YouTube enciclopedic
1 / 5
✪ Proiect DISCOVER-AQ - Cercetare atmosferică (NASA în rusă)
✪ NASA în rusă: 18.01.13 - Rezumat video NASA pentru săptămâna
✪ MASĂ NEGATIVE [Știri despre știință și tehnologie]
✪ Marte, 1968, eseu de film științifico-fantastic, regizor Pavel Klushantsev
✪ 5 semne de viață pe Marte - Numărătoarea inversă #37
Subtitrări
Studiul
Atmosfera lui Marte a fost descoperită chiar înainte de zborurile stațiilor interplanetare automate către planetă. Datorită analizei spectrale și opozițiilor lui Marte cu Pământul, care au loc o dată la 3 ani, astronomii deja în secolul al XIX-lea știau că are o compoziție foarte omogenă, din care peste 95% este dioxid de carbon. Comparativ cu 0,04% dioxid de carbonîn atmosfera Pământului, se dovedește că masa dioxidului de carbon din atmosferă marțiană depășește masa Pământului de aproape 12 ori, astfel încât în timpul terraformării lui Marte, contribuția dioxidului de carbon la efectul de seră poate crea un climat confortabil pentru oameni. ceva mai devreme decât se atinge o presiune de 1 atmosferă, chiar și ținând cont de distanța mai mare a lui Marte față de Soare.
La începutul anilor 1920, primele măsurători ale temperaturii lui Marte au fost făcute folosind un termometru plasat în focarul unui telescop reflectorizant. Măsurătorile efectuate de V. Lampland în 1922 au dat o temperatură medie a suprafeței lui Marte de 245 (−28 °C), E. Pettit și S. Nicholson în 1924 au obținut 260 K (−13 °C). O valoare mai mică a fost obținută în 1960 de W. Sinton și J. Strong: 230 K (−43 ° C). Primele estimări ale presiunii - mediate - au fost obținute abia în anii 60 folosind spectroscoape IR la sol: o presiune de 25 ± 15 hPa obținută din lărgirea liniilor de dioxid de carbon Lorentz a însemnat că aceasta era componenta principală a atmosferei.
Viteza vântului poate fi determinată din deplasarea Doppler a liniilor spectrale. Deci, pentru aceasta, deplasarea liniei a fost măsurată în intervalul milimetric și submilimetru, iar măsurătorile la interferometru fac posibilă obținerea distribuției vitezelor în întregul strat de grosime mare.
Cele mai detaliate și precise date despre temperatura aerului și suprafeței, presiunea, umiditatea relativă și viteza vântului sunt măsurate în mod continuu de instrumentația Rover Environmental Monitoring Station (REMS) de la bordul roverului Curiosity, care funcționează în craterul Gale din 2012. Iar nava spațială MAVEN, care orbitează Marte din 2014, este special concepută pentru a studia în detaliu atmosfera superioară, interacțiunea lor cu particulele vântului solar și, în special, dinamica împrăștierii.
O serie de procese care sunt dificile sau nu sunt încă posibile pentru observarea directă sunt supuse doar modelării teoretice, dar este, de asemenea, metoda importanta cercetare.
Structura atmosferică
În general, atmosfera lui Marte este împărțită în inferioară și superioară; acesta din urmă este considerat a fi regiunea de peste 80 km deasupra suprafeței, unde procesele de ionizare și disociere joacă un rol activ. O secțiune este dedicată studiului său, care se numește în mod obișnuit aeronomie. De obicei, când oamenii vorbesc despre atmosfera lui Marte, se referă la atmosfera inferioară.
De asemenea, unii cercetători disting două învelișuri mari - homosfera și heterosfera. În homosferă compoziție chimică nu depinde de altitudine, deoarece procesele de transfer de căldură și umiditate în atmosferă și schimbul lor vertical sunt în întregime determinate de amestecarea turbulentă. Deoarece difuzia moleculară în atmosferă este invers proporțională cu densitatea sa, atunci de la un anumit nivel acest proces devine predominant și este principala caracteristică a învelișului superior - heterosfera, unde are loc separarea difuză moleculară. Interfața dintre aceste cochilii, care se află la altitudini de la 120 la 140 km, se numește turbopauză.
atmosfera inferioară
De la suprafață până la o înălțime de 20-30 km se întinde troposfera unde temperatura scade odata cu inaltimea. Limita superioară a troposferei variază în funcție de perioada anului (gradientul de temperatură în tropopauză variază de la 1 la 3 grade/km, cu o valoare medie de 2,5 grade/km).
Deasupra tropopauzei este o regiune izotermă a atmosferei - stratomesosferaîntinzându-se până la o înălțime de 100 km. Temperatura medie a stratomesosferei este excepțional de scăzută și se ridică la -133°C. Spre deosebire de Pământ, unde stratosfera conține preponderent tot ozonul atmosferic, pe Marte concentrația acestuia este neglijabilă (este distribuită de la altitudini de 50 - 60 km până la suprafață, unde este maximă).
atmosfera superioară
Deasupra stratomesosferei se extinde stratul superior al atmosferei - termosferă. Se caracterizează printr-o creștere a temperaturii cu înălțimea până la o valoare maximă (200-350 K), după care rămâne constantă până la limita superioară (200 km). În acest strat a fost înregistrată prezența oxigenului atomic; densitatea sa la o înălțime de 200 km atinge 5-6⋅10 7 cm −3 . Prezența unui strat dominat de oxigen atomic (precum și faptul că principala componentă neutră este dioxidul de carbon) combină atmosfera lui Marte cu atmosfera lui Venus.
ionosferă- zona cu un grad înalt ionizare – este în intervalul de înălțimi de la aproximativ 80-100 până la aproximativ 500-600 km. Conținutul de ioni este minim noaptea și maxim ziua, când stratul principal se formează la o altitudine de 120-140 km datorită fotoionizării dioxidului de carbon ultraviolete extreme radiația solară CO 2 + hν → CO 2 + + e -, precum și reacțiile dintre ioni și substanțele neutre CO 2 + + O → O 2 + + CO și O + + CO 2 → O 2 + + CO. Concentrația de ioni, dintre care 90% O 2 + și 10% CO 2 +, ajunge la 10 5 pe centimetru cub (în alte zone ale ionosferei este cu 1-2 ordine de mărime mai mică). Este de remarcat faptul că ionii O 2 + predomină în absența aproape completă a oxigenului molecular propriu-zis în atmosfera marțiană. Stratul secundar se formează în regiunea de 110-115 km din cauza razelor X moi și a electronilor rapizi eliminati. La o altitudine de 80-100 km, unii cercetători disting un al treilea strat, uneori manifestat sub influența particulelor. praf spațial, aducând ioni metalici Fe + , Mg + , Na + în atmosferă. Totuși, ulterior nu s-a confirmat doar apariția acestuia din urmă (mai mult, pe aproape întregul volum al atmosferei superioare) datorită ablației substanței meteoriților și altor corpuri spațiale dar şi prezenţa lor constantă în general. În același timp, din cauza absenței lui Marte camp magnetic distribuția și comportamentul lor diferă semnificativ de ceea ce se observă în atmosfera pământului. Peste maximul principal pot apărea alte straturi suplimentare datorită interacțiunii cu vântul solar. Astfel, stratul de ioni O+ este cel mai pronunțat la o altitudine de 225 km. Pe lângă cele trei tipuri principale de ioni (O 2 +, CO 2 și O +), relativ recent 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 ++ şi HCO2+. Peste 400 km, unii autori evidențiază o „ionopauză”, dar nu există încă un consens în acest sens.
În ceea ce privește temperatura plasmei, temperatura ionilor în apropierea maximului principal este de 150 K, crescând la 210 K la o altitudine de 175 km. Mai sus, echilibrul termodinamic al ionilor cu un gaz neutru este semnificativ perturbat, iar temperatura acestora crește brusc la 1000 K la o altitudine de 250 km. Temperatura electronilor poate fi de câteva mii de kelvin, aparent datorită câmpului magnetic din ionosferă, și crește odată cu creșterea unghiului zenitului solar și nu este aceeași în emisfera nordică și sudică, ceea ce se poate datora asimetriei reziduale. câmpul magnetic al crustei marțiane. În general, se pot distinge chiar trei populații de electroni de înaltă energie cu profiluri diferite de temperatură. Câmpul magnetic afectează, de asemenea, distribuția orizontală a ionilor: fluxurile de particule de înaltă energie se formează deasupra anomaliilor magnetice, învolburându-se de-a lungul liniilor de câmp, ceea ce crește intensitatea ionizării și se observă o densitate crescută a ionilor și structuri locale.
La o altitudine de 200-230 km, se află limita superioară a termosferei - exobaza, deasupra căreia, aproximativ de la o înălțime de 250 km, începe exosfera Marte. Este format din substanțe ușoare - hidrogen, carbon, oxigen - care apar ca urmare a reacțiilor fotochimice din ionosfera subiacentă, de exemplu, recombinarea disociativă a O 2 + cu electroni. Furnizarea continuă de hidrogen atomic în atmosfera superioară a lui Marte are loc datorită fotodisocierii vaporilor de apă în apropierea suprafeței marțiane. Datorită scăderii foarte lente a concentrației de hidrogen cu înălțimea, acest element este componenta principală a straturilor cele mai exterioare ale atmosferei planetei și formează o coroană de hidrogen care se întinde pe o distanță de aproximativ 20.000 km, deși nu există o limită strictă, iar particulele din această regiune pur și simplu se risipesc treptat în spațiul exterior înconjurător.
În atmosfera lui Marte, este de asemenea eliberat uneori chimioferă- stratul în care au loc reacțiile fotochimice, și întrucât, din lipsa unui ecran de ozon, precum cel al Pământului, radiațiile ultraviolete ajung chiar la suprafața planetei, acestea sunt posibile chiar și acolo. Chimiosfera marțiană se extinde de la suprafață până la o altitudine de aproximativ 120 km.
Compoziția chimică a atmosferei inferioare
În ciuda rarefierii puternice a atmosferei marțiane, concentrația de dioxid de carbon în ea este de aproximativ 23 de ori mai mare decât în pământ.
- În prezent, azotul (2,7%) se disipează activ în spațiu. Sub forma unei molecule diatomice, azotul este reținut stabil de atracția planetei, dar este împărțit de radiația solară în atomi unici, părăsind cu ușurință atmosfera.
- Argonul (1,6%) este reprezentat de izotopul greu argon-40 relativ rezistent la disipare. Lumina 36 Ar și 38 Ar sunt prezente doar în părți pe milion
- Alte gaze nobile: neon, krypton, xenon (ppm)
- Monoxid de carbon (CO) - este un produs al fotodisocierii CO 2 și are o concentrație de 7,5⋅10 -4 a acestuia din urmă - aceasta este o valoare inexplicabil de mică, deoarece reacția inversă CO + O + M → CO 2 + M este interzisă și ar fi trebuit să acumuleze mult mai mult CO. Au fost propuse diverse teorii ca monoxid de carbon pot fi încă oxidate la dioxid de carbon, dar toate au anumite dezavantaje.
- Oxigenul molecular (O 2) - apare ca urmare a fotodisocierii atât a CO 2 cât și a H 2 O în atmosfera superioară a lui Marte. În acest caz, oxigenul difuzează în straturile inferioare ale atmosferei, unde concentrația sa atinge 1,3⋅10 -3 din concentrația de CO 2 aproape de suprafață. La fel ca Ar, CO și N 2 , este o substanță necondensabilă pe Marte, astfel încât concentrația sa suferă și variații sezoniere. În atmosfera superioară, la o înălțime de 90-130 km, conținutul de O 2 (cota față de CO 2) este de 3-4 ori mai mare decât valoarea corespunzătoare pentru atmosfera inferioară și are o medie de 4⋅10 -3 , variind în intervalul de la 3,1⋅10 -3 la 5,8⋅10 -3 . În antichitate, atmosfera lui Marte conținea, totuși, o cantitate mai mare de oxigen, comparabilă cu ponderea pe care o avea pe Pământul tânăr. Oxigenul, chiar și sub formă de atomi individuali, nu se mai disipează la fel de activ ca azotul, datorită greutății sale atomice mai mari, care îi permite să se acumuleze.
- Ozonul - cantitatea sa variaza foarte mult in functie de temperatura suprafetei: este minima in momentul echinoctiului la toate latitudinile si maxima la pol, unde iarna este, de altfel, invers proportionala cu concentratia vaporilor de apa. Există un strat de ozon pronunțat la o altitudine de aproximativ 30 km și altul între 30 și 60 km.
- Apă. Conținutul de H 2 O în atmosfera lui Marte este de aproximativ 100-200 de ori mai mic decât în atmosfera celor mai uscate regiuni ale Pământului și o medie de 10-20 microni dintr-o coloană de apă precipitată. Concentrația vaporilor de apă suferă variații semnificative sezoniere și diurne. Gradul de saturație a aerului cu vapori de apă este invers proporțional cu conținutul de particule de praf, care sunt centre de condensare, iar în unele zone (iarna, la o altitudine de 20-50 km), s-au înregistrat aburi, a căror presiune depășește presiunea vaporilor saturați de 10 ori - mult mai mult decât în atmosfera terestră.
- Metan. Din 2003, au existat rapoarte de înregistrare a emisiilor de metan de natură necunoscută, dar niciuna dintre ele nu poate fi considerată fiabilă din cauza anumitor neajunsuri în metodele de înregistrare. În acest caz, vorbim despre valori extrem de mici - 0,7 ppbv (limita superioară - 1,3 ppbv) ca valoare de fundal și 7 ppbv pentru rafale episodice, care este în pragul rezoluției. Deoarece, împreună cu aceasta, au fost publicate și informații despre absența CH 4 confirmată de alte studii, aceasta poate indica un fel de sursă intermitentă de metan, precum și existența unui mecanism de distrugere rapidă a acestuia, în timp ce durata distrugerea fotochimică a acestei substanțe este estimată la 300 de ani. Discuția pe această temă este în prezent deschisă și prezintă un interes deosebit în contextul astrobiologiei, având în vedere faptul că pe Pământ această substanță are o origine biogene.
- urme ale unora compusi organici. Cele mai importante sunt limitele superioare ale H 2 CO, HCl și SO 2, care indică absența, respectiv, a reacțiilor care implică clor, precum și activitatea vulcanică, în special, originea nevulcanică a metanului, dacă existența acestuia este confirmat.
Compoziția și presiunea atmosferei lui Marte fac imposibilă respirația oamenilor și a altor organisme terestre. Pentru a lucra la suprafața planetei, este necesar un costum spațial, deși nu la fel de voluminos și protejat ca pentru Lună și spatiu deschis. Atmosfera lui Marte în sine nu este otrăvitoare și constă din gaze inerte chimic. Atmosfera încetinește oarecum corpurile de meteoriți, așa că sunt mai puține cratere pe Marte decât pe Lună și sunt mai puțin adânci. Și micrometeoriții se ard complet, neatingând la suprafață.
Apă, nori și precipitații
Densitatea scăzută nu împiedică atmosfera să formeze fenomene pe scară largă care afectează clima.
Vaporii de apă din atmosfera marțiană nu sunt mai mult de o miime de procent, cu toate acestea, conform rezultatelor unor studii recente (2013), acest lucru este încă mai mult decât se credea anterior și mai mult decât în straturile superioare ale atmosferei Pământului și la presiune și temperatură scăzută, se află într-o stare apropiată de saturație, așa că se adună adesea în nori. De regulă, norii de apă se formează la altitudini de 10-30 km deasupra suprafeței. Ele sunt concentrate în principal pe ecuator și sunt observate aproape pe tot parcursul anului. Se văd nori pe niveluri înalte atmosferă (peste 20 km) se formează ca urmare a condensării CO 2 . Același proces este responsabil pentru formarea de nori joase (la o altitudine mai mică de 10 km) în regiunile polare iarna, când temperatura atmosferică scade sub punctul de îngheț al CO 2 (-126 ° C); vara se formează formațiuni subțiri similare din gheață H 2 O
Unul dintre fenomenele atmosferice interesante și rare de pe Marte a fost descoperit ("Viking-1") când a fotografiat regiunea polară nordică în 1978. Acestea sunt structuri ciclonice care sunt clar identificate în fotografii prin sisteme de nori asemănătoare vortexului cu circulație în sens invers acelor de ceasornic. Au fost găsite în zona latitudinală 65-80°N. SH. în perioada „caldă” a anului, de la primăvară până la începutul toamnei, când aici se stabilește frontul polar. Apariția sa se datorează contrastului puternic al temperaturilor de suprafață în această perioadă a anului dintre marginea calotei glaciare și câmpiile din jur. Mișcările valurilor ale maselor de aer asociate cu un astfel de front duc la apariția turbiilor ciclonice atât de familiare nouă pe Pământ. Sistemele de nori vortex găsite pe Marte variază ca mărime de la 200 la 500 km, viteza lor este de aproximativ 5 km/h, iar viteza vântului la periferia acestor sisteme este de aproximativ 20 m/s. Durata existenței unui turbionar ciclonic individual variază de la 3 la 6 zile. Valorile temperaturii din partea centrală a ciclonilor marțieni indică faptul că norii sunt formați din cristale de gheață de apă.
Zăpada a fost într-adevăr observată de mai multe ori. Așadar, în iarna lui 1979, un strat subțire de zăpadă a căzut în zona de aterizare Viking-2, care a rămas timp de câteva luni.
Furtuni de praf și draci de praf
O trăsătură caracteristică a atmosferei lui Marte este prezența constantă a prafului; conform măsurătorilor spectrale, dimensiunea particulelor de praf este estimată la 1,5 µm. Gravitatea scăzută permite chiar și fluxurilor de aer rarefiate să ridice nori uriași de praf la o înălțime de până la 50 km. Și vânturile, care sunt una dintre manifestările diferenței de temperatură, bat adesea pe suprafața planetei (în special la sfârșitul primăverii - începutul verii în emisfera sudică, când diferența de temperatură dintre emisfere este deosebit de accentuată), și viteza ajunge la 100 m/s. Astfel, se formează furtuni extinse de praf, care au fost observate de multă vreme sub forma unor nori galbeni individuali și, uneori, sub forma unui văl galben continuu care acoperă întreaga planetă. Cel mai adesea, furtunile de praf apar în apropierea calotelor polare, durata lor putând ajunge la 50-100 de zile. Ceața galbenă slabă în atmosferă, de regulă, se observă după furtunile mari de praf și este ușor de detectat prin metode fotometrice și polarimetrice.
Furtunile de praf, care au fost bine observate pe imaginile luate de la orbitere, s-au dovedit a fi abia vizibile când au fost fotografiate de pe aterizare. Trecerea furtunilor de praf pe locurile de aterizare ale acestor stații spațiale a fost înregistrată doar printr-o schimbare bruscă a temperaturii, presiunii și o foarte ușoară întunecare a fundalului general al cerului. Stratul de praf care s-a așezat după furtună în vecinătatea locurilor de aterizare a vikingilor s-a ridicat la doar câțiva micrometri. Toate acestea indică o capacitate portantă destul de scăzută a atmosferei marțiane.
Din septembrie 1971 până în ianuarie 1972, pe Marte a avut loc o furtună globală de praf, care chiar a împiedicat fotografiarea suprafeței de pe sonda Mariner 9. Masa de praf din coloana atmosferică (cu o grosime optică de 0,1 până la 10) estimată în această perioadă a variat de la 7,8⋅10 -5 la 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Astfel, greutatea totală a particulelor de praf din atmosfera marțiană în perioada furtunilor globale de praf poate ajunge până la 10 8 - 10 9 t, ceea ce este proporțional cu total praf în atmosfera pământului.
Aurora a fost înregistrată pentru prima dată de spectrometrul UV SPICAM la bordul navei spațiale Mars Express. Apoi a fost observat în mod repetat de aparatul MAVEN, de exemplu, în martie 2015, iar în septembrie 2017, un eveniment mult mai puternic a fost înregistrat de Detectorul de evaluare a radiațiilor (RAD) de pe roverul Curiosity. O analiză a datelor din aparatul MAVEN a relevat și aurore de un tip fundamental diferit - difuză, care apar la latitudini joase, în zone care nu sunt legate de anomalii ale câmpului magnetic și sunt cauzate de pătrunderea particulelor cu energie foarte mare, aproximativ 200 keV, în atmosferă.
În plus, radiația ultravioletă extremă a Soarelui provoacă așa-numita strălucire proprie a atmosferei (ing. airglow).
Înregistrarea tranzițiilor optice în timpul aurorelor și strălucirii intrinseci oferă informații importante despre compoziția atmosferei superioare, temperatura și dinamica acesteia. Astfel, studiul benzilor γ și δ ale emisiei de oxid nitric în timpul nopții ajută la caracterizarea circulației dintre regiunile iluminate și cele neiluminate. Și înregistrarea radiațiilor la o frecvență de 130,4 nm cu propria strălucire a ajutat la dezvăluirea prezenței oxigenului atomic la temperatură înaltă, care a fost un pas important în înțelegerea comportamentului exosferelor și coroanelor atmosferice în general.
Culoare
Particulele de praf care umplu atmosfera marțiană sunt în mare parte oxid de fier și îi conferă o nuanță roșiatică-portocalie.
Conform măsurătorilor, atmosfera are o grosime optică de 0,9, ceea ce înseamnă că doar 40% din radiația solară incidentă ajunge la suprafața lui Marte prin atmosfera sa, iar restul de 60% este absorbit de praful care atârnă în aer. Fără el, cerul marțian ar avea aproximativ aceeași culoare ca și cerul pământului la o altitudine de 35 de kilometri. De remarcat că în acest caz ochiul uman s-ar adapta la aceste culori, iar balansul de alb ar fi ajustat automat astfel încât cerul să fie văzut la fel ca în condiții de iluminare terestră.
Culoarea cerului este foarte eterogenă, iar în absența norilor sau a furtunilor de praf, de la relativ lumină la orizont, se întunecă brusc și în gradient spre zenit. Într-un sezon relativ calm și fără vânt, când este mai puțin praf, cerul poate fi complet negru la zenit.
Cu toate acestea, datorită imaginilor roverelor, a devenit cunoscut faptul că la apus și răsărit în jurul Soarelui, cerul devine albastru. Motivul pentru aceasta este împrăștierea Rayleigh - lumina se împrăștie pe particulele de gaz și colorează cerul, dar dacă într-o zi marțiană efectul este slab și invizibil cu ochiul liber din cauza atmosferei rarefiate și a prafului, atunci la apus, soarele strălucește printr-un strat mai gros de aer, datorită căruia albastrul și violetul încep să împrăștie componente. Același mecanism este responsabil pentru cerul albastru de pe Pământ în timpul zilei și galben-portocaliu la apus. [ ]
O panoramă a dunelor de nisip Rocknest, compilată din imagini de la roverul Curiosity.
Schimbări
Modificările în straturile superioare ale atmosferei sunt destul de complexe, deoarece sunt conectate între ele și cu straturile subiacente. Undele atmosferice și mareele care se propagă în sus pot avea un efect semnificativ asupra structurii și dinamicii termosferei și, în consecință, ionosferei, de exemplu, înălțimea limitei superioare a ionosferei. În timpul furtunilor de praf din atmosfera inferioară, transparența acestuia scade, se încălzește și se extinde. Apoi densitatea termosferei crește - poate varia chiar și cu un ordin de mărime - iar înălțimea maximă a concentrației de electroni poate crește cu până la 30 km. Schimbările în atmosfera superioară cauzate de furtunile de praf pot fi globale, afectând zone de până la 160 km deasupra suprafeței planetei. Răspunsul atmosferei superioare la aceste fenomene durează câteva zile și revine la starea anterioară mult mai mult - câteva luni. O altă manifestare a relației dintre atmosfera superioară și cea inferioară este aceea că vaporii de apă, care, după cum sa dovedit, sunt suprasaturați cu atmosfera inferioară, pot suferi fotodisocieri în componente mai ușoare de H și O, care cresc densitatea exosferei și intensitatea. pierderii de apă de către atmosfera marțiană. Factorii externi care cauzează modificări în atmosfera superioară sunt ultravioletele extreme și moi raze X Sori, particule de vânt solar, praf cosmic și corpuri mai mari, cum ar fi meteoriții. Sarcina este complicată de faptul că impactul lor, de regulă, este aleatoriu, iar intensitatea și durata acestuia nu pot fi prezise, în plus, fenomenele episodice sunt suprapuse de procese ciclice asociate cu modificări ale orei, anotimpului și solar. ciclu. În prezent, în cel mai bun caz, există statistici acumulate ale evenimentelor privind dinamica parametrilor atmosferici, dar o descriere teoretică a regularităților nu a fost încă finalizată. S-a stabilit cu siguranță o proporționalitate directă între concentrația particulelor de plasmă din ionosferă și activitatea solară. Acest lucru este confirmat de faptul că o regularitate similară a fost de fapt înregistrată conform rezultatelor observațiilor din 2007-2009 pentru ionosfera Pământului, în ciuda diferenței fundamentale în câmpul magnetic al acestor planete, care afectează direct ionosfera. Și emisiile de particule coroana solara, provocând o modificare a presiunii vântului solar, implică și o compresie caracteristică a magnetosferei și ionosferei: densitatea maximă a plasmei scade la 90 km.
Fluctuații zilnice
În ciuda rarefierii sale, atmosfera reacționează totuși la modificările fluxului. caldura solara mai lent decât suprafața planetei. Deci, în perioada dimineții, temperatura variază foarte mult cu înălțimea: o diferență de 20 ° a fost înregistrată la o înălțime de 25 cm până la 1 m deasupra suprafeței planetei. Odată cu răsăritul Soarelui, aerul rece se încălzește de la suprafață și se ridică sub forma unui vârtej caracteristic în sus, ridicând praful în aer - așa se formează diavolii de praf. În stratul apropiat de suprafață (până la 500 m înălțime) există o inversare a temperaturii. După ce atmosfera s-a încălzit deja până la prânz, acest efect nu se mai observă. Maximul este atins pe la ora 2 după-amiaza. Suprafața se răcește apoi mai repede decât atmosfera și se observă un gradient de temperatură invers. Înainte de apus, temperatura scade din nou odată cu înălțimea.
Schimbarea zilei și a nopții afectează și atmosfera superioară. În primul rând, ionizarea de către radiația solară se oprește noaptea, cu toate acestea, plasma continuă să fie completată pentru prima dată după apusul soarelui din cauza fluxului din partea zilei și apoi se formează din cauza impactului electronilor care se deplasează în jos de-a lungul câmpului magnetic. linii (așa-numita intruziune a electronilor) - apoi maximul observat la o altitudine de 130-170 km. Prin urmare, densitatea electronilor și ionilor pe partea de noapte este mult mai mică și se caracterizează printr-un profil complex, care depinde și de câmpul magnetic local și variază într-un mod nebanal, a cărui regularitate nu este încă pe deplin înțeleasă și descris teoretic. În timpul zilei, starea ionosferei se modifică și în funcție de unghiul zenital al Soarelui.
ciclu anual
Ca și pe Pământ, pe Marte are loc o schimbare a anotimpurilor din cauza înclinării axei de rotație față de planul orbitei, așa că iarna calota polară crește în emisfera nordică și aproape dispare în sud, iar după șase. luni emisferele își schimbă locul. În același timp, datorită excentricității destul de mari a orbitei planetei la periheliu (solstițiul de iarnă în emisfera nordică), aceasta primește cu până la 40% mai multă radiație solară decât în afeliu, iar în emisfera nordică iarna este scurtă și relativ moderat, iar vara este lungă, dar răcoroasă, în sud, dimpotrivă, verile sunt scurte și relativ calde, iar iernile sunt lungi și reci. În acest sens, capacul sudic în timpul iernii crește până la jumătate din distanța pol-ecuator, iar calota nordică doar până la o treime. Când vara vine la unul dintre poli, dioxidul de carbon din calota polară corespunzătoare se evaporă și intră în atmosferă; vânturile îl duc la capacul opus, unde îngheață din nou. În acest fel, are loc ciclul dioxidului de carbon, care, împreună cu diferitele dimensiuni ale calotelor polare, determină o modificare a presiunii atmosferei marțiane pe măsură ce orbitează Soarele. Datorită faptului că iarna până la 20-30% din întreaga atmosferă îngheață în calota polară, presiunea în zona corespunzătoare scade în mod corespunzător.
Variațiile sezoniere (precum și cele zilnice) suferă, de asemenea, concentrații de vapori de apă - sunt în intervalul 1-100 microni. Deci, iarna atmosfera este aproape „secată”. Vaporii de apă apar în ea primăvara, iar până la mijlocul verii cantitatea ei atinge un maxim, în urma modificărilor temperaturii suprafeței. În perioada vară-toamnă, vaporii de apă sunt redistribuiți treptat, iar conținutul său maxim se deplasează din regiunea polară nordică către latitudinile ecuatoriale. În același timp, conținutul global total de vapori din atmosferă (conform datelor Viking-1) rămâne aproximativ constant și este echivalent cu 1,3 km 3 de gheață. Conținutul maxim de H 2 O (100 μm de apă precipitată, egal cu 0,2 vol%) a fost înregistrat vara peste regiunea întunecată din jurul calotei polare reziduale nordice - în această perioadă a anului atmosfera deasupra gheții calotei polare este de obicei aproape de saturație.
În perioada de primăvară-vară în emisfera sudică, când se formează cel mai activ furtunile de praf, se observă maree atmosferice diurne sau semi-diurne - o creștere a presiunii în apropierea suprafeței și expansiunea termică a atmosferei ca răspuns la încălzirea acesteia.
Schimbarea anotimpurilor afectează și atmosfera superioară - atât componenta neutră (termosfera), cât și plasma (ionosfera), iar acest factor trebuie luat în considerare împreună cu ciclul solar, iar acest lucru complică sarcina descrierii dinamicii superioarei. atmosfera.
Schimbare pe termen lung
Vezi si
Note
- Williams, David R. Fișă Fact Mars (nedefinit) . Centrul Național de Date pentru Știința Spațială. NASA (1 septembrie 2004). Preluat la 28 septembrie 2017.
- N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Marte: o mică planetă terestră: [Engleză] ]// Revista de astronomie și astrofizică. - 2016. - V. 24, Nr. 1 (16 decembrie). - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
- Atmosfera lui Marte (nedefinit) . UNIVERS-PLANETA // PORTAL LA ALTA DIMENSIUNE
- Marte este o stea roșie. Descrierea zonei. Atmosfera si clima (nedefinit) . galspace.ru - Proiect de explorare a sistemului solar. Preluat la 29 septembrie 2017.
- (Engleză) Out of Thin Martian Aer Revista de Astrobiologie, Michael Schirber, 22 august 2011.
- Maxim Zabolotsky. Informații generale despre atmosferă Marte (nedefinit) . spacegid.com(21.09.2013). Preluat la 20 octombrie 2017.
- Mars Pathfinder - Science Rezultate - Atmosferice și Meteorologice Proprietăți (nedefinit) . nasa.gov. Preluat la 20 aprilie 2017.
- J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionizarea, luminozitatea și încălzirea atmosferei superioare a lui Marte: [Engleză] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, nr. A12 (1 decembrie). - S. 7315–7333. -
O greșeală comună care face de obicei estimări ale condițiilor climatice ale unei anumite planete este aceea de a confunda presiunea cu densitatea. Deși din punct de vedere teoretic cunoaștem cu toții diferența dintre presiune și densitate, în realitate se face să comparăm fără precauție presiunea atmosferică de pe pământ cu presiunea atmosferică a unei planete date.
În orice laborator terestru în care gravitația este aproximativ aceeași, această precauție nu este necesară și adesea folosește presiunea ca „sinonim” pentru densitate. Unele fenomene sunt tratate în siguranță în ceea ce privește costul „presiune/temperatură”, cum ar fi diagramele feței (sau Diagramele de stări), unde în realitate ar fi mai corect să vorbim despre „coeficient de densitate și temperatură” sau „sub presiune/temperatură”, altfel nu înțelegem prezența apei lichide în absența gravitației (și apoi a imponderabilității) în navele spațiale aflate pe orbită în spațiu!
De fapt, din punct de vedere tehnic, presiunea atmosferică este „greutatea” pe care o anumită cantitate de gaz deasupra capului nostru o exercită asupra a tot ce este dedesubt. Cu toate acestea, adevărata problemă este că greutatea se datorează nu numai densității, ci, evident, gravitației. Dacă, de exemplu, scădem gravitația Pământului cu 1/3, Este evident că aceeași cantitate de gaz care este deasupra noastră va avea o treime din greutatea sa inițială, În ciuda faptului că cantitatea de gaz rămâne exact aceeași. Deci, prin comparație condiții climaticeîntre două planete ar fi mai corect să vorbim mai degrabă de densitate decât de presiune.
Înțelegem foarte bine acest principiu analizând funcționarea barometrului Torricelli, primul instrument care a măsurat presiunea atmosferică a pământului. Dacă umplem un tub închis de mercur pe o parte și punem capătul deschis vertical scufundat într-un rezervor umplut cu mercur, veți observa formarea unei camere de vid în partea de sus a paiului. Torricelli a remarcat de fapt că presiunea externă, prezentă în paie, trebuia să susțină coloana de mercur înaltă cu aproximativ 76 cm. Prin calcularea produsului specific de mercur, gravitația Pământului și înălțimea coloanei de mercur, se poate calcula greutatea de mai sus. atmosfera.
De pe Wikipedia la: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Acest sistem, genial pentru vremea lui, are totuși limitări puternice atunci când este folosit în „Earthlings”. De fapt, ca gravitație reală în doi dintre cei trei factori ai formulei, Orice diferență de gravitație produce o diferență pătratică în răspunsul barometrului, apoi, aceeași coloană de aer, pe o planetă cu 1/3 din gravitația originală. , va produce, pentru barometru, Torricelli , sub presiune 1/9 din valoarea initiala.
În mod clar, în afară de artefacte instrumentale, adevărul rămâne: aceeași coloană de aer va avea o greutate proporțională cu gravitația planetelor pe care din când în când o vom avea așa că doar presiunea barometrică nu este o măsură absolută a densității!
Acest efect este ignorat sistematic în analizele atmosferei marțiane. Vorbim cu ușurință de presiune în hPa și ne ocupăm direct de pământ, ignorând complet presiunea hPa, adică gravitația pe Marte este de aproximativ 1/3 din cea a pământului (pentru o precizie de 38%). Aceleași greșeli pe care le faci când te uiți la fețele diagramelor de apă pentru a demonstra că pe Marte apa nu poate exista sub formă lichidă. În special, punctul triplu al apei, pe pământ este de 6,1 hPa, dar pe Marte, unde gravitația este de 38% cea a pământului.Dacă faci în hPa, ar fi absolut 6,1, dar pentru 2,318 hPa (deși barometrul, Torricelli ar fi marca 0,88 hPa). Această analiză, însă, este întotdeauna, după părerea mea, evitată în mod fraudulos, sistematic, restabilind notația la aceleași valori de bază. Aceeași indicație de 5-7 hpa pentru presiunea atmosferică marțiană nu este specificată în mod explicit dacă înseamnă gravitația pământului sau Marte.
De fapt, 7 hPa pe Marte ar trebui să aibă o densitate de gaz pe pământ ar măsura aproximativ 18,4 hPa. Este absolut de evitat cercetarea modernă, Să spunem în a doua jumătate a anului 60 În continuare, întrucât anterior a afirmat strict că presiunea a fost o zecime din pământ, dar cu o densitate de 1/3. Din punct de vedere pur științific, s-a luat în considerare greutatea reală a unei coloane de aer, ceea ce a dus la 1/3 din greutatea ei reală pe sol, dar că de fapt densitatea era comparabilă cu 1/3 din cea a pământului. . Cum se face că în studiile recente există această diferență?
Poate pentru că este mai ușor să vorbim despre imposibilitatea păstrării fazei lichide a apei?
Există și alte indicii pentru această teză: Fiecare atmosferă produce de fapt împrăștiere (împrăștiere) luminii predominant în albastru, care chiar și în cazul lui Marte poate fi ușor analizată. Deși atmosfera lui Marte este o grămadă de praf pentru a o face roșiatică, prin separarea componentei de culoare albastră a imaginii panoramice a lui Marte, vă puteți face o idee despre densitatea atmosferei lui Marte. Dacă comparăm cerul pământului cu imagini realizate la diferite înălțimi, iar apoi cu diferite grade de densitate, înțelegem că dimensiunea nominală în care trebuie să găsim 7 hPa, i.e. 35.000 m, cerul este complet negru, orizontul târgului Salvo este o bandă în care de fapt mai putem vedea în straturile atmosferei noastre.
Stânga: Imagini ale peisajului marțian realizate de sonda Pathfinder pe 22 iunie 1999. Sursa: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 dreapta: Figura canal albastru lângă; Observați intensitatea cerului!
Stânga: Sydney - Orașul Australiei de Sud-Est, capitala Noii Gali de Sud, la 6 m. Dreapta: canal albastru se apropie.
Stânga: Sydney, dar întotdeauna în timpul unei furtuni de nisip. Dreapta: canal albastru se apropie; după cum puteți vedea, praful agățat reduce luminozitatea cerului, nu o mărește, Contrar a ceea ce se susține în cazul NASA Marte!
Este evident că fotografiile cu cerul marțian, filtrate de banda albastră, sunt mult mai strălucitoare, aproape comparabile cu imaginile făcute pe Muntele Everest, puțin mai puțin de 9.000 m, unde să ne uităm dacă presiunea atmosferică este de 1/3 nivelul normal al mării. presiune.
O altă dovadă a unui beneficiu serios al densității atmosferei marțiane fiind mai mare decât cea anunțată, a fost oferită de fenomenul de praf Devils. Aceste „mini tornade” sunt capabile să ridice coloane de nisip până la câțiva kilometri; Dar cum este posibil acest lucru?
NASA, însăși, a încercat să le simuleze, într-o cameră cu vid, Simulând o presiune marțiană de 7 hPa, și nu au putut să simuleze fenomenele decât dacă a crescut presiunea de cel puțin 11 ori! Presiunea inițială, chiar și atunci când se folosește un ventilator foarte puternic, nu a putut ridica nimic!
De fapt, 7 GPa este cu adevărat simplu, Având în vedere faptul că, pe lângă ridicarea deasupra nivelului mării, scade rapid imediat pentru valori fracționate; dar apoi toate fenomenele sunt observate lângă Muntele Olimp, ceea ce înseamnă 17 km înălțime, Cum poate fi?
Din observațiile telescopice se știe că Marte are o atmosferă foarte activă, mai ales în legătură cu formarea norilor și a ceților, nu doar a furtunilor de nisip. Observații ale lui Marte printr-un telescop de fapt, Introducerea unui filtru de lumină albastră, Puteți evidenția toate aceste fenomene atmosferice este departe de a fi neglijabile. Ceața de dimineață și de seară, norii orografici, norii polari au fost întotdeauna observate la un telescop cu putere medie medie. Oricine poate, de exemplu, cu un program grafic obișnuit, să separe trei niveluri de roșu, verde, Culoarea albastră imagini ale lui Marte și verificați cum funcționează. O imagine corespunzătoare canalului roșu ne va oferi o hartă topografică bună în timp ce canalul albastru va arăta calotele polare și norii.Este ușor să faceți acest lucru atât pe imaginile realizate cu telescoape mici, cât și pe imaginile de la un telescop spațial. De asemenea, în imaginile luate de la telescopul spațial, se observă un chenar albastru cauzat de atmosferă, care apoi apare albastru și nu roșu, așa cum se arată în locația imaginii.
Imagini tipice ale lui Marte luate de telescopul spațial Hubble. Sursa: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Canal roșu (stânga), canal verde (centru) și canal albastru (dreapta); Observați norul ecuatorial.
Un alt punct interesant este analiza depozitelor polare; traversarea datelor de altitudine și gravitometrici, a fost imposibil de stabilit că depozitele polare diferă sezonier cu aproximativ 1,5 metri la Polul Nord și 2,5 metri la Polul Sud, cu o densitate medie a populației la acel moment de o înălțime maximă de aproximativ 0,5 g/. cm 3 .
În acest caz, densitatea, 1 mm de zăpadă în CO 2 produce o presiune de 0,04903325 hPa; Acum, chiar dacă presupunem că cea mai optimistă presiune marțiană dată mai sus este de 18,4 hPa, ignorând faptul că CO 2 reprezintă 95% și nu 100% din atmosfera marțiană, dacă ar fi să condensassimo toată atmosfera de pe pământ ar obține un strat de 37,5 cm grosime!
Pe de altă parte, 1,5 picioare de zăpadă cu dioxid de carbon cu o densitate de 0,5 g/cm 3 produce o presiune de 73,5 hPa și 2,5 metri în loc de 122,6 hPa!
Evoluția în timp a presiunii atmosferice de suprafață a înregistrat două Viking Lander 1 și 2 (Viking Lander 1 He aterizat în spațiul Chris la 22,48° n, 49,97° V, 1,5 km sub medie. Viking Lander 2 El a aterizat în spațiul Utopia la 47,97° n, 225,74 ° V, 3 Km sub medie) în primii trei ani ai misiunii marțiane: anul 1 (puncte), anul 2 (linie continuă) și anul 3 (linie întreruptă) se încadrează în aceeași coloană. Sursa și invitatul Tillman (1987) (Vezi și Tillman 1989).
Luați în considerare, de asemenea, că, Dacă masa de gheață uscată sezonieră a fost similară între cele două emisfere, nu ar trebui să provoace variații sezoniere ale presiunii atmosferice globale, Deoarece prăbușirea calotei polare va fi întotdeauna compensată de condens pe podea din cealaltă emisferă.
Dar știm că aplatizarea orbitei marțiane creează o diferență de aproape 20° C în temperatura medie a celor două emisfere, de la vârf la 30° C favorizând Latitudinea de -30° ~. Rețineți că 7 GPa CO 2 ICES este de 123 ° c (~ 150 ° K), în timp ce la 18,4 hPa ( valoare corectă pentru gravitația lui Marte) ICES până la ~-116°C (~157° K).
Comparația datelor colectate de misiunea Mariner 9 în timpul primăverii boreale (Ls = 43 – 54°). Arată prin linia continuă de pe grafic deasupra temperaturii (în Kelvin) detectată de experimentul IRIS. Curbele punctate punctate arată vânturile locale (în m s-1) derivate din echilibru termic vântul (Pollack et 1981). Graficul din mijloc arată temperatura de simulare (K) pentru același sezon, în timp ce graficul de jos reprezintă vânturile de simulare (în m s-1). Sursa: „Variabilitatea meteorologică și ciclul anual de presiune de suprafață pe Marte” Frederic Hourdin, Le Van Foo, François Forget, Olivier Talagrand (1993)
Potrivit Mariner 9, doar la Polul Sud găsim condițiile meteorologice necesare, Deși conform pagubelor topografiei globale (MGS) asociate pământului, Prezența în ambele emisfere este posibilă.
Temperaturile minime ale solului în grade Celsius de Marte, luate de la Thermal Spectrometer (TES) de la bordul Mars Global Surveyor (MGS). În orizontală și verticală Latitudine Longitudine a soarelui (Ls). Partea albastră a tabelului arată temperatura minimă, maxima medie anuală și întotdeauna cu referire la temperaturile minime zilnice.
Apoi, debriefing, atmosfera pare să atingă o temperatură minimă de -123°C zero -132°C; Observ că la -132°2 presiunea nu trebuie să depășească 1,4 GPa fără gheață!
Graficul presiunii vaporilor de dioxid de carbon; printre alte utilități ale acestui grafic, puteți determina presiunea maximă pe care o poate atinge CO2 înainte de condensare (în acest caz pe gheață) la o anumită temperatură.
Dar să revenim la depozitele polare sezoniere; după cum am văzut, cel puțin noaptea, la 60° latitudine, par să existe condițiile pentru formarea gheții carbonizate, dar ce se întâmplă cu adevărat în timpul nopții polare?
Să începem cu două stări complet diferite: condensarea de la suprafață pentru a răci o masă de aer, sau „rece”.
Pentru primul caz, să presupunem că temperatura solului scade sub limita de îngheț a dioxidului de carbon; solul va incepe sa se acopere din ce in ce mai mult cu un strat de gheata, pana aici izolarea termica provocata de gheata in sine va fi suficienta pentru a opri procesul. În cazul gheții carbonice, fiind un bun izolator termic, este pur și simplu foarte mic, așa că acest fenomen în sine nu este suficient de eficient pentru a justifica acumularea de gheață observată! Ca dovadă în acest sens, la Polul Nord și polul Sud aparține recordului -132°C, unde minima este -130°C (Conform TES MGS). De asemenea, sunt interesat atât de detectarea fiabilă a -132°c de pe orbita marțiană, cât și de calea spectroscopică, deoarece la această temperatură solul în sine trebuie acoperit de procesul de condensare!
În al doilea caz, dacă masa de aer (în acest caz CO 2 aproape pur) atinge punctul de rouă, de îndată ce temperatura scade, presiunea sa nu depășește limita stabilită de „presiunea de vapori” pentru acel gaz la acea temperatură. , provocând condensarea imediată la sol a masei orice exces de gaz! De fapt, eficacitatea acestui proces este cu adevărat dramatică; Dacă ar fi să simulăm un eveniment similar pe Marte, ar trebui să luăm în considerare și lanțul de evenimente care ar crea.
Scădem temperatura Polului Sud, de exemplu la -130 ° C, presiunea inițială este de 7 hPa; presiunea de sosire ar trebui să fie de ~ 2 GPa, provocând precipitații de zăpadă de gheață carbonică cu o grosime de ~ 50 cm (0,1 Gy/cm 2) Dacă este comprimată la 0,5 Gy/cm 2 se potrivește cu o grosime de ~ 10 cm. Desigur, o astfel de diferență de presiune va fi imediat aerul din zonele înconjurătoare, cu efectul presiunii (în lanț) mai scăzute și al temperaturii din zonele învecinate, dar contribuția condensului este toată în zăpadă. Procesul în sine tinde, de asemenea, să producă energie termică (apoi temperatura să crească) în același timp, dar dacă temperatura rămâne la -130 ° C, procesul de condensare se va opri numai atunci când toate planetele ating o presiune de echilibru de 2 hPa!
Această mică simulare este folosită pentru a înțelege relația dintre temperaturile minime și modificările presiunii barometrice, explicând de ce temperatura minimă și presiunea sunt legate. Din graficele de presiune barometrică prezentate înregistrate de doi Viking Landeri știm că pentru Viking 1 presiunea variază de la un minim de 6,8 hPa la un maxim de 9,0 hPa, cu o valoare medie de 7,9 . Pentru Vikings 2 Valorile acceptabile sunt de la 7,4 HPA la 10,1 GPa cu o medie de 8,75 hPa. De asemenea, știm că VL 1 He a aterizat 1,5 Km și VL 2 3 Km, ambele sub nivel mediu Marte. Având în vedere că nivelul mediu al lui Marte este de 6,1 hPa (vine din punctul triplu al apei!), dacă scalam valorile peste medie este de 6,1 hPa, atunci ambele variază de la mai puțin de 5,2 ± 0,05 hPa și maxim 7. ± 0,05 hPa. În timp ce valoarea minimă este de 5,2 GPa, temperatură scăzută, obținem ~-125°C (~148° K), deja în dezacord clar cu datele dvs. Acum, în timp ce scăderea de presiune de la 7 HPA la 5,2 HPA este depusă cu o grosime de 18,4 cm (0,1 Gy/cm2), dacă este comprimată la 0,5 Gy/cm2, se potrivește ~ 3,7 cm grosime și că suprafața calotei polare de sud este de ~ 1 / 20 Suprafața totală a lui Marte (se apropie cu siguranță de valoarea implicită!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, Aceasta este o valoare mult mai mică în cadrul depozitelor polare detectate!
Prin urmare, există o contradicție evidentă între datele termice și datele meteo, dacă una nu o suportă pe cealaltă! O astfel de temperatură scăzută va duce la fluctuații puternice de presiune (chiar și între zi și noapte!) sau chiar o presiune generală mai mică! Pe de altă parte, totuși, 7 este absolut insuficient pentru a ține cont de lucruri precum Devils Dust HPA nominală, rigole, răspândirea luminatoarelor sau magnitudinea depozitelor polare tranzitorii, pe care le-ați explicat mai bine cu mult peste presiunea atmosferică de 7 hPa.
Până acum, doar aspectele legate de dioxidul de carbon, considerat a fi o componentă majoră a atmosferei (~95%); Dar dacă introducem chiar și apă în această analiză, denumirea 7 GPa devine complet ridicolă!
De exemplu, urme lăsate de fluxul de apă lichidă (vezi craterul Newton) unde apa ar trebui să fie doar o stare de abur, supusă unei presiuni foarte scăzute și temperaturi de până la aproximativ 27 ° C!
Într-o astfel de situație, putem spune cu siguranță că presiunea (în condiții terestre) nu poate fi mai mică de 35 hPa!
Fiecare planetă este diferită de restul în mai multe moduri. Oamenii compară alte planete găsite cu cea pe care o cunosc bine, dar nu perfect - aceasta este planeta Pământ. La urma urmei, acest lucru este logic, viața ar putea apărea pe planeta noastră, ceea ce înseamnă că dacă cauți o planetă asemănătoare cu a noastră, atunci va fi posibil să găsești și viață acolo. Din cauza acestor comparații, planetele au propriile lor trăsături distinctive. De exemplu, Saturn are inele frumoase, din cauza cărora Saturn este numit cel mai mult frumoasa planeta sistem solar. Jupiter cel mai mult mare planetaîn sistem solarși această trăsătură a lui Jupiter. Deci, care sunt caracteristicile lui Marte? Acest articol este despre asta.
Marte, ca multe alte planete din sistemul solar, are luni. Marte are două luni, Phobos și Deimos. Sateliții și-au primit numele de la greci. Phobos și Deimos au fost fiii lui Ares (Marte) și au fost întotdeauna apropiați de tatăl lor, la fel cum acești doi sateliți sunt întotdeauna aproape de Marte. În traducere, „Phobos” înseamnă „frică”, iar „Deimos” înseamnă „groază”.
Phobos este o lună a cărei orbită este foarte aproape de planetă. Este cel mai apropiat satelit de planetă din întregul sistem solar. Distanța de la suprafața lui Marte până la Phobos este de 9380 de kilometri. Satelitul se învârte în jurul lui Marte cu o frecvență de 7 ore și 40 de minute. Se pare că Phobos reușește să facă trei și câteva revoluții în jurul lui Marte, în timp ce Marte însuși face o revoluție în jurul axei sale.
Deimos este cea mai mică lună din sistemul solar. Dimensiunile satelitului sunt 15x12,4x10,8 km. Și distanța de la satelit la suprafața planetei este de 23.450 mii km. Perioada de revoluție a lui Deimos în jurul lui Marte este de 30 de ore și 20 de minute, ceea ce este puțin mai mult decât timpul necesar planetei să se rotească în jurul axei sale. Dacă sunteți pe Marte, atunci Phobos se va ridica în vest și se va așeza în est, în timp ce face trei revoluții pe zi, iar Deimos, dimpotrivă, se va ridica în est și se va așeza în vest, în timp ce face o singură revoluție în jurul valorii de planeta.
Caracteristicile lui Marte și atmosfera sa
Una dintre principalele caracteristici ale lui Marte este că a fost creat. Atmosfera de pe Marte este foarte interesantă. Acum atmosfera de pe Marte este foarte rarefiată, este posibil ca în viitor Marte să-și piardă complet atmosfera. Caracteristicile atmosferei lui Marte sunt că, cândva, Marte avea aceeași atmosferă și aer ca pe planeta noastră natală. Dar în cursul evoluției, Planeta Roșie și-a pierdut aproape toată atmosfera. Acum presiunea atmosferei Planetei Roșii este de doar 1% din presiunea planetei noastre. Caracteristicile atmosferei lui Marte este, de asemenea, că, chiar și cu o gravitate de trei ori mai mică a planetei, în raport cu Pământul, Marte poate ridica furtuni uriașe de praf, ridicând în aer tone de nisip și sol. Furtunile de praf au stricat deja nervii astronomilor noștri de mai multe ori, deoarece furtunile de praf sunt foarte extinse, atunci observarea lui Marte de pe Pământ devine imposibilă. Uneori, astfel de furtuni pot dura chiar luni de zile, ceea ce strică foarte mult procesul de studiu a planetei. Dar explorarea planetei Marte nu se oprește aici. Există roboți pe suprafața lui Marte care nu opresc procesul de explorare a planetei.
Caracteristicile atmosferice ale planetei Marte sunt și în faptul că presupunerile oamenilor de știință despre culoarea cerului marțian au fost respinse. Oamenii de știință au crezut că cerul de pe Marte ar trebui să fie negru, dar pozele făcute statie spatiala de pe planetă a infirmat această teorie. Cerul de pe Marte nu este deloc negru, este roz, datorită particulelor de nisip și praf care se află în aer și absorb 40% din lumina soarelui, datorită cărora se creează efectul cerului roz pe Marte.
Caracteristicile temperaturii lui Marte
Măsurătorile temperaturii lui Marte au început cu relativ mult timp în urmă. Totul a început cu măsurătorile lui Lampland în 1922. Apoi măsurătorile au indicat că temperatura medie pe Marte este de -28 ° C. Mai târziu, în anii 50 și 60, s-au acumulat unele cunoștințe despre regimul de temperatură al planetei, care s-au realizat din anii 20 până în anii 60. Din aceste măsurători, reiese că în timpul zilei la ecuatorul planetei temperatura poate ajunge la +27 ° C, dar seara va scădea la zero, iar dimineața devine -50 ° C. Temperatura la poli variază de la +10º C, în timpul zilei polare, și la temperaturi foarte scăzute în timpul nopții polare.
Caracteristicile reliefului lui Marte
Suprafața lui Marte, ca și alte planete care nu au atmosferă, este marcată de diverse cratere de impact. obiecte spațiale. Craterele sunt de dimensiuni mici (5 km în diametru) și mari (de la 50 la 70 km în diametru). Din cauza absenței atmosferei sale, Marte a fost supus ploilor de meteoriți. Dar suprafața planetei conține nu numai cratere. Anterior, oamenii credeau că nu există niciodată apă pe Marte, dar observațiile la suprafața planetei spun o poveste diferită. Suprafața lui Marte are canale și chiar mici depresiuni, care amintesc de depozitele de apă. Acest lucru sugerează că a existat apă pe Marte, dar din multe motive aceasta a dispărut. Acum este deja greu de spus ce trebuie făcut pentru ca apa de pe Marte să reapară și să putem observa învierea planetei.
Există și vulcani pe Planeta Roșie. Cel mai faimos vulcan este Muntele Olimp. Acest vulcan este cunoscut tuturor celor care sunt interesați de Marte. Acest vulcan este cel mai mare deal nu numai de pe Marte, ci și din sistemul solar, aceasta este o altă caracteristică a acestei planete. Dacă stai la poalele Muntelui Olimp, atunci va fi imposibil să vezi marginea acestui vulcan. Acest vulcan este atât de mare încât marginile lui trec dincolo de orizont și se pare că Olimpul este nesfârșit.
Caracteristicile câmpului magnetic al lui Marte
Acesta este probabil ultimul caracteristică interesantă această planetă. Câmpul magnetic este protectorul planetei, care respinge totul sarcini electriceîndreptându-se spre planetă și îi respinge de la traiectoria lor originală. Câmpul magnetic este complet dependent de miezul planetei. Miezul de pe Marte este aproape staționar și, prin urmare, câmpul magnetic al planetei este foarte slab. Acțiunea Câmpului Magnetic este foarte interesantă, nu este globală, ca pe planeta noastră, dar are zone în care este mai activ, iar în alte zone poate să nu fie deloc.
Astfel, planeta care ni se pare atât de obișnuită are un întreg set de trăsături proprii, dintre care unele conduc în sistemul nostru solar. Marte nu este o planetă atât de simplă pe cât ai putea crede la prima vedere.
Atmosfera lui Marte este mai puțin de 1% din cea a Pământului, așa că nu protejează planeta de radiațiile solare și nu reține căldura la suprafață. Acesta este cel mai scurt mod de a o descrie, dar haideți să aruncăm o privire mai atentă la el.
Atmosfera lui Marte a fost descoperită chiar înainte de zborul stațiilor interplanetare automate către planetă. Datorită opozițiilor planetei, care au loc o dată la trei ani și analizelor spectrale, astronomii deja în secolul al XIX-lea știau că are o compoziție foarte omogenă, din care peste 95% este CO2.
Culoarea cerului marțian de pe landerul Viking Lander 1. În sol 1742 (ziua marțiană), este vizibilă o furtună de praf.
În secolul al XX-lea, datorită sondelor interplanetare, am aflat că atmosfera lui Marte și temperatura sa sunt puternic interconectate, deoarece datorită transferului celor mai mici particule de oxid de fier, apar furtuni uriașe de praf care pot acoperi jumătate din planetă, ridicând temperatura sa pe parcurs.
Compoziția aproximativă
Învelișul de gaz al planetei este format din 95% dioxid de carbon, 3% azot, 1,6% argon și urme de oxigen, vapori de apă și alte gaze. În plus, este foarte umplut cu particule fine de praf (în mare parte oxid de fier), care îi conferă o nuanță roșiatică. Datorită informațiilor despre particulele de oxid de fier, nu este deloc dificil să răspundem la întrebarea ce culoare are atmosfera.
Dioxid de carbon
Dunele întunecate sunt rezultatul sublimării dioxidului de carbon înghețat, care s-a topit primăvara și a scăpat în atmosfera rarefiată, lăsând în urmă astfel de urme.
De ce atmosfera planetei roșii este făcută din dioxid de carbon? Planeta nu a avut plăci tectonice de miliarde de ani. Lipsa mișcării plăcilor a permis punctelor vulcanice să arunce magma la suprafață timp de milioane de ani. Dioxidul de carbon este, de asemenea, un produs al unei erupții și este singurul gaz care este reumplut constant de atmosferă, de fapt, acesta este de fapt singurul motiv pentru care există. În plus, planeta și-a pierdut câmpul magnetic, ceea ce a contribuit la faptul că gazele mai ușoare au fost transportate de vântul solar. Din cauza erupțiilor continue, au apărut mulți munți vulcanici mari. Muntele Olimp este cel mai mare munte din sistemul solar.
Oamenii de știință cred că Marte și-a pierdut întreaga atmosferă din cauza faptului că și-a pierdut magnetosfera acum aproximativ 4 miliarde de ani. Pe vremuri, învelișul gazos al planetei era mai dens și magnetosfera proteja planeta de vântul solar. Vântul solar, atmosfera și magnetosfera sunt puternic interconectate. Particulele solare interacționează cu ionosferă și transportă molecule din ea, reducând densitatea. Aceasta este cheia întrebării unde s-a dus atmosfera. Aceste particule ionizate au fost detectate de nave spațiale în spațiul din spatele lui Marte. Aceasta are ca rezultat o presiune medie la suprafață de 600 Pa, comparativ cu o presiune medie pe Pământ de 101.300 Pa.
Metan
O cantitate relativ mare de metan a fost descoperită relativ recent. Această descoperire neașteptată a arătat că atmosfera conține 30 de părți per miliard de metan. Acest gaz provine din diferite regiuni ale planetei. Datele sugerează că există două surse principale de metan.
Apusul, culoarea albastră a cerului se datorează, în parte, prezenței metanului
Se crede că Marte produce aproximativ 270 de tone de metan pe an. Conform condițiilor de pe planetă, metanul este distrus rapid, în aproximativ 6 luni. Pentru ca metanul să existe în cantități detectabile, trebuie să existe surse active sub suprafață. Activitatea vulcanică și serpentinizarea sunt cele mai probabile cauze ale formării metanului.
Apropo, metanul este unul dintre motivele pentru care atmosfera planetei este albastră la apus. Metanul difuzează albastrul mai bine decât alte culori.
Metanul este un produs secundar al vieții și este, de asemenea, rezultatul vulcanismului, al proceselor geotermale și al activității hidrotermale. Metanul este un gaz instabil, așa că trebuie să existe o sursă pe planetă care să-l reumple în mod constant. Trebuie să fie foarte activ pentru că studiile au arătat că metanul este distrus în mai puțin de un an.
Compoziția cantitativă
Compoziția chimică a atmosferei: este alcătuită din peste 95% dioxid de carbon, 95,32% mai exact. Gazele sunt distribuite după cum urmează:
Dioxid de carbon 95,32%
Azot 2,7%
Argon 1,6%
Oxigen 0,13%
Monoxid de carbon 0,07%
vapori de apă 0,03%
Oxid nitric 0,0013%
Structura
Atmosfera este împărțită în patru straturi principale: inferior, mijlociu, superior și exosferă. Straturile inferioare sunt o regiune caldă (temperatura de aproximativ 210 K). Este încălzit de praful din aer (praf de 1,5 µm diametru) și radiația termică de la suprafață.
Trebuie avut în vedere faptul că, în ciuda rarefării foarte mari, concentrația de dioxid de carbon din învelișul gazos al planetei este de aproximativ 23 de ori mai mare decât în a noastră. Prin urmare, atmosfera lui Marte nu este atât de prietenoasă, nu numai oamenii, ci și alte organisme terestre nu pot respira în ea.
Mediu - asemănător cu Pământul. Straturile superioare ale atmosferei sunt încălzite de vântul solar, iar temperatura acolo este mult mai ridicată decât la suprafață. Această căldură face ca gazul să părăsească învelișul de gaz. Exosfera începe la aproximativ 200 km de la suprafață și nu are o limită clară. După cum puteți vedea, distribuția temperaturii în înălțime este destul de previzibilă pentru o planetă terestră.
Vremea pe Marte
Prognoza pe Marte este în general foarte proastă. Puteți vedea prognoza meteo pe Marte. Vremea se schimbă în fiecare zi și uneori chiar la fiecare oră. Acest lucru pare neobișnuit pentru o planetă care are o atmosferă de doar 1% din cea a Pământului. În ciuda acestui fapt, clima lui Marte și temperatura generală a planetei se influențează reciproc la fel de puternic ca și pe Pământ.
Temperatura
Vara, temperaturile din timpul zilei la ecuator pot ajunge până la 20 °C. Noaptea, temperaturile pot scădea până la -90 C. O diferență de 110 de grade într-o zi poate crea diavoli de praf și furtuni de praf care cuprind întreaga planetă timp de câteva săptămâni. Temperaturile de iarnă sunt extrem de scăzute -140 C. Dioxidul de carbon îngheață și se transformă în gheață carbonică. Polul Nord marțian are un metru de gheață carbonică iarna, în timp ce Polul Sud este acoperit permanent de opt metri de gheață carbonică.
nori
Deoarece radiațiile de la soare și vântul solar bombardează în mod constant planeta, apa lichidă nu poate exista, așa că nu există ploaie pe Marte. Uneori, însă, apar nori și începe să cadă zăpada. Norii de pe Marte sunt foarte mici și subțiri.
Oamenii de știință cred că unele dintre ele sunt compuse din particule mici de apă. Atmosfera conține cantități mici de vapori de apă. La prima vedere, poate părea că norii nu pot exista pe planetă.
Și totuși, pe Marte, există condiții pentru formarea norilor. Planeta este atât de rece încât apa din acești nori nu cade niciodată sub formă de ploaie, ci ca zăpadă în atmosfera superioară. Oamenii de știință au observat acest lucru de mai multe ori și nu există dovezi că zăpada nu ajunge la suprafață.
Praf
Este destul de ușor de văzut cum atmosfera afectează regimul de temperatură. Cel mai revelator eveniment sunt furtunile de praf care încălzesc planeta local. Ele apar din cauza diferențelor de temperatură de pe planetă, iar suprafața este acoperită cu praf ușor, care este ridicat chiar și de un vânt atât de slab.
Aceste furtuni fac praf panourile solare, facand imposibila explorarea pe termen lung a planetei. Din fericire, furtunile alternează cu vântul care suflă praful acumulat de pe panouri. Dar atmosfera Curiosity nu este capabilă să interfereze, roverul american avansat este echipat cu un generator termic nuclear și întreruperile luminii solare nu sunt groaznice pentru acesta, spre deosebire de celălalt rover Opportunity alimentat cu energie solară.
Un astfel de rover nu se teme de nicio furtună de praf
Dioxid de carbon
După cum am menționat deja, învelișul gazos al planetei roșii este 95% dioxid de carbon. Poate îngheța și cădea la suprafață. Aproximativ 25% din dioxidul de carbon atmosferic se condensează în calotele polare ca gheață solidă(gheata uscata). Acest lucru se datorează faptului că polii marțieni nu sunt expuși la lumina soarelui în perioada de iarnă.
Când lumina soarelui lovește din nou polii, gheața se transformă într-o formă gazoasă și se evaporă înapoi. Astfel, există o schimbare semnificativă a presiunii pe parcursul anului.
draci de praf
Diavolul de praf are 12 kilometri înălțime și 200 de metri în diametru
Dacă ați fost vreodată într-o zonă deșertică, ați văzut mici diavoli de praf care par să apară din senin. Diavolii de praf de pe Marte sunt ceva mai de rău augur decât cei de pe Pământ. În comparație cu a noastră, atmosfera planetei roșii are o densitate de 100 de ori mai mică. Prin urmare, tornadele seamănă mai degrabă cu tornadele, cu câțiva kilometri în aer și cu sute de metri în diametru. Acest lucru explică parțial de ce, în comparație cu planeta noastră, atmosfera este roșie - furtuni de praf și praf fin de oxid de fier. De asemenea, culoarea învelișului de gaz al planetei se poate schimba la apus, când Soarele apune, metanul împrăștie partea albastră a luminii mai mult decât restul, astfel încât apusul de pe planetă este albastru.
Caracteristici: Atmosfera lui Marte este mai subțire decât atmosfera Pământului. În compoziție, seamănă cu atmosfera lui Venus și constă din 95% dioxid de carbon. Aproximativ 4% este reprezentat de azot și argon. Oxigenul și vaporii de apă din atmosfera marțiană sunt mai mici de 1% (vezi compoziția exactă). Presiunea medie a atmosferei la nivelul suprafeței este de aproximativ 6,1 mbari. Aceasta este de 15.000 de ori mai mică decât pe Venus și de 160 de ori mai puțin decât la suprafața Pământului. În cele mai adânci depresiuni, presiunea ajunge la 10 mbari.
Temperatura medie pe Marte este mult mai mică decât pe Pământ - aproximativ -40 ° C. În cele mai favorabile condiții de vară, în jumătatea zilei a planetei, aerul se încălzește până la 20 ° C - o temperatură destul de acceptabilă pentru locuitori al Pamantului. Dar într-o noapte de iarnă, înghețul poate ajunge până la -125 ° C. La temperaturi de iarnă, chiar și dioxidul de carbon îngheață, transformându-se în gheață uscată. Astfel de scăderi puternice de temperatură sunt cauzate de faptul că atmosfera rarefiată a lui Marte nu este capabilă să rețină căldura pentru o lungă perioadă de timp. Primele măsurători ale temperaturii lui Marte cu ajutorul unui termometru plasat în focarul unui telescop reflectorizant au fost efectuate încă de la începutul anilor 1920. Măsurătorile efectuate de W. Lampland în 1922 au dat o temperatură medie a suprafeței lui Marte de -28°C, E. Pettit și S. Nicholson în 1924 au obținut -13°C. O valoare mai mică a fost obținută în 1960. W. Sinton și J. Strong: -43°C. Mai târziu, în anii 50 și 60. Numeroase măsurători de temperatură au fost acumulate și rezumate în diferite puncte de pe suprafața lui Marte, în diferite anotimpuri și momente ale zilei. Din aceste măsurători a rezultat că în timpul zilei la ecuator temperatura poate ajunge până la +27°C, dar dimineața poate ajunge la -50°C.
Există și oaze de temperatură pe Marte, în zonele „lacului” Phoenix (Podisul Soarelui) și ținutul lui Noe, diferența de temperatură este de la -53°C la + 22°C vara și de la -103°C la -43 ° C iarna. Deci, Marte este o lume foarte rece, dar clima acolo nu este mult mai aspră decât în Antarctica. Când primele fotografii ale suprafeței lui Marte făcute de viking au fost transmise pe Pământ, oamenii de știință au fost foarte surprinși să vadă că cerul marțian nu era negru, așa cum era de așteptat, ci roz. S-a dovedit că praful care atârnă în aer absoarbe 40% din lumina soarelui care intră, creând un efect de culoare.
Furtuni de nisip: Vânturile sunt una dintre manifestările diferenței de temperatură. Peste suprafața planetei sufla adesea Vânturi puternice, a cărui viteză atinge 100 m/s. Gravitația scăzută permite chiar și curenților de aer rarefiați să ridice nori uriași de praf. Uneori, zone destul de vaste de pe Marte sunt acoperite de furtuni grandioase de praf. Cel mai adesea ele apar lângă calotele polare. O furtună globală de praf pe Marte a împiedicat fotografiarea suprafeței de pe sonda Mariner 9. A făcut furori din septembrie 1971 până în ianuarie 1972, ridicând aproximativ un miliard de tone de praf în atmosferă la o altitudine de peste 10 km. Furtunile de praf apar cel mai adesea în perioadele de mare opoziție, când vara în emisfera sudică coincide cu trecerea lui Marte prin periheliu. Durata furtunilor poate ajunge la 50-100 de zile. (Anterior, schimbarea culorii suprafeței era explicată prin creșterea plantelor marțiane).
Diavolii de praf: Diavolii de praf sunt un alt exemplu de procese legate de temperatură pe Marte. Astfel de tornade sunt manifestări foarte frecvente pe Marte. Ele ridică praful în atmosferă și apar din cauza diferențelor de temperatură. Motiv: în timpul zilei, suprafața lui Marte se încălzește suficient (uneori la temperaturi pozitive), dar la o înălțime de până la 2 metri de suprafață, atmosfera rămâne la fel de rece. O astfel de picătură provoacă instabilitate, ridicând praful în aer - se formează diavolii de praf.
Vapor de apă: Există foarte puțini vapori de apă în atmosfera marțiană, dar la presiune și temperatură scăzută, se află într-o stare apropiată de saturație și se adună adesea în nori. Norii marțieni sunt destul de inexpresivi în comparație cu cei de pe Pământ. Doar cei mai mari dintre ei sunt vizibili printr-un telescop, dar observațiile de la navele spațiale au arătat că pe Marte există nori de o mare varietate de forme și tipuri: cirruși, ondulați, sub vânt (în apropierea munților mari și sub versanții craterelor mari, în locuri ferite de vânt). Peste zonele joase - canioane, văi - și pe fundul craterelor în timpul rece al zilei sunt adesea cețe. În iarna anului 1979, un strat subțire de zăpadă a căzut în zona de aterizare Viking-2, care a rămas timp de câteva luni.
anotimpuri:În momentul de față se știe că, dintre toate planetele sistemului solar, Marte este cea mai asemănătoare cu Pământul. S-a format acum aproximativ 4,5 miliarde de ani. Axa de rotație a lui Marte este înclinată față de planul său orbital cu aproximativ 23,9 °, ceea ce este comparabil cu înclinarea axei Pământului, care este de 23,4 ° și, prin urmare, acolo, ca și pe Pământ, are loc o schimbare a anotimpurilor. Schimbările sezoniere sunt cele mai pronunțate în regiunile polare. Iarna, calotele polare ocupă o zonă semnificativă. Limita calotei polare nordice se poate îndepărta de pol cu o treime din distanța până la ecuator, iar limita calotei sudice depășește jumătate din această distanță. Această diferență se datorează faptului că în emisfera nordică iarna are loc când Marte trece prin periheliul orbitei sale, iar în emisfera sudică când trece prin afeliu. Din această cauză, iernile în emisfera sudică sunt mai reci decât în cea nordică. Iar durata fiecăruia dintre cele patru anotimpuri marțiane variază în funcție de distanța sa față de Soare. Prin urmare, în emisfera nordică marțiană, iernile sunt scurte și relativ „moderate”, iar verile sunt lungi, dar răcoroase. În sud, dimpotrivă, verile sunt scurte și relativ calde, iar iernile sunt lungi și reci.
Odată cu debutul primăverii, calota polară începe să se „strângă”, lăsând în urmă insule de gheață care dispar treptat. În același timp, un așa-numit val de întunecare se propagă de la poli la ecuator. Teoriile moderne o explică prin faptul că vânturile de primăvară transportă mase mari de sol de-a lungul meridianelor cu proprietăți reflectorizante diferite.
Aparent, niciunul dintre capace nu dispare complet. Înainte de începerea explorării lui Marte cu ajutorul sondelor interplanetare, se presupunea că regiunile sale polare erau acoperite cu apă înghețată. Măsurătorile moderne mai precise ale solului și spațiului au găsit, de asemenea, dioxid de carbon înghețat în compoziția gheții marțiane. Vara, se evaporă și intră în atmosferă. Vânturile îl duc spre calota polară opusă, unde îngheață din nou. Acest ciclu de dioxid de carbon și diferitele dimensiuni ale calotelor polare explică variabilitatea presiunii atmosferei marțiane.
O zi marțiană, numită sol, are 24,6 ore, iar anul ei este sol 669.
Influența climatului: Primele încercări de a găsi dovezi directe în solul marțian a prezenței bazei vieții - apa lichidă și elemente precum azotul și sulful, nu au avut succes. Un experiment exobiologic efectuat pe Marte în 1976 după aterizarea pe suprafața stației interplanetare americane Viking, care purta un laborator biologic automat (ABL) pe placa sa, nu a oferit dovezi ale existenței vieții. Absența molecule organice pe suprafața studiată ar putea fi cauzată de radiația ultravioletă intensă a Soarelui, întrucât Marte nu are un strat protector de ozon, și de compoziția oxidantă a solului. Prin urmare, stratul superior al suprafeței marțiane (aproximativ câțiva centimetri grosime) este steril, deși se presupune că condițiile care au existat cu miliarde de ani în urmă au fost păstrate în straturi mai adânci, subterane. O anumită confirmare a acestor presupuneri a fost descoperită recent pe Pământ la o adâncime de 200 m microorganisme - metanogene care se hrănesc cu hidrogen și respiră dioxid de carbon. Un experiment special realizat de oamenii de știință a dovedit că astfel de microorganisme ar putea supraviețui în condițiile dure marțiane. ipoteza mai caldă Marte antic cu rezervoare deschise - râuri, lacuri și poate mări, precum și cu o atmosferă mai densă - s-a discutat de mai bine de două decenii, deoarece ar fi foarte dificil să se „instaleze” pe o astfel de planetă inospitalieră și chiar și în absență. de apa. Pentru ca apa lichidă să existe pe Marte, atmosfera ei ar trebui să fie foarte diferită de cea actuală.
Clima marțiană variabilă Marte modern este o lume foarte neospitalieră. Atmosfera rarefiată, care este, de asemenea, nepotrivită pentru respirație, furtunile teribile de praf, lipsa apei și schimbările bruște de temperatură în timpul zilei și anului - toate acestea indică faptul că nu va fi atât de ușor să populați Marte. Dar pe vremuri curgeau râuri pe el. Înseamnă asta că Marte a avut o climă diferită în trecut? |
