսի մակերեսն ունի ջրանցքներ և նույնիսկ փոքր իջվածքներ, որոնք հիշեցնում են ջրային հանքավայրերը: Սա խոսում է այն մասին, որ Մարսի վրա ջուր է եղել, բայց շատ պատճառներով այն անհետացել է: Հիմա դժվար է ասել, թե ինչ է պետք անել, որպեսզի Մարսի վրա ջուրը նորից հայտնվի, և մենք կարողանանք դիտարկել մոլորակի հարությունը։
Կարմիր մոլորակի վրա կան նաև հրաբուխներ։ Ամենահայտնի հրաբուխը Օլիմպոս լեռն է: Այս հրաբուխը հայտնի է բոլոր նրանց, ովքեր հետաքրքրված են Մարսով։ Այս հրաբուխը ամենամեծ բլուրն է ոչ միայն Մարսի վրա, այլև Արեգակնային համակարգում, սա այս մոլորակի ևս մեկ առանձնահատկություն է։ Եթե կանգնեք Օլիմպոս լեռան ստորոտին, ապա անհնար կլինի տեսնել այս հրաբխի եզրը։ Այս հրաբուխն այնքան մեծ է, որ նրա ծայրերը դուրս են գալիս հորիզոնից և թվում է, թե Օլիմպոսն անվերջ է:
Մարսի մագնիսական դաշտի առանձնահատկությունները
Սա հավանաբար վերջինն է հետաքրքիր առանձնահատկությունայս մոլորակը. Մագնիսական դաշտը մոլորակի պաշտպանն է, որը վանում է ամեն ինչ էլեկտրական լիցքերշարժվելով դեպի մոլորակ և վանում է նրանց սկզբնական հետագծից: Մագնիսական դաշտը լիովին կախված է մոլորակի միջուկից։ Մարսի միջուկը գրեթե անշարժ է, ուստի մոլորակի մագնիսական դաշտը շատ թույլ է: Մագնիսական դաշտի գործողությունը շատ հետաքրքիր է, այն գլոբալ չէ, ինչպես մեր մոլորակում, այլ ունի գոտիներ, որոնցում այն ավելի ակտիվ է, իսկ մյուս գոտիներում կարող է ընդհանրապես չլինել։
Այսպիսով, մեզ այնքան սովորական թվացող մոլորակն ունի իր առանձնահատկությունների մի ամբողջ շարք, որոնցից մի քանիսը առաջատար են մեր արեգակնային համակարգում: Մարսն այնքան էլ պարզ մոլորակ չէ, որքան դուք կարող եք առաջին հայացքից մտածել:
Մարսի մթնոլորտը Երկրի մթնոլորտի 1%-ից քիչ է, ուստի այն չի պաշտպանում մոլորակը արեգակնային ճառագայթումից և ջերմություն չի պահում մակերեսի վրա։ Դա նկարագրելու ամենակարճ ճանապարհն է, բայց եկեք ավելի սերտ նայենք դրան:
Մարսի մթնոլորտը հայտնաբերվել է նույնիսկ մոլորակ ավտոմատ միջմոլորակային կայանների թռիչքից առաջ։ Շնորհիվ մոլորակի հակադրությունների, որոնք տեղի են ունենում երեք տարին մեկ անգամ և սպեկտրային վերլուծության շնորհիվ, աստղագետները արդեն 19-րդ դարում գիտեին, որ այն ունի շատ միատարր բաղադրություն, որի ավելի քան 95% -ը CO2 է:
Մարսի երկնքի գույնը Viking Lander 1 վայրէջքից: 1742 թ.-ին (մարսի օր) փոշու փոթորիկ է երևում:
20-րդ դարում միջմոլորակային զոնդերի շնորհիվ մենք իմացանք, որ Մարսի մթնոլորտը և նրա ջերմաստիճանը խիստ փոխկապակցված են, քանի որ երկաթի օքսիդի ամենափոքր մասնիկների տեղափոխման պատճառով առաջանում են հսկայական փոշու փոթորիկներ, որոնք կարող են ծածկել մոլորակի կեսը, բարձրացնելով. նրա ջերմաստիճանը ճանապարհին:
Մոտավոր կազմը
Մոլորակի գազային ծածկույթը բաղկացած է 95% ածխածնի երկօքսիդից, 3% ազոտից, 1,6% արգոնից և թթվածնի, ջրային գոլորշու և այլ գազերի հետքերից։ Բացի այդ, այն շատ մեծ քանակությամբ լցված է փոշու մանր մասնիկներով (հիմնականում երկաթի օքսիդ), որոնք տալիս են կարմրավուն երանգ։ Երկաթի օքսիդի մասնիկների մասին տեղեկատվության շնորհիվ ամենևին էլ դժվար չէ պատասխանել այն հարցին, թե ինչ գույն ունի մթնոլորտը։
Ածխաթթու գազ
Մութ ավազաթումբները սառած ածխաթթու գազի սուբլիմացիայի արդյունք են, որը գարնանը հալվելով դուրս է եկել հազվագյուտ մթնոլորտ՝ թողնելով նման հետքեր։
Ինչու՞ է կարմիր մոլորակի մթնոլորտը կազմված ածխաթթու գազից: Մոլորակը միլիարդավոր տարիներ չի ունեցել թիթեղների տեկտոնիկա: Թիթեղների շարժման բացակայությունը թույլ է տվել հրաբխային թեժ կետերին միլիոնավոր տարիներ շարունակ մագմա արտանետել մակերես: Ածխածնի երկօքսիդը նույնպես ժայթքման արդյունք է և միակ գազն է, որն անընդհատ լրացնում է մթնոլորտը, իրականում դա իրականում դրա գոյության միակ պատճառն է: Բացի այդ, մոլորակը կորցրեց իր մագնիսական դաշտը, ինչը նպաստեց նրան, որ ավելի թեթև գազերը տարվեցին արևային քամու միջոցով: Շարունակական ժայթքումների պատճառով առաջացել են բազմաթիվ մեծ հրաբխային լեռներ։ Օլիմպոս լեռը արեգակնային համակարգի ամենամեծ լեռն է։
Գիտնականները կարծում են, որ Մարսը կորցրել է իր ողջ մթնոլորտը այն պատճառով, որ կորցրել է իր մագնիսոլորտը մոտ 4 միլիարդ տարի առաջ: Ժամանակին մոլորակի գազային ծածկույթն ավելի խիտ էր, և մագնիտոսֆերան պաշտպանում էր մոլորակը արևային քամուց: Արեգակնային քամին, մթնոլորտը և մագնիսոլորտը խիստ փոխկապակցված են: Արեգակնային մասնիկները փոխազդում են իոնոլորտի հետ և տանում են մոլեկուլները դրանից՝ նվազեցնելով խտությունը։ Սա է այն հարցի պատասխանը, թե ուր է գնացել մթնոլորտը։ Այս իոնացված մասնիկները հայտնաբերվել են տիեզերանավի կողմից Մարսի հետևում գտնվող տարածության մեջ: Սա հանգեցնում է միջին ճնշման 600 Պա մակերեսի վրա, համեմատած Երկրի վրա միջին ճնշման 101,300 Pa-ի հետ:
Մեթան
Համեմատաբար վերջերս մեթանի համեմատաբար մեծ քանակություն է հայտնաբերվել։ Այս անսպասելի բացահայտումը ցույց տվեց, որ մթնոլորտը պարունակում է 30 մաս մեկ միլիարդ մեթան: Այս գազը գալիս է մոլորակի տարբեր շրջաններից։ Տվյալները հուշում են, որ մեթանի երկու հիմնական աղբյուր կա.
Մայրամուտը, երկնքի կապույտ գույնը մասամբ պայմանավորված է մեթանի առկայությամբ
Ենթադրվում է, որ Մարսը տարեկան արտադրում է մոտ 270 տոննա մեթան։ Համաձայն մոլորակի պայմանների՝ մեթանը ոչնչացվում է արագ՝ մոտ 6 ամսում։ Որպեսզի մեթանը գոյություն ունենա հայտնաբերվող քանակով, մակերեսի տակ պետք է լինեն ակտիվ աղբյուրներ: Հրաբխային ակտիվությունը և սերպենտինացումը մեթանի առաջացման ամենահավանական պատճառներն են:
Ի դեպ, մեթանն այն պատճառներից մեկն է, որ մայրամուտին մոլորակի մթնոլորտը կապույտ է լինում։ Մեթանը ավելի լավ է ցրում կապույտը, քան մյուս գույները։
Մեթանը կյանքի կողմնակի արտադրանք է և նաև հրաբխային, երկրաջերմային գործընթացների և հիդրոթերմային ակտիվության արդյունք է: Մեթանը անկայուն գազ է, ուստի մոլորակի վրա պետք է լինի աղբյուր, որն անընդհատ լրացնում է այն։ Այն պետք է շատ ակտիվ լինի, քանի որ ուսումնասիրությունները ցույց են տվել, որ մեթանը ոչնչացվում է մեկ տարուց պակաս ժամանակում։
Քանակական կազմը
Մթնոլորտի քիմիական բաղադրությունը. այն կազմված է ավելի քան 95% ածխաթթու գազից, ավելի ճիշտ՝ 95,32%: Գազերը բաշխվում են հետևյալ կերպ.
Ածխածնի երկօքսիդ 95.32%
Ազոտ 2.7%
Արգոն 1.6%
թթվածին 0,13%
Ածխածնի երկօքսիդ 0.07%
Ջրային գոլորշի 0,03%
Ազոտի օքսիդ 0,0013%
Կառուցվածք
Մթնոլորտը բաժանված է չորս հիմնական շերտերի՝ ստորին, միջին, վերին և էկզոսֆերա։ Ստորին շերտերը տաք շրջան են (ջերմաստիճանը մոտ 210 Կ)։ Այն տաքացվում է օդում առկա փոշու (փոշու 1,5 մկմ լայնությամբ) և մակերեսից ջերմային ճառագայթման միջոցով:
Պետք է հաշվի առնել, որ չնայած շատ բարձր հազվադեպությանը, ածխաթթու գազի կոնցենտրացիան մոլորակի գազային ծրարում մոտավորապես 23 անգամ ավելի մեծ է, քան մերը։ Ուստի Մարսի մթնոլորտն այնքան էլ բարեկամական չէ, նրանում չեն կարող շնչել ոչ միայն մարդիկ, այլեւ երկրային մյուս օրգանիզմները։
Միջին - նման է Երկրին: Մթնոլորտի վերին շերտերը տաքացնում են արևային քամին և այնտեղ ջերմաստիճանը շատ ավելի բարձր է, քան մակերեսի վրա։ Այս ջերմությունը հանգեցնում է նրան, որ գազը դուրս է գալիս գազի ծրարից: Էկզոսֆերան սկսվում է մակերևույթից մոտ 200 կմ հեռավորության վրա և չունի հստակ սահման։ Ինչպես տեսնում եք, ջերմաստիճանի բաշխումը բարձրության վրա բավականին կանխատեսելի է երկրային մոլորակի համար:
Եղանակը Մարսի վրա
Մարսի վրա կանխատեսումն ընդհանուր առմամբ շատ վատ է։ Դուք կարող եք տեսնել Մարսի եղանակի կանխատեսումը։ Եղանակը փոխվում է ամեն օր և երբեմն նույնիսկ ամեն ժամ։ Սա անսովոր է թվում մի մոլորակի համար, որն ունի Երկրի մթնոլորտի միայն 1%-ը: Չնայած դրան, Մարսի կլիման և մոլորակի ընդհանուր ջերմաստիճանը միմյանց վրա ազդում են նույնքան ուժեղ, որքան Երկրի վրա:
Ջերմաստիճանը
Ամռանը հասարակածում ցերեկային ջերմաստիճանը կարող է հասնել մինչև 20 °C: Գիշերը ջերմաստիճանը կարող է իջնել մինչև -90 C: Մեկ օրվա ընթացքում 110 աստիճանի տարբերությունը կարող է ստեղծել փոշու սատանաներ և փոշու փոթորիկներ, որոնք կլանեն ամբողջ մոլորակը մի քանի շաբաթով: Ձմռանը ջերմաստիճանը չափազանց ցածր է -140 C: Ածխածնի երկօքսիդը սառչում է և վերածվում չոր սառույցի: Մարսի Հյուսիսային բևեռը ձմռանը ունի մետրանոց չոր սառույցի շերտ, մինչդեռ Հարավային բևեռը մշտապես ծածկված է ութ մետր չոր սառույցով:
Ամպեր
Քանի որ արևի ճառագայթումը և արևային քամին անընդհատ ռմբակոծում են մոլորակը, հեղուկ ջուրը չի կարող գոյություն ունենալ, ուստի Մարսի վրա անձրև չի գալիս: Երբեմն, սակայն, ամպեր են հայտնվում, և ձյունը սկսում է տեղալ։ Մարսի վրա ամպերը շատ փոքր են և բարակ:
Գիտնականները կարծում են, որ դրանցից մի քանիսը կազմված են ջրի փոքր մասնիկներից։ Մթնոլորտը պարունակում է փոքր քանակությամբ ջրային գոլորշի: Առաջին հայացքից կարող է թվալ, որ մոլորակի վրա ամպեր գոյություն ունենալ չեն կարող։
Եվ այնուամենայնիվ Մարսի վրա ամպերի առաջացման պայմաններ կան։ Մոլորակը այնքան ցուրտ է, որ այս ամպերի ջուրը երբեք անձրևի պես չի ընկնում, այլ մթնոլորտի վերին հատվածում ձյան տեսքով: Գիտնականները դա նկատել են մի քանի անգամ, և ոչ մի ապացույց չկա, որ ձյունը մակերես չի հասնում:
Փոշին
Բավականին հեշտ է տեսնել, թե ինչպես է մթնոլորտը ազդում ջերմաստիճանի ռեժիմի վրա։ Ամենաբացահայտող իրադարձությունը փոշու փոթորիկներն են, որոնք տեղական տաքացնում են մոլորակը: Դրանք առաջանում են մոլորակի ջերմաստիճանի տարբերության պատճառով, իսկ մակերեսը ծածկված է թեթև փոշով, որը բարձրանում է նույնիսկ նման թույլ քամու պատճառով։
Այս փոթորիկները փոշիացնում են արևային վահանակները՝ անհնարին դարձնելով մոլորակի երկարաժամկետ հետազոտությունը: Բարեբախտաբար, փոթորիկները հերթափոխվում են, երբ քամին փչում է կուտակված փոշին վահանակներից: Բայց Curiosity-ի մթնոլորտն ի վիճակի չէ խանգարել, առաջադեմ ամերիկյան ռովերը հագեցած է միջուկային ջերմային գեներատորով, և արևի լույսի ընդհատումները նրա համար սարսափելի չեն, ի տարբերություն արևային էներգիայով աշխատող մյուս Opportunity ռավերի։
Նման ռովերը չի վախենում փոշու փոթորիկներից
Ածխաթթու գազ
Ինչպես արդեն նշվեց, կարմիր մոլորակի գազային ծրարը 95% ածխաթթու գազ է։ Այն կարող է սառչել և ընկնել մակերես: Մթնոլորտային ածխաթթու գազի մոտավորապես 25%-ը խտանում է բևեռային գլխարկներում՝ ամուր սառույց(չոր սառույց). Դա պայմանավորված է նրանով, որ ձմեռային ժամանակահատվածում մարսյան բևեռները չեն ենթարկվում արևի լույսի:
Երբ արևի լույսը կրկին հարվածում է բևեռներին, սառույցը վերածվում է գազային ձևի և գոլորշիանում: Այսպիսով, տարվա ընթացքում ճնշման զգալի փոփոխություն կա։
փոշու սատանաներ
Փոշու սատանան 12 կիլոմետր բարձրությամբ և 200 մետր տրամագծով
Եթե երբևէ եղել եք անապատային տարածքում, ապա տեսել եք փոշու փոքրիկ սատանաներ, որոնք կարծես թե դուրս են գալիս ոչ մի տեղից: Փոշու սատանաները Մարսի վրա մի փոքր ավելի չարագուշակ են, քան Երկրի վրա գտնվողները: Մերի համեմատ կարմիր մոլորակի մթնոլորտը 100 անգամ ավելի քիչ խտություն ունի։ Հետևաբար, տորնադոներն ավելի շատ նման են տորնադոների, որոնք բարձրանում են մի քանի կիլոմետր օդում և հարյուրավոր մետր լայնությամբ: Սա մասամբ բացատրում է, թե ինչու, համեմատած մեր մոլորակի հետ, մթնոլորտը կարմիր է` փոշու փոթորիկներ և մանր երկաթի օքսիդի փոշի: Նաև մոլորակի գազային թաղանթի գույնը կարող է փոխվել մայրամուտին, երբ Արևը մայր է մտնում, մեթանը ավելի շատ է ցրում լույսի կապույտ մասը, քան մնացածը, ուստի մոլորակի մայրամուտը կապույտ է:
Բնութագրերը:Մարսի մթնոլորտն ավելի բարակ է, քան Երկրի մթնոլորտը։ Կազմով այն նման է Վեներայի մթնոլորտին և բաղկացած է 95% ածխաթթու գազից։ Մոտ 4%-ը բաժին է ընկնում ազոտին և արգոնին։ Մարսի մթնոլորտում թթվածինը և ջրի գոլորշիները 1%-ից պակաս են (Տե՛ս ստույգ կազմը)։ Մթնոլորտի միջին ճնշումը մակերևույթի մակարդակում մոտ 6,1 մբար է։ Սա 15000 անգամ ավելի քիչ է, քան Վեներայի վրա, և 160 անգամ ավելի քիչ, քան Երկրի մակերեսին: Ամենախոր իջվածքներում ճնշումը հասնում է 10 մբար-ի։
Մարսի միջին ջերմաստիճանը շատ ավելի ցածր է, քան Երկրի վրա՝ մոտ -40 ° C: Ամառային առավել բարենպաստ պայմաններում մոլորակի կեսին ցերեկային ժամերին օդը տաքանում է մինչև 20 ° C, ինչը բավականին ընդունելի ջերմաստիճան է բնակիչների համար: Երկրի վրա։ Բայց ձմռան գիշերը սառնամանիքը կարող է հասնել մինչև -125 ° C: Ձմռան ջերմաստիճանում նույնիսկ ածխաթթու գազը սառչում է` վերածվելով չոր սառույցի: Ջերմաստիճանի նման կտրուկ անկումները պայմանավորված են այն հանգամանքով, որ Մարսի հազվագյուտ մթնոլորտն ի վիճակի չէ երկար ժամանակ ջերմություն պահպանել։ Մարսի ջերմաստիճանի առաջին չափումները՝ օգտագործելով արտացոլող աստղադիտակի կիզակետում տեղադրված ջերմաչափը, իրականացվել են դեռևս 1920-ականների սկզբին։ 1922 թվականին Վ. Լամպլենդի չափումները տվել են Մարսի մակերեսի միջին ջերմաստիճանը -28°C, E. Pettit-ը և S. Nicholson-ը 1924 թվականին ստացել են -13°C: Ավելի ցածր արժեք է ստացվել 1960 թ. W. Sinton and J. Strong՝ -43°C: Հետագայում՝ 50-60-ական թթ. Ջերմաստիճանի բազմաթիվ չափումներ են կուտակվել և ամփոփվել Մարսի մակերևույթի տարբեր կետերում՝ օրվա տարբեր եղանակներին և ժամերին։ Այս չափումներից հետևել է, որ հասարակածում ցերեկային ժամերին ջերմաստիճանը կարող է հասնել մինչև +27°C, իսկ առավոտյան այն կարող է հասնել -50°C-ի։
Մարսի վրա կան նաև ջերմաստիճանային օազիսներ, Ֆենիքսի «լճի» (Արևային սարահարթ) և Նոյի երկրի տարածքներում, ջերմաստիճանի տարբերությունը ամռանը -53 ° C-ից + 22 ° C է և -103 ° C-ից մինչև -43 ° C ձմռանը: Այսպիսով, Մարսը շատ ցուրտ աշխարհ է, բայց այնտեղ կլիման շատ ավելի դաժան չէ, քան Անտարկտիդայում: Երբ Վիկինգի կողմից արված Մարսի մակերևույթի առաջին լուսանկարները փոխանցվեցին Երկիր, գիտնականները շատ զարմացան՝ տեսնելով, որ Մարսի երկինքը ոչ թե սև է, ինչպես և սպասվում էր, այլ վարդագույն: Պարզվել է, որ օդում կախված փոշին կլանում է ներթափանցող արեւի լույսի 40%-ը՝ ստեղծելով գունային էֆեկտ։
Փոշու փոթորիկներ.Քամիները ջերմաստիճանի տարբերության դրսեւորումներից են։ Մոլորակի մակերեսին հաճախ փչում են ուժեղ քամիներ, որի արագությունը հասնում է 100 մ/վ։ Ցածր ձգողականությունը թույլ է տալիս նույնիսկ հազվագյուտ օդային հոսանքներին բարձրացնել փոշու հսկայական ամպեր: Երբեմն Մարսի վրա բավականին ընդարձակ տարածքներ ծածկվում են փոշոտ փոթորիկներով: Ամենից հաճախ դրանք առաջանում են բևեռային գլխարկների մոտ: Մարսի վրա գլոբալ փոշու փոթորիկը թույլ չտվեց լուսանկարել մակերեսը Mariner 9 զոնդից: Այն մոլեգնել է 1971 թվականի սեպտեմբերից մինչև 1972 թվականի հունվարը՝ մթնոլորտ բարձրանալով մոտ մեկ միլիարդ տոննա փոշի՝ ավելի քան 10 կմ բարձրության վրա։ Փոշու փոթորիկներն առավել հաճախ տեղի են ունենում մեծ հակադրության ժամանակաշրջաններում, երբ հարավային կիսագնդում ամառը համընկնում է Մարսի անցման հետ պերիհելիոնով: Փոթորիկների տեւողությունը կարող է հասնել 50-100 օրվա։ (Նախկինում մակերեսի փոփոխվող գույնը բացատրվում էր մարսյան բույսերի աճով):
Փոշու սատանաներ.Փոշու սատանաները Մարսի վրա ջերմաստիճանի հետ կապված գործընթացների ևս մեկ օրինակ են: Նման տորնադոները Մարսի վրա շատ հաճախակի դրսևորումներ են: Նրանք փոշի են բարձրացնում մթնոլորտ և առաջանում ջերմաստիճանի տարբերության պատճառով: Պատճառը՝ օրվա ընթացքում Մարսի մակերեսը բավականաչափ տաքանում է (երբեմն՝ մինչև դրական ջերմաստիճան), սակայն մակերևույթից մինչև 2 մետր բարձրության վրա մթնոլորտը մնում է նույնքան ցուրտ։ Նման անկումը անկայունություն է առաջացնում՝ օդ բարձրացնելով փոշի՝ ձևավորվում են փոշու սատանաներ։
Ջրի գոլորշի.Մարսի մթնոլորտում շատ քիչ ջրային գոլորշի կա, բայց ցածր ճնշման և ջերմաստիճանի դեպքում այն գտնվում է հագեցվածությանը մոտ վիճակում և հաճախ հավաքվում է ամպերի մեջ։ Մարսյան ամպերը Երկրի համեմատ բավականին անարտահայտիչ են: Դրանցից միայն ամենամեծն է տեսանելի աստղադիտակի միջոցով, սակայն տիեզերանավերի դիտարկումները ցույց են տվել, որ Մարսի վրա կան տարբեր ձևերի և տեսակների ամպեր՝ ցիռուսային, ալիքաձև, թմբկավոր (մեծ լեռների մոտ և մեծ խառնարանների լանջերի տակ, քամուց պաշտպանված վայրեր): Ցածրադիր վայրերում` ձորեր, հովիտներ, և խառնարանների հատակին օրվա ցուրտ ժամերին հաճախ մառախուղներ են լինում: 1979 թվականի ձմռանը Viking-2 վայրէջքի գոտում ձյան բարակ շերտ է տեղացել, որը մի քանի ամիս ընկած է եղել։
Սեզոններ:Այս պահին հայտնի է, որ Արեգակնային համակարգի բոլոր մոլորակներից Մարսը ամենանմանն է Երկրին։ Այն ձևավորվել է մոտավորապես 4,5 միլիարդ տարի առաջ: Մարսի պտտման առանցքը թեքված է դեպի իր ուղեծրային հարթությունը մոտավորապես 23,9 °, ինչը համեմատելի է Երկրի առանցքի թեքության հետ, որը կազմում է 23,4 °, և, հետևաբար, այնտեղ, ինչպես Երկրի վրա, կա եղանակների փոփոխություն: Սեզոնային փոփոխություններն առավել ցայտուն են բևեռային շրջաններում։ Ձմռանը բևեռային գլխարկները զգալի տարածք են զբաղեցնում։ Հյուսիսային բևեռային գլխարկի սահմանը կարող է հեռանալ բևեռից մինչև հասարակած հեռավորության մեկ երրորդով, իսկ հարավային գլխարկի սահմանը հաղթահարում է այս հեռավորության կեսը: Այս տարբերությունը պայմանավորված է նրանով, որ հյուսիսային կիսագնդում ձմեռը տեղի է ունենում, երբ Մարսն անցնում է իր ուղեծրի պերիհելիոնով, իսկ հարավային կիսագնդում, երբ այն անցնում է աֆելիոնով։ Դրա պատճառով հարավային կիսագնդում ձմեռներն ավելի ցուրտ են, քան հյուսիսայինում: Իսկ մարսյան չորս եղանակներից յուրաքանչյուրի տեւողությունը տատանվում է՝ կախված Արեգակից նրա հեռավորությունից: Ուստի, Մարսի հյուսիսային կիսագնդում ձմեռները կարճ են և համեմատաբար «չափավոր», իսկ ամառները՝ երկար, բայց զով։ Հարավում, ընդհակառակը, ամառները կարճ են և համեմատաբար տաք, իսկ ձմեռները՝ երկար ու ցուրտ։
Գարնան սկզբի հետ բևեռային գլխարկը սկսում է «փոքրանալ»՝ թողնելով աստիճանաբար անհետացող սառցե կղզիներ: Միևնույն ժամանակ, այսպես կոչված, մթության ալիքը տարածվում է բևեռներից մինչև հասարակած: Ժամանակակից տեսությունները դա բացատրում են նրանով, որ գարնանային քամիները միջօրեականների երկայնքով հողի մեծ զանգվածներ են կրում տարբեր արտացոլող հատկություններով։
Ըստ երևույթին, գլխարկներից ոչ մեկն ամբողջությամբ չի անհետանում: Մինչ միջմոլորակային զոնդերի օգնությամբ Մարսի հետախուզման մեկնարկը, ենթադրվում էր, որ նրա բևեռային շրջանները ծածկված են սառած ջրով։ Ավելի ճշգրիտ ժամանակակից հողային և տիեզերական չափումներ են հայտնաբերել նաև սառեցված ածխածնի երկօքսիդ Մարսի սառույցի բաղադրության մեջ: Ամռանը այն գոլորշիանում է և մտնում մթնոլորտ։ Քամիները նրան տանում են դեպի հակառակ բևեռային գլխարկը, որտեղ այն նորից սառչում է։ Ածխածնի երկօքսիդի այս ցիկլը և բևեռային գլխարկների տարբեր չափերը բացատրում են Մարսի մթնոլորտի ճնշման փոփոխականությունը։
Մարսյան օրը, որը կոչվում է սոլ, ունի 24,6 ժամ տևողություն, իսկ տարին՝ 669:
Կլիմայի ազդեցությունը.Մարսյան հողում կյանքի հիմքի առկայության՝ հեղուկ ջրի և այնպիսի տարրերի, ինչպիսիք են ազոտն ու ծծումբը, ուղղակի ապացույցներ գտնելու առաջին փորձերը հաջողությամբ չպսակվեցին: 1976 թվականին Մարսի վրա անցկացված էկզոկենսաբանական փորձը, որը վայրէջք է կատարել ամերիկյան միջմոլորակային կայանի մակերեսի վրա, որն իր տախտակի վրա կրում էր ավտոմատ կենսաբանական լաբորատորիա (ABL) վայրէջք կատարելուց հետո, կյանքի գոյության մասին ապացույցներ չտրամադրեց: Բացակայություն օրգանական մոլեկուլներուսումնասիրված մակերեսի վրա կարող է առաջանալ Արեգակի ինտենսիվ ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը, քանի որ Մարսը չունի պաշտպանիչ օզոնային շերտ և հողի օքսիդացնող բաղադրություն: Հետևաբար, Մարսի մակերեսի վերին շերտը (մոտ մի քանի սանտիմետր հաստությամբ) անպտուղ է, թեև կա ենթադրություն, որ պայմանները, որոնք եղել են միլիարդավոր տարիներ առաջ, պահպանվել են ավելի խորը, ստորգետնյա շերտերում: Այս ենթադրությունների որոշակի հաստատում վերջերս հայտնաբերվել է Երկրի վրա 200 մ խորության վրա միկրոօրգանիզմներ՝ մեթանոգեններ, որոնք սնվում են ջրածնով և շնչում ածխաթթու գազով: Գիտնականների կողմից հատուկ անցկացված փորձը ապացուցեց, որ նման միկրոօրգանիզմները կարող են գոյատևել մարսյան դաժան պայմաններում։ Ավելի տաք վարկած հնագույն մարսբաց ջրամբարներով՝ գետերով, լճերով, գուցե ծովերով, ինչպես նաև ավելի խիտ մթնոլորտով, քննարկվում է ավելի քան երկու տասնամյակ, քանի որ շատ դժվար կլիներ «բնակեցնել» նման անհյուրընկալ մոլորակը և նույնիսկ դրա բացակայության դեպքում։ ջուր. Որպեսզի Մարսի վրա հեղուկ ջուր գոյություն ունենա, նրա մթնոլորտը պետք է շատ տարբերվի ներկայիս մթնոլորտից:
Մարսի փոփոխական կլիմա Ժամանակակից Մարսը շատ անհյուրընկալ աշխարհ է։ Հազվագյուտ մթնոլորտը, որը նույնպես պիտանի չէ շնչելու համար, սարսափելի փոշու փոթորիկները, ջրի բացակայությունը և ջերմաստիճանի հանկարծակի փոփոխությունները օրվա և տարվա ընթացքում, այս ամենը ցույց է տալիս, որ Մարսն այնքան էլ հեշտ չի լինի բնակեցնել: Բայց մի ժամանակ նրա վրա գետեր էին հոսում։ Արդյո՞ք դա նշանակում է, որ Մարսը նախկինում այլ կլիմա ուներ: |
