Enciklopedinis „YouTube“.
1 / 5
✪ Projektas DISCOVER-AQ – atmosferos tyrimai (NASA rusų k.)
✪ NASA rusų kalba: 01/18/13 – NASA savaitės vaizdo santrauka
✪ neigiama masė [Mokslo ir technologijų naujienos]
✪ Marsas, 1968 m., mokslinės fantastikos filmų esė, režisierius Pavelas Klushantsevas
✪ 5 gyvybės Marse ženklai – Countdown Nr. 37
Subtitrai
Studija
Marso atmosfera buvo atrasta dar prieš automatinių tarpplanetinių stočių skrydžius į planetą. Spektrinės analizės ir Marso opozicijų su Žeme dėka, kurios įvyksta kartą per 3 metus, astronomai jau XIX amžiuje žinojo, kad jo sudėtis yra labai vienalytė, kurios daugiau nei 95% sudaro anglies dioksidas. Palyginti su 0,04 proc. anglies dvideginisŽemės atmosferoje paaiškėja, kad Marso atmosferos anglies dioksido masė beveik 12 kartų viršija Žemės masę, todėl Marso reljefo formavimosi metu anglies dioksido indėlis į šiltnamio efektą gali sukurti žmonėms patogų klimatą. pasiekiamas kiek anksčiau nei 1 atmosferos slėgis, net ir atsižvelgiant į didesnį Marso atstumą nuo Saulės.
1920-ųjų pradžioje pirmieji Marso temperatūros matavimai buvo atlikti naudojant termometrą, įdėtą į atspindinčio teleskopo židinį. V. Lamplando 1922 m. matavimai parodė, kad vidutinė Marso paviršiaus temperatūra buvo 245 (–28 °C), E. Pettit ir S. Nicholson 1924 m. – 260 K (–13 °C). Mažesnę vertę 1960 m. gavo W. Sinton ir J. Strong: 230 K (–43 ° C). Pirmieji slėgio įverčiai – vidurkis – buvo gauti tik septintajame dešimtmetyje naudojant antžeminius IR spektroskopus: 25 ± 15 hPa slėgis, gautas išplėtus Lorenco anglies dioksido linijas, reiškė, kad tai buvo pagrindinis atmosferos komponentas.
Vėjo greitį galima nustatyti pagal spektrinių linijų Doplerio poslinkį. Taigi tam buvo matuojamas linijos poslinkis milimetro ir submilimetro diapazone, o matavimai interferometru leidžia gauti greičių pasiskirstymą visame didelio storio sluoksnyje.
Detaliausius ir tiksliausius duomenis apie oro ir paviršiaus temperatūrą, slėgį, santykinę drėgmę ir vėjo greitį nuolat matuoja Rover Environmental Monitoring Station (REMS) prietaisai, esantys marsaeigyje Curiosity, kuris Gale krateryje veikia nuo 2012 m. O nuo 2014-ųjų aplink Marsą skriejantis erdvėlaivis MAVEN yra specialiai sukurtas išsamiai ištirti viršutinius atmosferos sluoksnius, jų sąveiką su saulės vėjo dalelėmis, o ypač sklaidos dinamiką.
Nemažai procesų, kuriuos sunku arba dar neįmanomi tiesiogiai stebėti, yra modeliuojami tik teoriškai, bet taip pat svarbus metodas tyrimai.
Atmosferos struktūra
Apskritai Marso atmosfera skirstoma į apatinę ir viršutinę; pastaruoju laikomas virš 80 km virš paviršiaus esantis regionas, kuriame aktyviai dalyvauja jonizacijos ir disociacijos procesai. Skyrius yra skirtas jos tyrimui, kuris paprastai vadinamas aeronomija. Paprastai žmonės, kalbėdami apie Marso atmosferą, turi omenyje žemesnę atmosferą.
Taip pat kai kurie tyrinėtojai išskiria du didelius apvalkalus – homosferą ir heterosferą. Homosferoje cheminė sudėtis nepriklauso nuo aukščio virš jūros lygio, nes šilumos ir drėgmės perdavimo atmosferoje procesus ir jų vertikalius mainus visiškai lemia turbulentinis maišymasis. Kadangi molekulinė difuzija atmosferoje yra atvirkščiai proporcinga jos tankiui, tai nuo tam tikro lygio šis procesas tampa vyraujančiu ir yra pagrindinis viršutinio apvalkalo - heterosferos, kur vyksta molekulinis difuzinis atskyrimas, bruožas. Šių apvalkalų sąsaja, esanti 120–140 km aukštyje, vadinama turbopauze.
žemesnė atmosfera
Nuo paviršiaus iki 20-30 km aukščio driekiasi troposfera kur temperatūra mažėja didėjant aukščiui. Viršutinė troposferos riba kinta priklausomai nuo metų laiko (temperatūros gradientas tropopauzėje svyruoja nuo 1 iki 3 laipsnių/km, vidutinė vertė 2,5 laipsnio/km).
Virš tropopauzės yra izoterminė atmosferos sritis - stratomesosfera driekiasi iki 100 km aukščio. Vidutinė stratomesosferos temperatūra yra išskirtinai žema ir siekia -133°C. Skirtingai nuo Žemės, kur stratosferoje daugiausia yra visas atmosferos ozonas, Marse jo koncentracija yra nereikšminga (paskirstoma nuo 50–60 km aukščio iki paties paviršiaus, kur ji yra didžiausia).
viršutinė atmosfera
Virš stratomesosferos tęsiasi viršutinis atmosferos sluoksnis - termosfera. Jai būdingas temperatūros padidėjimas aukštyje iki didžiausios vertės (200–350 K), po kurio ji išlieka pastovi iki viršutinės ribos (200 km). Šiame sluoksnyje buvo užregistruotas atominio deguonies buvimas; jo tankis 200 km aukštyje siekia 5-6⋅10 7 cm −3 . Sluoksnio, kuriame dominuoja atominis deguonis (taip pat tai, kad pagrindinis neutralus komponentas yra anglies dioksidas), buvimas sujungia Marso atmosferą su Veneros atmosfera.
Jonosfera- plotas su aukštas laipsnis jonizacija - yra aukščio diapazone nuo maždaug 80-100 iki maždaug 500-600 km. Jonų kiekis yra minimalus naktį ir didžiausias dieną, kai pagrindinis sluoksnis susidaro 120-140 km aukštyje dėl anglies dioksido fotojonizacijos. ekstremalus ultravioletinis saulės spinduliuotė CO 2 + hν → CO 2 + + e -, taip pat reakcijos tarp jonų ir neutralių medžiagų CO 2 + + O → O 2 + + CO ir O + + CO 2 → O 2 + + CO. Jonų, iš kurių 90 % O 2 + ir 10 % CO 2 +, koncentracija siekia 10 5 kubiniame centimetre (kituose jonosferos plotuose ji yra 1-2 eilėmis mažesnė). Pažymėtina, kad O 2 + jonai vyrauja beveik visiškai nesant Marso atmosferoje tinkamo molekulinio deguonies. Antrinis sluoksnis susidaro 110–115 km atstumu dėl minkštųjų rentgeno spindulių ir išmuštų greitųjų elektronų. 80-100 km aukštyje kai kurie tyrinėtojai išskiria trečiąjį sluoksnį, kartais pasireiškiantį dalelių įtakoje. kosmoso dulkės, atnešdami į atmosferą metalo jonus Fe + , Mg + , Na +. Tačiau vėliau buvo patvirtinta ne tik pastarųjų atsiradimas (be to, beveik visame viršutinių atmosferos sluoksnių tūryje) dėl meteoritų ir kitų medžiagų abliacijos. kosminiai kūnai bet ir jų nuolatinis buvimas apskritai. Tuo pačiu metu dėl Marso nebuvimo magnetinis laukas jų pasiskirstymas ir elgesys gerokai skiriasi nuo to, kas stebima žemės atmosfera. Virš pagrindinio maksimumo dėl sąveikos su saulės vėju gali atsirasti ir kitų papildomų sluoksnių. Taigi O+ jonų sluoksnis ryškiausias 225 km aukštyje. Be trijų pagrindinių jonų tipų (O 2 +, CO 2 ir O +), palyginti neseniai 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 ++ ir HCO2+. Virš 400 km kai kurie autoriai išskiria „jonopauzę“, tačiau dėl to dar nėra bendro sutarimo.
Kalbant apie plazmos temperatūrą, jonų temperatūra šalia pagrindinio maksimumo yra 150 K, o 175 km aukštyje padidėja iki 210 K. Aukščiau smarkiai pažeidžiama jonų termodinaminė pusiausvyra su neutraliomis dujomis, jų temperatūra staigiai pakyla iki 1000 K 250 km aukštyje. Elektronų temperatūra gali būti keli tūkstančiai kelvinų, matyt, dėl magnetinio lauko jonosferoje, ji auga didėjant saulės zenito kampui ir nėra vienoda šiauriniame ir pietiniame pusrutuliuose, o tai gali būti dėl liekamojo asimetrijos. Marso plutos magnetinis laukas. Apskritai galima išskirti net tris didelės energijos elektronų populiacijas su skirtingais temperatūros profiliais. Magnetinis laukas turi įtakos ir horizontaliam jonų pasiskirstymui: virš magnetinių anomalijų susidaro didelės energijos dalelių srautai, besisukantys išilgai lauko linijų, todėl didėja jonizacijos intensyvumas, stebimas padidėjęs jonų tankis ir lokalios struktūros.
200-230 km aukštyje yra viršutinė termosferos riba - egzobazė, virš kurios egzosfera Marsas. Jį sudaro lengvos medžiagos – vandenilis, anglis, deguonis – kurios atsiranda dėl fotocheminių reakcijų pagrindinėje jonosferoje, pavyzdžiui, disociatyvios O 2 + rekombinacijos su elektronais. Nuolatinis atominio vandenilio tiekimas į viršutinę Marso atmosferą atsiranda dėl vandens garų fotodisociacijos netoli Marso paviršiaus. Dėl labai lėto vandenilio koncentracijos mažėjimo didėjant aukščiui šis elementas yra pagrindinis planetos atmosferos atokiausių sluoksnių komponentas ir sudaro vandenilio vainiką, kuris tęsiasi apie 20 000 km atstumu, nors nėra griežtos ribos, o dalelės. iš šio regiono tiesiog palaipsniui išsisklaido į aplinkinę kosminę erdvę.
Marso atmosferoje jis taip pat kartais išsiskiria chemosfera- sluoksnis, kuriame vyksta fotocheminės reakcijos, o kadangi dėl ozono ekrano trūkumo, kaip ir Žemėje, ultravioletinė spinduliuotė pasiekia patį planetos paviršių, jos galimos ir ten. Marso chemosfera tęsiasi nuo paviršiaus iki maždaug 120 km aukščio.
Žemutinio atmosferos sluoksnio cheminė sudėtis
Nepaisant stipraus Marso atmosferos retėjimo, anglies dioksido koncentracija joje yra apie 23 kartus didesnė nei žemėje.
- Azotas (2,7%) šiuo metu aktyviai sklaidosi kosmose. Dviatominės molekulės pavidalu azotas stabiliai sulaikomas planetos traukos dėka, tačiau saulės spinduliuotės dėka jis suskaidomas į atskirus atomus, lengvai paliekant atmosferą.
- Argoną (1,6 %) atstovauja santykinai išsklaidymui atsparus sunkusis izotopas argonas-40. Šviesos 36 Ar ir 38 Ar yra tik milijoninėmis dalimis
- Kitos tauriosios dujos: neonas, kriptonas, ksenonas (ppm)
- Anglies monoksidas (CO) - yra CO 2 fotodisociacijos produktas ir yra 7,5⋅10 -4 pastarojo koncentracijos - tai nepaaiškinamai maža reikšmė, nes atvirkštinė reakcija CO + O + M → CO 2 + M yra draudžiama, ir turėjo sukaupti daug daugiau CO. Buvo pasiūlytos įvairios teorijos, kaip smalkės vis dar gali būti oksiduojami iki anglies dioksido, tačiau jie visi turi tam tikrų trūkumų.
- Molekulinis deguonis (O 2) – atsiranda dėl CO 2 ir H 2 O fotodisociacijos viršutinėje Marso atmosferoje. Šiuo atveju deguonis difunduoja į apatinius atmosferos sluoksnius, kur jo koncentracija siekia 1,3⋅10 -3 paviršinės CO 2 koncentracijos. Kaip ir Ar, CO ir N 2, tai Marse nesikondensuojanti medžiaga, todėl jos koncentracija taip pat kinta sezoniškai. Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, 90–130 km aukštyje, O 2 kiekis (dalis, palyginti su CO 2) yra 3–4 kartus didesnis už atitinkamą žemutinio atmosferos sluoksnio vertę ir vidutiniškai yra 4⋅10 -3, svyruojant diapazonas nuo 3,1⋅10 -3 iki 5,8⋅10 -3. Tačiau senovėje Marso atmosferoje buvo didesnis deguonies kiekis, palyginti su jo dalimi jaunoje Žemėje. Deguonis, net ir atskirų atomų pavidalu, dėl didesnio atominio svorio, leidžia jam kauptis, nebeišsisklaido taip aktyviai kaip azotas.
- Ozonas – jo kiekis labai skiriasi priklausomai nuo paviršiaus temperatūros: lygiadienio metu jis yra minimalus visose platumose ir didžiausias ašigalyje, kur žiema, be to, atvirkščiai proporcinga vandens garų koncentracijai. Vienas ryškus ozono sluoksnis yra maždaug 30 km aukštyje, kitas – 30–60 km aukštyje.
- Vanduo. Marso atmosferoje H 2 O yra maždaug 100–200 kartų mažiau nei sausiausių Žemės regionų atmosferoje ir vidutiniškai sudaro 10–20 mikronų nusodinto vandens stulpelio. Vandens garų koncentracija smarkiai skiriasi sezoniškai ir paros metu. Oro prisotinimo vandens garais laipsnis yra atvirkščiai proporcingas dulkių dalelių, kurios yra kondensacijos centrai, kiekiui, o kai kuriose vietose (žiemą, 20-50 km aukštyje) buvo užfiksuoti garai, kurių slėgis viršija sočiųjų garų slėgį 10 kartų – daug daugiau nei žemės atmosferoje.
- Metanas. Nuo 2003 m. yra pranešimų apie nežinomo pobūdžio metano emisijų registravimą, tačiau nė vienas iš jų negali būti laikomas patikimu dėl tam tikrų registravimo metodų trūkumų. Šiuo atveju kalbame apie itin mažas reikšmes - 0,7 ppbv (viršutinė riba - 1,3 ppbv) kaip foninę vertę ir 7 ppbv epizodiniams serijoms, kurios yra ant skiriamosios gebos ribos. Kadangi kartu buvo paskelbta ir informacija apie CH 4 nebuvimą, patvirtintą kitais tyrimais, tai gali reikšti tam tikrą pertrūkį metano šaltinį, taip pat tam tikro greito jo sunaikinimo mechanizmo egzistavimą, o jo veikimo trukmė. fotocheminis šios medžiagos sunaikinimas vertinamas 300 metų. Šiuo metu diskusijos šiuo klausimu yra atviros ir yra ypač įdomios astrobiologijos kontekste, atsižvelgiant į tai, kad Žemėje ši medžiaga yra biogeninės kilmės.
- kai kurių pėdsakų organiniai junginiai. Svarbiausios yra viršutinės H 2 CO, HCl ir SO 2 ribos, kurios atitinkamai rodo, kad nėra reakcijų su chloru, taip pat vulkaninį aktyvumą, ypač ne vulkaninę metano kilmę, jei jis yra patvirtino.
Dėl Marso atmosferos sudėties ir slėgio žmonės ir kiti sausumos organizmai negali kvėpuoti. Norint dirbti planetos paviršiuje, būtinas skafandras, nors ir ne toks didelis ir apsaugotas kaip Mėnuliui ir atvira erdvė. Pati Marso atmosfera nėra nuodinga ir susideda iš chemiškai inertinių dujų. Atmosfera šiek tiek pristabdo meteoritų kūnus, todėl Marse kraterių yra mažiau nei Mėnulyje ir jie yra ne tokie gilūs. O mikrometeoritai visiškai išdega, nepasiekdami paviršiaus.
Vanduo, debesys ir krituliai
Mažas tankis netrukdo atmosferoje susidaryti didelio masto reiškiniams, turintiems įtakos klimatui.
Vandens garų Marso atmosferoje yra ne daugiau kaip tūkstantoji procento dalis, tačiau, remiantis naujausių (2013 m.) tyrimų rezultatais, tai vis dar daugiau, nei manyta anksčiau, ir daugiau nei viršutiniuose Žemės atmosferos sluoksniuose, ir esant žemam slėgiui ir temperatūrai, jis yra artimos soties būsenos, todėl dažnai kaupiasi debesyse. Paprastai vandens debesys susidaro 10–30 km aukštyje virš paviršiaus. Jie daugiausia susitelkę ties pusiauju ir stebimi beveik ištisus metus. Matyti debesys aukštus lygius atmosferoje (daugiau nei 20 km) susidaro dėl CO 2 kondensacijos. Tas pats procesas yra atsakingas už žemų (mažiau nei 10 km aukštyje) debesų susidarymą poliariniuose regionuose žiemą, kai atmosferos temperatūra nukrenta žemiau CO 2 užšalimo taško (-126 ° C); vasarą panašūs ploni dariniai susidaro iš ledo H 2 O
1978 metais fotografuojant šiaurinį poliarinį regioną buvo aptiktas vienas iš įdomių ir retų atmosferos reiškinių Marse ("Vikingas-1"). Tai cikloninės struktūros, kurias nuotraukose aiškiai atpažįsta sūkurinės debesų sistemos, kurių cirkuliacija prieš laikrodžio rodyklę. Jie buvo rasti 65-80° šiaurės platumos zonoje. sh. „šiltuoju“ metų periodu, nuo pavasario iki ankstyvo rudens, kai čia įsitvirtina poliarinis frontas. Jo atsiradimą lemia ryškus paviršiaus temperatūros kontrastas šiuo metų laiku tarp ledo kepurės krašto ir aplinkinių lygumų. Su tokiu frontu susiję oro masių bangų judėjimai lemia mums taip pažįstamų cikloninių sūkurių atsiradimą Žemėje. Marse aptinkamų sūkurinių debesų sistemų dydis svyruoja nuo 200 iki 500 km, jų judėjimo greitis siekia apie 5 km/h, o vėjo greitis šių sistemų periferijoje siekia apie 20 m/s. Atskiro cikloninio sūkurio egzistavimo trukmė svyruoja nuo 3 iki 6 dienų. Centrinės Marso ciklonų dalies temperatūros reikšmės rodo, kad debesys yra sudaryti iš vandens ledo kristalų.
Sniegas išties buvo pastebėtas ne kartą. Taigi 1979 metų žiemą Viking-2 nusileidimo zonoje iškrito plonas sniego sluoksnis, kuris gulėjo kelis mėnesius.
Dulkių audros ir dulkių velniai
Būdingas Marso atmosferos bruožas yra nuolatinis dulkių buvimas; pagal spektrinius matavimus dulkių dalelių dydis yra 1,5 µm. Maža gravitacija leidžia net retesniems oro srautams pakelti didžiulius dulkių debesis iki 50 km aukščio. O vėjai, kurie yra viena iš temperatūrų skirtumo apraiškų, dažnai pučia virš planetos paviršiaus (ypač vėlyvą pavasarį – vasaros pradžioje pietų pusrutulyje, kai temperatūrų skirtumas tarp pusrutulių ypač aštrus), o jų greitis siekia 100 m/s. Taip susidaro didžiulės dulkių audros, kurios nuo seno stebimos pavienių geltonų debesų pavidalu, o kartais – ištisinio geltono šydo, dengiančio visą planetą, pavidalu. Dažniausiai dulkių audros kyla prie poliarinių kepurių, jų trukmė gali siekti 50-100 dienų. Silpna geltona migla atmosferoje, kaip taisyklė, pastebima po didelių dulkių audrų ir lengvai aptinkama fotometriniais ir poliarimetriniais metodais.
Dulkių audros, kurios buvo gerai stebimos vaizduose, darytose iš orbiterių, pasirodė vos matomos fotografuojant iš nusileidimo aparatų. Dulkių audrų pralėkimas šių kosminių stočių nusileidimo vietose buvo užfiksuotas tik smarkiai pasikeitus temperatūrai, slėgiui ir labai nežymiai patamsėjus bendram dangaus fonui. Dulkių sluoksnis, nusėdęs po audros vikingų nusileidimo aikštelių apylinkėse, siekė vos kelis mikrometrus. Visa tai rodo gana mažą Marso atmosferos laikomąją galią.
Nuo 1971 metų rugsėjo iki 1972 metų sausio Marse kilo pasaulinė dulkių audra, kuri net neleido nufotografuoti paviršiaus iš zondo Mariner 9. Dulkių masė atmosferos stulpelyje (optinis storis nuo 0,1 iki 10) šiuo laikotarpiu svyravo nuo 7,8⋅10 -5 iki 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Taigi bendras Marso atmosferoje esančių dulkių dalelių svoris pasaulinių dulkių audrų laikotarpiu gali siekti iki 10 8 - 10 9 t, o tai yra proporcinga viso dulkės žemės atmosferoje.
Aurora pirmą kartą buvo užfiksuota SPICAM UV spektrometru Mars Express erdvėlaivyje. Tada jį ne kartą stebėjo MAVEN aparatas, pavyzdžiui, 2015 metų kovą, o 2017 metų rugsėjį kur kas galingesnį įvykį užfiksavo marsaeigio Curiosity Radiation Assessment Detector (RAD). Aparato MAVEN duomenų analizė taip pat atskleidė iš esmės kitokio tipo – difuzines – auroras, atsirandančias žemose platumose, srityse, kurios nėra susietos su magnetinio lauko anomalijomis ir kurias sukelia labai didelę energiją turinčių dalelių prasiskverbimas, apie 200 keV, į atmosferą.
Be to, ekstremali Saulės ultravioletinė spinduliuotė sukelia vadinamąjį savąjį atmosferos švytėjimą (angl. airglow).
Optinių perėjimų registravimas auroros ir vidinio švytėjimo metu suteikia svarbios informacijos apie viršutinių atmosferos sluoksnių sudėtį, temperatūrą ir dinamiką. Taigi, azoto oksido emisijos γ ir δ juostų tyrimas nakties laikotarpiu padeda apibūdinti cirkuliaciją tarp apšviestų ir neapšviestų regionų. O spinduliuotės registravimas 130,4 nm dažniu su savo švytėjimu padėjo atskleisti aukštos temperatūros atominio deguonies buvimą, o tai buvo svarbus žingsnis siekiant suprasti atmosferos egzosferų ir koronų elgesį apskritai.
Spalva
Marso atmosferą užpildančios dulkių dalelės dažniausiai yra geležies oksidas, suteikiantis jai rausvai oranžinį atspalvį.
Remiantis matavimais, atmosferos optinis storis yra 0,9, o tai reiškia, kad tik 40% krentančios saulės spinduliuotės pasiekia Marso paviršių per jo atmosferą, o likusius 60% sugeria ore kabančios dulkės. Be jo Marso dangus būtų maždaug tokios pat spalvos kaip žemės dangus 35 kilometrų aukštyje. Pažymėtina, kad tokiu atveju žmogaus akis prisitaikytų prie šių spalvų, o baltos spalvos balansas būtų automatiškai sureguliuotas taip, kad dangus būtų matomas taip pat, kaip ir antžeminio apšvietimo sąlygomis.
Dangaus spalva labai nevienalytė, o nesant debesų ar dulkių audrų, nuo santykinai šviesaus horizonto, jis smarkiai tamsėja ir gradientu link zenito. Palyginti ramiu ir ramiu metų laiku, kai mažiau dulkių, zenite dangus gali būti visiškai juodas.
Nepaisant to, marsaeigių vaizdų dėka tapo žinoma, kad saulėlydžio ir saulėtekio metu aplink Saulę dangus pasidaro mėlynas. To priežastis yra Rayleigh sklaida – šviesa išsisklaido ant dujų dalelių ir nuspalvina dangų, tačiau jei Marso dieną efektas yra silpnas ir plika akimi nematomas dėl retėjančios atmosferos ir dulkių, tai saulei leidžiantis saulė šviečia per daug storesnis oro sluoksnis, dėl kurio mėlyna ir violetinė pradeda sklaidyti komponentus. Tas pats mechanizmas yra atsakingas už mėlyną dangų Žemėje dienos metu ir geltonai oranžinį saulėlydžio metu. [ ]
Rocknest smėlio kopų panorama, sudaryta iš „Curiosity“ roverio vaizdų.
Pakeitimai
Viršutinių atmosferos sluoksnių pokyčiai yra gana sudėtingi, nes jie yra susiję vienas su kitu ir su apatiniais sluoksniais. Atmosferos bangos ir potvyniai, sklindantys į viršų, gali turėti reikšmingos įtakos termosferos struktūrai ir dinamikai, o dėl to ir jonosferai, pavyzdžiui, viršutinės jonosferos ribos aukščiui. Dulkių audrų metu žemesniuose atmosferos sluoksniuose mažėja jos skaidrumas, jos įkaista ir plečiasi. Tuomet didėja termosferos tankis – jis gali skirtis net dydžiu – ir elektronų koncentracijos maksimumo aukštis gali pakilti iki 30 km. Dulkių audrų sukelti viršutinių atmosferos sluoksnių pokyčiai gali būti globalūs ir paveikti teritorijas iki 160 km virš planetos paviršiaus. Viršutinių atmosferos sluoksnių reakcija į šiuos reiškinius trunka keletą dienų, o į ankstesnę būseną grįžta daug ilgiau – kelis mėnesius. Kitas viršutinės ir apatinės atmosferos sluoksnių santykio pasireiškimas yra tai, kad vandens garai, kurie, kaip paaiškėjo, yra per daug prisotinti žemutiniu atmosferos sluoksniu, gali fotodisociuoti į lengvesnius H ir O komponentus, kurie padidina egzosferos tankį ir intensyvumą. vandens praradimo dėl Marso atmosferos. Išoriniai veiksniai, sukeliantys pokyčius viršutinėje atmosferoje, yra itin ultravioletiniai ir minkšti rentgeno spinduliai Saulės, saulės vėjo dalelės, kosminės dulkės ir didesni kūnai, tokie kaip meteoritai. Užduotį apsunkina tai, kad jų poveikis, kaip taisyklė, yra atsitiktinis, jo intensyvumo ir trukmės nenuspėti, be to, epizodinius reiškinius dengia cikliniai procesai, susiję su paros laiko, sezono ir saulės kaita. ciklas. Šiuo metu geriausiu atveju yra sukaupta įvykių statistika apie atmosferos parametrų dinamiką, tačiau teorinis dėsningumų aprašymas dar nebaigtas. Neabejotinai nustatytas tiesioginis proporcingumas tarp plazmos dalelių koncentracijos jonosferoje ir saulės aktyvumo. Tai patvirtina faktas, kad panašus dėsningumas pagal 2007-2009 metų Žemės jonosferos stebėjimų rezultatus iš tiesų buvo užfiksuotas, nepaisant esminio šių planetų magnetinio lauko skirtumo, kuris tiesiogiai veikia jonosferą. Ir dalelių išmetimas saulės korona, sukeliantis saulės vėjo slėgio pokytį, taip pat būdingas magnetosferos ir jonosferos suspaudimas: didžiausias plazmos tankis nukrenta iki 90 km.
Dienos svyravimai
Nepaisant retėjimo, atmosfera vis dėlto reaguoja į srauto pokyčius. saulės šilumos lėčiau nei planetos paviršius. Taigi ryto laikotarpiu temperatūra labai skiriasi priklausomai nuo aukščio: 20 ° skirtumas buvo užfiksuotas 25 cm–1 m aukštyje virš planetos paviršiaus. Kylant Saulei šaltas oras įšyla nuo paviršiaus ir būdingo sūkurio pavidalu kyla aukštyn, keldamas į orą dulkes – taip susidaro dulkių velniai. Paviršiniame sluoksnyje (iki 500 m aukščio) vyksta temperatūros inversija. Atmosferai jau atšilus iki vidurdienio, šis poveikis nebepastebimas. Maksimumas pasiekiamas apie 2 valandą po pietų. Tada paviršius atvėsta greičiau nei atmosfera ir stebimas atvirkštinis temperatūros gradientas. Prieš saulėlydį temperatūra vėl mažėja didėjant ūgiui.
Dienos ir nakties kaita veikia ir viršutinius atmosferos sluoksnius. Visų pirma, jonizacija saulės spinduliuote sustoja naktį, tačiau plazma pirmą kartą po saulėlydžio dėl srauto iš dienos pusės ir toliau pasipildo, o vėliau susidaro dėl elektronų, judančių žemyn palei magnetinį lauką smūgių. linijos (vadinamasis elektronų įsiskverbimas) – tuomet didžiausias stebimas 130-170 km aukštyje. Todėl elektronų ir jonų tankis naktinėje pusėje yra daug mažesnis ir jam būdingas sudėtingas profilis, kuris taip pat priklauso nuo vietinio magnetinio lauko ir kinta nebanaliu būdu, kurio dėsningumas dar nėra visiškai suprantamas ir aprašyta teoriškai. Dienos metu jonosferos būklė kinta ir priklausomai nuo Saulės zenito kampo.
metinis ciklas
Kaip ir Žemėje, taip ir Marse vyksta metų laikų kaita dėl sukimosi ašies polinkio į orbitos plokštumą, todėl žiemą poliarinė kepurė auga šiauriniame pusrutulyje, o beveik išnyksta pietiniame, o po šešių. mėnesių pusrutuliai keičiasi vietomis. Tuo pačiu metu dėl gana didelio planetos orbitos ekscentriškumo perihelyje (žiemos saulėgrįža šiauriniame pusrutulyje) ji gauna iki 40% daugiau saulės spinduliuotės nei afelyje, o šiauriniame pusrutulyje žiema trumpa ir santykinai. vidutinė, o vasara ilga, bet vėsi, pietuose, atvirkščiai, vasaros trumpos ir santykinai šiltos, o žiemos ilgos ir šaltos. Šiuo atžvilgiu pietinė kepurė žiemą užauga iki pusės ašigalio pusiaujo atstumo, o šiaurinė - tik iki trečdalio. Kai viename iš ašigalių ateina vasara, anglies dioksidas iš atitinkamo poliarinio dangtelio išgaruoja ir patenka į atmosferą; vėjai nuneša į priešingą kepurę, kur vėl užšąla. Tokiu būdu vyksta anglies dioksido ciklas, kuris kartu su skirtingais poliarinių dangtelių dydžiais sukelia Marso atmosferos slėgio pasikeitimą, kai ji skrieja aplink Saulę. Dėl to, kad žiemą poliarinėje kepurėje užšąla iki 20-30% visos atmosferos, atitinkamai krenta slėgis atitinkamoje srityje.
Sezoniniai svyravimai (taip pat ir kasdieniniai) taip pat patiria vandens garų koncentraciją - jie svyruoja nuo 1 iki 100 mikronų. Taigi žiemą atmosfera beveik „sausa“. Vandens garų jame atsiranda pavasarį, o vasaros viduryje, pasikeitus paviršiaus temperatūrai, jų kiekis pasiekia maksimumą. Vasaros-rudens laikotarpiu vandens garai palaipsniui persiskirsto, o didžiausias jų kiekis juda iš šiaurinės poliarinės srities į pusiaujo platumas. Tuo pačiu metu bendras pasaulinis garų kiekis atmosferoje (pagal Viking-1 duomenis) išlieka maždaug pastovus ir prilygsta 1,3 km 3 ledo. Didžiausias H 2 O kiekis (100 μm nusodinto vandens, lygus 0,2 tūrio proc.) buvo užfiksuotas vasarą virš tamsios srities, supančios šiaurinį likutinį poliarinį dangtelį – šiuo metų laiku atmosfera virš poliarinės kepurės ledo. paprastai yra arti prisotinimo.
Pavasario-vasaros laikotarpiu pietiniame pusrutulyje, kai aktyviausiai formuojasi dulkių audros, stebimi paros arba pusiau paros atmosferos potvyniai – slėgio padidėjimas šalia paviršiaus ir atmosferos šiluminis plėtimasis, reaguojant į jo įkaitimą.
Metų laikų kaita turi įtakos ir viršutinei atmosferos daliai – tiek neutraliam komponentui (termosferai), tiek plazmai (jonosferai), o į šį faktorių reikia atsižvelgti kartu su saulės ciklu, o tai apsunkina viršutinės sluoksnio dinamikos apibūdinimą. atmosfera.
Ilgalaikis pokytis
taip pat žr
Pastabos
- Williamsas, Davidas R. Marso faktų lapas (neterminuota) . Nacionalinis kosmoso mokslo duomenų centras. NASA (2004 m. rugsėjo 1 d.). Žiūrėta 2017 m. rugsėjo 28 d.
- N. Mangoldas, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenazas, C. Sotinas. Marsas: „maža“ antžeminė planeta: [Anglų] ]// Astronomijos ir astrofizikos apžvalga. - 2016. - V. 24, Nr.1 (gruodžio 16 d.). - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
- Marso atmosfera (neterminuota) . VISATA-PLANETA // PORTALAS Į KITĄ DIMENSIJĄ
- Marsas yra raudona žvaigždė. Teritorijos aprašymas. Atmosfera ir klimatas (neterminuota) . galspace.ru – Saulės sistemos tyrinėjimo projektas. Žiūrėta 2017 m. rugsėjo 29 d.
- (anglų k.) Out of Thin Martian Air Astrobiologijos žurnalas, Michaelas Schirberis, 2011 m. rugpjūčio 22 d.
- Maksimas Zabolotskis. Bendra informacija apie Marso atmosferą (neterminuota) . spacegid.com(2013-09-21). Žiūrėta 2017 m. spalio 20 d.
- Marso Pathfinder - Mokslas Rezultatai - Atmosferos ir meteorologinės ypatybės (neterminuota) . nasa.gov. Žiūrėta 2017 m. balandžio 20 d.
- J. L. Foxas, A. Dalgarno. Viršutinės Marso atmosferos sluoksnių jonizavimas, šviesumas ir kaitinimas: [Anglų] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, leidimas. A12 (gruodžio 1 d.). - S. 7315–7333. -
Dažna klaida, dėl kurios paprastai įvertinamos konkrečios planetos klimato sąlygos, yra slėgio painiojimas su tankiu. Nors teoriniu požiūriu visi žinome skirtumą tarp slėgio ir tankio, iš tikrųjų be atsargumo atmosferos slėgį žemėje lyginant su tam tikros planetos atmosferos slėgiu.
Bet kurioje antžeminėje laboratorijoje, kur gravitacija yra maždaug vienoda, ši atsargumo priemonė nereikalinga ir dažnai naudojamas slėgis kaip tankio „sinonimas“. Kai kurie reiškiniai saugiai tvarkomi atsižvelgiant į „slėgio / temperatūros“ sąnaudas, pvz., veido diagramas (arba būsenų diagramas), kuriose iš tikrųjų būtų teisingiau kalbėti apie „tankio ir temperatūros koeficientą“ arba „esant slėgiui / temperatūrai“. kitaip mes nesuprantame skysto vandens buvimo, kai nėra gravitacijos (o tada nesvarumo) erdvėlaivyje, skriejančiame kosmoso orbitoje!
Tiesą sakant, techniškai atmosferos slėgis yra „svoris“, kurį tam tikras dujų kiekis virš mūsų galvų daro viską, kas yra žemiau. Tačiau tikroji problema yra ta, kad svoris priklauso ne tik nuo tankio, bet ir dėl gravitacijos. Jei, pavyzdžiui, sumažintume Žemės gravitaciją 1/3, Akivaizdu, kad tas pats dujų kiekis, kuris yra virš mūsų, turės trečdalį savo pradinio svorio, Nepaisant to, kad dujų kiekis išlieka lygiai toks pat. Taigi, palyginus klimato sąlygos tarp dviejų planetų teisingiau būtų kalbėti apie tankį, o ne apie slėgį.
Šį principą puikiai suprantame išanalizavę Torricelli barometro – pirmojo žemės atmosferos slėgį matavusio prietaiso – veikimą. Jei užpildysime uždarą gyvsidabrio vamzdelį iš vienos pusės, o vertikaliai atvirą galą taip pat panardinsime į rezervuarą, pripildytą gyvsidabrio, pastebėsite, kad šiaudelio viršuje susidaro vakuuminė kamera. Torricelli iš tikrųjų pažymėjo, kad išorinis slėgis, esantis šiauduose, turėjo palaikyti gyvsidabrio stulpelio aukštį maždaug 76 cm. Apskaičiuojant konkretų gyvsidabrio gaminį, Žemės gravitaciją ir gyvsidabrio stulpelio aukštį, galima apskaičiuoti aukščiau nurodytą svorį. atmosfera.
Iš Vikipedijos adresu: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Tačiau ši sistema, puiki savo laiku, turi didelių apribojimų, kai naudojama „Earthlings“. Tiesą sakant, kaip tikroji gravitacija dviejuose iš trijų formulės faktorių, bet koks gravitacijos skirtumas sukuria kvadratinį barometro atsako skirtumą, tada toje pačioje oro stulpelyje planetoje su 1/3 pradinės gravitacijos. , sukurs barometrą Torricelli , esant 1/9 pradinės vertės slėgiui.
Akivaizdu, kad, be instrumentinių artefaktų, faktas išlieka: tas pats oro stulpelis turės svorį, proporcingą planetų, ant kurių retkarčiais jį turėsime, gravitacijai, todėl vien barometrinis slėgis nėra absoliutus tankio matas!
Analizuojant Marso atmosferą, šis poveikis sistemingai ignoruojamas. Lengvai kalbame apie slėgį hPa ir dirbame tiesiogiai su žeme, visiškai nekreipdami dėmesio į hPa slėgį, t. Tos pačios klaidos, kurias darote žiūrėdami į vandens diagramų veidus, kad parodytumėte, jog Marse vanduo negali egzistuoti skystu pavidalu. Visų pirma, trigubas vandens taškas žemėje yra 6,1 hPa, tačiau Marse, kur gravitacija sudaro 38% žemės gravitacijos, jei tai padarytumėte hPa, tai būtų absoliučiai 6,1, bet 2,318 hPa (nors barometras, Torricelli ženklas 0,88 hPa). Tačiau šios analizės, mano nuomone, visada sistemingai vengiama apgaulės būdu, atkuriant žymėjimą į tas pačias pagrindines reikšmes. Ta pati 5–7 hpa Marso atmosferos slėgio indikacija nėra aiškiai nurodyta, ar tai reiškia žemės gravitacija arba Marsas.
Tiesą sakant, 7 hPa Marse dujų tankis Žemėje turėtų būti apie 18,4 hPa. Visiškai to galima išvengti šiuolaikiniai tyrimai, Tarkime, antroje pusėje 60 Kitas, kadangi anksčiau buvo griežtai nurodyta, kad slėgis buvo viena dešimtoji žemės paviršiaus, bet tankis yra 1/3. Grynai moksliniu požiūriu buvo atsižvelgta į tikrąjį oro stulpelio svorį, kuris lėmė 1/3 jo faktinio svorio ant žemės, tačiau iš tikrųjų tankis buvo panašus į 1/3 žemės tankio. . Kodėl pastarųjų tyrimų metu yra toks skirtumas?
Gal todėl, kad lengviau kalbėti apie tai, kad neįmanoma išlaikyti skystos vandens fazės?
Yra ir kitų šios tezės užuominų: kiekviena atmosfera iš tikrųjų sukuria šviesos sklaidą (sklaidymą) daugiausia mėlyna spalva, kurią galima lengvai išanalizuoti net Marso atveju. Nors Marso atmosfera yra dulkių krūva, kad ji būtų rausva, atskirdami mėlyną Marso panoraminio vaizdo komponentą, galite susidaryti vaizdą apie Marso atmosferos tankį. Jei palygintume žemės dangų su vaizdais, darytais skirtinguose aukščiuose, o vėliau ir su skirtingais tankio laipsniais, suprastume, kad vardinis dydis, kuriame turime rasti 7 hPa, t.y. 35 000 m, dangus visiškai juodas, Salvo mugės horizontas yra juosta, kurioje iš tikrųjų vis dar matome savo atmosferos sluoksnius.
Kairėje: 1999 m. birželio 22 d. zondo Pathfinder filmuota Marso kraštovaizdžio medžiaga. Šaltinis: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 dešinėje: šalia mėlyno kanalo figūra; Atkreipkite dėmesį į dangaus intensyvumą!
Kairėje: Sidnėjus – Pietryčių Australijos miestas, Naujojo Pietų Velso sostinė, 6 m. Dešinėje: artėja mėlynas kanalas.
Kairėje: Sidnėjus, bet visada per smėlio audrą. Dešinėje: artėja mėlynas kanalas; Kaip matote, kabančios dulkės sumažina dangaus šviesumą, o ne padidina jį, Priešingai nei teigiama NASA Marso atveju!
Akivaizdu, kad Marso dangaus nuotraukos, filtruotos mėlyna juosta, yra daug ryškesnės, beveik panašios į nuotraukas, darytas ant Everesto kalno, šiek tiek mažiau nei 9000 m, kur ieškoti, jei atmosferos slėgis yra 1/3 normalaus jūros lygio spaudimas.
Kitas įrodymas, kad Marso atmosferos tankis yra didesnis nei skelbta, buvo rimta nauda, buvo pateikta velnių dulkių reiškinio. Šie „mini tornadai“ gali pakelti smėlio stulpelius iki kelių kilometrų; Bet kaip tai įmanoma?
Pati NASA bandė juos imituoti vakuuminėje kameroje, imituodama 7 hPa Marso slėgį, ir jie negalėjo imituoti reiškinių, nebent jis padidintų slėgį bent 11 kartų! Pradinis slėgis, net naudojant labai galingą ventiliatorių, negalėjo nieko pakelti!
Tiesą sakant, 7 GPa yra tikrai paprastas, atsižvelgiant į tai, kad ne tik kyla virš jūros lygio, bet ir greitai sumažėja trupmeninės vertės; bet tada visi reiškiniai stebimi prie Olimpo kalno, o tai reiškia 17 km aukštį, Kaip tai gali būti?
Iš teleskopinių stebėjimų žinoma, kad Marse yra labai aktyvi atmosfera, ypač dėl debesų ir rūko susidarymo, ne tik smėlio audrų. Marso stebėjimai per teleskopą, įdėjus mėlynos šviesos filtrą, galite pabrėžti visus šiuos atmosferos reiškinius, toli gražu nėra nereikšmingi. Vidutinės žiniasklaidos galios teleskopu visada buvo stebimas rytinis ir vakarinis rūkas, orografiniai debesys, poliariniai debesys. Kiekvienas gali, pavyzdžiui, naudodamas paprastą grafikos programą, atskirti tris raudonus lygius, žalią, Mėlyna spalva Marso vaizdus ir patikrinkite, kaip jis veikia. Raudonąjį kanalą atitinkantis vaizdas suteiks mums gerą topografinį žemėlapį, o mėlyname kanale – poliarinės ledo kepurės ir debesys. Tai lengva padaryti tiek nuotraukose, darytose mažais teleskopais, tiek iš kosminio teleskopo. Be to, nuotraukose, darytose iš kosminio teleskopo, pastebite mėlyną atmosferos sukeltą kraštą, kuris tada atrodo mėlynas, o ne raudonas, kaip parodyta vaizdo vietoje.
Tipiški Marso vaizdai, padaryti Hablo kosminiu teleskopu. Šaltinis: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Raudonas kanalas (kairėje), žalias kanalas (centras) ir mėlynas kanalas (dešinėje); Atkreipkite dėmesį į pusiaujo debesį.
Kitas įdomus dalykas yra poliarinių telkinių analizė; kirtimo aukščio duomenis ir gravitometrinius duomenis, nebuvo įmanoma nustatyti, kad poliarinės nuosėdos sezoniškai skiriasi maždaug 1,5 metro Šiaurės ašigalyje ir 2,5 metro Pietų ašigalyje, o vidutinis gyventojų tankis tuo metu buvo didžiausias apie 0,5 g/ cm 3.
Šiuo atveju tankis, 1 mm sniego CO 2 sukuria 0,04903325 hPa slėgį; Net jei darytume prielaidą, kad aukščiau pateiktas optimistiškiausias Marso slėgis yra 18,4 hPa, neatsižvelgiant į tai, kad CO 2 sudaro 95%, o ne 100% Marso atmosferos, jei kondensuotume, visa atmosfera žemėje gautų 37,5 hPa sluoksnį. cm storio!
Kita vertus, 1,5 pėdos anglies dvideginio sniego, kurio tankis 0,5 g/cm 3, sukuria 73,5 hPa slėgį ir 2,5 metro, o ne 122,6 hPa!
Paviršiaus atmosferos slėgio laiko raida užfiksavo du Viking Lander 1 ir 2 (Viking Lander 1 He nusileido Kriso erdvėje 22,48° šiaurės platumos, 49,97° vakarų platumos, 1,5 km žemiau vidutinio. Viking Lander 2 He nusileido Utopijos erdvėje 47,97° n, 225. ° V, 3 km žemiau vidurkio) per pirmuosius trejus Marso misijos metus: 1 metai (taškai), 2 metai (ištisinė linija) ir 3 metai (punktyrinė linija) telpa tame pačiame stulpelyje. Tillman šaltinis ir svečias (1987) (Taip pat žr. Tillman 1989).
Taip pat atsižvelkite į tai, kad jei sezoninio sauso ledo masė abiejuose pusrutuliuose buvo panaši, pasaulinio atmosferos slėgio sezoniniai svyravimai neturėtų sukelti, kadangi poliarinio dangtelio griūtis visada bus kompensuota kondensacija ant grindų kitame pusrutulyje.
Tačiau žinome, kad Marso orbitos išlyginimas sukuria beveik 20 ° C skirtumą tarp dviejų pusrutulių vidutinės temperatūros, nuo viršaus iki 30 ° C platumos -30 ° ~ naudai. Atminkite, kad 7 GPa CO 2 ICES yra 123 °C (~ 150 °K), o esant 18,4 hPa ( teisinga vertė Marso gravitacijai) ICES iki ~-116°C (~157°K).
„Mariner 9“ misijos borealinio pavasario metu surinktų duomenų palyginimas (Ls = 43 – 54°). Rodoma ištisine linija diagramoje virš temperatūros (kelvinais), aptiktos IRIS eksperimentu. Brūkšninės kreivės rodo vietinius vėjus (m s-1), gautus iš šilumos balansas vėjas (Pollack et 1981). Viduriniame grafike rodoma to paties sezono modeliavimo temperatūra (K), o apatiniame grafike – modeliavimo vėjai (m s-1). Šaltinis: "Meteorologinis kintamumas ir metinis paviršiaus slėgio ciklas Marse" Frederic Hourdin, Le Van Foo, François Forget, Olivier Talagrand (1993)
Pagal Mariner 9 tik Pietų ašigalyje randame reikiamas oro sąlygas, Nors pagal pasaulinio geodezininko (MGS) žalą, susijusią su žeme, galimas buvimas abiejuose pusrutuliuose.
Minimali dirvožemio temperatūra Marso laipsniais Celsijaus, paimta iš terminio spektrometro (TES) Mars Global Surveyor (MGS). Horizontalioje ir vertikalioje platumoje Saulės ilguma (Ls). Mėlyna lentelės dalis rodo minimalią temperatūrą, vidutinę metinę maksimalią temperatūrą ir visada su minimalia paros temperatūra.
Tada, apibendrinant, atrodo, kad atmosfera pasiekia minimalią temperatūrą -123 ° C nulis -132 ° C; Atkreipiu dėmesį, kad esant -132°2 slėgis neturi viršyti 1,4 GPa be ledo!
Anglies dioksido garų slėgio grafikas; be kitų šio grafiko paslaugų, galite nustatyti maksimalų CO2 slėgį, kurį gali pasiekti prieš kondensuojantis (šiuo atveju ant ledo) tam tikroje temperatūroje.
Bet grįžkime prie sezoninių poliarinių nuosėdų; kaip matėme, bent jau naktį, 60° platumos, atrodo, kad yra sąlygos susidaryti sausam ledui, bet kas iš tikrųjų vyksta poliarinės nakties metu?
Pradėkime nuo dviejų visiškai skirtingų būsenų: kondensacijos nuo paviršiaus, kad atvėstų oro masė arba „šaltas“.
Pirmuoju atveju tarkime, kad dirvožemio temperatūra nukrenta žemiau anglies dioksido užšalimo ribos; gruntas pradės vis labiau dengtis ledo sluoksniu, kol čia užteks paties ledo sukeltos šilumos izoliacijos procesui sustabdyti. Sauso ledo atveju, būdamas geras šilumos izoliatorius, jis tiesiog yra labai mažas, todėl pats šis reiškinys nėra pakankamai efektyvus, kad pateisintų pastebėtą ledo kaupimąsi! Kaip to įrodymą, į Šiaurės ašigalį ir Pietų ašigalis priklauso rekordui -132°C, kur minimumas yra -130°C (Pagal TES MGS). Mane taip pat domina tiek patikimas -132°C aptikimas iš Marso orbitos, tiek spektroskopinis kelias, nes esant tokiai temperatūrai pats gruntas turi būti uždengtas nuo kondensacijos proceso!
Antruoju atveju, jei oro masė (šiuo atveju CO 2 beveik grynas) pasiekia rasos tašką, kai tik temperatūra nukrenta, jos slėgis neviršija toms dujoms tos temperatūros nustatytos „garų slėgio“ ribos. , sukeldamas dujų pertekliaus masės iš karto kondensaciją! Tiesą sakant, šio proceso efektyvumas yra tikrai dramatiškas; Jei turėtume imituoti panašų įvykį Marse, taip pat turėtume apsvarstyti įvykių grandinę, kuri sukurtų.
Mes sumažiname Pietų ašigalio temperatūrą, pavyzdžiui, iki -130 ° C, pradinis slėgis yra 7 hPa; Atvykimo slėgis turi būti ~ 2 GPa, todėl sniego iškritimas sausas ledas ~ 50 cm storio (0,1 Gy/cm 2) Jei suspaudžiamas 0,5 Gy/cm 2 degtuko ~ 10 cm storio. Žinoma, toks slėgio skirtumas bus greitas oras iš aplinkinių vietovių, o žemesnio (grandinio) slėgio ir temperatūros poveikis iš gretimų vietovių, tačiau kondensato indėlis yra visas sniegas. Pats procesas taip pat linkęs gaminti šiluminę energiją (tada temperatūra pakyla), bet jei temperatūra išliks -130 ° C, kondensacijos procesas sustos tik tada, kai visos planetos pasieks 2 hPa pusiausvyros slėgį!
Šis mažas modeliavimas naudojamas norint suprasti ryšį tarp minimalių temperatūrų ir barometrinio slėgio pokyčių, paaiškinant, kodėl minimali temperatūra ir slėgis yra susiję. Iš pateiktų barometrinio slėgio grafikų, užfiksuotų dviejų Viking Lander, žinome, kad Viking 1 slėgis svyruoja nuo minimalaus 6,8 hPa iki didžiausio 9,0 hPa, o vidutinė vertė yra 7,9 . „Vikings 2“ Priimtinos vertės yra nuo 7,4 HPA esant 10,1 GPa ir vidutiniškai 8,75 hPa. Taip pat žinome, kad VL 1 Jis nusileido 1,5 km ir VL 2 3 km, abu žemiau vidutinis lygis Marsas. Atsižvelgiant į tai, kad vidutinis Marso lygis yra 6,1 hPa (atsiranda iš trigubo vandens taško!), jei didesnes nei vidutines reikšmes įvertinsime 6,1 hPa, tada abu svyruoja nuo mažiau nei 5,2 ± 0,05 hPa ir daugiausiai 7 ± 0,05 hPa. Nors minimali reikšmė yra 5,2 GPa, žema temperatūra, gauname ~-125°C (~148°K), jau aiškiai nesutinkant su Jūsų duomenimis. Dabar, kai slėgio kritimas nuo 7 HPA iki 5,2 HPA nusėda 18,4 cm storio (0,1 Gy/cm 2), jei suspaustas 0,5 Gy/cm 2 , tai yra ~ 3,7 cm storio, o pietų poliaus dangtelio paviršius yra ~ 1 / 20 Bendras Marso paviršius (tikrai artėja prie numatytojo!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, tai daug mažesnė aptiktų poliarinių nuosėdų vertė!
Todėl tarp šiluminių duomenų ir oro duomenų yra akivaizdus prieštaravimas, jei vienas nepalaiko kito! Tokia žema temperatūra lems stiprius slėgio svyravimus (net tarp dienos ir nakties!) arba net mažesnį bendrą slėgį! Tačiau, kita vertus, 7 visiškai nepakanka, kad būtų atsižvelgta į tokius dalykus kaip „Devils Dust“ nominalus HPA, grioviai, stoglangių išplitimai arba trumpalaikių poliarinių nuosėdų mastas, kuriuos paaiškinote geriau, jei atmosferos slėgis viršija 7 hPa.
Kol kas tik su anglies dioksidu, laikomu pagrindiniu atmosferos komponentu, susiję aspektai (~95%); Bet jei į šią analizę įtrauktume net vandenį, pavadinimas 7 GPa taps visiškai juokingas!
Pavyzdžiui, skysto vandens srauto palikti pėdsakai (žr. Niutono kraterį), kur vanduo turėtų būti tik garo būsenos, veikiamas labai žemo slėgio ir iki maždaug 27 °C temperatūros!
Esant tokiai situacijai, galime drąsiai teigti, kad slėgis (žemės sąlygomis) negali būti mažesnis nei 35 hPa!
Kiekviena planeta įvairiais būdais skiriasi nuo kitų. Žmonės lygina kitas rastas planetas su ta, kurią gerai pažįsta, bet ne tobulai, – tai planeta Žemė. Juk tai logiška, mūsų planetoje galėtų atsirasti gyvybė, o tai reiškia, kad jei ieškosite panašios į mūsiškę planetos, tai ten irgi bus galima rasti gyvybės. Dėl šių palyginimų planetos turi savo skiriamieji bruožai. Pavyzdžiui, Saturnas turi gražius žiedus, dėl kurių Saturnas ir vadinamas labiausiai graži planeta saulės sistema. Jupiteris labiausiai didžioji planeta in saulės sistema ir ši Jupiterio savybė. Taigi, kokios yra Marso savybės? Šis straipsnis yra apie tai.
Marse, kaip ir daugelyje kitų Saulės sistemos planetų, yra mėnuliai. Marse yra du palydovai – Fobosas ir Deimosas. Palydovai gavo savo pavadinimus iš graikų. Fobas ir Deimos buvo Areso (Marso) sūnūs ir visada buvo artimi savo tėvui, kaip ir šie du palydovai visada yra arti Marso. Išvertus „Phobos“ reiškia „baimė“, o „Deimos“ reiškia „siaubas“.
Fobas yra mėnulis, kurio orbita yra labai arti planetos. Tai arčiausiai planetos esantis palydovas visoje Saulės sistemoje. Atstumas nuo Marso paviršiaus iki Fobo yra 9380 kilometrų. Palydovas sukasi aplink Marsą 7 valandų 40 minučių dažniu. Pasirodo, Phobosas sugeba padaryti tris ir keletą apsisukimų aplink Marsą, o pats Marsas – vieną apsisukimą aplink savo ašį.
Deimos yra mažiausias Saulės sistemos mėnulis. Palydovo matmenys yra 15x12,4x10,8 km. O atstumas nuo palydovo iki planetos paviršiaus yra 23 450 tūkst. Deimos apsisukimo aplink Marsą laikotarpis yra 30 valandų ir 20 minučių, tai yra šiek tiek ilgiau nei laikas, per kurį planeta apsisuka aplink savo ašį. Jei esate Marse, Fobas pakils vakaruose ir nusileis rytuose, padarydamas tris apsisukimus per dieną, o Deimos, priešingai, pakils rytuose ir nusileis vakaruose, o aplink atliks tik vieną apsisukimą. planeta.
Marso ir jo atmosferos ypatybės
Viena iš pagrindinių Marso savybių yra ta, kad jis buvo sukurtas. Atmosfera Marse yra labai įdomi. Dabar atmosfera Marse yra labai reta, gali būti, kad ateityje Marsas visiškai praras savo atmosferą. Marso atmosferos ypatybės yra tai, kad kažkada Marse buvo tokia pati atmosfera ir oras kaip ir mūsų gimtojoje planetoje. Tačiau evoliucijos eigoje Raudonoji planeta prarado beveik visą savo atmosferą. Dabar Raudonosios planetos atmosferos slėgis yra tik 1% mūsų planetos slėgio. Marso atmosferos ypatumai taip pat yra tai, kad net ir esant tris kartus mažesnei planetos gravitacijai, palyginti su Žeme, Marsas gali sukelti didžiules dulkių audras, pakeldamas į orą tonas smėlio ir dirvožemio. Dulkių audros jau ne kartą gadino mūsų astronomų nervus, nes dulkių audros yra labai didelės, todėl Marso stebėjimas iš Žemės tampa neįmanomas. Kartais tokios audros gali trukti net mėnesius, o tai labai sugadina planetos tyrinėjimo procesą. Tačiau Marso planetos tyrinėjimai tuo nesibaigia. Marso paviršiuje yra robotų, kurie nesustabdo planetos tyrinėjimo proceso.
Marso planetos atmosferos ypatybės yra ir tame, kad mokslininkų spėjimai apie Marso dangaus spalvą buvo paneigti. Mokslininkai manė, kad dangus Marse turėtų būti juodas, tačiau nuotraukos buvo padarytos kosminė stotis iš planetos paneigė šią teoriją. Dangus Marse visai ne juodas, o rožinis dėl smėlio ir dulkių dalelių, kurios yra ore ir sugeria 40% saulės šviesos, todėl Marse sukuriamas rožinio dangaus efektas.
Marso temperatūros ypatybės
Marso temperatūra pradėta matuoti palyginti seniai. Viskas prasidėjo nuo Lamplando matavimų 1922 m. Tada matavimai parodė, kad vidutinė temperatūra Marse yra -28º C. Vėliau, 50–60-aisiais, buvo sukaupta šiek tiek žinių apie planetos temperatūros režimą, kurios buvo atliekamos nuo 20 iki 60 metų. Iš šių matavimų aiškėja, kad dieną ties planetos pusiauju temperatūra gali siekti +27º C, tačiau vakare nukris iki nulio, o ryte taps -50º C. Ašigalių temperatūra svyruoja nuo š. +10º C, poliarinę dieną, o iki labai žemos temperatūros poliarinės nakties metu.
Marso reljefo ypatybės
Marso, kaip ir kitų planetų, neturinčių atmosferos, paviršių randuoja įvairūs smūginiai krateriai. kosminiai objektai. Krateriai yra mažo dydžio (5 km skersmens) ir dideli (nuo 50 iki 70 km skersmens). Dėl atmosferos nebuvimo Marsas buvo veikiamas meteorų lietų. Tačiau planetos paviršiuje yra ne tik krateriai. Anksčiau žmonės tikėjo, kad Marse niekada nebuvo vandens, tačiau planetos paviršiaus stebėjimai byloja kitokią istoriją. Marso paviršiuje yra kanalų ir net nedidelių įdubimų, primenančių vandens telkinius. Tai rodo, kad Marse buvo vandens, tačiau dėl daugelio priežasčių jis išnyko. Dabar sunku pasakyti, ką reikia daryti, kad Marse vėl atsirastų vanduo ir galėtume stebėti planetos prisikėlimą.
Raudonojoje planetoje taip pat yra ugnikalnių. Garsiausias ugnikalnis yra Olimpo kalnas. Šis ugnikalnis žinomas visiems besidomintiems Marsu. Šis ugnikalnis yra didžiausia kalva ne tik Marse, bet ir Saulės sistemoje, tai dar vienas šios planetos bruožas. Jei stovėsite Olimpo kalno papėdėje, šio ugnikalnio krašto bus neįmanoma pamatyti. Šis ugnikalnis yra toks didelis, kad jo kraštai išeina už horizonto ir atrodo, kad Olimpas yra begalinis.
Marso magnetinio lauko ypatybės
Tai turbūt paskutinis įdomi savybėši planeta. Magnetinis laukas yra planetos gynėjas, kuris viską atstumia elektros krūviai juda planetos link ir atstumia juos nuo pradinės trajektorijos. Magnetinis laukas visiškai priklauso nuo planetos šerdies. Marso šerdis beveik nejuda, todėl planetos magnetinis laukas yra labai silpnas. Magnetinio lauko veikimas yra labai įdomus, jis nėra globalus, kaip mūsų planetoje, bet turi zonas, kuriose jis yra aktyvesnis, o kitose zonose jo gali nebūti.
Taigi planeta, kuri mums atrodo tokia įprasta, turi daugybę savų bruožų, kai kurie iš jų pirmauja mūsų Saulės sistemoje. Marsas nėra tokia paprasta planeta, kaip galite pamanyti iš pirmo žvilgsnio.
Marso atmosfera yra mažesnė nei 1% Žemės, todėl ji neapsaugo planetos nuo saulės spinduliuotės ir nesulaiko šilumos paviršiuje. Tai trumpiausias būdas tai apibūdinti, bet pažvelkime į tai atidžiau.
Marso atmosfera buvo atrasta dar prieš automatinių tarpplanetinių stočių skrydį į planetą. Dėl planetos opozicijų, atsirandančių kas trejus metus, ir spektrinės analizės, astronomai jau XIX amžiuje žinojo, kad ji yra labai vienalytės sudėties, kurios daugiau nei 95% sudaro CO2.
Marso dangaus spalva nuo nusileidimo aparato Viking Lander 1. Sol 1742 (Marso diena) matoma dulkių audra.
XX amžiuje tarpplanetinių zondų dėka sužinojome, kad Marso atmosfera ir jo temperatūra yra stipriai tarpusavyje susijusios, nes dėl smulkiausių geležies oksido dalelių pernešimo kyla didžiulės dulkių audros, galinčios padengti pusę planetos, pakeldamos jo temperatūra pakeliui.
Apytikslė sudėtis
Planetos dujų apvalkalą sudaro 95% anglies dioksido, 3% azoto, 1,6% argono ir nedidelis kiekis deguonies, vandens garų ir kitų dujų. Be to, jis labai pripildytas smulkių dulkių dalelių (daugiausia geležies oksido), kurios suteikia rausvą atspalvį. Dėl informacijos apie geležies oksido daleles visai nesunku atsakyti į klausimą, kokios spalvos yra atmosfera.
Anglies dvideginis
Tamsios kopos yra sublimacijos pasekmė sušalusio anglies dioksido, kuris pavasarį ištirpo ir pateko į išretėjusią atmosferą, palikdamas tokius pėdsakus.
Kodėl raudonosios planetos atmosfera sudaryta iš anglies dioksido? Planetoje nėra plokščių tektonikos milijardus metų. Plokštės judėjimo stoka leido vulkaniniams taškams išspjauti magmą į paviršių milijonus metų. Anglies dioksidas taip pat yra išsiveržimo produktas ir yra vienintelės dujos, kurias atmosfera nuolat papildo, iš tikrųjų tai yra vienintelė priežastis, kodėl jis egzistuoja. Be to, planeta prarado magnetinį lauką, o tai prisidėjo prie to, kad lengvesnes dujas nunešė saulės vėjas. Dėl nuolatinių išsiveržimų atsirado daug didelių ugnikalnių kalnų. Olimpo kalnas yra didžiausias kalnas Saulės sistemoje.
Mokslininkai mano, kad Marsas prarado visą atmosferą dėl to, kad prieš maždaug 4 milijardus metų prarado magnetosferą. Kadaise dujinis planetos apvalkalas buvo tankesnis, o magnetosfera apsaugojo planetą nuo saulės vėjo. Saulės vėjas, atmosfera ir magnetosfera yra stipriai tarpusavyje susiję. Saulės dalelės sąveikauja su jonosfera ir išneša iš jos molekules, sumažindamos tankį. Tai yra raktas į klausimą, kur dingo atmosfera. Šias jonizuotas daleles erdvėlaiviai aptiko erdvėje už Marso. Dėl to vidutinis slėgis paviršiuje yra 600 Pa, palyginti su vidutiniu slėgiu Žemėje 101 300 Pa.
Metanas
Palyginti neseniai buvo aptiktas palyginti didelis metano kiekis. Šis netikėtas atradimas parodė, kad atmosferoje yra 30 dalių milijardui metano. Šios dujos yra iš skirtingų planetos regionų. Duomenys rodo, kad yra du pagrindiniai metano šaltiniai.
Saulėlydis, mėlyna dangaus spalva iš dalies yra dėl metano buvimo
Manoma, kad Marse per metus pagaminama apie 270 tonų metano. Pagal planetos sąlygas metanas sunaikinamas greitai, maždaug per 6 mėnesius. Kad metanas egzistuotų aptinkamais kiekiais, po paviršiumi turi būti aktyvių šaltinių. Vulkaninis aktyvumas ir serpentinizacija yra labiausiai tikėtinos metano susidarymo priežastys.
Beje, metanas yra viena iš priežasčių, kodėl saulėlydžio metu planetos atmosfera yra mėlyna. Metanas geriau išsklaido mėlyną spalvą nei kitos spalvos.
Metanas yra gyvybės šalutinis produktas, taip pat vulkanizmo, geoterminių procesų ir hidroterminės veiklos rezultatas. Metanas yra nestabilios dujos, todėl planetoje turi būti šaltinis, kuris nuolat jį papildytų. Ji turi būti labai aktyvi, nes tyrimai parodė, kad metanas sunaikinamas greičiau nei per metus.
Kiekybinė sudėtis
Cheminė atmosferos sudėtis: ją sudaro daugiau nei 95% anglies dioksido, tiksliau - 95,32%. Dujos pasiskirsto taip:
Anglies dioksidas 95,32%
Azotas 2,7 %
Argonas 1,6 %
Deguonis 0,13%
Anglies monoksidas 0,07 %
Vandens garai 0,03%
Azoto oksidas 0,0013 %
Struktūra
Atmosfera yra padalinta į keturis pagrindinius sluoksnius: apatinį, vidurinį, viršutinį ir egzosferą. Apatiniai sluoksniai yra šiltas regionas (temperatūra apie 210 K). Jį šildo ore esančios dulkės (1,5 µm skersmens dulkės) ir paviršiaus šiluminė spinduliuotė.
Reikėtų atsižvelgti į tai, kad, nepaisant labai didelio retėjimo, anglies dioksido koncentracija planetos dujiniame apvalkale yra maždaug 23 kartus didesnė nei pas mus. Todėl Marso atmosfera nėra tokia draugiška, joje negali kvėpuoti ne tik žmonės, bet ir kiti sausumos organizmai.
Vidutinis – panašus į Žemę. Viršutinius atmosferos sluoksnius kaitina saulės vėjas, o temperatūra ten yra daug aukštesnė nei paviršiuje. Dėl šios šilumos dujos išeina iš dujų apvalkalo. Egzosfera prasideda apie 200 km nuo paviršiaus ir neturi aiškios ribos. Kaip matote, antžeminei planetai temperatūros pasiskirstymas aukštyje yra gana nuspėjamas.
Orai Marse
Prognozė Marse paprastai yra labai prasta. Galite pamatyti orų prognozę Marse. Oras keičiasi kasdien, o kartais net kas valandą. Tai atrodo neįprasta planetai, kurios atmosfera sudaro tik 1% Žemės atmosferos. Nepaisant to, Marso klimatas ir bendra planetos temperatūra įtakoja vienas kitą taip pat stipriai, kaip ir Žemėje.
Temperatūra
Vasarą dienos temperatūra ties pusiauju gali siekti iki 20 °C. Naktimis temperatūra gali nukristi iki -90 C. 110 laipsnių skirtumas per vieną dieną gali sukelti dulkių velnius ir dulkių audras, kurios kelias savaites apims visą planetą. Žiemos temperatūra itin žema -140 C. Anglies dioksidas užšąla ir virsta sausu ledu. Marso Šiaurės ašigalyje žiemą yra metras sauso ledo, o Pietų ašigalį nuolat dengia aštuoni metrai sauso ledo.
Debesys
Kadangi saulės spinduliuotė ir saulės vėjas nuolat bombarduoja planetą, skystas vanduo negali egzistuoti, todėl Marse nelyja. Tačiau kartais atsiranda debesų ir pradeda snigti. Debesys Marse yra labai maži ir ploni.
Mokslininkai mano, kad kai kurie iš jų yra sudaryti iš mažų vandens dalelių. Atmosferoje yra nedideli vandens garų kiekiai. Iš pirmo žvilgsnio gali atrodyti, kad debesys planetoje negali egzistuoti.
Ir vis dėlto Marse yra sąlygos susidaryti debesims. Planeta yra tokia šalta, kad vanduo šiuose debesyse niekada krinta kaip lietus, o kaip sniegas viršutiniuose atmosferos sluoksniuose. Mokslininkai tai pastebėjo keletą kartų, ir nėra įrodymų, kad sniegas nepasiektų paviršiaus.
Dulkės
Gana lengva pamatyti, kaip atmosfera veikia temperatūros režimą. Labiausiai atskleidžiantis įvykis yra dulkių audros, kurios lokaliai šildo planetą. Jie atsiranda dėl temperatūrų skirtumų planetoje, o paviršius pasidengia lengvomis dulkėmis, kurias pakelia net toks silpnas vėjas.
Šios audros dulkina saulės baterijas, todėl ilgalaikis planetos tyrinėjimas tampa neįmanomas. Laimei, audros kaitaliojasi su vėju, nupučiančiu nuo plokščių susikaupusias dulkes. Tačiau „Curiosity“ atmosfera negali trukdyti, pažangiame amerikietiškame roveris aprūpintas branduoliniu šilumos generatoriumi ir saulės šviesos trukdžiai jam nėra baisūs, skirtingai nei kitam saulės energija varomam „Opportunity“ roveriui.
Toks roveris nebijo jokių dulkių audrų
Anglies dvideginis
Kaip jau minėta, raudonosios planetos dujinis apvalkalas yra 95% anglies dioksido. Jis gali užšalti ir kristi į paviršių. Maždaug 25 % atmosferos anglies dioksido kondensuojasi poliariniuose dangteliuose kaip kieto ledo(sausas ledas). Taip yra dėl to, kad žiemos laikotarpiu Marso ašigaliai nėra veikiami saulės spindulių.
Kai saulės šviesa vėl pasiekia ašigalius, ledas virsta dujine forma ir išgaruoja atgal. Taigi per metus pastebimas reikšmingas spaudimo pokytis.
dulkių velniai
12 kilometrų aukščio ir 200 metrų skersmens dulkių velnias
Jei kada nors buvote dykumos vietovėje, matėte mažyčius dulkių velniukus, kurie tarsi išnyra iš niekur. Dulkių velniai Marse yra šiek tiek grėsmingesni nei Žemėje. Palyginti su mūsų, raudonosios planetos atmosferos tankis yra 100 kartų mažesnis. Todėl tornadai labiau primena tornadus, stūksantys kelių kilometrų ore ir šimtų metrų skersmens. Tai iš dalies paaiškina, kodėl, palyginti su mūsų planeta, atmosfera yra raudona – dulkių audros ir smulkios geležies oksido dulkės. Taip pat planetos dujinio apvalkalo spalva saulėlydžio metu gali pasikeisti, Saulei leidžiantis metanas mėlynąją šviesos dalį išsklaido labiau nei likusią, todėl saulėlydis planetoje būna mėlynas.
Charakteristikos: Marso atmosfera yra plonesnė už Žemės atmosferą. Savo sudėtimi jis primena Veneros atmosferą ir susideda iš 95% anglies dioksido. Apie 4% sudaro azotas ir argonas. Deguonies ir vandens garų Marso atmosferoje yra mažiau nei 1% (žr. tikslią sudėtį). Vidutinis atmosferos slėgis paviršiaus lygyje yra apie 6,1 mbar. Tai yra 15 000 kartų mažiau nei Veneroje ir 160 kartų mažiau nei Žemės paviršiuje. Giliausiose įdubose slėgis siekia 10 mbar.
Vidutinė temperatūra Marse yra daug žemesnė nei Žemėje – apie –40 °C. Palankiausiomis vasaros sąlygomis dienos pusėje planetos oras įšyla iki 20 °C – gana priimtina temperatūra gyventojams. Žemės. Tačiau žiemos naktį šaltis gali siekti iki -125 ° C. Esant žiemos temperatūrai net anglies dioksidas užšąla, virsdamas sausu ledu. Tokius staigius temperatūros kritimus lemia tai, kad išretėjusi Marso atmosfera nesugeba ilgai išlaikyti šilumos. Pirmieji Marso temperatūros matavimai, naudojant termometrą, esantį atspindinčio teleskopo židinyje, buvo atlikti dar XX amžiaus 20-ųjų pradžioje. 1922 m. W. Lamplando matavimai parodė, kad vidutinė Marso paviršiaus temperatūra buvo -28°C, E. Pettit ir S. Nicholson 1924 metais gavo -13°C. Mažesnė vertė buvo gauta 1960 m. W. Sinton ir J. Strong: -43°C. Vėliau, 50–60 m. Daugybė temperatūros matavimų buvo sukaupta ir apibendrinta įvairiuose Marso paviršiaus taškuose, skirtingais metų laikais ir paros metu. Iš šių matavimų matyti, kad dieną ties pusiauju temperatūra gali siekti iki +27°C, o ryte – iki -50°C.
Temperatūros oazių yra ir Marse, Fenikso „ežero“ (Saulės plynaukštės) zonose ir Nojaus žemėje, temperatūros skirtumas nuo -53 °C iki +22 °C vasarą ir nuo -103 °C iki -43 ° C žiemą. Taigi, Marsas yra labai šaltas pasaulis, tačiau klimatas ten nėra daug atšiauresnis nei Antarktidoje. Kai į Žemę buvo perduotos pirmosios vikingo Marso paviršiaus nuotraukos, mokslininkai labai nustebo pamatę, kad Marso dangus buvo ne juodas, kaip tikėtasi, o rausvas. Paaiškėjo, kad ore kabančios dulkės sugeria 40% patenkančios saulės šviesos, sukurdamos spalvos efektą.
Dulkių audros: Vėjas yra viena iš temperatūrų skirtumo apraiškų. Per planetos paviršių dažnai pučia stiprūs vėjai, kurio greitis siekia 100 m/s. Maža gravitacija leidžia net retesnėms oro srovėms pakelti didžiulius dulkių debesis. Kartais gana didelius Marso plotus dengia grandiozinės dulkių audros. Dažniausiai jie atsiranda šalia poliarinių dangtelių. Pasaulinė dulkių audra Marse neleido nufotografuoti paviršiaus iš zondo Mariner 9. Jis siautėjo nuo 1971 metų rugsėjo iki 1972 metų sausio, daugiau nei 10 km aukštyje į atmosferą iškeldamas apie milijardą tonų dulkių. Dulkių audros dažniausiai kyla didelės opozicijos laikotarpiais, kai vasara pietiniame pusrutulyje sutampa su Marso perėjimu per perihelį. Audros trukmė gali siekti 50-100 dienų. (Anksčiau kintanti paviršiaus spalva buvo aiškinama Marso augalų augimu).
Dulkių velniai: Dulkių velniai yra dar vienas su temperatūra susijusių procesų Marse pavyzdys. Tokie tornadai labai dažnai pasireiškia Marse. Jie kelia dulkes į atmosferą ir atsiranda dėl temperatūros skirtumų. Priežastis: dienos metu Marso paviršius pakankamai įšyla (kartais iki teigiamos temperatūros), tačiau iki 2 metrų aukštyje nuo paviršiaus atmosfera išlieka tokia pat šalta. Toks lašas sukelia nestabilumą, pakeldamas dulkes į orą – susidaro dulkių velniai.
Vandens garai: Marso atmosferoje yra labai mažai vandens garų, tačiau esant žemam slėgiui ir temperatūrai, jie yra beveik prisotintos būsenos ir dažnai kaupiasi debesyse. Marso debesys, palyginti su esančiais Žemėje, yra gana neišraiškingi. Tik didžiausi iš jų matomi per teleskopą, tačiau stebėjimai iš erdvėlaivių parodė, kad Marse yra pačių įvairiausių formų ir tipų debesų: plunksninių, banguotų, pavėjinių (prie didelių kalnų ir po didelių kraterių šlaitais, nuo vėjo apsaugotose vietose). Virš žemumų – kanjonų, slėnių – ir kraterių apačioje šaltuoju paros metu dažnai tvyro rūkas. 1979 metų žiemą Viking-2 nusileidimo zonoje iškrito plonas sniego sluoksnis, kuris gulėjo kelis mėnesius.
Sezonai:Šiuo metu žinoma, kad iš visų Saulės sistemos planetų Marsas yra labiausiai panašus į Žemę. Jis susiformavo maždaug prieš 4,5 milijardo metų. Marso sukimosi ašis į savo orbitos plokštumą yra pasvirusi maždaug 23,9 °, o tai panašu į Žemės ašies pasvirimą, kuris yra 23,4 °, todėl ten, kaip ir Žemėje, keičiasi metų laikai. Sezoniniai pokyčiai ryškiausi poliariniuose regionuose. Žiemą poliarinės kepurės užima nemažą plotą. Šiaurinės poliarinės kepurės riba gali nutolti nuo ašigalio trečdaliu atstumo iki pusiaujo, o pietinės kepurės riba įveikia pusę šio atstumo. Šis skirtumas atsiranda dėl to, kad šiauriniame pusrutulyje žiema atsiranda, kai Marsas eina per savo orbitos perihelį, o pietų pusrutulyje - per afelį. Dėl šios priežasties žiemos pietiniame pusrutulyje yra šaltesnės nei šiauriniame. Ir kiekvieno iš keturių Marso sezonų trukmė skiriasi priklausomai nuo atstumo nuo Saulės. Todėl Marso šiauriniame pusrutulyje žiemos trumpos ir palyginti „saikūs“, o vasaros – ilgos, bet vėsios. Priešingai, pietuose vasaros trumpos ir palyginti šiltos, o žiemos – ilgos ir šaltos.
Prasidėjus pavasariui poliarinė kepurė pradeda „trauktis“, palikdama po truputį nykstančias ledo salas. Tuo pačiu metu nuo ašigalių iki pusiaujo sklinda vadinamoji tamsėjimo banga. Šiuolaikinės teorijos tai aiškina tuo, kad pavasariniai vėjai dienovidiniais neša dideles dirvožemio mases, turinčias skirtingas atspindinčias savybes.
Matyt, nė vienas dangtelis visiškai neišnyksta. Prieš pradedant tyrinėti Marsą su tarpplanetiniais zondais, buvo manoma, kad jo poliariniai regionai buvo padengti užšalusiu vandeniu. Tikslesni šiuolaikiniai žemės ir erdvės matavimai taip pat aptiko užšaldytą anglies dioksidą Marso ledo sudėtyje. Vasarą jis išgaruoja ir patenka į atmosferą. Vėjai nuneša jį į priešingą poliarinį dangtelį, kur jis vėl užšąla. Šis anglies dioksido ciklas ir skirtingi poliarinių dangtelių dydžiai paaiškina Marso atmosferos slėgio kintamumą.
Marso diena, vadinama sol, yra 24,6 valandos trukmės, o jos metai yra sol 669.
Klimato įtaka: Pirmieji bandymai Marso dirvožemyje rasti tiesioginių įrodymų apie gyvybės pagrindą – skystą vandenį ir tokius elementus kaip azotas ir siera – nebuvo sėkmingi. Egzobiologinis eksperimentas, atliktas Marse 1976 m., nusileidus ant Amerikos tarpplanetinės stoties Viking, kurios lentoje buvo automatinė biologinė laboratorija (ABL), paviršiaus, nepateikė gyvybės egzistavimo įrodymų. Nebuvimas organinės molekulės Tiriamame paviršiuje gali atsirasti dėl intensyvios saulės ultravioletinės spinduliuotės, nes Marse nėra apsauginio ozono sluoksnio, ir oksiduojančios dirvožemio sudėties. Todėl viršutinis Marso paviršiaus sluoksnis (maždaug kelių centimetrų storio) yra nederlingas, nors yra prielaida, kad gilesniuose, požeminiuose sluoksniuose buvo išsaugotos sąlygos, kurios buvo prieš milijardus metų. Tam tikras šių prielaidų patvirtinimas neseniai Žemėje buvo aptiktas 200 m gylyje mikroorganizmų – metanogenų, kurie minta vandeniliu ir kvėpuoja anglies dioksidu. Specialiai atliktas mokslininkų eksperimentas įrodė, kad tokie mikroorganizmai gali išgyventi atšiauriomis Marso sąlygomis. Šiltesnė hipotezė senovės marsas su atvirais rezervuarais - upėmis, ežerais, o gal ir jūromis, taip pat su tankesne atmosfera - kalbama daugiau nei du dešimtmečius, nes tokioje nesvetingoje planetoje būtų labai sunku „įsikurti“ ir net nesant. vandens. Kad Marse egzistuotų skystas vanduo, jo atmosfera turėtų labai skirtis nuo dabartinės.
Permainingas Marso klimatas Šiuolaikinis Marsas yra labai nesvetingas pasaulis. Išretėjusi atmosfera, kuri taip pat netinkama kvėpuoti, baisios dulkių audros, vandens trūkumas ir staigūs temperatūros pokyčiai per dieną ir metus – visa tai rodo, kad Marsą apgyvendinti nebus taip paprasta. Tačiau kažkada juo tekėjo upės. Ar tai reiškia, kad praeityje Marse buvo kitoks klimatas? |
