Енциклопедичний YouTube
1 / 5
✪ Проект DISCOVER-AQ - дослідження атмосфери (NASA російською)
✪ NASA російською мовою: 18.01.13 - відео-дайджест НАСА за тиждень
✪ НЕГАТИВНА МАСА [Новини науки та технологій]
✪ Марс, 1968, науково-фантастичний кінонарис, режисер Павло Клушанцев
✪ 5 Опис Mars - The Countdown #37
Субтитри
Вивчення
Атмосфера Марса відкрито ще до польотів автоматичних міжпланетних станцій до планети. Завдяки спектральному аналізу та протистоянням Марса із Землею, які трапляються 1 раз на 3 роки, астрономи вже в XIX столітті знали, що вона має досить однорідний склад, понад 95 % якого припадає на вуглекислий газ. У порівнянні з 0,04% Вуглекислий газв атмосфері Землі виходить, що маса марсіанського атмосферного вуглекислого газу перевищує масу земного майже в 12 разів, так що при тераформуванні Марса вуглекислотний внесок у парниковий ефект може створити комфортний для людини клімат трохи раніше, ніж буде досягнуто тиск в 1 атмосферу, навіть з уч віддаленості Марса від Сонця.
Ще на початку 1920-х років проводилися перші вимірювання температури Марса за допомогою термометра, розміщеного у фокусі телескопа-рефлектора. Вимірювання В. Лампланда в 1922 дали середню температуру поверхні Марса 245 (-28 ° C), Е. Петтіт і С. Нікольсон в 1924 отримали 260 K (-13 ° C). Нижче значення отримали в 1960 У. Сінтон і Дж. Стронг: 230 K (-43 ° C) . Перші оцінки тиску - усередненого - були отримані тільки в 60-ті рр. з використанням наземних ІЧ-спектроскопів: отриманий з лоренцевого розширення ліній вуглекислого газу тиск 25±15 гПа означало, що саме він є основною складовою атмосфери.
Швидкість вітру можна визначити по доплерівському зсуву спектральних ліній. Так, для цього вимірювався зсув ліній у міліметровому та субміліметровому діапазоні, причому вимірювання на інтерферометрі дозволяють отримати розподіл швидкостей у цілому шарі великої товщини.
Найбільш докладні та точні дані про температуру повітря і поверхні, тиск, відносну вологість і швидкість вітру безперервно вимірюються комплектом приладів Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борту марсоходу Curiosity , що працює в кратері Гейла з 2012 р . А апарат MAVEN, що знаходиться на орбіті Марса з 2014 року, спеціально призначений для детального дослідження верхніх шарів атмосфери, їх взаємодії з частинками сонячного вітру та особливо динаміки розсіювання.
Ряд процесів, складних або поки що неможливих для безпосереднього спостереження, підлягає лише теоретичному моделюванню, проте воно також є важливим методомдослідження.
Структура атмосфери
У цілому нині атмосфера Марса підрозділяється на нижню і верхню; останньою вважається область вище 80 км над поверхнею, де активну роль грають процеси іонізації та дисоціації. Її вивченню присвячений розділ, який прийнято називати аерономією. Зазвичай коли говорять про атмосферу Марса, мають на увазі нижню атмосферу.
Також деякі дослідники виділяють дві великі оболонки - гомосферу та гетеросферу. У гомосфері хімічний складне залежить від висоти, оскільки процеси перенесення тепла та вологи в атмосфері та їх обміну по вертикалі цілком визначаються турбулентним перемішуванням. Так як молекулярна дифузія в атмосфері обернено пропорційна її щільності, то з деякого рівня цей процес стає переважним і є основною особливістю верхньої оболонки - гетеросфери, де відбувається молекулярний дифузний поділ. Кордон розділу між цими оболонками, що знаходиться на висотах від 120 до 140 км, називається турбопаузою.
Нижня атмосфера
Від поверхні до висоти 20-30 км. тропосфераде температура падає з висотою. Верхня межа тропосфери коливається залежно від пори року (температурний градієнт у тропопаузі змінюється від 1 до 3 град/км за середнього значення 2,5 град/км).
Над тропопаузою знаходиться ізотермічна область атмосфери. стратомезосфера, що простягається до висоти 100 км. Середня температура стратомезосфери виключно низька і становить – 133°С. На відміну від Землі, де в стратосфері міститься переважно весь атмосферний озон, на Марсі його концентрація мізерно мала (він розподілений від висот 50 - 60 км до поверхні, де вона максимальна).
Верхня атмосфера
Вище стратомезосфери простягається верхній шар атмосфери. термосфера. Для неї характерне зростання температури з висотою до максимального значення (200-350 K), після чого вона залишається постійною до верхньої межі (200 км). У цьому прошарку зареєстровано присутність атомарного кисню; його щільність на висоті 200 км досягає 5-6⋅10 7 см −3 . Присутність шару з переважанням атомарного кисню (як і те, що основною нейтральною компонентою є вуглекислий газ) поєднує атмосферу Марса з атмосферою Венери.
Іоносфера- область з високим ступенеміонізації - знаходиться в інтервалі висот приблизно від 80-100 до 500-600 км. Зміст іонів мінімально вночі та максимально вдень, коли основний шар формується на висоті 120-140 км за рахунок фотоіонізації вуглекислого газу екстремально ультрафіолетовимвипромінюванням Сонця СО 2 + hν → СО 2 + + e - , а також реакцій між іонами та нейтральними речовинами СО 2 + + O → О 2 + + CO і О + + СО 2 → О 2 + + CO. Концентрація іонів, у тому числі 90 % O 2 + і 10 % С O 2 + , сягає 10 5 на кубічний сантиметр (в інших областях іоносфери вона в 1-2 порядку нижче) . Примітно, що іони O 2+ переважають за практично повної відсутності в атмосфері Марса власне молекулярного кисню. Вторинний шар утворюється в районі 110-115 км за рахунок м'якого рентгенівського випромінювання та вибитих швидких електронів. На висоті 80-100 км деякими дослідниками виділяється третій шар, що іноді проявляється під впливом частинок космічного пилу, що привносять в атмосферу іони металів Fe+, Mg+, Na+. Однак пізніше була не тільки підтверджена поява останніх (причому практично по всьому об'єму верхньої атмосфери) внаслідок абляції речовини метеоритів, що потрапляють в атмосферу Марса та інших космічних тіл, але й взагалі постійна їхня присутність. При цьому через відсутність у Марса магнітного поляїх розподіл та поведінка значно відрізняються від того, що спостерігається в земній атмосфері. Над головним максимумом можуть з'являтися завдяки взаємодії із сонячним вітром та іншими додатковими шарами. Так, шар іонів O+ найбільше виражений на висоті 225 км. Крім трьох основних видів іонів (O 2 + , С 2 і O +), відносно недавно були зареєстровані також H 2 + , H 3 + , He + , C + , CH + , N + , NH + , OH + , H 2 O + , H 3 O + , N 2 + / CO + , HCO + / HOC + / N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 + + HCO 2+. Понад 400 км деякі автори виділяють «іонопаузу», проте на цей рахунок поки що немає єдиної думки.
Що стосується температури плазми, то поблизу головного максимуму температура іонів становить 150 К, збільшуючись до 210 К на висоті 175 км. Вище термодинамічна рівновага іонів з нейтральним газом істотно порушується, і їхня температура різко зростає до 1000 К на висоті 250 км. Температура електронів може становити кілька тисяч кельвін, мабуть, через магнітного поля в іоносфері, причому вона зростає зі збільшенням зенітного кута Сонця і неоднакова в північній і південній півкулях, що, можливо, пов'язано з асиметрією залишкового магнітного поля кори Марса. Взагалі можна виділити три популяції високоенергетичних електронів з різними температурними профілями. Магнітне поле впливає і на горизонтальний розподіл іонів: над магнітними аномаліями формуються потоки високоенергетичних частинок, що закручуються вздовж ліній поля, що збільшує інтенсивність іонізації, і спостерігається підвищена щільність іонів та локальні структури.
На висоті 200-230 км знаходиться верхня межа термосфери - екзобаза, над якою приблизно з висоти 250 км починається екзосфераМарс. Вона складається з легких речовин - водню, вуглецю, кисню, - які з'являються в результаті фотохімічних реакцій в нижчій іоносфері, наприклад, дисоціативної рекомбінації O 2 + з електронами. Безперервне постачання верхньої атмосфери Марса атомарним воднем відбувається за рахунок фотодисоціації водяної пари біля марсіанської поверхні. Зважаючи на дуже повільне зменшення концентрації водню з висотою цей елемент є основним компонентом зовнішніх шарів атмосфери планети і утворює водневу корону, що простягається на відстань близько 20 000 км, хоча строгої межі немає, і частинки з цієї області просто поступово розсіюються в навколишнє косм.
В атмосфері Марса також іноді виділяється хемосфера- шар, де відбуваються фотохімічні реакції, оскільки через відсутність озонового екрану, як в Землі, ультрафіолетове випромінювання доходить до поверхні планети, вони можливі навіть там. Марсіанська хемосфера простягається від поверхні до висоти близько 120 км.
Хімічний склад нижньої атмосфери
Незважаючи на сильну розрідженість марсіанської атмосфери, концентрація вуглекислого газу в ній приблизно в 23 рази більша, ніж у земній.
- Азот (2,7 %) нині активно дисипує до космосу. У вигляді двоатомної молекули азот стійко утримується тяжінням планети, але розщеплюється сонячним випромінюванням на одиночні атоми, легко залишаючи атмосферу.
- Аргон (1,6%) представлений відносно стійким до дисипації важким ізотопом Аргон-40. Легкі 36 Ar та 38 Ar є лише у мільйонних частках
- Інші благородні гази: неон, криптон, ксенон (мільйонні частки)
- Оксид вуглецю (СО) - є продуктом фотодисоціації СО 2 і становить 7,5⋅10 -4 концентрації останнього - це незрозуміло мале значення, оскільки зворотна реакція CO + O + M → СО 2 + M заборонена, і мало б накопичитися набагато більше CO. Пропонувалися різні теорії, як чадний газможе все ж таки окислюватися до вуглекислого, але всі вони мають ті чи інші недоліки.
- Молекулярний кисень (O 2) - з'являється в результаті фотодисоціації як CO 2 так і Н 2 Про у верхній атмосфері Марса. При цьому кисень дифундує більш низькі шари атмосфери, де його концентрація досягає 1,3⋅10 -3 від приповерхневої концентрації С0 2 . Як і Ar, CO і N 2 , він відноситься до речовин, що не конденсуються на Марсі, тому його концентрація також зазнає сезонні варіації. У верхній атмосфері, на висоті 90-130 км, вміст O 2 (частка щодо CO 2) у 3-4 рази перевищує відповідне значення для нижньої атмосфери і становить у середньому 4⋅10 -3 змінюючись в діапазоні від 3,1⋅10 -3 до 5,8⋅10 -3 . У давнину атмосфера Марса містила, проте, більша кількість кисню, порівнянна з його часткою на юній Землі. Кисень навіть у вигляді окремих атомів вже не так активно дисипує, як азот, через більшу атомну вагу, що дозволяє йому накопичуватися.
- Озон - його кількість сильно змінюється в залежності від температури поверхні: воно мінімальне під час рівнодення на всіх широтах і максимально на полюсі, де зима, крім того, обернено пропорційно концентрації водяної пари. Є один виражений озоновий шар на висоті близько 30 км і інший - між 30 і 60 км.
- Вода. Зміст H 2 O у атмосфері Марса приблизно 100-200 разів менше, ніж у атмосфері найсухіших регіонів Землі, і становить середньому 10-20 мкм осадженого стовпа води. Концентрація водяної пари зазнає суттєвих сезонних та добових варіацій. Ступінь насичення повітря парами води обернено пропорційна вмісту частинок пилу, що є центрами конденсації, і в окремих областях (взимку, на висоті 20-50 км) була зафіксована пара, тиск якої перевищує тиск насиченої пари в 10 разів - набагато більше, ніж у земній атмосфері .
- Метан. Починаючи з 2003 року, з'являються повідомлення про реєстрацію викидів метану невідомої природи, однак жодне з них не можна вважати достовірним через ті чи інші недоліки методів реєстрації. При цьому йдеться про вкрай малі величини - 0,7 ppbv (верхня межа - 1,3 ppbv) як фонове значення і 7 ppbv для епізодичних сплесків, що знаходиться на межі роздільної здатності. Оскільки поряд з цим публікувалася й інформація про підтверджену іншими дослідженнями відсутність CH 4 , це може свідчити про якесь непостійне джерело метану, а також про існування якогось механізму його швидкого руйнування, тоді як тривалість фотохімічного руйнування цієї речовини оцінюється в 300 років. Дискусія з цього питання зараз відкрита, причому він представляє особливий інтерес у контексті астробіології, зважаючи на те, що на Землі ця речовина має біогенне походження.
- Сліди деяких органічних сполук. Найбільш важливими є верхні обмеження на H 2 CO, HCl і SO 2 , які свідчать про відсутність, відповідно, реакцій за участю хлору, а також вулканічної активності, зокрема, про невулканічне походження метану, якщо його існування буде підтверджено.
Склад і тиск атмосфери Марса унеможливлюють дихання людини та інших земних організмів. Для роботи на поверхні планети потрібен скафандр, хоч і не настільки громіздкий і захищений, як для Місяця та відкритого космосу. Атмосфера Марса сама по собі не отруйна і складається з хімічно інертних газів. Атмосфера дещо гальмує метеорні тіла, тому кратерів на Марсі менше ніж на Місяці і вони менш глибокі. А мікрометеорити згоряють повністю, не досягаючи поверхні.
Вода, хмарність та опади
Низька щільність не заважає атмосфері формувати масштабні явища, що впливають на клімат.
Водяної пари в марсіанській атмосфері не більше тисячної частки відсотка, проте за результатами недавніх (2013 р.) досліджень, це все ж таки більше, ніж передбачалося раніше, і більше, ніж у верхніх шарах атмосфери Землі, і при низьких тиску і температурі він знаходиться в стан, близький до насичення, тому часто збирається в хмари. Як правило, водяні хмари формуються на висотах 10-30 км. над поверхнею. Вони зосереджені переважно на екваторі і спостерігаються практично протягом усього року. Хмари, що спостерігаються на високих рівняхатмосфери (понад 20 км) утворюються в результаті конденсації CO 2 . Той самий процес відповідальний формування низьких (на висоті менше 10 км) хмар полярних областей у зимовий період, коли температура атмосфери опускається нижче точки замерзання CO 2 (-126 °З); влітку ж формуються аналогічні тонкі утворення з льоду Н2О
Одне з цікавих і рідкісних на Марсі атмосферних явищ було виявлено («Вікінг-1») при фотографуванні північної полярної області в 1978 р. Це циклонічні структури, що чітко ототожнюються на фотографіях по вихрових системах хмар з циркуляцією проти годинникової стрілки. Вони знайшли в широтному поясі 65-80° з. ш. протягом «теплого» періоду року з весни до початку осені, коли тут встановлюється полярний фронт. Його виникнення обумовлено існуючим у цей час року різким контрастом температур поверхні між краєм крижаної шапки та навколишніми рівнинами. Пов'язані з таким фронтом хвильові рухи повітряних мас і призводять до появи настільки знайомих нам Землі циклонічних вихорів. Виявлені на Марсі системи вихрових хмар за розміром коливаються від 200 до 500 км, їх швидкість переміщення близько 5 км/год, а швидкість вітрів на периферії цих систем близько 20 м/с. Тривалість існування окремого циклонічного вихору коливається від 3 до 6 діб. Величини температур у центральній частині марсіанських циклонів свідчать, що хмари складаються з кристаликів льоду води .
Сніг справді спостерігався неодноразово. Так, узимку 1979 р. у районі посадки «Вікінга-2» випав тонкий шар снігу, який пролежав кілька місяців.
Пилові бурі та пилові дияволи
Характерна особливість атмосфери Марса – постійна присутність пилу; згідно з спектральними вимірами, розмір пилових частинок оцінюється в 1,5 мкм . Мала сила тяжіння дозволяє навіть розрідженим потокам повітря піднімати величезні хмари пилу на висоту до 50 км. А вітри, які є одним із проявів перепаду температур, часто дмуть над поверхнею планети (особливо наприкінці весни - на початку літа в південній півкулі, коли різниця температур між півкулями особливо різка), і їхня швидкість доходить до 100 м/с. Таким чином формуються великі пилові бурі, які давно спостерігаються у вигляді окремих жовтих хмар, а іноді у вигляді суцільної жовтої пелени, що охоплює всю планету. Найчастіше пилові бурі виникають поблизу полярних шапок, їхня тривалість може досягати 50-100 діб. Слабка жовта імла в атмосфері, як правило, спостерігається після великих пилових бур і легко виявляється фотометричними і поляриметричними методами.
Пилові бурі, що добре спостерігалися на знімках, зроблених з орбітальних апаратів, виявилися помітними при зйомці з посадкових апаратів. Проходження пилових бур у місцях посадок цих космічних станцій фіксувалося лише по різкій зміні температури, тиску та дуже слабкому потемнінню загального фону неба. Шар пилу, що осів після бурі на околицях місць посадок «Вікінгів», становив лише кілька мікрометрів. Усе це свідчить про досить низьку здатність марсіанської атмосфери .
З вересня 1971 до січня 1972 р. на Марсі відбувалася глобальна пилова буря, яка навіть завадила фотографуванню поверхні з борту зонда «Марінер-9». Маса пилу в стовпі атмосфери (при оптичній товщині від 0,1 до 10), оцінена в цей період, становила від 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 г/см 2 . Таким чином, загальна вага пилових частинок в атмосфері Марса за період глобальних пилових бур може доходити до 10 8 - 10 9 т, що можна порівняти з загальною кількістюпилу в земній атмосфері.
Полярне сяйво вперше було зареєстроване УФ-спектрометром SPICAM на борту апарату "Марс Експрес". Потім воно неодноразово спостерігалося апаратом «MAVEN», наприклад, у березні 2015 року, а у вересні 2017 року детектором оцінки радіації (RAD) на марсоході «Curiosity» було зафіксовано набагато потужнішу подію. Аналіз даних апарату «MAVEN» виявив і полярні сяйва принципово іншого типу - дифузні, які мають місце на низьких широтах, в областях, не прив'язаних до аномалій магнітного поля і викликаних проникненням в атмосферу часток з дуже високою енергією, близько 200 кев.
Крім того, екстремально ультрафіолетове випромінювання Сонця викликає так зване власне освітлення атмосфери (англ. airglow).
Реєстрація оптичних переходів при полярних сяйвах і власному світінні дає важливу інформацію про склад верхньої атмосфери, її температуру та динаміку. Так, вивчення γ- і δ-смуг випромінювання оксиду азоту в нічний період допомагає охарактеризувати циркуляцію між освітленою та неосвітленою областями. А реєстрація випромінювання на частоті 130,4 нм при власному світінні допомогло виявити присутність атомарного кисню високої температури, що стало важливим кроком у розумінні поведінки атмосферних екзосфер та корон загалом.
Колір
Частинки пилу, якими наповнена атмосфера Марса, складаються в основному з оксиду заліза, і він надає їй червонувато-рудого відтінку.
Згідно з даними вимірювань, атмосфера має оптичну товщину 0,9 - це означає, що до поверхні Марса крізь його атмосферу доходить тільки 40% падаючого сонячного випромінювання, а решта 60% поглинаються пилом, що висить у повітрі. Без неї марсіанські небеса мали б приблизно той самий колір, як у земного неба на висоті 35 кілометрів. Слід зауважити, що при цьому людське око адаптувалося б до цих кольорів, і баланс білого автоматично підлаштувався б так, що небо бачилося б таким, як за земних умов освітлення.
Колір неба дуже неоднорідний, і без хмар або запорошених бур від відносно світлого на горизонті різко і градієнтно темніє до зеніту. У відносно спокійний і безвітряний сезон, коли пилу менше, у зеніті небо може бути зовсім чорним.
Тим не менш - завдяки знімкам марсоходів стало відомо, що на заході сонця і сході навколо Сонця небо забарвлюється в блакитний колір. Причина цього розсіювання РЕЛЕЯ - світло розсіюється на частках газу і забарвлює небо, але якщо марсіанським днем ефект слабкий і непомітний неозброєним оком через розрядженість атмосфери і запиленості, то на заході сонця просвічує набагато товстіший шар повітря. складові. Той самий механізм відповідає за блакитне небо на Землі вдень і жовто-жовтогаряче на заході сонця. [ ]
Панорама випечених дюн Рокнест, складена зі знімків марсоходу Curiosity.
Зміни
Зміни у верхніх шарах атмосфери носять досить складний характер, оскільки вони пов'язані між собою та з нижчими шарами. Атмосферні хвилі і припливи, що поширюються вгору, можуть істотно впливати на структуру і динаміку термосфери і, як наслідок, іоносфери, наприклад, висоту верхньої межі іоносфери. Під час пилових бур у нижній атмосфері її прозорість зменшується, вона нагрівається та розширюється. Тоді збільшується щільність термосфери - вона може змінюватись навіть на порядок, - і висота максимуму концентрації електронів може піднятися на величину до 30 км. Викликані пиловими бурями зміни у верхній атмосфері можуть бути глобальними, торкаючись області до 160 км над поверхнею планети. Відгук верхньої атмосфери на ці явища займає кілька днів, а до попереднього стану вона повертається набагато довше - кілька місяців. Ще один прояв взаємозв'язку верхньої та нижньої атмосфери полягає в тому, що водяна пара, якою, як з'ясувалося, перенасичена нижня атмосфера, може піддаватися фотодисоціації на більш легкі компоненти H і O, що збільшують щільність екзосфери та інтенсивність втрати води атмосферою Марса. Зовнішні фактори, що викликають зміни у верхній атмосфері, - це екстремально ультрафіолетове та м'яке рентгенівське випромінюванняСонця, частинки сонячного вітру, космічний пил і більші тіла, такі як метеорити. Завдання ускладнюється тим, що їх вплив, як правило, випадковий, і його інтенсивність і тривалість неможливо прогнозувати, причому на епізодичні явища накладаються циклічні процеси, пов'язані зі зміною доби, пори року, а також сонячним циклом. На даний момент по динаміці параметрів атмосфери у кращому випадку є накопичена статистика подій, але теоретичний опис закономірностей ще не виконано. Визначено пряму пропорційність між концентрацією частинок плазми в іоносфері та сонячною активністю. Це підтверджується тим, що аналогічна закономірність була реально зафіксована за результатами спостережень у 2007-2009 рр. для іоносфери Землі, незважаючи на принципову відмінність магнітного поля цих планет, що безпосередньо впливає на іоносферу. А викиди частинок сонячної корони, Викликаючи зміна тиску сонячного вітру, також тягнуть за собою характерне стиск магнітосфери та іоносфери: максимум щільності плазми опускається до 90 км.
Добові коливання
Незважаючи на свою розрідженість, атмосфера проте реагує на зміну потоку сонячного теплаповільніше, ніж поверхня планети. Так, у ранковий період температура сильно змінюється з висотою: була зафіксована різниця 20° на висоті від 25 см до 1 м над поверхнею планети. Зі сходом Сонця холодне повітря нагрівається від поверхні і піднімається у вигляді характерного завихрення вгору, піднімаючи в повітря пил - так утворюються пилові дияволи. У приповерхневому шарі (до 500 м заввишки) має місце температурна інверсія. Після того, як атмосфера опівдні вже нагрілася, цього ефекту вже не спостерігається. Максимум досягається приблизно о 2 годині після полудня. Потім поверхня остигає швидше, ніж атмосфера, і спостерігається зворотний температурний градієнт. Перед заходом Сонця температура знову зменшується з висотою .
Зміна дня та ночі впливає і на верхню атмосферу. Насамперед, у нічний час припиняється іонізація сонячним випромінюванням, проте плазма продовжує перший час після заходу Сонця поповнюватися за рахунок потоку з денного боку, а потім формується за рахунок ударів електронів, що рухаються вниз уздовж ліній магнітного поля (так зване вторгнення електронів) - тоді максимум спостерігається на висоті 130–170 км. Тому щільність електронів та іонів з нічного боку набагато нижча і характеризується складним профілем, що залежить також від локального магнітного поля і змінюється нетривіальним чином, закономірність якого поки не до кінця зрозуміла і описана теоретично. Протягом дня стан іоносфери також змінюється залежно від зенітного кута Сонця.
Річний цикл
Як і на Землі, на Марсі відбувається зміна пір року через нахил осі обертання до площини орбіти, тому взимку в північній півкулі полярна шапка росте, а в південній майже зникає, а через півроку півкулі міняються місцями. При цьому через досить великий ексцентриситет орбіти планети в перигелії (зимове сонцестояння в північній півкулі) вона отримує до 40% більше сонячного випромінювання, ніж в афелії, і в північній півкулі зима коротка і відносно помірна, а літо довге, але прохолодне, в південному ж навпаки - літо коротке та відносно тепле, а зима довга та холодна. У зв'язку з цим південна шапка взимку розростається до половини відстані полюс-екватор, а північна – лише до третини. Коли одному з полюсів настає літо, вуглекислий газ із відповідної полярної шапки випаровується і надходить в атмосферу; вітри переносять його до протилежної шапки, де він знову замерзає. Таким чином відбувається кругообіг вуглекислого газу, який поряд з різними розмірами полярних шапок викликає зміну тиску атмосфери Марса в міру його обігу навколо Сонця. За рахунок того, що взимку до 20-30% всієї атмосфери замерзає в полярній шапці, тиск у відповідній ділянці відповідно падає.
Сезонні варіації (як і добові) зазнає також концентрації водяної пари - вони знаходяться в межах 1-100 мкм. Так, узимку атмосфера практично «суха». Водяна пара з'являється в ній навесні, і до середини літа його кількість досягає максимуму, слідуючи змін температури поверхні. Протягом періоду літо - осінь водяна пара поступово перерозподіляється, причому максимум змісту її переміщається від північної полярної області до екваторіальних широт. При цьому загальний глобальний вміст пари в атмосфері (за даними «Вікінга-1») залишається приблизно постійним та еквівалентним 1,3 км 3 льоду. Максимальний вміст Н 2 О (100 мкм обложеної води, що дорівнює 0,2 об'ємних %) було зафіксовано влітку над темним районом, що оперізує північну залишкову полярну шапку - в цей час року атмосфера над льодом полярної шапки зазвичай близька до насичення.
У весняно-літній період у південній півкулі, коли найактивніше формуються пилові бурі, спостерігаються добові чи напівдобові атмосферні припливи - збільшення тиску в поверхні та термічне розширення атмосфери у відповідь на її нагрівання.
Зміна пори року впливає і на верхню атмосферу - як нейтральну компоненту (термосферу), так і плазму (іоносферу), причому цей фактор повинен враховуватися разом із сонячним циклом, і це ускладнює завдання опису динаміки верхньої атмосфери.
Довгострокові зміни
Див. також
Примітки
- Williams, David R. Mars Fact Sheet (неопр.) . National Space Science Data Center. NASA (September 1, 2004). Дата звернення 28 вересня 2017 року.
- N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a small terrestrial planet : [англ. ]// The Astronomy and Astrophysics Review. – 2016. – Т. 24, № 1 (16 December). - С. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5.
- Атмосфера Марса (неопр.) . UNIVERSE-PLANET // ПОРТАЛ У ІНШИЙ ВИМІР
- Марс- червона зірка. Опис місцевості. Атмосфера і клімат (неопр.) . galspace.ru - Проект "Дослідження Сонячної системи". Дата звернення 29 вересня 2017 року.
- (англ.) Out of Thin Martian Air Astrobiology Magazine, Michael Schirber, 22 серпня 2011 року.
- Максим Заболоцький. Загальні відомості об атмосфері Марса (неопр.) . Spacegid.com(21.09.2013). Дата звернення 20 жовтня 2017 року.
- Mars Pathfinder - Science Results - Atmospheric and Meteorological Properties (неопр.) . nasa.gov. Дата звернення 20 квітня 2017 року.
- J. L. Fox, A. Dalgarno.Іонізація, luminosity, і заглиблення внизу атмосферу Mars: [англ. ]// J Geophys Res. – 1979. – Т. 84, вип. A12 (1 грудня). - С. 7315-7333. -
Загальна помилка, яка зазвичай робить оцінки кліматичних умов конкретної планети, - плутати тиск із щільністю. Хоча з теоретичної точки зору ми всі знаємо різницю між тиском і щільністю, насправді він береться для порівняння атмосферного тиску на землі з атмосферним тиском даної планети без запобіжних заходів.
У будь-якій земній лабораторії, де гравітація приблизно така ж, ця обережність не потрібна і часто використовує тиск як «синонім» щільність. Деякі явища обробляються безпечно з точки зору вартості «тиску/температури», як наприклад фаси діаграм (або Діаграма станів), де насправді було б більш правильно було б говорити про «коефіцієнт щільності та температури» або «під тиском/температури», в іншому випадку ми не розуміємо присутність рідкої води без гравітації (і потім невагомості) в космічних апаратах на орбіті в космосі!
Насправді, технічно атмосферний тиск становить «вагу», яка надає певну кількість газу над нашими головами на все, що знаходиться під. Однак реальна проблема полягає в тому, що вага обумовлена не тільки щільністю, але й очевидно тяжкості. Якщо ми наприклад зменшення ваги Землі 1/3, Очевидно, що така ж кількість газу, що вище за нас буде мати одну третину своєї початкової ваги, Незважаючи на кількість газу залишається точно те ж саме. Так, то порівняно кліматичні умовиміж двома планетами більш правильно говорити до щільності, а не тиску.
Ми дуже добре розуміємо цей принцип шляхом аналізу функціонування Торрічеллі барометр, Перший документ, який вимірюється землі атмосферний тиск. Якщо ми заповнимо закритий Тюбе ртуті на одній стороні і безліч вертикально з відкритим кінцем зануреної в бак, наповнений ртуттю також, Ви помітите формування вакуумної камери у верхній частині соломи. Торрічеллі фактично зазначив, що зовнішній тиск, відсутній в соломі, Це було для підтримки стовпця ртуті високої приблизно 76 см. Шляхом розрахунку продукт питомої ртуті, прискорення сили тяжкості Землі та висота колони ртуті можна обчислити вагу вище атмосфери.
З Вікіпедії за адресою: http:/// Вікі/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org
Ця система блискуча для свого часу, однак сильні обмеження при застосуванні в «Земляні». Насправді, як справжній гравітації у двох з трьох факторів формули, Будь-яка різниця в гравітації виробляє квадратичної різниця у відповідь барометр, потім, один і той же стовпець повітря, на планеті з 1/3 оригінальні гравітації, буде виробляти, для барометр, Торрічеллі під тиском 1/9 вихідне значення.
Зрозуміло, крім інструментальних артефактів, факт залишається фактом: той же стовпець повітря буде мати вагу пропорційні тяжкості, планети на яких час від часу ми матимемо це так просто барометричний тиск не є абсолютним показником щільності!
Цей ефект систематично ігнорується у аналізі атмосфери Марса. Ми говоримо легко тиску в гПа та угоди безпосередньо з землі, повністю ігноруючи тиск гПа, що гравітація на Марсі про 1/3 що землі (для точності 38%). Ті ж помилки ви зробили, коли ви подивитеся на фаси діаграм води, щоб продемонструвати, що на Марсі вода не може існувати в рідкій формі. Зокрема, потрійна точка води на землі 6.1 гПа, але на Марсі, де гравітація це 38% що землі, Якщо ви робите в hPa, було б абсолютно 6.1 але для 2.318 гПа (хоча барометр, ознаменує Торрічеллі 0.88 гПа). Цей аналіз, однак, це завжди, на мій погляд обманним шляхом, систематично уникати, Відновлення позначення в ті ж значення землі. А вказівка 5-7 ДПА для марсіанської атмосферний тиск явно не вказано на увазі земної гравітаціїчи Марс.
Насправді 7 hPa на Марсі повинна мати густину газу на землі буде вимірювання про 18.4 гПа. Це абсолютно уникнути у всіх сучасні дослідження, Скажімо, в другій половині 60 років далі, в той час як раніше суворо вказано, що тиск був один десятий від землі, але з щільністю 1/3. З суто наукової точки зору було розглянуто реальну вагу стовпа повітря, що призводить як 1/3 його фактична вага на землі, але що насправді щільність була порівнянна з 1/3 землі. Як прийти до останніх досліджень існує ця різниця?
Можливо тому, що це простіше міркувати про неможливість зберегти рідкої фази води?
Є інші ключі для цієї тези: Кожна атмосфера насправді виробляє розсіювання світла (розсіяння) переважно в синьому, що навіть у випадку Марс можуть легко аналізуватися. Хоча атмосфера Марса купу пилу, щоб зробити його червонуватий, поділ синій компонент кольору панорамного зображення Марса, Ви можете отримати уявлення про щільність атмосфери Марса. Якщо ми порівняємо земне небо знімки, зроблені різних висотах, та був з різним ступенем щільності, Ми розуміємо, що номінальний розмір, у якому маємо знайти 7 гПа, тобто. 35.000 м, небо повністю чорний, Сальво ярмарок горизонт смуга, де насправді ми досі бачимо у шарах нашої атмосфери.
Зліва: Зйомка марсіанського пейзажу, зроблені зондом слідопиту 22 червня 1999 року. Джерело: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 право: Синій канал креслення поруч; Зверніть увагу, інтенсивність піднебіння!
Ліворуч: Сідней - місто Південно-Східної Австралії, столиця Нового Південного Уельсу, на 6 m. Право: Синій канал креслення поруч.
Зліва: Сідней, але завжди під час піщаної бурі. Право: Синій канал креслення поруч; як ви можете бачити, Підвісні пилу зменшити яскравість неба, а не збільшити його, Всупереч тому, що затверджується у випадку НАСА Mars!
Очевидно, що фотографії марсіанського неба, відфільтровані синя смуга, набагато яскравіше, майже порівнянна з зображень, знятих на горі Еверест, трохи менше ніж 9.000 m, де дивитися, якщо атмосферний тиск становить 1/3 нормальний рівень моря тиск.
Ще одним свідченням серйозних користь марсіанської щільності атмосфери вище, ніж оголошені, була надана феномен пил Девілс. Ці міні Торнадо здатні підняти піску стовпців до декількох кілометрів; Але як це можливо?
НАСА сам намагався імітувати їх, у вакуумній камері, Імітація марсіанського тиску 7 гПа, і вони не змогли моделювати явища, якщо не піднімає тиск щонайменше 11 разів! Початковий тиск, навіть при використанні дуже потужного вентилятора, не міг зняти що-небудь!
Насправді, 7 ГПа, дійсно просто, враховуючи той факт, що крім височіє над рівнем моря знижується швидко відразу для дробових значень; але тоді всі явища спостерігаються поблизу гори Олімп, що це означає 17 км висоти, Як можна буде?
Це відомо з телескопічних спостережень, Марс має дуже активну атмосферу, особливо щодо формування хмар і туманів, не тільки піщаних бур. Спостереження Марса в телескоп дійсно, вставляючи синій світлофільтр, Ви можете виділити всі ці атмосферні явища далеко не незначною. Вранці та ввечері туман, орографічні хмари, у телескоп із середньою потужністю ЗМІ завжди спостерігалися полярні хмари. Будь-яка людина може приміром, з звичайної графічної програми, окремі три червоні рівні, Грін, синій колірзображення Марса і перевірити, як це працює. Образ, відповідний червоний канал надасть нам гарна Топографічна карта в той час як синій канал покаже полярних крижаних шапок і хмар. Крім того, у зображення, отримані з космічного телескопа, Ви помітили синій кордону, викликаних атмосфери, що потім з'являється синій та червоний не, як показано на місці зображення.
Типові зображення Марса прийняті космічний телескоп Хаббла. Джерело: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/
Червоний канал (ліворуч), Зелений канал (Центр) та синій канал (право); Зверніть увагу, екваторіальна хмара.
Ще один цікавий момент – аналіз полярних родовищ; Перехрестя висотних даних і gravitometrici, Це було неможливо визначити, що полярні родовища різняться сезонно приблизно 1.5 метрів на Північний полюс і 2.5 метрів на Південному полюсі, з середньою щільністю населення в той час максимальна висота приблизно 0.5 г/см 3 .
При цьому щільність, 1 мм снігу CO 2 виробляє тиск 0.04903325 гПа; Тепер, навіть якщо припустити найбільш оптимістичний марсіанського тиску, наведені вище 18.4 гПа, ігноруючи той факт, що CO 2 становить 95% і не 100% атмосфера Марса, Якщо ми всі condensassimo атмосфери на землі буде отримати шар товщиною 37.5 см!
З іншого боку, 1.5 футів снігу вуглекислого газу із щільністю 0.5 g/см 3 робить тиск 73.5 ГПа та 2.5 метрів замість 122.6 гПа!
Час еволюція поверхні атмосферний тиск, записано два Вікінг Ландерс 1 і 2 (Вікінг Ландер 1 Він приземлився в Хриса космізм в 22.48° n, 49.97° Західної довготи, 1.5 Км нижче середнього рівня. Вікінг Ландер 2 він при4м7 у 7n 9 7 Він 4n7. , 225.74° Західної довготи, 3 км нижче середнього рівня), протягом перших трьох років марсіанської місії: 1й рік (точки), 2й рік (суцільна лінія) та 3 роки (Пунктирна лінія) укладаються в тому ж графі. Джерело Тілман і гість (1987) (Дивіться також Тілман 1989).
Розглянемо також, що, якщо маса сезонного сухого льоду була схожа між двома півкулями не повинна викликати сезонні варіації глобального атмосферного тиску, так як розпад полярної шапки завжди буде компенсуватися конденсації на підлозі в іншій півкулі.
Але ми знаємо, що ущільнення марсіанської орбіти створює різниця майже 20 ° C середня температура двох півкуль, з вершини до 30 ° C користь Широта-30 ° ~. Майте на увазі, що 7 ГПа CO 2 ICES-123 ° c (~ 150° K), Хоча на 18.4 гПа ( правильне значеннядля гравітації Марса) Льодів до ~-116 ° C (~ 157 ° K).
Порівняння даних, зібраних місією Марінер 9 протягом весни бореальних (Ls = 43 - 54 °). Показано суцільною лінією на графіку вище за температуру (у Кельвінах) виявлено експеримент IRIS. Штрих пунктирні криві показують місцеві вітри (в ms-1) як випливає з теплового балансувітру (Полак і. 1981). Середній графік показує температуру моделювання (K) за той же сезон., У той час як нижній граф представляє моделювання вітрів (в ms-1). Джерело: «Метеорологічної мінливості та річного поверхневого тиску циклу на Марсі» Фредерік Hourdin, Ле Ван Фу, Франсуа забути, Olivier Talagrand (1993)
За даними Марінер 9 тільки на Південному полюсі ми знаходимо необхідних погодних умов, Хоча згідно з ушкодженням глобального наймача (MGS), пов'язані з землею, можлива присутність в обох півкулях.
Мінімальні температури в градусах Цельсія грунту Марса, взяті з теплових спектрометрів (TES) на борту Mars Global Surveyor (MGS). У горизонтальній та вертикальній ширині довгота сонця (Ls). Синя частина таблиці наведена мінімальна температура, середньорічний максимум і завжди з посиланням на щоденні мінімальні температури.
Потім, Підбиття підсумків, атмосфера, як видається, досягти мінімальної температури-123 ° C нуля-132 ° C; Я наголошую, що в-132 ° 2 не повинен перевищувати тиск 1.4 ГПа без льоду!
Граф тиску пари двоокису вуглецю; серед інших утиліт цього графа можна визначити максимальний тиск СО2 може досягати до конденсації (в даному випадку на льоду) при даній температурі.
Але повернемося до сезонної полярної депозити; як ми вже бачили принаймні на ніч на широті 60°, як здається, існують умови для формування сухого льоду, але те, що справді відбувається під час полярної ночі?
Почнемо з двох абсолютно різних станів: конденсат від поверхні для охолодження маси повітря або «холодні».
Для першого випадку, Припустимо, що температура грунту опускається нижче заморожування межу двоокису вуглецю; грунт почне покривати шаром льоду дедалі більше, до теплової ізоляції, викликаної льоду, сам буде досить зупинити процес. У випадку сухого льоду, будучи хорошим утеплювачем, він просто дуже мало, тому саме це явище не є достатньо ефективним для того, щоб виправдати льодових накопичень, що спостерігаються! Як доказ цього, на Північний полюс і Південний полюсналежить запис-132°C, де мінімум становить-130°C (за словами TES MGS). Я також цікавлю як надійне виявлення-132 ° c з марсіанської орбіти і спектроскопічних шлях, тому що при цій температурі сам грунт повинен бути завуальованим від процесу конденсації!
У другому випадку, якщо повітряна маса (в даному випадку CO 2 майже чиста) досягає точки роси, як тільки температура падає, її тиск не перевищує межу, встановлену «тиск пара» для цього газу при цій температурі, викликає негайне землі конденсації маси будь-який надлишок газу! Насправді, ефективність цього процесу справді драматичного; Якщо ми повинні були імітувати аналогічний захід на Марсі, нам також потрібно буде враховувати низку подій, які створять.
Ми знижуємо температуру Південного полюса, наприклад, до -130 ° C, початковий тиск 7 гПа; тиск прибуття має бути ~ 2 ГПа, викликаючи опади снігу сухого льоду ~ 50 см завтовшки (0.1 ГР/см 2) Якщо стискається в 0.5 ГР/см 2 матч ~ 10 см завтовшки. Звичайно такий перепад тиску буде оперативно повітря з прилеглих районів, з ефектом від нижньої (ланцюжка) тиск і температура із сусідніх районів, але конденсації внесок всіх у снігу. Сам процес також прагне зробити теплової енергії (потім підвищення температури) в той же, Але якщо температура залишається на рівні-130 ° C, процес конденсації зупиниться тільки тоді, коли всі планети досягне рівноваги тиск 2 гПа!
Це невелике моделювання використовується для розуміння взаємозв'язку між мінімальних температур і зміни атмосферного тиску, пояснення чому мінімальна температура та тиск пов'язані. З представлених графіків атмосферного тиску, записані два вікінги Ландерс ми знаємо, що для вікінгів 1 тиск змінюється від мінімального 6.8 гПа і максимум 9.0 гПа, середнє значення 7.9 . Для вікінгів 2 Допустимі значення – від 7.4 HPA на 10.1 гПа в середньому 8.75 гПа. Ми також знаємо, що VL 1 Він приземлився 1.5 Км і VL 2 3 Км, обидва під середній рівеньМарс. Враховуючи, що середній рівень Марс 6.1 гПа (відбувається з потрійної точки води!), Якщо ми маємо масштаб значень, зазначених вище середнє значення 6.1 гПа, Потім обидва варіюються від менше 5.2 ± 0.05 ГПа і максимум 7 ± 0.05 гПа. Тоді як мінімальне значення 5.2 ГПа, низька температура, ми отримуємо ~-125 ° C (~ 148 ° K), вже у явні розбіжності з вашими даними. Тепер, в той час як падіння тиску від 7 HPA на 5.2 Осаджують HPA товщиною 18,4 см (0.1 ГР/см 2) Якщо стискається в 0.5 ГР/см 2 матч ~ 3.7 см товщиною, і що поверхня Південної полярної шапці ~ 1/ 20 Загальна поверхня Марса (певно наближаючись за замовчуванням!), 3.7 см X 20 = 74 см, Це набагато менше значення в межах полярних відкладень виявлено!
Тому існує очевидна суперечність між теплових даних і даних про погоду, якщо один не підтримує інші! Така низька температура спричинить сильний тиск коливання (навіть між днем і вночі!) або навіть нижчий загальний тиск! З іншого боку, однак 7 абсолютно недостатньо для обліку такого явища, як пил Девілз номінальне HPA, яри, поширення світла небес або величини перехідних полярних родовищ, які ви пояснили краще набагато вище за атмосферний тиск 7 гПа.
Поки що були розглянуті лише аспекти, пов'язані з двоокисом вуглецю, вважається одним з основних компонентів атмосфери (~95%); Але якщо ми введемо навіть вода в цьому аналізі, позначення 7 ДПа стає абсолютно безглуздо!
Наприклад, сліди, залишені потік рідкої води (побачити кратер Ньютон) де вода повинна тільки бути пара держави, з урахуванням дуже низького тиску та температури до близько 27 ° C!
У такій ситуації можна сміливо сказати, що тиск (у наземних умовах) не може бути меншим, ніж 35 гПа!
Будь-яка планета відрізняється від інших поряд ознак. Люди порівнюють інші, знайдені планети з тією, яку вони добре, але не ідеально, знають – це планета Земля. Адже це логічно, на нашій планеті змогло з'явитися життя, а це означає, що якщо шукати планету, схожу на нашу, то там теж буде можливо знайти життя. Через ці порівняння у планет і з'являються свої відмітні особливості. Наприклад, у Сатурна є прекрасні кільця, через які Сатурн називають самої красивою планетоюСонячна система. Юпітер сама велика планетав Сонячної системиі ця особливість Юпітера. Тож які особливості у Марса? Про це ця стаття.
Марс, як і багато планет Сонячної системи, має супутники. Всього у Марса є два супутники - Фобос і Деймос. Супутники одержали свої назви від греків. Фобос і Деймос були синами Ареса (Марса) і завжди були поруч із батьком, як і ці два супутники завжди поруч із Марсом. У перекладі “Фобос” означає “страх”, а “Деймос” – “жах”.
Фобос це супутник, орбіта якого знаходиться дуже близько до планети. Це найближчий супутник до планети у всій Сонячній системі. Відстань від поверхні Марса до Фобоса складає 9380 км. Супутник звертається навколо Марса із частотою 7 годин 40 хвилин. Виходить, що Фобос встигає здійснити три з невеликими обертами навколо Марса, поки сам Марс зробить один оберт навколо своєї осі.
Деймос це найменший супутник у Сонячній системі. Розміри супутника дорівнюють 15х12, 4х10, 8 км. А відстань від супутника до поверхні планети дорівнює 23450 тисяч км. Період обігу Деймоса навколо Марса складає 30 годин 20 хвилин, це трохи більше, ніж час, який витрачає планета для оберту навколо осі. Якщо ви будете на Марсі, то Фобос сходитиме на заході і заходитиме на сході, при цьому роблячи три обороти за добу, а Деймос, навпаки, сходить на сході і заходить на заході, при цьому роблячи лише один оборот навколо планети.
Особливості Марса та її Атмосфери
Однією з головних особливостей Марса є те, що було створено. Атмосфера на Марсі дуже цікава. Зараз атмосфера на Марсі дуже розряджена, мабуть, що у майбутньому Марс зовсім втратить свою атмосферу. Особливості атмосфери Марса в тому, що колись Марс мав таку ж атмосферу і повітря, як і на нашій рідній планеті. Але під час еволюції Червона планета втратила майже всю свою атмосферу. Зараз тиск атмосфери Червоної планети становить лише 1% від тиску нашої планети. Особливості атмосфери Марса також те, що навіть при втричі меншій силі тяжіння планети щодо Землі, Марс може піднімати величезні пилові бурі, піднімаю в повітря тонни піску і ґрунту. Пилові бурі вже не раз зіпсували нерви нашим астрономам, так як пилові бурі бувають дуже широкими, то спостереження із Землі за Марсом стає неможливим. Іноді такі бурі можуть тривати місяцями, що дуже псує процес вивчення планети. Але дослідження планети Марс у цьому не зупиняється. На поверхні Марса є роботи, які припиняють процес вивчення планети.
Атмосферні особливості планети Марс так само й у тому, що припущення вчених про колір марсіанського неба були спростовані. Вчені вважали, що небо на Марсі має бути чорним, але знімки зроблені космічною станцієюз планети спростували цю теорію. Небо на Марсі зовсім не чорне, воно рожеве, завдяки частинкам піску та пилу, що знаходяться у повітрі та поглинають 40% сонячного світла, завдяки цьому й створюється ефект рожевого неба на Марсі.
Особливості температури Марса
Вимірювання температури Марсу почалися відносно давно. Все почалося з вимірів Лампланда у 1922 році. Тоді виміри говорили про те, що середня температура на Марсі дорівнює -28 º С. Пізніше, у 50-х і 60-х роках були накопичені деякі знання про температурний режим планети, які проводилися з 20-х по 60-і роки. З цих вимірів виходить, що вдень на екваторі планети температура може сягати +27º C, але вже до вечора вона впаде до нуля, а до ранку стає -50º С. Температура на полюсах коливається від +10º С, під час полярного дня, і до дуже низьких температур під час полярної ночі.
Особливості рельєфу Марсу
Поверхня Марса, як і інших планет, що не мають атмосфери, поранена різними кратерами від падінь. космічних об'єктів. Кратери бувають невеликих розмірів (5 км. у діаметрі) і великі (від 50 і до 70 км. у діаметрі). Через відсутність своєї атмосфери, Марс зазнавав метеоритних дощів. Але поверхня планети містить не лише кратери. Раніше люди вважали, що на Марсі ніколи не було води, але спостереження за поверхнею планети говорять про інше. Поверхня Марса має канали і навіть невеликі заглиблення, що нагадують водяні родовища. Це говорить про те, що на Марсі була вода, але з багатьох причин вона зникла. Нині вже важко сказати, що треба зробити, щоб вода на Марсі знову з'явилася і ми могли б спостерігати за воскресінням планети.
На Червоній планеті також є і вулкани. Найбільш відомий вулкан – Олімп. Цей вулкан відомий усім, хто цікавиться Марсом. Цей вулкан - найбільша височина не тільки на Марсі, але і в Сонячній системі, це ще одна особливість цієї планети. Якщо стояти біля підніжжя вулкана Олімп, то неможливо буде побачити край цього вулкана. Цей вулкан такий великий, що його краї йдуть за обрій і здається, що Олімп нескінченний.
Особливості Магнітного поля Марса
Це, мабуть, остання цікава особливістьцієї планети. Магнітне поле це захисник планети, який відштовхує все електричні заряди, що рухаються у бік планети і відштовхує їх з початкової траєкторії. Магнітне поле залежить від ядра планети. Ядро на Марсі майже нерухоме і, отже, магнітне поле планети дуже слабке. Дія Магнітного поля дуже цікава, вона не глобальна, як на нашій планеті, а має зони, в яких вона активніша, а в інших зонах її може зовсім не бути.
Таким чином, планета, яка нам здається такою звичайною, має цілий набір своїх особливостей, деякі з них є провідними в нашій Сонячній системі. Марс не така проста планета, як вам може здатися на перший погляд.
Атмосфера Марса становить менше ніж 1% від Земної, тому вона не захищає планету від випромінювання Сонця і не зберігає тепло на поверхні. Так коротко можна її описати, але давайте докладніше її розглянемо.
Атмосфера Марса була відкрита ще до польоту автоматичних міжпланетних станцій до планети. Завдяки протистоянням планети, які трапляються раз на три роки та спектральному аналізу, астрономи вже в 19 столітті знали, що вона має досить однорідний склад, понад 95% якого складає CO2.
Колір марсіанського неба з посадкового модуля Viking Lander 1. На 1742 сол (марсіанський день) видно пилову бурю.
У 20 столітті завдяки міжпланетним зондам ми дізналися, що атмосфера Марса і його температура сильно взаємопов'язані, адже завдяки перенесенню найдрібніших частинок оксиду заліза виникають величезні пилові бурі, які можуть охопити половину планети, попутно піднявши її температуру.
Зразковий склад
Газова оболонка планети складається з 95% вуглекислого газу, 3% азоту, 1,6% аргону, і слідових кількостей кисню, водяної пари та інших газів. Крім того, вона дуже сильно наповнена дрібними частинками пилу (в основному з оксиду заліза), які надають їй червоного відтінку. Завдяки відомостям про частинки оксиду заліза, відповісти на питання якого кольору атмосфера, зовсім не важко.
Вуглекислий газ
Темні дюни - результат сублімації замерзлої вуглекислоти, яка навесні розтанула і вирвалася в розряджену атмосферу, залишивши після себе такі сліди.
Чому атмосфера червоної планети складається із вуглекислого газу? На планеті немає тектоніки плит вже протягом мільярдів років. Відсутність руху плит дозволило вулканічним точкам викидати магму на поверхню мільйони років поспіль. Вуглекислий газ також є продуктом виверження і це єдиний газ, яким постійно поповнюється атмосфера, це фактично єдина причина, чому вона існує. До того ж планета втратила своє магнітне поле, що сприяло тому, що легші гази неслися сонячним вітром. Через безперервні виверження, з'явилося безліч великих вулканічних гір. Гора Олімп є найбільшою горою в Сонячній системі.
Вчені вважають, що Марс втратив всю свою атмосферу через те, що втратив свою магнітосферу близько 4 мільярдів років тому. Колись газова оболонка планети була щільнішою і магнітосфера захищала від сонячного вітру планету. Сонячний вітер, атмосфера та магнітосфера сильно взаємопов'язані. Сонячні частки взаємодіє з іоносферою і забирає з неї молекули, знижуючи щільність. Це і є розгадкою на питання, куди поділася атмосфера. Ці іонізовані частинки виявили космічними апаратами, у просторі позаду Марса. Це призводить до того, що на поверхні тиск у середньому 600 Па порівняно із середнім тиском на Землі 101300 Па.
Метан
Відносно велика кількість метану виявили порівняно недавно. Ця несподівана знахідка показала, що атмосфера містить метан у пропорції 30 частин на мільярд. Цей газ утворюється з різних районів планети. Дані дозволяють припустити, що є два основних джерела метану.
Захід сонця, блакитний колір неба обумовлений, частково, наявністю метану
Вважається, що Марс виробляє близько 270 тонн метану на рік. Відповідно до умов на планеті метан руйнується швидко, приблизно за 6 місяців. Щоб метан існував у виявлених кількостях, повинні бути активні джерела під поверхнею. Вулканічна активність та серпентинізація є найімовірнішими причинами утворення метану.
До речі, метан це одна з причин, чому атмосфера планети блакитна на заході сонця. Метан краще розсіює блакитний колір, ніж інші кольори.
Метан є побічним продуктом життя, а також є результатом вулканізму, геотермальних процесів та гідротермальної діяльності. Метан є нестійким газом, тому на планеті має бути джерело, яке постійно поповнює його. Він має бути дуже активним, тому що дослідження показали, що метан руйнується менше ніж за рік.
Кількісний склад
Хімічний склад атмосфери: вона складається з більш ніж 95% вуглекислого газу, 95,32%, якщо бути точним. Гази розподілені так:
Діоксид вуглецю 95,32%
Азот 2,7%
Аргон 1,6%
Кисень 0,13%
Окис вуглецю 0,07%
Водяна пара 0,03%
Оксид азоту 0,0013%
Будова
Атмосфера ділиться на чотири основні шари: нижній, середній, верхній та екзосфера. Нижні шари – це тепла область (температура близько 210 К). Вона нагрівається від пилу повітря (пил 1,5 мкм у поперечнику) і теплового випромінювання від поверхні.
Слід врахувати, що, незважаючи на дуже велику розрідженість, концентрація вуглекислого газу в газовій оболонці планети приблизно в 23 рази більше, ніж у нашій. Тому не така вже й доброзичлива атмосфера Марса не можна дихати в ній не тільки людям, а й іншим земним організмам.
Середня схожа на Земну. Верхні шари атмосфери нагріваються від сонячного вітру і там температура набагато вища, ніж на поверхні. Це тепло змушує газ залишати газову оболонку. Екзосфера починається приблизно за 200 км від поверхні і не має чіткого кордону. Як бачите, розподіл температури по висоті досить передбачуваний для планети земної групи.
Погода на Марсі
Прогноз на Марсі, як правило, дуже поганий. Подивитися прогноз погоди на Марсі можна . Погода міняється щодня і іноді навіть щогодини. Це здається незвичайним для планети, яка має атмосферу, що становить лише 1% від Земної. Незважаючи на це, клімат Марса і загальна температура планети так само сильно впливають одна на одну, як і на Землі.
Температура
Влітку денна температура на екваторі може сягати 20 °С. Вночі температура може опускатися до -90 С. 110 градусів різниці в один день, може створити пилові смерчі та пилові бурі, які охоплюють собою всю планету на кілька тижнів. Зимові температури вкрай низькі -140 C. Вуглекислий газ замерзає і перетворюється на сухий лід. Марсіанський Північний полюс має метровий шар сухого льоду в зимовий час, тоді як Південний полюс покритий вісімма метрами сухого льоду.
Хмари
Так як випромінювання Сонця та сонячного вітру постійно бомбардують планету, рідка вода не може існувати, тому дощу на Марсі немає. Іноді з'являються хмари і починає падати сніг. Хмари на Марсі дуже маленькі та тонкі.
Вчені вважають, деякі з них складаються з дрібних частинок води. Атмосфера містить водяну пару у незначних кількостях. З першого погляду може здатися, що хмари не можуть існувати на планеті.
І все ж таки на Марсі, є умови для формування хмар. На планеті так холодно, що вода у цих хмарах ніколи не випадає у вигляді дощу, але йде у вигляді снігу у верхніх шарах атмосфери. Вчені спостерігали це кілька разів, і немає жодних доказів, що сніг не сягає поверхні.
Пил
Як впливає атмосфера на температурний режим, побачити досить легко. Найбільш показовою подією є пилові бурі, які локально нагрівають планету. Вони відбуваються через перепад температур на планеті, а поверхня вкрита легким пилом, який піднімає навіть такий слабкий вітер.
Ці бурі запилюють панелі сонячних батарей, що унеможливлює довгострокове дослідження планети. На щастя, бурі чергуються з вітром, який здуває накопичений пил із панелей. Але атмосфера Куріосіті перешкодити не в змозі, передовий американський марсохід оснащений ядерним термогенератором і йому перебої з сонячним світлом не страшні, на відміну від іншого марсоходу Opportunity, що працює на сонячних батареях.
Такому марсоходу не страшні жодні пилові бурі.
Вуглекислий газ
Як мовилося раніше, газова оболонка червоної планети на 95 складається з вуглекислого газу. Він може замерзати та випадати на поверхню. Приблизно 25% атмосферного вуглекислого газу конденсується у полярних шапках у вигляді твердого льоду(сухий лід). Це відбувається через те, що Марсіанські полюси не зазнають впливу сонячного світла протягом зимового періоду.
Коли на полюси знову падає сонячне світло, крига переходить у газоподібну форму і випаровується назад. Таким чином відбувається значна зміна тиску за рік.
Пилові смерчі
Пиловий смерч висотою 12 кілометрів та 200 метрів у діаметрі
Якщо ви коли-небудь були в пустельній місцевості, то бачили крихітні пилові смерчі, які начебто виникають з нізвідки. Пилові смерчі на Марсі трохи зловісніші, ніж на Землі. У порівнянні з нашою, атмосфера червоної планети має щільність у 100 разів меншу. Тому смерчі більше схожі на торнадо, що височіють на кілька кілометрів у повітрі і мають сотні метрів у поперечнику. Це частково пояснює те, що в порівнянні з нашою планетою, атмосфера червона – пилові бурі та дрібнодисперсний пил із оксиду заліза. Також колір газової оболонки планети може змінювати і на заході сонця, коли сідає Сонце, метан розсіює блакитну частину світу сильніше ніж інші, тому захід сонця на планеті блакитний.
Характеристики:Атмосфера Марса більш розряджена, ніж повітряна оболонка Землі. За складом вона нагадує атмосферу Венери і на 95% складається із вуглекислого газу. Близько 4% посідає частку азоту і аргону. Кисню та водяної пари в марсіанській атмосфері менше 1% (точний склад см). Середній тиск атмосфери лише на рівні поверхні близько 6,1 мбар. Це в 15000 разів менше, ніж на Венері, і в 160 разів менше, ніж у Землі. У найглибших западинах тиск сягає 10 мбар.
Середня температура на Марсі значно нижча ніж на Землі, - близько -40 ° С. За найсприятливіших умов влітку на денній половині планети повітря прогрівається до 20 ° С - цілком прийнятна температура для мешканців Землі. Але зимової ночі мороз може досягати до -125 ° С. При зимовій температурі навіть вуглекислота замерзає, перетворюючись на сухий лід. Такі різкі перепади температури спричинені тим, що розріджена атмосфера Марса не здатна довго утримувати тепло. Перші вимірювання температури Марса за допомогою термометра, вміщеного у фокусі телескопа-рефлектора, проводилися ще на початку 20-х років. Вимірювання В. Лампланда в 1922 дали середню температуру поверхні Марса -28°С, Е. Петтіт і С. Нікольсон отримали в 1924 -13°С. Нижче значення набули 1960г. У. Сінтон та Дж. Стронг: -43°С. Пізніше, у 50-ті та 60-ті рр. ХХ ст. були накопичені та узагальнені численні вимірювання температур у різних точках поверхні Марса, у різні сезони та пори доби. З цих вимірів випливало, що вдень на екваторі температура може сягати +27°С, але вже до ранку до -50°С.
На Марсі існують і температурні оази, в районах "озера" Фенікс (плато Сонця) і землі Ноя перепад температур становить від -53 ° С до +22 ° С влітку і від -103 ° С до -43 ° С взимку. Отже, Марс - дуже холодний світ, проте клімат там не набагато суворіший, ніж в Антарктиді. Коли перші фотографії з поверхні Марса, зроблені "Вікінгом", були передані на Землю, вчені були дуже здивовані, побачивши, що Марсіанське небо не чорне, як передбачалося, а рожеве. Виявилося, що пил, що висить у повітрі, поглинає 40% сонячного кольору, що надходить, створюючи кольоровий ефект.
Пилові бурі:Одним із проявів перепаду температур є вітри. Над поверхнею планети часто дмуть сильні вітри, швидкість яких сягає 100 м/с. Мала сила тяжіння дозволяє навіть розрідженим потокам повітря піднімати величезні хмари пилу. Іноді досить великі області Марсі бувають охоплені грандіозними пиловими бурями. Найчастіше вони з'являються поблизу полярних шапок. Глобальна пилова буря на Марсі завадила фотографуванню поверхні з борту зонда "Марінер-9". Вона вирувала з вересня 1971 до січня 1972 р., піднявши в атмосферу на висоті понад 10 км близько мільярда тонн пилу. Пилові бурі найчастіше бувають у періоди великих протистоянь, коли літо у південній півкулі збігається з проходженням Марса через перигелій. Тривалість бур може досягати 50-100 діб. (Раніше мінливий колір поверхні пояснювався зростанням марсіанських рослин).
Пилові дияволи:Пилові смерчі - ще один приклад процесів на Марсі, пов'язаних із температурою. Такі смерчі дуже часті прояви на Марсі. Вони піднімають в атмосферу пилюку і виникають через різниці температур. Причина: вдень поверхня Марса досить нагрівається (іноді й до позитивних температур), але на висоті до 2х метрів від поверхні атмосфера залишається такою ж холодною. Такий перепад викликає нестабільність, піднімаючи повітря пил - утворюються пилові дияволи.
Водяна пара:Водяної пари в марсіанській атмосфері зовсім небагато, але при низьких тиску і температурі він знаходиться в стані, близькому до насичення, і часто збирається у хмари. Марсіанські хмари досить невиразні порівняно із земними. У телескоп видно лише найбільші з них, але спостереження з космічних кораблів показали, що на Марсі зустрічаються хмари найрізноманітніших форм і видів: перисті, хвилясті, підвітряні (поблизу великих гір і під схилами великих кратерів, у місцях, захищених від вітру). Над низинами - каньйонами, долинами - і дні кратерів в холодну пору доби часто стоять тумани. Взимку 1979 р. у районі посадки "Вікінга-2" випав тонкий шар снігу, який пролежав кілька місяців.
Пори року:На сьогоднішній момент відомо, що з усіх планет Сонячної системи Марс найбільш подібний до Землі. Він сформувався приблизно 4,5 млрд років тому. Вісь обертання Марса нахилена до його орбітальної площини приблизно на 23,9°, що можна порівняти з нахилом земної осі, що становить 23,4°, тому там, як і Землі, відбувається зміна сезонів. Найяскравіше сезонні зміни виявляються у полярних областях. Взимку полярні шапки займають значну площу. Кордон північної полярної шапки може відійти від полюса на третину відстані до екватора, а межа південної шапки долає половину цієї відстані. Така різниця викликана тим, що у північній півкулі зима настає, коли Марс проходить через перигелій своєї орбіти, а у південній – коли через афелій. Через це зима у південній півкулі холодніше, ніж у північній. І тривалість кожного з чотирьох марсіанських сезонів відрізняється залежно від його віддалення від Сонця. А тому в марсіанській північній півкулі зима коротка і відносно помірна, а літо довге, але прохолодне. У південному ж навпаки – літо коротке та відносно тепле, а зима довга та холодна.
З настанням весни полярна шапка починає "з'їжджуватися", залишаючи за собою острівці льоду, що поступово зникають. У той самий час від полюсів до екватора поширюється так звана хвиля потемніння. Сучасні теорії пояснюють її тим, що весняні вітри переносять вздовж меридіанів великі маси ґрунту з різними відбивними властивостями.
Очевидно, жодна з шапок не зникає повністю. На початок досліджень Марса з допомогою міжпланетних зондів передбачалося, що його полярні області покриті застиглою водою. Точніші сучасні наземні та космічні виміри виявили у складі марсіанського льоду також замерзлий вуглекислий газ. Влітку він випаровується і надходить до атмосфери. Вітри переносять його до протилежної полярної шапки, де він знову замерзає. Цим кругообігом вуглекислого газу та різними розмірами полярних шапок пояснюється мінливість тиску марсіанської атмосфери.
Марсіанський день, званий сол, становить 24,6 години, а його рік – 669 сол.
Вплив клімату:Перші спроби розшукати в марсіанському ґрунті прямі свідчення наявності основи для життя - рідкої води та таких елементів, як азот та сірка, не принесли успіху. Екзобіологічний експеримент, проведений на Марсі в 1976 після посадки на його поверхню американської міжпланетної станції «Вікінг», що несла на своєму борту автоматичну біологічну лабораторію (АБЛ), не приніс доказів існування життя. Відсутність органічних молекулна вивченій поверхні могло бути викликано інтенсивним ультрафіолетовим випромінюванням Сонця, оскільки Марс не має захисного озонового шару, і окислюючим складом грунту. Тому верхній шар марсіанської поверхні (товщиною близько кількох сантиметрів) - безплідний, хоча існує припущення, що в глибших, підповерхневих шарах збереглися умови, які були мільярди років тому. Певним підтвердженням цих припущень стали нещодавно виявлені Землі на глибині 200 м мікроорганізми - метаногени, які живляться воднем і дихають вуглекислим газом. Спеціально проведений ученими експеримент довів, що подібні мікроорганізми могли б вижити і в суворих марсіанських умовах. Гіпотеза про тепліше стародавньому Марсіз відкритими водоймищами - річками, озерами, а може, і морями, а також з більш щільною атмосферою - обговорюється вже більше двох десятиліть, тому що «обживати» таку негостинну планету, та ще за відсутності води, було б дуже складно. Для того, щоб на Марсі могла існувати рідка вода, його атмосфера мала б дуже відрізнятися від нинішньої.
Мінливий марсіанський клімат Сучасний Марс - дуже непривітний світ. Розріджена атмосфера, до того ж непридатна для дихання, страшні пилові бурі, відсутність води та різкі перепади температури протягом доби та року – все це свідчить про те, що заселити Марс буде не так просто. Але колись на ньому текли річки. Чи це означає, що в минулому на Марсі був інший клімат? |
