Основные характеристики марса. Атмосфера Марса: давления или плотности? Из чего состоит атмосфера марса

Марс, четвертая по удаленности от Солнца планета, уже длительное время является объектом пристального внимания мировой науки. Эта планета очень похожа на Землю за одним, маленьким, но судьбоносным, исключением - атмосфера Марса составляет не более одного процента от объема земной атмосферы. Газовая оболочка любой планеты является определяющим фактором, формирующим ее внешний вид и условия на поверхности. Известно, что все твердые миры Солнечной системы сформировались примерно в одинаковых условиях на расстоянии 240 млн. километров от Солнца. Если условия формирования Земли и Марса были практически одинаковыми, то почему же сейчас эти планеты настолько разные?

Все дело в размерах - Марс, сформированный из того же материала, что и Земля, имел когда-то жидкое и горячее металлическое ядро, как и наша планета. Доказательство - множество потухших вулканов на Но «красная планета» гораздо меньше Земли. А значит, и остывала она быстрее. Когда жидкое ядро окончательно остыло и затвердело, завершился процесс конвекции, а вместе с ним исчез и магнитный щит планеты - магнитосфера. Вследствие чего планета осталась беззащитной перед губительной энергией Солнца, и атмосфера Марса была практически полностью унесена солнечным ветром (гигантским потоком радиоактивных ионизированных частиц). «Красная планета» превратилась в безжизненную унылую пустыню…

Сейчас атмосфера на Марсе представляет собой тонкую разряженную газовую оболочку, не способную противостоять проникновению убийственной которая выжигает поверхность планеты. Тепловая релаксация Марса на несколько порядков меньше, чем аналогичный показатель, например, Венеры, чья атмосфера намного плотнее. Атмосфера Марса, имеющая слишком малое значение теплоемкости, формирует более резко выраженные среднесуточные показатели скорости ветра.

Состав атмосферы Марса характеризуется очень высоким содержанием (95%). Также атмосфера содержит азот (около 2,7%), аргон (примерно 1,6%) и незначительное количество кислорода (не более 0,13%). Атмосферное давление Марса в 160 раз превышает аналогичный показатель у поверхности планеты. В отличие от земной атмосферы, газовая оболочка здесь носит ярко выраженный изменчивый характер, обусловленный тем, что полярные шапки планеты, содержащие огромное количество углекислого газа, тают и намерзают в течение одного годового цикла.

По данным, полученным с исследовательского космического аппарата «Mars Express», атмосфера Марса содержит некоторое количество метана. Особенность этого газа заключается в его быстром разложении. Это значит, что где-то на планете должен находиться источник пополнения метана. Варианта здесь может быть всего два - либо геологическая активность, следы которой пока не обнаружены, либо жизнедеятельность микроорганизмов, что способно перевернуть наше представление о наличии очагов жизни в Солнечной системе.

Характерным эффектом марсианской атмосферы являются пылевые бури, которые могут бушевать месяцами. Это плотное воздушное покрывало планеты состоит преимущественно из углекислоты с незначительными вкраплениями кислорода и водяного пара. Такой затяжной эффект обусловлен крайне низкой гравитацией Марса, что позволяет даже сверхразряженной атмосфере поднимать с поверхности и удерживать длительное время миллиарды тонн пыли.

Энциклопедичный YouTube

1 / 5

✪ Проект DISCOVER-AQ - исследование атмосферы (NASA по-русски)

✪ NASA по-русски: 18.01.13 - видео-дайджест НАСА за неделю

✪ ОТРИЦАТЕЛЬНАЯ МАССА [Новости науки и технологий]

✪ Марс, 1968, научно-фантастический киноочерк, режиссёр Павел Клушанцев

✪ 5 Signs of Life On Mars - The Countdown #37

Субтитры

Изучение

Атмосфера Марса была открыта ещё до полетов автоматических межпланетных станций к планете. Благодаря спектральному анализу и противостояниям Марса с Землёй, которые случаются 1 раз в 3 года, астрономы уже в XIX веке знали, что она имеет весьма однородный состав, более 95 % которого приходится на углекислый газ . При сравнении с 0,04% углекислого газа в атмосфере Земли получается, что масса марсианского атмосферного углекислого газа превосходит массу земного почти в 12 раз, так что при терраформировании Марса углекислотный вклад в парниковый эффект может создать комфортный для человека климат несколько раньше, чем будет достигнуто давление в 1 атмосферу, даже с учётом большей удалённости Марса от Солнца.

Ещё в начале 1920-х годов проводились первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора . Измерения В. Лампланда в 1922 году дали среднюю температуру поверхности Марса 245 (−28 °C), Э. Петтит и С. Никольсон в 1924 году получили 260 K (−13 °C). Более низкое значение получили в 1960 году У. Синтон и Дж. Стронг: 230 K (−43 °C) . Первые оценки давления - усреднённого - были получены только в 60е гг с использованием наземных ИК-спектроскопов: полученное из лоренцева уширения линий углекислого газа давление 25±15 гПа означало, что именно он является основной составляющей атмосферы .

Скорость ветра можно определить по доплеровскому сдвигу спектральных линий. Так, для этого измерялся сдвиг линий в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне, причём измерения на интерферометре позволяют получить распределение скоростей в целом слое большой толщины .

Наиболее подробные и точные данные о температуре воздуха и поверхности, давлении, относительной влажности и скорости ветра непрерывно измеряются комплектом приборов Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борту марсохода Curiosity , работающего в кратере Гейла с 2012 г . А аппарат MAVEN , находящийся на орбите Марса с 2014 года, специально предназначен для подробного исследования верхних слоёв атмосферы, их взаимодействия с частицами солнечного ветра и в особенности динамики рассеяния .

Ряд процессов, сложных или пока невозможных для непосредственного наблюдения, подлежит лишь теоретическому моделированию, однако оно также является важным методом исследования.

Структура атмосферы

В целом атмосфера Марса подразделяется на нижнюю и верхнюю; последней считается область выше 80 км над поверхностью , где активную роль играют процессы ионизации и диссоциации. Её изучению посвящён раздел, который принято называть аэрономией . Обычно же когда говорят об атмосфере Марса, имеют в виду нижнюю атмосферу.

Также некоторые исследователи выделяют две крупные оболочки - гомосферу и гетеросферу. В гомосфере химический состав не зависит от высоты, поскольку процессы переноса тепла и влаги в атмосфере и их обмена по вертикали целиком определяются турбулентным перемешиванием. Так как молекулярная диффузия в атмосфере обратно пропорциональна ее плотности, то с некоторого уровня этот процесс становится преобладающим и является основной особенностью верхней оболочки - гетеросферы, где происходит молекулярное диффузное разделение. Граница раздела между этими оболочками, которая находится на высотах от 120 до 140 км, называется турбопаузой .

Нижняя атмосфера

От поверхности до высоты 20-30 км протягивается тропосфера , где температура падает с высотой. Верхняя граница тропосферы колеблется в зависимости от времени года (температурный градиент в тропопаузе меняется от 1 до 3 град/км при среднем значении 2,5 град/км) .

Над тропопаузой находится изотермическая область атмосферы - стратомезосфера , протягивающаяся до высоты 100 км. Средняя температура стратомезосферы исключительно низкая и составляет - 133°С. В отличие от Земли, где в стратосфере содержится преимущественно весь атмосферный озон , на Марсе его концентрация ничтожно мала (он распределен от высот 50 - 60 км до самой поверхности, где она максимальна) .

Верхняя атмосфера

Выше стратомезосферы простирается верхний слой атмосферы - термосфера . Для нее характерен рост температуры с высотой до максимального значения (200-350 K), после чего она остаётся постоянной до верхней границы (200 км) . В этом слое зарегистрировано присутствие атомарного кислорода; его плотность на высоте 200 км достигает 5-6⋅10 7 см −3 . Присутствие слоя с преобладанием атомарного кислорода (как и то, что основной нейтральной компонентой является углекислый газ) объединяет атмосферу Марса с атмосферой Венеры .

Ионосфера - область с высокой степенью ионизации - находится в интервале высот примерно от 80-100 до порядка 500-600 км. Содержание ионов минимально ночью и максимально днем, когда основной слой формируется на высоте 120-140 км за счёт фотоионизации углекислого газа экстремально ультрафиолетовым излучением Солнца СО 2 + hν → СО 2 + + e - , а также реакций между ионами и нейтральными веществами СО 2 + + O → О 2 + + CO и О + + СО 2 → О 2 + + CO. Концентрация ионов, из которых 90 % O 2 + и 10 % СO 2 + , достигает 10 5 на кубический сантиметр (в остальных областях ионосферы она на 1-2 порядка ниже) . Примечательно, что ионы O 2 + преобладают при практически полном отсутствии в атмосфере Марса собственно молекулярного кислорода . Вторичный слой образуется в районе 110-115 км за счёт мягкого рентгеновского излучения и выбитых быстрых электронов . На высоте 80-100 км некоторыми исследователями выделяется третий слой, иногда проявляющийся под воздействием частиц космической пыли, привносящих в атмосферу ионы металлов Fe + , Mg + , Na + . Однако позднее было не только подтверждено появление последних (причём практически по всему объёму верхней атмосферы) вследствие абляции вещества попадающих в атмосферу Марса метеоритов и других космических тел , но и вообще постоянное их присутствие. При этом из-за отсутствия у Марса магнитного поля их распределение и поведение значительно отличаются от того, что наблюдается в земной атмосфере . Над главным максимумом могут появляться благодаря взаимодействию с солнечным ветром и другие дополнительные слои. Так, слой ионов O + наиболее выражен на высоте 225 км. Помимо трёх основных видов ионов (O 2 + , СO 2 и O +), относительно недавно были зарегистрированы также 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 ++ и HCO 2 + . Выше 400 км некоторые авторы выделяют «ионопаузу», однако на этот счёт пока нет единого мнения .

Что касается температуры плазмы, то вблизи главного максимума температура ионов составляет 150 К, увеличиваясь до 210 К на высоте 175 км. Выше термодинамическое равновесие ионов с нейтральным газом существенно нарушается, и их температура резко возрастает до 1000 К на высоте 250 км. Температура электронов может составлять несколько тысяч кельвин, по всей видимости, из-за магнитного поля в ионосфере, причём она растёт с увеличением зенитного угла Солнца и неодинакова в северном и южном полушариях, что, возможно, связано с асимметрией остаточного магнитного поля коры Марса. Вообще можно даже выделить три популяции высокоэнергетических электронов с различными температурными профилями. Магнитное поле влияет и на горизонтальное распределение ионов: над магнитными аномалиями формируются потоки высокоэнергетических частиц, закручивающиеся вдоль линий поля, что увеличивает интенсивность ионизации, и наблюдается повышенная плотность ионов и локальные структуры .

На высоте 200-230 км находится верхняя граница термосферы - экзобаза, над которой примерно с высоты 250 км начинается экзосфера Марса. Она состоит из лёгких веществ - водорода , углерода , кислорода , - которые появляются в результате фотохимических реакций в нижележащей ионосфере, например, диссоциативной рекомбинации O 2 + с электронами . Непрерывное снабжение верхней атмосферы Марса атомарным водородом происходит за счет фотодиссоциации водяного пара у марсианской поверхности. Ввиду очень медленного уменьшения концентрации водорода с высотой этот элемент является основным компонентом самых внешних слоев атмосферы планеты и образует водородную корону , простирающуюся на расстояние около 20 000 км , хотя строгой границы нет, и частицы из этой области просто постепенно рассеиваются в окружающее космическое пространство .

В атмосфере Марса также иногда выделяется хемосфера - слой, где происходят фотохимические реакции, а так как из-за отсутствия озонового экрана, как у Земли, ультрафиолетовое излучение доходит до самой поверхности планеты, они возможны даже там. Марсианская хемосфера простирается от поверхности до высоты около 120 км .

Химический состав нижней атмосферы

Несмотря на сильную разрежённость марсианской атмосферы, концентрация углекислого газа в ней примерно в 23 раза больше, чем в земной .

• Азот (2,7 %) в настоящее время активно диссипирует в космос. В виде двухатомной молекулы азот устойчиво удерживается притяжением планеты, но расщепляется солнечным излучением на одиночные атомы, легко покидая атмосферу.
• Аргон (1,6 %) представлен относительно устойчивым к диссипации тяжелым изотопом аргон-40. Легкие 36 Ar и 38 Ar имеются лишь в миллионных долях
• Другие благородные газы : неон , криптон , ксенон (миллионные доли)
• Оксид углерода (СО) - является продуктом фотодиссоциации СО 2 и составляет 7,5⋅10 -4 концентрации последнего - это необъяснимо малое значение, поскольку обратная реакция CO + O + M → СО 2 + M запрещена, и должно было бы накопиться гораздо больше CO. Предлагались различные теории, как угарный газ может всё же окисляться до углекислого, но все они имеют те или иные недостатки .
• Молекулярный кислород (O 2) - появляется в результате фотодиссоциации как CO 2 , так и Н 2 О в верхней атмосфере Марса. При этом кислород диффундирует в более низкие слои атмосферы, где его концентрация достигает 1,3⋅10 -3 от приповерхностной концентрации С0 2 . Как и Ar, CO и N 2 , он относится к неконденсирующимся на Марсе веществам, поэтому его концентрация также претерпевает сезонные вариации. В верхней атмосфере, на высоте 90-130 км, содержание O 2 (доля относительно CO 2) в 3-4 раза превышает соответствующее значение для нижней атмосферы и составляет в среднем 4⋅10 -3 , изменяясь в диапазоне от 3,1⋅10 -3 до 5,8⋅10 -3 . В древности атмосфера Марса содержала, однако, большее количество кислорода, сопоставимое с его долей на юной Земле. Кислород даже в виде отдельных атомов уже не так активно диссипирует, как азот, в силу б́ольшего атомного веса, что позволяет ему накапливаться.
• Озон - его количество сильно меняется в зависимости от температуры поверхности : оно минимально во время равноденствия на всех широтах и максимально на полюсе, где зима, кроме того, обратно пропорционально концентрации водяного пара. Присутствует один выраженный озоновый слой на высоте около 30 км и другой - между 30 и 60 км .
• Вода. Содержание H 2 O в атмосфере Марса примерно в 100-200 раз меньше, чем в атмосфере самых сухих регионов Земли, и составляет в среднем 10-20 мкм осажденного столба воды. Концентрация водяного пара претерпевает существенные сезонные и суточные вариации . Степень насыщения воздуха парами воды обратно пропорциональна содержанию частиц пыли, являющихся центрами конденсации, и в отдельных областях (зимой, на высоте 20-50 км) был зафиксирован пар, давление которого превышает давление насыщенного пара в 10 раз - намного больше, чем в земной атмосфере .
• Метан . Начиная с 2003 года, появляются сообщения о регистрации выбросов метана неизвестной природы , однако ни одно из них нельзя считать достоверным из-за тех или иных недостатков методов регистрации. При этом речь идёт о крайне малых величинах - 0,7 ppbv (верхний предел - 1,3 ppbv) в качестве фонового значения и 7 ppbv для эпизодических всплесков, что находится на грани разрешимости. Поскольку наряду с этим публиковалась и информация о подтверждённом другими исследованиями отсутствии CH 4 , это может свидетельствовать о каком-либо непостоянном источнике метана, а также о существовании некоего механизма его быстрого разрушения, тогда как длительность фотохимического разрушения этого вещества оценивается в 300 лет. Дискуссия по этому вопросу в настоящий момент открыта, причём он представляет особенный интерес в контексте астробиологии , ввиду того, что на Земле это вещество имеет биогенное происхождение .
• Следы некоторых органических соединений . Наиболее важны верхние ограничения на H 2 CO, HCl и SO 2 , которые свидетельствуют об отсутствии, соответственно, реакций с участием хлора , а также вулканической активности, в частности, о невулканическом происхождении метана, если его существование будет подтверждено .

Состав и давление атмосферы Марса делают невозможным дыхание человека и других земных организмов . Для работы на поверхности планеты необходим скафандр, хотя и не настолько громоздкий и защищенный, как для Луны и открытого космоса. Атмосфера Марса сама по себе не ядовита и состоит из химически инертных газов. Атмосфера несколько тормозит метеоритные тела, поэтому кратеров на Марсе меньше чем на Луне и они менее глубокие. А микрометеориты сгорают полностью, не достигая поверхности.

Вода, облачность и осадки

Низкая плотность не мешает атмосфере формировать масштабные явления, влияющие на климат .

Водяного пара в марсианской атмосфере не более тысячной доли процента, однако по результатам недавних (2013 г.) исследований, это всё же больше, чем предполагалось ранее, и больше, чем в верхних слоях атмосферы Земли , и при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, поэтому часто собирается в облака. Как правило, водяные облака формируются на высотах 10-30 км над поверхностью. Они сосредоточены в основном на экваторе и наблюдаются практически на протяжении всего года . Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO 2 . Этот же процесс ответствен за формирование низких (на высоте менее 10 км) облаков полярных областей в зимний период, когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO 2 (-126 °С); летом же формируются аналогичные тонкие образования из льда Н 2 О

• Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных явлений было обнаружено («Викингом-1 ») при фотографировании северной полярной области в 1978 г. Это циклонические структуры, четко отождествляемые на фотографиях по вихревидным системам облаков с циркуляцией против часовой стрелки. Они были обнаружены в широтном поясе 65-80° с. ш. в течение «теплого» периода года, с весны до начала осени, когда здесь устанавливается полярный фронт. Его возникновение обусловлено существующим в это время года резким контрастом температур поверхности между краем ледяной шапки и окружающими равнинами. Связанные с таким фронтом волновые движения воздушных масс и приводят к появлению столь знакомых нам по Земле циклонических вихрей. Обнаруженные на Марсе системы вихревидных облаков по размеру колеблются от 200 до 500 км, скорость их перемещения около 5 км/ч, а скорость ветров на периферии этих систем около 20 м/с. Длительность существования отдельного циклонического вихря колеблется от 3 до 6 сут. Величины температур в центральной части марсианских циклонов свидетельствуют о том, что облака состоят из кристалликов льда воды .

  Снег действительно наблюдался неоднократно . Так, зимой 1979 г. в районе посадки «Викинга-2 » выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев .

  Пылевые бури и пылевые дьяволы

  Характерная особенность атмосферы Марса - постоянное присутствие пыли; согласно спектральным измерениям, размер пылевых частиц оценивается в 1,5 мкм . Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли на высоту до 50 км. А ветры, являющиеся одним из проявлений перепада температур, часто дуют над поверхностью планеты (особенно в конце весны - начале лета в южном полушарии, когда разница температур между полушариями особенно резкая ), и их скорость доходит до 100 м/с. Таким образом формируются обширные пылевые бури, давно наблюдаемые в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Чаще всего пылевые бури возникают вблизи полярных шапок, их продолжительность может достигать 50-100 суток. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами .

  Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы .

  С сентября 1971 по январь 1972 г. на Марсе происходила глобальная пылевая буря, которая даже помешала фотографированию поверхности с борта зонда «Маринер-9 » . Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в этот период, составляла от 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 г/см 2 . Таким образом, общий вес пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 10 8 - 10 9 т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере .

  • Полярное сияние впервые было зарегистрировано УФ-спектрометром SPICAM на борту аппарата «Марс Экспресс» . Затем оно неоднократно наблюдалось аппаратом «MAVEN », например, в марте 2015 года , а в сентябре 2017 года детектором оценки радиации (RAD) на марсоходе «Curiosity » было зафиксировано гораздо более мощное событие . Анализ данных аппарата «MAVEN» выявил и полярные сияния принципиально иного типа - диффузные, которые имеют место на низких широтах, в областях, не привязанных к аномалиям магнитного поля и вызываемых проникновением в атмосферу частиц с очень высокой энергией, порядка 200 кэВ .

    Кроме того, экстремально ультрафиолетовое излучение Солнца вызывает так называемое собственное свечение атмосферы (англ. airglow ).

    Регистрация оптических переходов при полярных сияниях и собственном свечении даёт важную информацию о составе верхней атмосферы, её температуре и динамике. Так, изучение γ- и δ-полос излучения оксида азота в ночной период помогает охарактеризовать циркуляцию между освещённой и неосвещённой областями. А регистрация излучения на частоте 130,4 нм при собственном свечении помогло выявить присутствие атомарного кислорода высокой температуры, что стало важным шагом в понимании поведения атмосферных экзосфер и корон в целом .

    Цвет

    Частицы пыли, которыми наполнена атмосфера Марса, состоят в основном из оксида железа, и он придаёт ей красновато-рыжий оттенок .

    Согласно данным измерений, атмосфера имеет оптическую толщину 0,9 - это означает, что до поверхности Марса сквозь его атмосферу доходит только 40 % падающего солнечного излучения, а остальные 60 % поглощаются висящей в воздухе пылью. Без неё марсианские небеса имели бы приблизительно тот же цвет, как у земного неба на высоте 35 километров . Следует заметить, что при этом человеческий глаз адаптировался бы к этим цветам, и баланс белого автоматически подстроился бы так, что небо виделось бы таким же, как при земных условиях освещения.

    Цвет неба весьма неоднороден, и в отсутствие облаков или пыльных бурь от относительно светлого на горизонте резко и градиентно темнеет к зениту. В относительно спокойный и безветренный сезон, когда пыли меньше, в зените небо может быть совсем чёрным.

    Тем не менее - благодаря снимкам марсоходов стало известно, что на закате и восходе вокруг Солнца небо окрашивается в голубой цвет. Причина этому рассеяние РЭЛЕЯ - свет рассеивается на частицах газа и окрашивает небо, но если марсианским днём эффект слаб и незаметен невооруженным глазом из-за разряжённости атмосферы и запылённости, то на закате солнце просвечивает намного более толстый слой воздуха, благодаря чему начинают рассеиваться синяя и фиолетовая составляющие. Тот же механизм отвечает за голубое небо на Земле днём и желто-оранжевое на закате. [ ]

    Панорама печаных дюн Рокнест, составленная из снимков марсохода Curiosity.

    Изменения

    Изменения в верхних слоях атмосферы носят довольно сложный характер, так как они связаны между собой и с нижележащими слоями. Распространяющиеся вверх атмосферные волны и приливы могут оказывать существенное влияние на структуру и динамику термосферы и, как следствие, ионосферы, например, высоту верхней границы ионосферы. Во время пылевых бурь в нижней атмосфере её прозрачность уменьшается, она нагревается и расширяется. Тогда увеличивается плотность термосферы - она может варьироваться даже на порядок, - и высота максимума концентрации электронов может подняться на величину до 30 км. Вызванные пылевыми бурями изменения в верхней атмосфере могут быть глобальными, затрагивая области до 160 км над поверхностью планеты. Отклик верхней атмосферы на эти явления занимает несколько дней, а в прежнее состояние она возвращается гораздо дольше - несколько месяцев. Ещё одно проявление взаимосвязи верхней и нижней атмосферы заключается в том, что водяной пар, которым, как выяснилось, перенасыщена нижняя атмосфера, может подвергаться фотодиссоциации на более лёгкие компоненты H и O, увеличивающие плотность экзосферы и интенсивность потери воды атмосферой Марса. Внешние факторы, вызывающие изменения в верхней атмосфере, - это экстремально ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение Солнца, частицы солнечного ветра, космическая пыль и более крупные тела, такие как метеориты . Задача осложняется тем, что их воздействие, как правило, случайно, и его интенсивность и продолжительность невозможно прогнозировать, причём на эпизодические явления накладываются циклические процессы, связанные с изменением времени суток, времени года, а также солнечным циклом . На настоящий момент по динамике параметров атмосферы в лучшем случае имеется накопленная статистика событий, но теоретическое описание закономерностей ещё не выполнено. Определенно установлена прямая пропорциональность между концентрацией частиц плазмы в ионосфере и солнечной активностью. Это подтверждается тем, что аналогичная закономерность была реально зафиксирована по результатам наблюдений в 2007-2009 гг для ионосферы Земли , несмотря на принципиальное различие магнитного поля этих планет, непосредственно влияющего на ионосферу. А выбросы частиц солнечной короны, вызывая изменение давления солнечного ветра, также влекут за собой характерное сжатие магнитосферы и ионосферы : максимум плотности плазмы опускается до 90 км .

    Суточные колебания

    Несмотря на свою разреженность, атмосфера тем не менее реагирует на изменение потока солнечного тепла медленнее, чем поверхность планеты. Так, в утренний период температура сильно меняется с высотой: была зафиксирована разница в 20° на высоте от 25 см до 1 м над поверхностью планеты. С восходом Солнца холодный воздух нагревается от поверхности и поднимается в виде характерного завихрения вверх, поднимая в воздух пыль - так образуются пылевые дьяволы . В приповерхностном слое (до 500 м высотой) имеет место температурная инверсия. После того, как атмосфера к полудню уже нагрелась, этого эффекта уже не наблюдается. Максимум достигается примерно в 2 часа в после полудня. Затем поверхность остывает быстрее, чем атмосфера, и наблюдается обратный температурный градиент. Перед заходом Солнца же температура снова убывает с высотой .

    Смена дня и ночи влияет и на верхнюю атмосферу. Прежде всего, в ночное время прекращается ионизация солнечным излучением, однако плазма продолжает первое время после захода Солнца пополняться за счёт потока с дневной стороны, а затем формируется за счёт ударов электронов, движущихся вниз вдоль линий магнитного поля (так называемое вторжение электронов) - тогда максимум наблюдается на высоте 130-170 км. Поэтому плотность электронов и ионов с ночной стороны гораздо ниже и характеризуется сложным профилем, зависящим также от локального магнитного поля и изменяющимся нетривиальным образом, закономерность которого пока не до конца понята и описана теоретически . На протяжении дня состояние ионосферы также меняется в зависимости от зенитного угла Солнца .

    Годовой цикл

    Как и на Земле, на Марсе происходит смена времен года из-за наклона оси вращения к плоскости орбиты, поэтому зимой в северном полушарии полярная шапка растет, а в южном почти исчезает, а через полгода полушария меняются местами. При этом из-за достаточно большого эксцентриситета орбиты планеты в перигелии (зимнее солнцестояние в северном полушарии) она получает до 40 % больше солнечного излучения, чем в афелии , и в северном полушарии зима короткая и относительно умеренная, а лето длинное, но прохладное, в южном же наоборот - лето короткое и относительно теплое, а зима длинная и холодная. В связи с этим южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная - только до трети. Когда на одном из полюсов наступает лето, углекислый газ из соответствующей полярной шапки испаряется и поступает в атмосферу; ветры переносят его к противоположной шапке, где он снова замерзает. Таким образом происходит круговорот углекислого газа, который наряду с разными размерами полярных шапок вызывает изменение давления атмосферы Марса по мере его обращения вокруг Солнца . За счёт того, что зимой до 20-30 % всей атмосферы замерзает в полярной шапке, давление в соответствующей области соответственно падает .

    Сезонные вариации (как и суточные) претерпевает также концентрация водяного пара - они находятся в пределах 1-100 мкм. Так, зимой атмосфера практически «сухая». Водяной пар появляется в ней весной, и к середине лета его количество достигает максимума, следуя за изменениями температуры поверхности. В течение периода лето - осень водяной пар постепенно перераспределяется, причем максимум содержания его перемещается от северной полярной области к экваториальным широтам. При этом общее глобальное содержание пара в атмосфере (по данным «Викинга-1») остается приблизительно постоянным и эквивалентным 1,3 км 3 льда. Максимальное содержание Н 2 О (100 мкм осажденной воды, равное 0,2 объемных %) было зафиксировано летом над темным районом, опоясывающим северную остаточную полярную шапку - в это время года атмосфера надо льдом полярной шапки обычно близка к насыщению .

    В весенне-летний период в южном полушарии, когда наиболее активно формируются пылевые бури, наблюдаются суточные или полусуточные атмосферные приливы - увеличение давления у поверхности и термическое расширение атмосферы в ответ на её нагрев .

    Смена времён года оказывает влияние и на верхнюю атмосферу - как нейтральную компоненту (термосферу), так и плазму (ионосферу), причём этот фактор должен учитываться вместе с солнечным циклом, и это усложняет задачу описания динамики верхней атмосферы .

    Долгосрочные изменения

    См. также

    Примечания

    1. Williams, David R. Mars Fact Sheet (неопр.) . National Space Science Data Center . NASA (September 1, 2004). Дата обращения 28 сентября 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a small terrestrial planet : [англ. ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - Т. 24, № 1 (16 December). - С. 15. - DOI :10.1007/s00159-016-0099-5 .
    3. Атмосфера Марса (неопр.) . UNIVERSE-PLANET // ПОРТАЛ В ДРУГОЕ ИЗМЕРЕНИЕ
    4. Марс - красная звезда. Описание местности. Атмосфера и климат (неопр.) . galspace.ru - Проект "Исследование Солнечной системы" . Дата обращения 29 сентября 2017.
    5. (англ.) Out of Thin Martian Air Astrobiology Magazine , Michael Schirber, 22 Август 2011.
    6. Максим Заболоцкий. Общие сведения об атмосфере Марса (неопр.) . Spacegid.com (21.09.2013). Дата обращения 20 октября 2017.
    7. Mars Pathfinder - Science  Results - Atmospheric and Meteorological Properties (неопр.) . nasa.gov . Дата обращения 20 апреля 2017.
    8. J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionization, luminosity, and heating of the upper atmosphere of Mars: [англ. ] // J Geophys Res. - 1979. - Т. 84, вып. A12 (1 December). - С. 7315–7333. -

и звестно, что атмосфера Красной планеты напоминает атмосферу Венеры. Включае т она в себя, в основном, углекислый газ, но атмосфера тоньше, чем венерианск ая. В 2003 г. выявили, что в атмосфере Марса присутствует метан. Представленное открытие впечатлило учёных и заставило осуществлять всё новые поиски. Наличие метана косвенно подтверждает существование жизни на Марсе. Но нельзя сбрасывать со счетов и тот факт, что оно может возникнуть и ввиду вулканической деятельности планеты.

Известно, что в атмосфере Красной планеты присутствуют: азот – около 2%, двуокись углерода – более 90%, аргон – более 2%. Также в ней присутствуют – водяной пар, кислород и другие элементы. Почему же тогда жизнь на объекте отсутствует? Всё дело в том, что содержание углекислого газа на нём в 23 раза выше, чем на Земле.

Это значит, что существование привычной нам формы жизни – человек и животное, на планете невозможно. Но это не говорит о том, что на красной планете не могут жить инопланетяне.

Информация о составе марсианской атмосферы.

Содержание марсианской атмосферы и вес планеты могут изменяться. В зимнее время атмосфера предстает разряженной, так как углекислый газ собирается на шапках гор. Летом он испаряется, а атмосфера становится плотной.

Но это ещё полбеды. Атмосфера космического тела не способна сглаживать изменения температур в продолжение суток. Вот и получается, что днем температура воздуха может доходить до +30, а ночью – до -80. На полюсах разница чувствуется острее – ночные температуры там могут доходить до -150 градусов.

Атмосферное давление на красной планете намного больше, чем на Земле – 600 Па, для сравнения, на нашей планете оно – 101 Паскаль. На наивысшей точке Марса – вулкане – атмосферное давление равняется 30 Паскаль. Самая низкая точка обладает давлением, равным более 1000 Па.

Несмотря на разреженность атмосферы, на расстоянии в 1,5 километров от поверхности грунта на Марсе всегда пыльно. Поэтому небо часто окрашено в оранжевый или коричневый цвет. Всё дело в низком давлении, из-за него пыль падает очень медленно.

Изменение характеристик атмосферы.

Есть мнение, что марсианская атмосфера видоизменялась с течением времени. Учёные думают, что раньше на объекте в большом количестве была вода. Но затем климат изменился, и теперь она может быть лишь в виде пара либо льда. Так как средняя температура на космическом теле равна -63 градуса, неудивительно, что вода на ней находится в твердом виде. Известно, что удерживать влагу из-за низкого давления планета может лишь в нижних точках.

Раньше на планете были куда более мягкие условия. Приблизительно 4 млрд. лет назад он был наполнен кислородом. Но затем атмосфера обеднела. Почему это произошло? Выделяется несколько причин:

• Низкая гравитация на планете, не позволяющая удержать атмосферу;
• Воздействие солнечных лучей;
• Столкновение с метеоритом и последующая катастрофа.

Сможем ли мы когда-нибудь жить на Марсе.

Пока что колонизация Марса выглядит как что-то из области фантастики. Но, если приручить атмосферу планеты, всё возможно… Главное – решать проблемы постепенно, по одной. Сначала решить вопрос о гравитации, затем о кислороде, далее о температуре, и жизнь на Марсе людей станет реальностью.

Реакцию Сабатье давно и активно используют, к примеру, на станциях, расположенных в космосе, где есть необходимость в переработке углекислого газа для космонавтов. Если применить подобную схему на практике на красной планете, природная атмосфера планеты нас не остановит. Мы сами сможем вырабатывать достаточное количество кислорода для жизни, а после этого, может и температура на поверхности красной планеты выровняется. Остается только решить вопрос с гравитацией и можно заселять новое место для жительства.

Всякая планета отличается от остальных рядом признаков. Люди сравнивают другие, найденные, планеты с той, которую они хорошо, но не идеально, знают – это планета Земля. Ведь это логично, на нашей планете смогла появится жизнь, а это значит что если искать планету, схожую с нашей, то там тоже будет возможно найти жизнь. Из-за этих сравнений у планет и появляются свои отличительные особенности. Например у Сатурна есть прекрасные кольца, из-за которых Сатурн называют самой красивой планетой Солнечной системы. Юпитер самая большая планета в Солнечной системе и эта особенность Юпитера. Так какие есть особенности у Марса? Об этом эта статья.

Марс, как и многие планеты Солнечной системы, имеет спутники. Всего у Марса имеется два спутника это Фобос и Деймос. Спутники получили свои названия от греков. Фобос и Деймос были сыновьями Ареса (Марса) и всегда были рядом с отцом, как и эти два спутника всегда рядом с Марсом. В переводе “Фобос” означает “страх”, а “Деймос” – “ужас”.

Фобос это спутник, орбита которого располагается очень близко к планете. Это самый близкий спутник к планете во всей Солнечной системе. Расстояние от поверхности Марса до Фобоса составляет 9380 километров. Спутник обращается вокруг Марса с частотой 7 часов 40 минут. Получается, что Фобос успевает совершить три с небольшим оборота вокруг Марса, пока сам Марс сделает один оборот вокруг своей оси.

Деймос это самый маленький спутник в Солнечной системе. Размеры спутника равны 15х12,4х10,8 км. А расстояние от спутника до поверхности планеты равно 23 450 тысяч км. Период обращения Деймоса вокруг Марса составляет 30 часов 20 минут, это немного больше, чем время, которое тратит планета для оборота вокруг своей оси. Если вы будете на Марсе, то Фобос будет восходить на западе и заходить на востоке, при этом совершая три оборота за сутки, а Деймос, наоборот, восходит на востоке и заходит на западе, при этом совершая лишь один оборот вокруг планеты.

Особенности Марса и её Атмосферы

Одной из главных особенностей Марса является то, что была создана . Атмосфера на Марсе весьма интересна. Сейчас атмосфера на Марсе очень разряжена, возможно, что в будущем Марс совсем потеряет свою атмосферу. Особенности атмосферы Марса в том, что когда-то давно Марс имел такую же атмосферу и воздух, как и на нашей родной планете. Но в ходе эволюции Красная планета потеряла почти всю свою атмосферу. Сейчас же давление атмосферы Красной планеты составляет лишь 1% от давления нашей планеты. Особенности атмосферы Марса также то, что даже при втрое меньшей силе тяжести планеты, относительно Земли, Марс может поднимать огромные пылевые бури, поднимаю в воздух тонны песка и почвы. Пылевые бури уже не раз попортили нервы нашим астрономам, так как пылевые бури бывают очень обширными, то наблюдение с Земли за Марсом, становится невозможным. Иногда такие бури могут даже длиться месяцами, что очень портит процесс изучения планеты. Но исследование планеты Марс на этом не останавливается. На поверхности Марса есть роботы, которые не прекращают процесс изучения планеты.

Атмосферные особенности планеты Марс так же и в том, что догадки ученых о цвете марсианского неба, были опровергнуты. Ученые считали, что небо на Марсе должно быть черным, но снимки, сделанные космической станцией с планеты, опровергнули эту теорию. Небо на Марсе вовсе не черное, оно розовое, благодаря частицам песка и пыли, которые находятся в воздухе и поглощают 40% солнечного света, благодаря этому и создается эффект розового неба на Марсе.

Особенности температуры Марса

Измерения температуры Марса начались относительно давно. Все началось с измерений Лампланда в 1922 году. Тогда измерения говорили о том, что средняя температура на Марсе равна -28º С. Позднее, в 50-х и 60-х годах были накоплены некоторые знания о температурном режиме планеты, которые проводились с 20-х годов по 60-е года. Из этих измерений получается, что днем на экваторе планеты температура может доходить до +27º C, но уже к вечеру она упадет до нуля, а к утру становится -50º С. Температура на полюсах колеблется от +10º С, во время полярного дня, и до весьма низких температур, во время полярной ночи.

Особенности рельефа Марса

Поверхность Марса, как и других планет, не имеющих атмосферу, изранена различными кратерами от падений космических объектов. Кратеры бывают маленьких размеров (5 км. в диаметре) и большие (от 50 и до 70 км. в диаметре). Из-за отсутствия своей атмосферы, Марс подвергался метеоритным дождям. Но поверхность планеты содержит не только кратеры. Раньше люди считали, что на Марсе никогда не было воды, но наблюдения за поверхностью планеты говорят о другом. Поверхность Марса имеет каналы и даже небольшие углубления, напоминающие водные месторождения. Это говорит о том, что на Марсе была вода, но по многим причинам она исчезла. Сейчас уже сложно сказать, что нужно сделать, чтобы вода на Марсе снова появилась и мы могли бы наблюдать за воскрешением планеты.

На Красной планете так же имеются и вулканы. Наиболее известный вулкан – Олимп. Этот вулкан известен всем тем, кто интересуется Марсом. Этот вулкан – самая большая возвышенность не только на Марсе, но и в Солнечной системе, это еще одна особенность этой планеты. Если стоять у подножья вулкана Олимп, то невозможно будет увидеть край у этого вулкана. Этот вулкан так велик, что его края уходят за горизонт и кажется, что Олимп бесконечен.

Особенности Магнитного поля Марса

Это, пожалуй, последняя интересная особенность этой планеты. Магнитное поле это защитник планеты, который отталкивает все электрические заряды, двигающиеся в сторону планеты и отталкивает их с первоначальной траектории. Магнитное поле полностью зависит от ядра планеты. Ядро на Марсе почти неподвижно и, следовательно, магнитное поле планеты очень слабое. Действие Магнитного поля весьма интересно, оно не глобально, как на нашей планете, а имеет зоны, в которых оно более активно, а в других зонах его может совсем не быть.

Таким образом, планета, которая нам кажется такой обычной, имеет целый набор своих особенностей, некоторые из них являются лидирующими в нашей Солнечной системе. Марс не такая простая планета, как вам может показаться на первый взгляд.

Сегодня о полётах на Марс и его возможной колонизации говорят не только фантасты в своих рассказах, но и реальные ученые, бизнесмены, политики. Зонды и марсоходы дали ответы об особенностях геологии. Однако для пилотируемых миссий следует разобраться, есть ли у Марса атмосфера и какая она по своей структуре.

Общие сведения

У Марса есть своя атмосфера, но она составляет всего 1% от земной. Как и у Венеры, состоит преимущественно из углекислого газа, но опять же, намного тоньше. Относительно плотный слой составляет 100 км (для сравнения у Земли 500 — 1000 км по разным оценкам). Из-за этого отсутствует защита от солнечной радиации, а температурный режим практически не регулируется. Воздуха на Марсе в привычном нам понимании нет.

Учёные установили точный состав:

• Двуокись углерода — 96%.
• Аргон — 2,1%.
• Азот — 1,9%.

В 2003 году обнаружен метан. Открытие подстегнуло интерес к Красной планете, многие страны запустили программы исследования, которые привели к разговорам о полётах и колонизации.

Из-за маленькой плотности температурный режим не регулируется, поэтому перепады составляют в среднем 100 0 С. В дневное время устанавливаются достаточно комфортные условия +30 0 С, а ночью температура поверхности падает до -80 0 С. Давление составляет 0,6 кПа (1/110 от земного показателя). На нашей планете подобные условия встречаются на высоте 35 км. Это главная опасность для человека без защиты — его убьёт не температура или газы, а давление.

У поверхности постоянно присутствует пыль. Из-за маленькой силы тяжести облака поднимаются до 50 км. Сильные перепады температуры приводят к появлению ветров с порывами до 100 м/с, поэтому пылевые бури на Марсе обычное дело. Серьезной угрозы они не представляют из-за маленькой концентрации частиц в воздушных массах.

Из каких слоев состоит атмосфера Марса?

Сила тяжести меньше земной, поэтому у Марса атмосфера не так явно делится на слои по плотности и давлению. Однородный состав сохраняется до отметки 11 км, далее атмосфера начинает разделяться на слои. Выше 100 км плотность снижается до минимальных значений.

• Тропосфера — до 20 км.
• Стратомезосфера — до 100 км.
• Термосфера — до 200 км.
• Ионосфера — до 500 км.

В верхней атмосфере присутствуют лёгкие газы — водород, углерод. В этих слоях скапливается кислород. Отдельные частицы атомарного водорода распространяются на расстояние до 20 000 км, формируя водородную корону. Чёткого разделения между крайними областями и космическим пространством нет.

Верхняя атмосфера

На отметке более 20-30 км располагается термосфера — верхние области. Состав остается стабильным до высоты 200 км. Здесь наблюдается высокое содержание атомарного кислорода. Температура достаточно низкая — до 200-300 К (от -70 до -200 0 С). Далее идет ионосфера, в которой ионы вступают в реакцию с нейтральными элементами.

Нижняя атмосфера

В зависимости от времени года граница этого слоя меняется, и эта зона именуется тропопаузой. Далее простирается стратомезосфера, температура которой в среднем составляет -133 0 С. На Земле здесь содержится озон, защищающий от космического излучения. На Марсе он скапливается на высоте 50-60 км и далее практически отсутствует.

Состав атмосферы

Земная атмосфера состоит из азота (78%) и кислорода (20%), в небольших количествах присутствует аргон, углекислый газ, метан и т.д. Такие условия считаются оптимальными для возникновения жизни. Состав воздуха на Марсе существенно отличается. Основным элементом марсианской атмосферы является углекислый газ — порядка 95%. На азот приходится 3%, а на аргон 1,6%. Общее количество кислорода — не более 0,14%.

Такой состав сформировался из-за слабого притяжения Красной планеты. Наиболее устойчивым оказался тяжёлый углекислый газ, который постоянно пополняется в результате вулканической активности. Лёгкие газы рассеиваются в космосе, вследствие низкой силы притяжения и отсутствия магнитного поля. Азот удерживается гравитацией в виде двухатомной молекулы, но расщепляется под воздействием радиации, и виде одиночных атомов улетает в космос.

С кислородом схожая ситуация, но в верхних слоях он вступает в реакцию с углеродом и водородом. Однако учёные до конца не понимают особенности реакций. По расчётам количество угарного газа СО должно быть больше, но в итоге он окисляется до углекислого СО2 и опускается к поверхности. Отдельно молекулярный кислород О2 появляется только после химического распада углекислого газа и воды в верхних слоях под воздействием фотонов. Он относится к неконденсирующимся на Марсе веществам.

Учёные полагают, что миллионы лет назад количество кислорода было сопоставимо с земным — 15-20%. Пока неизвестно точно, почему условия изменились. Однако отдельные атомы не так активно улетучиваются, и из-за большего веса он даже накапливается. В некоторой степени наблюдается обратный процесс.

Остальные важные элементы:

• Озон — практически отсутствует, имеется одна область скопления в 30-60 км от поверхности.
• Вода — содержание в 100-200 раз меньше, чем в самом засушливом регионе Земли.
• Метан — наблюдаются выбросы неизвестной природы, и пока наиболее обсуждаемое вещество для Марса.

Метан на Земле относится к биогенным веществам, поэтому потенциально может быть связан с органикой. Природа появления и быстрого разрушения пока не объяснена, поэтому ученые ищут ответы на эти вопросы.

Что случилось с атмосферой Марса в прошлом?

На протяжении миллионов лет существования планеты атмосфера меняется по составу и структуре. В результате исследований появились доказательства того, что в прошлом на поверхности существовали жидкие океаны. Однако сейчас вода осталась в небольших количествах в виде пара или льда.

Причины исчезновения жидкости:

• Низкое атмосферное давление не способно сохранять воду в жидком состоянии длительное время, как это происходит на Земле.
• Гравитация не достаточна сильная, чтобы удерживать облака пара.
• Из-за отсутствия магнитного поля вещество уносится частицами солнечного ветра в космос.
• При значительных перепадах температуры вода может сохраняться только в твёрдом состоянии.

Иными словами, атмосфера Марса не достаточно плотная, чтобы сохранять воду в виде жидкости, а маленькая сила притяжения не способна удержать водород и кислород.
По оценкам специалистов благоприятные условия для жизни на Красной планете могли сформироваться около 4 млрд. лет назад. Возможно, в то время существовала жизнь.

Называют следующие причины разрушения:

• Отсутствие защиты от излучения солнца и постепенно истощение атмосферы на протяжении миллионов лет.
• Столкновение с метеоритом или иным космическим телом, моментально уничтожившим атмосферу.

Первая причина на данный момент пока более вероятна, так как следов глобальной катастрофы пока не обнаружено. Подобные выводы удалось сделать благодаря исследованием автономной станции Curiosity. Марсоход установил точный состав воздуха.

Древняя атмосфера Марса содержала много кислорода

Сегодня у учёных практически нет сомнений, что раньше на Красной планете была вода. На многочисленных виды очертания океанов. Визуальные наблюдения подтверждаются конкретными исследованиями. Марсоходы брали анализы грунта в долинах бывших морей и рек, и химический состав подтвердил первоначальные предположения.

В нынешних условиях любая жидкая вода на поверхности планеты моментально испарится, потому что давление слишком низкое. Однако если в древности существовали океаны и озёра, то условия были иными. Одно из предположений — иной состав с долей кислорода порядка 15-20%, а также увеличенной долей азота и аргона. В таком виде Марс становится практически идентичным нашей родной планете — с жидкой водой, кислородом и азотом.

Другие учёные высказывают предположении о существовании полноценного магнитного поля, способного защитить от солнечного ветра. Его мощность сопоставима с земным, а это ещё один фактор, говорящий в пользу наличия условия для зарождения и развития жизни.

Причины истощения атмосфера

Вершина развития приходится на Гесперийскую эру (3,5-2,5 млрд. лет назад). На равнине находился солёный океан, сопоставимый по размерам с Северным Ледовитым океаном. Температура у поверхности достигала 40-50 0 С, а давление было около 1 атм. Высока вероятность существования живых организмов в тот период. Однако период “процветания” был недостаточно долгим, чтобы возникла сложная и тем более разумная жизнь.

Одна из основных причин — маленькие размеры планеты. Марс меньше Земли, поэтому гравитация и магнитное поле слабее. В результате солнечный ветер активно выбивал частицы и буквально срезал оболочку слой за слоем. Состав атмосферы начал меняться на протяжении 1 млрд лет, после чего климатические изменения стали катастрофическими. Уменьшение давления приводило к испарению жидкости и перепадам температуры.