Mars'ın atmosferi esas olarak dioksitten oluşur. Mars'ın atmosferi: dördüncü gezegenin sırrı. Radyasyon, toz fırtınaları ve Mars'ın diğer özellikleri

Ansiklopedik YouTube

1 / 5

✪ DISCOVER-AQ Projesi - atmosferik araştırma (Rusça NASA)

✪ NASA Rusça: 18.01.2013 - NASA'nın haftalık video özeti

✪ NEGATİF KÜTLE [Bilim ve teknoloji haberleri]

✪ Mars, 1968, bilim kurgu filmi denemesi, yönetmenliğini Pavel Klushantsev'in üstlendiği

✪ Mars'ta Yaşamın 5 İşareti - Geri Sayım #37

Altyazılar

Ders çalışıyor

Mars'ın atmosferi, gezegenler arası otomatik istasyonların gezegene uçuşlarından önce bile keşfedildi. Her 3 yılda bir meydana gelen spektral analiz ve Mars'ın Dünya ile karşıtlıkları sayesinde, 19. yüzyıldaki gökbilimciler onun% 95'inden fazlası karbondioksit olan çok homojen bir bileşime sahip olduğunu biliyorlardı. Dünya atmosferindeki %0,04 karbondioksit ile karşılaştırıldığında, Mars'ın atmosferik karbondioksit kütlesinin Dünya'nın kütlesini neredeyse 12 kat aştığı ortaya çıkıyor; böylece Mars'ı yaşanabilir hale getirirken, sera etkisine karbondioksit katkısı yaratabiliyor. İnsanlar için rahat olan iklim, Mars'ın Güneş'ten daha büyük mesafesini hesaba katarak bile, 1 atmosferlik basınca ulaşılmasından biraz daha erken.

1920'lerin başında, Mars'ın sıcaklığının ilk ölçümleri, yansıtıcı bir teleskopun odağına yerleştirilen bir termometre kullanılarak yapıldı. 1922'de W. Lampland tarafından yapılan ölçümler, Mars'ın ortalama yüzey sıcaklığını 245 (-28 °C), E. Pettit ve S. Nicholson'un 1924'te 260 K (-13 °C) olarak elde ettiğini gösterdi. 1960 yılında W. Sinton ve J. Strong tarafından daha düşük bir değer elde edildi: 230 K (-43 °C). İlk basınç tahminleri (ortalaması alınmış) yalnızca 60'larda yer tabanlı IR spektroskopları kullanılarak elde edildi: Lorentz'in karbondioksit çizgilerini genişletmesinden elde edilen 25 ± 15 hPa'lık basınç, bunun atmosferin ana bileşeni olduğu anlamına geliyordu.

Rüzgar hızı, spektral çizgilerin Doppler kayması ile belirlenebilir. Böylece, bunun için çizgilerin kayması milimetre ve milimetre altı aralığında ölçüldü ve bir interferometre ile yapılan ölçümler, büyük kalınlıktaki bir katmanın tamamında hız dağılımının elde edilmesini mümkün kıldı.

Hava ve yüzey sıcaklığı, basınç, bağıl nem ve rüzgar hızına ilişkin en ayrıntılı ve doğru veriler, 2012'den bu yana Gale Krateri'nde faaliyet gösteren Curiosity gezicisindeki Rover Çevresel İzleme İstasyonu (REMS) cihazları tarafından sürekli olarak ölçülüyor. Ve 2014'ten bu yana Mars'ın yörüngesinde bulunan MAVEN cihazı, atmosferin üst katmanlarının, bunların güneş rüzgarı parçacıklarıyla etkileşimlerinin ve özellikle saçılma dinamiklerinin ayrıntılı bir şekilde incelenmesi için özel olarak tasarlandı.

Karmaşık olan veya doğrudan gözlemlenmesi henüz mümkün olmayan bir takım süreçler yalnızca teorik modellemeye tabi olmakla birlikte, aynı zamanda önemli bir araştırma yöntemidir.

Atmosfer yapısı

Genel olarak Mars'ın atmosferi alt ve üst olarak ikiye ayrılır; ikincisi, iyonlaşma ve ayrışma süreçlerinin aktif bir rol oynadığı, yüzeyden 80 km'nin üzerindeki bölge olarak kabul edilir. Genellikle havacılık olarak adlandırılan çalışmaya bir bölüm ayrılmıştır. Genellikle insanlar Mars'ın atmosferinden bahsettiklerinde alt atmosferi kastediyorlar.

Ayrıca, bazı araştırmacılar iki büyük kabuğu birbirinden ayırıyor - homosfer ve heterosfer. Homosferde kimyasal bileşim yüksekliğe bağlı değildir, çünkü atmosferdeki ısı ve nem transferi süreçleri ve bunların dikey değişimi tamamen türbülanslı karışımla belirlenir. Atmosferdeki moleküler difüzyon, yoğunluğuyla ters orantılı olduğundan, belirli bir seviyeden itibaren bu süreç baskın hale gelir ve moleküler difüzyon ayrımının meydana geldiği üst kabuğun - heterosferin ana özelliğidir. 120 ila 140 km arasındaki irtifalarda bulunan bu kabuklar arasındaki arayüze turbopause adı veriliyor.

Alt atmosfer

Yüzeyden 20-30 km yüksekliğe kadar uzanır troposfer sıcaklığın yükseklikle azaldığı yer. Troposferin üst sınırı yılın zamanına bağlı olarak değişir (tropopozdaki sıcaklık gradyanı 1 ila 3 derece/km arasında değişir ve ortalama değer 2,5 derece/km'dir).

Tropopozun üstünde atmosferin izotermal bölgesi bulunur. stratomezosfer 100 km yüksekliğe kadar uzanıyor. Stratomezosferin ortalama sıcaklığı son derece düşüktür ve -133°C'ye ulaşır. Stratosferin ağırlıklı olarak tüm atmosferik ozonu içerdiği Dünya'nın aksine, Mars'ta konsantrasyonu ihmal edilebilir düzeydedir (50 - 60 km rakımlardan yüzeye, maksimum olduğu yere dağıtılır).

Üst atmosfer

Stratomezosferin üzerinde atmosferin üst katmanı uzanır. termosfer. Maksimum değere (200-350 K) kadar yükseklikte sıcaklık artışı ile karakterize edilir, daha sonra üst sınıra (200 km) kadar sabit kalır. Bu katmanda atomik oksijenin varlığı kaydedildi; 200 km yükseklikte yoğunluğu 5-6⋅10 7 cm −3'e ulaşır. Atomik oksijenin hakim olduğu bir katmanın varlığı (aynı zamanda ana nötr bileşenin karbondioksit olması gerçeği) Mars atmosferini Venüs atmosferiyle birleştirir.

İyonosfer- yüksek derecede iyonizasyona sahip bir alan - yaklaşık 80-100 ila yaklaşık 500-600 km arasındaki rakım aralığında yer alır. İyon içeriği geceleri minimum düzeydedir ve karbondioksitin fotoiyonizasyonu nedeniyle ana katmanın 120-140 km yükseklikte oluştuğu gündüz maksimumdur. aşırı ultraviyole Güneş'ten gelen radyasyon CO 2 + hν → CO 2 + + e - iyonların yanı sıra iyonlar ve nötr maddeler arasındaki reaksiyonlar CO 2 + + O → O 2 + + CO ve O + + CO 2 → O 2 + + CO. % 90 O 2 + ve% 10 CO 2 + olan iyonların konsantrasyonu santimetreküp başına 10 5'e ulaşır (iyonosferin diğer bölgelerinde 1-2 büyüklük sırası daha düşüktür). Mars atmosferinde moleküler oksijenin neredeyse tamamen yokluğunda O2 + iyonlarının baskın olması dikkat çekicidir. İkincil katman, yumuşak X-ışını radyasyonu ve hızlı elektronların devre dışı bırakılması nedeniyle 110-115 km civarında oluşur. 80-100 km yükseklikte, bazı araştırmacılar bazen atmosfere Fe +, Mg +, Na + metal iyonlarını sokan kozmik toz parçacıklarının etkisi altında ortaya çıkan üçüncü bir katmanı tanımlar. Bununla birlikte, daha sonra, maddenin Mars atmosferine giren meteorlardan ve diğer kozmik cisimlerden ayrılması nedeniyle yalnızca ikincisinin (ve neredeyse üst atmosferin tüm hacmi boyunca) ortaya çıkışı değil, aynı zamanda genel olarak sabit varlıkları da doğrulandı. Dahası, Mars'ta manyetik alanın bulunmaması nedeniyle dağılımları ve davranışları, Dünya atmosferinde gözlemlenenlerden önemli ölçüde farklıdır. Ana maksimumun üzerinde, güneş rüzgarıyla etkileşime bağlı olarak başka ek katmanlar görünebilir. Böylece O+ iyon tabakası en çok 225 km yükseklikte belirgindir. Üç ana iyon tipine (O 2 +, CO 2 ve O +) ek olarak, nispeten yakın zamanda H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 tanesi de O+, H3O+, N2+/CO+, HCO+ /HOC+ /N2H+, NO+, HNO+, HO2+, Ar+, ArH+, Ne+, CO olarak kayıtlıydı. 2++ ve HCO2+. 400 km'nin üzerinde bazı yazarlar "iyonopoz" tanımlıyor ancak bu konuda henüz bir fikir birliği yok.

Plazma sıcaklığına gelince, ana maksimuma yakın iyon sıcaklığı 150 K'dir ve 175 km yükseklikte 210 K'ye yükselir. Daha yukarılarda iyonların nötr gazla termodinamik dengesi önemli ölçüde bozulur ve sıcaklıkları 250 km yükseklikte keskin bir şekilde 1000 K'ye yükselir. Elektron sıcaklığı, görünüşe göre iyonosferdeki manyetik alan nedeniyle birkaç bin Kelvin olabilir ve Güneş'in zenit açısının artmasıyla artar ve kuzey ve güney yarımkürelerde aynı değildir, bu da Güneş'in asimetrisinden kaynaklanabilir. Mars kabuğunun kalan manyetik alanı. Genel olarak, farklı sıcaklık profillerine sahip üç yüksek enerjili elektron popülasyonu bile ayırt edilebilir. Manyetik alan aynı zamanda iyonların yatay dağılımını da etkiler: manyetik anormalliklerin üzerinde yüksek enerjili parçacık akışları oluşur, alan çizgileri boyunca bükülür, bu da iyonizasyonun yoğunluğunu arttırır ve iyon yoğunluğunun arttığı ve yerel yapılar gözlenir.

200-230 km yükseklikte termosferin üst sınırı vardır - üzerinde yaklaşık 250 km yükseklikte başlayan ekzobaz ekzosfer Mars. Temel iyonosferdeki fotokimyasal reaksiyonların bir sonucu olarak ortaya çıkan hafif maddelerden (hidrojen, karbon, oksijen) oluşur, örneğin O2 + 'nın elektronlarla dissosiyatif rekombinasyonu. Mars yüzeyindeki su buharının foto ayrışması nedeniyle Mars'ın üst atmosferine sürekli bir atomik hidrojen kaynağı meydana gelir. Hidrojen konsantrasyonu rakımla birlikte çok yavaş azaldığından, bu element gezegenin atmosferinin en dış katmanlarının önemli bir bileşenidir ve bundan kesin bir sınır ve parçacıklar olmamasına rağmen yaklaşık 20.000 km'lik bir mesafeye uzanan bir hidrojen korona oluşturur. bölge yavaş yavaş çevredeki boşluğa dağılır.

Mars atmosferinde de bazen serbest bırakılır kemosfer- fotokimyasal reaksiyonların meydana geldiği bir katman ve Dünya gibi bir ozon perdesinin bulunmaması nedeniyle ultraviyole radyasyon gezegenin tam yüzeyine ulaştığından, orada bile mümkündür. Mars kemosferi yüzeyden yaklaşık 120 km yüksekliğe kadar uzanır.

Alt atmosferin kimyasal bileşimi

Mars atmosferinin güçlü bir şekilde seyrekleşmesine rağmen, içindeki karbondioksit konsantrasyonu dünya atmosferindekinden yaklaşık 23 kat daha fazladır.

• Azot (%2,7) şu anda aktif olarak uzaya yayılıyor. İki atomlu bir molekül formundaki nitrojen, gezegenin yerçekimi tarafından sabit bir şekilde tutulur, ancak güneş radyasyonu tarafından tek atomlara bölünerek atmosferi kolayca terk eder.
• Argon (%1,6), dağılmaya karşı nispeten dirençli olan ağır izotop argon-40 ile temsil edilir. Işık 36 Ar ve 38 Ar yalnızca milyonda bir oranında mevcuttur
• Diğer soy gazlar: neon, kripton, ksenon (ppm)
• Karbon oksit (CO), CO2'nin foto-ayrışmasının bir ürünüdür ve ikincisinin konsantrasyonunun 7.5⋅10-4'ünü oluşturur - bu açıklanamayacak kadar küçük bir değerdir, çünkü CO + O + M → CO2 + M ters reaksiyonu şu şekildedir: yasaktır ve çok daha fazlasının CO biriktirmesi gerekir. Karbon monoksitin nasıl hala karbon dioksite oksitlenebileceğine dair çeşitli teoriler önerildi, ancak hepsinin şu veya bu dezavantajı var.
• Moleküler oksijen (O2) - Mars'ın üst atmosferinde hem CO2 hem de H20'nun foto ayrışmasının bir sonucu olarak ortaya çıkar. Bu durumda oksijen atmosferin alt katmanlarına yayılır ve burada konsantrasyonu CO2'nin yüzeye yakın konsantrasyonunun 1,3⋅10-3'üne ulaşır. Ar, CO ve N2 gibi Mars'ta yoğunlaşmayan bir maddedir, dolayısıyla konsantrasyonu da mevsimsel değişikliklere uğrar. Üst atmosferde, 90-130 km yükseklikte, O2 içeriği (CO2'ye göre fraksiyon), alt atmosfere karşılık gelen değerden 3-4 kat daha yüksektir ve ortalamalar 4⋅10 -3 olup, duruma göre değişir. 3,1⋅10 -3 ile 5,8⋅10 -3 arasında değişir. Ancak eski zamanlarda Mars'ın atmosferi, genç Dünya'daki payına kıyasla daha fazla miktarda oksijen içeriyordu. Oksijen, bireysel atom formunda bile, birikmesine izin veren daha büyük atom ağırlığı nedeniyle artık nitrojen kadar aktif bir şekilde dağılmaz.
• Ozon - miktarı yüzey sıcaklığına bağlı olarak büyük ölçüde değişir: tüm enlemlerde ekinoks sırasında minimumdur ve kış olduğu kutupta maksimumdur, ayrıca su buharı konsantrasyonuyla ters orantılıdır. Yaklaşık 30 km yükseklikte ve 30 ila 60 km arasında belirgin bir ozon tabakası vardır.
• Su. Mars atmosferindeki H2O içeriği, dünyanın en kurak bölgelerinin atmosferindekinden yaklaşık 100-200 kat daha azdır ve biriken su sütununun ortalama 10-20 mikronuna karşılık gelir. Su buharı konsantrasyonu önemli mevsimsel ve günlük değişikliklere uğrar. Havanın su buharına doyma derecesi, yoğuşma merkezleri olan toz parçacıklarının içeriği ile ters orantılıdır ve belirli bölgelerde (kışın 20-50 km yükseklikte) basıncı aşan buhar kaydedilmiştir. doymuş buhar basıncı 10 kat - dünya atmosferindekinden çok daha fazla.
• Metan. 2003 yılından bu yana, kaynağı bilinmeyen metan emisyonlarının kayıt altına alındığına dair raporlar mevcut ancak kayıt yöntemlerindeki bazı eksiklikler nedeniyle bunların hiçbiri güvenilir kabul edilemiyor. Bu durumda, son derece küçük değerlerden bahsediyoruz - arka plan değeri olarak 0,7 ppbv (üst sınır - 1,3 ppbv) ve çözülebilirliğin eşiğinde olan epizodik patlamalar için 7 ppbv. Bununla birlikte, diğer çalışmalarla doğrulanan CH4'ün yokluğuna ilişkin bilgiler de yayınlandığından, bu, bazı aralıklı metan kaynaklarının yanı sıra hızlı yıkımı için bazı mekanizmaların varlığını gösterebilirken, fotokimyasal yıkımın süresi de olabilir. Bu maddenin 300 yıllık olduğu tahmin ediliyor. Bu konuyla ilgili tartışma şu anda açıktır ve bu maddenin Dünya'da biyojenik kökenli olması nedeniyle astrobiyoloji bağlamında özellikle ilgi çekicidir.
• Bazı organik bileşiklerin izleri. Bunlardan en önemlisi H2CO, HCl ve SO2 üzerindeki üst sınırlardır; bunlar sırasıyla klor içeren reaksiyonların yokluğunu ve ayrıca volkanik aktiviteyi, özellikle de metan'ın volkanik olmayan kökenini gösterir. onaylanmış.

Mars atmosferinin bileşimi ve basıncı, insanların ve diğer karasal organizmaların nefes almasını imkansız hale getiriyor. Gezegenin yüzeyinde çalışmak için, Ay ve uzay kadar hantal ve korumalı olmasa da bir uzay giysisi gereklidir. Mars'ın atmosferi zehirli değildir ve kimyasal olarak inert gazlardan oluşur. Atmosfer göktaşı cisimlerini bir şekilde yavaşlatır, bu nedenle Mars'ta Ay'a göre daha az krater vardır ve bunlar daha az derindir. Mikrometeoritler yüzeye ulaşamadan tamamen yanarlar.

Su, bulutlar ve yağış

Düşük yoğunluk, atmosferin iklimi etkileyen büyük ölçekli olaylar oluşturmasını engellemez.

Mars atmosferinde yüzde binde birinden fazla su buharı bulunmuyor, ancak son (2013) araştırmaların sonuçlarına göre bu, daha önce düşünülenden ve Dünya atmosferinin üst katmanlarından daha fazla. düşük basınç ve sıcaklıkta ise doyuma yakın bir durumda olduğundan sıklıkla bulutlar halinde toplanır. Kural olarak, yüzeyden 10-30 km yükseklikte su bulutları oluşur. Esas olarak ekvatorda yoğunlaşırlar ve neredeyse tüm yıl boyunca gözlenirler. Atmosferin yüksek seviyelerinde (20 km'den fazla) gözlenen bulutlar, CO2'nin yoğunlaşması sonucu oluşur. Aynı süreç, atmosferik sıcaklığın CO2'nin donma noktasının (-126 ° C) altına düştüğü kış aylarında kutup bölgelerinde alçak (10 km'den daha az yükseklikte) bulutların oluşmasından sorumludur; yazın benzer ince buz H2O oluşumları oluşur

• Mars'taki ilginç ve nadir atmosferik olaylardan biri, 1978'de kuzey kutup bölgesini fotoğraflarken keşfedildi ("Viking-1"). Bunlar, saat yönünün tersine dolaşıma sahip girdap benzeri bulut sistemleriyle fotoğraflarda açıkça tanımlanan siklonik yapılardır. 65-80° Kuzey enlem bölgesinde keşfedildiler. w. yılın "sıcak" döneminde, ilkbahardan sonbaharın başlarına kadar, kutup cephesi burada kurulur. Oluşumu, yılın bu zamanında buz örtüsünün kenarı ile çevredeki ovalar arasındaki yüzey sıcaklıklarındaki keskin kontrasttan kaynaklanmaktadır. Böyle bir cepheyle ilişkili hava kütlelerinin dalga hareketleri, Dünya'da bize çok tanıdık gelen siklonik girdapların ortaya çıkmasına neden olur. Mars'ta keşfedilen girdap bulutu sistemlerinin boyutları 200 ila 500 km arasında değişmektedir, hareket hızları yaklaşık 5 km/saattir ve bu sistemlerin çevresinde rüzgar hızı yaklaşık 20 m/s'dir. Bireysel bir siklonik girdabın varoluş süresi 3 ila 6 gün arasında değişmektedir. Mars kasırgalarının orta kısmındaki sıcaklıklar, bulutların su buzu kristallerinden oluştuğunu gösteriyor.

  Kar gerçekten birkaç kez gözlemlendi. Böylece, 1979 kışında, Viking-2 iniş alanına birkaç ay kalan ince bir kar tabakası düştü.

  Toz fırtınaları ve toz şeytanları

  Mars atmosferinin karakteristik bir özelliği, sürekli toz varlığıdır; Spektral ölçümlere göre toz parçacıklarının boyutunun 1,5 μm olduğu tahmin edilmektedir. Düşük yerçekimi, ince hava akımlarının bile devasa toz bulutlarını 50 km yüksekliğe kadar çıkarmasına olanak tanır. Ve sıcaklık farklılıklarının tezahürlerinden biri olan rüzgarlar genellikle gezegenin yüzeyinden esiyor (özellikle yarım küreler arasındaki sıcaklık farkının özellikle keskin olduğu güney yarımkürede ilkbaharın sonlarında - yazın başlarında) ve hızları şuraya ulaşıyor: 100 m/sn. Bu şekilde, uzun süre tek tek sarı bulutlar halinde, bazen de tüm gezegeni kaplayan sürekli sarı bir örtü halinde gözlenen yoğun toz fırtınaları oluşur. Çoğu zaman kutup kapaklarının yakınında toz fırtınaları meydana gelir; süreleri 50-100 güne ulaşabilir. Atmosferde hafif sarı bir sis genellikle büyük toz fırtınalarından sonra gözlemlenir ve fotometrik ve polarimetrik yöntemlerle kolayca tespit edilir.

  Yörüngesel araçlardan çekilen görüntülerde açıkça görülebilen toz fırtınaları, iniş araçlarından fotoğraflandığında zar zor fark ediliyordu. Bu uzay istasyonlarının iniş alanlarındaki toz fırtınalarının geçişi, yalnızca sıcaklık ve basınçtaki keskin bir değişiklik ve gökyüzünün genel arka planının çok hafif bir kararması ile kaydedildi. Fırtınadan sonra Viking çıkarma bölgelerinin yakınlarına çöken toz tabakası yalnızca birkaç mikrometreye ulaştı. Bütün bunlar Mars atmosferinin oldukça düşük taşıma kapasitesine işaret ediyor.

  Eylül 1971'den Ocak 1972'ye kadar Mars'ta küresel bir toz fırtınası meydana geldi ve bu, yüzeyin Mariner 9 sondasından fotoğraflanmasını bile engelledi. Bu dönemde tahmin edilen atmosferik kolondaki toz kütlesi (optik derinliği 0,1 ile 10 arasında) 7,8⋅10 -5 ile 1,66⋅10 -3 g/cm2 arasında değişiyordu. Böylece, küresel toz fırtınaları döneminde Mars'ın atmosferindeki toz parçacıklarının toplam ağırlığı, Dünya atmosferindeki toplam toz miktarıyla karşılaştırılabilecek 10 8 - 10 9 tona kadar çıkabilmektedir.

  • Aurora ilk olarak Mars Express uzay aracındaki SPICAM UV spektrometresi tarafından kaydedildi. Daha sonra, örneğin Mart 2015'te MAVEN cihazı tarafından defalarca gözlemlendi ve Eylül 2017'de Curiosity gezicisindeki Radyasyon Değerlendirme Dedektörü (RAD) tarafından çok daha güçlü bir olay kaydedildi. MAVEN aygıtından elde edilen verilerin analizi aynı zamanda temelde farklı tipte bir aurorayı da ortaya çıkardı: düşük enlemlerde, manyetik alan anormalliklerine bağlı olmayan alanlarda meydana gelen ve çok yüksek enerjiye (yaklaşık 200 keV) sahip parçacıkların Dünya'ya nüfuz etmesinden kaynaklanan dağınık ışık. atmosfer.

    Buna ek olarak, Güneş'in aşırı ultraviyole radyasyonu, atmosferin içsel parıltısına (İngiliz gök aydınlığı) neden olur.

    Auroralar sırasındaki optik geçişlerin ve kendi parıltılarının kaydedilmesi, üst atmosferin bileşimi, sıcaklığı ve dinamikleri hakkında önemli bilgiler sağlar. Bu nedenle, geceleri nitrik oksit emisyonunun γ- ve δ-bantlarının incelenmesi, aydınlatılmış ve aydınlatılmamış alanlar arasındaki dolaşımın karakterize edilmesine yardımcı olur. Ve kendi ışıması sırasında 130,4 nm frekansta radyasyonun kaydedilmesi, yüksek sıcaklıktaki atomik oksijenin varlığının ortaya çıkmasına yardımcı oldu; bu, genel olarak atmosferik ekzosferlerin ve koronaların davranışını anlamada önemli bir adımdı.

    Renk

    Mars'ın atmosferini dolduran toz parçacıkları çoğunlukla demir oksitten oluşuyor ve bu da ona kırmızımsı kırmızı bir renk veriyor.

    Ölçümlere göre atmosferin optik kalınlığı 0,9'dur; bu, gelen güneş ışınımının yalnızca %40'ının atmosferi yoluyla Mars yüzeyine ulaştığı ve geri kalan %60'ın havada asılı olan toz tarafından emildiği anlamına gelir. O olmasaydı, Mars'taki gökyüzü yaklaşık olarak 35 kilometre yükseklikteki Dünya'daki gökyüzüyle aynı renge sahip olacaktı. Bu durumda insan gözünün bu renklere uyum sağlayacağını ve beyaz dengesinin otomatik olarak gökyüzünün karasal aydınlatma koşullarındaki gibi görülebilmesini sağlayacak şekilde ayarlanacağını belirtmek gerekir.

    Gökyüzünün rengi çok heterojendir ve bulutların veya toz fırtınalarının yokluğunda, ufuktaki nispeten ışıktan dolayı keskin bir şekilde ve kademeli olarak zirveye doğru kararır. Nispeten sakin ve rüzgarsız bir mevsimde, tozun daha az olduğu zamanlarda, zirve noktasında gökyüzü tamamen siyah olabilir.

    Yine de Mars gezicilerinden alınan görüntüler sayesinde Güneş'in etrafında gün batımı ve gün doğumunda gökyüzünün maviye döndüğü öğrenildi. Bunun nedeni RAYLEIGH saçılmasıdır - ışık gaz parçacıkları üzerine dağılır ve gökyüzünü renklendirir, ancak bir Mars gününde etki zayıfsa ve ince atmosfer ve toz nedeniyle çıplak gözle görülemiyorsa, o zaman gün batımında güneş parlar. mavi ve morun bileşenleri dağıtmaya başlaması nedeniyle çok daha kalın bir hava tabakası. Aynı mekanizma, Dünya'da gündüzleri mavi gökyüzünün, gün batımında ise sarı-turuncu rengin oluşmasından sorumludur. [ ]

    Curiosity gezicisinden alınan görüntülerden derlenen Rocknest Kumulları Panoraması.

    Değişiklikler

    Atmosferin üst katmanlarındaki değişiklikler, birbirleriyle ve alttaki katmanlarla bağlantılı olduğundan oldukça karmaşıktır. Yukarıya doğru yayılan atmosferik dalgalar ve gelgitler, termosferin yapısı ve dinamikleri ve bunun sonucunda iyonosfer, örneğin iyonosferin üst sınırının yüksekliği üzerinde önemli bir etkiye sahip olabilir. Alt atmosferdeki toz fırtınaları sırasında şeffaflığı azalır, ısınır ve genişler. Daha sonra termosferin yoğunluğu artar - büyüklük sırasına göre bile değişebilir - ve maksimum elektron konsantrasyonunun yüksekliği 30 km'ye kadar artabilir. Toz fırtınalarının neden olduğu üst atmosferdeki değişiklikler küresel olabilir ve gezegenin yüzeyinden 160 km'ye kadar olan alanları etkileyebilir. Üst atmosferin bu olaylara tepkisi birkaç gün sürer ve önceki durumuna dönmesi çok daha uzun sürer - birkaç ay. Üst ve alt atmosfer arasındaki ilişkinin bir başka tezahürü, alt atmosferde aşırı doymuş olan su buharının, ekzosferin yoğunluğunu ve yoğunluğunu artıran daha hafif H ve O bileşenlerine foto ayrışmaya maruz kalabilmesidir. Mars atmosferinden su kaybı. Üst atmosferde değişikliklere neden olan dış faktörler, Güneş'ten gelen aşırı ultraviyole ve yumuşak X-ışını radyasyonu, güneş rüzgarı parçacıkları, kozmik tozlar ve meteorlar gibi daha büyük cisimlerdir. Görev, etkilerinin kural olarak rastgele olması ve yoğunluğunun ve süresinin tahmin edilememesi ve günün saatindeki, mevsimdeki ve güneş döngüsündeki değişikliklerle ilişkili döngüsel süreçlerin üst üste bindirilmesi nedeniyle karmaşıktır. epizodik fenomenler. Şu anda, en iyi ihtimalle, atmosferik parametrelerin dinamiklerine ilişkin olayların birikmiş istatistikleri mevcut, ancak modellerin teorik açıklaması henüz tamamlanmadı. İyonosferdeki plazma parçacıklarının konsantrasyonu ile güneş aktivitesi arasında kesinlikle doğru bir orantı kurulmuştur. Bu, iyonosferi doğrudan etkileyen bu gezegenlerin manyetik alanındaki temel farklılığa rağmen, 2007-2009 yıllarında Dünya'nın iyonosferi için yapılan gözlemlerin sonuçlarına dayanarak benzer bir modelin kaydedildiği gerçeğiyle doğrulanmaktadır. Ve güneş rüzgarı basıncında bir değişikliğe neden olan parçacıkların güneş koronasından fırlaması, aynı zamanda manyetosferin ve iyonosferin karakteristik bir sıkıştırmasını da gerektirir: maksimum plazma yoğunluğu 90 km'ye düşer.

    Günlük dalgalanmalar

    Seyrelmesine rağmen atmosfer, güneş ısısının akışındaki değişikliklere gezegenin yüzeyine göre daha yavaş tepki verir. Dolayısıyla sabahları sıcaklık rakıma göre büyük ölçüde değişiyor: Gezegenin yüzeyinden 25 cm ila 1 m yükseklikte 20°'lik bir fark kaydedildi. Güneş yükseldikçe, soğuk hava yüzeyden ısınır ve karakteristik bir girdap halinde yukarı doğru yükselir, tozu havaya kaldırır - toz şeytanları bu şekilde oluşur. Yüzeye yakın katmanda (500 m yüksekliğe kadar) sıcaklık inversiyonu vardır. Öğle saatlerinde atmosfer ısındıktan sonra bu etki artık gözlenmiyor. Maksimum seviyeye öğleden sonra saat 2 civarında ulaşılır. Yüzey daha sonra atmosferden daha hızlı soğur ve ters bir sıcaklık gradyanı gözlemlenir. Gün batımından önce sıcaklık rakımla birlikte tekrar düşer.

    Gece ve gündüzün değişmesi üst atmosferi de etkiler. Öncelikle geceleri güneş radyasyonu ile iyonlaşma durur, ancak gün batımından sonra gündüz tarafından gelen akış nedeniyle plazma ilk kez yenilenmeye devam eder ve ardından manyetik alan boyunca aşağı doğru hareket eden elektronların çarpması nedeniyle oluşur. alan çizgileri (sözde elektron girişi) - daha sonra 130-170 km yükseklikte gözlemlenen maksimum. Bu nedenle, gece tarafındaki elektronların ve iyonların yoğunluğu çok daha düşüktür ve aynı zamanda yerel manyetik alana da bağlı olan ve modeli henüz tam olarak anlaşılmayan ve önemsiz olmayan bir şekilde değişen karmaşık bir profil ile karakterize edilir. teorik olarak anlatılmıştır. Gün boyunca iyonosferin durumu da Güneş'in başucu açısına bağlı olarak değişir.

    Yıllık döngü

    Dünya'da olduğu gibi Mars'ta da dönme ekseninin yörünge düzlemine eğimi nedeniyle mevsimlerde bir değişiklik olur, bu nedenle kışın kutup başlığı kuzey yarımkürede büyür ve güney yarımkürede neredeyse kaybolur ve altı ay sonra yarım küreler yer değiştirir. Dahası, gezegenin günberi noktasındaki (kuzey yarımkürede kış gündönümü) yörüngesinin oldukça büyük dışmerkezliliği nedeniyle, günötesine kıyasla %40'a kadar daha fazla güneş radyasyonu alır ve kuzey yarımkürede kışlar kısa ve nispeten ılıman, yazlar ise kısa ve nispeten ılımlı geçer. uzun ama serin, güneyde ise tam tersine yazlar kısa ve nispeten sıcak, kışlar uzun ve soğuk geçer. Bununla bağlantılı olarak, kışın güney şapkası kutup-ekvator mesafesinin yarısına, kuzey şapkası ise yalnızca üçte birine kadar genişler. Kutuplardan birinde yaz başladığında, ilgili kutup başlığındaki karbondioksit buharlaşarak atmosfere karışıyor; rüzgarlar onu karşı kapağa taşır ve orada tekrar donar. Bu, kutup başlıklarının farklı boyutlarıyla birlikte, Güneş'in yörüngesinde dönerken Mars atmosferinin basıncının değişmesine neden olan bir karbondioksit döngüsü yaratır. Kışın kutup başlığında tüm atmosferin %20-30'una kadarının donması nedeniyle ilgili alandaki basınç da buna göre düşer.

    Su buharının konsantrasyonu da mevsimsel değişimlere (ve günlük değişimlere) maruz kalır - bunlar 1-100 mikron aralığındadır. Bu nedenle kışın atmosfer neredeyse “kuru”dur. İlkbaharda su buharı ortaya çıkar ve yüzey sıcaklığındaki değişikliklerin ardından yaz ortasında miktarı maksimuma ulaşır. Yaz-sonbahar döneminde su buharı yavaş yavaş yeniden dağıtılır ve maksimum içeriği kuzey kutup bölgesinden ekvator enlemlerine doğru hareket eder. Aynı zamanda atmosferdeki toplam küresel buhar içeriği (Viking 1 verilerine göre) yaklaşık olarak sabit kalıyor ve 1,3 km3 buza eşdeğer. Maksimum H2O içeriği (hacimce %0,2'ye eşit 100 µm çökelmiş su) yaz aylarında kuzey kutup başlığını çevreleyen karanlık bölgede kaydedilmiştir - yılın bu zamanında kutup başlığı buzunun üzerindeki atmosfer genellikle H2O'ya yakındır. doyma.

    Güney yarımkürede ilkbahar-yaz döneminde, toz fırtınalarının en aktif olduğu dönemde, günlük veya yarı günlük atmosferik gelgitler gözlenir - yüzeydeki basınçta bir artış ve ısınmasına tepki olarak atmosferin termal genleşmesi.

    Mevsimlerin değişmesi aynı zamanda üst atmosferi de etkiler - hem nötr bileşen (termosfer) hem de plazma (iyonosfer) ve bu faktörün güneş döngüsüyle birlikte dikkate alınması gerekir ve bu, üst atmosferin dinamiklerini tanımlama görevini zorlaştırır. atmosfer.

    Uzun vadeli değişiklikler

    Ayrıca bakınız

    Notlar

    1. Williams, David R. Mars Bilgi Belgesi (Tanımsız) . Ulusal Uzay Bilimi Veri Merkezi. NASA (1 Eylül 2004). Erişim tarihi: 28 Eylül 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: küçük bir karasal gezegen: [İngilizce]]
    3. // Astronomi ve Astrofizik İncelemesi. - 2016. - T. 24, Sayı 1 (16 Aralık). - S. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5. (Tanımsız) . Mars'ın atmosferi
    4. EVREN-GEZEGEN // BAŞKA BİR BOYUTA PORTAL (Tanımsız) . Mars kırmızı bir yıldızdır.  Alanın açıklaması.  Atmosfer ve iklim galspace.ru - "Güneş Sisteminin Keşfi" Projesi
    5. . Erişim tarihi: 29 Eylül 2017. (İngilizce) İnce Mars Havasından Astrobiyoloji Dergisi
    6. , Michael Schirber, 22 Ağustos 2011. Maksim Zabolotsky. (Tanımsız) . Mars'ın atmosferi hakkında genel bilgiler Spacegid.com
    7. (09/21/2013). Erişim tarihi: 20 Ekim 2017. (Tanımsız) . Mars Pathfinder - Bilim  Sonuçlar - Atmosferik ve Meteorolojik Özellikler nasa.gov
    8. . Erişim tarihi: 20 Nisan 2017. J. L. Fox, A. Dalgarno. [İngilizce] Mars'ın üst atmosferinin iyonlaşması, parlaklığı ve ısınması:

// J Geophys Res. - 1979. - T.84, sayı. A12 (1 Aralık). - sayfa 7315–7333. - Mars, Güneş'e Dünya'dan daha uzak olduğundan, gökyüzünde Güneş'in tam tersi bir konumda yer alabilir ve bu durumda bütün gece görülebilir. Gezegenin bu konumuna denir yüzleşme

. Mars için ise her iki yılda bir ve iki ayda bir tekrarlanır. Mars'ın yörüngesi Dünya'nınkinden daha uzun olduğundan, karşıtlıklarda Mars ile Dünya arasındaki mesafeler farklı olabilir. Her 15 veya 17 yılda bir, Dünya ile Mars arasındaki mesafenin minimum olduğu ve 55 milyon km'ye ulaştığı Büyük Yüzleşme meydana gelir.

Mars'taki kanallar Mars'ın Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan fotoğrafı, gezegenin karakteristik özelliklerini açıkça ortaya koyuyor. Mars çöllerinin kırmızı arka planında mavimsi yeşil denizler ve parlak beyaz kutup başlığı açıkça görülüyor. Ünlü kanallar

fotoğrafta görünmüyor. Bu büyütmede gerçekten görünmezler. Mars'ın büyük ölçekli fotoğrafları çekildikten sonra, Mars kanallarının gizemi nihayet çözüldü: Kanallar optik bir yanılsamadır. Varoluş olasılığı sorusu büyük ilgi gördü. 1976 yılında Amerikan Viking AMS'si üzerinde yapılan çalışmalar görünüşe göre olumsuz bir sonuç vermiştir. Mars'ta yaşam izine rastlanmadı.

Ancak şu anda bu konu üzerinde hararetli bir tartışma yaşanıyor. Mars'ta yaşamın hem destekçileri hem de muhalifleri olan her iki taraf da, rakiplerinin çürütemeyeceği argümanlar sunuyor. Bu sorunu çözmeye yetecek kadar deneysel veri yok. Mars'a devam eden ve planlanan uçuşların, günümüzde veya uzak geçmişte Mars'ta yaşamın varlığını doğrulayan veya çürüten materyaller sağlamasını bekleyebiliriz. Siteden materyal

Mars'ta iki küçük uydu— Phobos (Şek. 51) ve Deimos (Şek. 52). Boyutları sırasıyla 18×22 ve 10×16 km’dir. Phobos, gezegenin yüzeyinden yalnızca 6000 km uzaklıkta bulunuyor ve yörüngesini yaklaşık 7 saatte tamamlıyor; bu, bir Mars gününün 3 katı kadar bir süre. Deimos 20.000 km uzaklıkta yer almaktadır.

Uydularla ilgili bir takım gizemler var. Bu nedenle kökenleri belirsizdir. Çoğu bilim insanı bunların nispeten yakın zamanda ele geçirilen asteroitler olduğuna inanıyor. Phobos'un 8 km çapında bir krater bırakan bir göktaşının çarpmasından nasıl kurtulduğunu hayal etmek zor. Phobos'un neden bildiğimiz en kara cisim olduğu belli değil. Yansıtıcılığı kurumdan 3 kat daha azdır. Ne yazık ki, Phobos'a yapılan birçok uzay aracı uçuşu başarısızlıkla sonuçlandı. Hem Phobos'un hem de Mars'ın pek çok sorununun nihai çözümü, 21. yüzyılın 30'lu yılları için planlanan Mars seferine kadar ertelendi.

Güneş'e en uzak dördüncü gezegen olan Mars, uzun süredir dünya biliminin yakından ilgi odağı olmuştur. Bu gezegen, küçük ama önemli bir istisna dışında Dünya'ya çok benzer: Mars'ın atmosferi, Dünya atmosferinin hacminin yüzde birinden fazlasını oluşturmaz. Herhangi bir gezegenin gaz kabuğu, onun görünüşünü ve yüzeydeki koşullarını şekillendiren belirleyici faktördür. Güneş Sistemi'nin tüm kayalık dünyalarının Güneş'ten 240 milyon kilometre uzaklıkta yaklaşık olarak aynı koşullar altında oluştuğu biliniyor. Dünya ve Mars'ın oluşum koşulları hemen hemen aynıysa, bu gezegenler neden şimdi bu kadar farklı?

Her şey büyüklükle ilgili; Dünya ile aynı malzemeden oluşan Mars, bir zamanlar gezegenimiz gibi sıvı ve sıcak metal bir çekirdeğe sahipti. Kanıtı ise sönmüş çok sayıda yanardağdır. Ancak “kızıl gezegen” Dünya'dan çok daha küçüktür. Bu daha hızlı soğuduğu anlamına gelir. Sıvı çekirdek nihayet soğuyup katılaştığında, konveksiyon süreci sona erdi ve onunla birlikte gezegenin manyetik kalkanı olan manyetosfer de ortadan kayboldu. Sonuç olarak, gezegen Güneş'in yıkıcı enerjisine karşı savunmasız kaldı ve Mars'ın atmosferi neredeyse tamamen güneş rüzgarı (devasa bir radyoaktif iyonize parçacık akışı) tarafından taşındı. “Kızıl Gezegen” cansız, donuk bir çöle dönüştü...

Artık Mars'taki atmosfer, gezegenin yüzeyini yakan ölümcül gazın nüfuzuna dayanamayan ince, seyreltilmiş bir gaz kabuğudur. Mars'ın termal gevşemesi, örneğin atmosferi çok daha yoğun olan Venüs'ünkinden birkaç kat daha azdır. Mars'ın ısı kapasitesi çok düşük olan atmosferi, daha belirgin ortalama günlük rüzgar hızlarına neden oluyor.

Mars atmosferinin bileşimi çok yüksek bir içerikle (%95) karakterize edilir. Atmosfer ayrıca nitrojen (yaklaşık %2,7), argon (yaklaşık %1,6) ve az miktarda oksijen (en fazla %0,13) içerir. Mars'ın atmosferik basıncı, gezegenin yüzeyinden 160 kat daha yüksektir. Dünya atmosferinin aksine, buradaki gaz kabuğu, gezegenin büyük miktarda karbondioksit içeren kutup kapaklarının bir yıllık döngü sırasında erimesi ve donması nedeniyle belirgin bir değişken yapıya sahiptir.

Mars Express araştırma uzay aracından elde edilen verilere göre Mars'ın atmosferi bir miktar metan içeriyor. Bu gazın özelliği hızlı ayrışmasıdır. Bu, gezegenin bir yerinde bir metan ikmali kaynağının olması gerektiği anlamına gelir. Burada yalnızca iki seçenek olabilir: ya izleri henüz keşfedilmemiş jeolojik aktivite ya da Güneş Sistemindeki yaşam merkezlerinin varlığına dair anlayışımızı değiştirebilecek mikroorganizmaların hayati aktivitesi.

Mars atmosferinin karakteristik bir etkisi aylarca devam edebilen toz fırtınalarıdır. Gezegenin bu yoğun hava örtüsü esas olarak karbondioksitten ve az miktarda oksijen ve su buharından oluşur. Bu kalıcı etki, Mars'ın son derece düşük yerçekiminden kaynaklanmaktadır; bu, süper inceltilmiş bir atmosferin bile milyarlarca ton tozu yüzeyden kaldırmasına ve uzun süre tutmasına olanak tanır.

Herhangi bir gezegeni tanımak onun atmosferiyle başlar. Kozmik bedeni sarar ve onu dış etkenlerden korur. Atmosfer çok seyrekse, bu tür bir koruma son derece zayıftır, ancak yoğunsa, o zaman gezegen bir kozanın içindeymiş gibi onun içindedir - Dünya bir örnek olarak hizmet edebilir. Ancak böyle bir örnek güneş sisteminde izole edilmiştir ve diğer karasal gezegenler için geçerli değildir.

Bu nedenle Mars'ın (kızıl gezegen) atmosferi son derece nadirdir. Yaklaşık kalınlığı 110 km'yi geçmez ve yoğunluğu dünya atmosferine göre sadece %1'dir. Buna ek olarak kızıl gezegenin son derece zayıf ve kararsız bir manyetik alanı var. Sonuç olarak, güneş rüzgarı Mars'ı istila eder ve atmosferik gazları dağıtır. Sonuç olarak gezegen günde 200 ila 300 ton gaz kaybediyor. Her şey güneş aktivitesine ve yıldıza olan mesafeye bağlıdır.

Buradan atmosfer basıncının neden çok düşük olduğunu anlamak zor değil. Deniz seviyesinde Dünya'dakinden 160 kat daha azdır. Volkanik zirvelerde 1 mm Hg'dir. Sanat. Derin çöküntülerde ise değeri 6 mm Hg'ye ulaşır. Sanat. Yüzeydeki ortalama değer 4,6 mm Hg'dir. Sanat. Aynı basınç, dünya yüzeyinden 30 km yükseklikte dünya atmosferinde de kaydedilir. Bu değerlerle suyun kızıl gezegende sıvı halde bulunması mümkün değil.

Mars'ın atmosferi %95 oranında karbondioksit içerir.. Yani hakim konumda olduğunu söyleyebiliriz. İkinci sırada nitrojen var. Neredeyse %2,7’sini oluşturuyor. Üçüncü sırada ise %1,6 ile argon yer alıyor. Oksijen ise %0,16 ile dördüncü sırada yer alıyor. Karbon monoksit, su buharı, neon, kripton, ksenon ve ozon da küçük miktarlarda mevcuttur.

Atmosferin bileşimi öyle ki Mars'ta insanların nefes alması imkansız.. Gezegenin etrafında yalnızca uzay giysisiyle dolaşabilirsiniz. Aynı zamanda tüm gazların kimyasal olarak inert olduğunu ve hiçbirinin zehirli olmadığını da belirtmek gerekir. Yüzey basıncı en az 260 mm Hg ise. Sanat, o zaman sıradan kıyafetlerle uzay giysisi olmadan, yalnızca bir solunum aparatına sahip olarak hareket etmek mümkün olacaktı.

Bazı uzmanlar, birkaç milyar yıl önce Mars atmosferinin çok daha yoğun ve oksijen açısından daha zengin olduğuna inanıyor. Yüzeyde nehirler ve su gölleri vardı. Bu, kuru nehir yataklarına benzeyen çok sayıda doğal oluşumla gösterilmektedir. Yaşlarının yaklaşık 4 milyar yıl olduğu tahmin ediliyor.

Atmosferin yüksek derecede seyrekleşmesi nedeniyle, kızıl gezegendeki sıcaklık yüksek istikrarsızlıkla karakterize edilir. Enlemlere bağlı olarak yüksek sıcaklık farklılıklarının yanı sıra keskin günlük dalgalanmalar da vardır. Ortalama sıcaklık -53 santigrat derece. Yaz aylarında ekvatorda ortalama sıcaklık 0 santigrat derecedir. Aynı zamanda gündüz +30'dan gece -60'a kadar dalgalanabiliyor. Ancak kutuplarda sıcaklık kayıtları gözlemleniyor. Orada sıcaklık -150 santigrat dereceye düşebilir.

Düşük yoğunluğa rağmen Mars atmosferinde rüzgarlar, kasırgalar ve fırtınalar sıklıkla görülür. Rüzgar hızı 400 km/saat'e ulaşıyor. Pembe Mars tozunu yükseltiyor ve gezegenin yüzeyini insanların meraklı gözlerinden kaplıyor.

Mars atmosferinin her ne kadar zayıf olsa da göktaşlarına karşı koyabilecek güce sahip olduğunu söylemek gerekir. Uzaydan gelen davetsiz misafirler yüzeye düşüyor, kısmen yanıyor ve bu nedenle Mars'ta çok fazla krater yok. Küçük meteorlar atmosferde tamamen yanar ve Dünya'nın komşusuna herhangi bir zarar vermez.

Vladislav İvanov

Bugün sadece bilim kurgu yazarları değil, gerçek bilim adamları, iş adamları ve politikacılar da Mars'a uçuşlardan ve onun olası kolonileşmesinden bahsediyor. Sondalar ve geziciler jeolojik özellikler hakkında cevaplar sağladı. Ancak insanlı görevler için Mars'ın bir atmosferinin olup olmadığını ve yapısının ne olduğunu anlamak gerekiyor.

Genel bilgi

Mars'ın kendine ait bir atmosferi var ama Dünya'nın yalnızca %1'i kadar. Venüs gibi, esas olarak karbondioksitten oluşur, ancak yine çok daha incedir. Nispeten yoğun katman 100 km'dir (karşılaştırma için, çeşitli tahminlere göre Dünya'nın 500 - 1000 km'si vardır). Bu nedenle güneş ışınımına karşı koruma yoktur ve sıcaklık rejimi pratik olarak düzenlenmemiştir. Mars'ta bildiğimiz anlamda hava yok.

Bilim adamları kesin bileşimi belirlediler:

• Karbondioksit - %96.
• Argon - %2,1.
• Azot -% 1,9.

Metan 2003 yılında keşfedildi. Keşif, Kızıl Gezegene olan ilgiyi artırdı ve birçok ülke, uçuş ve kolonizasyondan söz edilmesine yol açan keşif programları başlattı.

Düşük yoğunluk nedeniyle sıcaklık rejimi düzenlenmez, bu nedenle farklar ortalama 100 0 C'dir. Gündüzleri +30 0 C'lik oldukça rahat koşullar kurulur ve geceleri yüzey sıcaklığı -80 0 C'ye düşer. basınç 0,6 kPa'dır (yer göstergesinden 1/110). Gezegenimizde de 35 km yükseklikte benzer koşullar yaşanıyor. Bu, korumasız bir kişi için ana tehlikedir - onu öldürecek olan sıcaklık veya gazlar değil, basınçtır.

Yüzeyin yakınında her zaman toz vardır. Yer çekiminin düşük olması nedeniyle bulutlar 50 km'ye kadar yükselir. Güçlü sıcaklık değişiklikleri, hızı 100 m/s'ye varan rüzgarlara neden olur, bu nedenle Mars'ta toz fırtınaları yaygındır. Hava kütlelerindeki partikül konsantrasyonunun düşük olması nedeniyle ciddi bir tehdit oluşturmazlar.

Mars'ın atmosferi hangi katmanlardan oluşur?

Yerçekimi kuvveti Dünya'nınkinden daha azdır, bu nedenle Mars'ın atmosferi yoğunluk ve basınca göre çok net bir şekilde katmanlara bölünmemiştir. 11 km'ye kadar homojen bileşim devam ediyor, daha sonra atmosfer katmanlara ayrılmaya başlıyor. 100 km'nin üzerinde yoğunluk minimum değerlere düşer.

• Troposfer - 20 km'ye kadar.
• Stratomesosfer - 100 km'ye kadar.
• Termosfer - 200 km'ye kadar.
• İyonosfer - 500 km'ye kadar.

Üst atmosfer hafif gazlar içerir - hidrojen, karbon. Oksijen bu katmanlarda birikir. Bireysel atomik hidrojen parçacıkları 20.000 km'ye kadar mesafelere yayılarak bir hidrojen koronası oluşturur. Uç bölgeler ile uzay arasında net bir ayrım yoktur.

Üst atmosfer

20-30 km'den daha yüksek bir yükseklikte termosfer - üst bölgeler vardır. Bileşim 200 km yüksekliğe kadar stabil kalır. Burada yüksek miktarda atomik oksijen var. Sıcaklık oldukça düşük - 200-300 K'ye kadar (-70 ila -200 0 C arası). Daha sonra iyonların nötr elementlerle reaksiyona girdiği iyonosfer gelir.

Alt atmosfer

Yılın zamanına bağlı olarak bu katmanın sınırı değişir ve bu bölgeye tropopoz adı verilir. Ortalama sıcaklığı -133 0 C olan stratomezosferi daha da genişletir. Dünya'da kozmik radyasyondan koruyan ozon içerir. Mars'ta 50-60 km yükseklikte birikir ve sonra neredeyse yoktur.

Atmosfer bileşimi

Dünyanın atmosferi nitrojen (%78) ve oksijenden (%20) oluşur, argon, karbondioksit, metan vb. az miktarlarda bulunur. Bu tür koşullar yaşamın ortaya çıkması için optimal kabul edilir. Mars'taki havanın bileşimi önemli ölçüde farklıdır. Mars atmosferinin ana unsuru karbondioksittir - yaklaşık% 95. Azot %3, argon ise %1,6 oranındadır. Toplam oksijen miktarı% 0,14'ten fazla değildir.

Bu kompozisyon Kızıl Gezegenin zayıf yerçekimi nedeniyle oluşmuştur. En kararlı olanı, volkanik aktivitenin bir sonucu olarak sürekli olarak yenilenen ağır karbondioksitti. Hafif gazlar, düşük yerçekimi ve manyetik alanın olmaması nedeniyle uzayda dağılır. Azot yerçekimi tarafından iki atomlu bir molekül formunda tutulur, ancak radyasyonun etkisi altında bölünür ve tek atomlar halinde uzaya uçar.

Oksijende de durum benzerdir ancak üst katmanlarda karbon ve hidrojen ile reaksiyona girer. Ancak bilim adamları reaksiyonların özelliklerini tam olarak anlamıyorlar. Hesaplamalara göre karbon monoksit CO miktarının daha fazla olması gerekir, ancak sonunda karbondioksit CO2'ye oksitlenir ve yüzeye çöker. Ayrı olarak, moleküler oksijen O2, yalnızca fotonların etkisi altında üst katmanlardaki karbondioksit ve suyun kimyasal ayrışmasından sonra ortaya çıkar. Mars'ta yoğunlaşmayan maddeleri ifade eder.

Bilim adamları, milyonlarca yıl önce oksijen miktarının Dünya'dakiyle karşılaştırılabilir olduğuna inanıyor -% 15-20. Koşulların neden değiştiği henüz tam olarak bilinmiyor. Bununla birlikte, bireysel atomlar o kadar aktif bir şekilde kaçmazlar ve daha fazla ağırlık nedeniyle birikirler. Bir dereceye kadar bunun tersi bir süreç gözleniyor.

Diğer önemli unsurlar:

• Ozon neredeyse hiç yok, yüzeyden 30-60 km uzakta bir birikim alanı var.
• Su içeriği dünyanın en kurak bölgesine göre 100-200 kat daha azdır.
• Metan - doğası bilinmeyen emisyonlar gözlendi ve şu ana kadar Mars için en çok tartışılan madde.

Dünyadaki metan besin maddesi olarak sınıflandırıldığından organik maddeyle ilişkilendirilme potansiyeli var. Görünümün doğası ve hızlı yıkım henüz açıklanmadığından bilim adamları bu soruların cevaplarını arıyorlar.

Geçmişte Mars'ın atmosferine ne oldu?

Gezegenin milyonlarca yıllık varoluşu boyunca atmosferin bileşimi ve yapısı değişir. Yapılan araştırmalar sonucunda geçmişte yüzeyde sıvı okyanusların var olduğuna dair kanıtlar ortaya çıktı. Ancak artık su buhar veya buz halinde az miktarda kalıyor.

Sıvının kaybolmasının nedenleri:

• Düşük atmosferik basınç, Dünya'da olduğu gibi suyu uzun süre sıvı halde tutamaz.
• Yerçekimi buhar bulutlarını tutacak kadar güçlü değil.
• Manyetik alanın olmaması nedeniyle madde, güneş rüzgarı parçacıkları tarafından uzaya taşınır.
• Önemli sıcaklık değişiklikleriyle su yalnızca katı halde korunabilir.

Başka bir deyişle, Mars'ın atmosferi suyu sıvı olarak tutacak kadar yoğun değildir ve küçük yer çekimi kuvveti, hidrojen ve oksijeni tutamaz.
Uzmanlara göre Kızıl Gezegen'de yaşam için uygun koşullar yaklaşık 4 milyar yıl önce oluşmuş olabilir. Belki o dönemde hayat vardı.

Yıkımın nedenleri şöyle sıralanıyor:

• Güneş radyasyonundan korunma eksikliği ve atmosferin milyonlarca yıl boyunca kademeli olarak tükenmesi.
• Atmosferi anında yok eden bir göktaşı veya başka bir kozmik cisimle çarpışma.

Henüz küresel bir felaketin izine rastlanmadığı için birinci neden şu anda daha muhtemel. Özerk istasyon Curiosity'nin çalışması sayesinde de benzer sonuçlar çıkarıldı. Mars gezgini havanın tam bileşimini belirledi.

Mars'ın antik atmosferi çok fazla oksijen içeriyordu

Bugün bilim adamlarının Kızıl Gezegende bir zamanlar su bulunduğuna dair çok az şüphesi var. Okyanusların ana hatlarının sayısız görünümü hakkında. Görsel gözlemler spesifik çalışmalarla doğrulanır. Gezginler eski deniz ve nehir vadilerinde toprak testleri yaptılar ve kimyasal bileşim ilk varsayımları doğruladı.

Mevcut koşullar altında, gezegenin yüzeyindeki herhangi bir sıvı su, basıncın çok düşük olması nedeniyle anında buharlaşacaktır. Ancak eski çağlarda okyanuslar ve göller mevcut olsaydı koşullar farklıydı. Varsayımlardan biri, yaklaşık% 15-20'lik bir oksijen fraksiyonunun yanı sıra artan nitrojen ve argon oranına sahip farklı bir bileşimdir. Bu haliyle Mars, sıvı su, oksijen ve nitrojenle neredeyse ana gezegenimizle aynı hale gelir.

Diğer bilim adamları, güneş rüzgarına karşı koruma sağlayabilecek tam teşekküllü bir manyetik alanın varlığını öne sürdüler. Gücü Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir ve bu, yaşamın kökeni ve gelişimi için koşulların varlığını destekleyen başka bir faktördür.

Atmosfer tükenmesinin nedenleri

Gelişimin zirvesi Hesperia döneminde (3,5-2,5 milyar yıl önce) meydana geldi. Ovada Arktik Okyanusu ile karşılaştırılabilecek büyüklükte bir tuzlu okyanus vardı. Yüzeydeki sıcaklık 40-50 0 C'ye ulaştı ve basınç yaklaşık 1 atm idi. Bu dönemde canlı organizmaların var olma ihtimali yüksektir. Ancak “refah” dönemi, karmaşık ve daha az zeki yaşamın ortaya çıkması için yeterince uzun değildi.

Ana nedenlerden biri gezegenin küçük boyutudur. Mars Dünya'dan daha küçük olduğundan yerçekimi ve manyetik alan daha zayıftır. Sonuç olarak, güneş rüzgarı aktif olarak parçacıkları dağıttı ve kabuğu kelimenin tam anlamıyla katman katman kesti. Atmosferin bileşimi 1 milyar yıl boyunca değişmeye başladı ve ardından iklim değişikliği felakete dönüştü. Basınçtaki azalma sıvının buharlaşmasına ve sıcaklık değişikliklerine neden oldu.