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. Pretože molekulárna difúzia v atmosfére je nepriamo úmerná jej hustote, od určitej úrovne sa tento proces stáva dominantným a je hlavným znakom 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- oblasť s vysokým stupňom ionizácie - sa nachádza v nadmorskej výške 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 kozmických telies vstupujúcich do atmosféry Marsu, ale aj ich neustála prítomnosť. všeobecne. Zároveň kvôli absencii Marsu magnetické pole ich rozloženie a správanie sa výrazne líši od toho, čo sa pozoruje v zemskej atmosfére. 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 o tom, ako môže byť oxid uhoľnatý oxidovaný na oxid uhličitý, ale všetky majú jednu alebo druhú nevýhodu.
• 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. Je tam jeden vyslovený ozónová vrstva vo výške okolo 30 km a ďalšie medzi 30 a 60 km.
• Voda. Obsah H 2 O v atmosfére Marsu je asi 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 nezabráni 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 v miestach pristátia týchto vesmírne stanice bola zaznamenaná iba 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 ton, čo je úmerné celkovému množstvu prachu v atmosfére Zeme.

  • 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 časticiach plynu 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 presvitá 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 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. Úloha je komplikovaná skutočnosťou, 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 klesá na 90 km.

    Denné výkyvy

    Napriek svojej vzácnosti však atmosféra reaguje na zmeny slnečného tepelného toku pomalšie ako povrch planéty. Takže v rannom období sa teplota výrazne mení s výškou: rozdiel 20 ° bol zaznamenaný vo výške 25 cm až 1 m nad povrchom planéty. 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 mení aj stav ionosféry 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 v 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 čiapka 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

    1. Williams, David R. Informačný prehľad o Marse (neurčité) . Národné vesmírne vedecké dátové centrum. NASA (1. september 2004). Získané 28. septembra 2017.
    2. 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 .
    3. Atmosféra Marsu (neurčité) . VESMÍR-PLANÉTA // PORTÁL DO INEJ DIMENZIE
    4. Mars je červená hviezda. Popis oblasti. Atmosféra a klíma (neurčité) . galspace.ru - Projekt prieskumu slnečnej sústavy. Získané 29. septembra 2017.
    5. (anglicky) Out thin Martian Air Časopis astrobiológia, Michael Schirber, 22. augusta 2011.
    6. Maxim Zabolotsky. Všeobecné informácie o atmosfére Marsu (neurčité) . spacegid.com(21.09.2013). Získané 20. októbra 2017.
    7. Mars Pathfinder - Veda  Výsledky - Atmosférické a meteorologické vlastnosti (neurčité) . nasa.gov. Získané 20. apríla 2017.
    8. 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. -

O letoch na Mars a jeho možnej kolonizácii dnes vo svojich príbehoch hovoria nielen spisovatelia sci-fi, ale aj skutoční vedci, podnikatelia, politici. Sondy a rovery poskytli odpovede o vlastnostiach geológie. Pri misiách s ľudskou posádkou by sa však malo zistiť, či má Mars atmosféru a akú má štruktúru.

Všeobecné informácie

Mars má svoju vlastnú atmosféru, ale tvorí len 1 % atmosféry Zeme. Rovnako ako Venuša je prevažne oxid uhličitý, ale opäť oveľa tenší. Relatívne hustá vrstva je 100 km (pre porovnanie, Zem má podľa rôznych odhadov 500-1000 km). Z tohto dôvodu neexistuje žiadna ochrana pred slnečným žiarením a teplotný režim prakticky nie je regulovaný. Na Marse nie je vzduch v obvyklom zmysle.

Vedci stanovili presné zloženie:

• Oxid uhličitý - 96%.
• Argón - 2,1%.
• Dusík - 1,9%.

Metán bol objavený v roku 2003. Tento objav podnietil záujem o Červenú planétu, pričom mnohé krajiny spustili prieskumné programy, ktoré viedli k rečiam o úteku a kolonizácii.

Kvôli nízkej hustote nie je teplotný režim regulovaný, preto sú rozdiely v priemere 100 0 С. Cez deň sú vytvorené celkom pohodlné podmienky +30 0 С a v noci povrchová teplota klesá na -80 0 С. Tlak je 0,6 kPa (1/110 z indikátora uzemnenia). Na našej planéte sú podobné podmienky v nadmorskej výške 35 km. To je hlavné nebezpečenstvo pre človeka bez ochrany – nezabije ho teplota ani plyny, ale tlak.

Na povrchu je vždy prach. Vďaka nízkej gravitácii sa oblačnosť zdvihne až do výšky 50 km. Silné poklesy teploty vedú k objaveniu sa vetra s nárazmi do 100 m / s, takže prachové búrky na Marse sú bežné. Nepredstavujú vážnu hrozbu pre malú koncentráciu častíc v vzdušných hmotách.

Aké sú vrstvy atmosféry Marsu?

Gravitačná sila je menšia ako zemská, takže atmosféra Marsu nie je tak jasne rozdelená na vrstvy z hľadiska hustoty a tlaku. Homogénne zloženie sa zachová až po značku 11 km, potom sa atmosféra začne oddeľovať do vrstiev. Nad 100 km sa hustota znižuje na minimálne hodnoty.

• Troposféra - do 20 km.
• Stratomesosféra - do 100 km.
• Termosféra - do 200 km.
• Ionosféra - do 500 km.

Vo vyšších vrstvách atmosféry sú ľahké plyny – vodík, uhlík. V týchto vrstvách sa hromadí kyslík. Jednotlivé častice atómového vodíka sa šíria na vzdialenosť až 20 000 km a vytvárajú vodíkovú korónu. Neexistuje jasné oddelenie medzi extrémnymi oblasťami a vonkajším priestorom.

horná atmosféra

Pri značke viac ako 20 - 30 km sa nachádza termosféra - horné oblasti. Zloženie zostáva stabilné až do nadmorskej výšky 200 km. Tu je vysoký obsah atómový kyslík. Teplota je pomerne nízka - do 200-300 K (od -70 do -200 0 C). Nasleduje ionosféra, v ktorej ióny reagujú s neutrálnymi prvkami.

nižšia atmosféra

V závislosti od ročného obdobia sa mení hranica tejto vrstvy a táto zóna sa nazýva tropopauza. Ďalej sa rozprestiera stratomesosféra, ktorej priemerná teplota je -133 0 C. Na Zemi je tu obsiahnutý ozón, ktorý chráni pred kozmickým žiarením. Na Marse sa hromadí vo výške 50-60 km a potom prakticky chýba.

Zloženie atmosféry

Zemskú atmosféru tvorí dusík (78 %) a kyslík (20 %), v malých množstvách sú prítomné argón, oxid uhličitý, metán atď. Takéto podmienky sa považujú za optimálne pre vznik života. Zloženie vzduchu na Marse je veľmi odlišné. Hlavným prvkom atmosféry Marsu je oxid uhličitý - asi 95%. Dusík predstavuje 3 % a argón 1,6 %. Celkom kyslík - nie viac ako 0,14%.

Táto kompozícia vznikla kvôli slabej príťažlivosti Červenej planéty. Najstabilnejší bol ťažký oxid uhličitý, ktorý sa v dôsledku sopečnej činnosti neustále dopĺňa. Ľahké plyny sa rozptyľujú vo vesmíre v dôsledku nízkej gravitácie a absencie magnetického poľa. Dusík je držaný gravitáciou ako dvojatómová molekula, ale vplyvom žiarenia sa štiepi a vo forme jednotlivých atómov letí do vesmíru.

Podobne je to aj s kyslíkom, ten však v horných vrstvách reaguje s uhlíkom a vodíkom. Vedci však úplne nerozumejú vlastnostiam reakcií. Podľa výpočtov počet oxid uhoľnatý Malo by byť viac CO, ale nakoniec sa oxiduje na oxid uhličitý CO2 a klesá na povrch. Samostatne sa molekulárny kyslík O2 objavuje až po chemickom rozklade oxidu uhličitého a vody v horných vrstvách pod vplyvom fotónov. Vzťahuje sa na nekondenzovateľné látky na Marse.

Vedci sa domnievajú, že pred miliónmi rokov bolo množstvo kyslíka porovnateľné so zemským - 15-20%. Zatiaľ nie je presne známe, prečo sa podmienky zmenili. Jednotlivé atómy však neprchajú tak aktívne a vďaka väčšej hmotnosti sa dokonca hromadia. Do určitej miery sa pozoruje opačný proces.

Ďalšie dôležité prvky:

• Ozón prakticky chýba, jedna oblasť akumulácie je 30-60 km od povrchu.
• Obsah vody je 100-200-krát nižší ako v najsuchšej oblasti Zeme.
• Metán - sú pozorované emisie neznámeho charakteru a zatiaľ najdiskutovanejšia látka pre Mars.

Metán na Zemi patrí medzi biogénne látky, preto môže byť potenciálne spojený s organickou hmotou. Povaha vzhľadu a rýchleho zničenia ešte nebola vysvetlená, takže vedci hľadajú odpovede na tieto otázky.

Čo sa stalo s atmosférou Marsu v minulosti?

Počas miliónov rokov existencie planéty sa atmosféra mení v zložení a štruktúre. V dôsledku výskumu sa objavili dôkazy, že v minulosti na povrchu existovali tekuté oceány. Teraz však voda zostáva v malom množstve vo forme pary alebo ľadu.

Príčiny zmiznutia tekutiny:

• Nízky atmosférický tlak nie je schopný udržať vodu dlhodobo v tekutom stave, ako sa to deje na Zemi.
• Gravitácia nie je dostatočne silná, aby udržala oblaky pary.
• V dôsledku absencie magnetického poľa je hmota unášaná časticami slnečného vetra do vesmíru.
• Pri výrazných teplotných výkyvoch je možné vodu skladovať iba v pevnom stave.

Inými slovami, marťanská atmosféra nie je dostatočne hustá, aby udržala vodu ako kvapalinu a malá gravitačná sila nie je schopná zadržať vodík a kyslík.
Podľa odborníkov mohli priaznivé podmienky pre život na Červenej planéte vzniknúť približne pred 4 miliardami rokov. Možno v tom čase bol život.

Nasledujúce príčiny zničenia sa nazývajú:

• Nedostatok ochrany pred slnečným žiarením a postupné vyčerpávanie atmosféry v priebehu miliónov rokov.
• Náraz meteoritom alebo iným vesmírne telesočo okamžite zničilo atmosféru.

Prvý dôvod je momentálne pravdepodobnejší, keďže sa zatiaľ nenašli žiadne stopy globálnej katastrofy. K podobným záverom dospela aj vďaka štúdii autonómnej stanice Curiosity. Rover stanovil presné zloženie vzduchu.

Staroveká atmosféra Marsu obsahovala veľa kyslíka

Dnes už vedci takmer nepochybujú o tom, že na Červenej planéte bola kedysi voda. Na mnohých pohľadoch na obrysy oceánov. Vizuálne pozorovania sú podporené špecifickými štúdiami. Rovery odobrali vzorky pôdy v údoliach bývalých morí a riek a chemické zloženie potvrdilo prvotné predpoklady.

Za súčasných podmienok sa akákoľvek tekutá voda na povrchu planéty okamžite vyparí, pretože tlak je príliš nízky. Ak však v dávnych dobách existovali oceány a jazerá, potom boli podmienky iné. Jedným z predpokladov je iné zloženie s podielom kyslíka rádovo 15-20%, ako aj zvýšený podiel dusíka a argónu. V tejto podobe sa Mars stáva takmer identickým s našou domovskou planétou – s tekutou vodou, kyslíkom a dusíkom.

Iní vedci naznačujú existenciu plnohodnotného magnetického poľa, ktoré dokáže chrániť pred slnečným vetrom. Jej sila je porovnateľná so zemskou a to je ďalší faktor, ktorý hovorí v prospech prítomnosti podmienok pre vznik a rozvoj života.

Príčiny vyčerpania atmosféry

Vrchol rozvoja spadá do doby Hesperovcov (pred 3,5-2,5 miliardami rokov). Na rovine bol slaný oceán porovnateľný veľkosťou so Severným ľadovým oceánom. Povrchová teplota dosiahla 40-50 °C a tlak bol asi 1 atm. V tom období je vysoká pravdepodobnosť existencie živých organizmov. Obdobie „blahobytu“ však nebolo dostatočne dlhé na to, aby vznikol komplexný a ešte inteligentnejší život.

Jedným z hlavných dôvodov je malá veľkosť planéty. Mars je menší ako Zem, takže gravitácia a magnetické pole sú slabšie. Výsledkom bolo, že slnečný vietor aktívne vyradil častice a doslova odrezal škrupinu vrstvu po vrstve. Zloženie atmosféry sa začalo meniť v priebehu 1 miliardy rokov, potom zmena podnebia sa stal katastrofálnym. Pokles tlaku viedol k vyparovaniu kvapaliny a poklesu teploty.

Keď hovoríme o klimatických zmenách, smutne krútime hlavami – ach, ako veľmi sa naša planéta za tie roky zmenila. nedávne časy aká je znečistená jeho atmosféra... Ak však chceme vidieť skutočný príklad toho, aká fatálna môže byť klimatická zmena, potom ju budeme musieť hľadať nie na Zemi, ale mimo nej. Mars sa na túto rolu veľmi hodí.

To, čo tu bolo pred miliónmi rokov, sa nedá porovnať s obrazom dneška. Dnes je Mars na povrchu krutý chlad, nízky tlak, veľmi tenká a riedka atmosféra. Pred nami leží len bledý tieň niekdajšieho sveta, ktorého povrchová teplota nebola oveľa nižšia ako súčasná teplota na zemi, a rovinami a roklinami sa preháňali plné rieky. Možno tu dokonca existoval organický život, ktovie? Toto všetko je minulosťou.

Z čoho sa skladá atmosféra Marsu?

Teraz dokonca odmieta možnosť, že by tu žili živé bytosti. Počasie na Marse je ovplyvnené mnohými faktormi, vrátane cyklického rastu a topenia ľadovcov, atmosférickej vodnej pary a sezónnych prachových búrok. Niekedy obrovské prachové búrky pokrývajú celú planétu naraz a môžu trvať mesiace a oblohu sfarbia do sýtočervenej farby.

Atmosféra Marsu je asi 100-krát tenšia ako atmosféra Zeme a obsahuje 95 percent oxidu uhličitého. Presné zloženie atmosféry Marsu je:

• Oxid uhličitý: 95,32 %
• dusík: 2,7 %
• Argón: 1,6 %
• Kyslík: 0,13 %
• oxid uhoľnatý: 0,08%

Okrem toho sa v malých množstvách vyskytujú: voda, oxidy dusíka, neón, ťažký vodík, kryptón a xenón.

Ako vznikla atmosféra Marsu? Rovnako ako na Zemi – v dôsledku odplyňovania – uvoľňovania plynov z útrob planéty. Gravitačná sila na Marse je však oveľa menšia ako na Zemi, takže väčšina plynov uniká do svetového priestoru a len malá časť z nich je schopná zostať okolo planéty.

Čo sa stalo s atmosférou Marsu v minulosti?

Na úsvite existencie slnečnej sústavy, teda pred 4,5 – 3,5 miliardami rokov, mal Mars dostatočne hustú atmosféru, vďaka ktorej mohla byť na jeho povrchu voda v tekutej forme. Orbitálne fotografie zobrazujú obrysy rozsiahlych riečnych údolí, obrysy staroveký oceán na povrchu červenej planéty a rovery opakovane našli vzorky chemické zlúčeniny, ktoré nám dokazujú, že oči neklamú – všetky tieto reliéfne detaily známe ľudskému oku na Marse vznikli v rovnakých podmienkach ako na Zemi.

O tom, že na Marse bola voda, nebolo pochýb, tu nie sú žiadne otázky. Jedinou otázkou je, prečo nakoniec zmizla?

Hlavná teória v tomto ohľade vyzerá asi takto: kedysi dávno Mars účinne odrážal slnečné žiarenie, vsak casom zacal slabnut a asi pred 3,5 miliardami rokov prakticky zanikol (samostatne lokalne centra magnetickeho pola a co do sily celkom porovnatelne so zemskym su na Marse aj teraz). Keďže veľkosť Marsu je takmer polovičná ako Zem, jeho gravitácia je oveľa slabšia ako gravitácia našej planéty. Viedla k tomu kombinácia týchto dvoch faktorov (strata magnetického poľa a slabá gravitácia). že slnečný vietor začal „vyraďovať“ molekuly svetla z atmosféry planéty, čím ju postupne stenčoval. Mars sa teda v priebehu miliónov rokov premenil na rolu jablka, z ktorého sa nožom opatrne odrezala šupka.

Oslabené magnetické pole už nedokázalo účinne „uhasiť“ kozmického žiarenia a slnko sa premenilo zo zdroja života na zabijaka Marsu. A preriedená atmosféra už nedokázala udržať teplo, takže teplota na povrchu planéty klesla na priemernú hodnotu -60 stupňov Celzia, len v letný deň na rovníku dosahovala +20 stupňov.

Hoci je atmosféra Marsu v súčasnosti asi 100-krát tenšia ako zemská, stále je dostatočne hustá na to, aby na červenej planéte aktívne prebiehali procesy formovania počasia, padali zrážky, vznikali mraky a vietor.

"Dust Devil" - malé tornádo na povrchu Marsu, odfotené z obežnej dráhy planéty

Žiarenie, prachové búrky a ďalšie črty Marsu

Žiarenie blízko povrchu planéty je nebezpečné, avšak podľa údajov NASA získaných zo zberu analýz roverom Curiosity vyplýva, že aj pri 500-dňovom pobyte na Marse (+360 dní na ceste) astronauti (vrátane ochranných prostriedkov) by dostali „dávku“ žiarenia rovnajúcu sa 1 sievertu (~100 röntgenov). Táto dávka je nebezpečná, ale dospelého človeka „na mieste“ určite nezabije. Predpokladá sa, že 1 prijatý sievert žiarenia zvyšuje riziko vzniku rakoviny u astronautov o 5 %. Podľa vedcov, pre vedu, môžete ísť do veľkých útrap, najmä prvý krok na Mars, aj keď sľubuje zdravotné problémy v budúcnosti ... Toto je určite krok k nesmrteľnosti!

Na povrchu Marsu sezónne zúria stovky prachových diablov (tornád), ktorí vynášajú prach z oxidov železa (jednoduchým spôsobom hrdze) do atmosféry, ktorá hojne pokrýva marťanské pustatiny. Marsovský prach je veľmi jemný, čo v kombinácii s nízkou gravitáciou vedie k tomu, že jeho značné množstvo je vždy prítomné v atmosfére, pričom obzvlášť vysoké koncentrácie dosahuje na jeseň a v zime na severných pologuli a na jar a v lete na južných pologuli planéty.

Prachové búrky na Marse- najväčší v slnečnej sústave, schopný pokryť celý povrch planéty a niekedy trvá celé mesiace. Hlavnými obdobiami prachových búrok na Marse sú jar a leto.

Mechanizmus takýchto silných javov počasia nie je úplne pochopený, ale s vysokou mierou pravdepodobnosti je vysvetlený nasledujúcou teóriou: kedy veľké číslo prachové častice stúpajú do atmosféry, čo vedie k jej prudkému ohrevu do veľkej výšky. Teplé masy plynov sa rútia do chladných oblastí planéty a vytvárajú vietor. Marsovský prach, ako už bolo spomenuté, je veľmi ľahký, takže silný vietor zdvihne ešte viac prachu na vrchol, čo následne ohrieva atmosféru ešte viac a vytvára ešte viac silné vetry, ktoré zase dvíhajú ešte viac prachu ... a tak ďalej!

Na Marse neprší a odkiaľ môžu prísť v mrazoch pri -60 stupňoch? Niekedy však sneží. Je pravda, že takýto sneh sa neskladá z vody, ale z kryštálov oxidu uhličitého a jeho vlastnosti sú skôr ako hmla ako sneh („snehové vločky“ sú príliš malé), ale uistite sa, že ide o skutočný sneh! Len s miestnymi špecifikami.

Vo všeobecnosti „sneh“ prechádza takmer po celom území Marsu a tento proces je cyklický - v noci oxid uhličitý zamrzne a mení sa na kryštály, padá na povrch a počas dňa sa topí a opäť sa vracia do atmosféry. Avšak v severnej južné póly planéty, v zime vládne mráz až do -125 stupňov, takže plyn, ktorý raz vypadol vo forme kryštálov, sa už neodparuje a až do jari leží vo vrstve. Vzhľadom na veľkosť snehových čiapok na Marse je potrebné povedať, že v zime klesá koncentrácia oxidu uhličitého v atmosfére o desiatky percent? Atmosféra sa stáva ešte redšou a v dôsledku toho si zachováva ešte menej tepla... Mars sa ponára do zimy.

Hlavné charakteristiky Marsu

© Vladimír Kalanov,
webovej stránky"Poznanie je moc".

Atmosféra Marsu

Zloženie a ďalšie parametre marťanskej atmosféry sú zatiaľ celkom presne určené. Atmosféru Marsu tvorí oxid uhličitý (96 %), dusík (2,7 %) a argón (1,6 %). Kyslík je prítomný v zanedbateľnom množstve (0,13 %). Vodná para je prezentovaná v stopách (0,03 %). Tlak na povrchu je len 0,006 (šesť tisícin) tlaku na povrchu Zeme. Marťanské oblaky sú tvorené vodnou parou a oxidom uhličitým a vyzerajú niečo ako cirrové oblaky nad Zemou.

Farba marťanskej oblohy je červenkastá kvôli prítomnosti prachu vo vzduchu. Extrémne riedky vzduch zle prenáša teplo, preto je v rôznych častiach planéty veľký teplotný rozdiel.

Napriek riedkosti atmosféry predstavujú jej spodné vrstvy pre kozmické lode dosť vážnu prekážku. Takže kónické ochranné škrupiny zostupových vozidiel "Mariner-9"(1971) sa pri prechode marťanskej atmosféry z jej najvrchnejších vrstiev do vzdialenosti 5 km od povrchu planéty zahriali na teplotu 1500 °C. Marťanská ionosféra sa rozprestiera od 110 do 130 km nad povrchom planéty.

O pohybe Marsu

Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom. Jeho zdanlivá hviezdna magnitúda dosahuje −2,9 m (pri najbližšom priblížení k Zemi), čo sa týka jasnosti len na druhom mieste po Venuši, Mesiaci a Slnku, ale väčšinu času je Jupiter pre pozemského pozorovateľa jasnejší ako Mars. Mars sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe, potom sa vzďaľuje od hviezdy na 249,1 milióna km a potom sa k nej približuje až na vzdialenosť 206,7 milióna km.

Ak pozorne sledujete pohyb Marsu, môžete vidieť, že v priebehu roka sa smer jeho pohybu po oblohe mení. Mimochodom, starovekí pozorovatelia si to všimli. V určitom bode sa zdá, že Mars sa pohybuje opačným smerom. Ale tento pohyb je zjavný len zo Zeme. Mars samozrejme nemôže na svojej obežnej dráhe vykonávať žiadny spätný pohyb. A vzhľad spätného pohybu vzniká, pretože obežná dráha Marsu vo vzťahu k obežnej dráhe Zeme je vonkajšia a priemerná rýchlosť obežná dráha okolo Slnka je vyššia pre Zem (29,79 km/s) ako pre Mars (24,1 km/s). V momente, keď Zem začína predbiehať Mars vo svojom pohybe okolo Slnka a zdá sa, že Mars začal spätný alebo, ako to nazývajú astronómovia, retrográdny pohyb. Diagram spätného (retrográdneho) pohybu tento jav dobre ilustruje.

Hlavné charakteristiky Marsu

Názov parametrov	Kvantitatívne ukazovatele
Priemerná vzdialenosť k Slnku	227,9 milióna km
Minimálna vzdialenosť od Slnka	206,7 milióna km
Maximálna vzdialenosť od Slnka	249,1 milióna km
Priemer rovníka	6786 km (Mars je veľkosťou takmer polovičnou veľkosťou Zeme – jeho rovníkový priemer je ~ 53 % priemeru Zeme)
Priemerná obežná rýchlosť okolo Slnka	24,1 km/s
Obdobie rotácie okolo vlastnej osi (hviezdna rovníková perióda rotácie)	24 h 37 min 22,6 s
Obdobie revolúcie okolo Slnka	687 dní
Známe prirodzené satelity	2
Hmotnosť (Zem = 1)	0,108 (6,418 × 1023 kg)
Objem (Zem = 1)	0,15
Priemerná hustota	3,9 g/cm³
Priemerná povrchová teplota	mínus 50°C (teplotný rozdiel je od -153°C na póle v zime a až do +20°C na rovníku na poludnie)
Náklon osi	25°11"
Sklon obežnej dráhy vzhľadom na ekliptiku	1°9"
Povrchový tlak (Zem = 1)	0,006
Zloženie atmosféry	CO2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O2 - 0,13%, H20 (pary) - 0,03%
Zrýchlenie voľného pádu na rovníku	3,711 m/s² (0,378 Zeme)
parabolická rýchlosť	5,0 km/s (pre Zem 11,2 km/s)

Tabuľka ukazuje, s akou vysokou presnosťou sa určujú hlavné parametre planéty Mars. To nie je prekvapujúce, ak vezmeme do úvahy, že astronomické pozorovania a výskumy sa dnes používajú najmodernejšie vedeckých metód a vysoko presné zariadenia. Ale s úplne iným pocitom zaobchádzame s takýmito faktami z histórie vedy, keď vedci minulých storočí, ktorí často nemali k dispozícii žiadne astronomické prístroje, okrem najjednoduchších ďalekohľadov s malým nárastom (maximálne 15-20 krát ), vykonal presné astronomické výpočty a dokonca objavil zákony pohybu nebeských telies.

Napríklad si pripomeňme, že taliansky astronóm Giandomenico Cassini už v roku 1666 (!) určil čas rotácie planéty Mars okolo svojej osi. Jeho výpočty poskytli výsledok 24 hodín a 40 minút. Tento výsledok porovnajte s periódou rotácie Marsu okolo svojej osi určenou pomocou moderných technických prostriedkov (24 hodín 37 minút 23 sekúnd). Sú tu potrebné naše komentáre?

Alebo taký príklad. v samom začiatkom XVII storočia objavil zákony pohybu planét, pričom nemal ani presné astronomické prístroje, ani matematický aparát na výpočet plôch takýchto planét. geometrické tvary ako elipsa a ovál. Keďže trpel zrakovou chybou, urobil najpresnejšie astronomické merania.

Podobné príklady ukazujú veľký význam aktivita a nadšenie vo vede, ako aj oddanosť veci, ktorej človek slúži.

© Vladimír Kalanov,
"Poznanie je moc"

Vážení návštevníci!

Vaša práca je zakázaná JavaScript. Zapnite skripty v prehliadači a uvidíte plnú funkčnosť stránky!

Mars je štvrtá planéta od Slnka a posledná z planét terestriálnej skupiny. Rovnako ako ostatné planéty slnečná sústava(nepočítajúc Zem) je pomenovaná podľa mytologickej postavy – rímskeho boha vojny. Mars je okrem oficiálneho názvu niekedy označovaný aj ako Červená planéta s odkazom na hnedo-červenú farbu jeho povrchu. S tým všetkým je Mars po druhej najmenšej planéte v slnečnej sústave.

Väčšinu devätnásteho storočia sa predpokladalo, že na Marse existuje život. Dôvod tohto presvedčenia spočíva čiastočne v omyle a čiastočne v ľudskej predstavivosti. V roku 1877 bol astronóm Giovanni Schiaparelli schopný pozorovať to, čo považoval za priame čiary na povrchu Marsu. Podobne ako iní astronómovia, keď si všimol tieto pruhy, naznačil, že takáto priamosť súvisí s existenciou na planéte inteligentný život. Verzia populárna v tom čase o povahe týchto línií bola predpokladom, že ide o zavlažovacie kanály. S vývojom výkonnejších ďalekohľadov na začiatku dvadsiateho storočia však astronómovia dokázali vidieť povrch Marsu jasnejšie a určiť, že tieto priame čiary sú len optický klam. Výsledkom bolo, že všetky predchádzajúce predpoklady o živote na Marse zostali bez dôkazov.

Veľká časť sci-fi napísanej počas dvadsiateho storočia bola priamym dôsledkom presvedčenia, že na Marse existuje život. Od malých zelených mužíkov až po vysokých laserových útočníkov, Marťania boli stredobodom mnohých televíznych a rozhlasových programov, komiksov, filmov a románov.

Napriek tomu, že objav života na Marse v osemnástom storočí sa v dôsledku toho ukázal ako nepravdivý, Mars zostal pre vedeckú komunitu planétou slnečnej sústavy (okrem Zeme) najpriaznivejšou pre život. Nasledujúce planetárne misie boli nepochybne venované hľadaniu akejkoľvek formy života na Marse. Takže misia s názvom Viking, uskutočnená v 70. rokoch 20. storočia, uskutočnila experimenty na marťanskej pôde v nádeji, že v nej nájdu mikroorganizmy. V tom čase sa verilo, že tvorba zlúčenín počas experimentov môže byť výsledkom biologických činidiel, ale neskôr sa zistilo, že zlúčeniny chemické prvky môžu byť vytvorené bez biologických procesov.

Ani tieto údaje však vedcov nepripravili o nádej. Keďže na povrchu Marsu nenašli žiadne známky života, naznačili, že pod povrchom planéty môžu existovať všetky potrebné podmienky. Táto verzia je aktuálna aj dnes. Prinajmenšom také planetárne misie súčasnosti ako ExoMars a Mars Science zahŕňajú kontrolu všetkých možnosti existenciu života na Marse v minulosti alebo súčasnosti, na povrchu aj pod ním.

Atmosféra Marsu

Zloženie atmosféry Marsu je veľmi podobné atmosfére, jednej z najmenej pohostinných atmosfér v celej slnečnej sústave. Hlavnou zložkou v oboch prostrediach je oxid uhličitý (95 % pre Mars, 97 % pre Venušu), je tu však veľký rozdiel – na Marse nie je skleníkový efekt, takže teplota na planéte nepresahuje 20 °C, v r. kontrast k 480 ° C na povrchu Venuše . Takýto obrovský rozdiel je spôsobený rôznou hustotou atmosfér týchto planét. Pri porovnateľnej hustote je atmosféra Venuše extrémne hrubá, zatiaľ čo Mars má skôr tenkú vrstvu atmosféry. Jednoducho povedané, ak by hrúbka atmosféry Marsu bola výraznejšia, potom by sa podobal Venuši.

Mars má navyše veľmi riedku atmosféru - atmosférický tlak je len asi 1% tlaku na. To zodpovedá tlaku vo výške 35 kilometrov nad zemským povrchom.

Jedným z prvých smerov pri štúdiu atmosféry Marsu je jej vplyv na prítomnosť vody na povrchu. Napriek tomu, že polárne čiapky obsahujú vodu v pevnom stave a vzduch obsahuje vodnú paru vytvorenú v dôsledku mrazu a nízkeho tlaku, dnes všetky štúdie naznačujú, že „slabá“ atmosféra Marsu nepriaznivo ovplyvňuje existenciu vody v kvapalné skupenstvo na povrchu.planéty.

Na základe najnovších údajov z marťanských misií sú však vedci presvedčení, že tekutá voda na Marse existuje a je jeden meter pod povrchom planéty.

Voda na Marse: špekulácie / wikipedia.org

Napriek tenkej vrstve atmosféry má však Mars na pozemské pomery celkom prijateľné poveternostné podmienky. Väčšina extrémne formy toto počasie sú vetry, prachové búrky, mrazy a hmly. V dôsledku takejto poveternostnej aktivity boli v niektorých oblastiach Červenej planéty pozorované výrazné stopy erózie.

Ďalším zaujímavým bodom o atmosfére Marsu je, že podľa viacerých moderných vedecký výskum, v dávnej minulosti bola dostatočne hustá na existenciu oceánov na povrchu planéty z vody v tekutom stave. Podľa rovnakých štúdií sa však atmosféra Marsu dramaticky zmenila. Vedúcou verziou takejto zmeny je v súčasnosti hypotéza o zrážke planéty s iným dostatočne objemným kozmickým telesom, ktorá viedla k strate väčšiny atmosféry Marsu.

Povrch Marsu má dve výrazné črty, ktoré zaujímavou zhodou okolností súvisia s rozdielmi v hemisférach planéty. Faktom je, že severná pologuľa má pomerne hladký reliéf a len niekoľko kráterov, kým južná pologuľa je doslova posiata kopcami a krátermi rôznych veľkostí. Okrem topografických rozdielov, ktoré poukazujú na rozdielnosť reliéfu pologulí, existujú aj geologické – štúdie naznačujú, že oblasti na severnej pologuli sú oveľa aktívnejšie ako na južnej.

Na povrchu Marsu sa nachádza najväčšia doteraz známa sopka - Olympus Mons (Olympus) a najväčší známy kaňon - Mariner (Mariner Valley). Nič veľkolepejšie sa v slnečnej sústave zatiaľ nenašlo. Výška hory Olymp je 25 kilometrov (to je trikrát viac ako Everest, najviac vysoká hora na Zemi) a priemer základne je 600 kilometrov. Údolie Mariner Valley je 4000 kilometrov dlhé, 200 kilometrov široké a takmer 7 kilometrov hlboké.

Doteraz najvýznamnejším objavom týkajúcim sa povrchu Marsu bol objav kanálov. Charakteristickým znakom týchto kanálov je, že podľa odborníkov z NASA boli vytvorené tečúcou vodou, a preto sú najspoľahlivejším dôkazom teórie, že v dávnej minulosti sa povrch Marsu veľmi podobal tomu zemskému.

Najznámejšia peridolia spojená s povrchom Červenej planéty je takzvaná „Tvár na Marse“. Reliéf skutočne vyzeral veľmi podobne ako ľudská tvár, keď v roku 1976 urobila kozmická loď Viking I prvú snímku určitej oblasti. Mnoho ľudí vtedy považovalo tento obrázok za skutočný dôkaz, že na Marse existuje inteligentný život. Následné zábery ukázali, že ide len o hru osvetlenia a ľudskej fantázie.

Podobne ako iné terestrické planéty, aj vo vnútri Marsu sa rozlišujú tri vrstvy: kôra, plášť a jadro.
Hoci presné merania ešte neboli vykonané, vedci na základe údajov o hĺbke Mariner Valley urobili určité predpovede o hrúbke marťanskej kôry. Hlboký, rozsiahly systém údolia, ktorý sa nachádza na južnej pologuli, by nemohol existovať, keby kôra Marsu nebola oveľa hrubšia ako zem. Predbežné odhady uvádzajú, že hrúbka marťanskej kôry na severnej pologuli je asi 35 kilometrov a na južnej asi 80 kilometrov.

Pomerne veľa výskumov sa venovalo najmä jadru Marsu, aby sa zistilo, či je pevné alebo tekuté. Niektoré teórie poukazovali na absenciu dostatočne silného magnetického poľa ako znak pevného jadra. V poslednom desaťročí si však čoraz väčšiu obľubu získava hypotéza, že jadro Marsu je aspoň čiastočne tekuté. Naznačil to objav zmagnetizovaných hornín na povrchu planéty, čo môže byť znakom toho, že Mars má alebo mal tekuté jadro.

Obežná dráha a rotácia

Dráha Marsu je pozoruhodná z troch dôvodov. Po prvé, jeho excentricita je druhá najväčšia zo všetkých planét, len Merkúr je menší. Na tejto eliptickej dráhe je perihélium Marsu 2,07 x 108 kilometrov, čo je oveľa ďalej ako jeho afélium, 2,49 x 108 kilometrov.

Po druhé, vedecké dôkazy naznačujú, že napr vysoký stupeň excentricita nebola ani zďaleka vždy prítomná a možno bola menšia ako na Zemi v určitom bode histórie existencie Marsu. Dôvodom tejto zmeny vedci nazývajú gravitačné sily susedných planét, ktoré ovplyvňujú Mars.

Po tretie, zo všetkých terestrických planét je Mars jedinou, na ktorej rok trvá dlhšie ako na Zemi. Prirodzene to súvisí s jeho obežnou vzdialenosťou od Slnka. Jeden marťanský rok sa rovná takmer 686 pozemským dňom. Marťanský deň trvá približne 24 hodín a 40 minút, čo je čas potrebný na to, aby planéta dokončila jednu úplnú otáčku okolo svojej osi.

Ďalšou pozoruhodnou podobnosťou medzi planétou a Zemou je jej axiálny sklon, ktorý je približne 25°. Táto vlastnosť naznačuje, že ročné obdobia na Červenej planéte nasledujú po sebe presne tak, ako na Zemi. Pologule Marsu však zažívajú pre každé ročné obdobie úplne iné teplotné režimy, odlišné od tých na Zemi. Môže za to opäť oveľa väčšia excentricita obežnej dráhy planéty.

SpaceX And ​​plánuje kolonizovať Mars

Takže vieme, že SpaceX chce poslať ľudí na Mars v roku 2024, ale ich prvou marťanskou misiou bude vypustenie kapsuly Red Dragon v roku 2018. Aké kroky podnikne spoločnosť na dosiahnutie tohto cieľa?

• rok 2018. Štart vesmírnej sondy Red Dragon na demonštráciu technológie. Cieľom misie je dostať sa na Mars a vykonať niekoľko prieskumov miesta pristátia v malom rozsahu. Prípadne zásoba Ďalšie informácie pre NASA alebo vesmírne agentúry iných štátov.
• 2020 spustiť vesmírna loď Mars Colonial Transporter MCT1 (bez posádky). Účelom misie je poslať náklad a vrátiť vzorky. Veľké demonštrácie technológie na bývanie, podporu života, energiu.
• 2022 Štart kozmickej lode Mars Colonial Transporter MCT2 (bez posádky). Druhá iterácia MCT. V tomto čase bude MCT1 na ceste späť na Zem a bude niesť vzorky z Marsu. MCT2 dodáva vybavenie pre prvý pilotovaný let. Loď MCT2 bude pripravená na štart, akonáhle posádka dorazí na Červenú planétu o 2 roky. V prípade problémov (ako vo filme „Marťan“) ho tím bude môcť použiť na opustenie planéty.
• 2024 Tretia iterácia Mars Colonial Transporter MCT3 a prvý pilotovaný let. V tom čase všetky technológie preukážu svoj výkon, MCT1 podnikne cestu na Mars a späť a MCT2 je pripravený a testovaný na Marse.

Mars je štvrtá planéta od Slnka a posledná z terestrických planét. Vzdialenosť od Slnka je asi 227 940 000 kilometrov.

Planéta je pomenovaná po Marsovi, rímskom bohovi vojny. Starým Grékom bol známy ako Ares. Predpokladá sa, že Mars dostal takúto asociáciu kvôli krvavo červenej farbe planéty. Vďaka svojej farbe bola planéta známa aj iným starovekým kultúram. Prví čínski astronómovia nazvali Mars „Hviezda ohňa“ a staroegyptskí kňazi ho označili ako „Jej Desher“, čo znamená „červený“.

Zemská hmota na Marse je veľmi podobná pevnine na Zemi. Napriek tomu, že Mars zaberá len 15 % objemu a 10 % hmotnosti Zeme, má hmotnosť pevniny porovnateľnú s našou planétou v dôsledku toho, že voda pokrýva asi 70 % zemského povrchu. Zároveň je povrchová gravitácia Marsu asi 37% gravitácie na Zemi. To znamená, že na Marse môžete teoreticky vyskočiť trikrát vyššie ako na Zemi.

Iba 16 z 39 misií na Mars bolo úspešných. Od spustenia misie Mars 1960A v ZSSR v roku 1960 bolo na Mars vyslaných celkovo 39 zostupných orbiterov a roverov, ale iba 16 z týchto misií bolo úspešných. V roku 2016 bola v rámci rusko-európskej misie ExoMars vypustená sonda, ktorej hlavnými cieľmi bude hľadanie známok života na Marse, štúdium povrchu a topografie planéty a mapovanie potenciálnych nebezpečenstiev z životné prostredie pre budúce pilotované misie na Mars.

Na Zemi sa našli úlomky z Marsu. Predpokladá sa, že v meteoritoch, ktoré sa odrazili od planéty, sa našli stopy po troche marťanskej atmosféry. Po opustení Marsu tieto meteority dlhú dobu, milióny rokov, lietali okolo slnečnej sústavy medzi inými objektmi a vesmírny odpad, ale boli zachytené gravitáciou našej planéty, spadli do jej atmosféry a zrútili sa na povrch. Štúdium týchto materiálov umožnilo vedcom dozvedieť sa veľa o Marse ešte pred začiatkom vesmírne lety.

V nedávnej minulosti boli ľudia presvedčení, že Mars je domovom inteligentného života. To bolo do značnej miery ovplyvnené objavom priamych čiar a priekop na povrchu Červenej planéty talianskym astronómom Giovannim Schiaparellim. Veril, že takéto priame línie nemôže vytvoriť príroda a sú výsledkom inteligentnej činnosti. Neskôr sa však dokázalo, že nešlo o nič iné ako o optický klam.

Najvyššia planéta známa v slnečnej sústave je na Marse. Volá sa Olympus Mons (Olympus) a týči sa do výšky 21 kilometrov. Predpokladá sa, že ide o sopku, ktorá vznikla pred miliardami rokov. Vedci našli dostatok dôkazov, že vek sopečnej lávy objektu je dosť malý, čo môže byť dôkazom toho, že Olymp môže byť stále aktívny. Napriek tomu v slnečnej sústave existuje hora, ktorej výška je Olympus nižšia - je to centrálny vrchol Reyasilvia, ktorý sa nachádza na asteroide Vesta, ktorého výška je 22 kilometrov.

Na Marse sa vyskytujú prachové búrky – najrozsiahlejšie v slnečnej sústave. Môže za to eliptický tvar trajektórie obehu planéty okolo Slnka. Dráha obežnej dráhy je dlhšia ako dráha mnohých iných planét a tento oválny tvar obežnej dráhy má za následok zúrivé prachové búrky, ktoré pohltia celú planétu a môžu trvať mnoho mesiacov.

Zdá sa, že Slnko má pri pohľade z Marsu asi polovicu vizuálnej veľkosti Zeme. Keď je Mars na svojej obežnej dráhe najbližšie k Slnku a jeho južná pologuľa je obrátená k Slnku, planéta zažije veľmi krátke, ale neuveriteľne horúce leto. Na severnej pologuli zároveň nastáva krátka, no studená zima. Keď je planéta ďalej od Slnka a ukazuje k nej severná pologuľa, Mars zažíva dlhé a mierne leto. Na južnej pologuli zároveň nastáva dlhá zima.

S výnimkou Zeme vedci považujú Mars za najvhodnejšiu planétu pre život. Popredné vesmírne agentúry plánujú v priebehu nasledujúceho desaťročia sériu letov do vesmíru, aby zistili, či má Mars potenciál na existenciu života a či je možné na ňom vybudovať kolóniu.

Marťania a mimozemšťania z Marsu sú dlhodobo hlavnými kandidátmi na rolu mimozemských mimozemšťanov, čo z Marsu urobilo jednu z najobľúbenejších planét slnečnej sústavy.

Mars je jedinou planétou v systéme okrem Zeme, ktorá má polárny ľad. Pod polárnymi čiapkami Marsu bola objavená pevná voda.

Rovnako ako na Zemi, aj Mars má ročné obdobia, ktoré však trvajú dvakrát dlhšie. Je to spôsobené tým, že Mars je naklonený okolo svojej osi o približne 25,19 stupňa, čo je blízko k axiálnemu sklonu Zeme (22,5 stupňa).

Mars nemá magnetické pole. Niektorí vedci sa domnievajú, že na planéte existoval asi pred 4 miliardami rokov.

Dva mesiace Marsu, Phobos a Deimos, opísal v knihe Gulliver's Travels autor Jonathan Swift. Bolo to 151 rokov predtým, ako boli objavené.