Marso atmosferą daugiausia sudaro dioksidas. Marso atmosfera: ketvirtosios planetos paslaptis. Radiacija, dulkių audros ir kitos Marso savybės

Enciklopedinis „YouTube“.

1 / 5

✪ Projektas DISCOVER-AQ – atmosferos tyrimai (NASA rusų k.)

✪ NASA rusų kalba: 01/18/13 – NASA savaitės vaizdo santrauka

✪ neigiama masė [Mokslo ir technologijų naujienos]

✪ Marsas, 1968 m., mokslinės fantastikos filmo esė, režisierius Pavelas Klushantsevas

✪ 5 gyvybės Marse ženklai – Countdown Nr. 37

Subtitrai

Studijuoja

Marso atmosfera buvo atrasta dar prieš automatinių tarpplanetinių stočių skrydžius į planetą. Dėl spektrinės analizės ir Marso opozicijų su Žeme, kurios įvyksta kartą per 3 metus, astronomai jau XIX amžiuje žinojo, kad jo sudėtis yra labai vienalytė, kurios daugiau nei 95% sudaro anglies dioksidas. Palyginus su 0,04 % anglies dioksido Žemės atmosferoje, paaiškėja, kad Marso atmosferos anglies dioksido masė beveik 12 kartų viršija Žemės masę, todėl, formuojant Marsą, anglies dioksido indėlis į šiltnamio efektą gali sukurti žmonėms patogus klimatas šiek tiek anksčiau nei pasiekiamas 1 atmosferos slėgis, net ir atsižvelgiant į didesnį Marso atstumą nuo Saulės.

1920-ųjų pradžioje pirmieji Marso temperatūros matavimai buvo atlikti naudojant termometrą, įdėtą į atspindinčio teleskopo židinį. W. Lamplando 1922 m. matavimai parodė, kad vidutinė Marso paviršiaus temperatūra buvo 245 (–28 °C), E. Pettit ir S. Nicholson 1924 m. – 260 K (–13 °C). Mažesnę vertę 1960 metais gavo W. Sinton ir J. Strong: 230 K (–43 °C). Pirmieji slėgio įverčiai – vidurkis – buvo gauti tik šeštajame dešimtmetyje naudojant antžeminius IR spektroskopus: 25 ± 15 hPa slėgis, gautas išplėtus Lorenco anglies dioksido linijas, reiškė, kad tai buvo pagrindinis atmosferos komponentas.

Vėjo greitį galima nustatyti pagal spektrinių linijų Doplerio poslinkį. Taigi, tam buvo matuojamas linijų poslinkis milimetro ir submilimetro diapazone, o matavimai su interferometru leidžia gauti greičio pasiskirstymą visame didelio storio sluoksnyje.

Detaliausius ir tiksliausius duomenis apie oro ir paviršiaus temperatūrą, slėgį, santykinę drėgmę ir vėjo greitį nuolat matuoja „Rover Environmental Monitoring Station“ (REMS) prietaisai, esantys „Curiosity“ marsaeigyje, veikiančiame Gale krateryje nuo 2012 m. O nuo 2014 metų orbitoje aplink Marsą skriejantis įrenginys MAVEN yra specialiai sukurtas detaliam viršutinių atmosferos sluoksnių, jų sąveikos su saulės vėjo dalelėmis ir ypač sklaidos dinamikos tyrimui.

Nemažai procesų, kurie yra sudėtingi arba dar neįmanomi tiesioginiam stebėjimui, yra modeliuojami tik teoriškai, tačiau tai taip pat svarbus tyrimo metodas.

Atmosferos struktūra

Apskritai Marso atmosfera skirstoma į apatinę ir viršutinę; pastaruoju laikomas virš 80 km virš paviršiaus esantis regionas, kuriame aktyviai dalyvauja jonizacijos ir disociacijos procesai. Skyrius yra skirtas jos tyrimui, kuris paprastai vadinamas aeronomija. Paprastai žmonės, kalbėdami apie Marso atmosferą, turi omenyje žemesnę atmosferą.

Taip pat kai kurie tyrinėtojai išskiria du didelius apvalkalus – homosferą ir heterosferą. Homosferoje cheminė sudėtis nepriklauso nuo aukščio, nes šilumos ir drėgmės perdavimo atmosferoje procesus bei vertikalų jų mainus visiškai lemia turbulentinis maišymasis. Kadangi molekulinė difuzija atmosferoje yra atvirkščiai proporcinga jos tankiui, nuo tam tikro lygio šis procesas tampa vyraujančiu ir yra pagrindinis viršutinio apvalkalo – heterosferos, kur vyksta molekulinės difuzijos atsiskyrimas, bruožas. Šių apvalkalų sąsaja, esanti 120–140 km aukštyje, vadinama turbopauze.

Žemesnė atmosfera

Ištempia nuo paviršiaus iki 20-30 km aukščio troposfera, kur temperatūra mažėja didėjant aukščiui. Viršutinė troposferos riba kinta priklausomai nuo metų laiko (temperatūros gradientas tropopauzėje svyruoja nuo 1 iki 3 laipsnių/km, o vidutinė vertė 2,5 laipsnio/km).

Virš tropopauzės yra izoterminė atmosferos sritis - stratomesosfera, besitęsiantis iki 100 km aukščio. Vidutinė stratomesosferos temperatūra yra išskirtinai žema ir siekia -133°C. Skirtingai nuo Žemės, kur stratosferoje daugiausia yra visas atmosferos ozonas, Marse jo koncentracija yra nereikšminga (pasiskirsto nuo 50–60 km aukščio iki paties paviršiaus, kur ji yra didžiausia).

Viršutinė atmosfera

Virš stratomesosferos tęsiasi viršutinis atmosferos sluoksnis - termosfera. Jai būdingas temperatūros padidėjimas aukštyje iki didžiausios vertės (200–350 K), po kurio ji išlieka pastovi iki viršutinės ribos (200 km). Šiame sluoksnyje buvo užfiksuotas atominio deguonies buvimas; jo tankis 200 km aukštyje siekia 5-6⋅10 7 cm −3. Sluoksnis, kuriame dominuoja atominis deguonis (taip pat tai, kad pagrindinis neutralus komponentas yra anglies dioksidas), sujungia Marso atmosferą su Veneros atmosfera.

Jonosfera- sritis su dideliu jonizacijos laipsniu - yra maždaug nuo 80-100 iki 500-600 km aukščio. Jonų kiekis yra minimalus naktį ir didžiausias dieną, kai pagrindinis sluoksnis susidaro 120-140 km aukštyje dėl anglies dioksido fotojonizacijos. ekstremalus ultravioletinis spinduliuotė iš Saulės CO 2 + hν → CO 2 + + e -, taip pat reakcijos tarp jonų ir neutralių medžiagų CO 2 + + O → O 2 + + CO ir O + + CO 2 → O 2 + + CO. Jonų, iš kurių 90 % O 2 + ir 10 % CO 2 +, koncentracija siekia 10 5 kubiniame centimetre (kituose jonosferos plotuose ji yra 1-2 eilėmis mažesnė). Pastebėtina, kad O 2 + jonai vyrauja beveik visiškai nesant paties molekulinio deguonies Marso atmosferoje. Antrinis sluoksnis susidaro 110–115 km atstumu dėl minkštos rentgeno spinduliuotės ir išmuštų greitųjų elektronų. 80–100 km aukštyje kai kurie tyrinėtojai nustato trečiąjį sluoksnį, kartais pasireiškiantį kosminių dulkių dalelių, kurios į atmosferą įneša metalų jonus Fe +, Mg +, Na +, įtaka. Tačiau vėliau buvo patvirtintas ne tik pastarųjų atsiradimas (ir beveik visame viršutinių atmosferos sluoksnių tūryje) dėl medžiagų abliacijos iš meteoritų ir kitų kosminių kūnų, patenkančių į Marso atmosferą, bet ir jų apskritai nuolatinis buvimas. Be to, dėl to, kad Marse nėra magnetinio lauko, jų pasiskirstymas ir elgesys labai skiriasi nuo to, kas stebima Žemės atmosferoje. Virš pagrindinio maksimumo dėl sąveikos su saulės vėju gali atsirasti kitų papildomų sluoksnių. Taigi O + jonų sluoksnis ryškiausias 225 km aukštyje. Be trijų pagrindinių jonų tipų (O 2 +, CO 2 ir O +), palyginti neseniai H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 taip pat buvo užregistruoti O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 ++ ir HCO2+. Virš 400 km kai kurie autoriai nustato „jonopauzę“, tačiau šiuo klausimu dar nėra bendro sutarimo.

Kalbant apie plazmos temperatūrą, netoli pagrindinio maksimumo jonų temperatūra yra 150 K, o 175 km aukštyje padidėja iki 210 K. Aukščiau smarkiai sutrinka jonų termodinaminė pusiausvyra su neutraliomis dujomis, o jų temperatūra 250 km aukštyje smarkiai pakyla iki 1000 K. Elektronų temperatūra gali būti keli tūkstančiai kelvinų, matyt, dėl magnetinio lauko jonosferoje, ji didėja didėjant Saulės zenito kampui ir nėra vienoda šiauriniame ir pietiniame pusrutulyje, o tai gali būti dėl jonosferos asimetrijos. liekamasis Marso plutos magnetinis laukas. Apskritai galima išskirti net tris didelės energijos elektronų populiacijas su skirtingais temperatūros profiliais. Magnetinis laukas turi įtakos ir horizontaliam jonų pasiskirstymui: virš magnetinių anomalijų susidaro didelės energijos dalelių srautai, besisukantys išilgai lauko linijų, todėl didėja jonizacijos intensyvumas, stebimas padidėjęs jonų tankis ir lokalios struktūros.

200-230 km aukštyje yra viršutinė termosferos riba - egzobazė, virš kurios ji prasideda maždaug nuo 250 km aukščio egzosfera Marsas. Jį sudaro lengvos medžiagos – vandenilis, anglis, deguonis – kurios atsiranda dėl fotocheminių reakcijų pagrindinėje jonosferoje, pavyzdžiui, disociatyvios O 2 + rekombinacijos su elektronais. Nuolatinis atominio vandenilio tiekimas į viršutinę Marso atmosferą atsiranda dėl vandens garų fotodisociacijos Marso paviršiuje. Kadangi vandenilio koncentracija didėjant aukščiui mažėja labai lėtai, elementas yra pagrindinė atokiausių planetos atmosferos sluoksnių sudedamoji dalis ir sudaro vandenilio vainiką, besitęsiančią maždaug 20 000 km atstumu, nors nėra griežtos ribos ir dalelių iš jos. regionas tiesiog palaipsniui išsisklaido į aplinkinę erdvę.

Marso atmosferoje jis taip pat kartais išsiskiria chemosfera- sluoksnis, kuriame vyksta fotocheminės reakcijos, o kadangi dėl ozono ekrano trūkumo, kaip ir Žemėje, ultravioletinė spinduliuotė pasiekia patį planetos paviršių, jos galimos net ten. Marso chemosfera tęsiasi nuo paviršiaus iki maždaug 120 km aukščio.

Žemutinio atmosferos sluoksnio cheminė sudėtis

Nepaisant stipraus Marso atmosferos retėjimo, anglies dioksido koncentracija joje yra maždaug 23 kartus didesnė nei žemės atmosferoje.

• Azotas (2,7%) šiuo metu aktyviai sklaidosi kosmose. Dviatomės molekulės pavidalu azotas stabiliai sulaikomas planetos gravitacijos, tačiau saulės spinduliuotės dėka jis suskaidomas į atskirus atomus ir lengvai palieka atmosferą.
• Argoną (1,6%) atstovauja sunkusis izotopas argonas-40, kuris yra gana atsparus sklaidai. Šviesos 36 Ar ir 38 Ar yra tik milijoninėmis dalimis
• Kitos tauriosios dujos: neonas, kriptonas, ksenonas (ppm)
• Anglies oksidas (CO) yra CO 2 fotodisociacijos produktas ir sudaro 7,5⋅10 -4 pastarojo koncentracijos – tai nepaaiškinamai maža reikšmė, nes atvirkštinė reakcija CO + O + M → CO 2 + M yra uždrausta, ir daug daugiau tektų kaupti CO. Buvo pasiūlyta įvairių teorijų, kaip anglies monoksidas dar gali būti oksiduojamas iki anglies dioksido, tačiau visos jos turi vienokių ar kitokių trūkumų.
• Molekulinis deguonis (O 2) – atsiranda dėl CO 2 ir H 2 O fotodisociacijos viršutinėje Marso atmosferoje. Šiuo atveju deguonis difunduoja į žemesnius atmosferos sluoksnius, kur jo koncentracija siekia 1,3⋅10 -3 paviršinės CO 2 koncentracijos. Kaip ir Ar, CO ir N 2, tai Marse nesikondensuojanti medžiaga, todėl jos koncentracija taip pat kinta sezoniškai. Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, 90–130 km aukštyje, O 2 kiekis (dalis, palyginti su CO 2) yra 3–4 kartus didesnis už atitinkamą žemutinio atmosferos sluoksnio vertę ir yra vidutiniškai 4⋅10 -3, svyruojant svyruoja nuo 3,1⋅10 -3 iki 5,8⋅10 -3 . Tačiau senovėje Marso atmosferoje buvo didesnis deguonies kiekis, palyginti su jo dalimi jaunoje Žemėje. Deguonis, net ir atskirų atomų pavidalu, dėl didesnio atominio svorio, leidžia jam kauptis, nebeišsisklaido taip aktyviai kaip azotas.
• Ozonas – jo kiekis labai skiriasi priklausomai nuo paviršiaus temperatūros: minimalus lygiadienio metu visose platumose ir didžiausias ašigalyje, kur žiema, be to, atvirkščiai proporcingas vandens garų koncentracijai. Vienas ryškus ozono sluoksnis yra maždaug 30 km aukštyje, kitas – 30–60 km aukštyje.
• Vanduo. H 2 O kiekis Marso atmosferoje yra maždaug 100–200 kartų mažesnis nei sausiausių Žemės regionų atmosferoje ir vidutiniškai sudaro 10–20 mikronų nusėdusio vandens stulpelio. Vandens garų koncentracija smarkiai skiriasi sezoniškai ir paros metu. Oro prisotinimo vandens garais laipsnis yra atvirkščiai proporcingas dulkių dalelių, kurios yra kondensacijos centrai, kiekiui, o tam tikrose vietose (žiemą, 20-50 km aukštyje) buvo užfiksuoti garai, kurių slėgis viršija sočiųjų garų slėgis 10 kartų – daug didesnis nei žemės atmosferoje.
• Metanas. Nuo 2003 metų yra pranešimų apie neaiškios kilmės metano emisijų registravimą, tačiau nė vienas iš jų negali būti laikomas patikimu dėl tam tikrų registravimo metodų trūkumų. Šiuo atveju kalbame apie ypač mažas vertes - 0,7 ppbv (viršutinė riba - 1,3 ppbv) kaip foninę vertę ir 7 ppbv epizodiniams sprogimams, kurie yra ant išsprendžiamumo ribos. Kadangi kartu buvo paskelbta informacija apie CH 4 nebuvimą, patvirtintą kitais tyrimais, tai gali reikšti tam tikrą metano šaltinį, taip pat esant tam tikrą greito jo sunaikinimo mechanizmą, o fotocheminio sunaikinimo trukmę. šiai medžiagai skaičiuojama 300 metų. Diskusija šiuo klausimu šiuo metu yra atvira ir yra ypač įdomi astrobiologijos kontekste, nes Žemėje ši medžiaga yra biogeninės kilmės.
• Kai kurių organinių junginių pėdsakai. Svarbiausios yra viršutinės H 2 CO, HCl ir SO 2 ribos, kurios atitinkamai rodo, kad nėra reakcijų su chloru, taip pat vulkaninį aktyvumą, ypač ne vulkaninę metano kilmę, jei jis yra patvirtino.

Dėl Marso atmosferos sudėties ir slėgio žmonės ir kiti sausumos organizmai negali kvėpuoti. Norint dirbti planetos paviršiuje, reikalingas skafandras, nors ir ne toks didelis ir apsaugotas kaip Mėnuliui ir kosminei erdvei. Pati Marso atmosfera nėra toksiška ir susideda iš chemiškai inertinių dujų. Atmosfera šiek tiek pristabdo meteoritų kūnus, todėl Marse kraterių yra mažiau nei Mėnulyje ir jie yra ne tokie gilūs. Mikrometeoritai visiškai sudega nepasiekdami paviršiaus.

Vanduo, debesys ir krituliai

Mažas tankis netrukdo atmosferoje susidaryti didelio masto reiškiniams, turintiems įtakos klimatui.

Marso atmosferoje yra ne daugiau kaip tūkstantoji procento vandens garų, tačiau, remiantis naujausių (2013 m.) tyrimų rezultatais, tai vis dar yra daugiau, nei manyta anksčiau, ir daugiau nei viršutiniuose Žemės atmosferos sluoksniuose. o esant žemam slėgiui ir temperatūrai yra artimos soties būsenos, todėl dažnai kaupiasi debesyse. Paprastai vandens debesys susidaro 10–30 km aukštyje virš paviršiaus. Jie susitelkę daugiausia ties pusiauju ir stebimi beveik ištisus metus. Aukštame atmosferos lygyje (daugiau nei 20 km) stebimi debesys susidaro dėl CO 2 kondensacijos. Tas pats procesas yra atsakingas už žemų (mažiau nei 10 km aukštyje) debesų susidarymą poliariniuose regionuose žiemą, kai atmosferos temperatūra nukrenta žemiau CO 2 užšalimo taško (-126 ° C); vasarą susidaro panašūs ploni ledo H 2 O dariniai

• 1978 m. fotografuojant šiaurinį poliarinį regioną buvo aptiktas vienas iš įdomių ir retų atmosferos reiškinių Marse („Vikingas-1“). Tai cikloninės struktūros, nuotraukose aiškiai atpažįstamos sūkuriais primenančiomis debesų sistemomis, kurios cirkuliuoja prieš laikrodžio rodyklę. Jie buvo aptikti 65-80° šiaurės platumos zonoje. w. „šiltuoju“ metų periodu, nuo pavasario iki ankstyvo rudens, kai čia įsitvirtina poliarinis frontas. Jo atsiradimą lemia ryškus paviršiaus temperatūros kontrastas, kuris egzistuoja šiuo metų laiku tarp ledo kepurės krašto ir aplinkinių lygumų. Su tokiu frontu susiję oro masių banginiai judesiai lemia mums taip pažįstamų cikloninių sūkurių atsiradimą Žemėje. Marse aptiktų sūkurinių debesų sistemų dydis svyruoja nuo 200 iki 500 km, jų judėjimo greitis siekia apie 5 km/h, o vėjo greitis šių sistemų periferijoje siekia apie 20 m/s. Atskiro cikloninio sūkurio egzistavimo trukmė svyruoja nuo 3 iki 6 dienų. Temperatūra centrinėje Marso ciklonų dalyje rodo, kad debesys susideda iš vandens ledo kristalų.

  Sniegas išties buvo pastebėtas ne kartą. Taigi 1979 metų žiemą Viking-2 nusileidimo zonoje iškrito plonas sniego sluoksnis, kuris išliko kelis mėnesius.

  Dulkių audros ir dulkių velniai

  Būdingas Marso atmosferos bruožas yra nuolatinis dulkių buvimas; Spektrinių matavimų duomenimis, dulkių dalelių dydis yra 1,5 μm. Maža gravitacija leidžia net ir plonoms oro srovėms pakelti didžiulius dulkių debesis iki 50 km aukščio. O vėjai, kurie yra viena iš temperatūrų skirtumo apraiškų, dažnai pučia virš planetos paviršiaus (ypač vėlyvą pavasarį – vasaros pradžioje pietų pusrutulyje, kai temperatūrų skirtumas tarp pusrutulių ypač aštrus), o jų greitis siekia 100 m/s. Tokiu būdu susidaro didžiulės dulkių audros, ilgai stebimos kaip atskiri geltoni debesys, o kartais kaip ištisinė geltona drobulė, dengianti visą planetą. Dažniausiai dulkių audros kyla šalia poliarinių dangtelių, jų trukmė gali siekti 50-100 dienų. Blyški geltona migla atmosferoje paprastai pastebima po didelių dulkių audrų ir lengvai aptinkama fotometriniais ir poliarimetriniais metodais.

  Dulkių audros, aiškiai matomos nuotraukose, darytose iš orbitinių transporto priemonių, fotografuojant iš nusileidimo aparatų pasirodė vos pastebimos. Dulkių audrų praėjimą šių kosminių stočių nusileidimo aikštelėse fiksavo tik staigus temperatūros, slėgio pokytis ir labai nežymus bendro dangaus fono patamsėjimas. Dulkių sluoksnis, nusėdęs po audros vikingų nusileidimo aikštelių apylinkėse, siekė vos kelis mikrometrus. Visa tai rodo gana mažą Marso atmosferos laikomąją galią.

  Nuo 1971 metų rugsėjo iki 1972 metų sausio Marse kilo pasaulinė dulkių audra, kuri net neleido nufotografuoti paviršiaus iš zondo Mariner 9. Dulkių masė atmosferos stulpelyje (optinis gylis nuo 0,1 iki 10), apskaičiuotas per šį laikotarpį, svyravo nuo 7,8⋅10 -5 iki 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Taigi bendras dulkių dalelių svoris Marso atmosferoje pasaulinių dulkių audrų laikotarpiu gali siekti iki 10 8 - 10 9 tonų, o tai prilygsta bendram dulkių kiekiui žemės atmosferoje.

  • Aurora pirmą kartą buvo užfiksuota SPICAM UV spektrometru, esančiu erdvėlaivyje „Mars Express“. Tada jį ne kartą stebėjo MAVEN aparatas, pavyzdžiui, 2015 metų kovą, o 2017 metų rugsėjį kur kas galingesnį įvykį užfiksavo marsaeigio Curiosity Radiation Assessment Detector (RAD). Aparato MAVEN duomenų analizė taip pat atskleidė iš esmės kitokio tipo – difuzines – auroras, atsirandančias žemose platumose, srityse, nesusietose su magnetinio lauko anomalijomis ir kurias sukelia labai didelės energijos, apie 200 keV, dalelių įsiskverbimas į atmosfera.

    Be to, ekstremali Saulės ultravioletinė spinduliuotė sukelia vadinamąjį vidinį atmosferos švytėjimą (angl. airglow).

    Optinių perėjimų registravimas pašvaistės ir jų pačių švytėjimo metu suteikia svarbios informacijos apie viršutinių atmosferos sluoksnių sudėtį, temperatūrą ir dinamiką. Taigi, tiriant azoto oksido emisijos γ ir δ juostas naktį, galima apibūdinti cirkuliaciją tarp apšviestų ir neapšviestų sričių. O spinduliuotės registravimas 130,4 nm dažniu jo paties švytėjimo metu padėjo atskleisti aukštos temperatūros atominio deguonies buvimą, o tai buvo svarbus žingsnis siekiant suprasti atmosferos egzosferų ir koronų elgesį apskritai.

    Spalva

    Dulkių dalelės, užpildančios Marso atmosferą, daugiausia sudarytos iš geležies oksido, ir tai suteikia jai rausvai raudoną atspalvį.

    Remiantis matavimais, atmosferos optinis storis yra 0,9 – tai reiškia, kad tik 40% krintančios saulės spinduliuotės pasiekia Marso paviršių per jo atmosferą, o likusius 60% sugeria ore kabantys dulkės. Be jo Marso dangus būtų maždaug tokios pat spalvos kaip ir Žemės dangus 35 kilometrų aukštyje. Pažymėtina, kad tokiu atveju žmogaus akis prisitaikytų prie šių spalvų, o baltos spalvos balansas automatiškai prisitaikytų taip, kad dangus būtų matomas taip pat, kaip ir antžeminio apšvietimo sąlygomis.

    Dangaus spalva labai nevienalytė, nesant debesų ar dulkių audrų, nuo santykinai šviesos horizonte jis smarkiai tamsėja ir palaipsniui link zenito. Palyginti ramiu ir nevėjuotu metų laiku, kai dulkių mažiau, dangus zenite gali būti visiškai juodas.

    Nepaisant to, marsaeigių vaizdų dėka tapo žinoma, kad saulėlydžio ir saulėtekio metu aplink Saulę dangus pasidaro mėlynas. To priežastis yra RAYLEIGH sklaida – šviesa išsisklaido ant dujų dalelių ir nuspalvina dangų, tačiau jei Marso dieną dėl plonos atmosferos ir dulkių efektas yra silpnas ir plika akimi nematomas, tai saulei leidžiantis pro šalį šviečia saulė. daug storesnis oro sluoksnis, dėl kurio mėlyna ir violetinė pradeda sklaidyti komponentus. Tas pats mechanizmas yra atsakingas už mėlyną dangų Žemėje dienos metu ir geltonai oranžinį saulėlydžio metu. [ ]

    Rocknest kopų panorama, sudaryta iš „Curiosity“ marsaeigio vaizdų.

    Pakeitimai

    Viršutinių atmosferos sluoksnių pokyčiai yra gana sudėtingi, nes jie yra susiję vienas su kitu ir su apatiniais sluoksniais. Atmosferos bangos ir potvyniai, sklindantys į viršų, gali turėti didelės įtakos termosferos struktūrai ir dinamikai, o dėl to ir jonosferai, pavyzdžiui, viršutinės jonosferos ribos aukščiui. Dulkių audrų metu žemesniuose atmosferos sluoksniuose mažėja jos skaidrumas, jos įkaista ir plečiasi. Tuomet didėja termosferos tankis – jis gali skirtis net dydžiu – ir maksimalios elektronų koncentracijos aukštis gali pakilti iki 30 km. Dulkių audrų sukelti viršutinių atmosferos sluoksnių pokyčiai gali būti globalūs ir paveikti teritorijas iki 160 km virš planetos paviršiaus. Viršutinių atmosferos sluoksnių reakcija į šiuos reiškinius trunka keletą dienų, o grįžti į ankstesnę būseną užtrunka daug ilgiau – kelis mėnesius. Kitas viršutinės ir apatinės atmosferos sluoksnių santykio pasireiškimas yra tai, kad vandens garai, kurie, kaip paaiškėjo, yra persotinti žemutinėje atmosferoje, gali fotodisociuoti į lengvesnius komponentus H ir O, kurie padidina egzosferos tankį ir intensyvumą. vandens praradimo iš Marso atmosferos. Išoriniai veiksniai, sukeliantys pokyčius viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, yra ekstremali ultravioletinė ir minkštoji saulės rentgeno spinduliuotė, saulės vėjo dalelės, kosminės dulkės ir didesni kūnai, tokie kaip meteoritai. Užduotį apsunkina tai, kad jų poveikis, kaip taisyklė, yra atsitiktinis, o jo intensyvumo ir trukmės negalima numatyti, o cikliniai procesai, susiję su paros laiko, sezono, taip pat saulės ciklo pokyčiais. epizodiniai reiškiniai. Šiuo metu geriausiu atveju yra sukaupta įvykių statistika apie atmosferos parametrų dinamiką, tačiau teorinis modelių aprašymas dar nebaigtas. Neabejotinai nustatytas tiesioginis proporcingumas tarp plazmos dalelių koncentracijos jonosferoje ir saulės aktyvumo. Tai patvirtina faktas, kad panašus modelis iš tikrųjų buvo užfiksuotas remiantis 2007–2009 metų Žemės jonosferos stebėjimų rezultatais, nepaisant esminio šių planetų magnetinio lauko skirtumo, kuris tiesiogiai veikia jonosferą. O dalelių išmetimas iš Saulės vainiko, sukeliantis saulės vėjo slėgio pasikeitimą, taip pat sukelia būdingą magnetosferos ir jonosferos suspaudimą: maksimalus plazmos tankis nukrenta iki 90 km.

    Dienos svyravimai

    Nepaisant retėjimo, atmosfera vis dėlto reaguoja į saulės šilumos srauto pokyčius lėčiau nei planetos paviršius. Taigi, ryte temperatūra labai skiriasi priklausomai nuo aukščio: 20° skirtumas užfiksuotas 25 cm – 1 m aukštyje virš planetos paviršiaus. Kylant Saulei šaltas oras įkaista nuo paviršiaus ir būdingu sūkuriu kyla aukštyn, pakeldamas dulkes į orą – taip susidaro dulkių velniai. Paviršiniame sluoksnyje (iki 500 m aukščio) vyksta temperatūros inversija. Atmosferai jau atšilus iki vidurdienio, šis poveikis nebepastebimas. Maksimumas pasiekiamas apie 2 valandą po pietų. Tada paviršius atvėsta greičiau nei atmosfera ir stebimas atvirkštinis temperatūros gradientas. Prieš saulėlydį temperatūra vėl mažėja didėjant aukščiui.

    Dienos ir nakties kaita veikia ir viršutinius atmosferos sluoksnius. Visų pirma, naktį saulės spinduliuotės jonizacija sustoja, tačiau plazma pirmą kartą po saulėlydžio tęsiasi ir pasipildo dėl srauto iš dienos pusės, o vėliau susidaro dėl elektronų, judančių žemyn palei magnetinį lauką smūgių. linijos (vadinamasis elektronų įsiskverbimas) – tuomet didžiausias stebimas 130-170 km aukštyje. Todėl elektronų ir jonų tankis naktinėje pusėje yra daug mažesnis ir jam būdingas sudėtingas profilis, kuris taip pat priklauso nuo vietinio magnetinio lauko ir pokyčių ne trivialiai, kurių modelis dar nėra visiškai suprantamas ir aprašyta teoriškai. Per parą jonosferos būsena taip pat kinta priklausomai nuo Saulės zenito kampo.

    Metinis ciklas

    Kaip ir Žemėje, taip ir Marse vyksta metų laikų kaita dėl sukimosi ašies posūkio į orbitos plokštumą, todėl žiemą poliarinė kepurė auga šiauriniame pusrutulyje, o pietiniame pusrutulyje beveik išnyksta, o po šešių mėnesių poliarinė kepurė išauga šiauriniame pusrutulyje. pusrutuliai keičiasi vietomis. Be to, dėl gana didelio planetos orbitos ekscentriškumo perihelyje (žiemos saulėgrįža šiauriniame pusrutulyje) ji gauna iki 40% daugiau saulės spinduliuotės nei afelyje, o šiauriniame pusrutulyje žiemos trumpos ir santykinai vidutinės, o vasaros yra ilgos, bet vėsios, pietuose, atvirkščiai, vasaros trumpos ir palyginti šiltos, o žiemos ilgos ir šaltos. Dėl to pietinė kepurė žiemą išsiplečia iki pusės ašigalio pusiaujo atstumo, o šiaurinė - tik iki trečdalio. Kai viename iš ašigalių prasideda vasara, anglies dioksidas iš atitinkamo poliarinio dangtelio išgaruoja ir patenka į atmosferą; vėjai nuneša į priešingą kepurę, kur vėl užšąla. Taip susidaro anglies dioksido ciklas, dėl kurio kartu su skirtingo dydžio poliarinėmis kepurėmis keičiasi Marso atmosferos slėgis, kai jis skrieja aplink Saulę. Dėl to, kad žiemą poliarinėje kepurėje užšąla iki 20-30% visos atmosferos, atitinkamai krenta slėgis atitinkamoje srityje.

    Vandens garų koncentracija taip pat patiria sezoninius (taip pat ir kasdieninius) svyravimus – jie svyruoja nuo 1 iki 100 mikronų. Taigi žiemą atmosfera beveik „sausa“. Vandens garų jame atsiranda pavasarį, o iki vasaros vidurio, pasikeitus paviršiaus temperatūrai, jų kiekis pasiekia maksimumą. Vasaros-rudens laikotarpiu vandens garai palaipsniui persiskirsto, o didžiausias jų kiekis juda iš šiaurinės poliarinės srities į pusiaujo platumas. Tuo pačiu metu bendras pasaulinis garų kiekis atmosferoje (pagal Viking 1 duomenis) išlieka maždaug pastovus ir prilygsta 1,3 km 3 ledo. Didžiausias H 2 O kiekis (100 µm nusodinto vandens, lygus 0,2 tūrio %) buvo užfiksuotas vasarą tamsiame regione, juosiančioje šiaurinę likutinę poliarinę kepurę – šiuo metų laiku atmosfera virš poliarinės kepurės ledo paprastai yra artima prisotinimas.

    Pavasario-vasaros laikotarpiu pietiniame pusrutulyje, kai aktyviausiai formuojasi dulkių audros, stebimi kasdieniai ar pusiau paros atmosferos potvyniai – slėgio padidėjimas paviršiuje ir šiluminis atmosferos plėtimasis, reaguojant į jo įkaitimą.

    Metų laikų kaita turi įtakos ir viršutinei atmosferos daliai – tiek neutraliam komponentui (termosferai), tiek plazmai (jonosferai), ir į šį faktorių reikia atsižvelgti kartu su saulės ciklu, o tai apsunkina viršutinių sluoksnių dinamikos apibūdinimą. atmosfera.

    Ilgalaikiai pokyčiai

    taip pat žr

    Pastabos

    1. Williamsas, Davidas R. Marso faktų lapas (neapibrėžtas) . Nacionalinis kosmoso mokslo duomenų centras. NASA (2004 m. rugsėjo 1 d.). Žiūrėta 2017 m. rugsėjo 28 d.
    2. N. Mangoldas, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenazas, C. Sotinas. Marsas: maža antžeminė planeta: [Anglų]]
    3. // Astronomijos ir astrofizikos apžvalga. - 2016. - T. 24, Nr.1 ​​(gruodžio 16). - P. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5. (neapibrėžtas) . Marso atmosfera
    4. VISATA-PLANETA // PORTALAS Į KITĄ DIMENSIJĄ (neapibrėžtas) . Marsas yra raudona žvaigždė.  Teritorijos aprašymas.  Atmosfera ir klimatas galspace.ru – projektas „Saulės sistemos tyrinėjimas“
    5. . Žiūrėta 2017 m. rugsėjo 29 d. (Anglų k.) Out of Thin Martian Air Astrobiologijos žurnalas
    6. , Michaelas Schirberis, 2011 m. rugpjūčio 22 d. Maksimas Zabolotskis. (neapibrėžtas) . Bendra informacija apie Marso atmosferą Spacegid.com
    7. (2013-09-21). Žiūrėta 2017 m. spalio 20 d. (neapibrėžtas) . Marso Pathfinder - Mokslas  Rezultatai - Atmosferos ir meteorologinės ypatybės nasa.gov
    8. . Žiūrėta 2017 m. balandžio 20 d. J. L. Foxas, A. Dalgarno. [Anglų] Viršutinės Marso atmosferos jonizacija, šviesumas ir kaitinimas:

// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, leidimas. A12 (gruodžio 1 d.). - 7315–7333 p. - Kadangi Marsas yra toliau nuo Saulės nei Žemė, jis gali užimti danguje priešingą Saulei vietą, tada matomas visą naktį. Tokia planetos padėtis vadinama konfrontacija

. Marse tai kartojasi kas dvejus metus ir du mėnesius. Kadangi Marso orbita yra pailgesnė nei Žemės, opozicijų metu atstumai tarp Marso ir Žemės gali skirtis. Kartą per 15 ar 17 metų įvyksta Didžioji konfrontacija, kai atstumas tarp Žemės ir Marso yra minimalus ir siekia 55 mln.

Kanalai Marse Iš Hablo kosminio teleskopo paimta Marso nuotrauka aiškiai parodo planetai būdingus bruožus. Raudoname Marso dykumų fone aiškiai matomos melsvai žalios jūros ir ryškiai balta poliarinė kepurė. Įžymūs kanalai

nuotraukoje nesimato. Šiuo padidinimu jie tikrai nematomi. Gavus didelio masto Marso nuotraukas, pagaliau buvo išspręsta Marso kanalų paslaptis: kanalai yra optinė iliuzija. Labai domino egzistavimo galimybės klausimas. 1976 m. atlikti Amerikos vikingų MS tyrimai, matyt, davė galutinį neigiamą rezultatą. Marse gyvybės pėdsakų nerasta.

Tačiau šiuo metu šiuo metu vyksta gyva diskusija. Abi pusės – tiek gyvybės Marse šalininkai, tiek priešininkai – pateikia argumentus, kurių jų oponentai negali paneigti. Tiesiog nėra pakankamai eksperimentinių duomenų šiai problemai išspręsti. Belieka laukti, kol vykstantys ir planuojami skrydžiai į Marsą pateiks medžiagos, patvirtinančios ar paneigiančios gyvybės Marse egzistavimą mūsų laikais ar tolimoje praeityje. Medžiaga iš svetainės

Marse yra du maži palydovas— Fobos (51 pav.) ir Deimos (52 pav.). Jų matmenys – atitinkamai 18×22 ir 10×16 km. Fobosas yra tik 6000 km atstumu nuo planetos paviršiaus ir aplink jį apskrieja maždaug per 7 valandas, tai yra 3 kartus mažiau nei Marso para. Deimos yra 20 000 km atstumu.

Yra daugybė paslapčių, susijusių su palydovais. Taigi, jų kilmė neaiški. Dauguma mokslininkų mano, kad tai palyginti neseniai užfiksuoti asteroidai. Sunku įsivaizduoti, kaip Fobas išgyveno po meteorito smūgio, palikusio 8 km skersmens kraterį. Neaišku, kodėl Fobosas yra juodiausias mums žinomas kūnas. Jo atspindžio koeficientas yra 3 kartus mažesnis nei suodžių. Deja, keli erdvėlaivių skrydžiai į Fobą baigėsi nesėkmingai. Galutinis daugelio Fobo ir Marso problemų sprendimas atidedamas iki ekspedicijos į Marsą, planuojamą XXI amžiaus 30-aisiais.

Marsas, ketvirtoji toliausiai nuo Saulės planeta, ilgą laiką buvo pasaulio mokslo dėmesio objektas. Ši planeta labai panaši į Žemę, su viena nedidele, bet lemtinga išimtimi – Marso atmosfera sudaro ne daugiau kaip vieną procentą Žemės atmosferos tūrio. Bet kurios planetos dujinis apvalkalas yra lemiamas veiksnys, formuojantis jos išvaizdą ir sąlygas paviršiuje. Yra žinoma, kad visi uoliniai Saulės sistemos pasauliai susidarė maždaug tokiomis pačiomis sąlygomis 240 milijonų kilometrų atstumu nuo Saulės. Jei Žemės ir Marso susidarymo sąlygos buvo beveik vienodos, tai kodėl šios planetos dabar tokios skirtingos?

Viskas priklauso nuo dydžio – Marse, sudarytame iš tos pačios medžiagos kaip ir Žemė, kadaise buvo skysto ir karšto metalo šerdis, kaip ir mūsų planeta. Įrodymas yra daugybė užgesusių ugnikalnių, tačiau „raudonoji planeta“ yra daug mažesnė už Žemę. Tai reiškia, kad jis atvėso greičiau. Kai skystoji šerdis galutinai atvėso ir sustingo, konvekcinis procesas baigėsi, o kartu su juo išnyko ir planetos magnetinis skydas, magnetosfera. Dėl to planeta liko neapsaugota nuo griaunančios Saulės energijos, o Marso atmosferą beveik visiškai nunešė saulės vėjas (gigantiškas radioaktyvių jonizuotų dalelių srautas). „Raudonoji planeta“ virto negyva, nuobodžia dykuma...

Dabar Marso atmosfera yra plonas, išretėjęs dujų apvalkalas, negalintis atlaikyti mirtinų dujų, deginančių planetos paviršių, prasiskverbimo. Marso terminis atsipalaidavimas yra keliomis eilėmis mažesnis nei, pavyzdžiui, Veneros, kurios atmosfera yra daug tankesnė. Per mažos šilumos talpos Marso atmosfera sukuria ryškesnį vidutinį paros vėjo greitį.

Marso atmosferos sudėtis pasižymi labai dideliu kiekiu (95%). Atmosferoje taip pat yra azoto (apie 2,7%), argono (apie 1,6%) ir šiek tiek deguonies (ne daugiau kaip 0,13%). Marso atmosferos slėgis yra 160 kartų didesnis nei planetos paviršiuje. Skirtingai nuo Žemės atmosferos, čia esantis dujų apvalkalas turi ryškų kintamąjį pobūdį dėl to, kad per vieną metinį ciklą ištirpsta ir užšąla planetos poliariniai dangteliai, kuriuose yra didžiulis kiekis anglies dioksido.

Remiantis duomenimis, gautais iš tyrimų erdvėlaivio Mars Express, Marso atmosferoje yra šiek tiek metano. Šių dujų ypatumas yra greitas jų skilimas. Tai reiškia, kad kažkur planetoje turi būti metano papildymo šaltinis. Čia gali būti tik du variantai – arba geologinis aktyvumas, kurio pėdsakai dar nebuvo atrasti, arba gyvybinė mikroorganizmų veikla, galinti pakeisti mūsų supratimą apie gyvybės centrų buvimą Saulės sistemoje.

Būdingas Marso atmosferos poveikis yra dulkių audros, kurios gali siautėti mėnesius. Šią tankią planetos oro antklodę daugiausia sudaro anglies dioksidas su nedideliais deguonies ir vandens garų intarpais. Tokį užsitęsusį efektą lėmė itin maža Marso gravitacija, leidžianti net itin retai atmosferai pakelti nuo paviršiaus milijardus tonų dulkių ir ilgai išsilaikyti.

Bet kurios planetos pažinimas prasideda nuo jos atmosferos. Jis apgaubia kosminį kūną ir apsaugo jį nuo išorinių poveikių. Jei atmosfera labai išretėjusi, tai tokia apsauga itin silpna, o jei tanki, tai planeta joje kaip kokone – Žemė gali būti pavyzdžiu. Tačiau toks pavyzdys yra izoliuotas Saulės sistemoje ir netaikomas kitoms antžeminėms planetoms.

Todėl Marso (raudonosios planetos) atmosfera yra itin reta. Jo apytikslis storis neviršija 110 km, o tankis, palyginti su žemės atmosfera, yra tik 1%. Be to, raudonoji planeta turi itin silpną ir nestabilų magnetinį lauką. Dėl to saulės vėjas įsiveržia į Marsą ir išsklaido atmosferos dujas. Dėl to planeta per dieną netenka nuo 200 iki 300 tonų dujų. Viskas priklauso nuo saulės aktyvumo ir atstumo iki žvaigždės.

Iš čia nesunku suprasti, kodėl atmosferos slėgis labai žemas. Jūros lygyje jis yra 160 kartų mažesnis nei Žemėje. Vulkaninėse viršūnėse jis yra 1 mm Hg. Art. O giliose įdubose jo vertė siekia 6 mm Hg. Art. Vidutinė vertė ant paviršiaus yra 4,6 mm Hg. Art. Toks pat slėgis fiksuojamas žemės atmosferoje 30 km aukštyje nuo žemės paviršiaus. Esant tokioms vertėms, raudonojoje planetoje vanduo negali būti skysto pavidalo.

Marso atmosferoje yra 95% anglies dioksido.. Tai yra, galime sakyti, kad jis užima dominuojančią padėtį. Antroje vietoje yra azotas. Tai sudaro beveik 2,7 proc. Trečią vietą užima argonas – 1,6 proc. O deguonis yra ketvirtoje vietoje – 0,16 proc. Taip pat nedideliais kiekiais yra anglies monoksido, vandens garų, neono, kriptono, ksenono ir ozono.

Atmosferos sudėtis yra tokia, kad Marse žmonėms neįmanoma kvėpuoti. Galite judėti aplink planetą tik su skafandru. Tuo pačiu reikia pažymėti, kad visos dujos yra chemiškai inertiškos ir nė viena iš jų nėra nuodinga. Jei paviršiaus slėgis buvo ne mažesnis kaip 260 mm Hg. Art., tuomet juo būtų galima judėti be skafandro įprastais drabužiais, turint tik kvėpavimo aparatą.

Kai kurie ekspertai mano, kad prieš kelis milijardus metų Marso atmosfera buvo daug tankesnė ir turtingesnė deguonimi. Paviršiuje buvo upių ir vandens ežerų. Tai rodo daugybė natūralių darinių, primenančių sausas upių vagas. Manoma, kad jų amžius siekia apie 4 milijardus metų.

Dėl didelio atmosferos retėjimo, temperatūra raudonojoje planetoje pasižymi dideliu nestabilumu. Yra staigūs dienos svyravimai, taip pat dideli temperatūrų skirtumai, priklausomai nuo platumos. Vidutinė temperatūra –53 laipsniai Celsijaus. Vasarą ties pusiauju vidutinė temperatūra yra 0 laipsnių Celsijaus. Tuo pačiu metu jis gali svyruoti dieną nuo +30 iki –60 naktį. Tačiau ašigaliuose stebimi temperatūros rekordai. Ten temperatūra gali nukristi iki -150 laipsnių Celsijaus.

Nepaisant mažo tankio, Marso atmosferoje dažnai stebimi vėjai, tornadai ir audros. Vėjo greitis siekia 400 km/val. Jis kelia rožines Marso dulkes ir dengia planetos paviršių nuo smalsių žmonių akių.

Reikia pasakyti, kad nors Marso atmosfera silpna, ji turi pakankamai jėgų atsispirti meteoritams. Nekviesti svečiai iš kosmoso, krisdami į paviršių, iš dalies sudega, todėl Marse nėra tiek daug kraterių. Maži meteoritai visiškai sudega atmosferoje ir nedaro jokios žalos Žemės kaimynui.

Vladislavas Ivanovas

Šiandien apie skrydžius į Marsą ir galimą jo kolonizaciją kalba ne tik mokslinės fantastikos rašytojai, bet ir realūs mokslininkai, verslininkai, politikai. Zondai ir roveriai pateikė atsakymus apie geologines ypatybes. Tačiau pilotuojamoms misijoms būtina suprasti, ar Marse yra atmosfera ir kokia jos struktūra.

Bendra informacija

Marsas turi savo atmosferą, tačiau ji sudaro tik 1% Žemės. Kaip ir Venera, ji daugiausia susideda iš anglies dioksido, bet vėlgi, daug plonesnė. Palyginti tankus sluoksnis yra 100 km (palyginimui, Žemėje, įvairiais skaičiavimais, yra 500 - 1000 km). Dėl šios priežasties nėra apsaugos nuo saulės spindulių, o temperatūros režimas praktiškai nereguliuojamas. Mes žinome, kad Marse nėra oro.

Mokslininkai nustatė tikslią sudėtį:

• Anglies dioksidas – 96%.
• Argonas – 2,1 %.
• Azotas – 1,9 %.

Metanas buvo atrastas 2003 m. Šis atradimas paskatino susidomėjimą Raudonąja planeta, kai daugelis šalių pradėjo tyrinėjimo programas, kurios paskatino kalbėti apie skrydį ir kolonizaciją.

Dėl mažo tankio temperatūros režimas nereguliuojamas, todėl skirtumai vidutiniškai siekia 100 0 C. Dieną susidaro gana komfortiškos +30 0 C sąlygos, o naktį paviršiaus temperatūra nukrenta iki -80 0 C. slėgis yra 0,6 kPa (1 /110 nuo žemės indikatoriaus). Mūsų planetoje panašios sąlygos būna 35 km aukštyje. Tai ir yra pagrindinis pavojus žmogui be apsaugos – jį pražudys ne temperatūra ar dujos, o slėgis.

Prie paviršiaus visada yra dulkių. Dėl mažos gravitacijos debesys pakyla iki 50 km. Dėl stiprių temperatūros pokyčių kyla vėjai, kurių gūsiai siekia iki 100 m/s, todėl dulkių audros Marse yra dažnos. Jie nekelia rimtos grėsmės dėl mažos dalelių koncentracijos oro masėse.

Iš kokių sluoksnių sudaro Marso atmosfera?

Gravitacijos jėga mažesnė nei Žemės, todėl Marso atmosfera nėra taip aiškiai suskirstyta į sluoksnius pagal tankį ir slėgį. Vienalytė kompozicija išlieka iki 11 km žymos, tada atmosfera pradeda skirstytis į sluoksnius. Virš 100 km tankis sumažėja iki minimalių verčių.

• Troposfera – iki 20 km.
• Stratomesosfera – iki 100 km.
• Termosfera - iki 200 km.
• Jonosfera – iki 500 km.

Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose yra lengvųjų dujų – vandenilio, anglies. Šiuose sluoksniuose kaupiasi deguonis. Atskiros atominio vandenilio dalelės pasklinda iki 20 000 km atstumu, sudarydamos vandenilio vainiką. Nėra aiškaus atskyrimo tarp kraštutinių regionų ir kosmoso.

Viršutinė atmosfera

Daugiau nei 20–30 km aukštyje yra termosfera - viršutiniai regionai. Sudėtis išlieka stabili iki 200 km aukščio. Čia yra didelis atominio deguonies kiekis. Temperatūra gana žema - iki 200-300 K (nuo -70 iki -200 0 C). Toliau ateina jonosfera, kurioje jonai reaguoja su neutraliais elementais.

Žemesnė atmosfera

Priklausomai nuo metų laiko, šio sluoksnio riba kinta, ir ši zona vadinama tropopauze. Toliau plečiasi stratomesosfera, kurios vidutinė temperatūra –133 0 C. Žemėje joje yra ozono, kuris saugo nuo kosminės spinduliuotės. Marse jis kaupiasi 50–60 km aukštyje, o vėliau jo praktiškai nėra.

Atmosferos kompozicija

Žemės atmosfera susideda iš azoto (78%) ir deguonies (20%), nedideliais kiekiais yra argono, anglies dioksido, metano ir kt. Tokios sąlygos laikomos optimaliomis gyvybei atsirasti. Oro sudėtis Marse labai skiriasi. Pagrindinis Marso atmosferos elementas yra anglies dioksidas – apie 95 proc. Azotas sudaro 3%, o argonas - 1,6%. Bendras deguonies kiekis yra ne didesnis kaip 0,14%.

Ši kompozicija susidarė dėl silpnos Raudonosios planetos gravitacijos. Stabiliausias buvo sunkusis anglies dioksidas, kuris nuolat pasipildo dėl ugnikalnio veiklos. Lengvosios dujos yra išsklaidytos erdvėje dėl mažos gravitacijos ir magnetinio lauko nebuvimo. Azotas sulaikomas gravitacijos dviatomės molekulės pavidalu, tačiau veikiamas spinduliuotės suskaidomas ir į kosmosą skrenda pavienių atomų pavidalu.

Panaši situacija ir su deguonimi, tačiau viršutiniuose sluoksniuose jis reaguoja su anglimi ir vandeniliu. Tačiau mokslininkai iki galo nesuvokia reakcijų specifikos. Remiantis skaičiavimais, anglies monoksido CO kiekis turėtų būti didesnis, tačiau galiausiai jis oksiduojasi iki anglies dioksido CO2 ir nusėda į paviršių. Atskirai molekulinis deguonis O2 atsiranda tik po anglies dioksido ir vandens cheminio skaidymo viršutiniuose sluoksniuose, veikiant fotonams. Tai reiškia medžiagas, kurios Marse nesikondensuoja.

Mokslininkai mano, kad prieš milijonus metų deguonies kiekis buvo panašus į Žemėje – 15-20%. Kol kas tiksliai nežinoma, kodėl pasikeitė sąlygos. Tačiau atskiri atomai ne taip aktyviai pabėga, o dėl didesnio svorio net kaupiasi. Tam tikru mastu stebimas atvirkštinis procesas.

Kiti svarbūs elementai:

• Ozono praktiškai nėra, 30-60 km atstumu nuo paviršiaus yra viena kaupimosi sritis.
• Vandens kiekis yra 100-200 kartų mažesnis nei sausiausiame Žemės regione.
• Metanas – stebimos nežinomos prigimties emisijos, o iki šiol labiausiai aptarinėjama Marso medžiaga.

Metanas Žemėje priskiriamas maistinėms medžiagoms, todėl gali būti siejamas su organinėmis medžiagomis. Išvaizdos ir greito sunaikinimo pobūdis dar nepaaiškintas, todėl mokslininkai ieško atsakymų į šiuos klausimus.

Kas nutiko Marso atmosferai praeityje?

Per milijonus planetos gyvavimo metų keičiasi atmosferos sudėtis ir struktūra. Atlikus tyrimus paaiškėjo, kad praeityje paviršiuje egzistavo skysti vandenynai. Tačiau dabar vandens lieka nedideli kiekiai garų ar ledo pavidalu.

Skysčio dingimo priežastys:

• Žemas atmosferos slėgis nesugeba ilgą laiką išlaikyti vandens skystoje būsenoje, kaip tai daroma Žemėje.
• Gravitacija nėra pakankamai stipri, kad išlaikytų garų debesis.
• Kadangi nėra magnetinio lauko, saulės vėjo dalelės materiją išneša į kosmosą.
• Esant dideliems temperatūros pokyčiams, vanduo gali būti išsaugotas tik kietas.

Kitaip tariant, Marso atmosfera nėra pakankamai tanki, kad sulaikytų vandenį kaip skystį, o nedidelė gravitacijos jėga nesugeba sulaikyti vandenilio ir deguonies.
Pasak ekspertų, palankios sąlygos gyvybei Raudonojoje planetoje galėjo susidaryti maždaug prieš 4 mlrd. Galbūt tuo metu buvo gyvenimas.

Nurodomos šios sunaikinimo priežastys:

• Apsaugos nuo saulės spinduliuotės trūkumas ir laipsniškas atmosferos nykimas per milijonus metų.
• Susidūrimas su meteoritu ar kitu kosminiu kūnu, kuris akimirksniu sunaikino atmosferą.

Pirmoji priežastis šiuo metu labiau tikėtina, nes pasaulinės katastrofos pėdsakų dar nerasta. Panašios išvados padarytos ir atlikus autonominės stoties Curiosity tyrimą. Marsaeigis nustatė tikslią oro sudėtį.

Senovės Marso atmosferoje buvo daug deguonies

Šiandien mokslininkai beveik neabejoja, kad Raudonojoje planetoje anksčiau buvo vandens. Ant daugybės vaizdų į vandenynų kontūrus. Vizualinius stebėjimus patvirtina specifiniai tyrimai. Roveriai atliko dirvožemio tyrimus buvusių jūrų ir upių slėniuose, o cheminė sudėtis patvirtino pradines prielaidas.

Dabartinėmis sąlygomis bet koks skystas vanduo planetos paviršiuje akimirksniu išgaruos, nes slėgis yra per žemas. Tačiau jei vandenynai ir ežerai egzistavo senovėje, sąlygos buvo kitokios. Viena iš prielaidų yra kitokia sudėtis, kurioje deguonies frakcija yra apie 15–20%, taip pat padidinta azoto ir argono dalis. Tokia forma Marsas tampa beveik identiškas mūsų gimtajai planetai – su skystu vandeniu, deguonimi ir azotu.

Kiti mokslininkai teigė, kad egzistuoja visavertis magnetinis laukas, galintis apsaugoti nuo saulės vėjo. Jo galia yra panaši į Žemės galią, ir tai yra dar vienas veiksnys, pasisakantis už sąlygų gyvybės atsiradimui ir vystymuisi buvimą.

Atmosferos nykimo priežastys

Plėtros pikas įvyko Hesperijos eroje (prieš 3,5–2,5 mlrd. metų). Lygumoje buvo sūrus vandenynas, savo dydžiu prilygsta Arkties vandenynui. Paviršiuje temperatūra siekė 40-50 0 C, o slėgis apie 1 atm. Didelė tikimybė, kad tuo laikotarpiu egzistuotų gyvi organizmai. Tačiau „klestėjimo“ laikotarpis nebuvo pakankamai ilgas sudėtingam, daug mažiau protingam gyvenimui atsirasti.

Viena iš pagrindinių priežasčių yra mažas planetos dydis. Marsas yra mažesnis už Žemę, todėl gravitacija ir magnetinis laukas yra silpnesni. Dėl to saulės vėjas aktyviai išmušė daleles ir tiesiogine prasme sluoksnis po sluoksnio nukirto apvalkalą. Atmosferos sudėtis pradėjo keistis per 1 milijardą metų, o po to klimato kaita tapo katastrofiška. Slėgio sumažėjimas lėmė skysčio išgaravimą ir temperatūros pokyčius.