Encyklopedický YouTube
1 / 5
✪ Projekt DISCOVER-AQ – Atmospheric Research (NASA v ruštine)
✪ NASA v ruštine: 18.01.2013 – video súhrn NASA na tento týždeň
✪ NEGATÍVNA OMSA [Správy z vedy a techniky]
✪ Mars, 1968, filmová esej o sci-fi, režisér Pavel Klushantsev
✪ 5 znakov života na Marse – odpočítavanie #37
titulky
Štúdium
Atmosféra Marsu bola objavená ešte pred letmi automatických medziplanetárnych staníc na planétu. Vďaka spektrálnej analýze a opozíciám Marsu so Zemou, ku ktorým dochádza raz za 3 roky, astronómovia už v 19. storočí vedeli, že má veľmi homogénne zloženie, z ktorého viac ako 95 % tvorí oxid uhličitý. V porovnaní s 0,04 % oxid uhličitý v zemskej atmosfére sa ukazuje, že hmotnosť marťanského atmosférického oxidu uhličitého prevyšuje hmotnosť Zeme takmer 12-krát, takže počas terraformácie Marsu môže príspevok oxidu uhličitého k skleníkovému efektu vytvoriť klímu príjemnú pre ľudí. o niečo skôr, ako sa dosiahne tlak 1 atmosféry, aj keď sa vezme do úvahy väčšia vzdialenosť Marsu od Slnka.
Začiatkom 20. rokov 20. storočia sa prvé merania teploty Marsu uskutočnili pomocou teplomera umiestneného v ohnisku odrazového ďalekohľadu. Merania V. Lamplanda v roku 1922 poskytli priemernú povrchovú teplotu Marsu 245 (-28 °C), E. Pettit a S. Nicholson v roku 1924 dosiahli 260 K (-13 °C). Nižšiu hodnotu získali v roku 1960 W. Sinton a J. Strong: 230 K (-43 °C). Prvé odhady tlaku – spriemerované – boli získané až v 60. rokoch pomocou pozemných IR spektroskopov: tlak 25 ± 15 hPa získaný z Lorentzovho rozšírenia čiar oxidu uhličitého znamenal, že ide o hlavnú zložku atmosféry.
Rýchlosť vetra sa dá určiť z Dopplerovho posunu spektrálnych čiar. Na tento účel sa meral posun čiary v milimetrovom a submilimetrovom rozsahu a merania na interferometri umožňujú získať rozloženie rýchlostí v celej vrstve veľkej hrúbky.
Najpodrobnejšie a najpresnejšie údaje o teplote vzduchu a povrchu, tlaku, relatívnej vlhkosti a rýchlosti vetra nepretržite meria prístroj Rover Environmental Monitoring Station (REMS) na palube roveru Curiosity, ktorý od roku 2012 funguje v kráteri Gale. A kozmická loď MAVEN, ktorá krúži okolo Marsu od roku 2014, je špeciálne navrhnutá tak, aby podrobne študovala hornú vrstvu atmosféry, ich interakciu s časticami slnečného vetra a najmä dynamiku rozptylu.
Množstvo procesov, ktoré je ťažké alebo ešte nie je možné priamo pozorovať, je predmetom iba teoretického modelovania, ale aj je dôležitá metóda výskumu.
Atmosférická štruktúra
Vo všeobecnosti sa atmosféra Marsu delí na spodnú a hornú; za tú sa považuje oblasť nad 80 km nad povrchom, kde zohrávajú aktívnu úlohu procesy ionizácie a disociácie. Jeho štúdiu je venovaná časť, ktorá sa bežne nazýva aeronómia. Zvyčajne, keď ľudia hovoria o atmosfére Marsu, majú na mysli spodnú atmosféru.
Niektorí vedci tiež rozlišujú dve veľké škrupiny - homosféru a heterosféru. V homosfére chemické zloženie nezávisí od nadmorskej výšky, pretože procesy prenosu tepla a vlhkosti v atmosfére a ich vertikálna výmena sú úplne určené turbulentným miešaním. Keďže molekulárna difúzia v atmosfére je nepriamo úmerná jej hustote, od určitej úrovne sa tento proces stáva dominantným a je hlavnou črtou hornej vrstvy - heterosféry, kde dochádza k molekulárnej difúznej separácii. Rozhranie medzi týmito plášťami, ktoré sa nachádza vo výškach od 120 do 140 km, sa nazýva turbopauza.
nižšia atmosféra
Od povrchu do výšky 20-30 km sa tiahne troposféra kde teplota s výškou klesá. Horná hranica troposféry sa mení v závislosti od ročného obdobia (teplotný gradient v tropopauze sa pohybuje od 1 do 3 st./km, s priemernou hodnotou 2,5 st./km).
Nad tropopauzou je izotermická oblasť atmosféry - stratomesosféra tiahnuci sa až do výšky 100 km. Priemerná teplota stratomesosféry je výnimočne nízka a dosahuje -133°C. Na rozdiel od Zeme, kde stratosféra obsahuje prevažne všetok atmosférický ozón, na Marse je jeho koncentrácia zanedbateľná (rozložená je od nadmorských výšok 50 - 60 km až po samotný povrch, kde je maximálna).
horná atmosféra
Nad stratomesosférou sa rozprestiera horná vrstva atmosféry - termosféra. Vyznačuje sa nárastom teploty s výškou až po maximálnu hodnotu (200-350 K), po ktorej zostáva konštantná až do hornej hranice (200 km). V tejto vrstve bola zaznamenaná prítomnosť atómového kyslíka; jeho hustota vo výške 200 km dosahuje 5-6⋅10 7 cm −3. Prítomnosť vrstvy, ktorej dominuje atómový kyslík (ako aj skutočnosť, že hlavnou neutrálnou zložkou je oxid uhličitý) spája atmosféru Marsu s atmosférou Venuše.
Ionosféra- plocha s vysoký stupeň ionizácia – je v rozmedzí výšok od cca 80-100 do cca 500-600 km. Obsah iónov je minimálny v noci a maximálny cez deň, keď hlavná vrstva vzniká vo výške 120-140 km fotoionizáciou oxidu uhličitého extrémne ultrafialové slnečné žiarenie CO 2 + hν → CO 2 + + e -, ako aj reakcie medzi iónmi a neutrálnymi látkami CO 2 + + O → O 2 + + CO a O + + CO 2 → O 2 + + CO. Koncentrácia iónov, z toho 90 % O 2 + a 10 % CO 2 +, dosahuje 10 5 na centimeter kubický (v ostatných oblastiach ionosféry je o 1-2 rády nižšia). Je pozoruhodné, že ióny O2+ prevládajú v takmer úplnej absencii vlastného molekulárneho kyslíka v atmosfére Marsu. Sekundárna vrstva sa tvorí v oblasti 110-115 km vďaka mäkkým röntgenovým lúčom a vyrazeným rýchlym elektrónom. V nadmorskej výške 80 - 100 km niektorí výskumníci rozlišujú tretiu vrstvu, ktorá sa niekedy prejavuje pod vplyvom častíc vesmírny prach, privádzanie kovových iónov Fe +, Mg +, Na + do atmosféry. Neskôr sa však nielen potvrdil ich výskyt (navyše takmer v celom objeme hornej atmosféry) v dôsledku ablácie látky meteoritov a iných vesmírne telesá ale aj ich neustála prítomnosť vo všeobecnosti. Zároveň kvôli absencii Marsu magnetické pole ich distribúcia a správanie sa výrazne líšia od toho, čo sa pozoruje v zemskú atmosféru. Nad hlavným maximom sa môžu v dôsledku interakcie so slnečným vetrom objaviť aj ďalšie dodatočné vrstvy. Vrstva iónov O+ je teda najvýraznejšia vo výške 225 km. Okrem troch hlavných typov iónov (O 2 +, CO 2 a O +) sa relatívne nedávno objavili aj H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 20+, H30+, N2+/CO+, HCO+/HOC+/N2H+, NO+, HNO+, HO2+, Ar+, ArH+, Ne+, CO2++ a HCO2+. Nad 400 km niektorí autori rozlišujú „ionopauzu“, v tomto však zatiaľ neexistuje konsenzus.
Pokiaľ ide o teplotu plazmy, teplota iónov v blízkosti hlavného maxima je 150 K, ktorá sa zvyšuje na 210 K vo výške 175 km. Vyššie je výrazne narušená termodynamická rovnováha iónov s neutrálnym plynom a ich teplota prudko stúpa až na 1000 K vo výške 250 km. Teplota elektrónov môže byť niekoľko tisíc kelvinov, zrejme v dôsledku magnetického poľa v ionosfére, a rastie s rastúcim uhlom slnečného zenitu a nie je rovnaká na severnej a južnej pologuli, čo môže byť spôsobené asymetriou zvyškov magnetické pole marťanskej kôry. Vo všeobecnosti možno dokonca rozlíšiť tri populácie vysokoenergetických elektrónov s rôznymi teplotnými profilmi. Magnetické pole ovplyvňuje aj horizontálnu distribúciu iónov: nad magnetickými anomáliami sa vytvárajú prúdy vysokoenergetických častíc, ktoré víria pozdĺž siločiar, čím sa zvyšuje intenzita ionizácie, pozoruje sa zvýšená hustota iónov a lokálne štruktúry.
Vo výške 200-230 km sa nachádza horná hranica termosféry - exobáza, nad ktorou sa exosféra Mars. Pozostáva z ľahkých látok – vodíka, uhlíka, kyslíka – ktoré vznikajú ako výsledok fotochemických reakcií v podložnej ionosfére, napríklad disociatívna rekombinácia O2+ s elektrónmi. Nepretržitý prísun atómového vodíka do hornej atmosféry Marsu nastáva v dôsledku fotodisociácie vodnej pary v blízkosti povrchu Marsu. Vzhľadom na veľmi pomalý pokles koncentrácie vodíka s výškou je tento prvok hlavnou zložkou najvzdialenejších vrstiev atmosféry planéty a tvorí vodíkovú korónu, ktorá sa rozprestiera na vzdialenosť asi 20 000 km, aj keď neexistuje žiadna prísna hranica, a častice z tejto oblasti sa jednoducho postupne rozptýlia do okolitého vesmíru.
V atmosfére Marsu sa tiež niekedy uvoľňuje chemosféra- vrstva, kde prebiehajú fotochemické reakcie, a keďže v dôsledku chýbajúcej ozónovej clony, ako je tá na Zemi, ultrafialové žiarenie dopadá na samotný povrch planéty, sú možné aj tam. Marsovská chemosféra siaha od povrchu do nadmorskej výšky asi 120 km.
Chemické zloženie spodnej atmosféry
Napriek silnému riedeniu marťanskej atmosféry je koncentrácia oxidu uhličitého v nej asi 23-krát väčšia ako na Zemi.
- Dusík (2,7 %) sa v súčasnosti aktívne rozptyľuje do vesmíru. Vo forme dvojatómovej molekuly je dusík stabilne držaný príťažlivosťou planéty, ale je rozdelený slnečným žiarením na jednotlivé atómy, ktoré ľahko opúšťajú atmosféru.
- Argón (1,6 %) je reprezentovaný relatívne disipačne odolným ťažkým izotopom argón-40. Svetlo 36 Ar a 38 Ar sú prítomné len v častiach na milión
- Iné vzácne plyny: neón, kryptón, xenón (ppm)
- Oxid uhoľnatý (CO) - je produktom fotodisociácie CO 2 a jeho koncentrácia je 7,5⋅10 -4 - je to nevysvetliteľne malá hodnota, pretože spätná reakcia CO + O + M → CO 2 + M je zakázaná a Oveľa viac sa malo nahromadiť CO. Boli navrhnuté rôzne teórie oxid uhoľnatý môžu byť stále oxidované na oxid uhličitý, ale všetky majú určité nevýhody.
- Molekulárny kyslík (O 2) - vzniká ako výsledok fotodisociácie CO 2 a H 2 O v hornej atmosfére Marsu. Kyslík v tomto prípade difunduje do spodných vrstiev atmosféry, kde jeho koncentrácia dosahuje 1,3⋅10 -3 prízemnej koncentrácie CO 2 . Podobne ako Ar, CO a N 2 ide o nekondenzovateľnú látku na Marse, takže aj jeho koncentrácia podlieha sezónnym zmenám. V hornej atmosfére, vo výške 90 – 130 km, je obsah O 2 (podiel v pomere k CO 2) 3 – 4-krát vyšší ako zodpovedajúca hodnota pre spodnú atmosféru a v priemere je 4⋅10-3, pričom sa mení v rozsah od 3,1⋅10-3 do 5,8⋅10-3. V dávnych dobách však atmosféra Marsu obsahovala väčšie množstvo kyslíka, porovnateľné s jeho podielom na mladej Zemi. Kyslík, dokonca aj vo forme jednotlivých atómov, sa už nerozptyľuje tak aktívne ako dusík, kvôli jeho väčšej atómovej hmotnosti, ktorá umožňuje jeho akumuláciu.
- Ozón – jeho množstvo veľmi kolíše v závislosti od povrchovej teploty: minimum je v čase rovnodennosti vo všetkých zemepisných šírkach a maximum je na póle, kde je zima navyše nepriamo úmerná koncentrácii vodnej pary. Jedna výrazná ozónová vrstva je vo výške asi 30 km a ďalšia medzi 30 a 60 km.
- Voda. Obsah H 2 O v atmosfére Marsu je približne 100-200-krát menší ako v atmosfére najsuchších oblastí Zeme a v priemere predstavuje 10-20 mikrónov zrážaného vodného stĺpca. Koncentrácia vodnej pary podlieha výrazným sezónnym a denným zmenám. Stupeň nasýtenia vzduchu vodnou parou je nepriamo úmerný obsahu prachových častíc, ktoré sú centrami kondenzácie a v niektorých oblastiach (v zime, v nadmorskej výške 20-50 km) bola zaznamenaná para, ktorej tlak prekračuje tlak nasýtených pár 10-krát - oveľa viac ako v zemskej atmosfére.
- metán. Od roku 2003 existujú hlásenia o evidencii emisií metánu neznámeho charakteru, avšak žiadnu z nich nemožno považovať za spoľahlivú pre určité nedostatky v metódach evidencie. V tomto prípade hovoríme o extrémne malých hodnotách - 0,7 ppbv (horná hranica - 1,3 ppbv) ako hodnota pozadia a 7 ppbv pre epizodické zhluky, čo je na hranici rozlíšenia. Keďže spolu s tým boli publikované aj informácie o absencii CH 4 potvrdenej ďalšími štúdiami, môže to naznačovať akýsi intermitentný zdroj metánu, ako aj existenciu nejakého mechanizmu jeho rýchlej deštrukcie, pričom trvanie fotochemická deštrukcia tejto látky sa odhaduje na 300 rokov. Diskusia o tejto problematike je v súčasnosti otvorená a je mimoriadne zaujímavá v kontexte astrobiológie, vzhľadom na skutočnosť, že na Zemi má táto látka biogénny pôvod.
- stopy niektorých Organické zlúčeniny. Najdôležitejšie sú horné limity H 2 CO, HCl a SO 2, ktoré naznačujú neprítomnosť reakcií s chlórom, ako aj sopečnú aktivitu, najmä nevulkanický pôvod metánu, ak je jeho existencia potvrdil.
Zloženie a tlak atmosféry Marsu znemožňujú dýchanie ľuďom a iným pozemským organizmom. Na prácu na povrchu planéty je potrebný skafander, aj keď nie taký objemný a chránený ako na Mesiaci a otvorený priestor. Samotná atmosféra Marsu nie je jedovatá a pozostáva z chemicky inertných plynov. Atmosféra trochu spomaľuje telesá meteoritov, takže na Marse je menej kráterov ako na Mesiaci a sú menej hlboké. A mikrometeority úplne vyhoria a nedosiahnu povrch.
Voda, mraky a zrážky
Nízka hustota nebráni atmosfére vo vytváraní rozsiahlych javov, ktoré ovplyvňujú klímu.
Vodná para v atmosfére Marsu nepresahuje tisícinu percenta, avšak podľa výsledkov nedávnych štúdií (2013) je to stále viac, ako sa doteraz predpokladalo, a viac ako vo vyšších vrstvách zemskej atmosféry. pri nízkom tlaku a teplote je v stave blízkom nasýteniu, preto sa často zhromažďuje v oblakoch. Vodné oblaky sa spravidla tvoria vo výškach 10-30 km nad povrchom. Sústreďujú sa hlavne na rovníku a pozorujú sa takmer počas celého roka. Mraky vidieť na vysoké úrovne atmosféry (viac ako 20 km) vznikajú v dôsledku kondenzácie CO 2 . Rovnaký proces je zodpovedný za vznik nízkej (vo výške menšej ako 10 km) oblačnosti v polárnych oblastiach v zime, keď teplota atmosféry klesne pod bod mrazu CO 2 (-126 °C); v lete vznikajú z ľadu H 2 O podobné tenké útvary
Jeden zo zaujímavých a vzácnych atmosférických javov na Marse bol objavený („Viking-1“) pri fotografovaní severnej polárnej oblasti v roku 1978. Ide o cyklónové štruktúry, ktoré sú na fotografiách jasne identifikované vírovými systémami oblakov s protismernou cirkuláciou. Našli sa v zemepisnej šírke 65-80° severnej šírky. sh. v „teplom“ období roka, od jari do skorej jesene, kedy tu vzniká polárny front. Jeho výskyt je spôsobený ostrým kontrastom povrchových teplôt v tomto ročnom období medzi okrajom ľadovej pokrývky a okolitými pláňami. Vlnové pohyby vzdušných hmôt spojené s takýmto frontom vedú k objaveniu sa cyklónových vírov, ktoré sú nám na Zemi tak známe. Systémy vírivých oblakov, ktoré sa nachádzajú na Marse, sa líšia veľkosťou od 200 do 500 km, rýchlosť ich pohybu je približne 5 km/h a rýchlosť vetra na okraji týchto systémov je približne 20 m/s. Trvanie existencie jednotlivého cyklónového víru sa pohybuje od 3 do 6 dní. Hodnoty teploty v strednej časti marťanských cyklónov naznačujú, že oblaky sú zložené z kryštálov vodného ľadu.
Sneh bol skutočne pozorovaný viac ako raz. Takže v zime 1979 padla na pristávaciu plochu Viking-2 tenká vrstva snehu, ktorá ležala niekoľko mesiacov.
Prachové búrky a prachoví diabli
Charakteristickým znakom atmosféry Marsu je neustála prítomnosť prachu; podľa spektrálnych meraní sa veľkosť prachových častíc odhaduje na 1,5 µm. Nízka gravitácia umožňuje aj riedkym prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu do výšky až 50 km. A vetry, ktoré sú jedným z prejavov teplotného rozdielu, sa často preháňajú po povrchu planéty (najmä koncom jari - začiatkom leta na južnej pologuli, kedy je teplotný rozdiel medzi pologuľami obzvlášť prudký) a ich rýchlosť dosahuje 100 m/s. Vznikajú tak rozsiahle prachové búrky, ktoré boli dlho pozorované vo forme jednotlivých žltých oblakov a niekedy aj v podobe súvislého žltého závoja pokrývajúceho celú planétu. Najčastejšie sa prachové búrky vyskytujú v blízkosti polárnych čiapok, ich trvanie môže dosiahnuť 50-100 dní. Slabý žltý opar v atmosfére sa spravidla pozoruje po veľkých prachových búrkach a je ľahko detekovateľný fotometrickými a polarimetrickými metódami.
Prachové búrky, ktoré boli dobre pozorované na snímkach urobených z orbiterov, sa ukázali byť sotva viditeľné pri fotografovaní z pristávacích modulov. Prechod prachových búrok na miestach pristátia týchto vesmírnych staníc bol zaznamenaný len prudkou zmenou teploty, tlaku a veľmi miernym stmavnutím celkového pozadia oblohy. Vrstva prachu, ktorá sa po búrke usadila v okolí miest pristátia Vikingov, dosahovala len niekoľko mikrometrov. To všetko svedčí o dosť nízkej únosnosti marťanskej atmosféry.
Od septembra 1971 do januára 1972 prebiehala na Marse globálna prachová búrka, ktorá dokonca zabránila fotografovaniu povrchu zo sondy Mariner 9. Hmotnosť prachu v atmosférickom stĺpci (s optickou hrúbkou 0,1 až 10) odhadnutá počas tohto obdobia sa pohybovala od 7,8⋅10-5 do 1,66⋅10-3 g/cm 2 . Celková hmotnosť prachových častíc v atmosfére Marsu tak v období globálnych prachových búrok môže dosiahnuť až 10 8 - 10 9 t, čo je úmerné Celkom prachu v zemskej atmosfére.
Polárna žiara bola prvýkrát zaznamenaná UV spektrometrom SPICAM na palube kozmickej lode Mars Express. Potom bola opakovane pozorovaná aparatúrou MAVEN, napríklad v marci 2015 a v septembri 2017 bola oveľa silnejšia udalosť zaznamenaná detektorom hodnotenia žiarenia (RAD) na roveri Curiosity. Analýza údajov z aparatúry MAVEN odhalila aj polárne žiary zásadne odlišného typu – difúzne, ktoré sa vyskytujú v nízkych zemepisných šírkach, v oblastiach, ktoré nie sú viazané na anomálie magnetického poľa a sú spôsobené prienikom častíc s veľmi vysokou energiou, cca. 200 keV do atmosféry.
Okrem toho extrémne ultrafialové žiarenie Slnka spôsobuje takzvanú vlastnú žiaru atmosféry (angl. airglow).
Registrácia optických prechodov počas polárnej žiary a vnútornej žiary poskytuje dôležité informácie o zložení hornej atmosféry, jej teplote a dynamike. Štúdium γ- a δ-pásov emisie oxidu dusnatého počas nočného obdobia teda pomáha charakterizovať cirkuláciu medzi osvetlenými a neosvetlenými oblasťami. A registrácia žiarenia na frekvencii 130,4 nm s vlastnou žiarou pomohla odhaliť prítomnosť vysokoteplotného atómového kyslíka, čo bol dôležitý krok k pochopeniu správania sa atmosférických exosfér a korónov vôbec.
Farba
Prachové častice, ktoré vypĺňajú atmosféru Marsu, sú väčšinou oxidy železa a dodáva jej červeno-oranžový odtieň.
Atmosféra má podľa meraní optickú hrúbku 0,9, čo znamená, že na povrch Marsu sa cez jej atmosféru dostane len 40 % dopadajúceho slnečného žiarenia a zvyšných 60 % pohltí prach visiaci vo vzduchu. Bez nej by mala marťanská obloha vo výške 35 kilometrov približne rovnakú farbu ako zemská obloha. Treba si uvedomiť, že v tomto prípade by sa ľudské oko prispôsobilo týmto farbám a vyváženie bielej by sa automaticky upravilo tak, aby obloha bola videná rovnako ako za pozemských svetelných podmienok.
Farba oblohy je veľmi heterogénna a pri absencii mrakov alebo prachových búrok z relatívne svetla na obzore prudko a v gradiente k zenitu stmavne. V relatívne pokojnom a bezvetrnom období, keď je menej prachu, môže byť obloha za zenitom úplne čierna.
Vďaka obrázkom roverov sa však zistilo, že pri západe a východe slnka okolo Slnka sa obloha zmení na modrú. Dôvodom je Rayleighov rozptyl – svetlo sa rozptyľuje na plynových časticiach a sfarbuje oblohu, ale ak je počas marťanského dňa tento efekt slabý a voľným okom neviditeľný kvôli riedkej atmosfére a prachu, potom pri západe slnka slnko svieti cez hrubšia vrstva vzduchu, vďaka ktorej modrá a fialová začnú rozptyľovať zložky. Rovnaký mechanizmus je zodpovedný za modrú oblohu na Zemi počas dňa a žltooranžovú pri západe slnka. [ ]
Panoráma piesočných dún Rocknest zostavená zo snímok z roveru Curiosity.
Zmeny
Zmeny v horných vrstvách atmosféry sú pomerne zložité, pretože sú navzájom prepojené aj so spodnými vrstvami. Atmosférické vlny a príliv a odliv šíriace sa smerom nahor môžu mať významný vplyv na štruktúru a dynamiku termosféry a v dôsledku toho aj ionosféry, napríklad výšku hornej hranice ionosféry. Počas prachových búrok v spodnej atmosfére klesá jeho priehľadnosť, zahrieva sa a expanduje. Potom sa hustota termosféry zvyšuje – môže sa meniť aj rádovo – a výška maxima koncentrácie elektrónov môže stúpnuť až o 30 km. Zmeny v horných vrstvách atmosféry spôsobené prachovými búrkami môžu byť globálne a postihnúť oblasti až do 160 km nad povrchom planéty. Reakcia vyšších vrstiev atmosféry na tieto javy trvá niekoľko dní a do predchádzajúceho stavu sa vracia oveľa dlhšie – niekoľko mesiacov. Ďalším prejavom vzťahu medzi hornou a spodnou atmosférou je, že vodná para, ktorá, ako sa ukázalo, je presýtená spodnou atmosférou, môže podliehať fotodisociácii na ľahšie zložky H a O, ktoré zvyšujú hustotu exosféry a intenzitu straty vody marťanskou atmosférou. Vonkajšie faktory spôsobujúce zmeny v hornej atmosfére sú extrémne ultrafialové a mäkké röntgenových lúčov Slnká, častice slnečného vetra, kozmický prach a väčšie telesá, ako sú meteority. Úlohu komplikuje skutočnosť, že ich vplyv je spravidla náhodný a jeho intenzitu a trvanie nemožno predpovedať, navyše epizodické javy sú superponované cyklickými procesmi spojenými so zmenami dennej doby, ročného obdobia a slnečného žiarenia. cyklu. V súčasnosti v najlepšom prípade existuje nahromadená štatistika udalostí o dynamike parametrov atmosféry, ale teoretický popis zákonitostí ešte nie je dokončený. Definitívne bola stanovená priama úmernosť medzi koncentráciou častíc plazmy v ionosfére a slnečnou aktivitou. Potvrdzuje to aj fakt, že podobná pravidelnosť bola skutočne zaznamenaná podľa výsledkov pozorovaní v rokoch 2007-2009 aj pre ionosféru Zeme, a to aj napriek zásadnému rozdielu v magnetickom poli týchto planét, ktoré priamo ovplyvňuje ionosféru. A emisie častíc slnečná koróna, ktoré spôsobujú zmenu tlaku slnečného vetra, majú za následok aj charakteristickú kompresiu magnetosféry a ionosféry: maximálna hustota plazmy klesne na 90 km.
Denné výkyvy
Atmosféra napriek svojej riedkosti reaguje na zmeny prúdenia. slnečné teplo pomalšie ako povrch planéty. Takže v rannom období sa teplota výrazne mení s výškou: vo výške 25 cm až 1 m nad povrchom planéty bol zaznamenaný rozdiel 20 °. S východom Slnka sa studený vzduch ohrieva od povrchu a stúpa v podobe charakteristického vírenia nahor, čím sa do ovzdušia dvíha prach – tak vznikajú prachoví diabli. V prízemnej vrstve (do výšky 500 m) je teplotná inverzia. Po oteplení atmosféry na poludnie sa tento efekt už nepozoruje. Maximum sa dosahuje približne o 2. hodine poobede. Povrch sa potom ochladzuje rýchlejšie ako atmosféra a pozoruje sa opačný teplotný gradient. Pred západom slnka teplota opäť klesá s výškou.
Zmena dňa a noci ovplyvňuje aj hornú vrstvu atmosféry. Predovšetkým sa ionizácia slnečným žiarením zastaví v noci, plazma sa však po západe slnka po prvýkrát doplňuje v dôsledku toku z dennej strany a potom sa vytvára v dôsledku nárazov elektrónov pohybujúcich sa smerom nadol pozdĺž magnetického poľa. čiary (tzv. vpád elektrónov) – vtedy maximum pozorované vo výške 130-170 km. Preto je hustota elektrónov a iónov na nočnej strane oveľa nižšia a vyznačuje sa zložitým profilom, ktorý závisí aj od lokálneho magnetického poľa a mení sa netriviálnym spôsobom, ktorého zákonitosť ešte nie je úplne pochopená a popísané teoreticky. Počas dňa sa stav ionosféry mení aj v závislosti od zenitového uhla Slnka.
ročný cyklus
Podobne ako na Zemi, aj na Marse dochádza k zmene ročných období v dôsledku sklonu osi rotácie k rovine obežnej dráhy, takže v zime na severnej pologuli rastie polárna čiapočka, na južnej takmer mizne a po šiestich mesiacov hemisféry menia miesta. Zároveň vďaka dosť veľkej excentricite dráhy planéty na perihéliu (zimný slnovrat na severnej pologuli) dostáva až o 40 % viac slnečného žiarenia ako na aféliu a na severnej pologuli je zima krátka a relatívne mierne a leto je dlhé, ale chladné, na juhu sú naopak letá krátke a relatívne teplé a zimy dlhé a chladné. V tomto ohľade južná čiapočka v zime dorastá do polovice vzdialenosti pól-rovník a severná len do tretiny. Keď na jednom z pólov príde leto, oxid uhličitý z príslušnej polárnej čiapky sa vyparí a dostane sa do atmosféry; vetry ju zanesú do protiľahlej čiapky, kde opäť zamrzne. Týmto spôsobom dochádza ku kolobehu oxidu uhličitého, ktorý spolu s rôznymi veľkosťami polárnych čiapok spôsobuje zmenu tlaku atmosféry Marsu pri jeho obehu okolo Slnka. Vzhľadom na to, že v zime v polárnej čiapke zamrzne až 20-30% celej atmosféry, tlak v zodpovedajúcej oblasti primerane klesá.
Sezónne variácie (rovnako ako tie denné) tiež podliehajú koncentrácii vodnej pary - sú v rozmedzí 1-100 mikrónov. Takže v zime je atmosféra takmer „suchá“. Vodná para sa v nej objavuje na jar a v polovici leta jej množstvo dosahuje maximum po zmenách povrchovej teploty. V období leto-jeseň sa vodná para postupne prerozdeľuje a jej maximálny obsah sa presúva zo severnej polárnej oblasti do rovníkových šírok. Celkový globálny obsah pár v atmosfére (podľa údajov Viking-1) zároveň zostáva približne konštantný a zodpovedá 1,3 km 3 ľadu. Maximálny obsah H 2 O (100 μm vyzrážanej vody, rovná sa 0,2 obj. %) bol zaznamenaný v lete nad tmavou oblasťou obklopujúcou severnú zvyškovú polárnu čiapočku - v tomto ročnom období atmosféra nad ľadom polárnej čiapky je zvyčajne blízko nasýtenia.
V jarno-letnom období na južnej pologuli, keď sa najaktívnejšie tvoria prachové búrky, sa pozorujú denné alebo polodenné atmosférické prílivy - zvýšenie tlaku v blízkosti povrchu a tepelná expanzia atmosféry v reakcii na jej zahrievanie.
Striedanie ročných období ovplyvňuje aj vrchnú vrstvu atmosféry – neutrálnu zložku (termosféru) aj plazmu (ionosféru) a tento faktor treba brať do úvahy spolu so slnečným cyklom a to komplikuje úlohu popísať dynamiku horných vrstiev atmosféry. atmosféru.
Dlhodobá zmena
pozri tiež
Poznámky
- Williams, David R. Informačný prehľad o Marse (neurčité) . Národné vesmírne vedecké dátové centrum. NASA (1. september 2004). Získané 28. septembra 2017.
- N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: malá pozemská planéta: [Angličtina] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, č. 1 (16. december). - S. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
- Atmosféra Marsu (neurčité) . VESMÍR-PLANÉTA // PORTÁL DO INEJ DIMENZIE
- Mars je červená hviezda. Popis oblasti. Atmosféra a klíma (neurčité) . galspace.ru - Projekt prieskumu slnečnej sústavy. Získané 29. septembra 2017.
- (anglicky) Out thin Martian Air Časopis astrobiológia, Michael Schirber, 22. augusta 2011.
- Maxim Zabolotsky. Všeobecné informácie o atmosfére Marsu (neurčité) . spacegid.com(21.09.2013). Získané 20. októbra 2017.
- Mars Pathfinder - Veda Výsledky - Atmosférické a meteorologické vlastnosti (neurčité) . nasa.gov. Získané 20. apríla 2017.
- J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionizácia, svietivosť a zahrievanie hornej atmosféry Marsu: [Angličtina] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, vydanie. A12 (1. december). - S. 7315–7333. -
Bežnou chybou, ktorá zvyčajne robí odhady klimatických podmienok konkrétnej planéty, je zamieňanie tlaku s hustotou. Hoci z teoretického hľadiska všetci poznáme rozdiel medzi tlakom a hustotou, v skutočnosti sa bez predbežných opatrení porovnáva atmosférický tlak na Zemi s atmosférickým tlakom danej planéty.
V akomkoľvek pozemskom laboratóriu, kde je gravitácia približne rovnaká, toto opatrenie nie je potrebné a často používa tlak ako „synonymum“ pre hustotu. Niektoré javy sa zvládajú bezpečne z hľadiska nákladov „tlak/teplota“, ako sú napríklad tvárové diagramy (alebo stavové diagramy), kde by v skutočnosti bolo správnejšie hovoriť o „koeficiente hustoty a teploty“ alebo „pod tlakom/teplotou“. inak nerozumieme prítomnosti tekutej vody pri absencii gravitácie (a potom beztiaže) v kozmickej lodi na obežnej dráhe vo vesmíre!
V skutočnosti, technicky, atmosférický tlak je „váha“, ktorou určité množstvo plynu nad našimi hlavami pôsobí na všetko pod nimi. Skutočným problémom však je, že hmotnosť nie je spôsobená len hustotou, ale samozrejme aj gravitáciou. Ak napríklad znížime zemskú gravitáciu o 1/3, je zrejmé, že rovnaké množstvo plynu, ktoré je nad nami, bude mať tretinu svojej pôvodnej hmotnosti, napriek tomu množstvo plynu zostáva úplne rovnaké. Tak teda na porovnanie klimatickými podmienkami medzi dvoma planétami by bolo správnejšie hovoriť o hustote a nie o tlaku.
Tento princíp veľmi dobre chápeme na základe analýzy fungovania Torricelliho barometra, prvého prístroja, ktorý meral atmosférický tlak Zeme. Ak naplníme uzavretú trubicu ortuťou na jednej strane a vertikálne otvorený koniec vložíme do nádrže naplnenej tiež ortuťou, všimnete si vytvorenie vákuovej komory v hornej časti slamky. Torricelli v skutočnosti poznamenal, že vonkajší tlak prítomný v slamke mal podopierať ortuťový stĺp vysoký asi 76 cm. Výpočtom špecifického produktu ortuti, zemskej gravitácie a výšky ortuťového stĺpca možno vypočítať hmotnosť nad atmosféra.
Z Wikipédie na adrese: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Tento na svoju dobu brilantný systém má však pri použití v "Pozemšťanoch" veľké obmedzenia. V skutočnosti, ako skutočná gravitácia v dvoch z troch faktorov vzorca, akýkoľvek rozdiel v gravitácii vytvára kvadratický rozdiel v odozve barometra, teda toho istého stĺpca vzduchu, na planéte s 1/3 pôvodnej gravitácie. , vytvorí pre barometer Torricelli pod tlakom 1/9 pôvodnej hodnoty.
Je jasné, že okrem inštrumentálnych artefaktov zostáva faktom: ten istý stĺpec vzduchu bude mať hmotnosť úmernú gravitácii planét, na ktorých ho z času na čas budeme mať, takže len barometrický tlak nie je absolútnou mierou hustoty!
Tento efekt je v analýzach atmosféry Marsu systematicky ignorovaný. Ľahko hovoríme o tlaku v hPa a jednáme priamo so zemou, pričom úplne ignorujeme tlak hPa, čo znamená, že gravitácia na Marse je asi 1/3 gravitácie Zeme (s presnosťou 38 %). Rovnaké chyby, ktoré robíte, keď sa pozriete na tváre vodných diagramov, aby ste ukázali, že na Marse voda nemôže existovať v tekutej forme. Najmä trojitý bod vody na Zemi je 6,1 hPa, ale na Marse, kde je gravitácia 38% zemskej, Ak to urobíte v hPa, bolo by to absolútne 6,1, ale pre 2,318 hPa (hoci barometer by Torricelli značka 0,88 hPa). Tejto analýze sa však podľa môjho názoru vždy podvodne vyhýbame a systematicky sa vracajú do rovnakých základných hodnôt. Rovnaký údaj 5-7 hpa pre atmosférický tlak Marsu nie je výslovne uvedený, či to znamená zemská príťažlivosť alebo Mars.
V skutočnosti 7 hPa na Marse by malo mať hustotu plynu na Zemi by meralo asi 18,4 hPa. Dá sa tomu úplne vyhnúť moderný výskum, Povedzme v druhej polovici roku 60 Ďalej, Zatiaľ čo predtým bolo striktne povedané, že tlak bol v jednej desatine zeme, ale s hustotou 1/3. Z čisto vedeckého hľadiska bola uvažovaná skutočná hmotnosť stĺpca vzduchu, ktorá je výsledkom 1/3 jeho skutočnej hmotnosti na zemi, ale v skutočnosti bola hustota porovnateľná s 1/3 hustoty vzduchu. zem. Ako to, že v nedávnych štúdiách je tento rozdiel?
Možno preto, že je jednoduchšie hovoriť o nemožnosti udržať kvapalnú fázu vody?
K tejto téze sú aj ďalšie indície: Každá atmosféra v skutočnosti produkuje rozptyl (rozptyl) svetla prevažne v modrej farbe, ktorý sa dá ľahko analyzovať aj v prípade Marsu. Hoci je atmosféra Marsu zhlukom prachu, aby bola červenkastá, oddelením modrej farebnej zložky panoramatického obrazu Marsu môžete získať predstavu o hustote atmosféry Marsu. Ak porovnáme zemskú oblohu so snímkami zhotovenými v rôznych výškach, a potom s rôznymi stupňami hustoty, pochopíme, že nominálna veľkosť, v ktorej musíme nájsť 7 hPa, t.j. 35.000 m, obloha je úplne čierna, horizont Salvo je pás, kde v skutočnosti stále vidíme vo vrstvách našej atmosféry.
Vľavo: Zábery marťanskej krajiny nasnímané sondou Pathfinder 22. júna 1999. Zdroj: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 vpravo: Obrázok modrého kanála vedľa; Všimnite si intenzitu oblohy!
Vľavo: Sydney – mesto Juhovýchodnej Austrálie, hlavné mesto Nového Južného Walesu, 6 m. Vpravo: Modrý kanál sa blíži.
Vľavo: Sydney, ale vždy počas piesočnej búrky. Vpravo: Modrý kanál sa blíži; ako môžete vidieť, visiaci prach znižuje jas oblohy, nie ho zvyšuje, Na rozdiel od toho, čo sa tvrdí v prípade NASA Mars!
Je zrejmé, že fotografie marťanskej oblohy, filtrované modrým pásom, sú oveľa jasnejšie, takmer porovnateľné s obrázkami urobenými na Mount Evereste, o niečo menej ako 9 000 m, kde sa pozerať, ak je atmosférický tlak 1/3 normálnej hladiny mora tlak.
Ďalší dôkaz o vážnom prínose vyššej hustoty marťanskej atmosféry, ako bolo oznámené, poskytol fenomén prachu Devils. Tieto „mini tornáda“ sú schopné zdvihnúť stĺpy piesku až do výšky niekoľkých kilometrov; Ale ako je to možné?
Samotná NASA sa ich pokúsila simulovať vo vákuovej komore simulujúc marťanský tlak 7 hPa a neboli schopní simulovať javy, pokiaľ nezvýšila tlak aspoň 11-krát! Počiatočný tlak ani pri použití veľmi výkonného ventilátora nedokázal nič zdvihnúť!
V skutočnosti je 7 GPa skutočne jednoduché, ak vezmeme do úvahy skutočnosť, že okrem stúpania nad hladinu mora okamžite rýchlo klesá pre zlomkové hodnoty; ale potom sú všetky javy pozorované v blízkosti hory Olymp, čo znamená 17 km na výšku, Ako to môže byť?
Z teleskopických pozorovaní je známe, že Mars má veľmi aktívnu atmosféru, najmä v súvislosti s tvorbou oblakov a hmly, nielen piesočných búrok. Pozorovania Marsu cez ďalekohľad v skutočnosti, Vloženie filtra modrého svetla, Môžete zdôrazniť všetky tieto atmosférické javy nie je ani zďaleka zanedbateľné. Ranná a večerná hmla, orografické oblaky, polárne oblaky boli vždy pozorované v ďalekohľade so strednou mediálnou silou. Ktokoľvek môže napríklad bežným grafickým programom oddeliť tri červené úrovne, zelenú, Modrá farba obrázky Marsu a skontrolujte, ako to funguje. Obrázok korešpondujúci s červeným kanálom nám poskytne dobrú topografickú mapu, zatiaľ čo modrý kanál ukáže polárne ľadové čiapky a oblaky.Je to ľahké urobiť na snímkach urobených malými ďalekohľadmi, ako aj na snímkach z vesmírneho teleskopu. Na snímkach z vesmírneho teleskopu si tiež všimnete modrý okraj spôsobený atmosférou, ktorý sa potom javí ako modrý a nie červený, ako je znázornené na mieste snímky.
Typické snímky Marsu zhotovené Hubblovým vesmírnym teleskopom. Zdroj: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Červený kanál (vľavo), Zelený kanál (v strede) a modrý kanál (vpravo); Všimnite si rovníkový oblak.
Ďalším zaujímavým bodom je analýza polárnych ložísk; Údaje o nadmorskej výške a gravitometrii, Nebolo možné určiť, že polárne ložiská sa sezónne líšia približne o 1,5 metra na severnom póle a 2,5 metra na južnom póle, pričom priemerná hustota obyvateľstva v tom čase bola maximálna výška približne 0,5 g/ cm3.
V tomto prípade hustota, 1 mm snehu v CO 2 vytvára tlak 0,04903325 hPa; Teraz, aj keď predpokladáme, že najoptimistickejší marťanský tlak uvedený vyššie je 18,4 hPa, ignorujúc skutočnosť, že CO 2 predstavuje 95 % a nie 100 % atmosféry Marsu, ak by sme kondenzovali všetku atmosféru na Zemi, získala by vrstva 37,5 cm hrubé!
Na druhej strane 1,5 stopy snehu oxidu uhličitého s hustotou 0,5 g/cm 3 vytvára tlak 73,5 hPa a 2,5 metra namiesto 122,6 hPa!
Časový vývoj povrchového atmosférického tlaku zaznamenal dva Viking Lander 1 a 2 (Viking Lander 1 He pristál v priestore Chris na 22,48° n, 49,97° W, 1,5 km pod priemerom. Viking Lander 2 He pristál v priestore Utopia na 47,97° n , 225,74 ° W, 3 km pod priemerom) počas prvých troch rokov misie na Marse: rok 1 (bodky), rok 2 (plná čiara) a rok 3 (prerušovaná čiara) sa zmestia do rovnakého stĺpca. Tillman zdroj a hosť (1987) (Pozri tiež Tillman 1989).
Zvážte tiež, že ak bola hmotnosť sezónneho suchého ľadu podobná medzi dvoma hemisférami, nemalo by to spôsobiť sezónne zmeny globálneho atmosférického tlaku, pretože kolaps polárnej čiapky bude vždy kompenzovaný kondenzáciou na podlahe na druhej pologuli.
Vieme však, že sploštenie obežnej dráhy Marsu vytvára rozdiel takmer 20 ° C v priemernej teplote oboch hemisfér, zhora na 30 ° C v prospech zemepisnej šírky -30 ° ~. Majte na pamäti, že 7 GPa CO 2 ICES je 123 ° C (~ 150 ° K), zatiaľ čo pri 18,4 hPa ( správnu hodnotu pre gravitáciu Marsu) ICES až do ~-116°C (~157°K).
Porovnanie údajov zozbieraných misiou Mariner 9 počas boreálnej jari (Ls = 43 – 54°). Znázornené plnou čiarou na grafe nad teplotou (v Kelvinoch) zistenou experimentom IRIS. Prerušované bodkované krivky znázorňujú miestne vetry (v m s-1), ako sú odvodené z tepelná bilancia vietor (Pollack et 1981). Stredný graf zobrazuje simulačnú teplotu (K) pre rovnakú sezónu, zatiaľ čo spodný graf predstavuje simulované vetry (v m s-1). Zdroj: "Meteorologická variabilita a ročný cyklus povrchového tlaku na Marse" Frederic Hourdin, Le Van Foo, François Forget, Olivier Talagrand (1993)
Podľa Mariner 9 iba na južnom póle nachádzame potrebné poveternostné podmienky, aj keď podľa škôd globálneho prieskumníka (MGS) spojeného so zemou je prítomnosť na oboch hemisférach možná.
Minimálne teploty pôdy v stupňoch Celzia Marsu, získané z Thermal Spectrometer (TES) na palube Mars Global Surveyor (MGS). V horizontálnej a vertikálnej zemepisnej šírke Zemepisná dĺžka slnka (Ls). Modrá časť tabuľky zobrazuje minimálnu teplotu, priemerné ročné maximum a vždy s odkazom na denné minimálne teploty.
Potom sa pri zisťovaní zdá, že atmosféra dosiahne minimálnu teplotu -123 °C nula -132 °C; Podotýkam, že pri -132°2 nesmie tlak presiahnuť 1,4 GPa bez ľadu!
Graf tlaku pár oxidu uhličitého; okrem iných nástrojov tohto grafu môžete určiť maximálny tlak, ktorý môže CO2 dosiahnuť pred kondenzáciou (v tomto prípade na ľade) pri danej teplote.
Ale späť k sezónnym polárnym ložiskám; ako sme videli, prinajmenšom v noci na 60° zemepisnej šírky sa zdá, že existujú podmienky na vytvorenie suchého ľadu, ale čo sa skutočne deje počas polárnej noci?
Začnime s dvoma úplne odlišnými stavmi: kondenzáciou z povrchu na ochladenie masy vzduchu alebo „chladom“.
V prvom prípade predpokladajme, že teplota pôdy klesne pod hranicu mrazu oxidu uhličitého; pôda sa začne čoraz viac pokrývať vrstvou ľadu, až tu bude na zastavenie procesu stačiť tepelná izolácia spôsobená samotným ľadom. V prípade suchého ľadu, ktorý je dobrým tepelným izolantom, je jednoducho veľmi malý, takže tento jav sám osebe nie je dostatočne účinný na to, aby ospravedlnil pozorovanú akumuláciu ľadu! Ako dôkaz toho na severný pól a Južný pól patrí k rekordu -132°C, kde minimum je -130°C (Podľa TES MGS). Tiež ma zaujíma spoľahlivá detekcia -132°C z obežnej dráhy Marsu a spektroskopická dráha, pretože pri tejto teplote musí byť samotná pôda zahalená pred kondenzačným procesom!
V druhom prípade, ak vzduchová hmota (v tomto prípade takmer čistý CO2) dosiahne rosný bod, akonáhle teplota klesne, jej tlak neprekročí limit stanovený „tlakom pár“ pre tento plyn pri danej teplote. , čo spôsobuje okamžitú prízemnú kondenzáciu hmoty akéhokoľvek prebytočného plynu! V skutočnosti je účinnosť tohto procesu skutočne dramatická; Ak by sme mali simulovať podobnú udalosť na Marse, museli by sme zvážiť aj reťazec udalostí, ktoré by vytvorili.
Znížime teplotu južného pólu, napríklad na -130 ° C, počiatočný tlak je 7 hPa; príletový tlak by mal byť ~ 2 GPa, čo spôsobí zrážanie snehu zo suchého ľadu s hrúbkou ~ 50 cm (0,1 Gy/cm 2) Ak je stlačený na 0,5 Gy/cm 2, zodpovedá hrúbke ~ 10 cm. Samozrejme, že takýto tlakový rozdiel bude okamžite vzduch z okolitých oblastí, s vplyvom nižšieho (reťazového) tlaku a teploty zo susedných oblastí, ale príspevok kondenzácie je celý v snehu. Samotný proces má tiež tendenciu vytvárať tepelnú energiu (potom teplota stúpa) súčasne, ale ak teplota zostane na -130 ° C, proces kondenzácie sa zastaví až vtedy, keď všetky planéty dosiahnu rovnovážny tlak 2 hPa!
Táto malá simulácia sa používa na pochopenie vzťahu medzi minimálnymi teplotami a zmenami barometrického tlaku a vysvetľuje, prečo spolu minimálna teplota a tlak súvisia. Z prezentovaných grafov barometrického tlaku zaznamenaných dvoma Viking Landermi vieme, že pre Viking 1 sa tlak pohybuje od minima 6,8 hPa po maximum 9,0 hPa, s priemernou hodnotou 7,9 . Pre Vikings 2 sú prijateľné hodnoty od 7,4 HPA pri 10,1 GPa s priemerom 8,75 hPa. Vieme tiež, že VL 1 On pristál 1,5 km a VL 2 3 km, oba pod priemerná úroveň Mars. Ak vezmeme do úvahy, že priemerná hladina Marsu je 6,1 hPa (pochádza z trojitého bodu vody!), ak škálujeme hodnoty nad priemerom je 6,1 hPa, potom sa obe líšia od menej ako 5,2 ± 0,05 hPa a maximálne 7 ± 0,05 hPa. Zatiaľ čo minimálna hodnota je 5,2 GPa, nízka teplota, dostaneme ~-125 °C (~148 °K), čo je už v jasnom nesúhlase s vašimi údajmi. Teraz, zatiaľ čo pokles tlaku zo 7 HPA na 5,2 HPA je uložený v hrúbke 18,4 cm (0,1 Gy/cm 2), ak je stlačený na 0,5 Gy/cm 2, zodpovedá hrúbke ~ 3,7 cm a že povrch južnej polárnej čiapočky je ~ 1 / 20 Celkový povrch Marsu (určite sa blíži k predvolenému nastaveniu!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, Toto je oveľa menšia hodnota v rámci zistených polárnych ložísk!
Preto existuje zjavný rozpor medzi tepelnými údajmi a údajmi o počasí, ak jedno nepodporuje druhé! Takáto nízka teplota bude mať za následok silné kolísanie tlaku (aj medzi dňom a nocou!) alebo dokonca nižší celkový tlak! Na druhej strane je však 7 absolútne nedostatočná na to, aby sa zohľadnili veci ako nominálny HPA diablovho prachu, vpusty, rozpätia svetlíkov alebo veľkosť prechodných polárnych usadenín, ktoré ste lepšie vysvetlili nad atmosférickým tlakom 7 hPa.
Zatiaľ len aspekty týkajúce sa oxidu uhličitého, ktorý sa považuje za hlavnú zložku atmosféry (~95 %); Ale ak v tomto rozbore zavedieme rovnomernú vodu, označenie 7 GPa sa stáva úplne smiešnym!
Napríklad stopy zanechané prúdením tekutej vody (pozri kráter Newton), kde by mala byť voda iba v parnom stave, vystavená veľmi nízkemu tlaku a teplotám až do približne 27 °C!
V takejto situácii môžeme pokojne povedať, že tlak (v pozemských podmienkach) nemôže byť menší ako 35 hPa!
Každá planéta sa v mnohých smeroch líši od ostatných. Ľudia porovnávajú iné nájdené planéty s tou, ktorú dobre poznajú, ale nie dokonale, - to je planéta Zem. Veď je to logické, na našej planéte by sa mohol objaviť život, to znamená, že ak budete hľadať planétu podobnú tej našej, tak tam bude možné nájsť aj život. Kvôli týmto prirovnaniam majú planéty svoje vlastné charakteristické rysy. Napríklad Saturn má nádherné prstene, kvôli ktorým je Saturn najviac nazývaný krásna planéta slnečná sústava. Jupiter najviac veľká planéta v slnečná sústava a táto vlastnosť Jupitera. Aké sú teda vlastnosti Marsu? Tento článok je o tom.
Mars, rovnako ako mnohé iné planéty v slnečnej sústave, má mesiace. Mars má dva mesiace, Phobos a Deimos. Satelity dostali svoje mená od Grékov. Phobos a Deimos boli synmi Aresa (Mars) a boli vždy blízko svojho otca, rovnako ako tieto dva satelity sú vždy blízko Marsu. V preklade „Phobos“ znamená „strach“ a „Deimos“ znamená „hrôza“.
Phobos je mesiac, ktorého obežná dráha je veľmi blízko planéty. Je to najbližší satelit k planéte v celej slnečnej sústave. Vzdialenosť od povrchu Marsu k Phobosu je 9380 kilometrov. Satelit obieha okolo Marsu s frekvenciou 7 hodín 40 minút. Ukázalo sa, že Phobos stihne urobiť tri a niekoľko otáčok okolo Marsu, zatiaľ čo samotný Mars urobí jednu otáčku okolo svojej osi.
Deimos je najmenší mesiac v slnečnej sústave. Rozmery satelitu sú 15x12,4x10,8 km. A vzdialenosť od satelitu k povrchu planéty je 23 450 tisíc km. Obdobie revolúcie Deimosu okolo Marsu je 30 hodín a 20 minút, čo je o niečo viac ako čas potrebný na rotáciu planéty okolo svojej osi. Ak ste na Marse, potom Phobos povstane na západe a zapadne na východe, pričom urobí tri otáčky za deň, a Deimos naopak vystúpi na východe a zapadne na západ, pričom urobí iba jednu otáčku okolo. planéta.
Vlastnosti Marsu a jeho atmosféry
Jednou z hlavných čŕt Marsu je, že bol stvorený. Atmosféra na Marse je veľmi zaujímavá. Teraz je atmosféra na Marse veľmi riedka, je možné, že v budúcnosti Mars svoju atmosféru úplne stratí. Atmosféra Marsu sa vyznačuje tým, že kedysi dávno mal Mars rovnakú atmosféru a vzduch ako na našej domovskej planéte. V priebehu evolúcie však Červená planéta stratila takmer všetku svoju atmosféru. Teraz je tlak atmosféry Červenej planéty iba 1% tlaku našej planéty. Charakteristickým rysom atmosféry Marsu je aj to, že aj pri trikrát menšej gravitácii planéty v porovnaní so Zemou môže Mars vyvolať obrovské prachové búrky, ktoré vynesú do vzduchu tony piesku a pôdy. Prachové búrky už viackrát pokazili nervy našich astronómov, keďže prachové búrky sú veľmi rozsiahle, potom je pozorovanie Marsu zo Zeme nemožné. Niekedy môžu takéto búrky trvať aj mesiace, čo značne kazí proces štúdia planéty. Tým sa však prieskum planéty Mars nekončí. Na povrchu Marsu sú roboty, ktoré nezastavia proces skúmania planéty.
Atmosférické črty planéty Mars sú aj v tom, že dohady vedcov o farbe marťanskej oblohy boli vyvrátené. Vedci si mysleli, že obloha na Marse by mala byť čierna, ale obrázky boli urobené vesmírna stanica z planéty túto teóriu vyvrátil. Obloha na Marse nie je vôbec čierna, je ružová, vďaka čiastočkám piesku a prachu, ktoré sú vo vzduchu a pohlcujú 40% slnečného žiarenia, vďaka čomu vzniká efekt ružovej oblohy na Marse.
Vlastnosti teploty Marsu
Meranie teploty na Marse začalo pomerne dávno. Všetko to začalo Lamplandovými meraniami v roku 1922. Potom merania ukázali, že priemerná teplota na Marse je -28º C. Neskôr, v 50-tych a 60-tych rokoch, sa nazhromaždili poznatky o teplotnom režime planéty, ktoré sa uskutočnili od 20. do 60. rokov. Z týchto meraní vyplýva, že počas dňa na rovníku planéty môže teplota dosiahnuť +27ºC, ale večer klesne na nulu a do rána bude -50ºC. Teplota na póloch sa mení od +10º C počas polárneho dňa a na veľmi nízke teploty počas polárnej noci.
Vlastnosti reliéfu Marsu
Povrch Marsu, podobne ako iné planéty, ktoré nemajú atmosféru, je zjazvený rôznymi impaktnými krátermi. vesmírne objekty. Krátery sú malé (5 km v priemere) a veľké (od 50 do 70 km v priemere). Kvôli absencii atmosféry bol Mars vystavený meteorickým rojom. Ale povrch planéty neobsahuje len krátery. Predtým ľudia verili, že na Marse nikdy nebola voda, ale pozorovania povrchu planéty rozprávajú iný príbeh. Povrch Marsu má kanály a dokonca aj malé priehlbiny, ktoré pripomínajú usadeniny vody. To naznačuje, že na Marse bola voda, no z mnohých dôvodov zmizla. Teraz je ťažké povedať, čo treba urobiť, aby sa voda na Marse opäť objavila a my sme mohli pozorovať vzkriesenie planéty.
Na Červenej planéte sú aj sopky. Najznámejšou sopkou je Olymp. Táto sopka je známa všetkým, ktorí sa zaujímajú o Mars. Táto sopka je najväčším kopcom nielen na Marse, ale aj v slnečnej sústave, to je ďalšia črta tejto planéty. Ak stojíte na úpätí hory Olymp, potom nebude možné vidieť okraj tejto sopky. Táto sopka je taká veľká, že jej okraje presahujú horizont a zdá sa, že Olymp je nekonečný.
Vlastnosti magnetického poľa Marsu
Toto je asi posledné zaujímavá vlastnosť túto planétu. Magnetické pole je ochranca planéty, ktorý všetko odpudzuje elektrické náboje pohybujúce sa smerom k planéte a odpudzujú ich z pôvodnej trajektórie. Magnetické pole je úplne závislé od jadra planéty. Jadro na Marse je takmer nehybné, a preto je magnetické pole planéty veľmi slabé. Pôsobenie magnetického poľa je veľmi zaujímavé, nie je globálne, ako na našej planéte, ale má zóny, v ktorých je aktívnejšie a v iných zónach nemusí byť vôbec.
Planéta, ktorá sa nám zdá taká obyčajná, má teda celý rad vlastných čŕt, z ktorých niektoré vedú v našej slnečnej sústave. Mars nie je taká jednoduchá planéta, ako by ste si na prvý pohľad mysleli.
Atmosféra Marsu tvorí menej ako 1 % atmosféry Zeme, takže nechráni planétu pred slnečným žiarením a neudržiava teplo na povrchu. Takto by sa to dalo opísať najkratšie, no pozrime sa na to bližšie.
Atmosféra Marsu bola objavená ešte pred letom automatických medziplanetárnych staníc na planétu. Vďaka opozíciám planéty, ktoré sa vyskytujú každé tri roky, a spektrálnej analýze astronómovia už v 19. storočí vedeli, že má veľmi homogénne zloženie, z čoho viac ako 95 % tvorí CO2.
Farba marťanskej oblohy z pristávacieho modulu Viking Lander 1. V solu 1742 (marťanský deň) je viditeľná prachová búrka.
V 20. storočí sme sa vďaka medziplanetárnym sondám dozvedeli, že atmosféra Marsu a jeho teplota sú silne prepojené, pretože v dôsledku presunu najmenších častíc oxidu železa vznikajú obrovské prachové búrky, ktoré môžu pokryť polovicu planéty jeho teplota po ceste.
Približné zloženie
Plynový obal planéty pozostáva z 95 % oxidu uhličitého, 3 % dusíka, 1,6 % argónu a stopových množstiev kyslíka, vodnej pary a iných plynov. Navyše je veľmi silne vyplnená jemnými prachovými časticami (väčšinou oxidom železa), ktoré jej dodávajú červenkastý odtieň. Vďaka informáciám o časticiach oxidu železa nie je vôbec ťažké odpovedať na otázku, akú farbu má atmosféra.
Oxid uhličitý
Tmavé duny sú výsledkom sublimácie zamrznutého oxidu uhličitého, ktorý sa na jar roztopil a unikol do riedkej atmosféry a zanechal po sebe také stopy.
Prečo je atmosféra červenej planéty tvorená oxidom uhličitým? Planéta nemala doskovú tektoniku už miliardy rokov. Nedostatočný pohyb platní umožnil sopečným horúcim miestam chrliť magmu na povrch milióny rokov. Oxid uhličitý je tiež produktom erupcie a je jediným plynom, ktorý sa atmosférou neustále dopĺňa, v skutočnosti je to vlastne jediný dôvod, prečo existuje. Planéta navyše stratila svoje magnetické pole, čo prispelo k tomu, že ľahšie plyny odnášal slnečný vietor. V dôsledku nepretržitých erupcií sa objavilo veľa veľkých sopečných hôr. Olymp je najväčšia hora v slnečnej sústave.
Vedci sa domnievajú, že Mars stratil celú atmosféru kvôli tomu, že asi pred 4 miliardami rokov stratil svoju magnetosféru. Kedysi bol plynný obal planéty hustejší a magnetosféra chránila planétu pred slnečným vetrom. Slnečný vietor, atmosféra a magnetosféra sú silne prepojené. Slnečné častice interagujú s ionosférou a odnášajú z nej molekuly, čím sa znižuje hustota. To je kľúč k otázke, kam sa podela atmosféra. Tieto ionizované častice boli detekované kozmickou loďou v priestore za Marsom. To má za následok priemerný tlak na povrchu 600 Pa v porovnaní s priemerným tlakom na Zemi 101 300 Pa.
metán
Relatívne veľké množstvo metánu bolo objavené pomerne nedávno. Toto neočakávané zistenie ukázalo, že atmosféra obsahuje 30 častíc na miliardu metánu. Tento plyn pochádza z rôznych oblastí planéty. Údaje naznačujú, že existujú dva hlavné zdroje metánu.
Západ slnka, modrá farba oblohy, je čiastočne spôsobená prítomnosťou metánu
Predpokladá sa, že Mars produkuje asi 270 ton metánu ročne. Podľa podmienok na planéte sa metán zničí rýchlo, asi za 6 mesiacov. Aby metán existoval v zistiteľných množstvách, musia byť pod povrchom aktívne zdroje. Sopečná činnosť a serpentinizácia sú najpravdepodobnejšie príčiny tvorby metánu.
Mimochodom, metán je jedným z dôvodov, prečo je atmosféra planéty pri západe slnka modrá. Metán difunduje modrú lepšie ako iné farby.
Metán je vedľajším produktom života a je tiež výsledkom vulkanizmu, geotermálnych procesov a hydrotermálnej aktivity. Metán je nestabilný plyn, takže na planéte musí existovať zdroj, ktorý ho neustále dopĺňa. Musí byť veľmi aktívny, pretože štúdie ukázali, že metán sa zničí za menej ako rok.
Kvantitatívne zloženie
Chemické zloženie atmosféry: tvorí ju z viac ako 95 % oxid uhličitý, presnejšie z 95,32 %. Plyny sú rozdelené nasledovne:
Oxid uhličitý 95,32 %
dusík 2,7 %
Argón 1,6 %
kyslík 0,13 %
oxid uhoľnatý 0,07%
vodná para 0,03%
Oxid dusnatý 0,0013%
Štruktúra
Atmosféra je rozdelená do štyroch hlavných vrstiev: spodná, stredná, horná a exosféra. Spodné vrstvy sú teplou oblasťou (teplota okolo 210 K). Zohrieva sa prachom vo vzduchu (prach s hrúbkou 1,5 µm) a tepelným žiarením z povrchu.
Treba brať do úvahy, že napriek veľmi vysokému riedeniu je koncentrácia oxidu uhličitého v plynnom obale planéty približne 23-krát väčšia ako u nás. Atmosféra Marsu preto nie je taká priateľská, nemôžu v nej dýchať nielen ľudia, ale ani iné pozemské organizmy.
Stredná – podobná Zemi. Horné vrstvy atmosféry sú ohrievané slnečným vetrom a teplota je tam oveľa vyššia ako na povrchu. Toto teplo spôsobí, že plyn opustí plynový obal. Exosféra začína asi 200 km od povrchu a nemá jasnú hranicu. Ako vidíte, rozloženie teploty vo výške je pre pozemskú planétu celkom predvídateľné.
Počasie na Marse
Prognóza na Marse je vo všeobecnosti veľmi zlá. Môžete vidieť predpoveď počasia na Marse. Počasie sa mení každý deň a niekedy aj každú hodinu. Zdá sa to nezvyčajné pre planétu, ktorá má len 1 % atmosféry Zeme. Napriek tomu sa podnebie Marsu a všeobecná teplota planéty navzájom ovplyvňujú rovnako silne ako na Zemi.
Teplota
V lete môžu denné teploty na rovníku dosiahnuť až 20 °C. V noci môžu teploty klesnúť až na -90 C. 110 stupňový rozdiel za jeden deň môže spôsobiť prachových diablov a prachové búrky, ktoré na niekoľko týždňov pohltia celú planétu. Zimné teploty sú extrémne nízke -140 C. Oxid uhličitý zamŕza a mení sa na suchý ľad. Marťanský severný pól má v zime meter suchého ľadu, kým južný pól trvalo pokrýva osem metrov suchého ľadu.
Mraky
Keďže žiarenie zo slnka a slnečného vetra neustále bombardujú planétu, tekutá voda nemôže existovať, takže na Marse neprší. Občas sa však objavia mraky a začne padať sneh. Mraky na Marse sú veľmi malé a tenké.
Vedci sa domnievajú, že niektoré z nich sú zložené z malých čiastočiek vody. Atmosféra obsahuje malé množstvo vodnej pary. Na prvý pohľad sa môže zdať, že mraky na planéte nemôžu existovať.
A predsa na Marse sú podmienky na tvorbu oblakov. Planéta je taká studená, že voda v týchto oblakoch nikdy nepadá ako dážď, ale ako sneh vo vyšších vrstvách atmosféry. Vedci to pozorovali už niekoľkokrát a nič nenasvedčuje tomu, že by sa sneh nedostal na povrch.
Prach
Je celkom ľahké vidieť, ako atmosféra ovplyvňuje teplotný režim. Najvýraznejšou udalosťou sú prachové búrky, ktoré lokálne zahrievajú planétu. Vyskytujú sa v dôsledku teplotných rozdielov na planéte a povrch je pokrytý ľahkým prachom, ktorý zdvíha aj taký slabý vietor.
Tieto búrky prášia solárne panely, čo znemožňuje dlhodobý prieskum planéty. Búrky sa našťastie striedajú s vetrom odfukujúcim nahromadený prach z panelov. Atmosféra Curiosity však nemôže zasahovať, pokročilý americký rover je vybavený jadrovým tepelným generátorom a prerušenia slnečného žiarenia preňho nie sú na rozdiel od iného roveru Opportunity na solárny pohon nič hrozné.
Takýto rover sa nebojí žiadnych prachových búrok
Oxid uhličitý
Ako už bolo spomenuté, plynný obal červenej planéty tvorí z 95 % oxid uhličitý. Môže zamrznúť a vypadnúť na povrch. Približne 25% atmosférického oxidu uhličitého kondenzuje v polárnych čiapkach ako pevný ľad(suchý ľad). Je to spôsobené tým, že marťanské póly nie sú počas zimného obdobia vystavené slnečnému žiareniu.
Keď slnečné svetlo opäť dopadne na póly, ľad sa zmení na plynnú formu a vyparí sa späť. V priebehu roka teda dochádza k výraznej zmene tlaku.
prachoví diabli
Prachový diabol vysoký 12 kilometrov a priemer 200 metrov
Ak ste niekedy boli v púštnej oblasti, videli ste malých prachových diablov, ktorí sa zdajú byť z ničoho nič. Prachoví diabli na Marse sú o niečo zlovestnejší ako tí na Zemi. V porovnaní s našou má atmosféra červenej planéty 100-krát menšiu hustotu. Preto sú tornáda skôr tornádami, ktoré sa týčia niekoľko kilometrov vo vzduchu a majú šírku stoviek metrov. To čiastočne vysvetľuje, prečo je atmosféra v porovnaní s našou planétou červená – prachové búrky a jemný prach z oxidu železa. Tiež farba plynového obalu planéty sa môže zmeniť pri západe slnka, keď Slnko zapadne, metán rozptýli modrú časť svetla viac ako zvyšok, takže západ slnka na planéte je modrý.
Charakteristika: Atmosféra Marsu je tenšia ako atmosféra Zeme. Zložením pripomína atmosféru Venuše a pozostáva z 95 % oxidu uhličitého. Asi 4 % pripadá na dusík a argón. Kyslík a vodná para v atmosfére Marsu je menej ako 1% (pozri presné zloženie). Priemerný tlak atmosféry na úrovni povrchu je asi 6,1 mbar. To je 15 000-krát menej ako na Venuši a 160-krát menej ako na povrchu Zeme. V najhlbších depresiách dosahuje tlak 10 mbar.
Priemerná teplota na Marse je oveľa nižšia ako na Zemi - asi -40 ° C. Za najpriaznivejších podmienok v lete v dennej polovici planéty sa vzduch ohrieva až na 20 ° C - celkom prijateľná teplota pre obyvateľov Zeme. Ale v zimnej noci môže mráz dosiahnuť až -125 ° C. Pri zimných teplotách dokonca zamrzne aj oxid uhličitý, ktorý sa zmení na suchý ľad. Takéto prudké poklesy teploty sú spôsobené tým, že riedka atmosféra Marsu nie je schopná dlhodobo udržať teplo. Prvé merania teploty Marsu pomocou teplomera umiestneného v ohnisku odrazového ďalekohľadu sa uskutočnili už začiatkom 20. rokov 20. storočia. Merania W. Lamplanda v roku 1922 uviedli priemernú povrchovú teplotu Marsu -28°C, E. Pettit a S. Nicholson v roku 1924 dosiahli -13°C. Nižšia hodnota bola dosiahnutá v roku 1960. W. Sinton a J. Strong: -43 °C. Neskôr, v 50-tych a 60-tych rokoch. Množstvo meraní teplôt bolo nahromadených a zhrnutých na rôznych miestach na povrchu Marsu v rôznych ročných obdobiach a časoch dňa. Z týchto meraní vyplynulo, že cez deň na rovníku môže teplota dosiahnuť až +27°C, do rána však môže dosiahnuť -50°C.
Na Marse sú aj teplotné oázy, v oblastiach „jazera“ Phoenix (Slnečná plošina) a krajiny Noe je teplotný rozdiel od -53 °C do + 22 °C v lete a od -103 °C do -43°C v zime. Mars je teda veľmi chladný svet, ale podnebie tam nie je oveľa drsnejšie ako v Antarktíde. Keď boli na Zem prenesené prvé fotografie povrchu Marsu urobené Vikingom, vedci boli veľmi prekvapení, keď zistili, že marťanská obloha nie je čierna, ako sa očakávalo, ale ružová. Ukázalo sa, že prach visiaci vo vzduchu pohltí 40 % prichádzajúceho slnečného žiarenia a vytvorí tak farebný efekt.
Prachové búrky: Vetry sú jedným z prejavov teplotného rozdielu. Nad povrchom planéty často fúka silné vetry, ktorého rýchlosť dosahuje 100 m/s. Nízka gravitácia umožňuje aj riedkym prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu. Niekedy pomerne rozsiahle oblasti na Marse pokrývajú grandiózne prachové búrky. Najčastejšie sa vyskytujú v blízkosti polárnych čiapok. Globálna prachová búrka na Marse zabránila fotografovaniu povrchu zo sondy Mariner 9. Zúrila od septembra 1971 do januára 1972 a vo výške viac ako 10 km vyniesla do atmosféry asi miliardu ton prachu. Prachové búrky sa najčastejšie vyskytujú v obdobiach veľkej opozície, keď sa leto na južnej pologuli zhoduje s prechodom Marsu cez perihélium. Trvanie búrok môže dosiahnuť 50-100 dní. (Predtým sa meniaca farba povrchu vysvetľovala rastom marťanských rastlín).
Prachoví diabli: Prachoví diabli sú ďalším príkladom procesov súvisiacich s teplotou na Marse. Takéto tornáda sú na Marse veľmi častými prejavmi. Zvyšujú prach do atmosféry a vznikajú v dôsledku teplotných rozdielov. Dôvod: počas dňa sa povrch Marsu dostatočne zohreje (niekedy až do plusových teplôt), no vo výške do 2 metrov od povrchu zostáva atmosféra rovnako studená. Takáto kvapka spôsobuje nestabilitu, zdvíha prach do ovzdušia – vznikajú prachové diabli.
Vodná para: V atmosfére Marsu je veľmi málo vodnej pary, ale pri nízkom tlaku a teplote je v stave blízkom nasýteniu a často sa zhromažďuje v oblakoch. Marťanské mraky sú v porovnaní s tými na Zemi dosť nevýrazné. Len najväčšie z nich sú viditeľné cez ďalekohľad, ale pozorovania z kozmických lodí ukázali, že na Marse sú oblaky najrôznejších tvarov a typov: cirry, zvlnené, záveterné (v blízkosti veľkých hôr a pod svahmi veľkých kráterov, v r. miesta chránené pred vetrom). Nad nížinami – kaňonmi, údoliami – a na dne kráterov sa v chladnom období dňa často vyskytujú hmly. V zime 1979 napadla na pristávacej ploche Viking-2 tenká vrstva snehu, ktorá ležala niekoľko mesiacov.
Ročné obdobia: V súčasnosti je známe, že zo všetkých planét slnečnej sústavy je Mars najpodobnejší Zemi. Vznikla približne pred 4,5 miliardami rokov. Os rotácie Marsu je voči svojej obežnej rovine naklonená približne o 23,9°, čo je porovnateľné so sklonom zemskej osi, ktorý je 23,4°, a preto aj tu, podobne ako na Zemi, dochádza k striedaniu ročných období. Sezónne zmeny sú najvýraznejšie v polárnych oblastiach. V zime zaberajú významnú plochu polárne čiapky. Hranica severnej polárnej čiapky sa môže vzdialiť od pólu o tretinu vzdialenosti k rovníku a hranica južnej čiapky prekonáva polovicu tejto vzdialenosti. Tento rozdiel je spôsobený tým, že na severnej pologuli nastáva zima, keď Mars prechádza perihéliom svojej dráhy, a na južnej pologuli, keď prechádza cez afélium. Z tohto dôvodu sú zimy na južnej pologuli chladnejšie ako na severnej. A trvanie každého zo štyroch marťanských ročných období sa líši v závislosti od jeho vzdialenosti od Slnka. Na marťanskej severnej pologuli sú preto zimy krátke a relatívne „mierne“ a letá sú dlhé, ale chladné. Naopak, na juhu sú letá krátke a relatívne teplé a zimy dlhé a chladné.
S nástupom jari sa polárna čiapočka začína „zmenšovať“ a zanecháva za sebou postupne miznúce ostrovčeky ľadu. Zároveň sa od pólov k rovníku šíri takzvaná vlna stmievania. Moderné teórie to vysvetľujú tak, že jarné vetry nesú pozdĺž meridiánov veľké masy pôdy s rôznymi reflexnými vlastnosťami.
Zdá sa, že žiadna z uzáverov úplne nezmizne. Pred začiatkom prieskumu Marsu pomocou medziplanetárnych sond sa predpokladalo, že jeho polárne oblasti sú pokryté zamrznutou vodou. Presnejšie moderné pozemné a vesmírne merania našli aj zamrznutý oxid uhličitý v zložení marťanského ľadu. V lete sa vyparuje a dostáva sa do atmosféry. Vetry ju zanesú do opačnej polárnej čiapky, kde opäť zamrzne. Tento cyklus oxidu uhličitého a rôzne veľkosti polárnych čiapok vysvetľujú premenlivosť tlaku v atmosfére Marsu.
Marťanský deň, nazývaný sol, má 24,6 hodiny a jeho rok je sol 669.
Vplyv klímy: Prvé pokusy nájsť v pôde Marsu priame dôkazy o prítomnosti základu pre život – tekutej vody a prvkov ako dusík a síra, neboli úspešné. Exobiologický experiment uskutočnený na Marse v roku 1976 po pristátí na povrchu americkej medziplanetárnej stanice Viking, ktorá niesla na svojej palube automatické biologické laboratórium (ABL), nepriniesol dôkaz o existencii života. Neprítomnosť organické molekuly na skúmanom povrchu by mohlo byť spôsobené intenzívnym ultrafialovým žiarením Slnka, keďže Mars nemá ochrannú ozónovú vrstvu, a oxidačným zložením pôdy. Preto je horná vrstva povrchu Marsu (hrúbka asi niekoľko centimetrov) neúrodná, aj keď existuje predpoklad, že podmienky, ktoré boli pred miliardami rokov, sa zachovali v hlbších, podpovrchových vrstvách. Určité potvrdenie týchto predpokladov boli nedávno na Zemi objavené v hĺbke 200 m mikroorganizmy – metanogény, ktoré sa živia vodíkom a dýchajú oxid uhličitý. Špeciálne uskutočnený experiment vedcov dokázal, že takéto mikroorganizmy dokážu prežiť v drsných marťanských podmienkach. Teplejšia hypotéza staroveký Mars o otvorených nádržiach - riekach, jazerách a možno moriach, ako aj o hustejšej atmosfére - sa diskutuje už viac ako dve desaťročia, keďže by bolo veľmi ťažké „usadiť“ tak nehostinnú planétu a dokonca aj bez voda. Aby na Marse mohla existovať voda v tekutom stave, jeho atmosféra by musela byť veľmi odlišná od tej súčasnej.
Premenlivé marťanské podnebie Moderný Mars je veľmi nehostinný svet. Zriedkavá atmosféra, ktorá je nevhodná aj na dýchanie, strašné prachové búrky, nedostatok vody a náhle zmeny teplôt počas dňa a roka – to všetko naznačuje, že osídliť Mars nebude také jednoduché. Ale kedysi po nej tiekli rieky. Znamená to, že Mars mal v minulosti inú klímu? |
