मंगल के वायुमंडल में मुख्यतः डाइऑक्साइड है। मंगल का वातावरण: चौथे ग्रह का रहस्य। विकिरण, धूल भरी आंधियां और मंगल की अन्य विशेषताएं

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मंगल ग्रह के वायुमंडल की खोज ग्रह पर स्वचालित इंटरप्लेनेटरी स्टेशनों की उड़ानों से पहले ही की गई थी। वर्णक्रमीय विश्लेषण और पृथ्वी के साथ मंगल के विरोध के लिए धन्यवाद, जो हर 3 साल में एक बार होता है, खगोलविदों को 19वीं शताब्दी में पहले से ही पता था कि इसकी एक बहुत ही सजातीय संरचना है, जिसमें से 95% से अधिक कार्बन डाइऑक्साइड है। जब पृथ्वी के वायुमंडल में 0.04% कार्बन डाइऑक्साइड के साथ तुलना की जाती है, तो यह पता चलता है कि मंगल ग्रह के वायुमंडलीय कार्बन डाइऑक्साइड का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान से लगभग 12 गुना अधिक है, इसलिए जब मंगल ग्रह का टेराफॉर्मिंग होता है, तो ग्रीनहाउस प्रभाव में कार्बन डाइऑक्साइड का योगदान पैदा हो सकता है। सूर्य से मंगल की अधिक दूरी को ध्यान में रखते हुए भी, 1 वायुमंडल का दबाव प्राप्त करने से कुछ पहले ही जलवायु मनुष्यों के लिए आरामदायक हो जाती है।

1920 के दशक की शुरुआत में, मंगल ग्रह के तापमान का पहला माप एक परावर्तक दूरबीन के फोकस पर रखे गए थर्मामीटर का उपयोग करके किया गया था। 1922 में डब्लू. लैम्पलैंड द्वारा किए गए मापन से मंगल की सतह का औसत तापमान 245 (−28 डिग्री सेल्सियस) प्राप्त हुआ, 1924 में ई. पेटिट और एस. निकोलसन ने 260 के (−13 डिग्री सेल्सियस) प्राप्त किया। 1960 में डब्ल्यू. सिंटन और जे. स्ट्रॉन्ग द्वारा निम्न मान प्राप्त किया गया था: 230 K (−43 °C)। दबाव का पहला अनुमान - औसत - केवल 60 के दशक में ग्राउंड-आधारित आईआर स्पेक्ट्रोस्कोप का उपयोग करके प्राप्त किया गया था: लोरेंत्ज़ कार्बन डाइऑक्साइड लाइनों के विस्तार से प्राप्त 25 ± 15 एचपीए का दबाव का मतलब था कि यह वायुमंडल का मुख्य घटक था।

हवा की गति को वर्णक्रमीय रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट द्वारा निर्धारित किया जा सकता है। तो, इसके लिए, लाइनों की शिफ्ट को मिलीमीटर और सबमिलिमीटर रेंज में मापा गया था, और एक इंटरफेरोमीटर के साथ माप से बड़ी मोटाई की पूरी परत में वेग वितरण प्राप्त करना संभव हो जाता है।

हवा और सतह के तापमान, दबाव, सापेक्ष आर्द्रता और हवा की गति पर सबसे विस्तृत और सटीक डेटा 2012 से गेल क्रेटर में संचालित क्यूरियोसिटी रोवर पर रोवर पर्यावरण निगरानी स्टेशन (आरईएमएस) उपकरण द्वारा लगातार मापा जाता है। और MAVEN उपकरण, जो 2014 से मंगल ग्रह की कक्षा में है, विशेष रूप से वायुमंडल की ऊपरी परतों, सौर वायु कणों के साथ उनकी बातचीत और विशेष रूप से, बिखरने की गतिशीलता के विस्तृत अध्ययन के लिए डिज़ाइन किया गया है।

कई प्रक्रियाएँ जो जटिल हैं या प्रत्यक्ष अवलोकन के लिए अभी तक संभव नहीं हैं, केवल सैद्धांतिक मॉडलिंग के अधीन हैं, लेकिन यह एक महत्वपूर्ण शोध पद्धति भी है।

वायुमंडलीय संरचना

सामान्य तौर पर, मंगल का वातावरण निचले और ऊपरी में विभाजित है; उत्तरार्द्ध को सतह से 80 किमी ऊपर का क्षेत्र माना जाता है, जहां आयनीकरण और पृथक्करण की प्रक्रियाएं सक्रिय भूमिका निभाती हैं। इसके अध्ययन के लिए एक अनुभाग समर्पित है, जिसे आम तौर पर एरोनॉमी कहा जाता है। आमतौर पर, जब लोग मंगल के वातावरण के बारे में बात करते हैं, तो उनका मतलब निचले वातावरण से होता है।

इसके अलावा, कुछ शोधकर्ता दो बड़े कोशों में अंतर करते हैं - होमोस्फीयर और हेटेरोस्फीयर। होमोस्फीयर में, रासायनिक संरचना ऊंचाई पर निर्भर नहीं करती है, क्योंकि वायुमंडल में गर्मी और नमी के हस्तांतरण और उनके ऊर्ध्वाधर विनिमय की प्रक्रियाएं पूरी तरह से अशांत मिश्रण द्वारा निर्धारित होती हैं। चूँकि वायुमंडल में आणविक प्रसार उसके घनत्व के व्युत्क्रमानुपाती होता है, एक निश्चित स्तर से यह प्रक्रिया प्रमुख हो जाती है और ऊपरी आवरण - विषममंडल की मुख्य विशेषता है, जहाँ आणविक प्रसार पृथक्करण होता है। इन गोले के बीच का इंटरफ़ेस, जो 120 और 140 किमी के बीच की ऊंचाई पर स्थित होता है, टर्बोपॉज़ कहलाता है।

निचला वातावरण

सतह से 20-30 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है क्षोभ मंडल, जहां तापमान ऊंचाई के साथ घटता जाता है। क्षोभमंडल की ऊपरी सीमा वर्ष के समय के आधार पर बदलती रहती है (ट्रोपोपॉज़ में तापमान प्रवणता 2.5 डिग्री/किमी के औसत मान के साथ 1 से 3 डिग्री/किमी तक भिन्न होती है)।

ट्रोपोपॉज़ के ऊपर वायुमंडल का इज़ोटेर्मल क्षेत्र है - समतापमंडल, 100 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है। समताप मंडल का औसत तापमान असाधारण रूप से कम और - 133°C होता है। पृथ्वी के विपरीत, जहां समताप मंडल में मुख्य रूप से सभी वायुमंडलीय ओजोन होते हैं, मंगल पर इसकी सांद्रता नगण्य है (यह 50 - 60 किमी की ऊंचाई से सतह तक वितरित होती है, जहां यह अधिकतम है)।

ऊपरी वातावरण

समतापमंडल के ऊपर वायुमंडल की ऊपरी परत फैली हुई है - बाह्य वायुमंडल. इसकी विशेषता अधिकतम मान (200-350 K) तक ऊंचाई के साथ तापमान में वृद्धि है, जिसके बाद यह ऊपरी सीमा (200 किमी) तक स्थिर रहता है। इस परत में परमाणु ऑक्सीजन की उपस्थिति दर्ज की गई; 200 किमी की ऊंचाई पर इसका घनत्व 5-6⋅10 7 सेमी −3 तक पहुंच जाता है। परमाणु ऑक्सीजन पर हावी एक परत की उपस्थिति (साथ ही यह तथ्य कि मुख्य तटस्थ घटक कार्बन डाइऑक्साइड है) मंगल के वातावरण को शुक्र के वातावरण के साथ जोड़ती है।

योण क्षेत्र- उच्च मात्रा में आयनीकरण वाला क्षेत्र - लगभग 80-100 से लेकर लगभग 500-600 किमी की ऊंचाई पर स्थित है। आयन सामग्री रात में न्यूनतम और दिन के दौरान अधिकतम होती है, जब मुख्य परत कार्बन डाइऑक्साइड के फोटोआयनीकरण के कारण 120-140 किमी की ऊंचाई पर बनती है। अत्यधिक पराबैंगनीसूर्य से विकिरण CO 2 + hν → CO 2 + + e -, साथ ही आयनों और तटस्थ पदार्थों CO 2 + + O → O 2 + + CO और O + + CO 2 → O 2 + + CO के बीच प्रतिक्रियाएं। आयनों की सांद्रता, जिनमें से 90% O 2 + और 10% CO 2 + है, 10 5 प्रति घन सेंटीमीटर तक पहुँच जाती है (आयनोस्फीयर के अन्य क्षेत्रों में यह परिमाण के 1-2 क्रम कम है)। उल्लेखनीय है कि मंगल के वायुमंडल में आणविक ऑक्सीजन की लगभग पूर्ण अनुपस्थिति में ही O2+ आयनों की प्रधानता रहती है। द्वितीयक परत 110-115 किमी के क्षेत्र में नरम एक्स-रे विकिरण और तेजी से बाहर निकलने वाले इलेक्ट्रॉनों के कारण बनती है। 80-100 किमी की ऊंचाई पर, कुछ शोधकर्ता एक तीसरी परत की पहचान करते हैं, जो कभी-कभी ब्रह्मांडीय धूल कणों के प्रभाव में प्रकट होती है जो धातु आयनों Fe +, Mg +, Na + को वायुमंडल में पेश करती है। हालाँकि, बाद में मंगल के वायुमंडल में प्रवेश करने वाले उल्कापिंडों और अन्य ब्रह्मांडीय पिंडों से पदार्थ के क्षरण के कारण न केवल उत्तरार्द्ध (और ऊपरी वायुमंडल की लगभग पूरी मात्रा में) की उपस्थिति की पुष्टि की गई, बल्कि उनकी आम तौर पर निरंतर उपस्थिति भी हुई। इसके अलावा, मंगल पर चुंबकीय क्षेत्र की अनुपस्थिति के कारण, उनका वितरण और व्यवहार पृथ्वी के वायुमंडल में देखे गए से काफी भिन्न है। मुख्य अधिकतम के ऊपर, सौर हवा के साथ बातचीत के कारण अन्य अतिरिक्त परतें दिखाई दे सकती हैं। इस प्रकार, O+ आयनों की परत 225 किमी की ऊंचाई पर सबसे अधिक स्पष्ट होती है। तीन मुख्य प्रकार के आयनों (O 2 +, CO 2 और O +) के अलावा, अपेक्षाकृत हाल ही में H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 भी पंजीकृत थे O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2++ और HCO2+. 400 किमी से ऊपर, कुछ लेखक "आयनोपॉज़" की पहचान करते हैं, लेकिन इस मामले पर अभी तक कोई आम सहमति नहीं है।

जहां तक ​​प्लाज्मा तापमान का सवाल है, मुख्य अधिकतम के निकट आयन तापमान 150 K है, जो 175 किमी की ऊंचाई पर बढ़कर 210 K हो जाता है। ऊपर, तटस्थ गैस के साथ आयनों का थर्मोडायनामिक संतुलन काफी हद तक बाधित हो जाता है, और उनका तापमान 250 किमी की ऊंचाई पर 1000 K तक तेजी से बढ़ जाता है। इलेक्ट्रॉन का तापमान कई हजार केल्विन हो सकता है, जाहिर तौर पर आयनमंडल में चुंबकीय क्षेत्र के कारण, और यह सूर्य के बढ़ते आंचल कोण के साथ बढ़ता है और उत्तरी और दक्षिणी गोलार्ध में समान नहीं होता है, जो कि विषमता के कारण हो सकता है मंगल ग्रह की पपड़ी का अवशिष्ट चुंबकीय क्षेत्र। सामान्य तौर पर, कोई भी अलग-अलग तापमान प्रोफाइल के साथ उच्च-ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की तीन आबादी को अलग कर सकता है। चुंबकीय क्षेत्र आयनों के क्षैतिज वितरण को भी प्रभावित करता है: उच्च-ऊर्जा कणों की धाराएं चुंबकीय विसंगतियों के ऊपर बनती हैं, जो क्षेत्र रेखाओं के साथ घूमती हैं, जिससे आयनीकरण की तीव्रता बढ़ जाती है, और आयन घनत्व और स्थानीय संरचनाओं में वृद्धि देखी जाती है।

200-230 किमी की ऊंचाई पर थर्मोस्फीयर की ऊपरी सीमा होती है - एक्सोबेस, जिसके ऊपर यह लगभग 250 किमी की ऊंचाई से शुरू होती है बहिर्मंडलमंगल. इसमें हल्के पदार्थ होते हैं - हाइड्रोजन, कार्बन, ऑक्सीजन - जो अंतर्निहित आयनमंडल में फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप दिखाई देते हैं, उदाहरण के लिए, इलेक्ट्रॉनों के साथ ओ 2 + का विघटनकारी पुनर्संयोजन। मंगल ग्रह के ऊपरी वायुमंडल में परमाणु हाइड्रोजन की निरंतर आपूर्ति मंगल ग्रह की सतह पर जल वाष्प के फोटोडिसोसिएशन के कारण होती है। क्योंकि ऊंचाई के साथ हाइड्रोजन की सांद्रता बहुत धीरे-धीरे कम हो जाती है, यह तत्व ग्रह के वायुमंडल की सबसे बाहरी परतों का एक प्रमुख घटक है और एक हाइड्रोजन कोरोना बनाता है, जो लगभग 20,000 किमी की दूरी तक फैला हुआ है, हालांकि इससे कोई सख्त सीमा और कण नहीं हैं क्षेत्र बस धीरे-धीरे आसपास के स्थान में फैल जाता है।

मंगल के वातावरण में भी इसे कभी-कभी छोड़ा जाता है रसायनमंडल- एक परत जहां फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाएं होती हैं, और चूंकि, पृथ्वी की तरह ओजोन स्क्रीन की कमी के कारण, पराबैंगनी विकिरण ग्रह की सतह तक पहुंचता है, वे वहां भी संभव हैं। मंगल ग्रह का रसायनमंडल सतह से लगभग 120 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है।

निचले वायुमंडल की रासायनिक संरचना

मंगल ग्रह के वायुमंडल की प्रबल विरलता के बावजूद, इसमें कार्बन डाइऑक्साइड की सांद्रता पृथ्वी के वायुमंडल की तुलना में लगभग 23 गुना अधिक है।

• नाइट्रोजन (2.7%) वर्तमान में अंतरिक्ष में सक्रिय रूप से नष्ट हो रहा है। एक द्विपरमाणुक अणु के रूप में, नाइट्रोजन ग्रह के गुरुत्वाकर्षण द्वारा स्थिर रूप से धारण किया जाता है, लेकिन सौर विकिरण द्वारा एकल परमाणुओं में विभाजित हो जाता है, जिससे आसानी से वायुमंडल छोड़ दिया जाता है।
• आर्गन (1.6%) को भारी आइसोटोप आर्गन-40 द्वारा दर्शाया जाता है, जो अपव्यय के लिए अपेक्षाकृत प्रतिरोधी है। प्रकाश 36 एआर और 38 एआर प्रति मिलियन भागों में ही मौजूद हैं
• अन्य उत्कृष्ट गैसें: नियॉन, क्रिप्टन, क्सीनन (पीपीएम)
• कार्बन ऑक्साइड (सीओ) सीओ 2 के फोटोडिसोसिएशन का एक उत्पाद है और बाद की सांद्रता का 7.5⋅10 -4 है - यह एक बेवजह छोटा मूल्य है, क्योंकि रिवर्स प्रतिक्रिया सीओ + ओ + एम → सीओ 2 + एम है निषिद्ध, और इससे भी अधिक सीओ जमा करना होगा। कार्बन मोनोऑक्साइड को अभी भी कार्बन डाइऑक्साइड में कैसे ऑक्सीकृत किया जा सकता है, इस पर विभिन्न सिद्धांत प्रस्तावित किए गए हैं, लेकिन उन सभी में कोई न कोई खामी है।
• आणविक ऑक्सीजन (O 2) - मंगल के ऊपरी वायुमंडल में CO 2 और H 2 O दोनों के प्रकाश पृथक्करण के परिणामस्वरूप प्रकट होता है। इस मामले में, ऑक्सीजन वायुमंडल की निचली परतों में फैल जाती है, जहां इसकी सांद्रता CO2 की निकट-सतह सांद्रता के 1.3⋅10 -3 तक पहुंच जाती है। Ar, CO और N 2 की तरह, यह मंगल पर एक गैर-संघनित पदार्थ है, इसलिए इसकी सांद्रता में भी मौसमी बदलाव होते हैं। ऊपरी वायुमंडल में, 90-130 किमी की ऊंचाई पर, ओ 2 सामग्री (सीओ 2 के सापेक्ष अंश) निचले वायुमंडल के लिए संबंधित मूल्य से 3-4 गुना अधिक है और औसत 4⋅10 -3 है, जो भिन्न-भिन्न है। 3.1⋅10 -3 से 5.8⋅10 -3 तक होती है। प्राचीन समय में, मंगल के वातावरण में, हालांकि, युवा पृथ्वी पर इसकी हिस्सेदारी के बराबर, बड़ी मात्रा में ऑक्सीजन मौजूद थी। ऑक्सीजन, यहां तक ​​कि अलग-अलग परमाणुओं के रूप में भी, नाइट्रोजन की तरह सक्रिय रूप से नष्ट नहीं होती है, क्योंकि इसका परमाणु भार अधिक होता है, जो इसे जमा होने की अनुमति देता है।
• ओजोन - इसकी मात्रा सतह के तापमान के आधार पर बहुत भिन्न होती है: यह सभी अक्षांशों पर विषुव के दौरान न्यूनतम होती है और ध्रुव पर अधिकतम होती है, जहां सर्दी होती है, इसके अलावा, यह जल वाष्प की एकाग्रता के व्युत्क्रमानुपाती होती है। एक स्पष्ट ओजोन परत लगभग 30 किमी की ऊंचाई पर और दूसरी 30 से 60 किमी के बीच होती है।
• पानी। मंगल के वायुमंडल में एच 2 ओ सामग्री पृथ्वी के सबसे शुष्क क्षेत्रों के वातावरण की तुलना में लगभग 100-200 गुना कम है, और पानी के जमा स्तंभ की मात्रा औसतन 10-20 माइक्रोन है। जल वाष्प सांद्रता में महत्वपूर्ण मौसमी और दैनिक बदलाव होते हैं। जल वाष्प के साथ हवा की संतृप्ति की डिग्री धूल के कणों की सामग्री के व्युत्क्रमानुपाती होती है, जो संक्षेपण के केंद्र हैं, और कुछ क्षेत्रों में (सर्दियों में, 20-50 किमी की ऊंचाई पर) वाष्प दर्ज किया गया था जिसका दबाव इससे अधिक है संतृप्त वाष्प का दबाव 10 गुना - पृथ्वी के वायुमंडल की तुलना में बहुत अधिक।
• मीथेन. 2003 के बाद से, अज्ञात मूल के मीथेन उत्सर्जन के पंजीकरण की रिपोर्टें आई हैं, लेकिन पंजीकरण विधियों की कुछ कमियों के कारण उनमें से किसी को भी विश्वसनीय नहीं माना जा सकता है। इस मामले में, हम बेहद छोटे मूल्यों के बारे में बात कर रहे हैं - पृष्ठभूमि मूल्य के रूप में 0.7 पीपीबीवी (ऊपरी सीमा - 1.3 पीपीबीवी) और एपिसोडिक विस्फोट के लिए 7 पीपीबीवी, जो सॉल्वैबिलिटी के कगार पर है। चूँकि, इसके साथ ही, अन्य अध्ययनों द्वारा पुष्टि की गई सीएच 4 की अनुपस्थिति के बारे में भी जानकारी प्रकाशित की गई थी, यह मीथेन के कुछ आंतरायिक स्रोत के साथ-साथ इसके तेजी से विनाश के लिए कुछ तंत्र के अस्तित्व का संकेत दे सकता है, जबकि फोटोकैमिकल विनाश की अवधि यह पदार्थ 300 वर्ष पुराना होने का अनुमान है। इस मुद्दे पर चर्चा वर्तमान में खुली है, और यह खगोल विज्ञान के संदर्भ में विशेष रुचि का है, इस तथ्य के कारण कि पृथ्वी पर यह पदार्थ बायोजेनिक मूल का है।
• कुछ कार्बनिक यौगिकों के अंश. सबसे महत्वपूर्ण एच 2 सीओ, एचसीएल और एसओ 2 पर ऊपरी सीमाएं हैं, जो क्रमशः क्लोरीन से जुड़ी प्रतिक्रियाओं के साथ-साथ ज्वालामुखीय गतिविधि की अनुपस्थिति को इंगित करती हैं, विशेष रूप से, मीथेन की गैर-ज्वालामुखीय उत्पत्ति, यदि इसका अस्तित्व है की पुष्टि की।

मंगल के वायुमंडल की संरचना और दबाव के कारण मनुष्य और अन्य स्थलीय जीवों के लिए सांस लेना असंभव हो जाता है। ग्रह की सतह पर काम करने के लिए एक स्पेससूट की आवश्यकता होती है, हालांकि यह चंद्रमा और बाहरी अंतरिक्ष जितना भारी और संरक्षित नहीं होता है। मंगल का वातावरण स्वयं विषैला नहीं है और इसमें रासायनिक रूप से निष्क्रिय गैसें हैं। वायुमंडल उल्का पिंडों की गति को कुछ हद तक धीमा कर देता है, इसलिए चंद्रमा की तुलना में मंगल पर कम गड्ढे हैं और वे कम गहरे हैं। सूक्ष्म उल्कापिंड सतह तक पहुंचे बिना ही पूरी तरह जल जाते हैं।

पानी, बादल और वर्षा

कम घनत्व वातावरण को जलवायु को प्रभावित करने वाली बड़े पैमाने की घटनाओं को बनने से नहीं रोकता है।

मंगल ग्रह के वायुमंडल में एक प्रतिशत के हजारवें हिस्से से अधिक जलवाष्प नहीं है, लेकिन हाल के (2013) अध्ययनों के परिणामों के अनुसार, यह अभी भी पहले की सोच से कहीं अधिक है, और पृथ्वी के वायुमंडल की ऊपरी परतों की तुलना में अधिक है। और कम दबाव और तापमान पर यह संतृप्ति के करीब की स्थिति में होता है, इसलिए यह अक्सर बादलों में इकट्ठा हो जाता है। एक नियम के रूप में, पानी के बादल सतह से 10-30 किमी की ऊंचाई पर बनते हैं। वे मुख्य रूप से भूमध्य रेखा पर केंद्रित होते हैं और लगभग पूरे वर्ष देखे जाते हैं। वायुमंडल के उच्च स्तर (20 किमी से अधिक) पर देखे गए बादल CO2 संघनन के परिणामस्वरूप बनते हैं। यही प्रक्रिया सर्दियों में ध्रुवीय क्षेत्रों में कम (10 किमी से कम की ऊंचाई पर) बादलों के निर्माण के लिए जिम्मेदार होती है, जब वायुमंडलीय तापमान CO2 (-126 डिग्री सेल्सियस) के हिमांक से नीचे चला जाता है; गर्मियों में, बर्फ H2O की समान पतली संरचनाएँ बनती हैं

• मंगल ग्रह पर दिलचस्प और दुर्लभ वायुमंडलीय घटनाओं में से एक की खोज की गई थी ("वाइकिंग -1") जब 1978 में उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र की तस्वीर खींची गई थी। ये चक्रवाती संरचनाएं हैं, जो वामावर्त परिसंचरण के साथ भंवर जैसी बादल प्रणालियों द्वारा तस्वीरों में स्पष्ट रूप से पहचानी जाती हैं। इन्हें 65-80° उत्तर अक्षांश क्षेत्र में खोजा गया था। डब्ल्यू

  वर्ष की "गर्म" अवधि के दौरान, वसंत से शुरुआती शरद ऋतु तक, जब ध्रुवीय मोर्चा यहाँ स्थापित होता है। इसकी घटना वर्ष के इस समय बर्फ की टोपी के किनारे और आसपास के मैदानों के बीच मौजूद सतह के तापमान में तीव्र अंतर के कारण होती है। इस तरह के मोर्चे से जुड़ी वायुराशियों की तरंग गति पृथ्वी पर हमारे परिचित चक्रवाती भंवरों की उपस्थिति का कारण बनती है। मंगल ग्रह पर खोजे गए भंवर बादल प्रणालियों का आकार 200 से 500 किमी तक है, उनकी गति की गति लगभग 5 किमी/घंटा है, और इन प्रणालियों की परिधि पर हवा की गति लगभग 20 मीटर/सेकेंड है। एक व्यक्तिगत चक्रवाती भंवर के अस्तित्व की अवधि 3 से 6 दिनों तक होती है। मंगल ग्रह के चक्रवातों के मध्य भाग में तापमान से संकेत मिलता है कि बादलों में पानी के बर्फ के क्रिस्टल होते हैं।

  हिमपात वास्तव में एक से अधिक बार देखा गया है। तो, 1979 की सर्दियों में, वाइकिंग-2 लैंडिंग क्षेत्र में बर्फ की एक पतली परत गिर गई, जो कई महीनों तक बनी रही।

  मंगल के वातावरण की एक विशिष्ट विशेषता धूल की निरंतर उपस्थिति है; वर्णक्रमीय माप के अनुसार, धूल के कणों का आकार 1.5 μm अनुमानित है। कम गुरुत्वाकर्षण हवा की पतली धाराओं को भी धूल के विशाल बादलों को 50 किमी की ऊंचाई तक उठाने की अनुमति देता है। और हवाएँ, जो तापमान अंतर की अभिव्यक्तियों में से एक हैं, अक्सर ग्रह की सतह पर चलती हैं (विशेषकर वसंत के अंत में - दक्षिणी गोलार्ध में गर्मियों की शुरुआत में, जब गोलार्धों के बीच तापमान अंतर विशेष रूप से तेज होता है), और उनकी गति पहुँच जाती है 100 मी/से. इस तरह, व्यापक धूल भरी आंधियां बनती हैं, जो लंबे समय तक अलग-अलग पीले बादलों के रूप में देखी जाती हैं, और कभी-कभी पूरे ग्रह को कवर करने वाले निरंतर पीले कफन के रूप में देखी जाती हैं। अधिकतर, धूल भरी आंधियां ध्रुवीय टोपी के पास आती हैं, उनकी अवधि 50-100 दिनों तक पहुंच सकती है। वायुमंडल में हल्की पीली धुंध आमतौर पर बड़ी धूल भरी आंधियों के बाद देखी जाती है और इसे फोटोमेट्रिक और पोलारिमेट्रिक तरीकों से आसानी से पहचाना जा सकता है।

  कक्षीय वाहनों से ली गई छवियों में स्पष्ट रूप से दिखाई देने वाली धूल भरी आँधी, लैंडर्स से ली गई तस्वीरों में बमुश्किल ध्यान देने योग्य निकली। इन अंतरिक्ष स्टेशनों के लैंडिंग स्थलों पर धूल भरी आंधियों का गुजरना केवल तापमान, दबाव में तेज बदलाव और आकाश की सामान्य पृष्ठभूमि के बहुत मामूली अंधेरे से दर्ज किया गया था। वाइकिंग लैंडिंग स्थलों के आसपास तूफान के बाद जमी धूल की परत केवल कुछ माइक्रोमीटर की थी। यह सब मंगल ग्रह के वायुमंडल की अपेक्षाकृत कम वहन क्षमता को इंगित करता है।

  सितंबर 1971 से जनवरी 1972 तक, मंगल ग्रह पर एक वैश्विक धूल भरी आंधी आई, जिससे मेरिनर 9 जांच से सतह की फोटोग्राफी भी नहीं हो पाई। इस अवधि के दौरान अनुमानित वायुमंडलीय स्तंभ (0.1 से 10 की ऑप्टिकल गहराई के साथ) में धूल का द्रव्यमान 7.8⋅10 -5 से 1.66⋅10 -3 ग्राम/सेमी 2 तक था। इस प्रकार, वैश्विक धूल भरी आंधियों की अवधि के दौरान मंगल के वातावरण में धूल के कणों का कुल वजन 10 8 - 10 9 टन तक पहुंच सकता है, जो पृथ्वी के वायुमंडल में धूल की कुल मात्रा के बराबर है।

  • अरोरा को सबसे पहले मार्स एक्सप्रेस अंतरिक्ष यान पर SPICAM UV स्पेक्ट्रोमीटर द्वारा रिकॉर्ड किया गया था। फिर इसे MAVEN तंत्र द्वारा बार-बार देखा गया, उदाहरण के लिए, मार्च 2015 में, और सितंबर 2017 में, क्यूरियोसिटी रोवर पर रेडिएशन असेसमेंट डिटेक्टर (RAD) द्वारा एक अधिक शक्तिशाली घटना दर्ज की गई थी। MAVEN तंत्र के डेटा के विश्लेषण से मौलिक रूप से अलग प्रकार के अरोरा का भी पता चला - फैलाना, जो कम अक्षांशों पर होता है, चुंबकीय क्षेत्र की विसंगतियों से बंधे नहीं होने वाले क्षेत्रों में और बहुत उच्च ऊर्जा वाले कणों के प्रवेश के कारण, लगभग 200 केवी, वायुमंडल।

    इसके अलावा, सूर्य की अत्यधिक पराबैंगनी विकिरण वायुमंडल की तथाकथित आंतरिक चमक (अंग्रेजी एयरग्लो) का कारण बनती है।

    अरोरा के दौरान ऑप्टिकल संक्रमणों का पंजीकरण और उनकी स्वयं की चमक ऊपरी वायुमंडल की संरचना, उसके तापमान और गतिशीलता के बारे में महत्वपूर्ण जानकारी प्रदान करती है। इस प्रकार, रात में नाइट्रिक ऑक्साइड उत्सर्जन के γ- और δ-बैंड का अध्ययन करने से रोशनी वाले और अप्रकाशित क्षेत्रों के बीच परिसंचरण को चिह्नित करने में मदद मिलती है। और अपनी स्वयं की चमक के दौरान 130.4 एनएम की आवृत्ति पर विकिरण के पंजीकरण ने उच्च तापमान वाले परमाणु ऑक्सीजन की उपस्थिति को प्रकट करने में मदद की, जो सामान्य रूप से वायुमंडलीय एक्सोस्फीयर और कोरोना के व्यवहार को समझने में एक महत्वपूर्ण कदम था।

    रंग

    मंगल के वायुमंडल में जो धूल के कण हैं, वे मुख्य रूप से आयरन ऑक्साइड से बने हैं, और यह इसे लाल-लाल रंग देता है।

    माप के अनुसार, वायुमंडल की ऑप्टिकल मोटाई 0.9 है - इसका मतलब है कि आपतित सौर विकिरण का केवल 40% ही इसके वायुमंडल के माध्यम से मंगल की सतह तक पहुंचता है, और शेष 60% हवा में लटकी धूल द्वारा अवशोषित हो जाता है। इसके बिना, 35 किलोमीटर की ऊंचाई पर मंगल ग्रह के आकाश का रंग लगभग पृथ्वी के आकाश के समान होगा। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि इस मामले में मानव आंख इन रंगों के अनुकूल हो जाएगी, और सफेद संतुलन स्वचालित रूप से समायोजित हो जाएगा ताकि आकाश को स्थलीय प्रकाश स्थितियों के समान ही देखा जा सके।

    आकाश का रंग बहुत विषम है, और बादलों या धूल भरी आंधियों की अनुपस्थिति में, क्षितिज पर अपेक्षाकृत प्रकाश से यह तेजी से और धीरे-धीरे चरम की ओर गहरा हो जाता है। अपेक्षाकृत शांत और हवा रहित मौसम में, जब धूल कम होती है, आकाश अपने चरम पर पूरी तरह से काला हो सकता है।

    फिर भी, मंगल ग्रह के रोवर्स की छवियों के लिए धन्यवाद, यह ज्ञात हो गया कि सूर्य के चारों ओर सूर्यास्त और सूर्योदय के समय आकाश नीला हो जाता है। इसका कारण रेलेई प्रकीर्णन है - प्रकाश गैस कणों पर बिखरा हुआ है और आकाश को रंग देता है, लेकिन यदि मंगल ग्रह के दिन प्रभाव कमजोर है और पतले वातावरण और धूल के कारण नग्न आंखों के लिए अदृश्य है, तो सूर्यास्त के समय सूर्य चमकता है हवा की बहुत मोटी परत, जिसके कारण नीले और बैंगनी रंग के घटक बिखरने लगते हैं। वही तंत्र दिन के दौरान पृथ्वी पर नीले आकाश और सूर्यास्त के समय पीले-नारंगी आकाश के लिए जिम्मेदार है। [ ]

    रॉकनेस्ट ड्यून्स का पैनोरमा, क्यूरियोसिटी रोवर की छवियों से संकलित।

    परिवर्तन

    वायुमंडल की ऊपरी परतों में परिवर्तन काफी जटिल होते हैं, क्योंकि वे एक-दूसरे से और अंतर्निहित परतों से जुड़े होते हैं। ऊपर की ओर फैलने वाली वायुमंडलीय तरंगें और ज्वार थर्मोस्फीयर की संरचना और गतिशीलता पर महत्वपूर्ण प्रभाव डाल सकते हैं और, परिणामस्वरूप, आयनोस्फीयर, उदाहरण के लिए, आयनोस्फीयर की ऊपरी सीमा की ऊंचाई। निचले वायुमंडल में धूल भरी आँधी के दौरान इसकी पारदर्शिता कम हो जाती है, यह गर्म हो जाता है और फैल जाता है। तब थर्मोस्फियर का घनत्व बढ़ जाता है - यह परिमाण के क्रम से भी भिन्न हो सकता है - और अधिकतम इलेक्ट्रॉन सांद्रता की ऊंचाई 30 किमी तक बढ़ सकती है। धूल भरी आंधियों के कारण ऊपरी वायुमंडल में परिवर्तन वैश्विक हो सकता है, जो ग्रह की सतह से 160 किमी ऊपर तक के क्षेत्रों को प्रभावित करता है। इन घटनाओं पर ऊपरी वायुमंडल की प्रतिक्रिया में कई दिन लगते हैं, और इसे अपनी पिछली स्थिति में लौटने में बहुत अधिक समय लगता है - कई महीने। ऊपरी और निचले वायुमंडल के बीच संबंध की एक और अभिव्यक्ति यह है कि जल वाष्प, जो, जैसा कि यह निकला, निचले वायुमंडल में सुपरसैचुरेटेड है, हल्के घटकों एच और ओ में फोटोडिसोसिएशन से गुजर सकता है, जो एक्सोस्फीयर के घनत्व और तीव्रता को बढ़ाता है। मंगल के वायुमंडल से पानी की कमी। ऊपरी वायुमंडल में परिवर्तन का कारण बनने वाले बाहरी कारक सूर्य से अत्यधिक पराबैंगनी और नरम एक्स-रे विकिरण, सौर हवा के कण, ब्रह्मांडीय धूल और उल्कापिंड जैसे बड़े पिंड हैं। कार्य इस तथ्य से जटिल है कि उनका प्रभाव, एक नियम के रूप में, यादृच्छिक है, और इसकी तीव्रता और अवधि की भविष्यवाणी नहीं की जा सकती है, और दिन, मौसम के साथ-साथ सौर चक्र के समय में परिवर्तन से जुड़ी चक्रीय प्रक्रियाएं आरोपित हैं। प्रासंगिक घटनाएँ. फिलहाल, सबसे अच्छे रूप में, वायुमंडलीय मापदंडों की गतिशीलता पर घटनाओं के संचित आँकड़े हैं, लेकिन पैटर्न का सैद्धांतिक विवरण अभी तक पूरा नहीं हुआ है। आयनमंडल में प्लाज्मा कणों की सांद्रता और सौर गतिविधि के बीच एक प्रत्यक्ष आनुपातिकता निश्चित रूप से स्थापित की गई है। इसकी पुष्टि इस तथ्य से होती है कि वास्तव में इन ग्रहों के चुंबकीय क्षेत्र में मूलभूत अंतर के बावजूद, पृथ्वी के आयनमंडल के लिए 2007-2009 में अवलोकन के परिणामों के आधार पर एक समान पैटर्न दर्ज किया गया था, जो सीधे आयनमंडल को प्रभावित करता है। और सौर कोरोना से कणों का निष्कासन, जिससे सौर हवा के दबाव में बदलाव होता है, मैग्नेटोस्फीयर और आयनोस्फीयर का एक विशिष्ट संपीड़न भी होता है: अधिकतम प्लाज्मा घनत्व 90 किमी तक गिर जाता है।

    दैनिक उतार-चढ़ाव

    अपनी विरलता के बावजूद, वायुमंडल ग्रह की सतह की तुलना में सौर ताप के प्रवाह में परिवर्तन पर अधिक धीमी गति से प्रतिक्रिया करता है। इस प्रकार, सुबह में, तापमान ऊंचाई के साथ बहुत भिन्न होता है: ग्रह की सतह से 25 सेमी से 1 मीटर की ऊंचाई पर 20 डिग्री का अंतर दर्ज किया गया था। जैसे ही सूर्य उगता है, ठंडी हवा सतह से गर्म हो जाती है और एक विशेष भंवर में ऊपर की ओर उठती है, जिससे हवा में धूल उड़ जाती है - इस तरह धूल के शैतान बनते हैं। निकट-सतह परत (500 मीटर ऊंचाई तक) में तापमान व्युत्क्रमण होता है। दोपहर तक माहौल गर्म हो जाने के बाद अब इसका असर देखने को नहीं मिल रहा है। दोपहर करीब दो बजे अधिकतम तापमान पहुंच जाता है। तब सतह वायुमंडल की तुलना में तेजी से ठंडी होती है, और विपरीत तापमान प्रवणता देखी जाती है। सूर्यास्त से पहले, तापमान फिर से ऊंचाई के साथ कम हो जाता है।

    दिन और रात के परिवर्तन का प्रभाव ऊपरी वायुमंडल पर भी पड़ता है। सबसे पहले, रात में, सौर विकिरण द्वारा आयनीकरण बंद हो जाता है, लेकिन सूर्यास्त के बाद पहली बार प्लाज्मा दिन की ओर से प्रवाह के कारण पुनः भरना जारी रहता है, और फिर चुंबकीय क्षेत्र के साथ नीचे जाने वाले इलेक्ट्रॉनों के प्रभाव के कारण बनता है लाइनें (तथाकथित इलेक्ट्रॉन घुसपैठ) - तब अधिकतम 130-170 किमी की ऊंचाई पर देखी गई। इसलिए, रात के समय इलेक्ट्रॉनों और आयनों का घनत्व बहुत कम होता है और एक जटिल प्रोफ़ाइल की विशेषता होती है, जो स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र पर भी निर्भर करती है और गैर-तुच्छ तरीके से बदलती है, जिसका पैटर्न अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं गया है और सैद्धांतिक रूप से वर्णित है। पूरे दिन, आयनमंडल की स्थिति भी सूर्य के आंचल कोण के आधार पर बदलती रहती है।

    वार्षिक चक्र

    जैसे पृथ्वी पर, मंगल ग्रह पर कक्षीय तल पर घूर्णन अक्ष के झुकाव के कारण मौसम में परिवर्तन होता है, इसलिए सर्दियों में उत्तरी गोलार्ध में ध्रुवीय टोपी बढ़ती है, और दक्षिणी गोलार्ध में लगभग गायब हो जाती है, और छह महीने के बाद गोलार्ध स्थान बदलते हैं। इसके अलावा, पेरिहेलियन (उत्तरी गोलार्ध में शीतकालीन संक्रांति) पर ग्रह की कक्षा की अपेक्षाकृत बड़ी विलक्षणता के कारण, यह एपहेलियन की तुलना में 40% अधिक सौर विकिरण प्राप्त करता है, और उत्तरी गोलार्ध में सर्दियाँ छोटी और अपेक्षाकृत मध्यम होती हैं, और गर्मियाँ लंबी लेकिन ठंडी होती हैं, इसके विपरीत, दक्षिण में गर्मियाँ छोटी और अपेक्षाकृत गर्म होती हैं, और सर्दियाँ लंबी और ठंडी होती हैं। इसके संबंध में, सर्दियों में दक्षिणी टोपी ध्रुव-भूमध्य रेखा की आधी दूरी तक फैल जाती है, और उत्तरी टोपी केवल एक तिहाई तक फैल जाती है। जब ध्रुवों में से किसी एक पर गर्मी शुरू होती है, तो संबंधित ध्रुवीय टोपी से कार्बन डाइऑक्साइड वाष्पित हो जाता है और वायुमंडल में प्रवेश करता है; हवाएँ इसे विपरीत टोपी तक ले जाती हैं, जहाँ यह फिर से जम जाता है। इससे कार्बन डाइऑक्साइड का एक चक्र बनता है, जो ध्रुवीय टोपी के विभिन्न आकारों के साथ, सूर्य की परिक्रमा करते समय मंगल के वायुमंडल के दबाव को बदल देता है। इस तथ्य के कारण कि सर्दियों में पूरे वातावरण का 20-30% तक ध्रुवीय टोपी में जम जाता है, संबंधित क्षेत्र में दबाव तदनुसार कम हो जाता है।

    जलवाष्प की सांद्रता में मौसमी बदलाव (साथ ही दैनिक) भी होते हैं - वे 1-100 माइक्रोन की सीमा में होते हैं। इस प्रकार, सर्दियों में वातावरण लगभग "शुष्क" होता है। वसंत ऋतु में इसमें जल वाष्प दिखाई देता है, और सतह के तापमान में परिवर्तन के बाद, गर्मियों के मध्य तक इसकी मात्रा अधिकतम तक पहुंच जाती है। ग्रीष्म-शरद ऋतु की अवधि के दौरान, जल वाष्प धीरे-धीरे पुनर्वितरित होता है, और इसकी अधिकतम सामग्री उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र से भूमध्यरेखीय अक्षांशों तक चली जाती है। इसी समय, वायुमंडल में कुल वैश्विक वाष्प सामग्री (वाइकिंग 1 डेटा के अनुसार) लगभग स्थिर रहती है और बर्फ के 1.3 किमी 3 के बराबर होती है। अधिकतम एच 2 ओ सामग्री (0.2 मात्रा% के बराबर अवक्षेपित पानी की 100 माइक्रोमीटर) उत्तरी अवशेष ध्रुवीय टोपी को घेरने वाले अंधेरे क्षेत्र में गर्मियों में दर्ज की गई थी - वर्ष के इस समय ध्रुवीय टोपी बर्फ के ऊपर का वातावरण आमतौर पर करीब होता है संतृप्ति.

    दक्षिणी गोलार्ध में वसंत-गर्मियों की अवधि में, जब धूल भरी आंधियां सबसे अधिक सक्रिय रूप से बनती हैं, तो दैनिक या अर्ध-दैनिक वायुमंडलीय ज्वार देखे जाते हैं - सतह पर दबाव में वृद्धि और इसके ताप के जवाब में वातावरण का थर्मल विस्तार।

    ऋतुओं का परिवर्तन ऊपरी वायुमंडल को भी प्रभावित करता है - तटस्थ घटक (थर्मोस्फीयर) और प्लाज्मा (आयनोस्फीयर) दोनों, और इस कारक को सौर चक्र के साथ ध्यान में रखा जाना चाहिए, और यह ऊपरी की गतिशीलता का वर्णन करने के कार्य को जटिल बनाता है। वायुमंडल।

    दीर्घकालिक परिवर्तन

    यह सभी देखें

    टिप्पणियाँ

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. मंगल के लिए, यह हर दो साल और दो महीने में दोहराया जाता है। चूँकि मंगल की कक्षा पृथ्वी की तुलना में अधिक लम्बी है, विरोध के दौरान मंगल और पृथ्वी के बीच की दूरियाँ भिन्न हो सकती हैं। हर 15 या 17 साल में एक बार, महान टकराव होता है, जब पृथ्वी और मंगल के बीच की दूरी न्यूनतम होती है और 55 मिलियन किमी के बराबर होती है।

मंगल ग्रह पर नहरें हबल स्पेस टेलीस्कोप से ली गई मंगल की तस्वीर ग्रह की विशिष्ट विशेषताओं को स्पष्ट रूप से दर्शाती है। मार्टियन रेगिस्तान की लाल पृष्ठभूमि के खिलाफ, नीले-हरे समुद्र और चमकदार सफेद ध्रुवीय टोपी स्पष्ट रूप से दिखाई देती हैं। प्रसिद्धचैनल

फोटो में दिखाई नहीं दे रहा है. इस आवर्धन पर वे वास्तव में अदृश्य हैं। मंगल ग्रह की बड़े पैमाने पर तस्वीरें प्राप्त होने के बाद, मंगल ग्रह की नहरों का रहस्य आखिरकार सुलझ गया: नहरें एक ऑप्टिकल भ्रम हैं। अस्तित्व की संभावना का प्रश्न बहुत रुचिकर था. 1976 में अमेरिकन वाइकिंग एमएस पर किए गए अध्ययनों ने स्पष्ट रूप से अंतिम नकारात्मक परिणाम दिया। मंगल ग्रह पर जीवन का कोई निशान नहीं मिला है।

हालाँकि, इस मुद्दे पर वर्तमान में एक जीवंत चर्चा चल रही है। दोनों पक्ष, मंगल ग्रह पर जीवन के समर्थक और विरोधी दोनों, ऐसे तर्क प्रस्तुत करते हैं जिनका उनके विरोधी खंडन नहीं कर सकते। इस समस्या को हल करने के लिए पर्याप्त प्रयोगात्मक डेटा ही नहीं है। हम केवल तब तक इंतजार कर सकते हैं जब तक मंगल ग्रह पर चल रही और नियोजित उड़ानें हमारे समय में या सुदूर अतीत में मंगल पर जीवन के अस्तित्व की पुष्टि या खंडन करने वाली सामग्री प्रदान नहीं करेंगी। साइट से सामग्री

मंगल के दो छोटे हैं उपग्रह- फोबोस (चित्र 51) और डेमोस (चित्र 52)। इनका आयाम क्रमशः 18×22 और 10×16 किमी है। फोबोस ग्रह की सतह से केवल 6000 किमी की दूरी पर स्थित है और लगभग 7 घंटे में इसकी परिक्रमा करता है, जो मंगल ग्रह के एक दिन से 3 गुना कम है। डेमोस 20,000 किमी की दूरी पर स्थित है।

उपग्रहों से जुड़े कई रहस्य हैं। इसलिए, उनकी उत्पत्ति अस्पष्ट है। अधिकांश वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि ये अपेक्षाकृत हाल ही में पकड़े गए क्षुद्रग्रह हैं। यह कल्पना करना कठिन है कि फोबोस एक उल्कापिंड के प्रभाव से कैसे बच गया, जिसने 8 किमी व्यास वाला एक गड्ढा छोड़ दिया था। यह स्पष्ट नहीं है कि फ़ोबोस हमें ज्ञात सबसे काला पिंड क्यों है। इसकी परावर्तनशीलता कालिख से 3 गुना कम है। दुर्भाग्य से, फ़ोबोस के लिए कई अंतरिक्ष यान उड़ानें विफलता में समाप्त हुईं। फ़ोबोस और मंगल दोनों के कई मुद्दों का अंतिम समाधान 21वीं सदी के 30 के दशक के लिए योजनाबद्ध मंगल अभियान तक स्थगित कर दिया गया है।

मंगल, सूर्य से सबसे दूर चौथा ग्रह, लंबे समय से विश्व विज्ञान के ध्यान का विषय रहा है। यह ग्रह पृथ्वी के समान है, एक छोटे लेकिन दुर्भाग्यपूर्ण अपवाद के साथ - मंगल का वातावरण पृथ्वी के वायुमंडल की मात्रा का एक प्रतिशत से अधिक नहीं बनाता है। किसी भी ग्रह का गैसीय आवरण वह निर्णायक कारक होता है जो उसकी सतह पर उसके स्वरूप और स्थितियों को आकार देता है। यह ज्ञात है कि सौर मंडल के सभी चट्टानी संसार सूर्य से 240 मिलियन किलोमीटर की दूरी पर लगभग समान परिस्थितियों में बने थे। यदि पृथ्वी और मंगल के निर्माण की परिस्थितियाँ लगभग एक जैसी थीं, तो अब ये ग्रह इतने भिन्न क्यों हैं?

यह सब आकार के बारे में है - मंगल ग्रह, जो पृथ्वी के समान पदार्थ से बना है, एक बार हमारे ग्रह की तरह एक तरल और गर्म धातु का कोर था। इसका प्रमाण कई विलुप्त ज्वालामुखी हैं लेकिन "लाल ग्रह" पृथ्वी से बहुत छोटा है। इसका मतलब यह है कि यह तेजी से ठंडा हुआ। जब तरल कोर अंततः ठंडा और ठोस हो गया, तो संवहन प्रक्रिया समाप्त हो गई, और इसके साथ ही ग्रह का चुंबकीय ढाल, मैग्नेटोस्फीयर गायब हो गया। परिणामस्वरूप, ग्रह सूर्य की विनाशकारी ऊर्जा के सामने रक्षाहीन रहा, और मंगल का वातावरण लगभग पूरी तरह से सौर हवा (रेडियोधर्मी आयनित कणों की एक विशाल धारा) द्वारा उड़ा दिया गया था। "लाल ग्रह" एक बेजान, नीरस रेगिस्तान में बदल गया है...

अब मंगल ग्रह पर वायुमंडल एक पतला, दुर्लभ गैस खोल है, जो ग्रह की सतह को जलाने वाली घातक गैस के प्रवेश का सामना करने में असमर्थ है। मंगल का तापीय विश्राम, उदाहरण के लिए, शुक्र, जिसका वातावरण बहुत अधिक सघन है, की तुलना में कई गुना कम है। मंगल का वातावरण, जिसकी ताप क्षमता बहुत कम है, अधिक स्पष्ट औसत दैनिक हवा की गति पैदा करता है।

मंगल के वायुमंडल की संरचना में इसकी सामग्री बहुत अधिक (95%) है। वायुमंडल में नाइट्रोजन (लगभग 2.7%), आर्गन (लगभग 1.6%) और थोड़ी मात्रा में ऑक्सीजन (0.13% से अधिक नहीं) भी शामिल है। मंगल का वायुमंडलीय दबाव ग्रह की सतह से 160 गुना अधिक है। पृथ्वी के वायुमंडल के विपरीत, यहां गैस शेल में एक स्पष्ट परिवर्तनशील प्रकृति है, इस तथ्य के कारण कि ग्रह के ध्रुवीय कैप, जिनमें भारी मात्रा में कार्बन डाइऑक्साइड होता है, एक वार्षिक चक्र के दौरान पिघलते और जम जाते हैं।

मार्स एक्सप्रेस अनुसंधान अंतरिक्ष यान से प्राप्त आंकड़ों के अनुसार, मंगल के वातावरण में कुछ मीथेन है। इस गैस की ख़ासियत इसका तीव्र विघटन है। इसका मतलब यह है कि ग्रह पर कहीं न कहीं मीथेन पुनःपूर्ति का स्रोत होना चाहिए। यहां केवल दो विकल्प हो सकते हैं - या तो भूवैज्ञानिक गतिविधि, जिसके निशान अभी तक खोजे नहीं गए हैं, या सूक्ष्मजीवों की महत्वपूर्ण गतिविधि, जो सौर मंडल में जीवन के केंद्रों की उपस्थिति के बारे में हमारी समझ को बदल सकती है।

मंगल ग्रह के वायुमंडल का एक विशिष्ट प्रभाव धूल भरी आंधियाँ हैं जो महीनों तक चल सकती हैं। ग्रह के इस घने वायु आवरण में मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड के साथ ऑक्सीजन और जल वाष्प का मामूली समावेश होता है। यह लंबे समय तक रहने वाला प्रभाव मंगल के अत्यंत कम गुरुत्वाकर्षण के कारण है, जो अति-दुर्लभ वातावरण को भी सतह से अरबों टन धूल उठाने और लंबे समय तक बनाए रखने की अनुमति देता है।

किसी भी ग्रह को जानना उसके वातावरण से शुरू होता है। यह ब्रह्मांडीय शरीर को ढकता है और बाहरी प्रभावों से बचाता है। यदि वातावरण बहुत दुर्लभ है, तो ऐसी सुरक्षा बेहद कमजोर है, लेकिन यदि यह घना है, तो ग्रह इसमें कोकून की तरह है - पृथ्वी एक उदाहरण के रूप में काम कर सकती है। हालाँकि, ऐसा उदाहरण सौर मंडल में अलग-थलग है और अन्य स्थलीय ग्रहों पर लागू नहीं होता है।

इसलिए, मंगल (लाल ग्रह) का वातावरण अत्यंत दुर्लभ है। इसकी अनुमानित मोटाई 110 किमी से अधिक नहीं है, और पृथ्वी के वायुमंडल की तुलना में इसका घनत्व केवल 1% है। इसके अलावा, लाल ग्रह का चुंबकीय क्षेत्र बेहद कमजोर और अस्थिर है। परिणामस्वरूप, सौर हवा मंगल पर आक्रमण करती है और वायुमंडलीय गैसों को फैलाती है। परिणामस्वरूप, ग्रह प्रति दिन 200 से 300 टन गैस खो देता है। यह सब सौर गतिविधि और तारे से दूरी पर निर्भर करता है।

यहां से यह समझना मुश्किल नहीं है कि वायुमंडलीय दबाव इतना कम क्यों है। समुद्र तल पर यह पृथ्वी की तुलना में 160 गुना कम है. ज्वालामुखीय चोटियों पर यह 1 मिमी एचजी है। कला। और गहरे अवसादों में इसका मान 6 मिमी एचजी तक पहुँच जाता है। कला। सतह पर औसत मान 4.6 मिमी एचजी है। कला। यही दबाव पृथ्वी की सतह से 30 किमी की ऊंचाई पर पृथ्वी के वायुमंडल में दर्ज किया जाता है। ऐसे मूल्यों के साथ, पानी लाल ग्रह पर तरल अवस्था में मौजूद नहीं हो सकता है।

मंगल ग्रह के वायुमंडल में 95% कार्बन डाइऑक्साइड है।. यानी हम कह सकते हैं कि वह एक प्रमुख स्थान पर हैं। दूसरे स्थान पर नाइट्रोजन है। यह लगभग 2.7% है। तीसरे स्थान पर आर्गन का कब्जा है - 1.6%। और ऑक्सीजन चौथे स्थान पर है - 0.16%। कार्बन मोनोऑक्साइड, जल वाष्प, नियॉन, क्रिप्टन, क्सीनन और ओजोन भी कम मात्रा में मौजूद हैं।

वायुमंडल की संरचना ऐसी है कि मंगल ग्रह पर लोगों के लिए सांस लेना असंभव है. आप केवल स्पेससूट में ही ग्रह के चारों ओर घूम सकते हैं। साथ ही, यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि सभी गैसें रासायनिक रूप से निष्क्रिय हैं और उनमें से कोई भी जहरीली नहीं है। यदि सतह का दबाव कम से कम 260 मिमी एचजी था। कला।, तब सामान्य कपड़ों में स्पेससूट के बिना, केवल एक श्वास उपकरण के साथ इसके साथ घूमना संभव होगा।

कुछ विशेषज्ञों का मानना ​​है कि कई अरब साल पहले मंगल का वातावरण बहुत अधिक सघन और ऑक्सीजन से भरपूर था। सतह पर पानी की नदियाँ और झीलें थीं। इसका संकेत कई प्राकृतिक संरचनाओं से मिलता है जो सूखी नदी तल से मिलती जुलती हैं। इनकी आयु लगभग 4 अरब वर्ष आंकी गई है।

वायुमंडल की उच्च विरलता के कारण, लाल ग्रह पर तापमान उच्च अस्थिरता की विशेषता है। यहाँ तेज़ दैनिक उतार-चढ़ाव के साथ-साथ अक्षांशों के आधार पर उच्च तापमान अंतर भी होते हैं। औसत तापमान -53 डिग्री सेल्सियस है. गर्मियों में भूमध्य रेखा पर औसत तापमान 0 डिग्री सेल्सियस होता है। वहीं, दिन में +30 से रात में -60 तक उतार-चढ़ाव हो सकता है। लेकिन ध्रुवों पर तापमान के रिकॉर्ड देखे जा रहे हैं. वहां तापमान -150 डिग्री सेल्सियस तक गिर सकता है.

कम घनत्व के बावजूद, मंगल के वातावरण में हवाएँ, बवंडर और तूफान अक्सर देखे जाते हैं। हवा की गति 400 किमी/घंटा तक पहुँच जाती है। यह गुलाबी मंगल ग्रह की धूल उठाता है, और यह लोगों की चुभती नज़रों से ग्रह की सतह को ढक देता है।

यह कहा जाना चाहिए कि यद्यपि मंगल ग्रह का वातावरण कमजोर है, लेकिन इसमें उल्कापिंडों का विरोध करने की पर्याप्त ताकत है। अंतरिक्ष से बिन बुलाए मेहमान, सतह पर गिरकर, आंशिक रूप से जल जाते हैं, और इसलिए मंगल पर इतने सारे क्रेटर नहीं हैं। छोटे उल्कापिंड वायुमंडल में पूरी तरह जल जाते हैं और पृथ्वी के पड़ोसी को कोई नुकसान नहीं पहुंचाते।

व्लादिस्लाव इवानोव

आज, न केवल विज्ञान कथा लेखक, बल्कि वास्तविक वैज्ञानिक, व्यवसायी और राजनेता भी मंगल ग्रह की उड़ानों और उसके संभावित उपनिवेशीकरण के बारे में बात करते हैं। जांचकर्ताओं और रोवर्स ने भूवैज्ञानिक विशेषताओं के बारे में उत्तर प्रदान किए हैं। हालाँकि, मानवयुक्त मिशनों के लिए यह समझना ज़रूरी है कि क्या मंगल पर वायुमंडल है और इसकी संरचना क्या है।

सामान्य जानकारी

मंगल ग्रह का अपना वातावरण है, लेकिन यह पृथ्वी का केवल 1% है। शुक्र की तरह, इसमें मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड होता है, लेकिन फिर भी, यह बहुत पतला होता है। अपेक्षाकृत सघन परत 100 किमी है (तुलना के लिए, विभिन्न अनुमानों के अनुसार, पृथ्वी की परत 500 - 1000 किमी है)। इस वजह से, सौर विकिरण से कोई सुरक्षा नहीं है, और तापमान शासन व्यावहारिक रूप से विनियमित नहीं है। मंगल ग्रह पर कोई हवा नहीं है जैसा कि हम जानते हैं।

वैज्ञानिकों ने सटीक रचना स्थापित की है:

• कार्बन डाइऑक्साइड - 96%।
• आर्गन - 2.1%।
• नाइट्रोजन - 1.9%।

मीथेन की खोज 2003 में हुई थी। इस खोज ने लाल ग्रह में दिलचस्पी बढ़ा दी, कई देशों ने अन्वेषण कार्यक्रम शुरू किए जिससे उड़ान और उपनिवेशीकरण की बात होने लगी।

कम घनत्व के कारण, तापमान शासन को विनियमित नहीं किया जाता है, इसलिए अंतर औसत 100 0 C. दिन के दौरान, +30 0 C की काफी आरामदायक स्थितियाँ स्थापित होती हैं, और रात में सतह का तापमान -80 0 C तक गिर जाता है। दबाव 0.6 kPa (पृथ्वी के संकेतक से 1/110) है। हमारे ग्रह पर, ऐसी ही स्थितियाँ 35 किमी की ऊँचाई पर होती हैं। बिना सुरक्षा वाले व्यक्ति के लिए यह मुख्य खतरा है - यह तापमान या गैसें नहीं हैं जो उसे मार देंगी, बल्कि दबाव है।

सतह के पास हमेशा धूल रहती है। कम गुरुत्वाकर्षण के कारण बादल 50 किमी तक ऊपर उठ जाते हैं। तेज़ तापमान परिवर्तन के कारण 100 मीटर/सेकेंड तक की तेज़ हवाएँ चलती हैं, इसलिए मंगल पर धूल भरी आंधियाँ आम हैं। वायु द्रव्यमान में कणों की कम सांद्रता के कारण वे कोई गंभीर खतरा पैदा नहीं करते हैं।

मंगल ग्रह का वायुमंडल किन परतों से बना है?

गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी की तुलना में कम है, इसलिए मंगल का वायुमंडल घनत्व और दबाव के अनुसार परतों में स्पष्ट रूप से विभाजित नहीं है। 11 किमी के निशान तक सजातीय संरचना बनी रहती है, फिर वायुमंडल परतों में अलग होना शुरू हो जाता है। 100 किमी से ऊपर घनत्व न्यूनतम मान तक कम हो जाता है।

• क्षोभमंडल - 20 किमी तक।
• समताप मंडल - 100 किमी तक।
• थर्मोस्फीयर - 200 किमी तक।
• आयनमंडल - 500 किमी तक।

ऊपरी वायुमंडल में हल्की गैसें हैं - हाइड्रोजन, कार्बन। इन परतों में ऑक्सीजन जमा हो जाती है। परमाणु हाइड्रोजन के अलग-अलग कण 20,000 किमी तक की दूरी तक फैलते हैं, जिससे हाइड्रोजन कोरोना बनता है। चरम क्षेत्रों और बाह्य अंतरिक्ष के बीच कोई स्पष्ट विभाजन नहीं है।

ऊपरी वातावरण

20-30 किमी से अधिक की ऊंचाई पर, थर्मोस्फीयर स्थित है - ऊपरी क्षेत्र। रचना 200 किमी की ऊंचाई तक स्थिर रहती है। यहां परमाणु ऑक्सीजन की मात्रा अधिक है। तापमान काफी कम है - 200-300 K (-70 से -200 0 C तक) तक। इसके बाद आयनमंडल आता है, जिसमें आयन तटस्थ तत्वों के साथ प्रतिक्रिया करते हैं।

निचला वातावरण

वर्ष के समय के आधार पर, इस परत की सीमा बदलती है और इस क्षेत्र को ट्रोपोपॉज़ कहा जाता है। इसके अलावा समताप मंडल का विस्तार होता है, जिसका औसत तापमान -133 0 C होता है। पृथ्वी पर इसमें ओजोन होता है, जो ब्रह्मांडीय विकिरण से बचाता है। मंगल ग्रह पर, यह 50-60 किमी की ऊंचाई पर जमा हो जाता है और फिर व्यावहारिक रूप से अनुपस्थित हो जाता है।

वायुमंडलीय रचना

पृथ्वी के वायुमंडल में नाइट्रोजन (78%) और ऑक्सीजन (20%) है, आर्गन, कार्बन डाइऑक्साइड, मीथेन आदि अल्प मात्रा में मौजूद हैं। ऐसी स्थितियाँ जीवन के उद्भव के लिए अनुकूलतम मानी जाती हैं। मंगल ग्रह पर हवा की संरचना काफी भिन्न है। मंगल ग्रह के वायुमंडल का मुख्य तत्व कार्बन डाइऑक्साइड है - लगभग 95%। नाइट्रोजन 3% और आर्गन 1.6% है। ऑक्सीजन की कुल मात्रा 0.14% से अधिक नहीं है।

यह रचना लाल ग्रह के कमजोर गुरुत्वाकर्षण के कारण बनी है। सबसे स्थिर भारी कार्बन डाइऑक्साइड था, जो ज्वालामुखीय गतिविधि के परिणामस्वरूप लगातार भर जाता है। कम गुरुत्वाकर्षण और चुंबकीय क्षेत्र की अनुपस्थिति के कारण हल्की गैसें अंतरिक्ष में बिखर जाती हैं। नाइट्रोजन को गुरुत्वाकर्षण द्वारा द्विपरमाणुक अणु के रूप में रखा जाता है, लेकिन विकिरण के प्रभाव में विभाजित हो जाता है, और एकल परमाणुओं के रूप में अंतरिक्ष में उड़ जाता है।

ऑक्सीजन के साथ भी स्थिति ऐसी ही है, लेकिन ऊपरी परतों में यह कार्बन और हाइड्रोजन के साथ प्रतिक्रिया करती है। हालाँकि, वैज्ञानिक प्रतिक्रियाओं की बारीकियों को पूरी तरह से नहीं समझते हैं। गणना के अनुसार, कार्बन मोनोऑक्साइड CO की मात्रा अधिक होनी चाहिए, लेकिन अंत में यह कार्बन डाइऑक्साइड CO2 में ऑक्सीकृत हो जाती है और सतह पर डूब जाती है। अलग-अलग, आणविक ऑक्सीजन O2 फोटॉन के प्रभाव में ऊपरी परतों में कार्बन डाइऑक्साइड और पानी के रासायनिक अपघटन के बाद ही प्रकट होता है। यह उन पदार्थों को संदर्भित करता है जो मंगल ग्रह पर संघनित नहीं होते हैं।

वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि लाखों साल पहले ऑक्सीजन की मात्रा पृथ्वी के बराबर थी - 15-20%। अभी तक यह ठीक से पता नहीं चल पाया है कि स्थितियां क्यों बदलीं. हालाँकि, व्यक्तिगत परमाणु इतनी सक्रियता से बच नहीं पाते हैं, और अधिक वजन के कारण, यह जमा भी हो जाते हैं। कुछ हद तक, विपरीत प्रक्रिया देखी जाती है।

अन्य महत्वपूर्ण तत्व:

• ओजोन व्यावहारिक रूप से अनुपस्थित है, सतह से 30-60 किमी दूर संचय का एक क्षेत्र है।
• पृथ्वी के सबसे शुष्क क्षेत्र की तुलना में पानी की मात्रा 100-200 गुना कम है।
• मीथेन - अज्ञात प्रकृति का उत्सर्जन देखा गया है, और अब तक मंगल ग्रह के लिए सबसे अधिक चर्चा वाला पदार्थ है।

पृथ्वी पर मीथेन को पोषक तत्व के रूप में वर्गीकृत किया गया है, इसलिए यह संभावित रूप से कार्बनिक पदार्थों से जुड़ा हो सकता है। उपस्थिति और तीव्र विनाश की प्रकृति अभी तक स्पष्ट नहीं की गई है, इसलिए वैज्ञानिक इन सवालों के जवाब तलाश रहे हैं।

अतीत में मंगल के वायुमंडल का क्या हुआ था?

ग्रह के अस्तित्व के लाखों वर्षों में, वायुमंडल की संरचना और संरचना में परिवर्तन होता है। शोध के परिणामस्वरूप, सबूत सामने आए हैं कि अतीत में सतह पर तरल महासागर मौजूद थे। हालाँकि, अब पानी भाप या बर्फ के रूप में कम मात्रा में रहता है।

द्रव के गायब होने के कारण:

• कम वायुमंडलीय दबाव पानी को लंबे समय तक तरल अवस्था में रखने में सक्षम नहीं है, जैसा कि पृथ्वी पर होता है।
• गुरुत्वाकर्षण वाष्प के बादलों को धारण करने के लिए पर्याप्त मजबूत नहीं है।
• चुंबकीय क्षेत्र की अनुपस्थिति के कारण, पदार्थ सौर वायु कणों द्वारा अंतरिक्ष में ले जाया जाता है।
• महत्वपूर्ण तापमान परिवर्तन के साथ, पानी को केवल ठोस अवस्था में ही संरक्षित किया जा सकता है।

दूसरे शब्दों में, मंगल का वातावरण पानी को तरल के रूप में बनाए रखने के लिए पर्याप्त घना नहीं है, और गुरुत्वाकर्षण का छोटा बल हाइड्रोजन और ऑक्सीजन को बनाए रखने में सक्षम नहीं है।
विशेषज्ञों के अनुसार, लाल ग्रह पर जीवन के लिए अनुकूल परिस्थितियाँ लगभग 4 अरब साल पहले बनी होंगी। शायद उस समय जीवन था.

विनाश के निम्नलिखित कारण बताये गये हैं:

• सौर विकिरण से सुरक्षा का अभाव और लाखों वर्षों में वायुमंडल का क्रमिक ह्रास।
• किसी उल्कापिंड या अन्य ब्रह्मांडीय पिंड से टक्कर जिसने वातावरण को तुरंत नष्ट कर दिया।

पहला कारण वर्तमान में अधिक संभावित है, क्योंकि वैश्विक आपदा का कोई निशान अभी तक नहीं मिला है। स्वायत्त स्टेशन क्यूरियोसिटी के अध्ययन से इसी तरह के निष्कर्ष निकाले गए। मंगल ग्रह के रोवर ने हवा की सटीक संरचना निर्धारित की।

मंगल ग्रह के प्राचीन वातावरण में प्रचुर मात्रा में ऑक्सीजन थी

आज, वैज्ञानिकों को इसमें कोई संदेह नहीं है कि लाल ग्रह पर पानी हुआ करता था। महासागरों की रूपरेखा के असंख्य दृश्यों पर। विशिष्ट अध्ययनों द्वारा दृश्य अवलोकनों की पुष्टि की जाती है। रोवर्स ने पूर्व समुद्रों और नदियों की घाटियों में मिट्टी का परीक्षण किया और रासायनिक संरचना ने प्रारंभिक धारणाओं की पुष्टि की।

वर्तमान परिस्थितियों में, ग्रह की सतह पर कोई भी तरल पानी तुरंत वाष्पित हो जाएगा क्योंकि दबाव बहुत कम है। हालाँकि, यदि प्राचीन काल में महासागर और झीलें अस्तित्व में थे, तो परिस्थितियाँ भिन्न थीं। मान्यताओं में से एक लगभग 15-20% के ऑक्सीजन अंश के साथ-साथ नाइट्रोजन और आर्गन के बढ़े हुए अनुपात के साथ एक अलग संरचना है। इस रूप में, मंगल लगभग हमारे गृह ग्रह के समान हो जाता है - तरल पानी, ऑक्सीजन और नाइट्रोजन के साथ।

अन्य वैज्ञानिकों ने एक पूर्ण चुंबकीय क्षेत्र के अस्तित्व का सुझाव दिया है जो सौर हवा से रक्षा कर सकता है। इसकी शक्ति पृथ्वी के बराबर है, और यह एक और कारक है जो जीवन की उत्पत्ति और विकास के लिए स्थितियों की उपस्थिति के पक्ष में बोलता है।

वायुमंडल की कमी के कारण

विकास का चरम हेस्पेरिया युग (3.5-2.5 अरब वर्ष पहले) में हुआ। मैदान पर आर्कटिक महासागर के बराबर आकार का एक नमकीन महासागर था। सतह पर तापमान 40-50 0 C तक पहुंच गया, और दबाव लगभग 1 atm था। उस काल में जीवित जीवों के अस्तित्व की सम्भावना अधिक है। हालाँकि, "समृद्धि" की अवधि जटिल, बहुत कम बुद्धिमान जीवन के उद्भव के लिए पर्याप्त लंबी नहीं थी।

इसका एक मुख्य कारण ग्रह का छोटा आकार है। मंगल ग्रह पृथ्वी से छोटा है, इसलिए गुरुत्वाकर्षण और चुंबकीय क्षेत्र कमजोर हैं। परिणामस्वरूप, सौर हवा ने सक्रिय रूप से कणों को नष्ट कर दिया और वस्तुतः खोल की परत दर परत काट दी। 1 अरब वर्षों के दौरान वायुमंडल की संरचना बदलने लगी, जिसके बाद जलवायु परिवर्तन विनाशकारी हो गया। दबाव में कमी के कारण तरल का वाष्पीकरण हुआ और तापमान में बदलाव आया।