Атмосферата на Марс се състои главно от диоксид. Атмосферата на Марс: тайната на четвъртата планета. Радиация, прашни бури и други характеристики на Марс

Енциклопедичен YouTube

1 / 5

✪ Проект DISCOVER-AQ - атмосферни изследвания (НАСА на руски)

✪ НАСА на руски: 18.01.13 - видео дайджест на НАСА за седмицата

✪ ОТРИЦАТЕЛНА МАСА [Новини за науката и технологиите]

✪ Марс, 1968 г., есе за научнофантастичен филм, режисьор Павел Клушанцев

✪ 5 признака на живот на Марс - Обратното броене #37

субтитри

Изучаване

Атмосферата на Марс е открита още преди полетите на автоматични междупланетни станции към планетата. Благодарение на спектралния анализ и опозициите на Марс със Земята, които се случват веднъж на всеки 3 години, астрономите още през 19 век знаеха, че има много хомогенен състав, повече от 95% от който е въглероден диоксид. В сравнение с 0,04% въглероден диоксид в земната атмосфера се оказва, че масата на марсианския атмосферен въглероден диоксид надвишава масата на Земята почти 12 пъти, така че при тераформирането на Марс приносът на въглеродния диоксид към парниковия ефект може да създаде комфортен за хората климат малко по-рано, отколкото се постига налягане от 1 атмосфера, дори като се вземе предвид по-голямото разстояние на Марс от Слънцето.

В началото на 20-те години на миналия век първите измервания на температурата на Марс са направени с помощта на термометър, поставен във фокуса на рефлекторен телескоп. Измерванията на W. Lampland през 1922 г. дават средна повърхностна температура на Марс от 245 (−28 °C), E. Pettit и S. Nicholson през 1924 г. получават 260 K (−13 °C). По-ниска стойност е получена през 1960 г. от W. Sinton и J. Strong: 230 K (−43 °C). Първите оценки на налягането - осреднено - са получени едва през 60-те години с помощта на наземни инфрачервени спектроскопи: налягането от 25 ± 15 hPa, получено от разширението на Лоренц на линиите на въглероден диоксид, означава, че това е основният компонент на атмосферата.

Скоростта на вятъра може да се определи чрез доплеровото изместване на спектралните линии. Така че, за това, изместването на линиите беше измерено в милиметровия и субмилиметровия диапазон, а измерванията с интерферометър позволяват да се получи разпределението на скоростта в цял слой с голяма дебелина.

Най-подробните и точни данни за температурата на въздуха и повърхността, налягането, относителната влажност и скоростта на вятъра се измерват непрекъснато от инструментите на Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борда на роувъра Curiosity, работещ в кратера Гейл от 2012 г. насам. А устройството MAVEN, което е в орбита около Марс от 2014 г., е специално проектирано за подробно изследване на горните слоеве на атмосферата, тяхното взаимодействие с частиците на слънчевия вятър и по-специално динамиката на разсейване.

Редица процеси, които са сложни или все още невъзможни за пряко наблюдение, са обект само на теоретично моделиране, но това също е важен изследователски метод.

Структура на атмосферата

Най-общо атмосферата на Марс се дели на долна и горна; последният се счита за район над 80 km над повърхността, където процесите на йонизация и дисоциация играят активна роля. На изучаването му е посветен раздел, който обикновено се нарича аерономия. Обикновено, когато хората говорят за атмосферата на Марс, те имат предвид долната атмосфера.

Също така някои изследователи разграничават две големи черупки - хомосферата и хетеросферата. В хомосферата химичният състав не зависи от надморската височина, тъй като процесите на пренос на топлина и влага в атмосферата и техният вертикален обмен се определят изцяло от турбулентно смесване. Тъй като молекулярната дифузия в атмосферата е обратно пропорционална на нейната плътност, от определено ниво този процес става преобладаващ и е основната характеристика на горната обвивка - хетеросферата, където се извършва разделянето на молекулярната дифузия. Интерфейсът между тези черупки, който се намира на височини между 120 и 140 км, се нарича турбопауза.

Долна атмосфера

Простира се от повърхността до височина 20-30 km тропосфера, където температурата намалява с височината. Горната граница на тропосферата варира в зависимост от времето на годината (температурният градиент в тропопаузата варира от 1 до 3 градуса/km със средна стойност 2,5 градуса/km).

Над тропопаузата е изотермичната област на атмосферата - стратомезосфера, простиращ се на надморска височина от 100 км. Средната температура на стратомезосферата е изключително ниска и възлиза на -133°C. За разлика от Земята, където стратосферата съдържа предимно целия атмосферен озон, на Марс концентрацията му е незначителна (разпределя се от височини 50 - 60 км до самата повърхност, където е максимална).

Горна атмосфера

Над стратомезосферата се простира горният слой на атмосферата - термосфера. Характеризира се с повишаване на температурата с височина до максимална стойност (200-350 K), след което остава постоянна до горната граница (200 km). Наличието на атомен кислород беше записано в този слой; плътността му на височина 200 km достига 5-6⋅10 7 cm −3. Наличието на слой, доминиран от атомарен кислород (както и фактът, че основният неутрален компонент е въглеродният диоксид) обединява атмосферата на Марс с тази на Венера.

йоносфера- зона с висока степен на йонизация - намира се във височинния диапазон от приблизително 80-100 до около 500-600 км. Съдържанието на йони е минимално през нощта и максимално през деня, когато основният слой се образува на височина 120-140 km поради фотойонизация на въглероден диоксид екстремна ултравиолетоварадиация от Слънцето CO 2 + hν → CO 2 + + e - , както и реакции между йони и неутрални вещества CO 2 + + O → O 2 + + CO и O + + CO 2 → O 2 + + CO. Концентрацията на йони, от които 90% O 2 + и 10% CO 2 +, достига 10 5 на кубичен сантиметър (в други области на йоносферата е с 1-2 порядъка по-ниска). Трябва да се отбележи, че O 2 + йони преобладават при почти пълното отсъствие на самия молекулярен кислород в атмосферата на Марс. Вторичният слой се образува в района на 110-115 km поради меко рентгеново лъчение и нокаутирани бързи електрони. На надморска височина от 80-100 км някои изследователи идентифицират трети слой, понякога проявяващ се под въздействието на частици космически прах, които въвеждат в атмосферата метални йони Fe +, Mg +, Na +. По-късно обаче не само се потвърди появата на последните (и почти в целия обем на горната атмосфера) поради аблацията на материя от метеорити и други космически тела, навлизащи в атмосферата на Марс, но и тяхното като цяло постоянно присъствие. Освен това, поради липсата на магнитно поле на Марс, тяхното разпределение и поведение се различават значително от това, което се наблюдава в земната атмосфера. Над основния максимум могат да се появят други допълнителни слоеве поради взаимодействие със слънчевия вятър. По този начин слоят от O + йони е най-силно изразен на надморска височина от 225 km. В допълнение към трите основни вида йони (O 2 +, CO 2 и O +), сравнително наскоро H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 също бяха регистрирани O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2++ и HCO2+. Над 400 km някои автори определят „йонопауза“, но все още няма консенсус по този въпрос.

Що се отнася до температурата на плазмата, близо до основния максимум температурата на йоните е 150 K, нараствайки до 210 K на височина 175 km. По-нагоре термодинамичното равновесие на йоните с неутралния газ е значително нарушено и температурата им рязко се повишава до 1000 K на височина 250 km. Електронната температура може да бъде няколко хиляди Келвина, очевидно поради магнитното поле в йоносферата, и тя се увеличава с увеличаване на зенитния ъгъл на Слънцето и не е еднаква в северното и южното полукълбо, което може да се дължи на асиметрията на остатъчно магнитно поле на марсианската кора. Като цяло могат дори да се разграничат три популации от високоенергийни електрони с различни температурни профили. Магнитното поле влияе и върху хоризонталното разпределение на йони: над магнитните аномалии се образуват потоци от високоенергийни частици, усукващи се по линиите на полето, което увеличава интензивността на йонизацията и се наблюдава повишена йонна плътност и локални структури.

На височина 200-230 km е горната граница на термосферата - екзобазата, над която тя започва от приблизително 250 km надморска височина. екзосфераМарс. Състои се от леки вещества - водород, въглерод, кислород - които се появяват в резултат на фотохимични реакции в основната йоносфера, например дисоциативна рекомбинация на O 2 + с електрони. Непрекъснатото снабдяване с атомен водород към горната атмосфера на Марс възниква поради фотодисоциацията на водните пари на марсианската повърхност. Тъй като концентрацията на водород намалява много бавно с надморската височина, елементът е основен компонент на най-външните слоеве на атмосферата на планетата и образува водородна корона, простираща се на разстояние от около 20 000 км, въпреки че няма строга граница и частици от това регион просто постепенно се разпръсква в околното пространство.

В атмосферата на Марс също понякога се освобождава хемосфера- слой, където протичат фотохимични реакции и тъй като поради липсата на озонов екран, подобно на Земята, ултравиолетовото лъчение достига до самата повърхност на планетата, те са възможни и там. Марсианската хемосфера се простира от повърхността до надморска височина от около 120 km.

Химичен състав на долната атмосфера

Въпреки силното разреждане на марсианската атмосфера, концентрацията на въглероден диоксид в нея е приблизително 23 пъти по-висока, отколкото в земната атмосфера.

• В момента азотът (2,7%) активно се разсейва в космоса. Под формата на двуатомна молекула, азотът се задържа стабилно от гравитацията на планетата, но се разделя на единични атоми от слънчевата радиация, лесно напускайки атмосферата.
• Аргонът (1,6%) е представен от тежкия изотоп аргон-40, който е относително устойчив на разсейване. Светлината 36 Ar и 38 Ar присъстват само в части на милион
• Други благородни газове: неон, криптон, ксенон (ppm)
• Въглеродният оксид (CO) е продукт на фотодисоциация на CO 2 и представлява 7,5⋅10 -4 от концентрацията на последния - това е необяснимо малка стойност, тъй като обратната реакция CO + O + M → CO 2 + M е забранени и много повече ще трябва да натрупат CO. Бяха предложени различни теории за това как въглеродният окис все пак може да се окисли до въглероден диоксид, но всички те имат един или друг недостатък.
• Молекулен кислород (O 2) - появява се в резултат на фотодисоциация както на CO 2, така и на H 2 O в горната атмосфера на Марс. В този случай кислородът дифундира в по-ниските слоеве на атмосферата, където концентрацията му достига 1,3⋅10 -3 от приповърхностната концентрация на CO 2 . Подобно на Ar, CO и N 2, той е некондензиращо вещество на Марс, така че концентрацията му също претърпява сезонни промени. В горната атмосфера, на височина 90-130 km, съдържанието на O 2 (фракция спрямо CO 2) е 3-4 пъти по-високо от съответната стойност за долната атмосфера и е средно 4⋅10 -3, варирайки в диапазон от 3,1⋅10 -3 до 5,8⋅10 -3. В древността обаче атмосферата на Марс е съдържала по-голямо количество кислород, сравнимо с неговия дял на младата Земя. Кислородът, дори под формата на отделни атоми, вече не се разсейва толкова активно, колкото азота, поради по-голямото си атомно тегло, което му позволява да се натрупва.
• Озон – количеството му варира значително в зависимост от температурата на повърхността: минимално е по време на равноденствие на всички географски ширини и максимално на полюса, където е зимата, освен това е обратно пропорционално на концентрацията на водни пари. Има един силно изразен озонов слой на надморска височина от около 30 km и друг между 30 и 60 km.
• вода. Съдържанието на H 2 O в атмосферата на Марс е приблизително 100-200 пъти по-малко, отколкото в атмосферата на най-сухите райони на Земята и възлиза средно на 10-20 микрона от утаения воден стълб. Концентрацията на водните пари претърпява значителни сезонни и дневни вариации. Степента на насищане на въздуха с водни пари е обратно пропорционална на съдържанието на прахови частици, които са центрове на кондензация, а в определени райони (през зимата, на надморска височина 20-50 km) се регистрират пари, чието налягане надвишава налягане на наситените пари 10 пъти - много повече, отколкото в земната атмосфера.
• Метан. От 2003 г. насам има съобщения за регистриране на емисии на метан с неизвестен произход, но нито един от тях не може да се счита за надежден поради някои недостатъци на методите за регистриране. В случая говорим за изключително малки стойности - 0.7 ppbv (горна граница - 1.3 ppbv) като фонова стойност и 7 ppbv за епизодични изблици, което е на границата на разрешимостта. Тъй като заедно с това беше публикувана и информация за отсъствието на CH 4, потвърдено от други изследвания, това може да означава някакъв периодичен източник на метан, както и наличието на някакъв механизъм за бързото му унищожаване, докато продължителността на фотохимичното разрушаване на това вещество се оценява на 300 години. Дискусията по този въпрос в момента е открита и представлява особен интерес в контекста на астробиологията, поради факта, че на Земята това вещество е от биогенен произход.
• Следи от някои органични съединения. Най-важните са горните граници на H 2 CO, HCl и SO 2, които показват съответно липсата на реакции, включващи хлор, както и вулканична активност, по-специално невулканичния произход на метана, ако съществуването му е потвърдено.

Съставът и налягането на атмосферата на Марс правят невъзможно дишането на хората и другите земни организми. За работа на повърхността на планетата е необходим скафандър, макар и не толкова обемист и защитен, както за Луната и открития космос. Самата атмосфера на Марс не е токсична и се състои от химически инертни газове. Атмосферата донякъде забавя метеоритните тела, така че на Марс има по-малко кратери, отколкото на Луната и те са по-малко дълбоки. Микрометеоритите изгарят напълно, без да достигат повърхността.

Вода, облаци и валежи

Ниската плътност не пречи на атмосферата да образува мащабни явления, които влияят на климата.

В марсианската атмосфера няма повече от една хилядна от процента водна пара, но според резултатите от скорошни (2013 г.) изследвания това все още е повече, отколкото се смяташе досега, и повече, отколкото в горните слоеве на земната атмосфера, и при ниско налягане и температура е в състояние, близко до насищане, така че често се събира в облаци. По правило водните облаци се образуват на височина 10-30 km над повърхността. Те са съсредоточени главно на екватора и се наблюдават почти през цялата година. Облаците, наблюдавани на високи нива на атмосферата (повече от 20 km), се образуват в резултат на кондензация на CO 2 . Същият процес е отговорен за образуването на ниски (на надморска височина под 10 km) облаци в полярните региони през зимата, когато атмосферната температура падне под точката на замръзване на CO 2 (-126 ° C); през лятото се образуват подобни тънки образувания от лед H 2 O

• Едно от интересните и редки атмосферни явления на Марс беше открито („Викинг-1“) при фотографиране на северния полярен регион през 1978 г. Това са циклонални структури, ясно идентифицирани на снимките от вихрови облачни системи с циркулация, обратна на часовниковата стрелка. Открити са в зоната на географската ширина 65-80° с.ш. w. през „топлия“ период от годината, от пролетта до ранната есен, когато тук се установява полярният фронт. Появата му се дължи на резкия контраст в повърхностните температури, който съществува по това време на годината между ръба на ледената шапка и околните равнини. Вълновите движения на въздушните маси, свързани с такъв фронт, водят до появата на така познатите ни на Земята циклонични вихри. Откритите на Марс вихрови облачни системи са с размери от 200 до 500 km, скоростта им на движение е около 5 km/h, а скоростта на вятъра в периферията на тези системи е около 20 m/s. Продължителността на съществуване на отделния циклонален вихър варира от 3 до 6 дни. Температурите в централната част на марсианските циклони показват, че облаците се състоят от кристали воден лед.

  Сняг наистина е наблюдаван няколко пъти. И така, през зимата на 1979 г. в района на кацане на Viking-2 падна тънък слой сняг, който остана няколко месеца.

  Прашни бури и прашни дяволи

  Характерна особеност на атмосферата на Марс е постоянното присъствие на прах; Според спектралните измервания размерът на праховите частици се оценява на 1,5 μm. Ниската гравитация позволява дори тънки въздушни течения да издигат огромни облаци прах на височина до 50 км. А ветровете, които са едно от проявленията на температурните разлики, често духат над повърхността на планетата (особено в края на пролетта - началото на лятото в южното полукълбо, когато температурната разлика между полукълбата е особено рязка) и скоростта им достига 100 m/s. По този начин се образуват обширни прашни бури, дълго време наблюдавани като отделни жълти облаци, а понякога и като непрекъсната жълта пелена, покриваща цялата планета. Най-често прашните бури възникват в близост до полярните шапки, тяхната продължителност може да достигне 50-100 дни. Слаба жълта мъгла в атмосферата обикновено се наблюдава след големи прашни бури и лесно се открива чрез фотометрични и поляриметрични методи.

  Прашните бури, ясно видими на изображения, направени от орбитални превозни средства, се оказаха едва забележими, когато се снимаха от спускаеми модули. Преминаването на прашни бури в местата за кацане на тези космически станции беше регистрирано само чрез рязка промяна на температурата, налягането и много леко потъмняване на общия фон на небето. Слоят прах, който се е утаил след бурята в близост до местата за кацане на викингите, възлиза само на няколко микрометра. Всичко това показва доста ниска носеща способност на марсианската атмосфера.

  От септември 1971 г. до януари 1972 г. на Марс се случи глобална прашна буря, която дори попречи на заснемането на повърхността от сондата Mariner 9. Масата на праха в атмосферния стълб (с оптична дълбочина от 0,1 до 10), оценена през този период, варира от 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Така общото тегло на праховите частици в атмосферата на Марс по време на глобалните прашни бури може да достигне до 10 8 - 10 9 тона, което е сравнимо с общото количество прах в атмосферата на Земята.

  • Сиянието е регистрирано за първи път от UV спектрометъра SPICAM на борда на космическия кораб Mars Express. След това той беше наблюдаван многократно от апарата MAVEN, например през март 2015 г., а през септември 2017 г. много по-мощно събитие беше записано от детектора за оценка на радиацията (RAD) на марсохода Curiosity. Анализът на данните от апарата MAVEN разкрива и полярни сияния от коренно различен тип - дифузни, които се появяват на ниски географски ширини, в райони, които не са обвързани с аномалии на магнитното поле и са причинени от проникването на частици с много висока енергия, около 200 keV, в атмосфера.

    В допълнение, екстремното ултравиолетово лъчение на Слънцето причинява така нареченото вътрешно сияние на атмосферата (англ. airglow).

    Регистрирането на оптични преходи по време на полярните сияния и тяхното собствено сияние предоставя важна информация за състава на горната атмосфера, нейната температура и динамика. По този начин, изучаването на γ- и δ-лентите на емисиите на азотен оксид през нощта помага да се характеризира циркулацията между осветени и неосветени зони. И регистрирането на радиация с честота от 130,4 nm по време на собственото му сияние помогна да се разкрие наличието на високотемпературен атомен кислород, което беше важна стъпка в разбирането на поведението на атмосферните екзосфери и короните като цяло.

    Цвят

    Праховите частици, които изпълват атмосферата на Марс, са съставени главно от железен оксид и това му придава червеникаво-червен оттенък.

    Според измерванията атмосферата има оптична дебелина 0,9 - това означава, че само 40% от падащата слънчева радиация достига до повърхността на Марс през неговата атмосфера, а останалите 60% се абсорбират от висящия във въздуха прах. Без него марсианското небе би имало приблизително същия цвят като небето на Земята на височина от 35 километра. Трябва да се отбележи, че в този случай човешкото око ще се адаптира към тези цветове и балансът на бялото ще се регулира автоматично, така че небето да се вижда по същия начин, както при земно осветление.

    Цветът на небето е много разнороден и при липса на облаци или прашни бури от сравнително светло на хоризонта рязко и постепенно потъмнява към зенита. В сравнително спокоен и безветрен сезон, когато има по-малко прах, небето може да бъде напълно черно в зенита.

    Въпреки това, благодарение на снимки от марсоходите, стана известно, че при залез и изгрев около Слънцето небето става синьо. Причината за това е РЕЙЛЕЕВОТО разсейване – светлината се разпръсква върху газовите частици и оцветява небето, но ако в марсиански ден ефектът е слаб и невидим с просто око поради разредената атмосфера и прахта, то при залез слънцето грее през много по-дебел слой въздух, поради което синьото и виолетовото започват да разпръскват компоненти. Същият механизъм е отговорен за синьото небе на Земята през деня и жълто-оранжевото при залез. [ ]

    Панорама на дюните Rocknest, съставена от изображения от марсохода Curiosity.

    Промени

    Промените в горните слоеве на атмосферата са доста сложни, тъй като са свързани помежду си и с долните слоеве. Атмосферните вълни и приливите, разпространяващи се нагоре, могат да окажат значително влияние върху структурата и динамиката на термосферата и, като следствие, йоносферата, например височината на горната граница на йоносферата. По време на прашни бури в ниските слоеве на атмосферата неговата прозрачност намалява, нагрява се и се разширява. Тогава плътността на термосферата се увеличава - тя може да варира дори с порядък - и височината на максималната концентрация на електрони може да се повиши с до 30 km. Промените в горните слоеве на атмосферата, причинени от прашни бури, могат да бъдат глобални и да засегнат области до 160 km над повърхността на планетата. Отговорът на горните слоеве на атмосферата на тези явления отнема няколко дни, а за връщане към предишното състояние отнема много повече време - няколко месеца. Друго проявление на връзката между горната и долната атмосфера е, че водната пара, която, както се оказа, е пренаситена в долната атмосфера, може да претърпи фотодисоциация на по-леки компоненти Н и О, които увеличават плътността на екзосферата и интензитета загуба на вода от атмосферата на Марс. Външни фактори, причиняващи промени в горните слоеве на атмосферата, са екстремни ултравиолетови и меки рентгенови лъчи от Слънцето, частици от слънчевия вятър, космически прах и по-големи тела като метеорити. Задачата се усложнява от факта, че тяхното въздействие по правило е случайно и неговата интензивност и продължителност не могат да бъдат предвидени, а епизодичните явления се наслагват от циклични процеси, свързани с промените в времето на деня, сезона, както и слънчев цикъл. В момента в най-добрия случай има натрупана статистика на събитията за динамиката на атмосферните параметри, но теоретичното описание на моделите все още не е завършено. Определено е установена пряка пропорционалност между концентрацията на плазмените частици в йоносферата и слънчевата активност. Това се потвърждава от факта, че подобен модел всъщност е регистриран въз основа на резултатите от наблюдения през 2007-2009 г. за йоносферата на Земята, въпреки фундаменталната разлика в магнитното поле на тези планети, което пряко засяга йоносферата. А изхвърлянията на частици от слънчевата корона, причиняващи промяна в налягането на слънчевия вятър, също водят до характерно компресиране на магнитосферата и йоносферата: максималната плътност на плазмата пада до 90 km.

    Ежедневни колебания

    Въпреки разреждането си, атмосферата все пак реагира на промените в потока на слънчевата топлина по-бавно от повърхността на планетата. Така сутрин температурата варира значително в зависимост от надморската височина: разлика от 20° е регистрирана на височина от 25 cm до 1 m над повърхността на планетата. Когато Слънцето изгрява, студеният въздух се нагрява от повърхността и се издига нагоре в характерен вихър, вдигайки прах във въздуха - така се образуват праховите дяволи. В приповърхностния слой (до 500 m височина) има температурна инверсия. След като атмосферата вече се е затоплила до обяд, този ефект вече не се наблюдава. Максимумът се достига около 2 часа следобед. Тогава повърхността се охлажда по-бързо от атмосферата и се наблюдава обратен температурен градиент. Преди залез слънце температурата отново намалява с надморската височина.

    Смяната на деня и нощта също влияе върху горните слоеве на атмосферата. На първо място, през нощта йонизацията от слънчевата радиация спира, но плазмата продължава за първи път след залез слънце да се попълва поради потока от дневната страна и след това се образува поради удари на електрони, движещи се надолу по магнитното поле линии (т.нар. електронна интрузия) - тогава максимумът се наблюдава на височина 130-170 км. Следователно, плътността на електроните и йоните от нощната страна е много по-ниска и се характеризира със сложен профил, който също зависи от локалното магнитно поле и се променя по нетривиален начин, чийто модел все още не е напълно разбран и описано теоретично. През деня състоянието на йоносферата също се променя в зависимост от зенитния ъгъл на Слънцето.

    Годишен цикъл

    Както на Земята, така и на Марс има смяна на сезоните поради наклона на оста на въртене към орбиталната равнина, така че през зимата полярната шапка расте в северното полукълбо и почти изчезва в южното полукълбо и след шест месеца полукълба сменят местата си. Освен това, поради доста големия ексцентрицитет на орбитата на планетата в перихелий (зимно слънцестоене в северното полукълбо), тя получава до 40% повече слънчева радиация, отколкото в афелий, а в северното полукълбо зимата е къса и относително умерена, а летата са дълги, но прохладни, на юг, напротив, лятото е кратко и сравнително топло, а зимата е дълга и студена. Във връзка с това южната шапка през зимата се разширява до половината от разстоянието полюс-екватор, а северната шапка само до една трета. Когато лятото започне на един от полюсите, въглеродният диоксид от съответната полярна шапка се изпарява и навлиза в атмосферата; ветровете го отнасят до противоположната шапка, където отново замръзва. Това създава цикъл на въглероден диоксид, който, заедно с различните размери на полярните шапки, причинява промяна на налягането в атмосферата на Марс, докато той обикаля около Слънцето. Поради факта, че през зимата до 20-30% от цялата атмосфера замръзва в полярната шапка, налягането в съответната област съответно пада.

    Концентрацията на водните пари също търпи сезонни колебания (както и дневни) – те са в диапазона 1-100 микрона. Така през зимата атмосферата е почти „суха“. През пролетта в него се появяват водни пари, а към средата на лятото количеството им достига максимум, следвайки промените в повърхностната температура. През лятно-есенния период водните пари постепенно се преразпределят, като максималното им съдържание се премества от северната полярна област към екваториалните ширини. В същото време общото глобално съдържание на пари в атмосферата (според данните на Viking 1) остава приблизително постоянно и е еквивалентно на 1,3 km 3 лед. Максималното съдържание на H 2 O (100 µm утаена вода, равно на 0,2 обемни %) е регистрирано през лятото над тъмния регион, обграждащ северната остатъчна полярна шапка - по това време на годината атмосферата над леда на полярната шапка обикновено е близо до насищане.

    През пролетно-летния период в южното полукълбо, когато прашните бури се образуват най-активно, се наблюдават дневни или полудневни атмосферни приливи - повишаване на налягането на повърхността и топлинно разширение на атмосферата в отговор на нейното нагряване.

    Смяната на сезоните се отразява и на горните слоеве на атмосферата - както на неутралния компонент (термосферата), така и на плазмата (йоносферата), като този фактор трябва да се отчита заедно със слънчевия цикъл, а това усложнява задачата да се опише динамиката на горните атмосфера.

    Дългосрочни промени

    Вижте също

    Бележки

    1. Уилямс, Дейвид Р. Марс информационен лист (недефиниран) . Национален център за данни за космически науки. НАСА (1 септември 2004 г.). Посетен на 28 септември 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin.Марс: малка земна планета: [Английски] ]// Прегледът по астрономия и астрофизика. - 2016. - Т. 24, № 1 (16 декември). - С. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5.
    3. Атмосферата на Марс (недефиниран) . ВСЕЛЕНА-ПЛАНЕТА // ПОРТАЛ КЪМ ДРУГО ИЗМЕРЕНИЕ
    4. Марс е червена звезда. Описание на района. Атмосфера и климат (недефиниран) . galspace.ru - Проект "Изследване на Слънчевата система". Посетен на 29 септември 2017.
    5. (Английски) Out of Thin Martian Air Списание за астробиология, Майкъл Ширбър, 22 август 2011 г.
    6. Максим Заболотски. Обща информация за атмосферата на Марс (недефиниран) . Spacegid.com(21.09.2013 г.). Посетен на 20 октомври 2017.
    7. Mars Pathfinder - Научни Резултати - Атмосферни и Метеорологични свойства (недефиниран) . nasa.gov. Посетен на 20 април 2017.
    8. Дж. Л. Фокс, А. Далгарно.Йонизация, осветеност и нагряване на горната атмосфера на Марс: [Английски] ]// J Geophys Res. - 1979. - Т. 84, бр. A12 (1 декември). - стр. 7315–7333. -

Тъй като Марс е по-далеч от Слънцето, отколкото Земята, той може да заеме позиция в небето, противоположна на Слънцето, тогава се вижда през цялата нощ. Това положение на планетата се нарича конфронтация. За Марс се повтаря на всеки две години и два месеца. Тъй като орбитата на Марс е по-издължена от тази на Земята, по време на противопоставяне разстоянията между Марс и Земята могат да бъдат различни. Веднъж на всеки 15-17 години се случва Голямата конфронтация, когато разстоянието между Земята и Марс е минимално и възлиза на 55 милиона километра.

Канали на Марс

Снимката на Марс, направена от космическия телескоп Хъбъл, ясно показва характерните черти на планетата. На червения фон на марсианските пустини ясно се виждат синкаво-зелените морета и ярко бялата полярна шапка. Известен каналине се вижда на снимката. При това увеличение те наистина са невидими. След като бяха получени мащабни снимки на Марс, мистерията на марсианските канали беше окончателно разрешена: каналите са оптична илюзия.

От голям интерес беше въпросът за възможността за съществуване живот на Марс. Изследванията, проведени през 1976 г. върху американския Viking MS, очевидно са дали окончателен отрицателен резултат. На Марс не са открити следи от живот.

В момента обаче се води оживена дискусия по този въпрос. И двете страни, както поддръжници, така и противници на живота на Марс, представят аргументи, които противниците им не могат да оборят. Просто няма достатъчно експериментални данни за разрешаване на този проблем. Можем само да изчакаме, докато текущите и планираните полети до Марс предоставят материал, потвърждаващ или опровергаващ съществуването на живот на Марс в наше време или в далечното минало. Материал от сайта

Марс има две малки сателит— Фобос (фиг. 51) и Деймос (фиг. 52). Размерите им са съответно 18×22 и 10×16 км. Фобос се намира на разстояние само 6000 км от повърхността на планетата и я обикаля за около 7 часа, което е 3 пъти по-малко от един марсиански ден. Деймос се намира на разстояние 20 000 км.

Има редица мистерии, свързани със сателитите. Така че техният произход е неясен. Повечето учени смятат, че това са сравнително наскоро заснети астероиди. Трудно е да си представим как Фобос е оцелял след удара на метеорит, оставил кратер с диаметър 8 км. Не е ясно защо Фобос е най-черното тяло, познато ни. Коефициентът му на отразяване е 3 пъти по-малък от саждите. За съжаление няколко полета на космически кораби до Фобос завършиха с неуспех. Окончателното решение на много проблеми както на Фобос, така и на Марс се отлага до експедицията до Марс, планирана за 30-те години на 21 век.

Марс, четвъртата най-отдалечена от Слънцето планета, отдавна е обект на голямо внимание на световната наука. Тази планета е много подобна на Земята, с едно малко, но съдбовно изключение - атмосферата на Марс съставлява не повече от един процент от обема на земната атмосфера. Газовата обвивка на всяка планета е определящият фактор, който оформя външния й вид и условията на повърхността. Известно е, че всички скалисти светове на Слънчевата система са се образували при приблизително еднакви условия на разстояние 240 милиона километра от Слънцето. Ако условията за формирането на Земята и Марс са били почти еднакви, тогава защо тези планети са толкова различни сега?

Всичко опира до размера - Марс, образуван от същия материал като Земята, някога е имал течно и горещо метално ядро, като нашата планета. Доказателството са многото изгаснали вулкани на Но „червената планета“ е много по-малка от Земята. Това означава, че се охлажда по-бързо. Когато течното ядро ​​най-накрая се охлади и втвърди, процесът на конвекция приключи и с него изчезна магнитният щит на планетата, магнитосферата. В резултат на това планетата остана беззащитна срещу разрушителната енергия на Слънцето, а атмосферата на Марс беше почти изцяло отнесена от слънчевия вятър (гигантски поток от радиоактивни йонизирани частици). „Червената планета” се превърна в безжизнена, скучна пустиня...

Сега атмосферата на Марс е тънка, разредена газова обвивка, неспособна да устои на проникването на смъртоносния газ, който изгаря повърхността на планетата. Топлинната релаксация на Марс е с няколко порядъка по-малка от тази на Венера, чиято атмосфера е много по-плътна. Атмосферата на Марс, която има твърде нисък топлинен капацитет, произвежда по-ясно изразени средни дневни скорости на вятъра.

Съставът на атмосферата на Марс се характеризира с много високо съдържание (95%). Атмосферата съдържа също азот (около 2,7%), аргон (около 1,6%) и малко количество кислород (не повече от 0,13%). Атмосферното налягане на Марс е 160 пъти по-високо от това на повърхността на планетата. За разлика от земната атмосфера, газовата обвивка тук има подчертано променлив характер, поради факта, че полярните шапки на планетата, съдържащи огромни количества въглероден диоксид, се топят и замръзват по време на един годишен цикъл.

Според данни, получени от изследователския космически кораб Mars Express, атмосферата на Марс съдържа известно количество метан. Особеността на този газ е бързото му разлагане. Това означава, че някъде на планетата трябва да има източник на попълване на метан. Тук може да има само два варианта - или геоложка активност, чиито следи все още не са открити, или жизнената активност на микроорганизмите, която може да промени нашето разбиране за наличието на центрове на живот в Слънчевата система.

Характерен ефект на марсианската атмосфера са прашните бури, които могат да бушуват с месеци. Тази плътна въздушна покривка на планетата се състои главно от въглероден диоксид с незначителни примеси на кислород и водни пари. Този продължителен ефект се дължи на изключително ниската гравитация на Марс, която позволява дори на свръхразредена атмосфера да вдигне милиарди тонове прах от повърхността и да ги задържи за дълго време.

Опознаването на всяка планета започва с нейната атмосфера. Тя обгръща космическото тяло и го предпазва от външни влияния. Ако атмосферата е много разредена, тогава такава защита е изключително слаба, но ако е плътна, тогава планетата е в нея като в пашкул - Земята може да служи като пример. Такъв пример обаче е изолиран в Слънчевата система и не се отнася за други планети от земния тип.

Следователно атмосферата на Марс (червената планета) е изключително разредена. Приблизителната му дебелина не надвишава 110 km, а плътността му в сравнение със земната атмосфера е само 1%. В допълнение към това червената планета има изключително слабо и нестабилно магнитно поле. В резултат на това слънчевият вятър нахлува в Марс и разпръсква атмосферните газове. В резултат на това планетата губи от 200 до 300 тона газове на ден. Всичко зависи от слънчевата активност и разстоянието до звездата.

От тук не е трудно да се разбере защо атмосферното налягане е много ниско. На морското равнище е 160 пъти по-малко, отколкото на Земята. На вулканични върхове е 1 mm Hg. Изкуство. А в дълбоки депресии стойността му достига 6 mm Hg. Изкуство. Средната стойност на повърхността е 4,6 mm Hg. Изкуство. Същото налягане е регистрирано в земната атмосфера на височина 30 км от земната повърхност. При такива стойности водата не може да присъства в течно състояние на червената планета.

Атмосферата на Марс съдържа 95% въглероден диоксид.. Тоест можем да кажем, че той заема господстващо положение. На второ място е азотът. Той представлява почти 2,7%. Третото място е заето от аргон - 1,6%. А кислородът е на четвърто място - 0,16%. Въглероден окис, водна пара, неон, криптон, ксенон и озон също присъстват в малки количества.

Съставът на атмосферата е такъв, че е невъзможно хората да дишат на Марс. Можете да се движите по планетата само в скафандър. В същото време трябва да се отбележи, че всички газове са химически инертни и нито един от тях не е отровен. Ако повърхностното налягане е поне 260 mm Hg. чл., тогава би било възможно да се движите по него без скафандър в обикновени дрехи, като имате само дихателен апарат.

Някои експерти смятат, че преди няколко милиарда години атмосферата на Марс е била много по-плътна и по-богата на кислород. На повърхността имаше реки и водни езера. За това говорят многобройни природни образувания, наподобяващи пресъхнали речни корита. Тяхната възраст се оценява на около 4 милиарда години.

Поради силното разреждане на атмосферата температурата на червената планета се характеризира с висока нестабилност. Има резки дневни колебания, както и големи температурни разлики в зависимост от географската ширина. Средната температура е -53 градуса по Целзий. През лятото на екватора средната температура е 0 градуса по Целзий. В същото време тя може да варира през деня от +30 до –60 през нощта. Но на полюсите се наблюдават температурни рекорди. Там температурата може да падне до -150 градуса по Целзий.

Въпреки ниската плътност в атмосферата на Марс често се наблюдават ветрове, торнада и бури. Скоростта на вятъра достига 400 км/ч. Той издига розов марсиански прах и покрива повърхността на планетата от любопитните очи на хората.

Трябва да се каже, че въпреки че марсианската атмосфера е слаба, тя има достатъчно сила, за да устои на метеоритите. Неканените гости от космоса, падайки на повърхността, частично изгарят и затова на Марс няма толкова много кратери. Малките метеорити изгарят напълно в атмосферата и не причиняват никаква вреда на съседа на Земята.

Владислав Иванов

Днес не само писатели на научна фантастика, но и истински учени, бизнесмени и политици говорят за полети до Марс и евентуалната му колонизация. Сондите и марсоходите са дали отговори за геоложки характеристики. За пилотираните мисии обаче е необходимо да се разбере дали Марс има атмосфера и каква е нейната структура.

Главна информация

Марс има собствена атмосфера, но тя е само 1% от земната. Подобно на Венера, той се състои главно от въглероден диоксид, но отново много по-тънък. Относително плътният слой е 100 km (за сравнение, Земята има 500 - 1000 km, според различни оценки). Поради това няма защита от слънчева радиация и температурният режим практически не се регулира. На Марс няма въздух, какъвто го познаваме.

Учените са установили точния състав:

• Въглероден диоксид - 96%.
• Аргон - 2,1%.
• Азот - 1,9%.

Метанът е открит през 2003 г. Откритието стимулира интереса към Червената планета, като много страни стартираха програми за изследване, което доведе до разговори за полет и колонизация.

Поради ниската плътност температурният режим не се регулира, така че разликите са средно 100 0 C. През деня се установяват доста комфортни условия от +30 0 C, а през нощта температурата на повърхността пада до -80 0 C. налягането е 0,6 kPa (1/110 от земния индикатор). На нашата планета подобни условия възникват на надморска височина от 35 км. Това е основната опасност за човек без защита - не температурата или газовете ще го убият, а налягането.

Близо до повърхността винаги има прах. Поради ниската гравитация облаците се издигат до 50 км. Силните температурни промени водят до ветрове с пориви до 100 m/s, така че прашните бури са често срещани на Марс. Те не представляват сериозна заплаха поради ниската концентрация на частици във въздушните маси.

От какви слоеве се състои атмосферата на Марс?

Силата на гравитацията е по-малка от тази на Земята, така че атмосферата на Марс не е толкова ясно разделена на слоеве според плътността и налягането. Хомогенният състав остава до 11 км, след което атмосферата започва да се разделя на слоеве. Над 100 km плътността намалява до минимални стойности.

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

Горната атмосфера съдържа леки газове - водород, въглерод. В тези слоеве се натрупва кислород. Отделни частици атомарен водород се разпространяват на разстояния до 20 000 км, образувайки водородна корона. Няма ясно разделение между крайните региони и космоса.

Горна атмосфера

На надморска височина над 20-30 км се намира термосферата - горните области. Съставът остава стабилен до надморска височина от 200 км. Тук има високо съдържание на атомен кислород. Температурата е доста ниска - до 200-300 K (от -70 до -200 0 C). Следва йоносферата, в която йоните реагират с неутрални елементи.

Долна атмосфера

В зависимост от времето на годината границата на този слой се променя и тази зона се нарича тропопауза. По-нататък се простира стратомезосферата, чиято средна температура е -133 0 С. На Земята тя съдържа озон, който предпазва от космическата радиация. На Марс се натрупва на височина 50-60 км и след това практически отсъства.

Атмосферен състав

Земната атмосфера се състои от азот (78%) и кислород (20%), в малки количества присъстват аргон, въглероден диоксид, метан и др. Такива условия се считат за оптимални за появата на живот. Съставът на въздуха на Марс е значително различен. Основният елемент на марсианската атмосфера е въглеродният диоксид - около 95%. Азотът представлява 3%, а аргонът е 1,6%. Общото количество кислород е не повече от 0,14%.

Този състав се е образувал поради слабата гравитация на Червената планета. Най-стабилен беше тежкият въглероден диоксид, който постоянно се допълва в резултат на вулканична дейност. Леките газове се разпръскват в пространството поради ниската гравитация и липсата на магнитно поле. Азотът се задържа от гравитацията под формата на двуатомна молекула, но се разделя под въздействието на радиация и лети в космоса под формата на единични атоми.

Подобна е ситуацията с кислорода, но в горните слоеве той реагира с въглерод и водород. Учените обаче не разбират напълно спецификата на реакциите. Според изчисленията количеството въглероден оксид CO трябва да е по-голямо, но в крайна сметка той се окислява до въглероден диоксид CO2 и потъва на повърхността. Отделно, молекулярен кислород O2 се появява само след химическо разлагане на въглероден диоксид и вода в горните слоеве под въздействието на фотони. Отнася се за вещества, които не кондензират на Марс.

Учените смятат, че преди милиони години количеството кислород е било сравнимо с това на Земята – 15-20%. Все още не е известно точно защо условията са се променили. Отделните атоми обаче не излизат толкова активно, а поради по-голямото тегло дори се натрупва. До известна степен се наблюдава и обратният процес.

Други важни елементи:

• Озонът практически липсва, има една област на натрупване на 30-60 км от повърхността.
• Съдържанието на вода е 100-200 пъти по-малко, отколкото в най-сухия район на Земята.
• Метан - наблюдават се емисии с неизвестна природа и досега най-обсъжданото вещество за Марс.

Метанът на Земята се класифицира като хранително вещество, така че потенциално може да бъде свързан с органична материя. Естеството на появата и бързото унищожаване все още не е обяснено, така че учените търсят отговори на тези въпроси.

Какво се случи с атмосферата на Марс в миналото?

През милионите години от съществуването на планетата атмосферата се променя по състав и структура. В резултат на изследвания се появиха доказателства, че течни океани са съществували на повърхността в миналото. Сега обаче водата остава в малки количества под формата на пара или лед.

Причини за изчезването на течността:

• Ниското атмосферно налягане не е в състояние да поддържа водата в течно състояние за дълго време, както е на Земята.
• Гравитацията не е достатъчно силна, за да задържи облаците пара.
• Поради липсата на магнитно поле, материята се отнася от частиците на слънчевия вятър в космоса.
• При значителни температурни промени водата може да се запази само в твърдо състояние.

С други думи, атмосферата на Марс не е достатъчно плътна, за да задържи водата като течност, а малката сила на гравитацията не е в състояние да задържи водород и кислород.
Според експертите благоприятните условия за живот на Червената планета са могли да се образуват преди около 4 милиарда години. Може би по това време е имало живот.

Посочени са следните причини за унищожаване:

• Липса на защита от слънчева радиация и постепенно изчерпване на атмосферата в продължение на милиони години.
• Сблъсък с метеорит или друго космическо тяло, което моментално разрушава атмосферата.

Първата причина в момента е по-вероятна, тъй като все още не са открити следи от глобална катастрофа. Подобни заключения бяха направени благодарение на изследването на автономната станция Curiosity. Марсоходът определи точния състав на въздуха.

Древната атмосфера на Марс е съдържала много кислород

Днес учените почти не се съмняват, че някога на Червената планета е имало вода. На множество гледки към очертанията на океаните. Визуалните наблюдения се потвърждават от специфични изследвания. Марсоходите направиха почвени тестове в долините на бивши морета и реки и химическият състав потвърди първоначалните предположения.

При настоящите условия всяка течна вода на повърхността на планетата ще се изпари моментално, защото налягането е твърде ниско. Въпреки това, ако океаните и езерата са съществували в древни времена, условията са били различни. Едно от предположенията е различен състав с кислородна фракция около 15-20%, както и повишен дял на азот и аргон. В тази форма Марс става почти идентичен с родната ни планета – с течна вода, кислород и азот.

Други учени предполагат съществуването на пълноценно магнитно поле, което може да предпази от слънчевия вятър. Мощността му е сравнима със земната и това е още един фактор, който говори в полза на наличието на условия за възникване и развитие на живота.

Причини за изчерпване на атмосферата

Пикът на развитие настъпва в епохата на Хесперия (преди 3,5-2,5 милиарда години). В равнината имаше солен океан, сравним по размер с Северния ледовит океан. Температурата на повърхността достига 40-50 0 C, а налягането е около 1 atm. През този период има голяма вероятност за съществуване на живи организми. Периодът на „просперитет“ обаче не беше достатъчно дълъг, за да възникне сложен, много по-малко интелигентен живот.

Една от основните причини е малкият размер на планетата. Марс е по-малък от Земята, така че гравитацията и магнитното поле са по-слаби. В резултат на това слънчевият вятър активно избива частици и буквално отрязва черупката слой по слой. Съставът на атмосферата започна да се променя в продължение на 1 милиард години, след което климатичните промени станаха катастрофални. Намаляването на налягането доведе до изпаряване на течността и температурни промени.