L'atmosfera di Marte consiste principalmente di biossido. Atmosfera di Marte: il mistero del quarto pianeta. Radiazioni, tempeste di polvere e altre caratteristiche di Marte

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✪ Progetto DISCOVER-AQ - Atmospheric Research (NASA in russo)

✪ NASA in russo: 18/01/13 - Riassunto video della NASA per la settimana

✪ MASSA NEGATIVA [Notizie su scienza e tecnologia]

✪ Marte, 1968, saggio di film di fantascienza, regista Pavel Klushantsev

✪ 5 segni di vita su Marte - Il conto alla rovescia #37

Sottotitoli

Studiando

L'atmosfera di Marte è stata scoperta anche prima dei voli delle stazioni interplanetarie automatiche sul pianeta. Grazie all'analisi spettrale e alle opposizioni di Marte con la Terra, che si verificano una volta ogni 3 anni, gli astronomi già nel XIX secolo sapevano che ha una composizione molto omogenea, di cui oltre il 95% è anidride carbonica. Se confrontato con lo 0,04% di anidride carbonica nell'atmosfera terrestre, risulta che la massa di anidride carbonica atmosferica marziana supera la massa della Terra di quasi 12 volte, così che quando Marte è terraformato, il contributo dell'anidride carbonica all'effetto serra può creare un clima confortevole per l'uomo poco prima che si raggiunga la pressione di 1 atmosfera, anche tenendo conto della maggiore distanza di Marte dal Sole.

All'inizio degli anni '20, le prime misurazioni della temperatura di Marte furono effettuate utilizzando un termometro posto al fuoco di un telescopio riflettore. Le misurazioni di V. Lampland nel 1922 hanno dato una temperatura superficiale media di Marte di 245 (-28 ° C), E. Pettit e S. Nicholson nel 1924 hanno ottenuto 260 K (-13 ° C). Un valore inferiore fu ottenuto nel 1960 da W. Sinton e J. Strong: 230 K (−43 °C). Le prime stime della pressione - media - furono ottenute solo negli anni '60 utilizzando spettroscopi IR da terra: una pressione di 25 ± 15 hPa ottenuta dall'allargamento di Lorentz delle righe dell'anidride carbonica significava che era il componente principale dell'atmosfera.

La velocità del vento può essere determinata dallo spostamento Doppler delle linee spettrali. Quindi, per questo, lo spostamento di linea è stato misurato nell'intervallo millimetrico e submillimetrico, e le misurazioni sull'interferometro consentono di ottenere la distribuzione delle velocità nell'intero strato di grande spessore.

I dati più dettagliati e accurati su temperatura dell'aria e della superficie, pressione, umidità relativa e velocità del vento vengono continuamente misurati dalla suite di strumenti REMS (Rover Environmental Monitoring Station) a bordo del rover Curiosity, che opera nel cratere Gale dal 2012. E il veicolo spaziale MAVEN, che orbita attorno a Marte dal 2014, è specificamente progettato per studiare in dettaglio l'atmosfera superiore, la loro interazione con le particelle del vento solare e in particolare le dinamiche di diffusione.

Un certo numero di processi che sono difficili o non ancora possibili per l'osservazione diretta sono soggetti solo a modellazione teorica, ma è anche un importante metodo di ricerca.

Struttura atmosferica

In generale, l'atmosfera di Marte è divisa in inferiore e superiore; quest'ultima è considerata la regione al di sopra degli 80 km dalla superficie, dove i processi di ionizzazione e dissociazione giocano un ruolo attivo. Una sezione è dedicata al suo studio, comunemente chiamato aeronomia. Di solito, quando si parla dell'atmosfera di Marte, si intende l'atmosfera inferiore.

Inoltre, alcuni ricercatori distinguono due grandi gusci: l'omosfera e l'eterosfera. Nell'omosfera, la composizione chimica non dipende dall'altezza, poiché i processi di trasferimento di calore e umidità nell'atmosfera e il loro scambio verticale sono interamente determinati dalla miscelazione turbolenta. Poiché la diffusione molecolare nell'atmosfera è inversamente proporzionale alla sua densità, allora da un certo livello questo processo diventa predominante ed è la caratteristica principale del guscio superiore: l'eterosfera, dove avviene la separazione diffusa molecolare. L'interfaccia tra questi gusci, che si trova ad altitudini da 120 a 140 km, è chiamata turbopausa.

atmosfera inferiore

Dalla superficie ad un'altezza di 20-30 km si estende troposfera dove la temperatura diminuisce con l'altezza. Il limite superiore della troposfera oscilla a seconda del periodo dell'anno (il gradiente di temperatura nella tropopausa varia da 1 a 3 gradi/km con un valore medio di 2,5 gradi/km).

Sopra la tropopausa c'è una regione isoterma dell'atmosfera - stratomesosfera che si estende fino a un'altezza di 100 km. La temperatura media della stratomesosfera è eccezionalmente bassa e ammonta a -133°C. A differenza della Terra, dove la stratosfera contiene prevalentemente tutto l'ozono atmosferico, su Marte la sua concentrazione è trascurabile (è distribuita da altitudini di 50 - 60 km fino alla superficie stessa, dove è massima).

atmosfera superiore

Sopra la stratomesosfera si estende lo strato superiore dell'atmosfera - termosfera. È caratterizzato da un aumento della temperatura con l'altezza fino ad un valore massimo (200-350 K), dopodiché rimane costante fino al limite superiore (200 km). In questo strato è stata registrata la presenza di ossigeno atomico; la sua densità ad un'altezza di 200 km raggiunge 5-6⋅10 7 cm −3 . La presenza di uno strato dominato dall'ossigeno atomico (oltre al fatto che il principale componente neutro è l'anidride carbonica) unisce l'atmosfera di Marte con l'atmosfera di Venere.

Ionosfera- una regione con un alto grado di ionizzazione - si trova nell'intervallo di altitudine da circa 80-100 a circa 500-600 km. Il contenuto di ioni è minimo di notte e massimo di giorno, quando lo strato principale si forma ad un'altitudine di 120-140 km a causa della fotoionizzazione dell'anidride carbonica ultravioletto estremo radiazione solare CO 2 + hν → CO 2 + + e -, nonché reazioni tra ioni e sostanze neutre CO 2 + + O → O 2 + + CO e O + + CO 2 → O 2 + + CO. La concentrazione di ioni, di cui 90% O 2 + e 10% CO 2 +, raggiunge i 10 5 per centimetro cubo (in altre zone della ionosfera è inferiore di 1-2 ordini di grandezza). È interessante notare che gli ioni O 2 + predominano nella quasi completa assenza di ossigeno molecolare proprio nell'atmosfera marziana. Lo strato secondario si forma nella regione di 110-115 km a causa dei raggi X molli e degli elettroni veloci eliminati. Ad un'altitudine di 80-100 km, alcuni ricercatori distinguono un terzo strato, a volte manifestato sotto l'influenza di particelle di polvere cosmica che portano nell'atmosfera ioni metallici Fe + , Mg + , Na +. Tuttavia, in seguito non solo fu confermata l'apparizione di quest'ultima (peraltro su quasi l'intero volume dell'atmosfera superiore) dovuta all'ablazione della sostanza di meteoriti e altri corpi cosmici entrati nell'atmosfera di Marte, ma anche la loro costante presenza generalmente. Allo stesso tempo, a causa dell'assenza di un campo magnetico su Marte, la loro distribuzione e il loro comportamento differiscono notevolmente da quanto osservato nell'atmosfera terrestre. Al di sopra del massimo principale, possono comparire anche altri strati aggiuntivi a causa dell'interazione con il vento solare. Pertanto, lo strato di ioni O+ è più pronunciato a un'altitudine di 225 km. Oltre ai tre principali tipi di ioni (O 2 +, CO 2 e O +), relativamente recentemente H 2 + , H 3 + , He + , C + , CH + , N + , NH + , OH + , H 2 O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 ++ e HCO2+. Al di sopra dei 400 km, alcuni autori distinguono una "ionopausa", ma su questo non c'è ancora consenso.

Per quanto riguarda la temperatura del plasma, la temperatura degli ioni vicino al massimo principale è di 150 K, aumentando a 210 K a un'altitudine di 175 km. Più in alto, l'equilibrio termodinamico degli ioni con un gas neutro è notevolmente disturbato e la loro temperatura sale bruscamente a 1000 K a un'altitudine di 250 km. La temperatura degli elettroni può essere di diverse migliaia di kelvin, apparentemente a causa del campo magnetico nella ionosfera, e cresce con l'aumentare dell'angolo zenitale solare e non è la stessa negli emisferi settentrionale e meridionale, il che potrebbe essere dovuto all'asimmetria del residuo campo magnetico della crosta marziana. In generale, si possono anche distinguere tre popolazioni di elettroni ad alta energia con diversi profili di temperatura. Il campo magnetico influisce anche sulla distribuzione orizzontale degli ioni: sopra le anomalie magnetiche si formano flussi di particelle ad alta energia, che turbinano lungo le linee del campo, il che aumenta l'intensità di ionizzazione e si osservano una maggiore densità di ioni e strutture locali.

Ad un'altitudine di 200-230 km, c'è il limite superiore della termosfera - l'esobase, sopra la quale il esosfera Marte. È costituito da sostanze leggere - idrogeno, carbonio, ossigeno - che appaiono come risultato di reazioni fotochimiche nella ionosfera sottostante, ad esempio la ricombinazione dissociativa di O 2 + con elettroni. La fornitura continua di idrogeno atomico all'atmosfera superiore di Marte avviene a causa della fotodissociazione del vapore acqueo vicino alla superficie marziana. A causa della diminuzione molto lenta della concentrazione di idrogeno con l'altezza, questo elemento è il componente principale degli strati più esterni dell'atmosfera del pianeta e forma una corona di idrogeno che si estende su una distanza di circa 20.000 km, anche se non esiste un confine stretto e le particelle da questa regione si dissolvono semplicemente gradualmente nello spazio esterno circostante.

Nell'atmosfera di Marte, a volte viene anche rilasciato chemosfera- uno strato in cui avvengono le reazioni fotochimiche, e poiché, a causa della mancanza di uno schermo di ozono, come quello della Terra, le radiazioni ultraviolette raggiungono la superficie stessa del pianeta, sono possibili anche lì. La chemosfera marziana si estende dalla superficie fino a un'altitudine di circa 120 km.

Composizione chimica della bassa atmosfera

Nonostante la forte rarefazione dell'atmosfera marziana, la concentrazione di anidride carbonica in essa è circa 23 volte maggiore che nella terra.

• L'azoto (2,7%) si sta attualmente dissipando attivamente nello spazio. Sotto forma di molecola biatomica, l'azoto è trattenuto stabilmente dall'attrazione del pianeta, ma viene scisso dalla radiazione solare in singoli atomi, lasciando facilmente l'atmosfera.
• L'argon (1,6%) è rappresentato dall'isotopo pesante argon-40 relativamente resistente alla dissipazione. La luce 36 Ar e 38 Ar è presente solo in parti per milione
• Altri gas nobili: neon, krypton, xenon (ppm)
• Monossido di carbonio (CO) - è un prodotto della fotodissociazione di CO 2 ed è 7,5⋅10 -4 concentrazione di quest'ultimo - questo è un valore inspiegabilmente piccolo, poiché la reazione inversa CO + O + M → CO 2 + M è vietata, e molto altro avrebbe dovuto accumulare CO. Sono state proposte varie teorie su come il monossido di carbonio possa ancora essere ossidato in anidride carbonica, ma tutte hanno uno o l'altro inconveniente.
• Ossigeno molecolare (O 2) - appare come risultato della fotodissociazione di CO 2 e H 2 O nell'alta atmosfera di Marte. In questo caso, l'ossigeno si diffonde negli strati più bassi dell'atmosfera, dove la sua concentrazione raggiunge 1.3⋅10 -3 della concentrazione vicino alla superficie di CO 2 . Come Ar, CO e N 2 , su Marte è una sostanza non condensabile, quindi anche la sua concentrazione subisce variazioni stagionali. Nell'atmosfera superiore, ad un'altezza di 90-130 km, il contenuto di O 2 (quota relativa alla CO 2) è 3-4 volte superiore al valore corrispondente per l'atmosfera inferiore ed è in media 4⋅10 -3 , variando in l'intervallo da 3.1⋅10 -3 a 5.8⋅10 -3 . Nei tempi antichi, l'atmosfera di Marte conteneva, tuttavia, una quantità maggiore di ossigeno, paragonabile alla sua quota sulla giovane Terra. L'ossigeno, anche sotto forma di singoli atomi, non si dissipa più così attivamente come l'azoto, a causa del suo maggior peso atomico, che gli permette di accumularsi.
• Ozono - la sua quantità varia molto a seconda della temperatura superficiale: è minimo al momento dell'equinozio a tutte le latitudini e massimo al polo, dove l'inverno è peraltro inversamente proporzionale alla concentrazione di vapore acqueo. C'è uno strato di ozono pronunciato a un'altitudine di circa 30 km e un altro tra 30 e 60 km.
• Acqua. Il contenuto di H 2 O nell'atmosfera di Marte è circa 100-200 volte inferiore a quello dell'atmosfera delle regioni più aride della Terra, ed è in media di 10-20 micron di colonna d'acqua precipitata. La concentrazione di vapore acqueo subisce significative variazioni stagionali e diurne. Il grado di saturazione dell'aria con il vapore acqueo è inversamente proporzionale al contenuto di particelle di polvere, che sono centri di condensazione, e in alcune zone (in inverno, a un'altitudine di 20-50 km) è stato registrato vapore la cui pressione supera la pressione del vapore saturo di 10 volte - molto più che nell'atmosfera terrestre.
• Metano. Dal 2003 sono pervenute segnalazioni di registrazione di emissioni di metano di natura sconosciuta, ma nessuna di esse può essere considerata attendibile a causa di alcune carenze nelle modalità di registrazione. In questo caso, stiamo parlando di valori estremamente piccoli - 0,7 ppbv (limite superiore - 1,3 ppbv) come valore di fondo e 7 ppbv per i burst episodici, che è sull'orlo della risoluzione. Poiché, insieme a questo, sono state pubblicate anche informazioni sull'assenza di CH 4 confermata da altri studi, ciò potrebbe indicare una fonte intermittente di metano, nonché l'esistenza di qualche meccanismo per la sua rapida distruzione, mentre la durata della distruzione fotochimica di questa sostanza è stimato a 300 anni. La discussione su questo tema è attualmente aperta, ed è di particolare interesse nell'ambito dell'astrobiologia, in considerazione del fatto che sulla Terra questa sostanza ha un'origine biogenica.
• Tracce di alcuni composti organici. I più importanti sono i limiti superiori di H 2 CO, HCl e SO 2, che indicano l'assenza, rispettivamente, di reazioni che coinvolgono il cloro, nonché l'attività vulcanica, in particolare l'origine non vulcanica del metano, se la sua esistenza è confermato.

La composizione e la pressione dell'atmosfera di Marte rendono impossibile respirare agli esseri umani e ad altri organismi terrestri. Per lavorare sulla superficie del pianeta è necessaria una tuta spaziale, anche se non ingombrante e protetta come per la Luna e lo spazio. L'atmosfera di Marte stessa non è velenosa ed è costituita da gas chimicamente inerti. L'atmosfera rallenta in qualche modo i corpi dei meteoriti, quindi ci sono meno crateri su Marte che sulla Luna e sono meno profondi. E i micrometeoriti si esauriscono completamente, non raggiungendo la superficie.

Acqua, nuvole e precipitazioni

La bassa densità non impedisce all'atmosfera di formare fenomeni su larga scala che influenzano il clima.

Il vapore acqueo nell'atmosfera marziana non supera il millesimo di percento, tuttavia, secondo i risultati di studi recenti (2013), questo è ancora più di quanto si pensasse in precedenza, e più che negli strati superiori dell'atmosfera terrestre, e a bassa pressione e temperatura, è in uno stato vicino alla saturazione, quindi spesso si raccoglie in nuvole. Di norma, le nuvole d'acqua si formano ad altitudini di 10-30 km sopra la superficie. Si concentrano principalmente sull'equatore e si osservano quasi tutto l'anno. Le nuvole osservate ad alti livelli dell'atmosfera (più di 20 km) si formano a seguito della condensazione della CO 2 . Lo stesso processo è responsabile della formazione di nubi basse (a quote inferiori a 10 km) nelle regioni polari in inverno, quando la temperatura atmosferica scende sotto il punto di congelamento della CO 2 (-126 °C); in estate, simili formazioni sottili si formano dal ghiaccio H 2 O

• Uno degli interessanti e rari fenomeni atmosferici su Marte è stato scoperto ("Viking-1") fotografando la regione polare settentrionale nel 1978. Si tratta di strutture cicloniche che sono chiaramente identificate nelle fotografie da sistemi nuvolosi simili a vortici con circolazione antioraria. Sono stati trovati nella zona latitudinale 65-80°N. sh. durante il periodo "caldo" dell'anno, dalla primavera all'inizio dell'autunno, quando qui si stabilisce il fronte polare. La sua presenza è dovuta al netto contrasto delle temperature superficiali in questo periodo dell'anno tra il bordo della calotta glaciale e le pianure circostanti. I movimenti ondulatori delle masse d'aria associati a un tale fronte portano alla comparsa di vortici ciclonici a noi così familiari sulla Terra. I sistemi di nubi vorticose trovati su Marte variano in dimensioni da 200 a 500 km, la loro velocità è di circa 5 km/h, e la velocità del vento alla periferia di questi sistemi è di circa 20 m/s. La durata dell'esistenza di un singolo vortice ciclonico varia da 3 a 6 giorni. I valori di temperatura nella parte centrale dei cicloni marziani indicano che le nubi sono composte da cristalli di ghiaccio d'acqua.

  La neve è stata effettivamente osservata più di una volta. Così, nell'inverno del 1979, un sottile strato di neve cadde nell'area di atterraggio del Viking-2, che rimase per diversi mesi.

  Tempeste di polvere e diavoli di polvere

  Una caratteristica dell'atmosfera di Marte è la costante presenza di polvere; secondo misurazioni spettrali, la dimensione delle particelle di polvere è stimata a 1,5 µm. La bassa gravità consente anche a flussi d'aria rarefatti di sollevare enormi nuvole di polvere fino a un'altezza di 50 km. E i venti, che sono una delle manifestazioni della differenza di temperatura, soffiano spesso sulla superficie del pianeta (specialmente nella tarda primavera - inizio estate nell'emisfero australe, quando la differenza di temperatura tra gli emisferi è particolarmente acuta), e il loro la velocità raggiunge i 100 m / s. Si formano così estese tempeste di polvere, che sono state a lungo osservate sotto forma di singole nuvole gialle, e talvolta sotto forma di un velo giallo continuo che copre l'intero pianeta. Molto spesso, le tempeste di polvere si verificano vicino alle calotte polari, la loro durata può raggiungere i 50-100 giorni. Una debole foschia gialla nell'atmosfera, di norma, si osserva dopo grandi tempeste di polvere ed è facilmente rilevabile con metodi fotometrici e polarimetrici.

  Le tempeste di polvere, che sono state ben osservate nelle immagini scattate dagli orbiter, si sono rivelate appena visibili quando sono state fotografate dai lander. Il passaggio delle tempeste di polvere nei siti di atterraggio di queste stazioni spaziali è stato registrato solo da un brusco cambiamento di temperatura, pressione e da un leggerissimo oscuramento del fondo cielo generale. Lo strato di polvere che si è depositato dopo la tempesta in prossimità dei siti di sbarco dei vichinghi ammontava a pochi micrometri. Tutto ciò indica una capacità portante piuttosto bassa dell'atmosfera marziana.

  Dal settembre 1971 al gennaio 1972, su Marte si è verificata una tempesta di sabbia globale, che ha persino impedito di fotografare la superficie dalla sonda Mariner 9. La massa di polvere nella colonna atmosferica (con uno spessore ottico da 0,1 a 10) stimata durante questo periodo variava da 7,8⋅10 -5 a 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Pertanto, il peso totale delle particelle di polvere nell'atmosfera marziana durante il periodo delle tempeste di polvere globali può raggiungere fino a 10 8 - 10 9 tonnellate, che è commisurato alla quantità totale di polvere nell'atmosfera terrestre.

  • L'aurora è stata registrata per la prima volta dallo spettrometro UV SPICAM a bordo della sonda Mars Express. Quindi è stato ripetutamente osservato dall'apparato MAVEN, ad esempio, nel marzo 2015, e nel settembre 2017, un evento molto più potente è stato registrato dal Radiation Assessment Detector (RAD) sul rover Curiosity. Un'analisi dei dati della sonda MAVEN ha anche rivelato aurore di tipo fondamentalmente diverso: diffuse, che si verificano a basse latitudini, in aree che non sono legate ad anomalie del campo magnetico e sono causate dalla penetrazione di particelle ad altissima energia, circa 200 keV, nell'atmosfera.

    Inoltre, l'estrema radiazione ultravioletta del Sole provoca il cosiddetto  bagliore dell'atmosfera (eng. airglow).

    La registrazione delle transizioni ottiche durante le aurore e il bagliore intrinseco fornisce informazioni importanti sulla composizione dell'atmosfera superiore, la sua temperatura e la dinamica. Pertanto, lo studio delle bande γ e δ dell'emissione di ossido di azoto durante il periodo notturno aiuta a caratterizzare la circolazione tra le regioni illuminate e non illuminate. E la registrazione della radiazione a una frequenza di 130,4 nm con il proprio bagliore ha contribuito a rivelare la presenza di ossigeno atomico ad alta temperatura, che è stato un passo importante nella comprensione del comportamento delle esosfere atmosferiche e delle corone in generale.

    Colore

    Le particelle di polvere che riempiono l'atmosfera marziana sono per lo più ossido di ferro e le conferiscono una sfumatura rosso-arancio.

    Secondo le misurazioni, l'atmosfera ha uno spessore ottico di 0,9, il che significa che solo il 40% della radiazione solare incidente raggiunge la superficie di Marte attraverso la sua atmosfera e il restante 60% viene assorbito dalla polvere sospesa nell'aria. Senza di esso, i cieli marziani avrebbero all'incirca lo stesso colore del cielo terrestre a un'altitudine di 35 chilometri. Va notato che in questo caso l'occhio umano si adatterebbe a questi colori e il bilanciamento del bianco verrebbe regolato automaticamente in modo che il cielo venga visto come in condizioni di illuminazione terrestre.

    Il colore del cielo è molto eterogeneo e, in assenza di nuvole o tempeste di polvere da una luce relativamente chiara all'orizzonte, si scurisce bruscamente e con una sfumatura verso lo zenit. In una stagione relativamente calma e senza vento, quando c'è meno polvere, il cielo può essere completamente nero allo zenit.

    Tuttavia, grazie alle immagini dei rover, si è saputo che al tramonto e all'alba intorno al Sole il cielo diventa blu. La ragione di ciò è lo scattering di Rayleigh: la luce è diffusa sulle particelle di gas e colora il cielo, ma se in un giorno marziano l'effetto è debole e invisibile ad occhio nudo a causa dell'atmosfera rarefatta e della polvere, allora al tramonto il sole splende attraverso un strato d'aria molto più spesso, a causa del quale i componenti blu e viola iniziano a disperdersi. Lo stesso meccanismo è responsabile del cielo azzurro sulla Terra durante il giorno e giallo-arancione al tramonto. [ ]

    Un panorama delle dune di sabbia di Rocknest, compilato dalle immagini del rover Curiosity.

    I cambiamenti

    I cambiamenti negli strati superiori dell'atmosfera sono piuttosto complessi, poiché sono collegati tra loro e con gli strati sottostanti. Le onde atmosferiche e le maree che si propagano verso l'alto possono avere un effetto significativo sulla struttura e sulla dinamica della termosfera e, di conseguenza, della ionosfera, ad esempio, l'altezza del limite superiore della ionosfera. Durante le tempeste di polvere nella bassa atmosfera, la sua trasparenza diminuisce, si riscalda e si espande. Quindi la densità della termosfera aumenta - può variare anche di un ordine di grandezza - e l'altezza del massimo della concentrazione di elettroni può aumentare fino a 30 km. I cambiamenti nell'atmosfera superiore causati dalle tempeste di polvere possono essere globali, interessando aree fino a 160 km sopra la superficie del pianeta. La risposta dell'alta atmosfera a questi fenomeni richiede diversi giorni e ritorna allo stato precedente molto più a lungo - diversi mesi. Un'altra manifestazione della relazione tra l'alta e la bassa atmosfera è che il vapore acqueo, che, come si è scoperto, è saturo dell'atmosfera inferiore, può subire la fotodissociazione in componenti H e O più leggeri, che aumentano la densità dell'esosfera e l'intensità della perdita d'acqua da parte dell'atmosfera marziana. I fattori esterni che causano cambiamenti nell'atmosfera superiore sono la radiazione ultravioletta estrema e i raggi X molli del Sole, le particelle del vento solare, la polvere cosmica e corpi più grandi come i meteoriti. Il compito è complicato dal fatto che il loro impatto, di regola, è casuale e la sua intensità e durata non possono essere previste, inoltre, i fenomeni episodici sono sovrapposti a processi ciclici associati ai cambiamenti dell'ora del giorno, della stagione e anche del ciclo solare. Al momento, nella migliore delle ipotesi, si accumulano statistiche di eventi sulla dinamica dei parametri atmosferici, ma non è stata ancora completata una descrizione teorica delle regolarità. È stata definitivamente stabilita una proporzionalità diretta tra la concentrazione di particelle di plasma nella ionosfera e l'attività solare. Ciò è confermato dal fatto che una regolarità simile è stata effettivamente registrata secondo i risultati delle osservazioni nel 2007-2009 per la ionosfera terrestre, nonostante la differenza fondamentale nel campo magnetico di questi pianeti, che influisce direttamente sulla ionosfera. E le espulsioni di particelle della corona solare, provocando un cambiamento nella pressione del vento solare, comportano anche una caratteristica compressione della magnetosfera e della ionosfera: la densità massima del plasma scende a 90 km.

    Fluttuazioni giornaliere

    Nonostante la sua rarefazione, l'atmosfera reagisce comunque ai cambiamenti del flusso di calore solare più lentamente della superficie del pianeta. Quindi, nel periodo mattutino, la temperatura varia notevolmente con l'altezza: è stata registrata una differenza di 20 ° ad un'altezza compresa tra 25 cm e 1 m sopra la superficie del pianeta. Con il sorgere del Sole, l'aria fredda si riscalda dalla superficie e sale sotto forma di un caratteristico vortice verso l'alto, sollevando polvere nell'aria: ecco come si formano i diavoli di polvere. Nello strato vicino alla superficie (fino a 500 m di altezza) c'è un'inversione di temperatura. Dopo che l'atmosfera si è già riscaldata a mezzogiorno, questo effetto non si osserva più. Il massimo viene raggiunto verso le 2 del pomeriggio. La superficie quindi si raffredda più velocemente dell'atmosfera e si osserva un gradiente di temperatura inverso. Prima del tramonto, la temperatura diminuisce nuovamente con l'altezza.

    Il cambiamento del giorno e della notte influisce anche sull'alta atmosfera. Prima di tutto, la ionizzazione per radiazione solare si interrompe di notte, tuttavia, il plasma continua a essere rifornito per la prima volta dopo il tramonto a causa del flusso dal lato diurno, e quindi si forma a causa degli impatti di elettroni che si spostano verso il basso lungo le linee del campo magnetico (la cosiddetta invasione di elettroni) - quindi il massimo osservato a un'altitudine di 130-170 km. Pertanto, la densità di elettroni e ioni dal lato notturno è molto inferiore ed è caratterizzata da un profilo complesso, che dipende anche dal campo magnetico locale e varia in modo non banale, la cui regolarità non è ancora del tutto compresa e descritti teoricamente. Durante il giorno, lo stato della ionosfera cambia anche a seconda dell'angolo zenitale del Sole.

    ciclo annuale

    Come sulla Terra, su Marte c'è un cambio di stagioni dovuto all'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano dell'orbita, così in inverno la calotta polare cresce nell'emisfero settentrionale, e quasi scompare in quello meridionale, e dopo sei mesi gli emisferi cambiano posto. Allo stesso tempo, a causa dell'eccentricità piuttosto grande dell'orbita del pianeta al perielio (solstizio d'inverno nell'emisfero settentrionale), riceve fino al 40% in più di radiazione solare rispetto all'afelio e nell'emisfero settentrionale l'inverno è breve e relativamente temperato, e l'estate è lunga, ma fresca, al sud, al contrario, le estati sono brevi e relativamente calde, e gli inverni sono lunghi e freddi. A questo proposito, la calotta meridionale in inverno cresce fino alla metà della distanza polo-equatore e la calotta settentrionale solo fino a un terzo. Quando arriva l'estate a uno dei poli, l'anidride carbonica della corrispondente calotta polare evapora ed entra nell'atmosfera; i venti lo portano alla calotta opposta, dove gela di nuovo. In questo modo si verifica il ciclo dell'anidride carbonica che, insieme alle diverse dimensioni delle calotte polari, provoca un cambiamento nella pressione dell'atmosfera marziana mentre orbita attorno al Sole. A causa del fatto che in inverno fino al 20-30% dell'intera atmosfera si congela nella calotta polare, la pressione nell'area corrispondente diminuisce di conseguenza.

    Anche le variazioni stagionali (così come quelle giornaliere) subiscono la concentrazione di vapore acqueo - sono comprese tra 1 e 100 micron. Quindi, in inverno l'atmosfera è quasi “secca”. Il vapore acqueo vi appare in primavera, ea metà estate la sua quantità raggiunge il massimo, in seguito ai cambiamenti della temperatura superficiale. Durante il periodo estivo-autunnale, il vapore acqueo viene gradualmente ridistribuito e il suo contenuto massimo si sposta dalla regione polare settentrionale alle latitudini equatoriali. Allo stesso tempo, il contenuto globale totale di vapore nell'atmosfera (secondo i dati Viking-1) rimane approssimativamente costante ed è equivalente a 1,3 km 3 di ghiaccio. Il contenuto massimo di H 2 O (100 μm di acqua precipitata, pari a 0,2 vol%) è stato registrato in estate sulla regione oscura che circonda la calotta polare residua settentrionale - in questo periodo dell'anno l'atmosfera sopra il ghiaccio della calotta polare di solito è vicino alla saturazione.

    Nel periodo primaverile-estivo nell'emisfero australe, quando si formano più attivamente le tempeste di polvere, si osservano maree atmosferiche diurne o semidiurne: un aumento della pressione vicino alla superficie e l'espansione termica dell'atmosfera in risposta al suo riscaldamento.

    Il cambio delle stagioni interessa anche l'alta atmosfera - sia la componente neutra (termosfera) che il plasma (ionosfera), e questo fattore deve essere preso in considerazione insieme al ciclo solare, e questo complica il compito di descrivere la dinamica dell'alta atmosfera.

    Cambiamento a lungo termine

    Guarda anche

    Appunti

    1. Williams, David R. Scheda informativa su Marte (indefinito) . Centro dati nazionale per le scienze spaziali. NASA (1 settembre 2004). Estratto il 28 settembre 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Marte: un piccolo pianeta terrestre: [Inglese] ]// La rivista di astronomia e astrofisica. - 2016. - V. 24, n. 1 (16 dicembre). - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
    3. Atmosfera di Marte (indefinito) . UNIVERSO-PIANETA // PORTALE VERSO UN'ALTRA DIMENSIONE
    4. Marte è una stella rossa. Descrizione della zona. Atmosfera e clima (indefinito) . galspace.ru - Progetto di esplorazione del sistema solare. Estratto il 29 settembre 2017.
    5. (Italiano) Out of Thin Martian Air Rivista di Astrobiologia, Michael Schirber, 22 agosto 2011.
    6. Maxim Zabolotsky. Informazioni generali su atmosfera Marte (indefinito) . spacegid.com(21.09.2013). Estratto il 20 ottobre 2017.
    7. Mars Pathfinder - Scienza  Risultati - Atmosferiche e Meteorologiche Proprietà (indefinito) . nasa.gov. Estratto il 20 aprile 2017.
    8. JL Fox, A. Dalgarno. Ionizzazione, luminosità e riscaldamento dell'alta atmosfera di Marte: [Inglese] ]// J Geophys Ris. - 1979. - T. 84, fascicolo. A12 (1 dicembre). - S. 7315–7333. -

Poiché Marte è più lontano dal Sole rispetto alla Terra, può occupare una posizione opposta al Sole nel cielo, quindi è visibile tutta la notte. Questa posizione del pianeta è chiamata confronto. Su Marte si ripete ogni due anni e due mesi. Poiché l'orbita di Marte è più estesa di quella terrestre, durante le opposizioni le distanze tra Marte e la Terra possono essere diverse. Una volta ogni 15 o 17 anni, si verifica il Grande Confronto, quando la distanza tra la Terra e Marte è minima ed è di 55 milioni di km.

Canali su Marte

Una fotografia di Marte scattata dal telescopio spaziale Hubble mostra chiaramente le caratteristiche del pianeta. Sullo sfondo rosso dei deserti marziani, sono chiaramente visibili mari blu-verdi e una calotta polare bianco brillante. Famoso canali non visibile nella foto. A questo ingrandimento, in realtà non sono visibili. Dopo che sono state ottenute immagini su larga scala di Marte, il mistero dei canali marziani è stato finalmente risolto: i canali sono un'illusione ottica.

Di grande interesse era la questione della possibilità di esistenza vita su Marte. Condotto nel 1976 sugli studi americani AMS "Viking" ha dato, a quanto pare, il risultato finale negativo. Nessuna traccia di vita è stata trovata su Marte.

Tuttavia, c'è ancora una vivace discussione su questo. Entrambe le parti, sia sostenitori che oppositori della vita su Marte, presentano argomenti che i loro avversari non possono confutare. Semplicemente non ci sono abbastanza dati sperimentali per risolvere questo problema. Resta solo da aspettare quando i voli in corso e pianificati su Marte forniranno materiale che confermerà o confuterà l'esistenza della vita su Marte nel nostro tempo o in un lontano passato. materiale dal sito

Marte ha due piccoli satellitare- Phobos (Fig. 51) e Deimos (Fig. 52). Le loro dimensioni sono rispettivamente di 18×22 e 10×16 km. Phobos si trova dalla superficie del pianeta a una distanza di soli 6000 km e gli gira intorno in circa 7 ore, ovvero 3 volte meno di un giorno marziano. Deimos si trova a una distanza di 20.000 km.

Un certo numero di misteri sono collegati ai satelliti. Quindi, la loro origine non è chiara. La maggior parte degli scienziati ritiene che si tratti di asteroidi catturati relativamente di recente. È difficile immaginare come Phobos sia sopravvissuto dopo l'impatto di un meteorite, che ha lasciato su di esso un cratere di 8 km di diametro. Non è chiaro perché Phobos sia il corpo più nero che conosciamo. La sua riflettività è 3 volte inferiore a quella della fuliggine. Sfortunatamente, diversi voli di veicoli spaziali su Phobos si sono conclusi con un fallimento. La soluzione finale di molti problemi sia di Phobos che di Marte è rinviata alla spedizione su Marte, prevista per gli anni '30 del XXI secolo.

Marte, il quarto pianeta più lontano dal Sole, è da tempo oggetto di grande attenzione da parte della scienza mondiale. Questo pianeta è molto simile alla Terra, con una piccola ma fatale eccezione: l'atmosfera di Marte non supera l'uno percento del volume dell'atmosfera terrestre. L'involucro di gas di qualsiasi pianeta è il fattore determinante che modella il suo aspetto e le condizioni sulla superficie. È noto che tutti i mondi solidi del sistema solare si sono formati approssimativamente nelle stesse condizioni a una distanza di 240 milioni di chilometri dal Sole. Se le condizioni per la formazione della Terra e di Marte erano quasi le stesse, allora perché questi pianeti sono così diversi adesso?

Riguarda le dimensioni: Marte, formato dallo stesso materiale della Terra, una volta aveva un nucleo di metallo liquido e caldo, come il nostro pianeta. Prova: molti vulcani estinti su Ma il "pianeta rosso" è molto più piccolo della Terra. Il che significa che si raffredda più velocemente. Quando il nucleo liquido si è finalmente raffreddato e solidificato, il processo di convezione è terminato e con esso è scomparso anche lo scudo magnetico del pianeta, la magnetosfera. Di conseguenza, il pianeta è rimasto indifeso contro l'energia distruttiva del Sole e l'atmosfera di Marte è stata quasi completamente spazzata via dal vento solare (un gigantesco flusso di particelle ionizzate radioattive). Il "Pianeta Rosso" si è trasformato in un deserto senza vita e noioso...

Ora l'atmosfera su Marte è un sottile guscio di gas rarefatto, incapace di resistere alla penetrazione di quello micidiale che brucia la superficie del pianeta. Il rilassamento termico di Marte è di diversi ordini di grandezza inferiore a quello di Venere, per esempio, la cui atmosfera è molto più densa. L'atmosfera di Marte, che ha una capacità termica troppo bassa, forma indicatori di velocità del vento media giornaliera più pronunciati.

La composizione dell'atmosfera di Marte è caratterizzata da un contenuto molto elevato (95%). L'atmosfera contiene anche azoto (circa il 2,7%), argon (circa l'1,6%) e una piccola quantità di ossigeno (non più dello 0,13%). La pressione atmosferica di Marte è 160 volte superiore a quella sulla superficie del pianeta. A differenza dell'atmosfera terrestre, l'involucro gassoso qui ha un pronunciato carattere mutevole, dovuto al fatto che le calotte polari del pianeta, contenenti un'enorme quantità di anidride carbonica, si sciolgono e si congelano durante un ciclo annuale.

Secondo i dati ricevuti dalla navicella spaziale di ricerca Mars Express, l'atmosfera di Marte contiene una certa quantità di metano. La particolarità di questo gas è la sua rapida decomposizione. Ciò significa che da qualche parte sul pianeta deve esserci una fonte di rifornimento di metano. Ci possono essere solo due opzioni qui: o l'attività geologica, le cui tracce non sono ancora state scoperte, o l'attività vitale dei microrganismi, che può ribaltare la nostra comprensione dell'esistenza dei centri di vita nel sistema solare.

Un effetto caratteristico dell'atmosfera marziana sono le tempeste di sabbia che possono infuriare per mesi. Questa densa coltre d'aria del pianeta è costituita principalmente da anidride carbonica con inclusioni minori di ossigeno e vapore acqueo. Un effetto così persistente è dovuto alla gravità estremamente bassa di Marte, che consente anche a un'atmosfera super rarefatta di sollevare miliardi di tonnellate di polvere dalla superficie e trattenerla a lungo.

La conoscenza di qualsiasi pianeta inizia con la sua atmosfera. Avvolge il corpo cosmico e lo protegge dalle influenze esterne. Se l'atmosfera è molto rarefatta, tale protezione è estremamente debole, ma se è densa, il pianeta è al suo interno come in un bozzolo: la Terra può servire da esempio qui. Tuttavia, un tale esempio nel sistema solare è unico e non si applica ad altri pianeti terrestri.

E quindi l'atmosfera di Marte (il pianeta rosso) è estremamente rarefatta. Il suo spessore approssimativo non supera i 110 km e la sua densità rispetto all'atmosfera terrestre è solo dell'1%. Oltre a questo, il pianeta rosso ha un campo magnetico estremamente debole e instabile. Di conseguenza, il vento solare invade Marte e disperde i gas atmosferici. Di conseguenza, il pianeta perde da 200 a 300 tonnellate di gas al giorno. Tutto dipende dall'attività solare e dalla distanza dalla stella.

Da ciò non è difficile capire perché la pressione atmosferica sia molto bassa. Al livello del mare è 160 volte più piccola della terra.. Sui picchi vulcanici è di 1 mm Hg. Arte. E nelle depressioni profonde, il suo valore raggiunge i 6 mm Hg. Arte. Il valore medio sulla superficie è di 4,6 mm Hg. Arte. La stessa pressione si registra nell'atmosfera terrestre ad un'altitudine di 30 km dalla superficie terrestre. Con tali valori, l'acqua non può essere presente allo stato liquido sul pianeta rosso.

L'atmosfera di Marte contiene il 95% di anidride carbonica.. Cioè, possiamo dire che occupa una posizione dominante. L'azoto è al secondo posto. Rappresenta quasi il 2,7%. Il terzo posto è occupato dall'argon - 1,6%. E l'ossigeno è al quarto posto - 0,16%. Ci sono anche piccole quantità di monossido di carbonio, vapore acqueo, neon, cripton, xeno e ozono.

La composizione dell'atmosfera è tale che è impossibile per le persone respirare su Marte. Puoi muoverti per il pianeta solo con una tuta spaziale. Allo stesso tempo, va notato che tutti i gas sono chimicamente inerti e non ce n'è uno velenoso tra loro. Se la pressione sulla superficie fosse di almeno 260 mm Hg. Art., allora sarebbe possibile percorrerlo senza tuta spaziale con abiti normali, avendo solo un respiratore.

Alcuni esperti ritengono che qualche miliardo di anni fa l'atmosfera di Marte fosse molto più densa e ricca di ossigeno. In superficie c'erano fiumi e laghi d'acqua. Ciò è indicato da numerose formazioni naturali che ricordano letti di fiumi prosciugati. La loro età è stimata in circa 4 miliardi di anni.

A causa dell'elevata rarefazione dell'atmosfera, la temperatura sul pianeta rosso è caratterizzata da un'elevata instabilità. Ci sono forti fluttuazioni diurne, così come un'elevata differenza di temperatura a seconda delle latitudini. La temperatura media è di -53 gradi Celsius. In estate, all'equatore, la temperatura media è di 0 gradi Celsius. Allo stesso tempo, può oscillare durante il giorno da +30 a -60 di notte. Ma ai poli ci sono record di temperatura. Lì la temperatura può scendere fino a -150 gradi Celsius.

Nonostante la bassa densità, nell'atmosfera di Marte si osservano spesso venti, tornado e tempeste. La velocità del vento raggiunge i 400 km/h. Solleva la polvere marziana rosa e chiude la superficie del pianeta dagli occhi indiscreti delle persone.

Devo dire che sebbene l'atmosfera marziana sia debole, ha abbastanza forza per resistere ai meteoriti. Ospiti indesiderati dallo spazio, che cadono in superficie, si bruciano parzialmente, e quindi non ci sono così tanti crateri su Marte. Piccoli meteoriti bruciano completamente nell'atmosfera e non causano alcun danno al vicino della Terra.

Vladislav Ivanov

Oggi, non solo gli scrittori di fantascienza nelle loro storie, ma anche veri scienziati, uomini d'affari e politici parlano di voli su Marte e della sua possibile colonizzazione. Sonde e rover hanno dato risposte sulle caratteristiche della geologia. Tuttavia, per le missioni con equipaggio, si dovrebbe scoprire se Marte ha un'atmosfera e qual è la sua struttura.

informazioni generali

Marte ha la sua atmosfera, ma è solo l'1% di quella terrestre. Come Venere, è prevalentemente anidride carbonica, ma ancora una volta molto più sottile. Lo strato relativamente denso è di 100 km (per confronto, la Terra ha 500-1000 km, secondo varie stime). Per questo motivo, non c'è protezione dalla radiazione solare e il regime di temperatura non è praticamente regolato. Non c'è aria su Marte nel solito senso.

Gli scienziati hanno stabilito la composizione esatta:

• Anidride carbonica - 96%.
• Argon - 2,1%.
• Azoto - 1,9%.

Il metano è stato scoperto nel 2003. La scoperta ha stimolato l'interesse per il Pianeta Rosso, con molti paesi che hanno avviato programmi di esplorazione che hanno portato a parlare di fuga e colonizzazione.

A causa della bassa densità, il regime di temperatura non è regolato, quindi le differenze sono in media di 100 0 С. Durante il giorno si stabiliscono condizioni abbastanza confortevoli di +30 0 С e di notte la temperatura superficiale scende a -80 0 C. La pressione è di 0,6 kPa (1/110 dall'indicatore di terra). Sul nostro pianeta, condizioni simili si trovano a un'altitudine di 35 km. Questo è il pericolo principale per una persona senza protezione: non verrà ucciso dalla temperatura o dai gas, ma dalla pressione.

C'è sempre polvere sulla superficie. A causa della bassa gravità, le nuvole si alzano fino a 50 km. Forti cali di temperatura portano alla comparsa di venti con raffiche fino a 100 m / s, quindi le tempeste di polvere su Marte sono comuni. Non rappresentano una seria minaccia a causa della piccola concentrazione di particelle nelle masse d'aria.

Quali sono gli strati dell'atmosfera di Marte?

La forza di gravità è inferiore a quella terrestre, quindi l'atmosfera di Marte non è così chiaramente suddivisa in strati in termini di densità e pressione. La composizione omogenea si conserva fino alla soglia degli 11 km, poi l'atmosfera comincia a separarsi in strati. Oltre i 100 km la densità scende ai valori minimi.

• Troposfera - fino a 20 km.
• Stratomesosfera - fino a 100 km.
• Termosfera - fino a 200 km.
• Ionosfera - fino a 500 km.

Nell'alta atmosfera ci sono gas leggeri: idrogeno, carbonio. L'ossigeno si accumula in questi strati. Singole particelle di idrogeno atomico si propagano su una distanza fino a 20.000 km, formando una corona di idrogeno. Non c'è una netta separazione tra le regioni estreme e lo spazio esterno.

atmosfera superiore

A un segno di oltre 20-30 km si trova la termosfera, le regioni superiori. La composizione rimane stabile fino a quota 200 km. C'è un alto contenuto di ossigeno atomico. La temperatura è piuttosto bassa - fino a 200-300 K (da -70 a -200 0 C). Segue la ionosfera, in cui gli ioni reagiscono con elementi neutri.

atmosfera inferiore

A seconda della stagione, il confine di questo strato cambia e questa zona è chiamata tropopausa. Più avanti si estende la stratomesosfera, la cui temperatura media è di -133 0 C. Sulla Terra qui è contenuto l'ozono, che protegge dalle radiazioni cosmiche. Su Marte si accumula ad un'altitudine di 50-60 km e poi è praticamente assente.

Composizione dell'atmosfera

L'atmosfera terrestre è costituita da azoto (78%) e ossigeno (20%), argon, anidride carbonica, metano, ecc. sono presenti in piccole quantità. Tali condizioni sono considerate ottimali per l'emergere della vita. La composizione dell'aria su Marte è molto diversa. L'elemento principale dell'atmosfera marziana è l'anidride carbonica - circa il 95%. L'azoto rappresenta il 3% e l'argon l'1,6%. La quantità totale di ossigeno non è superiore allo 0,14%.

Questa composizione si è formata a causa della debole attrazione del Pianeta Rosso. Il più stabile era l'anidride carbonica pesante, che viene costantemente reintegrata a causa dell'attività vulcanica. I gas leggeri si dissipano nello spazio a causa della bassa gravità e dell'assenza di un campo magnetico. L'azoto è trattenuto dalla gravità come una molecola biatomica, ma si divide sotto l'influenza della radiazione e sotto forma di singoli atomi vola nello spazio.

La situazione è simile con l'ossigeno, ma negli strati superiori reagisce con carbonio e idrogeno. Tuttavia, gli scienziati non comprendono appieno le caratteristiche delle reazioni. Secondo i calcoli, la quantità di monossido di carbonio CO dovrebbe essere maggiore, ma alla fine si ossida in anidride carbonica CO2 e affonda in superficie. Separatamente, l'ossigeno molecolare O2 appare solo dopo la decomposizione chimica dell'anidride carbonica e dell'acqua negli strati superiori sotto l'influenza dei fotoni. Si riferisce a sostanze non condensabili su Marte.

Gli scienziati ritengono che milioni di anni fa la quantità di ossigeno fosse paragonabile a quella terrestre - 15-20%. Non si sa ancora esattamente perché le condizioni siano cambiate. Tuttavia, i singoli atomi non si volatilizzano così attivamente e, a causa del peso maggiore, si accumulano persino. In una certa misura, si osserva il processo inverso.

Altri elementi importanti:

• L'ozono è praticamente assente, c'è un'area di accumulo a 30-60 km dalla superficie.
• Il contenuto d'acqua è 100-200 volte inferiore rispetto alla regione più arida della Terra.
• Metano: si osservano emissioni di natura sconosciuta e finora la sostanza più discussa per Marte.

Il metano sulla Terra appartiene alle sostanze biogeniche, pertanto può essere potenzialmente associato alla materia organica. La natura dell'aspetto e della rapida distruzione non è stata ancora spiegata, quindi gli scienziati stanno cercando risposte a queste domande.

Cosa è successo all'atmosfera di Marte in passato?

Nel corso dei milioni di anni di esistenza del pianeta, l'atmosfera cambia nella composizione e nella struttura. Come risultato della ricerca, sono emerse prove che in passato esistevano oceani liquidi in superficie. Tuttavia, ora l'acqua rimane in piccole quantità sotto forma di vapore o ghiaccio.

Ragioni per la scomparsa del fluido:

• La bassa pressione atmosferica non è in grado di mantenere l'acqua allo stato liquido per lungo tempo, come accade sulla Terra.
• La gravità non è abbastanza forte da trattenere le nuvole di vapore.
• A causa dell'assenza di un campo magnetico, la materia viene trasportata nello spazio dalle particelle del vento solare.
• Con significative fluttuazioni di temperatura, l'acqua può essere immagazzinata solo allo stato solido.

In altre parole, l'atmosfera marziana non è abbastanza densa da contenere l'acqua allo stato liquido, e la piccola forza di gravità non è in grado di trattenere idrogeno e ossigeno.
Secondo gli esperti, le condizioni favorevoli alla vita sul Pianeta Rosso potrebbero essersi formate circa 4 miliardi di anni fa. Forse c'era vita in quel momento.

Le seguenti cause di distruzione sono chiamate:

• Mancanza di protezione dalle radiazioni solari e progressivo impoverimento dell'atmosfera nel corso di milioni di anni.
• Una collisione con un meteorite o un altro corpo cosmico che ha distrutto istantaneamente l'atmosfera.

La prima ragione è attualmente più probabile, dal momento che non sono state ancora trovate tracce di una catastrofe globale. Conclusioni simili sono state tratte grazie allo studio della stazione autonoma Curiosity. Il rover ha stabilito l'esatta composizione dell'aria.

L'antica atmosfera di Marte conteneva molto ossigeno

Oggi, gli scienziati hanno pochi dubbi sul fatto che ci fosse acqua sul Pianeta Rosso. Su numerose vedute dei contorni degli oceani. Le osservazioni visive sono supportate da studi specifici. I rover hanno prelevato campioni di suolo nelle valli degli ex mari e fiumi e la composizione chimica ha confermato le ipotesi iniziali.

Nelle condizioni attuali, qualsiasi acqua liquida sulla superficie del pianeta evaporerà istantaneamente perché la pressione è troppo bassa. Tuttavia, se nei tempi antichi c'erano oceani e laghi, allora le condizioni erano diverse. Uno dei presupposti è una diversa composizione con una frazione di ossigeno dell'ordine del 15-20%, nonché una maggiore proporzione di azoto e argon. In questa forma, Marte diventa quasi identico al nostro pianeta natale, con acqua liquida, ossigeno e azoto.

Altri scienziati suggeriscono l'esistenza di un vero e proprio campo magnetico in grado di proteggere dal vento solare. Il suo potere è paragonabile a quello della terra, e questo è un altro fattore che parla a favore della presenza di condizioni per l'origine e lo sviluppo della vita.

Cause dell'esaurimento dell'atmosfera

Il picco di sviluppo cade nell'era esperiana (3,5-2,5 miliardi di anni fa). Nella pianura c'era un oceano salato di dimensioni paragonabili all'Oceano Artico. La temperatura superficiale raggiungeva i 40-50°C e la pressione era di circa 1 atm. C'è un'alta probabilità dell'esistenza di organismi viventi in quel periodo. Tuttavia, il periodo di "prosperità" non è stato abbastanza lungo perché sorgesse una vita complessa e ancora più intelligente.

Uno dei motivi principali è la piccola dimensione del pianeta. Marte è più piccolo della Terra, quindi la gravità e il campo magnetico sono più deboli. Di conseguenza, il vento solare ha attivamente eliminato le particelle e ha letteralmente tagliato il guscio strato dopo strato. La composizione dell'atmosfera ha iniziato a cambiare oltre 1 miliardo di anni, dopodiché il cambiamento climatico è diventato catastrofico. La diminuzione della pressione ha portato all'evaporazione del liquido e alle cadute di temperatura.