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✪ Progetto DISCOVER-AQ - Atmospheric Research (NASA in russo)
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✪ Marte, 1968, saggio di film di fantascienza, regista Pavel Klushantsev
✪ 5 segni di vita su Marte - Il conto alla rovescia #37
Sottotitoli
Lo studio
L'atmosfera di Marte è stata scoperta anche prima dei voli delle stazioni interplanetarie automatiche verso il pianeta. Grazie all'analisi spettrale e alle opposizioni di Marte con la Terra, che si verificano una volta ogni 3 anni, gli astronomi già nel XIX secolo sapevano che ha una composizione molto omogenea, di cui oltre il 95% è anidride carbonica. Rispetto allo 0,04% diossido di carbonio nell'atmosfera terrestre, si scopre che la massa dell'anidride carbonica atmosferica marziana supera la massa della Terra di quasi 12 volte, così che durante la terraformazione di Marte, il contributo dell'anidride carbonica all'effetto serra può creare un clima confortevole per l'uomo un po' prima di raggiungere una pressione di 1 atmosfera, anche tenendo conto della maggiore distanza di Marte dal Sole.
Già all'inizio degli anni '20, le prime misurazioni della temperatura di Marte furono effettuate utilizzando un termometro posto al fuoco di un telescopio riflettore. Le misurazioni di V. Lampland nel 1922 fornirono una temperatura superficiale media di Marte di 245 (-28 ° C), E. Pettit e S. Nicholson nel 1924 ottennero 260 K (-13 ° C). Un valore inferiore è stato ottenuto nel 1960 da W. Sinton e J. Strong: 230 K (-43 ° C). Le prime stime della pressione - mediata - sono state ottenute solo negli anni '60 utilizzando spettroscopi IR a terra: una pressione di 25 ± 15 hPa ottenuta dall'allargamento di Lorentz delle linee di anidride carbonica significava che era la componente principale dell'atmosfera.
La velocità del vento può essere determinata dallo spostamento Doppler delle righe spettrali. Quindi, per questo, lo spostamento di linea è stato misurato nell'intervallo millimetrico e submillimetrico e le misurazioni sull'interferometro consentono di ottenere la distribuzione delle velocità nell'intero strato di grande spessore.
I dati più dettagliati e accurati su temperatura dell'aria e superficiale, pressione, umidità relativa e velocità del vento vengono continuamente misurati dalla strumentazione della Rover Environmental Monitoring Station (REMS) a bordo del rover Curiosity, che opera nel cratere Gale dal 2012. E la navicella spaziale MAVEN, che orbita attorno a Marte dal 2014, è specificamente progettata per studiare in dettaglio l'alta atmosfera, la loro interazione con le particelle del vento solare e in particolare la dinamica di scattering.
Un certo numero di processi che sono difficili o non ancora possibili per l'osservazione diretta sono soggetti solo a modelli teorici, ma lo è anche metodo importante ricerca.
Struttura atmosferica
In generale, l'atmosfera di Marte è divisa in inferiore e superiore; quest'ultima è considerata la regione sopra gli 80 km sopra la superficie, dove i processi di ionizzazione e dissociazione svolgono un ruolo attivo. Al suo studio è dedicata una sezione, comunemente chiamata aeronomia. Di solito, quando le persone parlano dell'atmosfera di Marte, intendono l'atmosfera inferiore.
Inoltre, alcuni ricercatori distinguono due grandi gusci: l'omosfera e l'eterosfera. Nell'omosfera Composizione chimica non dipende dall'altitudine, poiché i processi di trasferimento del calore e dell'umidità nell'atmosfera e il loro scambio verticale sono interamente determinati dalla miscelazione turbolenta. Poiché la diffusione molecolare nell'atmosfera è inversamente proporzionale alla sua densità, da un certo livello questo processo diventa predominante ed è la caratteristica principale del guscio superiore: l'eterosfera, dove si verifica la separazione molecolare diffusa. L'interfaccia tra questi gusci, che si trova ad altitudini comprese tra 120 e 140 km, è chiamata turbopausa.
bassa atmosfera
Dalla superficie ad un'altezza di 20-30 km si estende troposfera dove la temperatura diminuisce con l'altezza. Il limite superiore della troposfera varia a seconda del periodo dell'anno (il gradiente di temperatura nella tropopausa varia da 1 a 3 gradi/km con un valore medio di 2,5 gradi/km).
Sopra la tropopausa c'è una regione isotermica dell'atmosfera - stratomesosfera che si estende fino a un'altezza di 100 km. La temperatura media della stratomesosfera è eccezionalmente bassa e ammonta a -133°C. A differenza della Terra, dove la stratosfera contiene prevalentemente tutto l'ozono atmosferico, su Marte la sua concentrazione è trascurabile (è distribuita da altitudini di 50 - 60 km fino alla superficie stessa, dove è massima).
atmosfera superiore
Sopra la stratomesosfera si estende lo strato superiore dell'atmosfera - termosfera. È caratterizzato da un aumento della temperatura con quota fino ad un valore massimo (200-350 K), dopodiché si mantiene costante fino al limite superiore (200 km). In questo strato è stata registrata la presenza di ossigeno atomico; la sua densità ad un'altezza di 200 km raggiunge 5-6⋅10 7 cm −3. La presenza di uno strato dominato dall'ossigeno atomico (oltre al fatto che il principale componente neutro è l'anidride carbonica) combina l'atmosfera di Marte con l'atmosfera di Venere.
Ionosfera- zona con un alto grado ionizzazione - è nell'intervallo di altezze da circa 80-100 a circa 500-600 km. Il contenuto di ioni è minimo di notte e massimo durante il giorno, quando lo strato principale si forma ad un'altitudine di 120-140 km a causa della fotoionizzazione dell'anidride carbonica ultravioletto estremo radiazione solare CO 2 + hν → CO 2 + + e -, nonché reazioni tra ioni e sostanze neutre CO 2 + + O → O 2 + + CO e O + + CO 2 → O 2 + + CO. La concentrazione di ioni, di cui 90% O 2 + e 10% CO 2 +, raggiunge i 10 5 per centimetro cubo (in altre zone della ionosfera è inferiore di 1-2 ordini di grandezza). È interessante notare che gli ioni O 2 + predominano nella quasi completa assenza di ossigeno molecolare proprio nell'atmosfera marziana. Lo strato secondario si forma nella regione di 110-115 km a causa dei raggi X morbidi e degli elettroni veloci eliminati. Ad un'altitudine di 80-100 km, alcuni ricercatori distinguono un terzo strato, a volte manifestato sotto l'influenza di particelle polvere spaziale, portando nell'atmosfera ioni metallici Fe + , Mg + , Na +. Tuttavia, in seguito, non solo la comparsa di quest'ultima (peraltro su quasi tutto il volume dell'alta atmosfera) fu dovuta all'ablazione della sostanza di meteoriti e altri corpi spaziali ma anche la loro presenza costante in generale. Allo stesso tempo, a causa dell'assenza di Marte campo magnetico la loro distribuzione e comportamento sono significativamente diversi da quanto osservato in l'atmosfera terrestre. Al di sopra del massimo principale, possono apparire anche altri strati aggiuntivi a causa dell'interazione con il vento solare. Pertanto, lo strato di ioni O+ è più pronunciato a un'altitudine di 225 km. Oltre ai tre principali tipi di ioni (O 2 +, CO 2 e O +), relativamente recentemente 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 ++ e HCO2+. Al di sopra dei 400 km, alcuni autori distinguono una "ionopausa", ma su questo non c'è ancora consenso.
Per quanto riguarda la temperatura del plasma, la temperatura ionica vicino al massimo principale è di 150 K, aumentando a 210 K a un'altitudine di 175 km. Più in alto, l'equilibrio termodinamico degli ioni con un gas neutro è significativamente disturbato e la loro temperatura aumenta bruscamente a 1000 K a un'altitudine di 250 km. La temperatura degli elettroni può essere di diverse migliaia di kelvin, apparentemente a causa del campo magnetico nella ionosfera, e cresce con l'aumentare dell'angolo zenitale solare e non è la stessa negli emisferi settentrionale e meridionale, il che potrebbe essere dovuto all'asimmetria del residuo campo magnetico della crosta marziana. In generale, si possono anche distinguere tre popolazioni di elettroni ad alta energia con differenti profili di temperatura. Il campo magnetico influisce anche sulla distribuzione orizzontale degli ioni: flussi di particelle ad alta energia si formano al di sopra delle anomalie magnetiche, vorticando lungo le linee di campo, il che aumenta l'intensità della ionizzazione e si osserva un aumento della densità ionica e delle strutture locali.
Ad un'altitudine di 200-230 km, c'è il limite superiore della termosfera - l'esobase, al di sopra del quale il esosfera Marte. È costituito da sostanze leggere - idrogeno, carbonio, ossigeno - che appaiono come risultato di reazioni fotochimiche nella ionosfera sottostante, ad esempio la ricombinazione dissociativa di O 2 + con gli elettroni. La fornitura continua di idrogeno atomico all'atmosfera superiore di Marte si verifica a causa della fotodissociazione del vapore acqueo vicino alla superficie marziana. A causa della molto lenta diminuzione della concentrazione di idrogeno con l'altezza, questo elemento è il componente principale degli strati più esterni dell'atmosfera del pianeta e forma una corona di idrogeno che si estende su una distanza di circa 20.000 km, sebbene non vi siano confini rigorosi e particelle da questa regione si disperdono semplicemente gradualmente nello spazio esterno circostante.
Nell'atmosfera di Marte, a volte viene anche rilasciato chemosfera- uno strato dove avvengono le reazioni fotochimiche, e poiché, a causa della mancanza di uno schermo di ozono, come quello terrestre, le radiazioni ultraviolette raggiungono la superficie stessa del pianeta, esse sono possibili anche lì. La chemosfera marziana si estende dalla superficie fino a un'altitudine di circa 120 km.
Composizione chimica della bassa atmosfera
Nonostante la forte rarefazione dell'atmosfera marziana, la concentrazione di anidride carbonica al suo interno è circa 23 volte maggiore che nella terra.
- L'azoto (2,7%) si sta attualmente dissipando attivamente nello spazio. Sotto forma di molecola biatomica, l'azoto è trattenuto stabilmente dall'attrazione del pianeta, ma viene scisso dalla radiazione solare in singoli atomi, lasciando facilmente l'atmosfera.
- L'argon (1,6%) è rappresentato dall'isotopo pesante argon-40 relativamente resistente alla dissipazione. Light 36 Ar e 38 Ar sono presenti solo in parti per milione
- Altri gas nobili: neon, krypton, xeno (ppm)
- Monossido di carbonio (CO) - è un prodotto della fotodissociazione di CO 2 e ha una concentrazione di 7,5⋅10 -4 di quest'ultimo - questo è un valore inspiegabilmente piccolo, poiché la reazione inversa CO + O + M → CO 2 + M è vietata e molto di più avrebbe dovuto accumulare CO. Varie teorie sono state proposte come monossido di carbonio possono ancora essere ossidati ad anidride carbonica, ma hanno tutti alcuni svantaggi.
- Ossigeno molecolare (O 2) - appare come risultato della fotodissociazione di CO 2 e H 2 O nell'atmosfera superiore di Marte. In questo caso, l'ossigeno si diffonde negli strati inferiori dell'atmosfera, dove la sua concentrazione raggiunge 1,3⋅10 -3 della concentrazione di CO 2 vicino alla superficie. Come Ar, CO e N 2 , è una sostanza non condensabile su Marte, quindi anche la sua concentrazione subisce variazioni stagionali. Nell'alta atmosfera, ad un'altezza di 90-130 km, il contenuto di O 2 (quota relativa alla CO 2) è 3-4 volte superiore al valore corrispondente per la bassa atmosfera e si attesta in media 4⋅10 -3, variando in l'intervallo da 3,1⋅10 -3 a 5,8⋅10 -3 . Nei tempi antichi, l'atmosfera di Marte conteneva, tuttavia, una maggiore quantità di ossigeno, paragonabile alla sua quota sulla giovane Terra. L'ossigeno, anche sotto forma di singoli atomi, non si dissipa più attivamente come l'azoto, a causa del suo maggiore peso atomico, che gli consente di accumularsi.
- Ozono - la sua quantità varia molto a seconda della temperatura superficiale: è minima al momento dell'equinozio a tutte le latitudini e massima al polo, dove l'inverno è, inoltre, inversamente proporzionale alla concentrazione di vapore acqueo. C'è uno strato di ozono pronunciato a un'altitudine di circa 30 km e un altro tra 30 e 60 km.
- Acqua. Il contenuto di H 2 O nell'atmosfera di Marte è circa 100-200 volte inferiore a quello dell'atmosfera delle regioni più aride della Terra e in media 10-20 micron di una colonna d'acqua precipitata. La concentrazione di vapore acqueo subisce significative variazioni stagionali e diurne. Il grado di saturazione dell'aria con vapore acqueo è inversamente proporzionale al contenuto di particelle di polvere, che sono centri di condensazione, e in alcune aree (in inverno, a un'altitudine di 20-50 km) è stato registrato vapore la cui pressione supera di 10 volte la pressione del vapore saturo, molto di più che nell'atmosfera terrestre.
- Metano. Dal 2003 ci sono segnalazioni di registrazione di emissioni di metano di natura sconosciuta, ma nessuna di esse può essere considerata affidabile a causa di alcune carenze nelle modalità di registrazione. In questo caso, stiamo parlando di valori estremamente piccoli - 0,7 ppbv (limite superiore - 1,3 ppbv) come valore di sfondo e 7 ppbv per burst episodici, che è sull'orlo della risoluzione. Poiché, insieme a questo, sono state pubblicate anche informazioni sull'assenza di CH 4 confermata da altri studi, ciò potrebbe indicare una sorta di fonte intermittente di metano, nonché l'esistenza di un meccanismo per la sua rapida distruzione, mentre la durata del la distruzione fotochimica di questa sostanza è stimata in 300 anni. La discussione su questo tema è attualmente aperta, ed è di particolare interesse nell'ambito dell'astrobiologia, in considerazione del fatto che sulla Terra questa sostanza ha un'origine biogenica.
- tracce di alcuni composti organici. I più importanti sono i limiti superiori di H 2 CO, HCl e SO 2, che indicano l'assenza, rispettivamente, di reazioni che coinvolgono il cloro, nonché l'attività vulcanica, in particolare l'origine non vulcanica del metano, se la sua esistenza è confermato.
La composizione e la pressione dell'atmosfera di Marte rendono impossibile la respirazione per gli esseri umani e altri organismi terrestri. Per lavorare sulla superficie del pianeta è necessaria una tuta spaziale, anche se non così ingombrante e protetta come per la Luna e spazio aperto. L'atmosfera di Marte stessa non è velenosa ed è composta da gas chimicamente inerti. L'atmosfera rallenta in qualche modo i corpi dei meteoriti, quindi ci sono meno crateri su Marte che sulla Luna e sono meno profondi. E le micrometeoriti si bruciano completamente, non raggiungendo la superficie.
Acqua, nuvole e precipitazioni
La bassa densità non impedisce all'atmosfera di formare fenomeni su larga scala che influiscono sul clima.
Il vapore acqueo nell'atmosfera marziana non supera il millesimo di percento, tuttavia, secondo i risultati di studi recenti (2013), questo è ancora più di quanto si pensasse in precedenza, e più che negli strati superiori dell'atmosfera terrestre, e a bassa pressione e temperatura, è in uno stato prossimo alla saturazione, quindi spesso si accumula nelle nuvole. Di norma, le nubi d'acqua si formano ad altitudini di 10-30 km sopra la superficie. Sono concentrati principalmente all'equatore e si osservano quasi tutto l'anno. Le nuvole si vedono livelli alti atmosfera (più di 20 km) si formano a seguito della condensazione di CO 2. Lo stesso processo è responsabile della formazione di nubi basse (a un'altitudine inferiore a 10 km) nelle regioni polari in inverno, quando la temperatura atmosferica scende al di sotto del punto di congelamento della CO 2 (-126°C); in estate, formazioni sottili simili si formano dal ghiaccio H 2 O
Uno dei fenomeni atmosferici interessanti e rari su Marte è stato scoperto ("Viking-1") fotografando la regione polare settentrionale nel 1978. Si tratta di strutture cicloniche che sono chiaramente identificate nelle fotografie da sistemi nuvolosi a vortice con circolazione in senso antiorario. Sono stati trovati nella zona latitudinale 65-80°N. sh. durante il periodo "caldo" dell'anno, dalla primavera all'inizio dell'autunno, quando qui si stabilisce il fronte polare. La sua presenza è dovuta al forte contrasto delle temperature superficiali in questo periodo dell'anno tra il bordo della calotta glaciale e le pianure circostanti. I movimenti ondulatori delle masse d'aria associati a tale fronte portano alla comparsa di vortici ciclonici a noi così familiari sulla Terra. I sistemi di nubi a vortice che si trovano su Marte variano in dimensioni da 200 a 500 km, la loro velocità di movimento è di circa 5 km/h e la velocità del vento alla periferia di questi sistemi è di circa 20 m/s. La durata dell'esistenza di un singolo vortice ciclonico varia da 3 a 6 giorni. I valori di temperatura nella parte centrale dei cicloni marziani indicano che le nuvole sono composte da cristalli di ghiaccio d'acqua.
La neve è stata infatti osservata più di una volta. Quindi, nell'inverno del 1979, un sottile strato di neve cadde nell'area di atterraggio del Viking-2, che rimase per diversi mesi.
Tempeste di polvere e diavoli di polvere
Una caratteristica dell'atmosfera di Marte è la costante presenza di polvere; secondo misurazioni spettrali, la dimensione delle particelle di polvere è stimata in 1,5 µm. La bassa gravità consente anche ai flussi d'aria rarefatti di sollevare enormi nuvole di polvere fino a un'altezza di 50 km. E i venti, che sono una delle manifestazioni della differenza di temperatura, soffiano spesso sulla superficie del pianeta (soprattutto in tarda primavera - inizio estate nell'emisfero australe, quando la differenza di temperatura tra gli emisferi è particolarmente forte), e la loro la velocità raggiunge i 100 m / s. Così si formano estese tempeste di polvere, che sono state a lungo osservate sotto forma di singole nuvole gialle e talvolta sotto forma di un velo giallo continuo che copre l'intero pianeta. Molto spesso, le tempeste di sabbia si verificano vicino alle calotte polari, la loro durata può raggiungere i 50-100 giorni. Una debole foschia gialla nell'atmosfera, di regola, si osserva dopo grandi tempeste di polvere ed è facilmente rilevabile con metodi fotometrici e polarimetrici.
Le tempeste di polvere, che sono state ben osservate sulle immagini riprese dagli orbiter, si sono rivelate appena visibili quando fotografate dai lander. Il passaggio di tempeste di polvere nei siti di atterraggio di queste stazioni spaziali è stato registrato solo da un brusco cambiamento di temperatura, pressione e un leggerissimo oscuramento dello sfondo generale del cielo. Lo strato di polvere che si è depositato dopo la tempesta in prossimità dei luoghi di sbarco dei Vichinghi ammontava a pochi micrometri. Tutto ciò indica una capacità portante piuttosto bassa dell'atmosfera marziana.
Dal settembre 1971 al gennaio 1972 su Marte si è verificata una tempesta di polvere globale, che ha persino impedito di fotografare la superficie dalla sonda Mariner 9. La massa di polvere nella colonna atmosferica (con uno spessore ottico da 0,1 a 10) stimata durante questo periodo variava da 7,8⋅10 -5 a 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Pertanto, il peso totale delle particelle di polvere nell'atmosfera marziana durante il periodo delle tempeste di polvere globali può raggiungere fino a 10 8 - 10 9 t, che è commisurato a totale polvere nell'atmosfera terrestre.
L'aurora è stata registrata per la prima volta dallo spettrometro UV SPICAM a bordo della navicella spaziale Mars Express. Poi è stato ripetutamente osservato dall'apparato MAVEN, ad esempio, nel marzo 2015, e nel settembre 2017 un evento molto più potente è stato registrato dal Radiation Assessment Detector (RAD) sul rover Curiosity. L'analisi dei dati dell'apparato MAVEN ha anche rivelato aurore di tipo fondamentalmente diverso - diffuse, che si verificano a basse latitudini, in aree non legate ad anomalie del campo magnetico e sono causate dalla penetrazione di particelle ad altissima energia, circa 200 keV, nell'atmosfera.
Inoltre, l'estrema radiazione ultravioletta del Sole provoca il cosiddetto bagliore proprio dell'atmosfera (eng. airglow).
La registrazione delle transizioni ottiche durante le aurore e il bagliore intrinseco fornisce informazioni importanti sulla composizione dell'atmosfera superiore, sulla sua temperatura e sulla dinamica. Pertanto, lo studio delle bande γ e δ dell'emissione di ossido nitrico durante il periodo notturno aiuta a caratterizzare la circolazione tra le regioni illuminate e non illuminate. E la registrazione della radiazione a una frequenza di 130,4 nm con il proprio bagliore ha contribuito a rivelare la presenza di ossigeno atomico ad alta temperatura, che è stato un passo importante nella comprensione del comportamento delle esosfere atmosferiche e delle corone in generale.
Colore
Le particelle di polvere che riempiono l'atmosfera marziana sono per lo più ossido di ferro e le conferisce una sfumatura rosso-arancio.
Secondo le misurazioni, l'atmosfera ha uno spessore ottico di 0,9, il che significa che solo il 40% della radiazione solare incidente raggiunge la superficie di Marte attraverso la sua atmosfera e il restante 60% viene assorbito dalla polvere sospesa nell'aria. Senza di essa, i cieli marziani avrebbero approssimativamente lo stesso colore del cielo terrestre a un'altitudine di 35 chilometri. Va notato che in questo caso l'occhio umano si adatterebbe a questi colori e il bilanciamento del bianco verrebbe regolato automaticamente in modo che il cielo sia visto come in condizioni di illuminazione terrestre.
Il colore del cielo è molto eterogeneo e, in assenza di nuvole o tempeste di sabbia da un orizzonte relativamente chiaro, si scurisce nettamente e in pendenza verso lo zenit. In una stagione relativamente calma e senza vento, quando c'è meno polvere, il cielo può essere completamente nero allo zenit.
Tuttavia, grazie alle immagini dei rover, si è saputo che al tramonto e all'alba intorno al Sole, il cielo diventa blu. La ragione di ciò è la dispersione di Rayleigh: la luce si disperde sulle particelle di gas e colora il cielo, ma se in un giorno marziano l'effetto è debole e invisibile ad occhio nudo a causa dell'atmosfera rarefatta e della polvere, al tramonto il sole splende attraverso un strato d'aria più spesso, a causa del quale il blu e il viola iniziano a disperdere i componenti. Lo stesso meccanismo è responsabile del cielo blu sulla Terra durante il giorno e giallo-arancio al tramonto. [ ]
Un panorama delle dune di sabbia di Rocknest, compilato dalle immagini del rover Curiosity.
I cambiamenti
I cambiamenti negli strati superiori dell'atmosfera sono piuttosto complessi, poiché sono collegati tra loro e con gli strati sottostanti. Le onde atmosferiche e le maree che si propagano verso l'alto possono avere un effetto significativo sulla struttura e sulla dinamica della termosfera e, di conseguenza, sulla ionosfera, ad esempio l'altezza del limite superiore della ionosfera. Durante le tempeste di polvere nella bassa atmosfera, la sua trasparenza diminuisce, si riscalda e si espande. Quindi la densità della termosfera aumenta - può variare anche di un ordine di grandezza - e l'altezza della concentrazione massima di elettroni può aumentare fino a 30 km. I cambiamenti nell'alta atmosfera causati dalle tempeste di polvere possono essere globali, interessando aree fino a 160 km sopra la superficie del pianeta. La risposta dell'alta atmosfera a questi fenomeni richiede diversi giorni e torna al suo stato precedente molto più a lungo: diversi mesi. Un'altra manifestazione della relazione tra l'atmosfera superiore e quella inferiore è che il vapore acqueo, che, come si è scoperto, è sovrasaturato con l'atmosfera inferiore, può subire la fotodissociazione in componenti H e O più leggeri, che aumentano la densità dell'esosfera e l'intensità di perdita d'acqua da parte dell'atmosfera marziana. I fattori esterni che causano cambiamenti nell'atmosfera superiore sono ultravioletti estremi e morbidi raggi X Soli, particelle di vento solare, polvere cosmica e corpi più grandi come i meteoriti. Il compito è complicato dal fatto che il loro impatto, di regola, è casuale e la sua intensità e durata non possono essere previste, inoltre, i fenomeni episodici sono sovrapposti a processi ciclici associati ai cambiamenti dell'ora del giorno, della stagione e del solare ciclo. Allo stato attuale, nella migliore delle ipotesi, ci sono statistiche accumulate di eventi sulla dinamica dei parametri atmosferici, ma una descrizione teorica delle regolarità non è stata ancora completata. È stata definitivamente stabilita una proporzionalità diretta tra la concentrazione di particelle di plasma nella ionosfera e l'attività solare. Ciò è confermato dal fatto che una simile regolarità è stata effettivamente registrata secondo i risultati delle osservazioni nel 2007-2009 per la ionosfera terrestre, nonostante la fondamentale differenza nel campo magnetico di questi pianeti, che interessa direttamente la ionosfera. E le emissioni di particelle corona solare, provocando una variazione della pressione del vento solare, comportano anche una caratteristica compressione della magnetosfera e della ionosfera: la densità massima del plasma scende a 90 km.
Fluttuazioni giornaliere
Nonostante la sua rarefazione, l'atmosfera reagisce comunque ai cambiamenti nel flusso. calore solare più lento della superficie del pianeta. Quindi, nel periodo mattutino, la temperatura varia molto con l'altezza: è stata registrata una differenza di 20° ad un'altezza di 25 cm per 1 m sopra la superficie del pianeta. Con il sorgere del sole, l'aria fredda si riscalda dalla superficie e sale sotto forma di un caratteristico vortice verso l'alto, sollevando la polvere nell'aria: ecco come si formano i diavoli di polvere. Nello strato superficiale (fino a 500 m di altezza) si verifica un'inversione di temperatura. Dopo che l'atmosfera si è già riscaldata entro mezzogiorno, questo effetto non si osserva più. Il massimo si raggiunge verso le 2 del pomeriggio. La superficie si raffredda quindi più velocemente dell'atmosfera e si osserva un gradiente di temperatura inverso. Prima del tramonto, la temperatura diminuisce nuovamente con l'altezza.
Il cambiamento del giorno e della notte influisce anche sull'alta atmosfera. Prima di tutto la ionizzazione da parte della radiazione solare si interrompe di notte, tuttavia il plasma continua a essere reintegrato per la prima volta dopo il tramonto a causa del flusso dal lato diurno, e poi si forma per gli impatti degli elettroni che si muovono verso il basso lungo il campo magnetico linee (la cosiddetta intrusione di elettroni) - quindi il massimo osservato a un'altitudine di 130-170 km. Pertanto, la densità di elettroni e ioni lato notte è molto più bassa ed è caratterizzata da un profilo complesso, che dipende anche dal campo magnetico locale e varia in modo non banale, la cui regolarità non è ancora del tutto compresa e descritto in teoria. Durante il giorno, lo stato della ionosfera cambia anche a seconda dell'angolo zenitale del Sole.
ciclo annuale
Come sulla Terra, su Marte c'è un cambio di stagione dovuto all'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano dell'orbita, così in inverno la calotta polare cresce nell'emisfero settentrionale e quasi scompare in quello meridionale, e dopo le sei mesi gli emisferi cambiano posto. Allo stesso tempo, a causa dell'eccentricità piuttosto grande dell'orbita del pianeta al perielio (solstizio d'inverno nell'emisfero settentrionale), riceve fino al 40% in più di radiazione solare rispetto all'afelio e nell'emisfero settentrionale l'inverno è breve e relativamente moderata, e l'estate è lunga, ma fresca, nel sud, al contrario, le estati sono brevi e relativamente calde e gli inverni sono lunghi e freddi. A questo proposito, la calotta meridionale in inverno cresce fino alla metà della distanza polo-equatore e la calotta settentrionale solo fino a un terzo. Quando arriva l'estate a uno dei poli, l'anidride carbonica dalla calotta polare corrispondente evapora ed entra nell'atmosfera; i venti lo portano alla calotta opposta, dove gela di nuovo. In questo modo si verifica il ciclo dell'anidride carbonica che, insieme alle diverse dimensioni delle calotte polari, provoca una variazione della pressione dell'atmosfera marziana mentre orbita attorno al Sole. A causa del fatto che in inverno fino al 20-30% dell'intera atmosfera si congela nella calotta polare, la pressione nell'area corrispondente diminuisce di conseguenza.
Anche le variazioni stagionali (oltre a quelle giornaliere) subiscono una concentrazione di vapore acqueo: sono comprese tra 1 e 100 micron. Quindi, in inverno l'atmosfera è quasi “secca”. Il vapore acqueo appare in esso in primavera e a metà estate la sua quantità raggiunge il massimo, in seguito alle variazioni della temperatura superficiale. Durante il periodo estivo-autunnale il vapore acqueo viene gradualmente ridistribuito e il suo contenuto massimo si sposta dalla regione polare settentrionale alle latitudini equatoriali. Allo stesso tempo, il contenuto globale di vapore nell'atmosfera (secondo i dati Viking-1) rimane approssimativamente costante ed è equivalente a 1,3 km 3 di ghiaccio. Il contenuto massimo di H 2 O (100 μm di acqua precipitata, pari a 0,2 vol%) è stato registrato in estate sulla regione scura che circonda la calotta polare residua settentrionale - in questo periodo dell'anno l'atmosfera sopra il ghiaccio della calotta polare di solito è vicino alla saturazione.
Nel periodo primaverile-estivo nell'emisfero australe, quando le tempeste di polvere si formano più attivamente, si osservano maree atmosferiche diurne o semi-diurne: un aumento della pressione vicino alla superficie e l'espansione termica dell'atmosfera in risposta al suo riscaldamento.
Il cambio delle stagioni interessa anche l'alta atmosfera - sia la componente neutra (termosfera) che quella plasmatica (ionosfera), e questo fattore deve essere preso in considerazione insieme al ciclo solare, e questo complica il compito di descrivere la dinamica dell'alta atmosfera atmosfera.
Cambiamento a lungo termine
Guarda anche
Appunti
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- JL Fox, A. Dalgarno. Ionizzazione, luminosità e riscaldamento dell'alta atmosfera di Marte: [Inglese] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, numero. A12 (1 dicembre). - S. 7315–7333. -
Un errore comune che di solito fa stime delle condizioni climatiche di un particolare pianeta è confondere la pressione con la densità. Sebbene da un punto di vista teorico tutti conosciamo la differenza tra pressione e densità, in realtà si vuole confrontare la pressione atmosferica sulla terra con la pressione atmosferica di un dato pianeta senza precauzione.
In qualsiasi laboratorio terrestre in cui la gravità è più o meno la stessa, questa precauzione non è necessaria e spesso usa la pressione come "sinonimo" di densità. Alcuni fenomeni vengono gestiti in sicurezza in termini di costo "pressione/temperatura", come i diagrammi facciali (o Diagrammi di stato), dove in realtà sarebbe più corretto parlare di "coefficiente di densità e temperatura" o "sotto pressione/temperatura", in caso contrario non comprendiamo la presenza di acqua liquida in assenza di gravità (e quindi assenza di gravità) nei veicoli spaziali in orbita nello spazio!
Infatti, tecnicamente, la pressione atmosferica è il “peso” che una certa quantità di gas sopra le nostre teste esercita su tutto ciò che sta sotto. Tuttavia, il vero problema è che il peso è dovuto non solo alla densità ma ovviamente alla gravità. Se ad esempio riduciamo la gravità terrestre di 1/3, è ovvio che la stessa quantità di gas che è sopra di noi avrà un terzo del suo peso originale, nonostante la quantità di gas rimanga esattamente la stessa. Quindi, quindi, a confronto condizioni climatiche tra due pianeti sarebbe più corretto parlare di densità piuttosto che di pressione.
Comprendiamo molto bene questo principio analizzando il funzionamento del barometro Torricelli, il primo strumento che misurava la pressione atmosferica terrestre. Se riempiamo un tubo di mercurio chiuso da un lato e poniamo l'estremità aperta verticalmente immersa in un serbatoio riempito anche di mercurio, noterai la formazione di una camera a vuoto nella parte superiore della cannuccia. Torricelli notò infatti che la pressione esterna, presente nella paglia, doveva sostenere la colonna di mercurio alta circa 76 cm Calcolando il prodotto specifico di mercurio, la gravità terrestre e l'altezza della colonna di mercurio, si può calcolare il peso sopra l'atmosfera.
Da Wikipedia a: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Questo sistema, brillante per l'epoca, ha però forti limitazioni quando viene utilizzato in "Terrestri". Infatti, come gravità reale in due dei tre fattori della formula, qualsiasi differenza di gravità produce una differenza quadratica nella risposta del barometro, quindi, la stessa colonna d'aria, su un pianeta con 1/3 della gravità originale , produrrà, per il barometro, Torricelli , sotto pressione 1/9 del valore originario.
Chiaramente, a parte gli artefatti strumentali, resta il fatto: la stessa colonna d'aria avrà un peso proporzionale alla gravità dei pianeti sui quali di volta in volta l'avremo quindi solo la pressione barometrica non è una misura assoluta di densità!
Questo effetto viene sistematicamente ignorato nelle analisi dell'atmosfera marziana. Parliamo facilmente di pressione in hPa e ci occupiamo direttamente della terra, ignorando completamente la pressione di hPa, ovvero che la gravità su Marte è circa 1/3 di quella terrestre (per una precisione del 38%). Gli stessi errori che commetti quando guardi le facce dei diagrammi d'acqua per dimostrare che su Marte l'acqua non può esistere in forma liquida. In particolare il punto triplo dell'acqua, sulla terra è 6,1 hPa, ma su Marte, dove la gravità è il 38% di quella terrestre, se lo facessi in hPa sarebbe assolutamente 6,1 ma per 2,318 hPa (sebbene il barometro, Torricelli farebbe segnare 0,88 hPa). Questa analisi, tuttavia, è sempre, a mio avviso fraudolenta, sistematicamente evitata, riportando la notazione agli stessi valori di base. La stessa indicazione di 5-7 hpa per la pressione atmosferica marziana non è esplicitamente dichiarata se significhi gravità terrestre o Marte.
In realtà 7 hPa su Marte dovrebbero avere una densità di gas sulla terra misurerebbe circa 18,4 hPa. È assolutamente evitabile a tutti ricerca moderna, Diciamo nella seconda metà di 60 Avanti, considerando che in precedenza rigorosamente affermato che la pressione era un decimo della terra ma con una densità di 1/3. Da un punto di vista puramente scientifico si considerava il peso reale di una colonna d'aria, che risultava 1/3 del suo peso effettivo a terra, ma che in realtà la densità era paragonabile a 1/3 di quella terrestre . Come mai in studi recenti c'è questa differenza?
Forse perché è più facile parlare dell'impossibilità di mantenere la fase liquida dell'acqua?
Ci sono altri indizi per questa tesi: ogni atmosfera produce effettivamente una diffusione della luce (scattering) prevalentemente in blu, che anche nel caso di Marte può essere facilmente analizzata. Sebbene l'atmosfera di Marte sia un mucchio di polvere per renderla rossastra, separando la componente di colore blu dell'immagine panoramica di Marte, è possibile avere un'idea della densità dell'atmosfera di Marte. Se confrontiamo il cielo terrestre con immagini scattate a diverse altezze, e quindi con diversi gradi di densità, capiamo che la dimensione nominale in cui dobbiamo trovare 7 hPa, cioè 35.000 m, il cielo è completamente nero, l'orizzonte di Salvo è una fascia dove infatti possiamo ancora vedere negli strati della nostra atmosfera.
A sinistra: filmato del paesaggio marziano ripreso dalla sonda Pathfinder il 22 giugno 1999. Fonte: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 a destra: figura del canale blu accanto; Nota l'intensità del cielo!
A sinistra: Sydney - Città dell'Australia sudorientale, capitale del New South Wales, a 6 m. A destra: il canale blu si avvicina.
A sinistra: Sydney, ma sempre durante una tempesta di sabbia. A destra: il canale blu si avvicina; come puoi vedere, la polvere sospesa riduce la luminosità del cielo, non la aumenta, contrariamente a quanto affermato nel caso della NASA Marte!
È ovvio che le fotografie del cielo marziano, filtrate dalla banda blu, sono molto più luminose, quasi paragonabili alle immagini scattate sull'Everest, a poco meno di 9.000 m, dove guardare se la pressione atmosferica è 1/3 del livello del mare normale pressione.
Un'altra prova di un serio vantaggio del fatto che la densità dell'atmosfera marziana sia superiore a quella annunciata, è stata fornita dal fenomeno della polvere del diavolo. Questi "mini tornado" sono in grado di sollevare colonne di sabbia fino a diversi chilometri; Ma come è possibile?
La stessa NASA ha provato a simularli, in una camera a vuoto, simulando una pressione marziana di 7 hPa, e non sono stati in grado di simulare i fenomeni a meno che non aumentasse la pressione almeno 11 volte! La pressione iniziale, anche utilizzando una ventola molto potente, non poteva sollevare nulla!
Infatti 7 GPa è davvero semplice, Considerando il fatto che oltre a salire sul livello del mare, diminuisce subito rapidamente per valori frazionari; ma poi tutti i fenomeni si osservano vicino al monte Olimpo, che significa 17 km di altezza, come può essere?
È noto dalle osservazioni telescopiche che Marte ha un'atmosfera molto attiva, soprattutto in relazione alla formazione di nuvole e nebbie, non solo tempeste di sabbia. Le osservazioni di Marte attraverso un telescopio infatti, inserendo un filtro di luce blu, è possibile evidenziare tutti questi fenomeni atmosferici tutt'altro che trascurabili. Nebbie mattutine e serali, nubi orografiche, nubi polari sono sempre state osservate in un telescopio di media potenza. Chiunque può ad esempio, con un normale programma di grafica, separare tre livelli di rosso, verde, Colore blu immagini di Marte e controlla come funziona. Un'immagine corrispondente al canale rosso ci fornirà una buona mappa topografica mentre il canale blu mostrerà le calotte polari e le nubi.È facile farlo sia su immagini riprese con piccoli telescopi, sia su immagini da un telescopio spaziale. Inoltre, nelle immagini riprese dal telescopio spaziale, si nota un bordo blu causato dall'atmosfera, che poi appare blu e non rossa, come mostrato nella posizione dell'immagine.
Tipiche immagini di Marte scattate dal telescopio spaziale Hubble. Fonte: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Canale rosso (sinistra), canale verde (centro) e canale blu (destra); Nota la nuvola equatoriale.
Un altro punto interessante è l'analisi dei depositi polari; incrociando dati altitudinali e gravitometrici, era impossibile determinare che i depositi polari differissero stagionalmente di circa 1,5 metri al Polo Nord e 2,5 metri al Polo Sud, con una densità di popolazione media in quel momento di un'altezza massima di circa 0,5 g/ cm 3 .
In questo caso la densità, 1 mm di neve in CO 2 produce una pressione di 0,04903325 hPa; Ora, anche se assumiamo che la pressione marziana più ottimistica data sopra sia 18,4 hPa, ignorando il fatto che la CO 2 rappresenta il 95% e non il 100% dell'atmosfera marziana, se dovessimo condensassimo tutta l'atmosfera terrestre otterremmo uno strato 37,5 cm di spessore!
D'altra parte, 1,5 piedi di neve di anidride carbonica con una densità di 0,5 g/cm 3 producono una pressione di 73,5 hPa e 2,5 metri invece di 122,6 hPa!
L'evoluzione temporale della pressione atmosferica superficiale ha registrato due Viking Lander 1 e 2 (Viking Lander 1 è atterrato nello spazio di Chris a 22,48° n, 49,97° W, 1,5 km sotto la media. Viking Lander 2 è atterrato nello spazio di Utopia a 47,97° n , 225,74 ° O, 3 Km sotto la media) durante i primi tre anni della missione marziana: anno 1 (punti), anno 2 (linea continua) e anno 3 (linea tratteggiata) rientrano nella stessa colonna. Fonte e ospite di Tillman (1987) (vedi anche Tillman 1989).
Si consideri inoltre che, se la massa di ghiaccio secco stagionale fosse simile tra i due emisferi non dovrebbe causare variazioni stagionali della pressione atmosferica globale, poiché il crollo della calotta polare sarà sempre compensato dalla condensazione sul pavimento nell'altro emisfero.
Ma sappiamo che l'appiattimento dell'orbita marziana crea una differenza di quasi 20°C nella temperatura media dei due emisferi, dall'alto a 30°C favorendo una Latitudine di -30°~. Tieni presente che 7 GPa CO 2 ICES è 123°c (~ 150°K), mentre a 18,4 hPa ( valore corretto per la gravità di Marte) CIEM fino a ~-116°C (~157°K).
Confronto dei dati raccolti dalla missione Mariner 9 durante la primavera boreale (Ls = 43 – 54°). Indicato dalla linea continua sul grafico sopra la temperatura (in Kelvin) rilevata dall'esperimento IRIS. Le curve tratteggiate mostrano i venti locali (in m s-1) come derivati da bilancio termico vento (Pollack et 1981). Il grafico centrale mostra la temperatura di simulazione (K) per la stessa stagione, mentre il grafico inferiore rappresenta i venti di simulazione (in m s-1). Fonte: "Variabilità meteorologica e ciclo annuale della pressione superficiale su Marte" Frederic Hourdin, Le Van Foo, François Forget, Olivier Talagrand (1993)
Secondo Mariner 9 solo al Polo Sud troviamo le condizioni meteorologiche necessarie, sebbene secondo i danni del geometra globale (MGS) associati alla terra, la presenza in entrambi gli emisferi è possibile.
Temperature minime del suolo in gradi Celsius di Marte, rilevate dal Thermal Spectrometer (TES) a bordo del Mars Global Surveyor (MGS). In orizzontale e verticale Latitudine Longitudine del sole (Ls). La parte blu della tabella mostra la temperatura minima, la media massima annuale e sempre con riferimento alle temperature minime giornaliere.
Poi, al debriefing, l'atmosfera sembra raggiungere una temperatura minima di -123°C zero -132°C; Prendo atto che a -132°2 la pressione non deve superare 1.4 GPa senza ghiaccio!
Grafico della pressione di vapore dell'anidride carbonica; tra le altre utilità di questo grafico, è possibile determinare la pressione massima che la CO2 può raggiungere prima di condensare (in questo caso sul ghiaccio) ad una determinata temperatura.
Ma torniamo ai depositi polari stagionali; come abbiamo visto, almeno di notte, a 60° di latitudine, sembrano esistere le condizioni per la formazione di ghiaccio secco, ma cosa succede realmente durante la notte polare?
Cominciamo con due stati completamente diversi: condensazione dalla superficie per raffreddare una massa d'aria, o "freddo".
Per il primo caso, supponiamo che la temperatura del suolo scenda al di sotto del limite di congelamento dell'anidride carbonica; il terreno comincerà a ricoprirsi sempre di più con uno strato di ghiaccio, finché qui l'isolamento termico causato dal ghiaccio stesso sarà sufficiente a fermare il processo. Nel caso del ghiaccio secco, essendo un buon isolante termico, è semplicemente molto piccolo, quindi questo fenomeno di per sé non è abbastanza efficace da giustificare l'accumulo di ghiaccio osservato! A riprova di ciò, al Polo Nord e Polo Sud appartiene al record -132°C, dove la minima è -130°C (secondo TES MGS). Sono anche interessato sia al rilevamento affidabile di -132°c dall'orbita marziana che al percorso spettroscopico, perché a questa temperatura il suolo stesso deve essere velato dal processo di condensazione!
Nel secondo caso, se la massa d'aria (in questo caso CO 2 quasi pura) raggiunge il punto di rugiada, non appena la temperatura scende, la sua pressione non supera il limite fissato dalla "pressione di vapore" per quel gas a quella temperatura , provocando un'immediata condensazione a terra della massa eventuale gas in eccesso! In effetti, l'efficacia di questo processo è davvero drammatica; Se dovessimo simulare un evento simile su Marte, dovremmo anche considerare la catena di eventi che si creerebbe.
Abbassiamo la temperatura del Polo Sud, ad esempio a -130°C, la pressione iniziale è di 7 hPa; la pressione di arrivo dovrebbe essere di ~ 2 GPa, causando precipitazioni di neve di ghiaccio secco di ~ 50 cm di spessore (0,1 Gy/cm 2) Se compresso a 0,5 Gy/cm 2 corrisponde a uno spessore di ~ 10 cm. Naturalmente tale differenza di pressione sarà prontamente aria proveniente dalle aree circostanti, con l'effetto della minore pressione (catena) e temperatura delle aree limitrofe, ma il contributo di condensazione è tutto nella neve. Il processo stesso tende anche a rendere l'energia termica (quindi aumento di temperatura) alla stessa, ma se la temperatura rimane a -130°C, il processo di condensazione si fermerà solo quando tutti i pianeti raggiungeranno una pressione di equilibrio di 2 hPa!
Questa piccola simulazione viene utilizzata per comprendere la relazione tra temperature minime e variazioni della pressione barometrica, spiegando perché la temperatura e la pressione minima sono correlate. Dai grafici della pressione barometrica presentati registrati da due Viking Lander sappiamo che per Viking 1 la pressione varia da un minimo di 6,8 hPa a un massimo di 9,0 hPa, con un valore medio di 7,9. Per Vikings 2 I valori accettabili vanno da 7,4 HPA a 10,1 GPa con una media di 8,75 hPa. Sappiamo anche che VL 1 He atterra 1,5 Km e VL 2 3 Km, entrambi under livello medio Marte. Considerando che il livello medio di Marte è 6,1 hPa (deriva dal punto triplo dell'acqua!), se ridimensioniamo i valori sopra la media è 6,1 hPa, allora entrambi variano da meno di 5,2 ± 0,05 hPa e un massimo di 7 ± 0,05 hPa. Mentre il valore minimo è 5,2 GPa, a bassa temperatura, otteniamo ~-125°C (~148°K), già in netto disaccordo con i tuoi dati. Ora, mentre la caduta di pressione da 7 HPA a 5,2 HPA si deposita con uno spessore di 18,4 cm (0,1 Gy/cm 2) Se compressa a 0,5 Gy/cm 2 corrisponde a uno spessore di ~ 3,7 cm e che la superficie della calotta polare sud sia ~ 1 / 20 La superficie totale di Marte (si avvicina decisamente al valore predefinito!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, Questo è un valore molto più piccolo all'interno dei depositi polari rilevati!
Pertanto, c'è un'ovvia contraddizione tra dati termici e dati meteorologici, se uno non supporta l'altro! Una temperatura così bassa comporterà forti fluttuazioni di pressione (anche tra il giorno e la notte!) o addirittura una pressione complessiva più bassa! D'altra parte, tuttavia, 7 è assolutamente insufficiente per tenere conto di cose come l'HPA nominale di Devils Dust, i burroni, le aperture dei lucernari o l'entità dei depositi polari transitori, che hai spiegato meglio ben al di sopra di 7 hPa di pressione atmosferica.
Finora solo gli aspetti legati all'anidride carbonica, considerata una componente importante dell'atmosfera (~95%); Ma se in questa analisi introduciamo anche l'acqua, la designazione 7 GPa diventa completamente ridicola!
Ad esempio, tracce lasciate dal flusso di acqua liquida (vedi il cratere di Newton) dove l'acqua dovrebbe essere solo allo stato di vapore, soggetta a pressioni molto basse e temperature fino a circa 27°C!
In una situazione del genere, possiamo tranquillamente affermare che la pressione (in condizioni terrestri) non può essere inferiore a 35 hPa!
Ogni pianeta è diverso dal resto in diversi modi. Le persone confrontano altri pianeti trovati con quello che conoscono bene, ma non perfettamente, - questo è il pianeta Terra. Dopotutto, questo è logico, la vita potrebbe apparire sul nostro pianeta, il che significa che se cerchi un pianeta simile al nostro, allora sarà anche possibile trovare la vita lì. A causa di questi confronti, i pianeti hanno i loro caratteristiche distintive. Ad esempio, Saturno ha bellissimi anelli, a causa dei quali Saturno è chiamato di più bel pianeta sistema solare. Giove di più grande pianeta in sistema solare e questa caratteristica di Giove. Allora quali sono le caratteristiche di Marte? Questo articolo parla di questo.
Marte, come molti altri pianeti del sistema solare, ha lune. Marte ha due lune, Phobos e Deimos. I satelliti hanno preso il nome dai greci. Phobos e Deimos erano i figli di Ares (Marte) ed erano sempre vicini al padre, così come questi due satelliti sono sempre vicini a Marte. Nella traduzione, "Phobos" significa "paura" e "Deimos" significa "orrore".
Phobos è una luna la cui orbita è molto vicina al pianeta. È il satellite più vicino al pianeta nell'intero sistema solare. La distanza dalla superficie di Marte a Phobos è di 9380 chilometri. Il satellite ruota attorno a Marte con una frequenza di 7 ore e 40 minuti. Si scopre che Phobos riesce a fare tre e poche rivoluzioni attorno a Marte, mentre Marte stesso compie una rivoluzione attorno al suo asse.
Deimos è la luna più piccola del sistema solare. Le dimensioni del satellite sono 15x12,4x10,8 km. E la distanza dal satellite alla superficie del pianeta è di 23.450 mila km. Il periodo di rivoluzione di Deimos attorno a Marte è di 30 ore e 20 minuti, che è leggermente più lungo del tempo impiegato dal pianeta per ruotare attorno al proprio asse. Se sei su Marte, allora Phobos sorgerà a ovest e tramonterà a est, compiendo tre rivoluzioni al giorno, e Deimos, al contrario, sorgerà a est e tramonterà a ovest, facendo solo una rivoluzione intorno il pianeta.
Caratteristiche di Marte e della sua atmosfera
Una delle caratteristiche principali di Marte è che è stato creato. L'atmosfera su Marte è molto interessante. Ora l'atmosfera su Marte è molto rarefatta, è possibile che in futuro Marte perda completamente la sua atmosfera. Le caratteristiche dell'atmosfera di Marte sono che una volta Marte aveva la stessa atmosfera e aria del nostro pianeta natale. Ma nel corso dell'evoluzione, il Pianeta Rosso ha perso quasi tutta la sua atmosfera. Ora la pressione dell'atmosfera del Pianeta Rosso è solo l'1% della pressione del nostro pianeta. Le caratteristiche dell'atmosfera di Marte sono anche che anche con una gravità tre volte inferiore del pianeta, rispetto alla Terra, Marte può sollevare enormi tempeste di polvere, sollevando tonnellate di sabbia e terreno nell'aria. Le tempeste di polvere hanno già rovinato i nervi dei nostri astronomi più di una volta, poiché le tempeste di sabbia sono molto estese, quindi l'osservazione di Marte dalla Terra diventa impossibile. A volte tali tempeste possono durare anche per mesi, il che rovina notevolmente il processo di studio del pianeta. Ma l'esplorazione del pianeta Marte non si ferma qui. Ci sono robot sulla superficie di Marte che non fermano il processo di esplorazione del pianeta.
Le caratteristiche atmosferiche del pianeta Marte sono anche nel fatto che le ipotesi degli scienziati sul colore del cielo marziano sono state confutate. Gli scienziati pensavano che il cielo su Marte dovesse essere nero, ma le foto sono state scattate stazione Spaziale dal pianeta ha smentito questa teoria. Il cielo su Marte non è affatto nero, è rosa, grazie alle particelle di sabbia e polvere che si trovano nell'aria e assorbono il 40% della luce solare, grazie alla quale si crea l'effetto del cielo rosa su Marte.
Caratteristiche della temperatura di Marte
Le misurazioni della temperatura di Marte sono iniziate relativamente molto tempo fa. Tutto iniziò con le misurazioni di Lampland nel 1922. Quindi le misurazioni hanno indicato che la temperatura media su Marte è di -28º C. Successivamente, negli anni '50 e '60, si sono accumulate alcune conoscenze sul regime di temperatura del pianeta, che sono state effettuate dagli anni '20 agli anni '60. Da queste misurazioni risulta che durante il giorno all'equatore del pianeta la temperatura può raggiungere i +27º C, ma di sera scenderà a zero e al mattino diventa -50º C. La temperatura ai poli varia da +10º C, durante il giorno polare, ea temperature molto basse durante la notte polare.
Caratteristiche del rilievo di Marte
La superficie di Marte, come altri pianeti che non hanno un'atmosfera, è segnata da vari crateri da impatto. oggetti spaziali. I crateri sono di piccole dimensioni (5 km di diametro) e grandi (da 50 a 70 km di diametro). A causa dell'assenza della sua atmosfera, Marte è stato soggetto a piogge di meteoriti. Ma la superficie del pianeta non contiene solo crateri. In precedenza, le persone credevano che non ci fosse mai acqua su Marte, ma le osservazioni della superficie del pianeta raccontano una storia diversa. La superficie di Marte presenta canali e anche piccole depressioni, che ricordano i depositi d'acqua. Ciò suggerisce che c'era acqua su Marte, ma per molte ragioni è scomparsa. Ora è difficile dire cosa bisogna fare affinché l'acqua su Marte riappaia e si possa osservare la resurrezione del pianeta.
Ci sono anche vulcani sul Pianeta Rosso. Il vulcano più famoso è il Monte Olimpo. Questo vulcano è noto a tutti coloro che sono interessati a Marte. Questo vulcano è la collina più grande non solo su Marte, ma anche nel sistema solare, questa è un'altra caratteristica di questo pianeta. Se ti trovi ai piedi del Monte Olimpo, sarà impossibile vedere il bordo di questo vulcano. Questo vulcano è così grande che i suoi bordi vanno oltre l'orizzonte e sembra che l'Olimpo sia infinito.
Caratteristiche del campo magnetico di Marte
Questo è probabilmente l'ultimo caratteristica interessante questo pianeta. Il campo magnetico è il protettore del pianeta, che respinge tutto cariche elettriche spostandosi verso il pianeta e li respinge dalla loro traiettoria originale. Il campo magnetico dipende completamente dal nucleo del pianeta. Il nucleo su Marte è quasi stazionario e quindi il campo magnetico del pianeta è molto debole. L'azione del Campo Magnetico è molto interessante, non è globale, come sul nostro pianeta, ma ha zone in cui è più attivo, e in altre zone potrebbe non esserlo affatto.
Pertanto, il pianeta che ci sembra così ordinario ha tutta una serie di caratteristiche proprie, alcune delle quali sono leader nel nostro sistema solare. Marte non è un pianeta così semplice come potresti pensare a prima vista.
L'atmosfera di Marte è inferiore all'1% di quella terrestre, quindi non protegge il pianeta dalle radiazioni solari e non trattiene il calore in superficie. Questo è il modo più breve per descriverlo, ma diamo un'occhiata più da vicino.
L'atmosfera di Marte è stata scoperta anche prima del volo delle stazioni interplanetarie automatiche sul pianeta. Grazie alle opposizioni del pianeta, che si verificano ogni tre anni e all'analisi spettrale, gli astronomi già nel XIX secolo sapevano che ha una composizione molto omogenea, di cui oltre il 95% è CO2.
Il colore del cielo marziano dal lander Viking Lander 1. Nel sol 1742 (giorno marziano), è visibile una tempesta di polvere.
Nel 20° secolo, grazie alle sonde interplanetarie, abbiamo appreso che l'atmosfera di Marte e la sua temperatura sono fortemente interconnesse, perché a causa del trasferimento delle più piccole particelle di ossido di ferro, sorgono enormi tempeste di polvere che possono coprire metà del pianeta, sollevando la sua temperatura lungo il percorso.
Composizione approssimativa
L'involucro gassoso del pianeta è costituito per il 95% da anidride carbonica, 3% azoto, 1,6% argon e tracce di ossigeno, vapore acqueo e altri gas. Inoltre, è molto pieno di particelle di polvere fine (principalmente ossido di ferro), che gli conferiscono una tonalità rossastra. Grazie alle informazioni sulle particelle di ossido di ferro, non è affatto difficile rispondere alla domanda sul colore dell'atmosfera.
Diossido di carbonio
Le dune scure sono il risultato della sublimazione dell'anidride carbonica congelata, che si è sciolta in primavera ed è fuggita nell'atmosfera rarefatta, lasciando tali tracce.
Perché l'atmosfera del pianeta rosso è fatta di anidride carbonica? Il pianeta non ha avuto la tettonica a zolle per miliardi di anni. La mancanza di movimento delle placche ha permesso agli hotspot vulcanici di vomitare magma in superficie per milioni di anni. Anche l'anidride carbonica è un prodotto di un'eruzione ed è l'unico gas che viene costantemente reintegrato dall'atmosfera, infatti, questo è in realtà l'unico motivo per cui esiste. Inoltre, il pianeta ha perso il suo campo magnetico, il che ha contribuito al fatto che i gas più leggeri sono stati portati via dal vento solare. A causa delle continue eruzioni, sono apparse molte grandi montagne vulcaniche. Il Monte Olimpo è la montagna più grande del sistema solare.
Gli scienziati ritengono che Marte abbia perso la sua intera atmosfera a causa del fatto che ha perso la sua magnetosfera circa 4 miliardi di anni fa. Un tempo l'involucro gassoso del pianeta era più denso e la magnetosfera proteggeva il pianeta dal vento solare. Il vento solare, l'atmosfera e la magnetosfera sono fortemente interconnessi. Le particelle solari interagiscono con la ionosfera e ne portano via le molecole, riducendone la densità. Questa è la chiave della domanda su dove sia finita l'atmosfera. Queste particelle ionizzate sono state rilevate da veicoli spaziali nello spazio dietro Marte. Ciò si traduce in una pressione media sulla superficie di 600 Pa, rispetto a una pressione media sulla Terra di 101.300 Pa.
Metano
Una quantità relativamente grande di metano è stata scoperta in tempi relativamente recenti. Questa scoperta inaspettata ha mostrato che l'atmosfera contiene 30 parti per miliardo di metano. Questo gas proviene da diverse regioni del pianeta. I dati suggeriscono che ci sono due principali fonti di metano.
Il tramonto, il colore azzurro del cielo è dovuto, in parte, alla presenza di metano
Si ritiene che Marte produca circa 270 tonnellate di metano all'anno. Secondo le condizioni del pianeta, il metano viene distrutto rapidamente, in circa 6 mesi. Perché il metano esista in quantità rilevabili, devono esserci fonti attive sotto la superficie. L'attività vulcanica e la serpentinizzazione sono le cause più probabili della formazione di metano.
A proposito, il metano è uno dei motivi per cui l'atmosfera del pianeta è blu al tramonto. Il metano diffonde il blu meglio di altri colori.
Il metano è un sottoprodotto della vita ed è anche il risultato del vulcanismo, dei processi geotermici e dell'attività idrotermale. Il metano è un gas instabile, quindi ci deve essere una fonte sul pianeta che lo reintegra costantemente. Deve essere molto attivo perché gli studi hanno dimostrato che il metano viene distrutto in meno di un anno.
Composizione quantitativa
La composizione chimica dell'atmosfera: è composta per oltre il 95% da anidride carbonica, per l'esattezza il 95,32%. I gas sono così distribuiti:
Anidride carbonica 95,32%
Azoto 2,7%
Argon 1,6%
Ossigeno 0,13%
Monossido di carbonio 0,07%
Vapore acqueo 0,03%
Ossido nitrico 0,0013%
Struttura
L'atmosfera è divisa in quattro strati principali: inferiore, medio, superiore ed esosfera. Gli strati inferiori sono una regione calda (temperatura di circa 210 K). È riscaldato dalla polvere nell'aria (polvere di 1,5 µm di diametro) e dalla radiazione termica dalla superficie.
Va tenuto presente che, nonostante l'altissima rarefazione, la concentrazione di anidride carbonica nell'involucro gassoso del pianeta è circa 23 volte maggiore rispetto al nostro. Pertanto, l'atmosfera di Marte non è così amichevole, è impossibile respirarla non solo per le persone, ma anche per altri organismi terrestri.
Medio - simile alla Terra. Gli strati superiori dell'atmosfera sono riscaldati dal vento solare e la temperatura è molto più alta che in superficie. Questo calore fa sì che il gas lasci l'involucro del gas. L'esosfera inizia a circa 200 km dalla superficie e non ha un confine chiaro. Come puoi vedere, la distribuzione della temperatura in altezza è abbastanza prevedibile per un pianeta terrestre.
Meteo su Marte
La prognosi su Marte è generalmente molto sfavorevole. Puoi vedere le previsioni del tempo su Marte. Il tempo cambia ogni giorno e talvolta anche ogni ora. Questo sembra insolito per un pianeta che ha un'atmosfera solo l'1% di quella terrestre. Nonostante ciò, il clima di Marte e la temperatura generale del pianeta si influenzano a vicenda con la stessa forza che fanno sulla Terra.
Temperatura
In estate, le temperature diurne all'equatore possono raggiungere i 20 °C. Di notte, le temperature possono scendere fino a -90°C. Una differenza di 110 gradi in un giorno può creare diavoli di polvere e tempeste di polvere che inghiottono l'intero pianeta per diverse settimane. Le temperature invernali sono estremamente basse -140 C. L'anidride carbonica si congela e si trasforma in ghiaccio secco. Il Polo Nord marziano ha un metro di ghiaccio secco in inverno, mentre il Polo Sud è coperto permanentemente da otto metri di ghiaccio secco.
Nuvole
Poiché le radiazioni del sole e del vento solare bombardano costantemente il pianeta, l'acqua liquida non può esistere, quindi non c'è pioggia su Marte. A volte, però, compaiono nuvole e comincia a nevicare. Le nuvole su Marte sono molto piccole e sottili.
Gli scienziati ritengono che alcuni di essi siano composti da piccole particelle d'acqua. L'atmosfera contiene piccole quantità di vapore acqueo. A prima vista, può sembrare che le nuvole non possano esistere sul pianeta.
Eppure su Marte ci sono le condizioni per la formazione delle nuvole. Il pianeta è così freddo che l'acqua in queste nuvole non cade mai come pioggia, ma come neve nell'alta atmosfera. Gli scienziati lo hanno osservato diverse volte e non ci sono prove che la neve non raggiunga la superficie.
Polvere
È abbastanza facile vedere come l'atmosfera influenzi il regime di temperatura. L'evento più rivelatore sono le tempeste di polvere che riscaldano il pianeta a livello locale. Si verificano a causa delle differenze di temperatura sul pianeta e la superficie è ricoperta di polvere leggera, che viene sollevata anche da un vento così debole.
Queste tempeste spolverano i pannelli solari, rendendo impossibile l'esplorazione a lungo termine del pianeta. Fortunatamente, le tempeste si alternano al vento che soffia via la polvere accumulata dai pannelli. Ma l'atmosfera di Curiosity non è in grado di interferire, l'avanzato rover americano è dotato di un generatore termico nucleare e le interruzioni di luce solare non sono per questo terribili, a differenza dell'altro rover Opportunity a energia solare.
Un tale rover non ha paura delle tempeste di sabbia
Diossido di carbonio
Come già accennato, l'involucro gassoso del pianeta rosso contiene il 95% di anidride carbonica. Può congelarsi e cadere in superficie. Circa il 25% dell'anidride carbonica atmosferica condensa nelle calotte polari come ghiaccio solido(ghiaccio secco). Ciò è dovuto al fatto che i poli marziani non sono esposti alla luce solare durante il periodo invernale.
Quando la luce solare colpisce di nuovo i poli, il ghiaccio si trasforma in una forma gassosa ed evapora di nuovo. Pertanto, c'è un cambiamento significativo nella pressione nel corso dell'anno.
diavoli di polvere
Dust Devil 12 chilometri di altezza e 200 metri di diametro
Se sei mai stato in una zona desertica, hai visto piccoli diavoli di polvere che sembrano uscire dal nulla. I diavoli della polvere su Marte sono un po' più minacciosi di quelli sulla Terra. Rispetto alla nostra, l'atmosfera del pianeta rosso ha una densità 100 volte inferiore. Pertanto, i tornado sono più simili ai tornado, che svettano per diversi chilometri nell'aria e larghi centinaia di metri. Questo spiega in parte perché, rispetto al nostro pianeta, l'atmosfera è rossa: tempeste di polvere e polvere fine di ossido di ferro. Inoltre, il colore del guscio di gas del pianeta può cambiare al tramonto, quando il Sole tramonta, il metano disperde la parte blu della luce più del resto, quindi il tramonto sul pianeta è blu.
Caratteristiche: L'atmosfera di Marte è più sottile dell'atmosfera terrestre. Nella composizione, ricorda l'atmosfera di Venere ed è composta per il 95% da anidride carbonica. Circa il 4% è rappresentato da azoto e argon. L'ossigeno e il vapore acqueo nell'atmosfera marziana sono inferiori all'1% (vedi composizione esatta). La pressione media dell'atmosfera a livello della superficie è di circa 6,1 mbar. Questo è 15.000 volte meno che su Venere e 160 volte meno che sulla superficie della Terra. Nelle depressioni più profonde, la pressione raggiunge i 10 mbar.
La temperatura media su Marte è molto più bassa che sulla Terra - circa -40 ° C. Nelle condizioni più favorevoli in estate nella metà diurna del pianeta, l'aria si riscalda fino a 20 ° C - una temperatura abbastanza accettabile per gli abitanti della Terra. Ma in una notte d'inverno, il gelo può arrivare fino a -125 ° C. A temperature invernali, anche l'anidride carbonica si congela, trasformandosi in ghiaccio secco. Tali bruschi cali di temperatura sono causati dal fatto che l'atmosfera rarefatta di Marte non è in grado di trattenere il calore a lungo. Le prime misurazioni della temperatura di Marte mediante un termometro posto al fuoco di un telescopio riflettore furono effettuate già all'inizio degli anni '20. Le misurazioni di W. Lampland nel 1922 fornirono una temperatura superficiale media di Marte di -28°C, E. Pettit e S. Nicholson nel 1924 ottennero -13°C. Un valore inferiore è stato ottenuto nel 1960. W. Sinton e J. Strong: -43°C. Più tardi, negli anni '50 e '60. Numerose misurazioni della temperatura sono state accumulate e riassunte in vari punti della superficie di Marte, in diverse stagioni e momenti della giornata. Da queste misurazioni è seguito che durante il giorno all'equatore la temperatura può arrivare fino a +27°C, ma al mattino può raggiungere i -50°C.
Ci sono oasi di temperatura anche su Marte, nelle zone del "lago" Phoenix (Sun Plateau) e della terra di Noè, la differenza di temperatura va da -53°C a +22°C in estate e da -103°C a -43°C in inverno. Quindi, Marte è un mondo molto freddo, ma il clima non è molto più rigido che in Antartide. Quando le prime fotografie della superficie di Marte scattate dal Viking furono trasmesse sulla Terra, gli scienziati furono molto sorpresi nel vedere che il cielo marziano non era nero, come previsto, ma rosa. Si è scoperto che la polvere sospesa nell'aria assorbe il 40% della luce solare in entrata, creando un effetto cromatico.
Tempeste di polvere: I venti sono una delle manifestazioni della differenza di temperatura. Spesso soffiano sulla superficie del pianeta venti forti, la cui velocità raggiunge i 100 m/s. La bassa gravità consente anche alle correnti d'aria rarefatte di sollevare enormi nuvole di polvere. A volte aree piuttosto vaste su Marte sono coperte da grandiose tempeste di polvere. Molto spesso si verificano vicino alle calotte polari. Una tempesta di polvere globale su Marte ha impedito di fotografare la superficie dalla sonda Mariner 9. Ha imperversato dal settembre 1971 al gennaio 1972, sollevando circa un miliardo di tonnellate di polvere nell'atmosfera a un'altitudine di oltre 10 km. Le tempeste di polvere si verificano più spesso durante periodi di grande opposizione, quando l'estate nell'emisfero meridionale coincide con il passaggio di Marte attraverso il perielio. La durata delle tempeste può raggiungere i 50-100 giorni. (In precedenza, il cambiamento di colore della superficie era spiegato dalla crescita delle piante marziane).
Diavoli della polvere: I diavoli della polvere sono un altro esempio di processi legati alla temperatura su Marte. Tali tornado sono manifestazioni molto frequenti su Marte. Sollevano polvere nell'atmosfera e si formano a causa delle differenze di temperatura. Motivo: durante il giorno, la superficie di Marte si riscalda abbastanza (a volte a temperature positive), ma a un'altezza fino a 2 metri dalla superficie, l'atmosfera rimane altrettanto fredda. Una tale goccia provoca instabilità, sollevando polvere nell'aria - si formano diavoli di polvere.
Vapore acqueo: C'è pochissimo vapore acqueo nell'atmosfera marziana, ma a bassa pressione e temperatura è in uno stato vicino alla saturazione e spesso si raccoglie nelle nuvole. Le nuvole marziane sono piuttosto inespressive rispetto a quelle sulla Terra. Solo le più grandi sono visibili attraverso un telescopio, ma le osservazioni da veicoli spaziali hanno mostrato che su Marte ci sono nuvole di un'ampia varietà di forme e tipi: cirri, ondulati, sottovento (vicino a grandi montagne e sotto le pendici di grandi crateri, in luoghi protetti dal vento). Sulle pianure - canyon, valli - e sul fondo dei crateri nelle ore fredde della giornata ci sono spesso nebbie. Nell'inverno del 1979, un sottile strato di neve cadde nell'area di atterraggio del Viking-2, che rimase per diversi mesi.
Le stagioni: Al momento è noto che di tutti i pianeti del sistema solare, Marte è il più simile alla Terra. Si è formato circa 4,5 miliardi di anni fa. L'asse di rotazione di Marte è inclinato rispetto al suo piano orbitale di circa 23,9°, che è paragonabile all'inclinazione dell'asse terrestre, che è di 23,4°, e quindi lì, come sulla Terra, c'è un cambio di stagione. I cambiamenti stagionali sono più pronunciati nelle regioni polari. In inverno, le calotte polari occupano un'area significativa. Il confine della calotta polare settentrionale può allontanarsi dal polo di un terzo della distanza dall'equatore e il confine della calotta meridionale supera la metà di questa distanza. Questa differenza è dovuta al fatto che nell'emisfero settentrionale l'inverno si verifica quando Marte passa attraverso il perielio della sua orbita, e nell'emisfero meridionale quando passa attraverso l'afelio. Per questo motivo, gli inverni nell'emisfero sud sono più freddi che nell'emisfero settentrionale. E la durata di ciascuna delle quattro stagioni marziane varia a seconda della sua distanza dal Sole. Pertanto, nell'emisfero settentrionale marziano, gli inverni sono brevi e relativamente "moderati" e le estati sono lunghe, ma fresche. Al sud, al contrario, le estati sono brevi e relativamente calde e gli inverni sono lunghi e freddi.
Con l'inizio della primavera, la calotta polare inizia a "rimpicciolirsi", lasciando dietro di sé isole di ghiaccio che scompaiono gradualmente. Allo stesso tempo, una cosiddetta onda di oscuramento si propaga dai poli all'equatore. Le moderne teorie lo spiegano con il fatto che i venti primaverili trasportano grandi masse di suolo lungo i meridiani con diverse proprietà riflettenti.
Apparentemente, nessuno dei cappucci scompare completamente. Prima dell'inizio dell'esplorazione di Marte con l'aiuto di sonde interplanetarie, si presumeva che le sue regioni polari fossero ricoperte di acqua ghiacciata. Misure moderne più accurate del suolo e dello spazio hanno anche trovato anidride carbonica congelata nella composizione del ghiaccio marziano. In estate evapora ed entra nell'atmosfera. I venti lo portano alla calotta polare opposta, dove gela di nuovo. Questo ciclo di anidride carbonica e le diverse dimensioni delle calotte polari spiegano la variabilità della pressione dell'atmosfera marziana.
Un giorno marziano, chiamato sol, dura 24,6 ore e il suo anno è sol 669.
Influenza climatica: I primi tentativi di trovare prove dirette nel suolo marziano della presenza delle basi per la vita - acqua liquida ed elementi come azoto e zolfo, non hanno avuto successo. Un esperimento esobiologico condotto su Marte nel 1976 dopo l'atterraggio sulla superficie della stazione interplanetaria americana Viking, che trasportava a bordo un laboratorio biologico automatico (ABL), non ha fornito prove dell'esistenza della vita. Assenza molecole organiche sulla superficie studiata potrebbe essere causato dall'intensa radiazione ultravioletta del Sole, poiché Marte non ha uno strato protettivo di ozono, e dalla composizione ossidante del suolo. Pertanto, lo strato superiore della superficie marziana (spessore di circa pochi centimetri) è sterile, anche se si presume che le condizioni che erano miliardi di anni fa siano state preservate in strati più profondi e sotterranei. Una conferma certa di queste ipotesi è stata recentemente scoperta sulla Terra a una profondità di 200 m da microrganismi - metanogeni che si nutrono di idrogeno e respirano anidride carbonica. Un esperimento condotto appositamente dagli scienziati ha dimostrato che tali microrganismi potrebbero sopravvivere nelle dure condizioni marziane. Ipotesi più calda marte antico con bacini aperti - fiumi, laghi e forse mari, oltre che con un'atmosfera più densa - si discute da più di due decenni, poiché sarebbe molto difficile "stabilirsi" in un pianeta così inospitale, e anche in assenza d'acqua. Affinché l'acqua liquida esista su Marte, la sua atmosfera dovrebbe essere molto diversa da quella attuale.
Clima marziano variabile Marte moderno è un mondo molto inospitale. L'atmosfera rarefatta, che è anche inadatta alla respirazione, terribili tempeste di polvere, mancanza d'acqua e improvvisi sbalzi di temperatura durante il giorno e l'anno - tutto ciò indica che non sarà così facile popolare Marte. Ma una volta vi scorrevano dei fiumi. Questo significa che Marte ha avuto un clima diverso in passato? |
