Մարսի մթնոլորտը հիմնականում բաղկացած է երկօքսիդից։ Մարսի մթնոլորտը. չորրորդ մոլորակի գաղտնիքը. Ռադիացիա, փոշու փոթորիկներ և Մարսի այլ առանձնահատկություններ

Հանրագիտարան YouTube

1 / 5

✪ Նախագիծ DISCOVER-AQ - մթնոլորտային հետազոտություն (NASA ռուսերեն)

✪ NASA ռուսերեն. 01/18/13 - ՆԱՍԱ-ի շաբաթվա տեսանյութերի ամփոփում

✪ Բացասական զանգված [Գիտության և տեխնոլոգիայի նորություններ]

✪ Մարս, 1968, գիտաֆանտաստիկ ֆիլմի էսսե, ռեժիսոր Պավել Կլուշանցև

✪ Կյանքի 5 նշան Մարսի վրա - Հետհաշվարկ #37

սուբտիտրեր

Ուսումնասիրելով

Մարսի մթնոլորտը հայտնաբերվել է նույնիսկ մոլորակ ավտոմատ միջմոլորակային կայանների թռիչքներից առաջ։ Մարսի սպեկտրային վերլուծության և Երկրի հետ հակադրությունների շնորհիվ, որոնք տեղի են ունենում 3 տարին մեկ անգամ, աստղագետներն արդեն 19-րդ դարում գիտեին, որ այն ունի շատ միատարր բաղադրություն, որի ավելի քան 95%-ը ածխաթթու գազ է: Երկրի մթնոլորտում ածխածնի երկօքսիդի 0,04%-ի համեմատությամբ, պարզվում է, որ Մարսի մթնոլորտի ածխաթթու գազի զանգվածը գրեթե 12 անգամ գերազանցում է Երկրի զանգվածը, այնպես որ Մարսի տերրաֆորմացիայի ժամանակ ածխածնի երկօքսիդի ներդրումը ջերմոցային էֆեկտում կարող է առաջացնել Մարդկանց համար հարմարավետ կլիման մի փոքր ավելի շուտ, քան ձեռք է բերվել 1 մթնոլորտի ճնշում, նույնիսկ հաշվի առնելով Մարսի ավելի մեծ հեռավորությունը Արեգակից:

Դեռևս 1920-ականների սկզբին Մարսի ջերմաստիճանի առաջին չափումները կատարվեցին արտացոլող աստղադիտակի կիզակետում տեղադրված ջերմաչափի միջոցով: 1922 թվականին W. Lampland-ի չափումները ցույց են տվել Մարսի մակերևույթի միջին ջերմաստիճանը 245 (−28 °C), E. Pettit-ը և S. Nicholson-ը 1924 թվականին ստացել են 260 K (−13 °C): Ավելի ցածր արժեք ստացվել է 1960 թվականին W. Sinton-ի և J. Strong-ի կողմից՝ 230 K (−43 °C): Ճնշման առաջին գնահատականները՝ միջինացված, ստացվել են միայն 60-ականներին՝ օգտագործելով ցամաքային IR սպեկտրոսկոպներ. 25 ± 15 հՊա ճնշումը, որը ստացվել է ածխածնի երկօքսիդի գծերի Լորենցի ընդլայնումից, նշանակում էր, որ այն մթնոլորտի հիմնական բաղադրիչն էր:

Քամու արագությունը կարող է որոշվել սպեկտրային գծերի դոպլերային տեղաշարժով: Այսպիսով, դրա համար գծերի տեղաշարժը չափվել է միլիմետր և ենթամիլիմետրային միջակայքում, իսկ ինտերֆերոմետրով չափումները հնարավորություն են տալիս արագության բաշխումը ստանալ մեծ հաստության մի ամբողջ շերտում:

Օդի և մակերևույթի ջերմաստիճանի, ճնշման, հարաբերական խոնավության և քամու արագության վերաբերյալ առավել մանրամասն և ճշգրիտ տվյալները շարունակաբար չափվում են Rover Environmental Monitoring Station (REMS) գործիքավորմամբ Curiosity մարսագնացի վրա, որը գործում է Գեյլ խառնարանում 2012 թվականից: Իսկ MAVEN սարքը, որը գտնվում է Մարսի շուրջ 2014 թվականից, հատուկ նախատեսված է մթնոլորտի վերին շերտերի մանրամասն ուսումնասիրության, արեգակնային քամու մասնիկների հետ դրանց փոխազդեցության և, մասնավորապես, ցրման դինամիկայի համար։

Մի շարք գործընթացներ, որոնք բարդ են կամ դեռ հնարավոր չեն ուղղակի դիտարկման համար, ենթակա են միայն տեսական մոդելավորման, բայց դա նաև հետազոտության կարևոր մեթոդ է:

Մթնոլորտային կառուցվածք

Ընդհանուր առմամբ, Մարսի մթնոլորտը բաժանվում է ստորին և վերին; վերջինս համարվում է մակերևույթից 80 կմ բարձրության վրա գտնվող տարածքը, որտեղ ակտիվ դեր են խաղում իոնացման և տարանջատման գործընթացները։ Դրա ուսումնասիրությանը հատկացված է մի բաժին, որը սովորաբար կոչվում է աերոնոմիա։ Սովորաբար, երբ մարդիկ խոսում են Մարսի մթնոլորտի մասին, նկատի ունեն ցածր մթնոլորտը։

Նաև որոշ հետազոտողներ առանձնացնում են երկու մեծ պատյաններ՝ հոմոսֆերան և հետերոսֆերան: Հոմոսֆերայում քիմիական բաղադրությունը կախված չէ բարձրությունից, քանի որ մթնոլորտում ջերմության և խոնավության փոխանցման գործընթացները և դրանց ուղղահայաց փոխանակումն ամբողջությամբ որոշվում են տուրբուլենտ խառնմամբ: Քանի որ մթնոլորտում մոլեկուլային դիֆուզիան հակադարձ համեմատական ​​է դրա խտությանը, որոշակի մակարդակից այս գործընթացը դառնում է գերակշռող և հանդիսանում է վերին թաղանթի հիմնական հատկանիշը` հետերոսֆերան, որտեղ տեղի է ունենում մոլեկուլային դիֆուզիոն տարանջատում: Այս արկերի միջերեսը, որը գտնվում է 120-ից 140 կմ բարձրության վրա, կոչվում է տուրբոպաուզա:

Ավելի ցածր մթնոլորտ

Մակերեւույթից ձգվում է 20-30 կմ բարձրության վրա տրոպոսֆերա, որտեղ ջերմաստիճանը բարձրության հետ նվազում է։ Տրոպոսֆերայի վերին սահմանը տատանվում է կախված տարվա եղանակից (ջերմաստիճանի գրադիենտը տրոպոպաուզում տատանվում է 1-ից 3 աստիճան/կմ՝ 2,5 աստիճան/կմ միջին արժեքով)։

Տրոպոպաուզի վերևում գտնվում է մթնոլորտի իզոթերմային շրջանը. ստրատոմեզոսֆերա, ձգվելով 100 կմ բարձրության վրա։ Ստրատոմեզոսֆերայի միջին ջերմաստիճանը բացառիկ ցածր է և կազմում է -133°C։ Ի տարբերություն Երկրի, որտեղ ստրատոսֆերան հիմնականում պարունակում է ամբողջ մթնոլորտային օզոնը, Մարսի վրա դրա կոնցենտրացիան աննշան է (այն տարածվում է 50-60 կմ բարձրություններից մինչև բուն մակերեսը, որտեղ այն առավելագույնն է):

Վերին մթնոլորտ

Ստրատոմեզոսֆերայի վերևում տարածվում է մթնոլորտի վերին շերտը. թերմոսֆերա. Այն բնութագրվում է բարձրությամբ ջերմաստիճանի բարձրացմամբ մինչև առավելագույն արժեք (200-350 Կ), որից հետո այն մնում է անփոփոխ մինչև վերին սահմանը (200 կմ): Այս շերտում արձանագրվել է ատոմային թթվածնի առկայություն. նրա խտությունը 200 կմ բարձրության վրա հասնում է 5-6⋅10 7 սմ −3։ Ատոմային թթվածնի գերակշռող շերտի առկայությունը (ինչպես նաև այն փաստը, որ հիմնական չեզոք բաղադրիչը ածխածնի երկօքսիդն է) միավորում է Մարսի մթնոլորտը Վեներայի մթնոլորտի հետ։

Իոնոսֆերա- իոնացման բարձր աստիճան ունեցող տարածք - գտնվում է մոտավորապես 80-100-ից մինչև մոտ 500-600 կմ բարձրությունների միջակայքում: Իոնների պարունակությունը նվազագույն է գիշերը, իսկ առավելագույնը՝ ցերեկը, երբ հիմնական շերտը ձևավորվում է 120-140 կմ բարձրության վրա՝ ածխաթթու գազի ֆոտոիոնացման պատճառով։ ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույնԱրեգակի ճառագայթումը CO 2 + hν → CO 2 + + e - , ինչպես նաև ռեակցիաներ իոնների և չեզոք նյութերի միջև CO 2 + + O → O 2 + + CO և O + + CO 2 → O 2 + + CO: Իոնների կոնցենտրացիան, որոնցից 90% O 2 + և 10% CO 2 +, հասնում է 10 5-ի մեկ խորանարդ սանտիմետրում (իոնոլորտի այլ տարածքներում այն ​​1-2 կարգով ցածր է): Հատկանշական է, որ Մարսի մթնոլորտում բուն մոլեկուլային թթվածնի գրեթե իսպառ բացակայության դեպքում գերակշռում են O 2 + իոնները: Երկրորդական շերտը ձևավորվում է 110-115 կմ տարածության վրա՝ փափուկ ռենտգենյան ճառագայթման և արագ էլեկտրոնների նոկաուտի պատճառով։ 80-100 կմ բարձրության վրա որոշ հետազոտողներ հայտնաբերում են երրորդ շերտը, որը երբեմն դրսևորվում է տիեզերական փոշու մասնիկների ազդեցության տակ, որոնք մետաղական իոններ են ներմուծում Fe +, Mg +, Na + մթնոլորտ: Այնուամենայնիվ, ավելի ուշ ոչ միայն հաստատվեց վերջինիս տեսքը (և գրեթե ողջ մթնոլորտի վերին ծավալով)՝ կապված երկնաքարերի և այլ տիեզերական մարմինների նյութի հեռացման հետ, որոնք մտնում են Մարսի մթնոլորտ, այլև դրանց ընդհանուր առմամբ մշտական ​​ներկայությունը: Ավելին, Մարսի վրա մագնիսական դաշտի բացակայության պատճառով դրանց բաշխումը և վարքագիծը զգալիորեն տարբերվում է Երկրի մթնոլորտում նկատվածից: Հիմնական առավելագույնից բարձր այլ լրացուցիչ շերտեր կարող են հայտնվել արեգակնային քամու հետ փոխազդեցության պատճառով։ Այսպիսով, O + իոնների շերտն առավել արտահայտված է 225 կմ բարձրության վրա։ Բացի իոնների երեք հիմնական տեսակներից (O 2 +, CO 2 և O +), համեմատաբար վերջերս H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H. Գրանցվել են նաև 2 O +, H 3 O +, N 2 + /CO +, HCO + /HOC + /N 2 H +, NO +, HNO +, HO 2 +, Ar +, ArH +, Ne +, CO. 2 ++ և HCO2+: 400 կմ-ից բարձր որոշ հեղինակներ հայտնաբերում են «իոնոպաուզա», սակայն այս հարցում դեռևս կոնսենսուս չկա:

Ինչ վերաբերում է պլազմայի ջերմաստիճանին, ապա հիմնական առավելագույնի մոտ իոնային ջերմաստիճանը 150 Կ է, 175 կմ բարձրության վրա հասնելով 210 Կ-ի։ Ավելի բարձր իոնների թերմոդինամիկական հավասարակշռությունը չեզոք գազի հետ զգալիորեն խախտվում է, և նրանց ջերմաստիճանը կտրուկ բարձրանում է մինչև 1000 Կ 250 կմ բարձրության վրա։ Էլեկտրոնի ջերմաստիճանը կարող է լինել մի քանի հազար Կելվին, ըստ երևույթին, պայմանավորված է իոնոլորտում մագնիսական դաշտով, և այն մեծանում է Արեգակի զենիթային անկյան աճի հետ և նույնը չէ հյուսիսային և հարավային կիսագնդերում, ինչը կարող է պայմանավորված լինել արևի անհամաչափությամբ։ Մարսի ընդերքի մնացորդային մագնիսական դաշտը: Ընդհանուր առմամբ, կարելի է նույնիսկ տարբերել ջերմաստիճանի տարբեր պրոֆիլներով բարձր էներգիայի էլեկտրոնների երեք պոպուլյացիաներ: Մագնիսական դաշտը ազդում է նաև իոնների հորիզոնական բաշխման վրա. մագնիսական անոմալիաների վերևում ձևավորվում են բարձր էներգիայի մասնիկների հոսքեր, որոնք պտտվում են դաշտի գծերի երկայնքով, ինչը մեծացնում է իոնացման ինտենսիվությունը, և նկատվում է իոնների խտության և տեղային կառուցվածքների ավելացում:

200-230 կմ բարձրության վրա գտնվում է թերմոսֆերայի վերին սահմանը՝ էկզաբազան, որից վեր այն սկսվում է մոտավորապես 250 կմ բարձրությունից։ էկզոլորտՄարս. Այն բաղկացած է թեթև նյութերից՝ ջրածին, ածխածին, թթվածին, որոնք առաջանում են լուսաքիմիական ռեակցիաների հետևանքով հիմքում ընկած իոնոսֆերայում, օրինակ՝ O 2+-ի դիսոցիատիվ վերահամակցումը էլեկտրոնների հետ։ Մարսի վերին մթնոլորտ ատոմային ջրածնի անընդհատ մատակարարումը տեղի է ունենում Մարսի մակերեսին ջրի գոլորշիների ֆոտոդիսոցիացիայի պատճառով: Քանի որ ջրածնի կոնցենտրացիան շատ դանդաղ է նվազում բարձրության հետ, այս տարրը մոլորակի մթնոլորտի ամենաարտաքին շերտերի հիմնական բաղադրիչն է և կազմում է ջրածնային պսակ, որը տարածվում է մոտ 20,000 կմ հեռավորության վրա, թեև դրանից խիստ սահմաններ և մասնիկներ չկան։ տարածաշրջանը պարզապես աստիճանաբար ցրվում է շրջակա տարածության մեջ:

Մարսի մթնոլորտում այն ​​նաև երբեմն արձակվում է քիմոսֆերա- շերտ, որտեղ տեղի են ունենում ֆոտոքիմիական ռեակցիաներ, և քանի որ օզոնային էկրանի բացակայության պատճառով, ինչպես Երկիրը, ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը հասնում է մոլորակի հենց մակերեսին, դրանք հնարավոր են նույնիսկ այնտեղ: Մարսի քիմիոլորտը տարածվում է մակերևույթից մինչև մոտ 120 կմ բարձրություն։

Ստորին մթնոլորտի քիմիական կազմը

Չնայած Մարսի մթնոլորտի ուժեղ նոսրացմանը՝ դրանում ածխաթթու գազի կոնցենտրացիան մոտավորապես 23 անգամ ավելի բարձր է, քան երկրագնդի մթնոլորտում։

• Ներկայումս ազոտը (2,7%) ակտիվորեն տարածվում է տիեզերք: Դիատոմային մոլեկուլի տեսքով ազոտը կայուն կերպով պահվում է մոլորակի գրավիտացիայի կողմից, սակայն արևի ճառագայթման արդյունքում բաժանվում է առանձին ատոմների՝ հեշտությամբ հեռանալով մթնոլորտից։
• Արգոնը (1,6%) ներկայացված է արգոն-40 ծանր իզոտոպով, որը համեմատաբար դիմացկուն է ցրման նկատմամբ։ Թեթև 36 Ar և 38 Ar առկա են միայն մեկ միլիոնի մասերով
• Այլ ազնիվ գազեր՝ նեոն, կրիպտոն, քսենոն (ppm)
• Ածխածնի օքսիդը (CO) CO 2-ի ֆոտոդիսոցացիայի արդյունք է և կազմում է վերջինիս կոնցենտրացիայի 7,5⋅10 -4-ը, սա անբացատրելի փոքր արժեք է, քանի որ հակադարձ ռեակցիան CO + O + M → CO 2 + M է. արգելված է, և շատ ավելին ստիպված կլինի կուտակել CO: Առաջարկվել են տարբեր տեսություններ այն մասին, թե ինչպես ածխածնի երկօքսիդը դեռ կարող է օքսիդացվել մինչև ածխաթթու գազ, բայց դրանք բոլորն ունեն այս կամ այն ​​թերությունը:
• Մոլեկուլային թթվածին (O 2) - հայտնվում է ինչպես CO 2-ի, այնպես էլ H 2 O-ի ֆոտոդիսոցիացիայի արդյունքում Մարսի վերին մթնոլորտում: Այս դեպքում թթվածինը ցրվում է մթնոլորտի ստորին շերտեր, որտեղ նրա կոնցենտրացիան հասնում է CO 2-ի մերձմակերևութային կոնցենտրացիայի 1,3⋅10 -3-ին։ Ինչպես Ar-ը, CO-ն և N 2-ը, այն Մարսի վրա չխտացող նյութ է, ուստի նրա կոնցենտրացիան նույնպես ենթարկվում է սեզոնային տատանումների: Մթնոլորտի վերին հատվածում, 90-130 կմ բարձրության վրա, O 2 պարունակությունը (CO 2-ի նկատմամբ մասնաբաժինը) 3-4 անգամ ավելի բարձր է մթնոլորտի ստորին հատվածի համապատասխան արժեքից և միջինը 4⋅10 -3, տատանվում է տատանվում է 3,1⋅10 -3-ից մինչև 5,8⋅10 -3: Հին ժամանակներում Մարսի մթնոլորտը պարունակում էր, սակայն, ավելի մեծ քանակությամբ թթվածին, որը համեմատելի է երիտասարդ Երկրի վրա ունեցած իր մասնաբաժնի հետ: Թթվածինը, նույնիսկ առանձին ատոմների տեսքով, այլևս չի ցրվում այնքան ակտիվ, որքան ազոտը, իր ատոմային ավելի մեծ քաշի պատճառով, որը թույլ է տալիս նրան կուտակել։
• Օզոն - դրա քանակությունը մեծապես տատանվում է կախված մակերևույթի ջերմաստիճանից. այն նվազագույն է գիշերահավասարի ժամանակ բոլոր լայնություններում և առավելագույնը բևեռում, որտեղ ձմեռ է, բացի այդ, այն հակադարձ համեմատական ​​է ջրային գոլորշու կոնցենտրացիային: Մոտ 30 կմ բարձրության վրա կա մեկ արտահայտված օզոնային շերտ, իսկ մյուսը՝ 30-60 կմ:
• Ջուր. Մարսի մթնոլորտում H 2 O-ի պարունակությունը մոտավորապես 100-200 անգամ ավելի քիչ է, քան Երկրի ամենաչոր շրջանների մթնոլորտում և կազմում է միջինը 10-20 մկմ ջրի նստվածքային սյունակում: Ջրի գոլորշիների կոնցենտրացիան ենթարկվում է զգալի սեզոնային և ցերեկային տատանումների: Օդի հագեցվածության աստիճանը ջրային գոլորշիներով հակադարձ համեմատական ​​է փոշու մասնիկների պարունակությանը, որոնք հանդիսանում են խտացման կենտրոններ, իսկ առանձին հատվածներում (ձմռանը՝ 20-50 կմ բարձրության վրա) գրանցվել է գոլորշի, որի ճնշումը գերազանցում է. հագեցած գոլորշիների ճնշումը 10 անգամ ավելի շատ, քան երկրագնդի մթնոլորտում:
• Մեթան. 2003 թվականից ի վեր եղել են անհայտ ծագման մեթանի արտանետումների գրանցման մասին հաղորդումներ, սակայն դրանցից ոչ մեկը չի կարող վստահելի համարվել գրանցման մեթոդների որոշակի թերությունների պատճառով: Այս դեպքում մենք խոսում ենք չափազանց փոքր արժեքների մասին՝ 0,7 ppbv (վերին սահմանը՝ 1,3 ppbv) որպես ֆոնային արժեք և 7 ppbv էպիզոդիկ պայթյունների համար, որը գտնվում է լուծելիության եզրին: Քանի որ դրա հետ մեկտեղ հրապարակվել է նաև այլ ուսումնասիրություններով հաստատված CH 4-ի բացակայության մասին, դա կարող է վկայել մեթանի որոշակի ընդհատվող աղբյուրի, ինչպես նաև դրա արագ ոչնչացման մեխանիզմի առկայության մասին, մինչդեռ ֆոտոքիմիական ոչնչացման տևողությունը այս նյութը գնահատվում է 300 տարի: Այս հարցի քննարկումը ներկայումս բաց է, և այն առանձնահատուկ հետաքրքրություն է ներկայացնում աստղակենսաբանության համատեքստում, քանի որ Երկրի վրա այս նյութը կենսագեն ծագում ունի:
• Որոշ օրգանական միացությունների հետքեր. Ամենակարևորը H2CO-ի, HCl-ի և SO2-ի վերին սահմաններն են, որոնք ցույց են տալիս, համապատասխանաբար, քլորի հետ կապված ռեակցիաների բացակայությունը, ինչպես նաև հրաբխային ակտիվությունը, մասնավորապես, մեթանի ոչ հրաբխային ծագումը, եթե դրա գոյությունը հաստատվել է.

Մարսի մթնոլորտի բաղադրությունը և ճնշումը անհնարին են դարձնում մարդկանց և երկրային այլ օրգանիզմների շնչելը։ Մոլորակի մակերևույթի վրա աշխատելու համար անհրաժեշտ է տիեզերական հանդերձանք, թեև ոչ այնքան ծավալուն և պաշտպանված, որքան Լուսնի և արտաքին տիեզերքի համար: Մարսի մթնոլորտն ինքնին թունավոր չէ և բաղկացած է քիմիապես իներտ գազերից։ Մթնոլորտը որոշակիորեն դանդաղեցնում է երկնաքարերի մարմինները, ուստի Մարսի վրա ավելի քիչ խառնարաններ կան, քան Լուսնի վրա, և դրանք ավելի քիչ խորն են: Միկրոմետեորիտներն ամբողջությամբ այրվում են՝ առանց մակերեսին հասնելու:

Ջուր, ամպեր և տեղումներ

Ցածր խտությունը չի խանգարում մթնոլորտին ձևավորել լայնածավալ երևույթներ, որոնք ազդում են կլիմայի վրա։

Մարսի մթնոլորտում ջրի գոլորշիների տոկոսի հազարերորդից ավելին չկա, սակայն, ըստ վերջին (2013) ուսումնասիրությունների արդյունքների, սա դեռ ավելին է, քան նախկինում ենթադրվում էր, և ավելին, քան Երկրի մթնոլորտի վերին շերտերում, իսկ ցածր ճնշման և ջերմաստիճանի դեպքում այն ​​գտնվում է հագեցվածությանը մոտ վիճակում, ուստի հաճախ հավաքվում է ամպերի մեջ։ Մակերեւույթից 10-30 կմ բարձրությունների վրա, որպես կանոն, առաջանում են ջրային ամպեր։ Դրանք կենտրոնացած են հիմնականում հասարակածում և դիտվում են գրեթե ողջ տարվա ընթացքում։ Մթնոլորտի բարձր մակարդակներում դիտվող ամպերը (ավելի քան 20 կմ) առաջանում են CO 2 խտացման արդյունքում։ Նույն գործընթացը պատասխանատու է ձմռանը բևեռային շրջաններում ցածր (10 կմ բարձրության վրա) ամպերի ձևավորման համար, երբ մթնոլորտի ջերմաստիճանը իջնում ​​է CO 2-ի սառեցման կետից ցածր (-126 ° C); ամռանը ձևավորվում են H 2 O սառույցի նմանատիպ բարակ գոյացություններ

• Մարսի վրա հետաքրքիր և հազվագյուտ մթնոլորտային երևույթներից մեկը («Վիկինգ-1») հայտնաբերվել է 1978 թվականին հյուսիսային բևեռային շրջանը լուսանկարելիս: Սրանք ցիկլոնային կառույցներ են, որոնք հստակորեն բացահայտված են լուսանկարներում պտտվող ամպային համակարգերով, որոնք ունեն ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ շրջանառություն: Հայտնաբերվել են հյուսիսային 65-80° լայնության գոտում։ w. տարվա «տաք» ժամանակահատվածում՝ գարնանից մինչև վաղ աշուն, երբ այստեղ ձևավորվում է բևեռային ճակատ։ Դրա առաջացումը պայմանավորված է մակերևույթի ջերմաստիճանի կտրուկ հակադրությամբ, որն առկա է տարվա այս եղանակին սառցե գլխարկի եզրերի և շրջակա հարթավայրերի միջև: Նման ճակատի հետ կապված օդային զանգվածների ալիքային շարժումները հանգեցնում են Երկրի վրա մեզ այդքան ծանոթ ցիկլոնային հորձանուտների առաջացմանը: Մարսի վրա հայտնաբերված պտտվող ամպային համակարգերի չափերը տատանվում են 200-ից 500 կմ, դրանց շարժման արագությունը մոտ 5 կմ/ժ է, իսկ քամու արագությունը այս համակարգերի ծայրամասում մոտ 20 մ/վ է։ Առանձին ցիկլոնային փոթորիկի գոյության տևողությունը տատանվում է 3-ից 6 օր: Մարսի ցիկլոնների կենտրոնական մասում ջերմաստիճանը ցույց է տալիս, որ ամպերը բաղկացած են ջրի սառույցի բյուրեղներից։

  Իրոք, մեկ անգամ չէ, որ ձյուն է նկատվել։ Այսպիսով, 1979 թվականի ձմռանը Viking-2 վայրէջքի տարածքում ձյան բարակ շերտ է տեղացել, որը մնացել է մի քանի ամիս։

  Փոշու փոթորիկներ և փոշու սատանաներ

  Մարսի մթնոլորտի բնորոշ հատկանիշը փոշու մշտական ​​առկայությունն է. Ըստ սպեկտրային չափումների՝ փոշու մասնիկների չափը գնահատվում է 1,5 մկմ։ Ցածր ձգողականությունը թույլ է տալիս նույնիսկ բարակ օդային հոսանքներին փոշու հսկայական ամպեր բարձրացնել մինչև 50 կմ բարձրության վրա: Իսկ քամիները, որոնք ջերմաստիճանի տարբերության դրսևորումներից են, հաճախ փչում են մոլորակի մակերևույթի վրա (հատկապես ուշ գարնանը - հարավային կիսագնդում ամռան սկզբին, երբ կիսագնդերի միջև ջերմաստիճանի տարբերությունը հատկապես կտրուկ է), և դրանց արագությունը հասնում է. 100 մ/վրկ. Այս կերպ ձևավորվում են ընդարձակ փոշու փոթորիկներ, որոնք երկար ժամանակ դիտվում են որպես առանձին դեղին ամպեր, իսկ երբեմն էլ որպես շարունակական դեղին ծածկոց, որը ծածկում է ամբողջ մոլորակը: Ամենից հաճախ բևեռային գլխարկների մոտ փոշու փոթորիկներ են տեղի ունենում, որոնց տևողությունը կարող է հասնել 50-100 օրվա: Մթնոլորտում թույլ դեղին մշուշը սովորաբար նկատվում է մեծ փոշու փոթորիկներից հետո և հեշտությամբ հայտնաբերվում է ֆոտոմետրիկ և բևեռաչափական մեթոդներով:

  Փոշու փոթորիկները, որոնք հստակ տեսանելի են ուղեծրային մեքենաներից արված նկարներում, պարզվեց, որ հազիվ նկատելի էին, երբ լուսանկարվում էին վայրէջքներից: Այս տիեզերակայանների վայրէջքի վայրերում փոշու փոթորիկների անցումը գրանցվել է միայն ջերմաստիճանի, ճնշման կտրուկ փոփոխությամբ և երկնքի ընդհանուր ֆոնի շատ աննշան մթագնումով: Փոշու շերտը, որը փոթորիկից հետո նստել է վիկինգների վայրէջքի վայրերի շրջակայքում, կազմել է ընդամենը մի քանի միկրոմետր: Այս ամենը վկայում է Մարսի մթնոլորտի բավականին ցածր կրողունակության մասին։

  1971 թվականի սեպտեմբերից մինչև 1972 թվականի հունվարը Մարսի վրա տեղի ունեցավ գլոբալ փոշու փոթորիկ, որը նույնիսկ թույլ չտվեց մակերեսը լուսանկարել Մարիներ 9 զոնդից։ Մթնոլորտային սյունակում (0,1-ից 10 օպտիկական խորությամբ) փոշու զանգվածը, որը գնահատվել է այս ժամանակահատվածում, տատանվել է 7,8⋅10 -5-ից մինչև 1,66⋅10 -3 գ/սմ 2: Այսպիսով, փոշու մասնիկների ընդհանուր քաշը Մարսի մթնոլորտում գլոբալ փոշու փոթորիկների ժամանակաշրջանում կարող է հասնել մինչև 10 8 - 10 9 տոննայի, ինչը համեմատելի է Երկրի մթնոլորտում փոշու ընդհանուր քանակի հետ:

  • Ավրորան առաջին անգամ գրանցել է SPICAM ուլտրամանուշակագույն սպեկտրոմետրը Mars Express տիեզերանավի վրա: Այնուհետև այն բազմիցս դիտարկվել է MAVEN ապարատի կողմից, օրինակ, 2015 թվականի մարտին, իսկ 2017 թվականի սեպտեմբերին շատ ավելի հզոր իրադարձություն է գրանցվել Curiosity մարսագնացի վրա Radiation Assessment Detector (RAD) կողմից: MAVEN ապարատի տվյալների վերլուծությունը նաև բացահայտեց սկզբունքորեն այլ տիպի բևեռափայլ՝ ցրված, որը տեղի է ունենում ցածր լայնություններում, մագնիսական դաշտի անոմալիաների հետ չկապված տարածքներում և առաջանում է շատ բարձր էներգիա ունեցող մասնիկների՝ մոտ 200 կՎ, ներթափանցման հետևանքով: մթնոլորտ.

    Բացի այդ, Արեգակի ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը առաջացնում է մթնոլորտի այսպես կոչված ներքին փայլը (անգլ. airglow):

    Ավրորաների ժամանակ օպտիկական անցումների գրանցումը և դրանց փայլը կարևոր տեղեկություններ են տալիս մթնոլորտի վերին բաղադրության, դրա ջերմաստիճանի և դինամիկայի մասին: Այսպիսով, գիշերային ժամերին ազոտային օքսիդի արտանետումների γ- և δ գոտիների ուսումնասիրությունը օգնում է բնութագրել շրջանառությունը լուսավորված և չլուսավորված տարածքների միջև: Իսկ 130,4 նմ հաճախականությամբ ճառագայթման գրանցումը սեփական փայլի ժամանակ օգնեց բացահայտելու բարձր ջերմաստիճան ատոմային թթվածնի առկայությունը, ինչը կարևոր քայլ էր մթնոլորտային էկզոլորտների և ընդհանրապես պսակների վարքագիծը հասկանալու համար։

    Գույն

    Փոշու մասնիկները, որոնք լցնում են Մարսի մթնոլորտը, հիմնականում կազմված են երկաթի օքսիդից, և դա նրան տալիս է կարմրավուն կարմիր երանգ։

    Չափումների համաձայն՝ մթնոլորտն ունի 0,9 օպտիկական հաստություն, ինչը նշանակում է, որ տեղի ունեցող արևային ճառագայթման միայն 40%-ն է հասնում Մարսի մակերեսին նրա մթնոլորտով, իսկ մնացած 60%-ը կլանվում է օդում կախված փոշու միջոցով: Առանց դրա, Մարսի երկինքը մոտավորապես նույն գույնը կունենար, ինչ Երկրի երկինքը 35 կիլոմետր բարձրության վրա: Պետք է նշել, որ այս դեպքում մարդու աչքը կհարմարվի այս գույներին, իսկ սպիտակի հավասարակշռությունը ավտոմատ կերպով կհարմարվի այնպես, որ երկինքը երևա այնպես, ինչպես երկրային լուսավորության պայմաններում։

    Երկնքի գույնը շատ տարասեռ է, և ամպերի կամ փոշու փոթորիկների բացակայության դեպքում հորիզոնում համեմատաբար լույսից այն կտրուկ մթնում է և աստիճանաբար դեպի զենիթ: Համեմատաբար հանգիստ և առանց քամի սեզոնին, երբ փոշին քիչ է, երկինքը կարող է ամբողջովին սև լինել զենիթում:

    Այնուամենայնիվ, մարսագնացների պատկերների շնորհիվ հայտնի դարձավ, որ մայրամուտի և արևածագի ժամանակ Արեգակի շուրջ երկինքը կապույտ է դառնում։ Դրա պատճառը RAYLEIGH-ի ցրումն է. լույսը ցրվում է գազի մասնիկների վրա և գունավորում է երկինքը, բայց եթե մարսյան օրերին էֆեկտը թույլ է և անտեսանելի անզեն աչքով բարակ մթնոլորտի և փոշու պատճառով, ապա մայրամուտին արևը փայլում է միջով: օդի շատ ավելի հաստ շերտ, որի պատճառով կապույտն ու մանուշակագույնը սկսում են ցրել բաղադրիչները։ Նույն մեխանիզմը պատասխանատու է ցերեկային ժամերին Երկրի վրա կապույտ երկնքի և մայրամուտին դեղնանարնջագույնի համար: [ ]

    Rocknest dunes-ի համայնապատկերը՝ կազմված Curiosity մարսագնացի պատկերներից:

    Փոփոխություններ

    Մթնոլորտի վերին շերտերի փոփոխությունները բավականին բարդ են, քանի որ դրանք կապված են միմյանց և դրա տակ գտնվող շերտերի հետ։ Մթնոլորտային ալիքները և մակընթացությունները, որոնք տարածվում են դեպի վեր, կարող են էական ազդեցություն ունենալ թերմոսֆերայի կառուցվածքի և դինամիկայի վրա և, որպես հետևանք, իոնոլորտի վրա, օրինակ՝ իոնոլորտի վերին սահմանի բարձրության վրա: Մթնոլորտի ստորին հատվածում փոշու փոթորիկների ժամանակ դրա թափանցիկությունը նվազում է, այն տաքանում և ընդլայնվում է։ Այնուհետև թերմոսֆերայի խտությունը մեծանում է, այն կարող է տատանվել նույնիսկ մեծության կարգով, և էլեկտրոնի առավելագույն կոնցենտրացիայի բարձրությունը կարող է աճել մինչև 30 կմ: Փոշու փոթորիկների հետևանքով առաջացած մթնոլորտի վերին մասում փոփոխությունները կարող են լինել գլոբալ՝ ազդելով մոլորակի մակերևույթից մինչև 160 կմ բարձրության վրա: Վերին մթնոլորտի արձագանքն այս երևույթներին տեւում է մի քանի օր, իսկ նախկին վիճակին վերադառնալու համար շատ ավելի երկար ժամանակ է պահանջվում՝ մի քանի ամիս։ Մթնոլորտի վերին և ստորին փոխհարաբերությունների մեկ այլ դրսևորում այն ​​է, որ ջրի գոլորշին, որը, ինչպես պարզվեց, գերհագեցված է մթնոլորտի ստորին հատվածում, կարող է ենթարկվել ֆոտոդիսոցիացիայի՝ դառնալով ավելի թեթև H և O բաղադրիչներ, որոնք մեծացնում են էկզոլորտի խտությունը և ինտենսիվությունը։ Մարսի մթնոլորտից ջրի կորուստ. Մթնոլորտի վերին հատվածում փոփոխություններ առաջացնող արտաքին գործոններն են Արեգակի ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույն և փափուկ ռենտգեն ճառագայթումը, արևային քամու մասնիկները, տիեզերական փոշին և ավելի մեծ մարմինները, ինչպիսիք են երկնաքարերը: Խնդիրը բարդանում է նրանով, որ դրանց ազդեցությունը, որպես կանոն, պատահական է, և դրա ինտենսիվությունն ու տևողությունը հնարավոր չէ կանխատեսել, իսկ էպիզոդիկ երևույթները դրվում են ցիկլային գործընթացներով՝ կապված օրվա ժամի, սեզոնի, ինչպես նաև փոփոխությունների հետ։ արեգակնային ցիկլ. Այս պահին, լավագույն դեպքում, կա մթնոլորտային պարամետրերի դինամիկայի վերաբերյալ իրադարձությունների վիճակագրություն, սակայն օրինաչափությունների տեսական նկարագրությունը դեռ ավարտված չէ։ Ուղղակի համաչափություն է հաստատվել իոնոլորտում պլազմայի մասնիկների կոնցենտրացիայի և արեգակնային ակտիվության միջև։ Սա հաստատվում է այն փաստով, որ նման օրինաչափություն իրականում գրանցվել է 2007-2009 թվականներին Երկրի իոնոսֆերայի դիտարկումների արդյունքների հիման վրա՝ չնայած այս մոլորակների մագնիսական դաշտի հիմնարար տարբերությանը, որն ուղղակիորեն ազդում է իոնոլորտի վրա: Իսկ արեգակնային պսակից մասնիկների արտանետումները, որոնք առաջացնում են արևային քամու ճնշման փոփոխություն, նաև ենթադրում են մագնիտոսֆերայի և իոնոսֆերայի բնորոշ սեղմում. պլազմայի առավելագույն խտությունը նվազում է մինչև 90 կմ:

    Ամենօրյա տատանումներ

    Չնայած իր հազվադեպությանը, մթնոլորտը, այնուամենայնիվ, արձագանքում է արեգակնային ջերմության հոսքի փոփոխություններին ավելի դանդաղ, քան մոլորակի մակերեսը: Այսպիսով, առավոտյան ջերմաստիճանը մեծապես տատանվում է բարձրության վրա. մոլորակի մակերևույթից 25 սմ-ից մինչև 1 մ բարձրության վրա գրանցվել է 20° տարբերություն: Արեգակի ծագման ժամանակ սառը օդը տաքանում է մակերևույթից և վեր է բարձրանում բնորոշ հորձանուտում՝ փոշին օդ բարձրացնելով. այսպես են ձևավորվում փոշու սատանաները: Մերձմակերևութային շերտում (մինչև 500 մ բարձրության վրա) տեղի է ունենում ջերմաստիճանի ինվերսիա։ Կեսօրից հետո մթնոլորտը արդեն տաքացել է, այս ազդեցությունն այլևս չի նկատվում: Առավելագույնը հասնում է ցերեկը մոտավորապես ժամը 2-ին։ Այնուհետև մակերեսը սառչում է ավելի արագ, քան մթնոլորտը, և նկատվում է հակառակ ջերմաստիճանի գրադիենտ: Մայրամուտից առաջ ջերմաստիճանը կրկին նվազում է բարձրության հետ։

    Օրվա և գիշերվա փոփոխությունն ազդում է նաև մթնոլորտի վերին հատվածի վրա։ Նախ, գիշերը արեգակնային ճառագայթման միջոցով իոնացումը դադարում է, բայց պլազման շարունակում է առաջին անգամ համալրվել մայրամուտից հետո՝ օրվա կողմից հոսքի պատճառով, այնուհետև ձևավորվում է մագնիսականի երկայնքով ներքև շարժվող էլեկտրոնների ազդեցության պատճառով: դաշտային գծեր (այսպես կոչված էլեկտրոնային ներխուժում) - ապա առավելագույնը, որը դիտվում է 130-170 կմ բարձրության վրա: Հետևաբար, գիշերային կողմում էլեկտրոնների և իոնների խտությունը շատ ավելի ցածր է և բնութագրվում է բարդ պրոֆիլով, որը նույնպես կախված է տեղային մագնիսական դաշտից և փոխվում է ոչ տրիվիալ ձևով, որի օրինաչափությունը դեռևս լիովին պարզ չէ և նկարագրված է տեսականորեն։ Ողջ օրվա ընթացքում իոնոլորտի վիճակը նույնպես փոխվում է՝ կախված Արեգակի զենիթային անկյունից։

    Տարեկան ցիկլ

    Ինչպես Երկրի վրա, այնպես էլ Մարսի վրա տեղի է ունենում եղանակների փոփոխություն պտտման առանցքի դեպի ուղեծրի հարթության թեքության պատճառով, այնպես որ ձմռանը բևեռային գլխարկը աճում է հյուսիսային կիսագնդում և գրեթե անհետանում է հարավային կիսագնդում, իսկ վեց ամիս հետո՝ կիսագնդերը փոխում են տեղերը. Ավելին, պերիհելիում մոլորակի ուղեծրի բավականին մեծ էքսցենտրիկության պատճառով (ձմեռային արևադարձը հյուսիսային կիսագնդում) այն ստանում է մինչև 40% ավելի շատ արևային ճառագայթում, քան աֆելիոնում, իսկ հյուսիսային կիսագնդում ձմեռները կարճ են և համեմատաբար չափավոր, իսկ ամառները։ երկար են, բայց զով, հարավում, ընդհակառակը, ամառները կարճ են և համեմատաբար տաք, իսկ ձմեռները՝ երկար ու ցուրտ։ Դրա հետ կապված, ձմռանը հարավային գլխարկը ընդլայնվում է մինչև բևեռ-հասարակած հեռավորության կեսը, իսկ հյուսիսային գլխարկը միայն մեկ երրորդով: Երբ բևեռներից մեկում սկսվում է ամառը, համապատասխան բևեռային գլխարկից ածխաթթու գազը գոլորշիանում է և մտնում մթնոլորտ; քամիներն այն տանում են դեպի հակառակ գլխարկը, որտեղ նորից սառչում է։ Սա ստեղծում է ածխաթթու գազի ցիկլ, որը բևեռային գլխարկների տարբեր չափերի հետ մեկտեղ հանգեցնում է Մարսի մթնոլորտի ճնշման փոփոխության, երբ այն պտտվում է Արեգակի շուրջը: Շնորհիվ այն բանի, որ ձմռանը բևեռային գլխարկում սառչում է ամբողջ մթնոլորտի մինչև 20-30%-ը, համապատասխան տարածքում ճնշումը համապատասխանաբար նվազում է։

    Ջրի գոլորշիների կոնցենտրացիան նույնպես ենթարկվում է սեզոնային տատանումների (ինչպես նաև ամենօրյա)՝ դրանք գտնվում են 1-100 միկրոն սահմաններում։ Այսպիսով, ձմռանը մթնոլորտը գրեթե «չոր» է։ Ջրային գոլորշիները նրանում հայտնվում են գարնանը, իսկ ամառվա կեսերին դրա քանակությունը հասնում է առավելագույնի՝ մակերեսի ջերմաստիճանի փոփոխություններից հետո։ Ամառ-աշուն ժամանակահատվածում ջրի գոլորշին աստիճանաբար վերաբաշխվում է, և դրա առավելագույն պարունակությունը հյուսիսային բևեռային շրջանից տեղափոխվում է հասարակածային լայնություններ։ Միևնույն ժամանակ, մթնոլորտում գոլորշիների ընդհանուր պարունակությունը (ըստ Viking 1-ի տվյալների) մնում է մոտավորապես հաստատուն և համարժեք է 1,3 կմ 3 սառույցի: H 2 O առավելագույն պարունակությունը (100 մկմ տեղումների ջուրը հավասար է 0,2 ծավալի%) գրանցվել է ամռանը մութ շրջանի վրա, որը շրջապատում է հյուսիսային մնացորդային բևեռային գլխարկը. տարվա այս եղանակին բևեռային գլխարկի սառույցի վերևում մթնոլորտը սովորաբար մոտ է. հագեցվածություն.

    Գարուն-ամառ ժամանակահատվածում հարավային կիսագնդում, երբ փոշու փոթորիկներն առավել ակտիվ են ձևավորվում, նկատվում են ամենօրյա կամ կիսօրյա մթնոլորտային մակընթացություններ՝ մակերևույթի վրա ճնշման բարձրացում և մթնոլորտի ջերմային ընդլայնում՝ ի պատասխան դրա տաքացման:

    Սեզոնների փոփոխությունը ազդում է նաև մթնոլորտի վերին մասի վրա՝ և՛ չեզոք բաղադրիչի (թերմոսֆերա), և՛ պլազմայի (իոնոսֆերա), և այս գործոնը պետք է հաշվի առնել արեգակնային ցիկլի հետ միասին, և դա բարդացնում է վերին մասի դինամիկան նկարագրելու խնդիրը: մթնոլորտ.

    Երկարաժամկետ փոփոխություններ

    տես նաեւ

    Նշումներ

    1. Ուիլյամս, Դեյվիդ Ռ. Մարսի փաստերի թերթիկ (չսահմանված) . Տիեզերական գիտության տվյալների ազգային կենտրոն. NASA (սեպտեմբերի 1, 2004): Վերցված է 2017 թվականի սեպտեմբերի 28-ին։
    2. Ն.Մանգոլդ, Դ.Բարատու, Օ.Վիտասսե, Տ.Էնկրենազ, Ք.Սոտին:Մարս՝ փոքր երկրային մոլորակ. [Անգլերեն] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - T. 24, No 1 (16 դեկտեմբերի). - P. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5:
    3. Մարսի մթնոլորտը (չսահմանված) . ՏԻԵԶԵՐՔ-ՄՈԼՈՐԱԿ // ՊՈՐՏԱԼ ԱՅԼ ՉԱՓԱԳԻՐ
    4. Մարսը կարմիր աստղ է։ Տարածքի նկարագրությունը. Մթնոլորտը և կլիման (չսահմանված) . galspace.ru - «Արեգակնային համակարգի ուսումնասիրություն» նախագիծ. Վերցված է 2017 թվականի սեպտեմբերի 29-ին։
    5. (Անգլերեն) Մարսյան օդից դուրս Աստղակենսաբանություն ամսագիր, Michael Schirber, 22 օգոստոսի 2011 թ.
    6. Մաքսիմ Զաբոլոցկի. Ընդհանուր տեղեկություններ Մարսի մթնոլորտի մասին (չսահմանված) . Spacegid.com(21.09.2013). Վերցված է 2017 թվականի հոկտեմբերի 20-ին։
    7. Mars Pathfinder - Գիտություն  Արդյունքներ - Մթնոլորտային և օդերևութաբանական հատկություններ (չսահմանված) . nasa.gov. Վերցված է 2017 թվականի ապրիլի 20։
    8. J. L. Fox, A. Dalgarno.Մարսի վերին մթնոլորտի իոնացում, պայծառություն և տաքացում. [Անգլերեն] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, թ. A12 (1 դեկտեմբերի). - էջ 7315–7333։ -

Քանի որ Մարսը Արեգակից ավելի հեռու է, քան Երկիրը, այն կարող է երկնքում Արեգակին հակառակ դիրք զբաղեցնել, այնուհետև այն տեսանելի է ողջ գիշեր: Մոլորակի այս դիրքը կոչվում է առճակատում. Մարսի համար այն կրկնվում է երկու տարին և երկու ամիսը մեկ։ Քանի որ Մարսի ուղեծիրն ավելի երկար է, քան Երկրինը, հակադրությունների ժամանակ Մարսի և Երկրի միջև հեռավորությունները կարող են տարբեր լինել: 15 կամ 17 տարին մեկ անգամ տեղի է ունենում Մեծ առճակատում, երբ Երկրի և Մարսի միջև հեռավորությունը նվազագույն է և կազմում է 55 միլիոն կմ:

Ջրանցքներ Մարսի վրա

Մարսի լուսանկարը, որն արվել է Hubble տիեզերական աստղադիտակից, հստակ ցույց է տալիս մոլորակին բնորոշ հատկանիշները։ Մարսյան անապատների կարմիր ֆոնի վրա հստակ երևում են կապտականաչ ծովերը և բևեռային վառ սպիտակ գլխարկը։ Հայտնի ալիքներլուսանկարում տեսանելի չէ։ Այս խոշորացումով նրանք իսկապես անտեսանելի են: Մարսի լայնածավալ լուսանկարներ ստանալուց հետո Մարսի ջրանցքների առեղծվածը վերջնականապես լուծվեց. ջրանցքները օպտիկական պատրանք են:

Մեծ հետաքրքրություն էր ներկայացնում գոյության հնարավորության հարցը կյանքը Մարսի վրա. 1976 թվականին ամերիկյան Viking MS-ի վրա կատարված ուսումնասիրությունները, ըստ երևույթին, վերջնական բացասական արդյունք են տվել։ Մարսի վրա կյանքի հետքեր չեն հայտնաբերվել.

Սակայն ներկայումս այս հարցի շուրջ աշխույժ քննարկում է ընթանում։ Երկու կողմերն էլ՝ թե՛ Մարսի վրա կյանքի կողմնակիցները, թե՛ հակառակորդները, ներկայացնում են փաստարկներ, որոնք իրենց հակառակորդները չեն կարող հերքել։ Այս խնդիրը լուծելու համար պարզապես բավարար փորձնական տվյալներ չկան: Մեզ մնում է միայն սպասել, մինչև Մարս կատարվող և ծրագրված թռիչքները կներկայացնեն նյութ, որը կհաստատի կամ կհերքի Մարսի վրա կյանքի գոյությունը մեր ժամանակներում կամ հեռավոր անցյալում: Նյութը՝ կայքից

Մարսն ունի երկու փոքր արբանյակ— Ֆոբոսը (նկ. 51) և Դեյմոսը (նկ. 52): Դրանց չափերը համապատասխանաբար 18×22 և 10×16 կմ են։ Ֆոբոսը գտնվում է մոլորակի մակերևույթից ընդամենը 6000 կմ հեռավորության վրա և նրա շուրջը պտտվում է մոտ 7 ժամում, ինչը 3 անգամ պակաս է մարսյան օրվա համեմատ։ Դեյմոսը գտնվում է 20000 կմ հեռավորության վրա։

Կան մի շարք առեղծվածներ, որոնք կապված են արբանյակների հետ: Այսպիսով, նրանց ծագումը պարզ չէ: Գիտնականների մեծ մասը կարծում է, որ դրանք համեմատաբար վերջերս գրավված աստերոիդներ են: Դժվար է պատկերացնել, թե ինչպես է Ֆոբոսը ողջ մնացել երկնաքարի հարվածից, որը թողել է 8 կմ տրամագծով խառնարան։ Անհասկանալի է, թե ինչու է Ֆոբոսը մեզ հայտնի ամենասև մարմինը: Նրա անդրադարձողությունը 3 անգամ պակաս է մուրից։ Ցավոք, մի քանի տիեզերանավի թռիչքներ դեպի Ֆոբոս ավարտվեցին անհաջողությամբ։ Թե՛ Ֆոբոսի, թե՛ Մարսի բազմաթիվ հարցերի վերջնական լուծումը հետաձգվում է մինչև 21-րդ դարի 30-ականներին նախատեսված արշավախումբը դեպի Մարս։

Մարսը` Արեգակից ամենահեռու չորրորդ մոլորակը, երկար ժամանակ եղել է համաշխարհային գիտության ուշադրության առարկան: Այս մոլորակը շատ նման է Երկրին, մի փոքր, բայց ճակատագրական բացառությամբ՝ Մարսի մթնոլորտը կազմում է Երկրի մթնոլորտի ծավալի ոչ ավելի, քան մեկ տոկոսը: Ցանկացած մոլորակի գազային ծածկույթը որոշիչ գործոնն է, որը ձևավորում է նրա տեսքը և պայմանները մակերեսի վրա: Հայտնի է, որ Արեգակնային համակարգի բոլոր քարքարոտ աշխարհները ձևավորվել են մոտավորապես նույն պայմաններում Արեգակից 240 միլիոն կիլոմետր հեռավորության վրա։ Եթե ​​Երկրի և Մարսի ձևավորման պայմանները գրեթե նույնն էին, ապա ինչո՞ւ են այժմ այս մոլորակները այդքան տարբեր:

Ամեն ինչ չափի մասին է. Մարսը, որը ձևավորվել է նույն նյութից, ինչ Երկիրը, ժամանակին ուներ հեղուկ և տաք մետաղական միջուկ, ինչպես մեր մոլորակը: Ապացույցը բազմաթիվ հանգած հրաբուխներն են, սակայն «կարմիր մոլորակը» շատ ավելի փոքր է, քան Երկիրը: Սա նշանակում է, որ այն ավելի արագ է սառչել։ Երբ հեղուկ միջուկը վերջապես սառեց և կարծրացավ, կոնվեկցիոն պրոցեսն ավարտվեց, և դրա հետ մեկտեղ անհետացավ մոլորակի մագնիսական վահանը՝ մագնիտոսֆերան: Արդյունքում մոլորակը մնաց անպաշտպան Արեգակի կործանարար էներգիայի դեմ, և Մարսի մթնոլորտը գրեթե ամբողջությամբ տարվեց արևային քամու կողմից (ռադիոակտիվ իոնացված մասնիկների հսկա հոսք): «Կարմիր մոլորակը» վերածվել է անշունչ, ձանձրալի անապատի...

Այժմ Մարսի մթնոլորտը բարակ, հազվագյուտ գազային պատյան է, որը չի կարող դիմակայել մահացու գազի ներթափանցմանը, որն այրում է մոլորակի մակերեսը: Մարսի ջերմային թուլացումը մի քանի կարգով պակաս է, քան, օրինակ, Վեներան, որի մթնոլորտը շատ ավելի խիտ է: Մարսի մթնոլորտը, որն ունի չափազանց ցածր ջերմային հզորություն, արտադրում է ավելի ընդգծված միջին օրական քամու արագություն:

Մարսի մթնոլորտի կազմը բնութագրվում է շատ բարձր պարունակությամբ (95%)։ Մթնոլորտը պարունակում է նաև ազոտ (մոտ 2,7%), արգոն (մոտ 1,6%) և փոքր քանակությամբ թթվածին (ոչ ավելի, քան 0,13%)։ Մարսի մթնոլորտային ճնշումը 160 անգամ ավելի բարձր է, քան մոլորակի մակերեսին։ Ի տարբերություն Երկրի մթնոլորտի, գազի թաղանթն այստեղ ունի ընդգծված փոփոխական բնույթ՝ պայմանավորված այն հանգամանքով, որ մոլորակի բևեռային գլխարկները, որոնք պարունակում են հսկայական քանակությամբ ածխաթթու գազ, հալվում և սառչում են տարեկան մեկ ցիկլի ընթացքում։

Mars Express հետազոտական ​​տիեզերանավից ստացված տվյալների համաձայն՝ Մարսի մթնոլորտը պարունակում է որոշակի քանակությամբ մեթան։ Այս գազի առանձնահատկությունը նրա արագ քայքայումն է։ Սա նշանակում է, որ մոլորակի վրա ինչ-որ տեղ պետք է լինի մեթանի համալրման աղբյուր։ Այստեղ կարող է լինել միայն երկու տարբերակ՝ կա՛մ երկրաբանական ակտիվություն, որի հետքերը դեռևս չեն հայտնաբերվել, կա՛մ միկրոօրգանիզմների կենսագործունեությունը, որը կարող է փոխել Արեգակնային համակարգում կյանքի կենտրոնների առկայության մեր պատկերացումները:

Մարսի մթնոլորտի բնորոշ ազդեցությունը փոշու փոթորիկներն են, որոնք կարող են մոլեգնել ամիսներ շարունակ: Մոլորակի այս խիտ օդային ծածկույթը հիմնականում բաղկացած է ածխածնի երկօքսիդից՝ թթվածնի և ջրի գոլորշու փոքր ընդգրկումներով: Այս երկարատև էֆեկտը պայմանավորված է Մարսի չափազանց ցածր ձգողականությամբ, որը թույլ է տալիս նույնիսկ գերհազվադեպ մթնոլորտին մակերևույթից բարձրացնել միլիարդավոր տոննա փոշին և երկար պահել:

Ցանկացած մոլորակի հետ ծանոթանալը սկսվում է նրա մթնոլորտից: Այն պարուրում է տիեզերական մարմինը և պաշտպանում արտաքին ազդեցություններից։ Եթե ​​մթնոլորտը շատ հազվադեպ է, ապա այդպիսի պաշտպանությունը չափազանց թույլ է, բայց եթե այն խիտ է, ապա մոլորակը գտնվում է դրա մեջ, ինչպես կոկոնի մեջ, օրինակ կարող է ծառայել Երկիրը: Այնուամենայնիվ, նման օրինակը մեկուսացված է Արեգակնային համակարգում և չի տարածվում այլ երկրային մոլորակների վրա:

Հետևաբար, Մարսի (կարմիր մոլորակի) մթնոլորտը չափազանց հազվադեպ է: Նրա մոտավոր հաստությունը չի գերազանցում 110 կմ-ը, իսկ խտությունը երկրագնդի մթնոլորտի համեմատ կազմում է ընդամենը 1%։ Բացի սրանից, կարմիր մոլորակն ունի չափազանց թույլ և անկայուն մագնիսական դաշտ։ Արդյունքում արևային քամին ներխուժում է Մարս և ցրում մթնոլորտային գազերը։ Արդյունքում մոլորակը կորցնում է օրական 200-ից 300 տոննա գազ։ Ամեն ինչ կախված է արեգակնային ակտիվությունից և աստղից հեռավորությունից:

Այստեղից դժվար չէ հասկանալ, թե ինչու է մթնոլորտային ճնշումը շատ ցածր։ Ծովի մակարդակում այն ​​160 անգամ պակաս է, քան Երկրի վրա. Հրաբխային գագաթներին այն 1 մմ ս.ս. է։ Արվեստ. Իսկ խորը իջվածքներում դրա արժեքը հասնում է 6 մմ Hg-ի։ Արվեստ. Մակերեւույթի միջին արժեքը 4,6 մմ Hg է: Արվեստ. Նույն ճնշումը գրանցվում է երկրագնդի մթնոլորտում՝ երկրի մակերևույթից 30 կմ բարձրության վրա։ Նման արժեքներով ջուրը չի կարող հեղուկ վիճակում լինել կարմիր մոլորակի վրա։

Մարսի մթնոլորտը պարունակում է 95% ածխաթթու գազ։. Այսինքն՝ կարելի է ասել, որ նա գերիշխող դիրք է զբաղեցնում։ Երկրորդ տեղում ազոտն է։ Այն կազմում է գրեթե 2,7 տոկոս։ Երրորդ տեղը զբաղեցնում է արգոնը՝ 1,6%։ Իսկ թթվածինը չորրորդ տեղում է՝ 0,16%։ Ածխածնի օքսիդը, ջրային գոլորշին, նեոնը, կրիպտոնը, քսենոնը և օզոնը նույնպես փոքր քանակությամբ առկա են։

Մթնոլորտի բաղադրությունն այնպիսին է, որ Մարսի վրա մարդկանց համար անհնար է շնչել. Մոլորակի շուրջը կարող եք շարժվել միայն տիեզերական հագուստով: Միաժամանակ պետք է նշել, որ բոլոր գազերը քիմիապես իներտ են և դրանցից ոչ մեկը թունավոր չէ։ Եթե ​​մակերեսային ճնշումը եղել է առնվազն 260 մմ Hg: Արտ., ապա դրա երկայնքով հնարավոր կլիներ շարժվել առանց սկաֆանդրի սովորական հագուստով, ունենալով միայն շնչառական ապարատ։

Որոշ փորձագետներ կարծում են, որ մի քանի միլիարդ տարի առաջ Մարսի մթնոլորտը շատ ավելի խիտ ու հարուստ էր թթվածնով: Մակերեւույթին գետեր ու ջրային լճեր էին։ Դրա մասին են վկայում բազմաթիվ բնական գոյացությունները, որոնք նման են չոր գետերի հուներին: Նրանց տարիքը գնահատվում է մոտ 4 միլիարդ տարի։

Մթնոլորտի բարձր հազվադեպության պատճառով կարմիր մոլորակի վրա ջերմաստիճանը բնութագրվում է բարձր անկայունությամբ։ Կան օրական կտրուկ տատանումներ, ինչպես նաև ջերմաստիճանի բարձր տարբերություններ՝ կախված լայնություններից։ Միջին ջերմաստիճանը -53 աստիճան Ցելսիուս է. Ամռանը հասարակածում միջին ջերմաստիճանը 0 աստիճան Ցելսիուս է։ Միաժամանակ ցերեկը կարող է տատանվել +30-ից -60 գիշերը։ Բայց բեւեռներում ջերմաստիճանի ռեկորդներ են նկատվում։ Այնտեղ ջերմաստիճանը կարող է իջնել մինչև -150 աստիճան Ցելսիուս։

Չնայած ցածր խտությանը, Մարսի մթնոլորտում հաճախ են նկատվում քամիներ, տորնադոներ և փոթորիկներ։ Քամու արագությունը հասնում է 400 կմ/ժ-ի։ Այն բարձրացնում է վարդագույն մարսյան փոշին, և այն ծածկում է մոլորակի մակերեսը մարդկանց հետաքրքրասեր աչքերից։

Պետք է ասել, որ թեև Մարսի մթնոլորտը թույլ է, սակայն այն բավական ուժ ունի երկնաքարերին դիմակայելու համար։ Տիեզերքից անկոչ հյուրերը, ընկնելով մակերես, մասամբ այրվում են, և, հետևաբար, Մարսի վրա այդքան շատ խառնարաններ չկան: Փոքր երկնաքարերը ամբողջությամբ այրվում են մթնոլորտում և ոչ մի վնաս չեն հասցնում Երկրի հարևանին:

Վլադիսլավ Իվանով

Այսօր Մարս թռիչքների և դրա հնարավոր գաղութացման մասին խոսում են ոչ միայն ֆանտաստ գրողները, այլև իսկական գիտնականները, գործարարներն ու քաղաքական գործիչները։ Զոնդերն ու ռովերները պատասխաններ են տվել երկրաբանական առանձնահատկությունների վերաբերյալ։ Այնուամենայնիվ, կառավարվող առաքելությունների համար անհրաժեշտ է հասկանալ, թե արդյոք Մարսը ունի մթնոլորտ և ինչ կառուցվածք ունի:

Ընդհանուր տեղեկություն

Մարսն ունի իր մթնոլորտը, բայց այն կազմում է Երկրի մթնոլորտի միայն 1%-ը: Ինչպես Վեներան, այն հիմնականում բաղկացած է ածխաթթու գազից, բայց կրկին շատ ավելի բարակ: Համեմատաբար խիտ շերտը 100 կմ է (համեմատության համար՝ Երկիրն ունի 500 - 1000 կմ՝ տարբեր գնահատականներով)։ Դրա պատճառով արեգակնային ճառագայթումից պաշտպանություն չկա, իսկ ջերմաստիճանի ռեժիմը գործնականում չի կարգավորվում։ Մարսի վրա օդ չկա, ինչպես մենք գիտենք:

Գիտնականները պարզել են ճշգրիտ կազմը.

• Ածխածնի երկօքսիդ - 96%:
• Արգոն - 2,1%:
• Ազոտ - 1,9%:

Մեթանը հայտնաբերվել է 2003թ. Հայտնագործությունը հետաքրքրություն առաջացրեց Կարմիր մոլորակի նկատմամբ, քանի որ շատ երկրներ սկսեցին հետախուզական ծրագրեր, որոնք հանգեցրին խոսակցություններին թռիչքների և գաղութացման մասին:

Ցածր խտության պատճառով ջերմաստիճանի ռեժիմը չի կարգավորվում, ուստի տարբերությունները միջինում 100 0 C են: Ցերեկային ժամերին բավականին հարմարավետ պայմաններ են հաստատվում +30 0 C, իսկ գիշերը մակերեսի ջերմաստիճանը նվազում է մինչև -80 0 C: ճնշումը 0,6 կՊա է (երկրի ցուցիչից 1/110): Մեր մոլորակի վրա նմանատիպ պայմաններ տեղի են ունենում 35 կմ բարձրության վրա։ Սա է հիմնական վտանգը պաշտպանություն չունեցող մարդու համար՝ ոչ թե ջերմաստիճանը կամ գազերը կսպանեն նրան, այլ ճնշումը։

Մակերեւույթի մոտ միշտ փոշի կա։ Ցածր ձգողականության պատճառով ամպերը բարձրանում են մինչև 50 կմ։ Ջերմաստիճանի ուժեղ փոփոխությունները հանգեցնում են քամիների՝ մինչև 100 մ/վ արագությամբ, ուստի փոշու փոթորիկները սովորական են Մարսի վրա: Դրանք լուրջ վտանգ չեն ներկայացնում օդային զանգվածներում մասնիկների ցածր կոնցենտրացիայի պատճառով։

Ի՞նչ շերտերից է բաղկացած Մարսի մթնոլորտը:

Ձգողության ուժն ավելի քիչ է, քան Երկրինը, ուստի Մարսի մթնոլորտը այնքան էլ հստակ բաժանված չէ շերտերի՝ ըստ խտության և ճնշման: Միատարր բաղադրությունը մնում է մինչև 11 կմ նիշը, այնուհետև մթնոլորտը սկսում է բաժանվել շերտերի։ 100 կմ-ից բարձր խտությունը նվազում է մինչև նվազագույն արժեքներ:

• Տրոպոսֆերա - մինչև 20 կմ:
• Ստրատոմեզոսֆերա - մինչև 100 կմ:
• Ջերմոսֆերա - մինչև 200 կմ:
• Իոնոսֆերա - մինչև 500 կմ:

Մթնոլորտի վերին մասը պարունակում է թեթև գազեր՝ ջրածին, ածխածին։ Այս շերտերում թթվածինը կուտակվում է։ Ատոմային ջրածնի առանձին մասնիկները տարածվում են մինչև 20000 կմ հեռավորության վրա՝ ձևավորելով ջրածնային պսակ։ Չկա հստակ բաժանում ծայրահեղ շրջանների և արտաքին տարածության միջև:

Վերին մթնոլորտ

20-30 կմ-ից ավելի բարձրության վրա գտնվում է թերմոսֆերան՝ վերին շրջանները։ Կազմը կայուն է մնում մինչև 200 կմ բարձրության վրա։ Այստեղ ատոմային թթվածնի մեծ պարունակություն կա։ Ջերմաստիճանը բավականին ցածր է՝ մինչև 200-300 Կ (-70-ից մինչև -200 0 C): Հաջորդը գալիս է իոնոսֆերան, որտեղ իոնները փոխազդում են չեզոք տարրերի հետ։

Ավելի ցածր մթնոլորտ

Կախված տարվա եղանակից՝ այս շերտի սահմանը փոխվում է, և այդ գոտին կոչվում է տրոպոպաուզա։ Հետագայում տարածվում է ստրատոմեզոսֆերան, որի միջին ջերմաստիճանը -133 0 C է: Երկրի վրա այն պարունակում է օզոն, որը պաշտպանում է տիեզերական ճառագայթումից: Մարսի վրա այն կուտակվում է 50-60 կմ բարձրության վրա, իսկ հետո գործնականում բացակայում է։

Մթնոլորտային կազմը

Երկրի մթնոլորտը բաղկացած է ազոտից (78%) և թթվածնից (20%), քիչ քանակությամբ առկա են արգոն, ածխաթթու գազ, մեթան և այլն։ Նման պայմանները համարվում են օպտիմալ կյանքի առաջացման համար։ Մարսի վրա օդի բաղադրությունը զգալիորեն տարբերվում է. Մարսի մթնոլորտի հիմնական տարրը ածխաթթու գազն է՝ մոտ 95%։ Ազոտը կազմում է 3%, իսկ արգոնը՝ 1,6%: Թթվածնի ընդհանուր քանակը կազմում է ոչ ավելի, քան 0,14%:

Այս կոմպոզիցիան ձևավորվել է Կարմիր մոլորակի թույլ ձգողականության պատճառով։ Ամենակայունը ծանր ածխաթթու գազն էր, որն անընդհատ համալրվում է հրաբխային ակտիվության արդյունքում։ Թեթև գազերը տարածության մեջ ցրվում են ցածր ձգողականության և մագնիսական դաշտի բացակայության պատճառով։ Ազոտը գրավիտացիայի միջոցով պահվում է երկատոմային մոլեկուլի տեսքով, սակայն ճառագայթման ազդեցության տակ տրոհվում է և տիեզերք թռչում միայնակ ատոմների տեսքով։

Իրավիճակը նման է թթվածնի հետ, սակայն վերին շերտերում այն ​​արձագանքում է ածխածնի և ջրածնի հետ։ Այնուամենայնիվ, գիտնականները լիովին չեն հասկանում ռեակցիաների առանձնահատկությունները: Ըստ հաշվարկների՝ CO CO-ի քանակությունը պետք է ավելի մեծ լինի, բայց ի վերջո այն օքսիդացվում է ածխաթթու CO2-ի և իջնում ​​է մակերես։ Առանձին-առանձին, մոլեկուլային O2 թթվածինը հայտնվում է միայն ֆոտոնների ազդեցության տակ վերին շերտերում ածխաթթու գազի և ջրի քիմիական տարրալուծումից հետո: Խոսքը վերաբերում է Մարսի վրա չխտացող նյութերին։

Գիտնականները կարծում են, որ միլիոնավոր տարիներ առաջ թթվածնի քանակությունը համեմատելի էր Երկրի հետ՝ 15-20%։ Թե ինչու են փոխվել պայմանները, դեռ հստակ հայտնի չէ։ Այնուամենայնիվ, առանձին ատոմները այդքան ակտիվորեն չեն փախչում, և ավելի մեծ քաշի պատճառով այն նույնիսկ կուտակվում է: Որոշ չափով նկատվում է հակառակ ընթացքը։

Այլ կարևոր տարրեր.

• Օզոնը գործնականում բացակայում է, մակերևույթից 30-60 կմ հեռավորության վրա կա մեկ կուտակման տարածք։
• Ջրի պարունակությունը 100-200 անգամ պակաս է, քան Երկրի ամենաչոր տարածաշրջանում։
• Մեթան - նկատվում են անհայտ բնույթի արտանետումներ, և մինչ այժմ ամենաքննարկվող նյութը Մարսի համար:

Երկրի վրա մեթանը դասակարգվում է որպես սննդանյութ, ուստի այն կարող է կապված լինել օրգանական նյութերի հետ: Արտաքին տեսքի և արագ ոչնչացման բնույթը դեռևս չի բացատրվել, ուստի գիտնականները փնտրում են այս հարցերի պատասխանները:

Ի՞նչ պատահեց Մարսի մթնոլորտի հետ անցյալում:

Մոլորակի գոյության միլիոնավոր տարիների ընթացքում մթնոլորտը փոխվում է կազմով և կառուցվածքով։ Հետազոտությունների արդյունքում ապացույցներ են ի հայտ եկել, որ նախկինում մակերեսի վրա գոյություն են ունեցել հեղուկ օվկիանոսներ։ Սակայն այժմ ջուրը փոքր քանակությամբ մնում է գոլորշու կամ սառույցի տեսքով։

Հեղուկի անհետացման պատճառները.

• Ցածր մթնոլորտային ճնշումն ի վիճակի չէ երկար ժամանակ ջուրը հեղուկ վիճակում պահել, ինչպես դա անում է Երկրի վրա։
• Ձգողականությունը բավականաչափ ուժեղ չէ գոլորշիների ամպերը պահելու համար:
• Մագնիսական դաշտի բացակայության պատճառով նյութը արևային քամու մասնիկներով տարվում է տիեզերք։
• Ջերմաստիճանի զգալի փոփոխություններով ջուրը կարող է պահպանվել միայն ամուր վիճակում:

Այլ կերպ ասած, Մարսի մթնոլորտը այնքան խիտ չէ, որ ջուրը պահի որպես հեղուկ, և ձգողականության փոքր ուժն ի վիճակի չէ պահել ջրածինը և թթվածինը։
Փորձագետների կարծիքով՝ Կարմիր մոլորակի վրա կյանքի համար բարենպաստ պայմաններ կարող էին ձևավորվել մոտ 4 միլիարդ տարի առաջ։ Երևի այդ ժամանակ կյանք կար։

Բերված են ոչնչացման հետևյալ պատճառները.

• Արեգակնային ճառագայթումից պաշտպանվածության բացակայությունը և մթնոլորտի աստիճանական սպառումը միլիոնավոր տարիների ընթացքում:
• Բախում երկնաքարի կամ այլ տիեզերական մարմնի հետ, որն ակնթարթորեն ոչնչացրեց մթնոլորտը:

Առաջին պատճառը ներկայումս ավելի հավանական է, քանի որ համաշխարհային աղետի հետքեր դեռ չեն հայտնաբերվել։ Նմանատիպ եզրակացություններ են արվել Curiosity ինքնավար կայանի ուսումնասիրության շնորհիվ։ Մարսագնացը որոշել է օդի ճշգրիտ բաղադրությունը։

Մարսի հնագույն մթնոլորտը շատ թթվածին էր պարունակում

Այսօր գիտնականները քիչ են կասկածում, որ Կարմիր մոլորակի վրա նախկինում ջուր է եղել։ Օվկիանոսների ուրվագծերի բազմաթիվ տեսարանների վրա: Տեսողական դիտարկումները հաստատվում են կոնկրետ ուսումնասիրություններով։ Ռովերները հողի փորձարկումներ են կատարել նախկին ծովերի և գետերի հովիտներում, և քիմիական բաղադրությունը հաստատել է նախնական ենթադրությունները:

Ներկա պայմաններում ցանկացած հեղուկ ջուր մոլորակի մակերեսի վրա ակնթարթորեն գոլորշիանում է, քանի որ ճնշումը չափազանց ցածր է: Այնուամենայնիվ, եթե հին ժամանակներում գոյություն են ունեցել օվկիանոսներ և լճեր, պայմանները տարբեր են եղել։ Ենթադրություններից մեկը տարբեր բաղադրություն է՝ մոտ 15-20% թթվածնի մասնաբաժնով, ինչպես նաև ազոտի և արգոնի ավելացված համամասնությամբ: Այս տեսքով Մարսը դառնում է գրեթե նույնական մեր հայրենի մոլորակին` հեղուկ ջրով, թթվածնով և ազոտով:

Այլ գիտնականներ առաջարկել են լիարժեք մագնիսական դաշտի գոյություն, որը կարող է պաշտպանել արևային քամուց: Նրա հզորությունը համեմատելի է Երկրի հզորության հետ, և սա ևս մեկ գործոն է, որը խոսում է կյանքի ծագման և զարգացման համար պայմանների առկայության օգտին։

Մթնոլորտի քայքայման պատճառները

Զարգացման գագաթնակետը տեղի է ունեցել Հեսպերիայի դարաշրջանում (3,5-2,5 միլիարդ տարի առաջ): Հարթավայրում կար աղի օվկիանոս, որն իր չափերով համեմատելի էր Հյուսիսային Սառուցյալ օվկիանոսի հետ: Ջերմաստիճանը մակերեսին հասել է 40-50 0 C, իսկ ճնշումը՝ մոտ 1 ատմ։ Մեծ է այդ ժամանակահատվածում կենդանի օրգանիզմների գոյության հավանականությունը։ Այնուամենայնիվ, «բարգավաճման» շրջանը բավական երկար չէր, որպեսզի առաջանար բարդ, առավել եւս խելացի կյանք:

Հիմնական պատճառներից մեկը մոլորակի փոքր չափերն են։ Մարսը Երկրից փոքր է, ուստի ձգողականությունն ու մագնիսական դաշտն ավելի թույլ են: Արդյունքում արևային քամին ակտիվորեն տապալեց մասնիկները և բառացիորեն շերտ առ շերտ կտրեց կեղևը: Մթնոլորտի կազմը սկսեց փոխվել 1 միլիարդ տարվա ընթացքում, որից հետո կլիմայի փոփոխությունը դարձավ աղետալի։ Ճնշման նվազումը հանգեցրել է հեղուկի գոլորշիացման և ջերմաստիճանի փոփոխության։