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 ступенем іонізації - 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 було не тільки підтверджено появу останніх (причому практично по всьому об'єму верхньої атмосфери) внаслідок абляції речовини метеоритів, що потрапляють в атмосферу Марса, та інших космічних тіл, а й взагалі постійна їх присутність. При цьому через відсутність у Марса магнітного поляїх розподіл та поведінка значно відрізняються від того, що спостерігається у 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 газ може 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 шарна 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 із 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 щільністьне 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 . Цей 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, швидкість їхнього 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 станційфіксувалося 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 із загальною кількістю пилу 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 реагує на зміну потоку сонячного тепла повільніше, 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

    1. Williams, David R. Mars Fact Sheet (неопр.) . National Space Science Data Center. NASA (September 1, 2004). Дата звернення 28 вересня 2017 року.
    2. 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.
    3. Атмосфера Марса (неопр.) . UNIVERSE-PLANET // ПОРТАЛ У ІНШИЙ ВИМІР
    4. Марс- червона зірка. Опис місцевості. Атмосфера і клімат (неопр.) . galspace.ru - Проект "Дослідження Сонячної системи". Дата звернення 29 вересня 2017 року.
    5. (англ.) Out of Thin Martian Air Astrobiology Magazine, Michael Schirber, 22 серпня 2011 року.
    6. Максим Заболоцький. Загальні відомості об атмосфері Марса (неопр.) . Spacegid.com(21.09.2013). Дата звернення 20 жовтня 2017 року.
    7. Mars Pathfinder - Science  Results - Atmospheric and Meteorological Properties (неопр.) . nasa.gov. Дата звернення 20 квітня 2017 року.
    8. 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. -

Сьогодні про польоти на Марс та його можливу колонізацію говорять не лише фантасти у своїх оповіданнях, а й реальні вчені, бізнесмени, політики. Зонди та марсоходи дали відповіді про особливості геології. Однак для пілотованих місій слід розібратися, чи має Марс атмосферу і яка вона за своєю структурою.

Загальні відомості

Марс має свою атмосферу, але вона становить всього 1% від земної. Як і у Венери, складається переважно з вуглекислого газу, але знову ж таки набагато тонше. Відносно щільний шар становить 100 км (порівнювати Землі 500 — 1000 км за різними оцінками). Через це відсутня захист від сонячної радіації, а температурний режим практично не регулюється. Повітря на Марсі у звичному розумінні немає.

Вчені встановили точний склад:

• Двоокис вуглецю - 96%.
• Аргон - 2,1%.
• Азот – 1,9%.

2003 року виявлено метан. Відкриття спонукало інтерес до Червоної планети, багато країн запустили програми дослідження, які призвели до розмов про польоти та колонізацію.

Через малу щільність температурний режим не регулюється, тому перепади становлять у середньому 100 0 С. У денний час встановлюються досить комфортні умови +30 0 С, а вночі температура поверхні падає до -80 0 С. Тиск становить 0,6 кПа (1 /110 від земного показника). На нашій планеті такі умови зустрічаються на висоті 35 км. Це головна небезпека для людини без захисту – її вб'є не температура чи гази, а тиск.

У поверхні завжди є пил. Через невелику силу тяжкості хмари піднімаються до 50 км. Сильні перепади температури призводять до появи вітрів із поривами до 100 м/с, тому пилові бурі на Марсі – звичайна справа. Серйозної загрози вони не становлять через невелику концентрацію частинок у повітряних масах.

З яких верств складається атмосфера Марса?

Сила тяжкості менша за земну, тому у Марса атмосфера не так явно ділиться на шари за щільністю і тиском. Однорідний склад зберігається до позначки 11 км, далі атмосфера починає поділятися на шари. Понад 100 км щільність знижується до мінімальних значень.

• Тропосфера – до 20 км.
• Стратомезосфера - до 100 км.
• Термосфера – до 200 км.
• Іоносфера – до 500 км.

У верхній атмосфері є легкі гази — водень, вуглець. У цих шарах накопичується кисень. Окремі частки атомарного водню поширюються з відривом до 20 000 км, формуючи водневу корону. Чіткого поділу між крайніми областями та космічним простором немає.

Верхня атмосфера

На позначці понад 20-30 км. розташовується термосфера - верхні області. Склад залишається стабільним до висоти 200 км. Тут спостерігається високий вмістатомарного кисню. Температура досить низька - до 200-300 К (від -70 до -200 0 С). Далі йде іоносфера, де іони вступають у реакцію з нейтральними елементами.

Нижня атмосфера

Залежно від пори року межа цього шару змінюється, і ця зона називається тропопаузою. Далі тягнеться стратомезосфера, температура якої в середньому становить -133 0 С. На Землі тут міститься озон, що захищає від космічного випромінювання. На Марсі він накопичується на висоті 50-60 км і надалі практично відсутня.

Склад атмосфери

Земна атмосфера складається з азоту (78%) та кисню (20%), у невеликих кількостях є аргон, вуглекислий газ, метан і т.д. Такі умови вважаються оптимальними для життя. Склад повітря на Марсі суттєво відрізняється. Основним елементом марсіанської атмосфери є вуглекислий газ – близько 95%. На азот припадає 3%, але в аргон 1,6%. Загальна кількістькисню - трохи більше 0,14%.

Такий склад сформувався через слабке тяжіння Червоної планети. Найбільш стійким виявився важкий вуглекислий газ, який постійно поповнюється внаслідок вулканічної активності. Легкі гази розсіюються в космосі внаслідок низької сили тяжіння та відсутності магнітного поля. Азот утримується гравітацією як двоатомної молекули, але розщеплюється під впливом радіації, і вигляді одиночних атомів відлітає в космос.

З киснем схожа ситуація, але у верхніх шарах він входить у реакцію з вуглецем і воднем. Проте вчені остаточно не розуміють особливості реакцій. За розрахунками кількість чадного газуСО має бути більшим, але в результаті він окислюється до вуглекислого СО2 і опускається до поверхні. Окремо молекулярний кисень О2 з'являється лише після хімічного розпаду вуглекислого газу та води у верхніх шарах під впливом фотонів. Він відноситься до речовин, що не конденсуються на Марсі.

Вчені вважають, що мільйони років тому кількість кисню можна порівняти з земним - 15-20%. Поки що невідомо точно, чому умови змінилися. Однак окремі атоми не так активно випаровуються, і через більшу вагу він навіть накопичується. Певною мірою спостерігається зворотний процес.

Інші важливі елементи:

• Озон - майже відсутня, є одна область скупчення в 30-60 км від поверхні.
• Вода - вміст у 100-200 разів менше, ніж у самому посушливому регіоні Землі.
• Метан — спостерігаються викиди невідомої природи, і поки що обговорювана речовина для Марса.

Метан Землі належить до біогенним речовин, тому потенційно може бути пов'язані з органікою. Природа появи та швидкої руйнації поки що не пояснена, тому вчені шукають відповіді на ці питання.

Що сталося з атмосферою Марса у минулому?

Протягом мільйонів років існування планети атмосфера змінюється за складом та структурою. Внаслідок досліджень з'явилися докази того, що в минулому на поверхні існували рідкі океани. Проте зараз вода залишилася у невеликих кількостях у вигляді пари чи льоду.

Причини зникнення рідини:

• Низький атмосферний тиск не здатний зберігати воду в рідкому стані тривалий час, як це відбувається на Землі.
• Гравітація недостатньо сильна, щоб утримувати хмари пари.
• Через відсутність магнітного поля речовина уноситься частинками сонячного вітру у космос.
• При значних перепадах температури вода може зберігатись лише у твердому стані.

Інакше кажучи, атмосфера Марса мало щільна, щоб зберігати воду як рідини, а невелика сила тяжіння неспроможна утримати водень і кисень.
За оцінками фахівців, сприятливі умови для життя на Червоній планеті могли сформуватися близько 4 млрд. років тому. Можливо, на той час існувало життя.

Називають такі причини руйнування:

• Відсутність захисту від випромінювання сонця та поступово виснаження атмосфери протягом мільйонів років.
• Зіткнення з метеоритом чи іншим космічним тілом, який моментально знищив атмосферу.

Перша причина наразі наразі вірогідніша, оскільки слідів глобальної катастрофи поки що не виявлено. Подібні висновки вдалося зробити завдяки дослідженню автономної станції Curiosity. Марсохід встановив точний склад повітря.

Давня атмосфера Марса містила багато кисню

Сьогодні вчені практично не мають сумнівів, що раніше на Червоній планеті була вода. На численні види обрисів океанів. Візуальні спостереження підтверджуються конкретними дослідженнями. Марсоходи брали аналізи ґрунту в долинах колишніх морів та річок, і хімічний склад підтвердив початкові припущення.

У нинішніх умовах будь-яка рідка вода на поверхні планети моментально випарується, тому що тиск занадто низький. Однак якщо в давнину існували океани та озера, то умови були іншими. Одне з припущень - інший склад із часткою кисню близько 15-20%, а також збільшеною часткою азоту та аргону. У такому вигляді Марс стає практично ідентичним нашій рідній планеті — з рідкою водою, киснем та азотом.

Інші вчені висловлюють припущення існування повноцінного магнітного поля, здатного захистити від сонячного вітру. Його потужність можна порівняти з земним, а це ще один фактор, який говорить на користь наявності умови для зародження та розвитку життя.

Причини виснаження атмосфера

Вершина розвитку посідає Гесперійську епоху (3,5-2,5 млрд. років тому). На рівнині знаходився солоний океан, який можна порівняти за розмірами з Північним Льодовитим океаном. Температура біля поверхні досягала 40-50 0 С, а тиск був близько 1 атм. Висока ймовірність існування живих організмів у період. Однак період "процвітання" був недостатньо довгим, щоб виникло складне і тим більше розумне життя.

Однією з основних причин є маленькі розміри планети. Марс менший за Землю, тому гравітація і магнітне поле слабші. В результаті сонячний вітер активно вибивав частинки і буквально зрізав шар за шаром. Склад атмосфери почав змінюватися протягом 1 млрд. років, після чого кліматичні змінистали катастрофічними. Зменшення тиску призводило до випаровування рідини та перепадів температури.

Коли ми говоримо про зміни клімату, то сумно хитаємо головами — ах, як сильно змінилася наша планета за Останнім часом, як забруднена її атмосфера… Однак якщо ми хочемо побачити справжній приклад того, якими фатальними можуть бути зміни клімату, шукати його доведеться не на Землі, а за її межами. Марс дуже підійде для цієї ролі.

Те, що було тут мільйони років тому, не йде в жодне порівняння з картиною сьогоднішнього дня. У наші дні Марс - це лютий холод на поверхні, низький тиск, дуже тонка і розріджена атмосфера. Перед нами лежить лише бліда тінь колишнього світу, температура поверхні якого була не набагато нижчою за нинішню температуру на землі, а по рівнинах і ущелинах мчали повноводні річки. Можливо, тут навіть було органічне життя, хто знає? Все це залишилося у минулому.

Із чого складається атмосфера Марса?

Нині й відкидає навіть можливість проживання тут живих істот. Марсіанська погода формується безліччю факторів, серед яких циклічне зростання та танення крижаних шапок, водяні пари в атмосфері та сезонні пилові бурі. Іноді гігантські пилові бурі охоплюють відразу всю планету і можуть тривати місяцями, забарвлюючи небо в густий червоний колір.

Атмосфера Марса приблизно в 100 разів тонша, ніж у Землі, а на 95 відсотків складається вуглекислий газ. Точний склад марсіанської атмосфери такий:

• Вуглекислий газ: 95,32%
• Азот: 2,7%
• Аргон: 1,6%
• Кисень: 0,13%
• Окис вуглецю: 0,08%

Крім того, у незначній кількості зустрічаються: вода, оксиди азоту, неон, важкий водень, криптон і ксенон.

Як виникла атмосфера Марсу? Так само, як і на Землі – внаслідок дегазації – виходу газів із надр планети. Проте сила тяжкості на Марсі значно менше, ніж Землі, тому більшість газів випаровується у світовий простір, і лише незначна їх частина здатна втриматися навколо планети.

Що сталося з атмосферою Марса у минулому?

На зорі існування Сонячної системи, тобто 4,5-3,5 мільярда років тому, Марс мав досить щільну атмосферу, завдяки чому на його поверхні вода могла перебувати в рідкому вигляді. Орбітальні фотографії показують контури великих річкових долин, контури стародавнього океануна поверхні червоної планети, а марсоходи вже неодноразово знаходили зразки хімічних сполук, які доводять нам, що очі не брешуть - усі ці звичні людському оку деталі рельєфу на Марсі, сформувалися за таких самих умов, як і на Землі.

Вода на Марсі була безперечно, питань тут немає. Питання лише в тому, чому вона зникла?

Основна теорія з цього приводу виглядає приблизно так: колись давно Марс мав , ефективно відбиває сонячну радіаціюПроте з часом воно почало слабшати і близько 3,5 млрд. років тому практично зійшло нанівець (окремі локальні осередки магнітного поля, причому за потужністю цілком порівнянного із земним, є на Марсі і зараз). Оскільки розміри Марса майже вдвічі менші за земні, його гравітація значно слабша, ніж у нашої планети. Поєднання цих двох факторів (втрата магнітного поля та слабка гравітація) призвели до того. що сонячний вітер став «вибивати» легкі молекули з атмосфери планети, поступово стоншуючи її. Так, за лічені мільйони років, Марс опинився в ролі яблука, з якого ножем акуратно зрізали шкірку.

Магнітне поле, що ослабло, вже не могло ефективно «гасити» космічну радіацію, і сонце з джерела життя перетворилося на Марса на вбивцю. А витончена атмосфера не могла вже утримувати тепло, тому температура на поверхні планети впала до середнього значення -60 градусів за Цельсієм, лише літнім днем ​​на екваторі, досягаючи +20 градусів.

Хоча атмосфера Марса зараз приблизно в 100 разів тонша за земну, вона все ще досить товста, щоб на червоній планеті активно відбувалися процеси погодоутворення, випадали опади, виникали хмари і вітри.

"Пильний диявол" - невеликий торнадо на поверхні Марса, сфотографований з орбіти планети

Радіація, курні бурі та інші особливості Марса

Радіаціяу поверхні планети є небезпека, проте за даними НАСА, отриманими зі збору аналізів марсоходом «Curiosity», випливає, що навіть за 500-денний період перебування на Марсі (+360 днів у дорозі), астронавти (з урахуванням захисного спорядження) отримали б « дозу» радіації дорівнює 1 зіверту (~100 рентген). Ця доза небезпечна, проте, безумовно, не вб'є дорослу людину «на місці». Вважається, що отриманий 1 зіверт опромінення на 5% збільшує ризик астронавта на розвиток раку. На думку вчених, заради науки можна піти і на великі поневіряння, тим більше перший крок на Марс, навіть якщо він і обіцяє проблеми зі здоров'ям у майбутньому... Це безперечно крок у безсмертя!

На поверхні Марса, сезонно, вирують сотні пилових дияволів (торнадо) пил, що піднімає в атмосферу, із залізних оксидів (іржу, по простому) яка рясно покриває марсіанські пустки. Марсіанський пил дуже дрібний, що в поєднанні з малою силою тяжкості призводить до того, що в атмосфері завжди присутня її значна кількість, що досягає особливо великих концентрацій восени і взимку в північній, і навесні і влітку - в південній півкулі планети.

Пилові бурі на Марсі- Найбільші в сонячній системі, здатні покривати всю поверхню планети і часом йти місяцями. Основні сезони пилових бур на Марсі - весна та літо.

Механізм таких потужних погодних явищ вивчено не до кінця, але з великою ймовірністю пояснюється наступною теорією: коли велике числочастинок пилу піднімається в атмосферу, це призводить до різкого прогріву на велику висоту. Теплі маси газів прямують у бік холодних областей планети, породжуючи вітер. Марсіанський пил, як уже зазначалося, дуже легкий, тому сильний вітер піднімає вгору ще більше пилу, що в свою чергу ще сильніше нагріває атмосферу і породжує ще більше сильні вітри, які у свою чергу піднімають ще більше пилу ... ну і так далі!

Дощів на Марсі немає, та й звідки їм взятися на морозі -60 градусів? А ось сніг іноді йде. Правда складається такий сніг не з води, а з кристаликів вуглекислого газу, та й за властивостями більше нагадує туман, а не сніг (занадто малі «сніжинки»), проте будьте впевнені — це справжнісінький сніг! Просто із місцевою специфікою.

Взагалі, «сніг» йде майже по всій території Марса, причому процес цей циклічний — вночі вуглекислий газ замерзає і перетворюється на кристали, випадаючи на поверхню, а вдень розморожується і знову повертається в атмосферу. Однак на північному та південному полюсахпланети, в зимовий період, панує мороз до -125 градусів, тому одного разу випавши у вигляді кристалів, газ вже не випаровується, і лежить пластом до весни. Враховуючи розмір снігових шапок Марса, чи треба казати, що взимку концентрація вуглекислого газу в атмосфері падає на десятки відсотків? Атмосфера стає ще більш розрідженою, і, як наслідок, затримує ще менше тепла… Марс занурюється в зиму.

Основні характеристики Марса

© Володимир Каланов,
сайт"Знання-сила".

Атмосфера Марсу

Склад та інші параметри атмосфери Марса досі визначені досить точно. Атмосфера Марса складається з вуглекислого газу (96%), азоту (2,7%) та аргону (1,6%). Кисень присутній у нікчемній кількості (0,13%). Водяні пари представлені у вигляді слідів (0,03%). Тиск на поверхні складає всього 0,006 (шість тисяч) від тиску на поверхні Землі. Марсіанські хмари складаються з пар води та вуглекислого газу і виглядають приблизно як перисті хмари над Землею.

Колір марсіанського неба червонуватий через присутність у повітрі пилу. Вкрай розріджене повітря слабко переносить тепло, тому в різних районах планети велика різниця температур.

Незважаючи на розрідженість атмосфери, нижні її шари є досить серйозною перешкодою для космічних апаратів. Так, конусні захисні оболонки апаратів, що спускаються «Марінер-9»(1971 р.) під час проходження марсіанської атмосфери від верхніх її верств до відстані 5 км від поверхні планети нагрівалися до температури 1500°C . Марсіанська іоносфера тягнеться в межах від 110 до 130 км над поверхнею планети.

Про рух Марса

Марс можна побачити із Землі неозброєним оком. Його видима зоряна величина досягає −2,9m (при максимальному зближенні із Землею), поступаючись яскравістю лише Венері, Місяцю і Сонцю, але більшу частину часу Юпітер для земного спостерігача є яскравішим, ніж Марс. Марс рухається навколо Сонця еліптичною орбітою, то віддаляючись від світила на 249,1 млн. км, то наближаючись до нього до відстані 206,7 млн. км.

При уважному спостереженні за рухом Марса можна побачити, що протягом року напрямок його руху по небосхилу змінюється. До речі, це помітили ще давні спостерігачі. У певний момент здається, що Марс рухається у зворотному напрямку. Але цей рух лише здається з Землі. Жодного зворотного руху по своїй орбіті Марс, природно, робити не може. А видимість зворотного руху створюється тому, що орбіта Марса стосовно орбіти Землі зовнішня, а Середня швидкістьрухи по орбіті навколо Сонця у Землі вище (29,79 км/сек), ніж у Марса (24,1 км/сек). У той час, коли Земля починає обганяти Марс у своєму русі навколо Сонця, і складається враження, що Марс почав зворотне чи, як називають астрономи, ретроградний рух. Схема зворотного (ретроградного) руху добре ілюструє це.

Основні характеристики Марса

Найменування параметрів	Кількісні показники
Середня відстань до Сонця	227,9 млн. км
Мінімальна відстань до Сонця	206,7 млн. км
Максимальна відстань до Сонця	249,1 млн. км
Діаметр екватора	6786 км (Марс майже вдвічі менший за Землю за розмірами - його екваторіальний діаметр становить ~53 % земного)
Середня орбітальна швидкість обертання навколо Сонця	24,1 км/с
Період обертання навколо осі (Сидеричний екваторіальний період обертання)	24год 37 хв 22,6 с
Період звернення навколо Сонця	687 діб
Відомі природні супутники	2
Маса (Земля = 1)	0,108 (6,418×10 23 кг)
Об'єм (Земля = 1)	0,15
Середня щільність	3,9 г/см³
Середня температура поверхні	мінус 50 ° С (перепад температур становить від -153 ° C на полюсі взимку і до +20 ° C на екваторі опівдні)
Нахил осі	25°11"
Нахил орбіти по відношенню до екліптики	1°9"
Тиск на поверхні (Земля = 1)	0,006
Склад атмосфери	2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O 2 - 0,13%, H 2 O (пари) - 0,03%
Прискорення вільного падіння на екваторі	3,711 м/с² (0,378 земного)
Параболічна швидкість	5,0 км/с (для Землі 11,2 км/с)

З таблиці видно, якою високою точністю визначено основні параметри планети Марс. Це не викликає подиву, якщо мати на увазі, що для астрономічних спостережень і досліджень тепер використовуються найсучасніші наукові методита високоточна апаратура. Але зовсім з іншим почуттям ми ставимося до таких фактів з історії науки, коли вчені минулих століть, які часто не мали у своєму розпорядженні ніяких астрономічних приладів, крім найпростіших телескопів з невеликим збільшенням (максимум у 15-20 разів), робили точні астрономічні обчислення і навіть відкривали закони руху небесних тіл.

Для прикладу згадаємо, що італійський астроном Джандоменіко Кассіні вже в 1666 (!) визначив час обертання планети Марс навколо своєї осі. Його обчислення дали результат 24 години 40 хвилин. Порівняйте цей результат із періодом обертання Марса навколо своєї осі, визначеним за допомогою сучасних технічних засобів (24 години 37 хв. 23 секунди). Чи потрібні тут наші коментарі?

Або такий приклад. в самому початку XVIIстоліття відкрив закони руху планет, не маючи ні точних астрономічних приладів, ні математичного апарату для обчислення площ таких геометричних фігуряк еліпс та овал. Страждаючи від дефекту зору, він проводив найточніші астрономічні виміри.

Подібні приклади показують велике значенняактивності та наснаги в науці, а також відданості справі, якій людина служить.

© Володимир Каланов,
"Знання-сила"

Шановні відвідувачі!

У вас відключено роботу JavaScript. Будь ласка, увімкніть скрипти в браузері, і вам відкриється повний функціонал сайту!

Марс четверта планета від Сонця та остання з планет земної групи. Як і інші планети в Сонячної системи(не рахуючи Землі) названий на честь міфологічної фігури - римського бога війни. На додаток до його офіційної назви, Марс іноді називають Червоною планетою, що пов'язано з коричнево-червоним кольором його поверхні. При цьому Марс є другою найменшою планетою в Сонячній системі після .

Протягом майже дев'ятнадцятого століття вважалося, що у Марсі існує життя. Причина такої віри полягає частково у помилці, а частково у людській уяві. 1877 року астроном Джованні Скіапареллі зміг спостерігати те, що, на його думку, було прямими лініями на поверхні Марса. Подібно до інших астрономів, коли він помітив ці смуги, то припустив, що подібна прямота пов'язана з існуванням на планеті розумного життя. Популярною на той час версією про природу цих ліній було припущення, що це були зрошувальні канали. Тим не менш, з розвитком потужніших телескопів на початку ХХ століття астрономи змогли побачити марсіанську поверхню більш чітко і визначити, що ці прямі лінії були лише оптичною ілюзією. В результаті все більш ранні припущення про життя на Марсі залишилися без доказів.

Багато наукової фантастики написаної протягом ХХ століття було прямим наслідком переконання, що у Марсі існує життя. Починаючи від невеликих зелених чоловічків, закінчуючи високі загарбники з лазерною зброєю, марсіани були в центрі уваги багатьох теле- і радіопрограм, коміксів, фільмів і романів.

Незважаючи на те, що відкриття марсіанського життя у вісімнадцятому столітті в результаті виявилося хибним, Марс залишався для наукових кіл найбільш доброзичливою для життя (не рахуючи Землі) планетою в Сонячній системі. Наступні планетарні місії були присвячені пошуку будь-якої форми життя на Марсі. Так місія під назвою Viking, здійснена в 1970-і роки, проводила експерименти на марсіанському ґрунті, сподіваючись виявити в ній саме мікроорганізмів. У той час вважалося, що утворення сполук в ході експериментів може бути результатом біологічних агентів, проте пізніше було встановлено, що сполуки хімічних елементівможуть бути створені без біологічних процесів.

Проте, навіть ці дані не позбавили вчених надії. Не виявивши ознак життя лежить на поверхні Марса, вони припустили, що це необхідні умови можуть існувати під поверхнею планети. Ця версія є актуальною і сьогодні. Принаймні такі планетарні місії сьогодення як ExoMars і Mars Science передбачають перевірку всіх можливих варіантівіснування життя на Марсі в минулому чи теперішньому, на поверхні та під нею.

Атмосфера Марсу

За своїм складом атмосфера Марса дуже схожа на атмосферу, однією з найменш гостинних атмосфер у всій Сонячній системі. Основним компонентом в обох середовищах є двоокис вуглецю (95% для Марса, 97% для Венери), але є велика відмінність - парниковий ефект на Марсі відсутня, тому температура на планеті не перевищує 20 ° C, на відміну від 480 ° С на поверхні Венери . Така велика різниця пов'язана з різною щільністю атмосфер цих планет. При порівнянній щільності, атмосфера Венери надзвичайно товста, тоді як Марс має досить тонкий атмосферний шар. Простіше кажучи, якби товщина атмосфери Марса була значною, то він нагадував би Венеру.

Крім того Марс має дуже розріджену атмосферу, — атмосферний тиск становить лише близько 1% від тиску на . Це еквівалентно тиску 35 кілометрів над поверхнею Землі.

Одним із найперших напрямків у дослідженні марсіанської атмосфери є її вплив на присутність води на поверхні. Незважаючи на те, що полярні шапки містять воду в твердому стані, а повітря містить водяну пару, що утворюється в результаті морозів і низького тиску, сьогодні всі дослідження вказують на те, що «слабка» атмосфера Марса не сприяє існуванню води в рідкому стані на поверхні планети.

Проте, покладаючись на останні дані марсіанських місій, вчені впевнені, що вода в рідкому вигляді на Марсі існує і знаходиться вона на один метр нижче поверхні планети.

Вода на Марсі: припущення / wikipedia.org

Однак не дивлячись на тонкий атмосферний шар Марс має досить прийнятні за земними мірками погодні умови. Найбільш екстремальними формамицієї погоди є вітру, пилові бурі, морози та тумани. Як результат такої погодної діяльності в деяких районах Червоної планети було помічено значні сліди ерозії.

Ще одним цікавим пунктом про марсіанську атмосферу можна вказати те, що як стверджує одразу кілька сучасних наукових дослідженьУ далекому минулому вона була досить щільною для існування на поверхні планети океанів з води в рідкому стані. Однак, згідно з тими ж дослідженнями, атмосфера Марса була різко змінена. Провідною версією такої зміни на даний момент є гіпотеза про зіткнення планети з іншим досить об'ємним космічним тілом, що призвело до втрати Марсом більшої частини своєї атмосфери.

Поверхня Марса має дві значні особливості, які, за цікавим збігом обставин, пов'язані з відмінностями у півкулях планети. Справа в тому, що північна півкуля має досить гладкий рельєф і всього кілька кратерів, тоді як південна півкуля буквально поцяткована височинами і кратерами різної величини. Крім топографічних відмінностей, що позначають різницю в рельєфі півкуль, є і геологічні, - дослідження вказують на те, що області в північній півкулі набагато активніші, ніж у південній.

На поверхні Марса знаходиться найбільший із відомих на сьогоднішній день вулканів - Olympus Mons (Гора Олімп) і найбільший з відомих каньйонів - Mariner (долина Марінер). У Сонячній системі поки що не знайдено нічого грандіознішого. Висота Гори Олімп становить 25 кілометрів (це втричі вище за Еверест, саму високої горина Землі), а діаметр основи 600 кілометрів. Довжина долини Марінер складає 4000 км, ширина 200 км, а глибина майже 7 км.

На сьогоднішній день найзначнішим відкриттям щодо марсіанської поверхні було виявлення каналів. Особливістю цих каналів є те, що вони, на думку експертів NASA, були створені проточною водою, і, таким чином, є достовірним доказом теорії про те, що в далекому минулому поверхня Марса значно нагадувала земну.

Найбільш відомою перейдолією пов'язаною з поверхнею Червоної планети є так зване «Обличчя на Марсі». Рельєф справді дуже нагадував людське обличчя тоді, коли було отримано перший знімок певної місцевості космічним апаратом Viking I 1976 року. Багато людей тоді порахували цей знімок справжнім доказом того, що на Марсі існувало розумне життя. Наступні знімки показали, що це лише гра висвітлення та людська фантазія.

Подібно до інших планет земної групи, в інтер'єрі Марса виділяють три шари: кора, мантія та ядро.
Незважаючи на те, що точних вимірів ще не зроблено, вчені зробили певні прогнози про товщину кори Марса на підставі даних про глибину долини Марінер. Глибока, велика система долини, розташованої в південній півкулі, не могла б існувати якби кора Марса не була значно товщі за земну. Попередні оцінки вказують на те, що товщина кори Марса у північній півкулі становить близько 35 кілометрів та близько 80 кілометрів у південній.

Досить багато досліджень було присвячено ядру Марса, зокрема з'ясування того, чи воно є твердим чи рідким. Деякі теорії вказали відсутність досить потужного магнітного поля як ознаки твердого ядра. Тим не менш, в останнє десятиліття все більшу популярність набирає гіпотеза про те, що ядро ​​Марса рідке, принаймні частково. На це вказало відкриття намагнічених порід на поверхні планети, що може бути ознакою того, що Марс володіє або володів рідкою серцевиною.

Орбіта та обертання

Орбіта Марса примітна з трьох причин. По-перше, її ексцентриситет є другим за величиною серед усіх планет, меншим лише у Меркурія. За такої еліптичної орбіти перигелій Марса становить 2.07 х 108 кілометрів, що набагато далі, ніж його афелій — 2,49 х 108 кілометрів.

По-друге, наукові дані свідчать про те, що настільки високий ступіньексцентричність була присутня далеко не завжди, і, можливо, була меншою за Земну в якийсь момент історії існування Марса. Причиною такої зміни вчені називають гравітаційні сили сусідніх планет, що впливають на Марс.

По-третє, з усіх планет земної групи Марс є єдиною, де рік триває довше, ніж Землі. Природно це пов'язано з його орбітальною відстанню від Сонця. Один марсіанський рік дорівнює майже 686 земним дням. Марсіанський день триває приблизно 24 години 40 хвилин, саме такий час потрібен планеті, щоб завершити один повний оберт навколо своєї осі.

Ще однією примітною схожістю планети із Землею є її нахил осі, який становить приблизно 25°. Така особливість вказує на те, що сезони на Червоній планеті змінюють один одного таким же чином, як і на Землі. Проте півкулі Марса переживають абсолютно інші, відмінні від земних, температурні режими для кожного сезону. Це пов'язано знову ж таки зі значно більшим ексцентриситетом орбіти планети.

SpaceX І плани з колонізації Марса

Отже, ми знаємо, що SpaceX хоче відправити людей на Марс у 2024 році, але їхньою першою марсіанською місією буде запуск капсули «Червоного Дракона» у 2018 році. Які кроки збирається зробити компанія задля досягнення цієї мети?

• 2018 рік. Запуск космічного зонда «Червоний Дракон» для демонстрації технологій. Мета місії — досягти Марса і зробити деякі дослідження на місці посадки в невеликому масштабі. Можливо, постачання додаткової інформаціїдля НАСА чи космічних агентств інших держав.
• 2020 рік. Запуск космічного корабля Mars Colonial Transporter MCT1 (безпілотний). Мета місії – відправлення вантажу та повернення зразків. Масштабні демонстрації технології існування, життєзабезпечення, енергетики.
• 2022 рік. Запуск космічного корабля Mars Colonial Transporter MCT2 (безпілотний). Друга ітерація MCT. У цей час MCT1 буде по дорозі назад до Землі, несучи марсіанські зразки. MCT2 здійснює постачання обладнання для першого пілотованого польоту. Корабель MCT2 буде готовий до запуску, коли екіпаж прибуде на Червону планету через 2 роки. У разі виникнення неприємностей (як у фільмі «Марсіанін») команда зможе скористатися ним, щоб залишити планету.
• 2024 рік. Третя ітерація Mars Colonial Transporter MCT3 та перший пілотований політ. На той момент усі технології доведуть свою працездатність, MCT1 здійснить подорож на Марс і назад, а MCT2 готовий та протестований на Марсі.

Марс є четвертою планетою від Сонця та останньою з планет земної групи. Відстань від Сонця становить близько 227 940 000 кілометрів.

Планету названо на честь Марса — римського бога війни. У стародавніх греків він був відомий як Арес. Вважається, що таку асоціацію Марс отримав через криваво-червоний колір планети. Завдяки кольору планета також була відома і в інших стародавніх культур. Перші китайські астрономи називали Марс "Зіркою Вогню", а давньоєгипетські жерці позначали його як "Її Desher", що означає "червоний".

Масив суші на Марсі та на Землі дуже схожий. Незважаючи на те, що Марс займає лише 15% об'єму та 10% маси Землі, він має порівнянний з нашою планетою масив суші як наслідок того, що вода покриває близько 70% поверхні Землі. У цьому поверхнева сила тяжкості Марса становить близько 37% тяжкості Землі. Це означає, що теоретично на Марсі можна стрибати втричі вище, ніж Землі.

Лише 16 із 39 місій на Марс були успішними. Починаючи з місії «Марс 1960А», запущеної в СРСР у 1960 році, на Марс було відправлено загалом 39 орбітальних апаратів і марсоходів, що спускалися, але тільки 16 з цих місій були успішними. У 2016 році було запущено зонд у рамках російсько-європейської місії «ЕкзоМарс», основною метою якого буде пошук ознак життя на Марсі, вивчення поверхні та рельєфу планети та складання картки потенційних небезпек від довкіллядля майбутніх пілотованих польотів Марс.

Уламки з Марса знайшли на Землі. Вважається, що сліди деякої кількості марсіанської атмосфери знайшли в метеоритах, що відскочили від планети. Після того, як Марс покинули ці метеорити довгий час, протягом мільйонів років, літали за Сонячною системою серед інших об'єктів і космічного сміттяАле були захоплені гравітацією нашої планети, потрапили в її атмосферу і впали на поверхню. Вивчення цих матеріалів дозволило вченим дізнатися багато про Марса ще до початку космічних польотів.

Нещодавно люди були впевнені, що Марс є домом для розумного життя. Багато в чому це вплинуло виявлення прямих ліній і канав лежить на поверхні Червоної планети італійським астрономом Джованні Скіапареллі. Він вважав, що такі прямі лінії не можуть бути створені природою та є результатом розумної діяльності. Однак пізніше було доведено, що це не більш ніж оптична ілюзія.

Найвища планетарна гора, відома в Сонячній системі, знаходиться на Марсі. Вона має назву Olympus Mons (Гора Олімп) і височить на 21 кілометр у висоту. Вважається, що це вулкан, який було сформовано мільярди років тому. Вчені виявили досить багато свідчень того, що вік вулканічної лави об'єкта досить невеликий, що може бути доказом того, що Олімп все ще може бути активним. Тим не менш, є гора в Сонячній системі, якій Олімп поступається по висоті, - це центральний пік Реясильвія, розташований на астероїді Веста, висота якого 22 кілометри.

На Марсі відбуваються пилові бурі - найбільші в Сонячній системі. Це з еліптичної формою траєкторії орбіти планети навколо Сонця. Шлях орбіти більш витягнутий, ніж у багатьох інших планет, і ця овальна форма орбіти призводить до лютих пилових шторм, які охоплюють всю планету і можуть тривати багато місяців.

Сонце виглядає приблизно половину свого візуального земного розміру, якщо дивитися на нього з Марса. Коли Марс знаходиться найближче до Сонця за своєю орбітою, а його південна півкуля звернена до Сонця, на планеті настає дуже коротке, але неймовірно спекотне літо. При цьому на північній півкулі настає коротка, але холодна зима. Коли планета знаходиться далі від Сонця, і спрямований до нього північною півкулею Марс переживає довге та м'яке літо. На південній півкулі при цьому настає тривала зима.

За винятком Землі, вчені вважають Марс найпридатнішою для життя планетою. Провідні космічні агентства планують здійснити цілу низку космічних польотів протягом наступного десятиліття для того, що з'ясувати, чи існує на Марсі потенціал для життя і чи можливо побудувати на ньому колонію.

Марсіани та інопланетяни з Марса досить довгий час були основними кандидатами на роль позаземних прибульців, що зробило Марс однією з найпопулярніших планет Сонячної системи.

Марс це єдина у системі планета, крім Землі, де є полярні льоди. Під полярними шапками Марса було виявлено воду у твердому стані.

Так само як і на Землі на Марсі є сезони, але тривають вони вдвічі довше. Це відбувається тому, що Марс нахилений по осі приблизно на 25,19 градусів, що близько до значення нахилу осі Землі (22,5 градуса).

Марс немає магнітного поля. Деякі вчені вважають, що воно існувало на планеті близько 4 мільярдів років тому.

Два місяці Марса, Фобос і Деймос, було описано у книзі «Подорожі Гулівера» автором Джонатаном Свіфтом. Це було за 151 рік до того, як вони були відчинені.