मंगळाचे वातावरण: चौथ्या ग्रहाचे रहस्य. मंगळाचे वातावरण - रासायनिक रचना, हवामानाची परिस्थिती आणि भूतकाळातील हवामान मंगळाचे वातावरण कशापासून बनलेले आहे?

जेव्हा आपण हवामान बदलाबद्दल बोलतो तेव्हा आपण खिन्नपणे मान हलवतो - अरे, अलीकडे आपला ग्रह किती बदलला आहे, त्याचे वातावरण किती प्रदूषित आहे ... तथापि, हवामान बदल किती घातक असू शकतो याचे प्रत्यक्ष उदाहरण पहायचे असेल तर आपल्याला ते पृथ्वीवर आणि त्यापलीकडे शोधण्याची गरज नाही. या भूमिकेसाठी मंगळ अतिशय योग्य आहे.

लाखो वर्षांपूर्वी येथे जे होते त्याची आजच्या चित्राशी तुलना होऊ शकत नाही. आज मंगळाच्या पृष्ठभागावर कडाक्याची थंडी, कमी दाब, अतिशय पातळ आणि दुर्मिळ वातावरण आहे. आपल्यासमोर पूर्वीच्या जगाची फक्त एक फिकट सावली आहे, ज्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान पृथ्वीवरील सध्याच्या तापमानापेक्षा फारसे कमी नव्हते आणि पूर्ण वाहणाऱ्या नद्या मैदानी आणि घाटांमधून वाहत होत्या. कदाचित इथे सेंद्रिय जीवन देखील असेल, कोणास ठाऊक? हे सर्व भूतकाळातील आहे.

मंगळाचे वातावरण कशापासून बनलेले आहे?

आता ते येथे जिवंत प्राणी राहण्याची शक्यता देखील नाकारते. मंगळाचे हवामान चक्रीय वाढ आणि बर्फ वितळणे, वातावरणातील पाण्याची वाफ आणि हंगामी धुळीची वादळे यासह अनेक घटकांनी आकार घेते. काहीवेळा, महाकाय धुळीची वादळे एकाच वेळी संपूर्ण ग्रह व्यापतात आणि अनेक महिने टिकू शकतात, ज्यामुळे आकाश गडद लाल होते.

मंगळाचे वातावरण पृथ्वीपेक्षा 100 पट पातळ आहे आणि 95 टक्के कार्बन डायऑक्साइड आहे. मंगळाच्या वातावरणाची नेमकी रचना अशी आहे:

• कार्बन डायऑक्साइड: 95.32%
• नायट्रोजन: 2.7%
• आर्गॉन: 1.6%
• ऑक्सिजन: ०.१३%
• कार्बन मोनोऑक्साइड: ०.०८%

याव्यतिरिक्त, कमी प्रमाणात आहेत: पाणी, नायट्रोजन ऑक्साईड्स, निऑन, हेवी हायड्रोजन, क्रिप्टन आणि झेनॉन.

मंगळाचे वातावरण कसे निर्माण झाले? पृथ्वीवर जसे - डिगॅसिंगच्या परिणामी - ग्रहाच्या आतड्यांमधून वायू बाहेर पडतात. तथापि, मंगळावरील गुरुत्वाकर्षण शक्ती पृथ्वीच्या तुलनेत खूपच कमी आहे, म्हणून बहुतेक वायू जागतिक अवकाशात बाहेर पडतात आणि त्यापैकी फक्त एक छोटासा भाग ग्रहाभोवती राहू शकतो.

पूर्वी मंगळाच्या वातावरणाचे काय झाले होते?

सूर्यमालेच्या अस्तित्वाच्या पहाटे, म्हणजे 4.5-3.5 अब्ज वर्षांपूर्वी, मंगळावर पुरेसे दाट वातावरण होते, ज्यामुळे त्याच्या पृष्ठभागावर पाणी द्रव स्वरूपात असू शकते. परिभ्रमण छायाचित्रे विस्तीर्ण नदी खोऱ्यांचे आकृतिबंध, लाल ग्रहाच्या पृष्ठभागावरील प्राचीन महासागराची रूपरेषा दर्शवितात आणि रोव्हर्सना वारंवार रासायनिक संयुगेचे नमुने सापडले आहेत जे आपल्याला सिद्ध करतात की डोळे खोटे बोलत नाहीत - हे सर्व आराम तपशील परिचित आहेत मंगळावरील मानवी डोळा पृथ्वीवर सारख्याच परिस्थितीत तयार झाला होता.

मंगळावर पाणी होते यात शंका नाही, इथे प्रश्नच नाहीत. प्रश्न एवढाच आहे की ती का गायब झाली?

या प्रकरणावरील मुख्य सिद्धांत असे काहीतरी दिसते: एकेकाळी, मंगळावर प्रभावीपणे सौर किरणोत्सर्गाचे प्रतिबिंब होते, परंतु कालांतराने ते कमकुवत होऊ लागले आणि सुमारे 3.5 अब्ज वर्षांपूर्वी ते व्यावहारिकपणे नाहीसे झाले (चुंबकीय क्षेत्राची स्वतंत्र स्थानिक केंद्रे, आणि पृथ्वीशी तुलना करता येण्याजोग्या शक्तीनुसार, मंगळावर देखील आहे). मंगळाचा आकार पृथ्वीच्या जवळपास निम्मा असल्याने त्याचे गुरुत्वाकर्षण आपल्या ग्रहापेक्षा खूपच कमकुवत आहे. या दोन घटकांच्या (चुंबकीय क्षेत्राचे नुकसान आणि कमकुवत गुरुत्वाकर्षण) यांच्या संयोगामुळे हे घडले. की सौर वाऱ्याने ग्रहाच्या वातावरणातून हलके रेणू "बाहेर पाडणे" सुरू केले आणि हळूहळू ते पातळ केले. तर, लाखो वर्षांच्या काळात, मंगळ सफरचंदाच्या भूमिकेत बदलला, ज्यापासून त्वचा काळजीपूर्वक चाकूने कापली गेली.

कमकुवत चुंबकीय क्षेत्र यापुढे कॉस्मिक रेडिएशन प्रभावीपणे "विझवू" शकत नाही आणि सूर्य जीवनाच्या स्त्रोतापासून मंगळासाठी मारक बनला. आणि पातळ वातावरण यापुढे उष्णता टिकवून ठेवू शकत नाही, म्हणून ग्रहाच्या पृष्ठभागावरील तापमान -60 अंश सेल्सिअसच्या सरासरी मूल्यावर घसरले, फक्त उन्हाळ्याच्या दिवशी विषुववृत्तावर, +20 अंशांपर्यंत पोहोचले.

जरी मंगळाचे वातावरण आता पृथ्वीच्या तुलनेत सुमारे 100 पट पातळ झाले आहे, तरीही ते लाल ग्रहावर हवामान निर्मिती प्रक्रिया सक्रियपणे होण्यासाठी पुरेसे जाड आहे, पर्जन्यवृष्टी झाली, ढग आणि वारे निर्माण झाले.

"डस्ट डेव्हिल" - मंगळाच्या पृष्ठभागावरील एक लहान चक्रीवादळ, ग्रहाच्या कक्षेतून छायाचित्रित

रेडिएशन, धुळीची वादळे आणि मंगळाची इतर वैशिष्ट्ये

रेडिएशनग्रहाच्या पृष्ठभागाजवळ धोकादायक आहे, तथापि, क्युरिऑसिटी रोव्हरच्या विश्लेषणाच्या संकलनातून प्राप्त झालेल्या नासाच्या डेटानुसार, मंगळावर 500 दिवसांचा मुक्काम (+360 दिवस वाटेत), अंतराळवीरांचे अनुसरण करते. (संरक्षणात्मक उपकरणांसह) 1 सिव्हर्ट (~100 रोएंटजेन्स) च्या बरोबरीच्या रेडिएशनचा "डोस" प्राप्त होईल. हा डोस धोकादायक आहे, परंतु प्रौढ व्यक्तीला "जागीच" मारणार नाही. असे मानले जाते की प्राप्त झालेल्या रेडिएशनच्या 1 सीव्हर्टमुळे अंतराळवीरांना कर्करोग होण्याचा धोका 5% वाढतो. शास्त्रज्ञांच्या म्हणण्यानुसार, विज्ञानाच्या फायद्यासाठी, तुम्ही मोठ्या संकटांकडे जाऊ शकता, विशेषत: मंगळावरचे पहिले पाऊल, जरी भविष्यात आरोग्याच्या समस्यांचे वचन दिले असले तरीही ... हे निश्चितपणे अमरत्वाचे एक पाऊल आहे!

मंगळाच्या पृष्ठभागावर, ऋतूनुसार, शेकडो डस्ट डेव्हिल (टोर्नेडो) रागावतात, लोह ऑक्साईड (गंज, सोप्या मार्गाने) पासून धूळ वातावरणात उचलतात, जे मंगळाच्या पडीक जमिनीला मुबलक प्रमाणात व्यापतात. मंगळाची धूळ अतिशय सूक्ष्म असते, जी कमी गुरुत्वाकर्षणासह एकत्रितपणे, वातावरणात नेहमीच असते, उत्तर गोलार्धात शरद ऋतूतील आणि हिवाळ्यात आणि वसंत ऋतु आणि उन्हाळ्यात विशेषतः उच्च एकाग्रतेपर्यंत पोहोचते. ग्रहाचे दक्षिण गोलार्ध.

मंगळावर धुळीची वादळे- सूर्यमालेतील सर्वात मोठे, ग्रहाची संपूर्ण पृष्ठभाग कव्हर करण्यास सक्षम आहे आणि काहीवेळा महिन्यांपर्यंत चालते. मंगळावरील मुख्य धुळीच्या वादळाचा हंगाम वसंत ऋतु आणि उन्हाळा असतो.

अशा शक्तिशाली हवामानाच्या घटनेची यंत्रणा पूर्णपणे समजली नाही, परंतु उच्च संभाव्यतेसह खालील सिद्धांताद्वारे स्पष्ट केले आहे: जेव्हा मोठ्या संख्येने धूळ कण वातावरणात वाढतात, तेव्हा ते मोठ्या उंचीवर गरम होते. वायूंचे उबदार लोक ग्रहाच्या थंड प्रदेशाकडे धाव घेतात, वारा निर्माण करतात. आधीच नमूद केल्याप्रमाणे, मंगळावरील धूळ खूप हलकी आहे, म्हणून एक जोरदार वारा आणखी धूळ वाढवतो, ज्यामुळे वातावरण आणखी गरम होते आणि आणखी जोरदार वारे निर्माण होतात, ज्यामुळे आणखी धूळ वाढते ... आणि असेच!

मंगळावर पाऊस पडत नाही आणि -60 डिग्रीच्या थंडीत ते कोठून येऊ शकतात? पण कधी कधी बर्फ पडतो. खरे आहे, अशा बर्फामध्ये पाणी नसून कार्बन डायऑक्साइड क्रिस्टल्स असतात आणि त्याचे गुणधर्म बर्फापेक्षा धुक्यासारखे असतात ("स्नोफ्लेक्स" खूप लहान आहेत), परंतु हे खरे बर्फ आहे याची खात्री करा! फक्त स्थानिक वैशिष्ट्यांसह.

सर्वसाधारणपणे, "बर्फ" मंगळाच्या जवळजवळ संपूर्ण प्रदेशावर जातो आणि ही प्रक्रिया चक्रीय असते - रात्री, कार्बन डायऑक्साइड गोठतो आणि क्रिस्टल्समध्ये बदलतो, पृष्ठभागावर पडतो आणि दिवसा वितळतो आणि पुन्हा वातावरणात परत येतो. तथापि, ग्रहाच्या उत्तरेकडील आणि दक्षिणेकडील ध्रुवांवर, हिवाळ्यात, दंव -125 अंशांपर्यंत खाली राज्य करते, म्हणून, एकदा क्रिस्टल्सच्या स्वरूपात बाहेर पडल्यानंतर, वायू यापुढे बाष्पीभवन होत नाही आणि वसंत ऋतुपर्यंत एका थरात असतो. मंगळावरील बर्फाच्या ढिगाऱ्यांचा आकार लक्षात घेता, हिवाळ्यात वातावरणातील कार्बन डाय ऑक्साईडचे प्रमाण दहा टक्क्यांनी कमी होते असे म्हणणे आवश्यक आहे का? वातावरण आणखी दुर्मिळ बनते आणि परिणामी कमी उष्णता टिकून राहते... मंगळ हिवाळ्यात बुडत आहे.

मंगळ हा पृथ्वीपेक्षा सूर्यापासून दूर असल्याने, तो आकाशात सूर्याच्या विरुद्ध स्थान व्यापू शकतो, त्यानंतर तो रात्रभर दिसतो. ग्रहाच्या या स्थितीला म्हणतात संघर्ष. मंगळावर, दर दोन वर्षांनी आणि दोन महिन्यांनी पुनरावृत्ती होते. मंगळाची कक्षा पृथ्वीपेक्षा अधिक विस्तारित असल्याने, विरोधादरम्यान मंगळ आणि पृथ्वीमधील अंतर भिन्न असू शकते. दर 15 किंवा 17 वर्षांनी एकदा, जेव्हा पृथ्वी आणि मंगळ यांच्यातील अंतर किमान असते आणि 55 दशलक्ष किमी असते तेव्हा मोठा संघर्ष होतो.

मंगळावरील चॅनेल

हबल स्पेस टेलिस्कोपमधून घेतलेल्या मंगळाच्या छायाचित्रात ग्रहाची वैशिष्ट्ये स्पष्टपणे दिसून येतात. मंगळाच्या वाळवंटाच्या लाल पार्श्वभूमीवर, निळा-हिरवा समुद्र आणि एक चमकदार पांढरी ध्रुवीय टोपी स्पष्टपणे दृश्यमान आहे. प्रसिद्ध चॅनेलचित्रात दिसत नाही. या वाढीवर, ते खरोखर दृश्यमान नाहीत. मंगळाच्या मोठ्या प्रमाणात प्रतिमा प्राप्त झाल्यानंतर, मंगळाच्या चॅनेलचे रहस्य शेवटी सोडवले गेले: चॅनेल एक ऑप्टिकल भ्रम आहेत.

अस्तित्वाच्या शक्यतेचा प्रश्न मोठ्या स्वारस्याचा होता मंगळावरील जीवन. अमेरिकन एएमएस "वायकिंग" वर 1976 मध्ये आयोजित केलेल्या अभ्यासाने, वरवर पाहता, अंतिम नकारात्मक परिणाम दिला. मंगळावर जीवसृष्टीच्या कोणत्याही खुणा सापडलेल्या नाहीत.

मात्र, याबाबत अजूनही जोरदार चर्चा सुरू आहे. दोन्ही बाजू, मंगळावरील जीवनाचे समर्थक आणि विरोधक, असे युक्तिवाद सादर करतात की त्यांचे विरोधक खंडन करू शकत नाहीत. या समस्येचे निराकरण करण्यासाठी पुरेसा प्रायोगिक डेटा नाही. मंगळावर चालू असलेली आणि नियोजित उड्डाणे आपल्या काळात किंवा दूरच्या भूतकाळात मंगळावर जीवनाच्या अस्तित्वाची पुष्टी करणारी किंवा खंडन करणारी सामग्री कधी उपलब्ध करून देतील याची प्रतीक्षा करणे बाकी आहे. साइटवरून साहित्य

मंगळावर दोन लहान आहेत उपग्रह- फोबोस (Fig. 51) आणि Deimos (Fig. 52). त्यांची परिमाणे अनुक्रमे 18×22 आणि 10×16 किमी आहेत. फोबोस ग्रहाच्या पृष्ठभागापासून फक्त 6000 किमी अंतरावर स्थित आहे आणि सुमारे 7 तासांमध्ये त्याच्याभोवती फिरतो, जे मंगळाच्या दिवसापेक्षा 3 पट कमी आहे. डीमोस 20,000 किमी अंतरावर आहे.

अनेक रहस्ये उपग्रहांशी जोडलेली आहेत. म्हणून, त्यांचे मूळ अस्पष्ट आहे. बहुतेक शास्त्रज्ञांचा असा विश्वास आहे की हे तुलनेने अलीकडेच पकडलेले लघुग्रह आहेत. उल्कापिंडाच्या आघातानंतर फोबोस कसे जगले याची कल्पना करणे कठीण आहे, ज्याने त्यावर 8 किमी व्यासाचा खड्डा सोडला. फोबोस हे आपल्याला ज्ञात असलेले सर्वात काळे शरीर का आहे हे स्पष्ट नाही. त्याची परावर्तकता काजळीपेक्षा 3 पट कमी आहे. दुर्दैवाने, फोबोससाठी अनेक अंतराळ यानांची उड्डाणे अयशस्वी झाली. 21 व्या शतकाच्या 30 च्या दशकात नियोजित मंगळ मोहिमेपर्यंत फोबोस आणि मंगळ या दोन्हीच्या अनेक समस्यांचे अंतिम निराकरण पुढे ढकलण्यात आले आहे.

मंगळाचे वातावरण पृथ्वीच्या 1% पेक्षा कमी आहे, त्यामुळे ते ग्रहाचे सौर किरणोत्सर्गापासून संरक्षण करत नाही आणि पृष्ठभागावर उष्णता टिकवून ठेवत नाही. त्याचे वर्णन करण्याचा हा सर्वात लहान मार्ग आहे, परंतु आपण ते जवळून पाहूया.

ग्रहावर स्वयंचलित इंटरप्लॅनेटरी स्टेशन्सच्या उड्डाणाच्या आधीच मंगळाचे वातावरण सापडले होते. दर तीन वर्षांनी होणाऱ्या ग्रहाच्या विरोधामुळे आणि वर्णक्रमीय विश्लेषणाबद्दल धन्यवाद, 19व्या शतकातील खगोलशास्त्रज्ञांना आधीच माहित होते की त्याची एकसंध रचना आहे, त्यापैकी 95% पेक्षा जास्त CO2 आहे.

वायकिंग लँडर 1 लँडरवरून मंगळाच्या आकाशाचा रंग. सोल 1742 रोजी (मंगळाच्या दिवशी), धुळीचे वादळ दिसते.

20 व्या शतकात, आंतरग्रहीय तपासणीमुळे, आम्ही शिकलो की मंगळाचे वातावरण आणि त्याचे तापमान एकमेकांशी घट्टपणे जोडलेले आहे, कारण लोह ऑक्साईडच्या सर्वात लहान कणांच्या हस्तांतरणामुळे, प्रचंड धुळीची वादळे उद्भवतात जी ग्रहाचा अर्धा भाग व्यापू शकतात. वाटेत त्याचे तापमान.

अंदाजे रचना

ग्रहाच्या गॅस लिफाफामध्ये 95% कार्बन डायऑक्साइड, 3% नायट्रोजन, 1.6% आर्गॉन आणि ऑक्सिजन, पाण्याची वाफ आणि इतर वायूंचे प्रमाण आहे. याव्यतिरिक्त, ते बारीक धूळ कणांनी (बहुतेक लोह ऑक्साईड) भरलेले असते, जे त्यास लालसर रंग देते. लोह ऑक्साईडच्या कणांबद्दलच्या माहितीबद्दल धन्यवाद, वातावरणाचा रंग कोणता आहे या प्रश्नाचे उत्तर देणे अजिबात कठीण नाही.

कार्बन डाय ऑक्साइड

गडद ढिगारे हे गोठलेल्या कार्बन डाय ऑक्साईडच्या उदात्तीकरणाचे परिणाम आहेत, जे वसंत ऋतूमध्ये वितळले आणि दुर्मिळ वातावरणात पळून गेले आणि अशा खुणा मागे सोडले.

लाल ग्रहाचे वातावरण कार्बन डायऑक्साइडने का बनलेले आहे? या ग्रहावर अब्जावधी वर्षांपासून प्लेट टेक्टोनिक्स नाही. प्लेटच्या हालचालीच्या अभावामुळे ज्वालामुखीय हॉटस्पॉट्सला लाखो वर्षांपासून पृष्ठभागावर मॅग्मा पसरवण्याची परवानगी मिळाली. कार्बन डाय ऑक्साईड हे देखील उद्रेकाचे उत्पादन आहे आणि हा एकमेव वायू आहे जो सतत वातावरणाद्वारे पुन्हा भरला जातो, खरं तर, ते अस्तित्वात असण्याचे एकमेव कारण आहे. याव्यतिरिक्त, ग्रहाने त्याचे चुंबकीय क्षेत्र गमावले, ज्यामुळे हलके वायू सौर वाऱ्याने वाहून गेले. सततच्या उद्रेकांमुळे अनेक मोठे ज्वालामुखी पर्वत दिसू लागले आहेत. माउंट ऑलिंपस हा सूर्यमालेतील सर्वात मोठा पर्वत आहे.

शास्त्रज्ञांचा असा विश्वास आहे की मंगळाचे संपूर्ण वातावरण सुमारे 4 अब्ज वर्षांपूर्वी गमावल्यामुळे त्याचे चुंबकीय क्षेत्र गमावले. एकेकाळी, ग्रहाचे वायूचे आवरण घनतेचे होते आणि चुंबकीय क्षेत्र सौर वाऱ्यापासून ग्रहाचे संरक्षण करत असे. सौर वारा, वातावरण आणि चुंबकीय क्षेत्र एकमेकांशी घट्टपणे जोडलेले आहेत. सौर कण आयनोस्फियरशी संवाद साधतात आणि त्यातून रेणू काढून टाकतात, घनता कमी करतात. यामुळे वातावरण कुठे गेले हा प्रश्नच आहे. हे आयनीकृत कण मंगळाच्या पाठीमागील अवकाशात अवकाशयानाने शोधून काढले आहेत. यामुळे पृथ्वीवरील सरासरी दाब 101,300 Pa च्या तुलनेत 600 Pa च्या पृष्ठभागावर सरासरी दाब निर्माण होतो.

मिथेन

तुलनेने अलीकडेच मोठ्या प्रमाणात मिथेनचा शोध लागला आहे. या अनपेक्षित शोधातून असे दिसून आले की वातावरणात प्रति अब्ज मिथेनचे 30 भाग असतात. हा वायू ग्रहाच्या वेगवेगळ्या प्रदेशातून येतो. डेटा सूचित करतो की मिथेनचे दोन मुख्य स्त्रोत आहेत.

सूर्यास्त, आकाशाचा निळा रंग काही प्रमाणात मिथेनच्या उपस्थितीमुळे आहे

असे मानले जाते की मंगळावर दरवर्षी सुमारे 270 टन मिथेन तयार होते. ग्रहावरील परिस्थितीनुसार, मिथेन त्वरीत नष्ट होते, सुमारे 6 महिन्यांत. मिथेन शोधण्यायोग्य प्रमाणात अस्तित्वात येण्यासाठी, पृष्ठभागाच्या खाली सक्रिय स्त्रोत असणे आवश्यक आहे. ज्वालामुखीय क्रियाकलाप आणि सर्पीकरण ही मिथेन निर्मितीची संभाव्य कारणे आहेत.

तसे, सूर्यास्ताच्या वेळी ग्रहाचे वातावरण निळे असण्याचे एक कारण मिथेन आहे. मिथेन इतर रंगांपेक्षा निळा अधिक चांगला पसरतो.

मिथेन हे जीवनाचे उप-उत्पादन आहे आणि ते ज्वालामुखी, भू-तापीय प्रक्रिया आणि जलतापीय क्रियाकलापांचे परिणाम देखील आहे. मिथेन हा एक अस्थिर वायू आहे, म्हणून ग्रहावर असा स्रोत असावा जो सतत त्याची भरपाई करतो. ते खूप सक्रिय असणे आवश्यक आहे कारण अभ्यासाने असे दर्शविले आहे की मिथेन एका वर्षापेक्षा कमी कालावधीत नष्ट होते.

परिमाणात्मक रचना

वातावरणाची रासायनिक रचना: ते 95% कार्बन डायऑक्साइडचे बनलेले आहे, 95.32% अचूक आहे. वायू खालीलप्रमाणे वितरीत केले जातात:

कार्बन डायऑक्साइड 95.32%
नायट्रोजन 2.7%
आर्गॉन 1.6%
ऑक्सिजन ०.१३%
कार्बन मोनोऑक्साइड ०.०७%
पाण्याची वाफ ०.०३%
नायट्रिक ऑक्साईड ०.००१३%

रचना

वातावरण चार मुख्य स्तरांमध्ये विभागलेले आहे: खालचा, मध्यम, वरचा आणि एक्सोस्फीअर. खालचा थर एक उबदार प्रदेश आहे (तापमान सुमारे 210 के). ते हवेतील धूळ (धूळ 1.5 µm ओलांडून) आणि पृष्ठभागावरील थर्मल रेडिएशनमुळे गरम होते.

हे लक्षात घेतले पाहिजे की, अत्यंत उच्च दुर्मिळता असूनही, ग्रहाच्या वायूच्या लिफाफ्यात कार्बन डाय ऑक्साईडची एकाग्रता आपल्यापेक्षा अंदाजे 23 पट जास्त आहे. त्यामुळे मंगळाचे वातावरण इतके अनुकूल नाही, केवळ लोकच नाही तर इतर पार्थिव जीवही त्यात श्वास घेऊ शकत नाहीत.

मध्यम - पृथ्वीसारखे. वातावरणाचा वरचा थर सौर वाऱ्याने गरम होतो आणि तेथील तापमान पृष्ठभागापेक्षा खूप जास्त असते. या उष्णतेमुळे गॅस लिफाफ्यातून बाहेर पडतो. एक्सोस्फियर पृष्ठभागापासून सुमारे 200 किमी सुरू होते आणि त्याला स्पष्ट सीमा नाही. तुम्ही बघू शकता, उंचीमधील तापमानाचे वितरण पार्थिव ग्रहासाठी अंदाजे आहे.

मंगळावरील हवामान

मंगळावरील रोगनिदान साधारणपणे फारच खराब असते. मंगळावरील हवामानाचा अंदाज तुम्ही पाहू शकता. हवामान दररोज आणि कधीकधी अगदी प्रत्येक तासाला बदलते. पृथ्वीच्या फक्त 1% वातावरण असलेल्या ग्रहासाठी हे असामान्य दिसते. असे असूनही, मंगळाचे हवामान आणि ग्रहाचे सामान्य तापमान एकमेकांवर तितकेच प्रभाव टाकतात जितके ते पृथ्वीवर करतात.

तापमान

उन्हाळ्यात, विषुववृत्तावर दिवसाचे तापमान 20 डिग्री सेल्सियस पर्यंत पोहोचू शकते. रात्रीच्या वेळी, तापमान -90 डिग्री सेल्सिअस पर्यंत खाली येऊ शकते. एका दिवसात 110 अंशांच्या फरकामुळे धुळीचे शैतान आणि धुळीची वादळे निर्माण होऊ शकतात जी अनेक आठवडे संपूर्ण ग्रहाला वेढून टाकतात. हिवाळ्यातील तापमान अत्यंत कमी -140 C. कार्बन डायऑक्साइड गोठते आणि कोरड्या बर्फात बदलते. मंगळाच्या उत्तर ध्रुवावर हिवाळ्यात एक मीटर कोरडा बर्फ असतो, तर दक्षिण ध्रुव कायमस्वरूपी आठ मीटर कोरड्या बर्फाने झाकलेला असतो.

ढग

सूर्य आणि सौर वारा यापासून होणारे किरणे या ग्रहावर सतत भडिमार करत असल्याने द्रव पाणी अस्तित्वात नाही, त्यामुळे मंगळावर पाऊस पडत नाही. तथापि, कधीकधी ढग दिसतात आणि बर्फ पडू लागतो. मंगळावरील ढग खूप लहान आणि पातळ आहेत.

शास्त्रज्ञांचा असा विश्वास आहे की त्यापैकी काही पाण्याच्या लहान कणांनी बनलेले आहेत. वातावरणात पाण्याची वाफ कमी प्रमाणात असते. पहिल्या दृष्टीक्षेपात, असे दिसते की ग्रहावर ढग अस्तित्वात असू शकत नाहीत.

आणि तरीही मंगळावर ढग तयार होण्याची परिस्थिती आहे. हा ग्रह इतका थंड आहे की या ढगांमधील पाणी कधीच पाऊस म्हणून पडत नाही, तर वरच्या वातावरणात बर्फासारखे पडत नाही. शास्त्रज्ञांनी हे अनेक वेळा निरीक्षण केले आहे आणि बर्फ पृष्ठभागावर पोहोचत नाही असा कोणताही पुरावा नाही.

धूळ

वातावरणाचा तापमानावर कसा परिणाम होतो हे पाहणे अगदी सोपे आहे. सर्वात प्रकट घटना म्हणजे धुळीची वादळे जी स्थानिक पातळीवर ग्रह गरम करतात. ते ग्रहावरील तापमानातील फरकांमुळे उद्भवतात आणि पृष्ठभाग हलक्या धूळांनी झाकलेले असते, जे अशा कमकुवत वाऱ्याने देखील उठते.

या वादळांमुळे सौर पॅनेलची धूळ उडते, ज्यामुळे ग्रहाचा दीर्घकालीन शोध अशक्य होतो. सुदैवाने, वादळे पर्यायी वाऱ्याने पटलांमधून जमा झालेली धूळ उडवून देतात. परंतु क्युरिऑसिटीचे वातावरण व्यत्यय आणू शकत नाही, प्रगत अमेरिकन रोव्हर न्यूक्लियर थर्मल जनरेटरसह सुसज्ज आहे आणि सूर्यप्रकाशातील व्यत्यय त्याच्यासाठी भयंकर नाही, इतर सौर-शक्तीच्या संधी रोव्हरच्या विपरीत.

असा रोव्हर कोणत्याही धुळीच्या वादळांना घाबरत नाही

कार्बन डाय ऑक्साइड

आधीच नमूद केल्याप्रमाणे, लाल ग्रहाचा वायूचा लिफाफा 95% कार्बन डायऑक्साइड आहे. ते गोठू शकते आणि पृष्ठभागावर पडू शकते. अंदाजे 25% वातावरणातील कार्बन डायऑक्साइड घन बर्फ (कोरडा बर्फ) म्हणून ध्रुवीय टोप्यांमध्ये घनरूप होतो. हिवाळ्याच्या काळात मंगळाच्या ध्रुवांवर सूर्यप्रकाश पडत नाही या वस्तुस्थितीमुळे हे घडते.

जेव्हा सूर्यप्रकाश पुन्हा ध्रुवांवर आदळतो, तेव्हा बर्फाचे वायूचे रूपांतर होते आणि त्याचे बाष्पीभवन होते. अशा प्रकारे, वर्षभरात दबावात लक्षणीय बदल होतो.

धूळ भुते

डस्ट डेव्हिल 12 किलोमीटर उंच आणि 200 मीटर व्यासाचा

तुम्ही कधी वाळवंटात गेला असाल तर, तुम्ही धूलिकणाचे छोटे भुते पाहिले असतील जे कोठूनही बाहेर आलेले दिसत नाहीत. मंगळावरील डस्ट डेव्हिल हे पृथ्वीवरील लोकांपेक्षा थोडे अधिक अशुभ आहेत. आपल्या तुलनेत, लाल ग्रहाच्या वातावरणाची घनता 100 पट कमी आहे. म्हणून, चक्रीवादळ हे चक्रीवादळ सारखे असतात, हवेत कित्येक किलोमीटर उंच आणि शेकडो मीटर ओलांडतात. हे अंशतः स्पष्ट करते की, आपल्या ग्रहाच्या तुलनेत, वातावरण लाल का आहे - धूळ वादळ आणि बारीक लोह ऑक्साईड धूळ. तसेच, सूर्यास्ताच्या वेळी ग्रहाच्या गॅस शेलचा रंग बदलू शकतो, जेव्हा सूर्यास्त होतो तेव्हा मिथेन प्रकाशाचा निळा भाग उर्वरित भागापेक्षा जास्त विखुरतो, त्यामुळे ग्रहावरील सूर्यास्त निळा असतो.

मंगळ हा सूर्यापासून चौथा सर्वात मोठा ग्रह आणि सूर्यमालेतील सातवा (उपांत्य) सर्वात मोठा ग्रह आहे; ग्रहाचे वस्तुमान पृथ्वीच्या वस्तुमानाच्या 10.7% आहे. मार्सच्या नावावर - प्राचीन रोमन युद्धाचा देव, प्राचीन ग्रीक एरेसशी संबंधित. लोह ऑक्साईडने दिलेल्या पृष्ठभागाच्या लालसर रंगामुळे मंगळाला कधीकधी "लाल ग्रह" म्हणून संबोधले जाते.

मंगळ हा दुर्मिळ वातावरण असलेला पार्थिव ग्रह आहे (पृष्ठभागावरील दाब पृथ्वीच्या तुलनेत 160 पट कमी आहे). मंगळाच्या पृष्ठभागावरील आरामाची वैशिष्ट्ये म्हणजे चंद्राप्रमाणेच ज्वालामुखी, दऱ्या, वाळवंट आणि पृथ्वीवरील ध्रुवीय बर्फाच्या टोप्या यासारख्या प्रभावाचे खड्डे मानले जाऊ शकतात.

मंगळाचे दोन नैसर्गिक उपग्रह आहेत - फोबोस आणि डेमोस (प्राचीन ग्रीकमधून अनुवादित - "भय" आणि "भयपट" - एरेसच्या दोन मुलांची नावे ज्यांनी त्याला युद्धात साथ दिली), जे तुलनेने लहान आहेत (फोबोस - 26x21 किमी, डेमोस - 13 किमी ओलांडून ) आणि अनियमित आकार आहे.

मंगळाचे महान विरोध, 1830-2035

वर्ष	तारीख	अंतर अ. e
1830	सप्टेंबर १९	0,388
1845	18 ऑगस्ट	0,373
1860	17 जुलै	0,393
1877	5 सप्टेंबर	0,377
1892	4 ऑगस्ट	0,378
1909	24 सप्टेंबर	0,392
1924	23 ऑगस्ट	0,373
1939	23 जुलै	0,390
1956	10 सप्टेंबर	0,379
1971	10 ऑगस्ट	0,378
1988	22 सप्टेंबर	0,394
2003	28 ऑगस्ट	0,373
2018	27 जुलै	0,386
2035	15 सप्टेंबर	0,382

मंगळ हा सूर्यापासून चौथा सर्वात लांब (बुध, शुक्र आणि पृथ्वीनंतर) आणि सातवा सर्वात मोठा (वस्तुमान आणि व्यासामध्ये बुधपेक्षा जास्त) सौर मंडळाचा ग्रह आहे. मंगळाचे वस्तुमान पृथ्वीच्या वस्तुमानाच्या 10.7% आहे (पृथ्वीसाठी 6.423 1023 किलो विरुद्ध 5.9736 1024 किलो), खंड पृथ्वीच्या आकारमानाच्या 0.15 आहे आणि सरासरी रेखीय व्यास पृथ्वीच्या व्यासाच्या 0.53 आहे. (6800 किमी).

मंगळाच्या आरामात अनेक वैशिष्ट्यपूर्ण वैशिष्ट्ये आहेत. मंगळाचा नामशेष झालेला ज्वालामुखी माउंट ऑलिंपस हा सूर्यमालेतील सर्वात उंच पर्वत आहे आणि मरिनर व्हॅली ही सर्वात मोठी कॅन्यन आहे. याव्यतिरिक्त, जून 2008 मध्ये, नेचर जर्नलमध्ये प्रकाशित झालेल्या तीन पेपर्समध्ये मंगळाच्या उत्तर गोलार्धात सौर यंत्रणेतील सर्वात मोठ्या ज्ञात प्रभाव विवराच्या अस्तित्वाचा पुरावा प्रदान करण्यात आला. हे 10,600 किमी लांब आणि 8,500 किमी रुंद आहे, जे पूर्वी मंगळावर त्याच्या दक्षिण ध्रुवाजवळ सापडलेल्या सर्वात मोठ्या प्रभावाच्या विवरापेक्षा चार पट मोठे आहे.

समान पृष्ठभागाच्या स्थलाकृति व्यतिरिक्त, मंगळाचा परिभ्रमण कालावधी आणि ऋतू पृथ्वीप्रमाणेच आहेत, परंतु त्याचे हवामान पृथ्वीच्या तुलनेत खूपच थंड आणि कोरडे आहे.

1965 मध्ये मरिनर 4 अंतराळयानाने मंगळाच्या पहिल्या उड्डाणापर्यंत, अनेक संशोधकांचा असा विश्वास होता की त्याच्या पृष्ठभागावर द्रव पाणी आहे. हे मत प्रकाश आणि गडद भागात, विशेषत: ध्रुवीय अक्षांशांमध्ये, जे महाद्वीप आणि समुद्रांसारखे होते, नियतकालिक बदलांच्या निरीक्षणांवर आधारित होते. काही निरीक्षकांनी मंगळाच्या पृष्ठभागावरील गडद फ्युरोचा अर्थ द्रव पाण्यासाठी सिंचन वाहिन्या असा केला आहे. नंतर हे सिद्ध झाले की हे फ्युरो एक ऑप्टिकल भ्रम होते.

कमी दाबामुळे मंगळाच्या पृष्ठभागावर पाणी द्रव अवस्थेत असू शकत नाही, परंतु पूर्वी परिस्थिती वेगळी असण्याची शक्यता आहे आणि त्यामुळे या ग्रहावर आदिम जीवनाची उपस्थिती नाकारता येत नाही. 31 जुलै 2008 रोजी नासाच्या फिनिक्स यानाने मंगळावर बर्फाच्या अवस्थेतील पाण्याचा शोध लावला.

फेब्रुवारी 2009 मध्ये, मंगळाच्या कक्षेतील परिभ्रमण संशोधन नक्षत्रात तीन कार्यरत अवकाशयान होते: मार्स ओडिसी, मार्स एक्सप्रेस आणि मार्स रिकॉनिसन्स सॅटेलाइट, पृथ्वीव्यतिरिक्त इतर कोणत्याही ग्रहापेक्षा जास्त.

मंगळाच्या पृष्ठभागावर सध्या "स्पिरिट" आणि "ऑपॉर्च्युनिटी" या दोन रोव्हर्सद्वारे शोध घेतला जात आहे. मंगळाच्या पृष्ठभागावर अनेक निष्क्रिय लँडर्स आणि रोव्हर आहेत ज्यांनी संशोधन पूर्ण केले आहे.

त्यांनी गोळा केलेल्या भूवैज्ञानिक डेटावरून असे सूचित होते की मंगळाच्या पृष्ठभागाचा बराचसा भाग पूर्वी पाण्याने व्यापलेला होता. गेल्या दशकातील निरीक्षणांमुळे मंगळाच्या पृष्ठभागावर काही ठिकाणी कमकुवत गिझर क्रियाकलाप शोधणे शक्य झाले आहे. मार्स ग्लोबल सर्व्हेअर स्पेसक्राफ्टच्या निरीक्षणानुसार, मंगळाच्या दक्षिण ध्रुवीय टोपीचे काही भाग हळूहळू कमी होत आहेत.

मंगळ पृथ्वीवरून उघड्या डोळ्यांनी पाहता येतो. त्याची स्पष्ट तारकीय परिमाण 2.91m (पृथ्वीच्या सर्वात जवळच्या जवळ) पोहोचते, केवळ गुरू (आणि तरीही मोठ्या संघर्षाच्या वेळी नेहमीच नाही) आणि शुक्र (परंतु फक्त सकाळी किंवा संध्याकाळी) चमकते. नियमानुसार, मोठ्या विरोधादरम्यान, नारंगी मंगळ ही पृथ्वीच्या रात्रीच्या आकाशातील सर्वात तेजस्वी वस्तू आहे, परंतु हे दर 15-17 वर्षांनी एकदाच एक ते दोन आठवडे घडते.

कक्षीय वैशिष्ट्ये

मंगळापासून पृथ्वीचे किमान अंतर 55.76 दशलक्ष किमी आहे (जेव्हा पृथ्वी सूर्य आणि मंगळाच्या दरम्यान असते), कमाल सुमारे 401 दशलक्ष किमी असते (जेव्हा सूर्य पृथ्वी आणि मंगळाच्या दरम्यान असतो).

मंगळापासून सूर्यापर्यंतचे सरासरी अंतर 228 दशलक्ष किमी (1.52 AU) आहे, सूर्याभोवती क्रांतीचा कालावधी 687 पृथ्वी दिवस आहे. मंगळाच्या कक्षामध्ये लक्षणीय विक्षिप्तता (०.०९३४) आहे, त्यामुळे सूर्यापासूनचे अंतर २०६.६ ते २४९.२ दशलक्ष किमी पर्यंत बदलते. मंगळाचा कक्षीय कल 1.85° आहे.

जेव्हा ग्रह सूर्यापासून विरुद्ध दिशेला असतो तेव्हा मंगळ हा विरोधादरम्यान पृथ्वीच्या सर्वात जवळ असतो. मंगळ आणि पृथ्वीच्या कक्षेतील वेगवेगळ्या बिंदूंवर दर 26 महिन्यांनी विरोधांची पुनरावृत्ती होते. परंतु दर 15-17 वर्षांनी एकदा, मंगळ ग्रह त्याच्या परिघाच्या जवळ आहे अशा वेळी विरोध होतो; या तथाकथित महान विरोधांमध्ये (शेवटचे ऑगस्ट 2003 मध्ये होते), ग्रहाचे अंतर कमी आहे आणि मंगळ त्याच्या सर्वात मोठ्या कोनीय आकारात 25.1" आणि 2.88m च्या ब्राइटनेसपर्यंत पोहोचतो.

शारीरिक गुणधर्म

पृथ्वी (सरासरी त्रिज्या 6371 किमी) आणि मंगळाच्या आकाराची तुलना (सरासरी त्रिज्या 3386.2 किमी)

रेखीय आकाराच्या बाबतीत, मंगळाचा आकार पृथ्वीच्या जवळजवळ अर्धा आहे - त्याची विषुववृत्तीय त्रिज्या 3396.9 किमी (पृथ्वीच्या 53.2%) आहे. मंगळाच्या पृष्ठभागाचे क्षेत्रफळ अंदाजे पृथ्वीच्या भूभागाएवढे आहे.

मंगळाची ध्रुवीय त्रिज्या विषुववृत्तीय पेक्षा सुमारे 20 किमी कमी आहे, जरी ग्रहाच्या परिभ्रमणाचा कालावधी पृथ्वीपेक्षा जास्त आहे, ज्यामुळे मंगळाच्या फिरण्याच्या दरात वेळोवेळी बदल होत असल्याचे गृहीत धरण्याचे कारण मिळते.

ग्रहाचे वस्तुमान 6.418 1023 किलो (पृथ्वीच्या वस्तुमानाच्या 11%) आहे. विषुववृत्तावरील फ्री फॉल प्रवेग 3.711 मी/से (0.378 पृथ्वी); पहिला सुटण्याचा वेग ३.६ किमी/से आणि दुसरा ५.०२७ किमी/से.

ग्रहाचा परिभ्रमण कालावधी 24 तास 37 मिनिटे 22.7 सेकंद आहे. अशा प्रकारे, मंगळाच्या वर्षात 668.6 मंगळाचे सौर दिवस असतात (ज्याला सोल म्हणतात).

मंगळ त्याच्या अक्षाभोवती फिरतो, जो 24°56 च्या कोनात कक्षाच्या लंबवर्तुळाकडे झुकलेला असतो. मंगळाच्या परिभ्रमणाच्या अक्षाच्या झुकण्यामुळे ऋतू बदलतात. त्याच वेळी, कक्षा वाढवल्यामुळे त्यांच्या कालावधीत मोठ्या प्रमाणात फरक होतो - उदाहरणार्थ, उत्तर वसंत ऋतु आणि उन्हाळा, एकत्रितपणे घेतलेले, शेवटचे 371 सोल, म्हणजे, मंगळाच्या वर्षाच्या अर्ध्यापेक्षा जास्त. त्याच वेळी, ते सूर्यापासून सर्वात दूर असलेल्या मंगळाच्या कक्षेच्या भागावर पडतात. म्हणून, मंगळावर, उत्तरेकडील उन्हाळा लांब आणि थंड असतो, तर दक्षिणेकडील उन्हाळा लहान आणि उष्ण असतो.

वातावरण आणि हवामान

मंगळाचे वातावरण, वायकिंग ऑर्बिटरचा फोटो, 1976. हॅलेचे "स्मायली क्रेटर" डावीकडे दृश्यमान आहे

ग्रहावरील तापमान हिवाळ्यात ध्रुवावर -153 ते दुपारच्या वेळी विषुववृत्तावर +20 °C पर्यंत असते. सरासरी तापमान -50 डिग्री सेल्सियस आहे.

मंगळाचे वातावरण, ज्यामध्ये प्रामुख्याने कार्बन डाय ऑक्साईड आहे, अत्यंत दुर्मिळ आहे. मंगळाच्या पृष्ठभागावरील दाब हा पृथ्वीच्या पृष्ठभागापेक्षा 160 पट कमी आहे - सरासरी पृष्ठभागाच्या पातळीवर 6.1 mbar. मंगळावरील मोठ्या उंचीच्या फरकामुळे, पृष्ठभागाजवळील दाब मोठ्या प्रमाणात बदलतो. वातावरणाची अंदाजे जाडी 110 किमी आहे.

NASA (2004) नुसार, मंगळाच्या वातावरणात 95.32% कार्बन डायऑक्साइड आहे; त्यात 2.7% नायट्रोजन, 1.6% आर्गॉन, 0.13% ऑक्सिजन, 210 पीपीएम पाण्याची वाफ, 0.08% कार्बन मोनॉक्साईड, नायट्रिक ऑक्साईड (NO) - 100 पीपीएम, निऑन (Ne) - 2, 5 पीपीएम, अर्ध-हेवी-हायड्रोजन आहे. ड्युटेरियम-ऑक्सिजन (एचडीओ) 0.85 पीपीएम, क्रिप्टन (केआर) 0.3 पीपीएम, झेनॉन (एक्सई) - 0.08 पीपीएम.

AMS वायकिंग डिसेंट व्हेईकल (1976) च्या डेटानुसार, मंगळाच्या वातावरणात सुमारे 1-2% आर्गॉन, 2-3% नायट्रोजन आणि 95% कार्बन डायऑक्साइड निर्धारित केले गेले. एएमएस "मार्स -2" आणि "मार्स -3" च्या डेटानुसार, आयनोस्फियरची खालची सीमा 80 किमी उंचीवर आहे, 1.7 105 इलेक्ट्रॉन/सेमी 3 ची कमाल इलेक्ट्रॉन घनता 138 किमी उंचीवर आहे. , इतर दोन मॅक्सिमा 85 आणि 107 किमी उंचीवर आहेत.

10 फेब्रुवारी 1974 रोजी एएमएस "मार्स-4" द्वारे 8 आणि 32 सेंटीमीटरच्या रेडिओ लहरींवर वातावरणाच्या रेडिओ ट्रान्सलुसन्समध्ये मंगळाच्या रात्रीच्या आयनोस्फियरची उपस्थिती दर्शविली गेली ज्यामध्ये मुख्य आयनीकरण जास्तीत जास्त 110 किमी आणि इलेक्ट्रॉन घनता आहे. 4.6 103 इलेक्ट्रॉन / सेमी 3, तसेच 65 आणि 185 किमी उंचीवर दुय्यम मॅक्सिमा.

वातावरणाचा दाब

2004 च्या नासाच्या आकडेवारीनुसार, मध्यम त्रिज्यावरील वातावरणाचा दाब 6.36 mb आहे. पृष्ठभागावरील घनता ~0.020 kg/m3 आहे, वातावरणाचे एकूण वस्तुमान ~2.5 1016 kg आहे.
1997 मध्ये मार्स पाथफाइंडर लँडरने नोंदवलेले दिवसाच्या वेळेनुसार मंगळावरील वातावरणाच्या दाबातील बदल.

पृथ्वीच्या विपरीत, कार्बन डाय ऑक्साईड असलेल्या ध्रुवीय टोप्या वितळल्यामुळे आणि गोठल्यामुळे मंगळाच्या वातावरणाचे वस्तुमान वर्षभरात मोठ्या प्रमाणात बदलते. हिवाळ्यात, संपूर्ण वातावरणाचा 20-30 टक्के भाग ध्रुवीय टोपीवर गोठलेला असतो, ज्यामध्ये कार्बन डायऑक्साइड असतो. विविध स्त्रोतांनुसार, हंगामी दबाव थेंब खालील मूल्ये आहेत:

NASA (2004) नुसार: सरासरी त्रिज्यामध्ये 4.0 ते 8.7 mbar पर्यंत;
Encarta (2000) नुसार: 6 ते 10 mbar;
झुब्रिन आणि वॅगनर (1996) च्या मते: 7 ते 10 mbar;
वायकिंग -1 लँडरनुसार: 6.9 ते 9 एमबार पर्यंत;
मार्स पाथफाइंडर लँडरनुसार: 6.7 mbar पासून.

हेलास इम्पॅक्ट बेसिन हे मंगळावर सर्वाधिक वातावरणाचा दाब शोधण्याचे सर्वात खोल ठिकाण आहे

एरिट्रियन समुद्रात एएमसी मार्स -6 प्रोबच्या लँडिंग साइटवर, 6.1 मिलीबारचा पृष्ठभागाचा दाब नोंदविला गेला, जो त्या वेळी ग्रहावरील सरासरी दाब मानला गेला आणि या पातळीपासून उंची मोजण्याचे मान्य केले गेले आणि मंगळावरील खोली. उतरताना मिळालेल्या या उपकरणाच्या माहितीनुसार, ट्रोपोपॉज सुमारे ३० किमी उंचीवर स्थित आहे, जेथे दाब ५·१०-७ ग्राम/सेमी ३ आहे (पृथ्वीप्रमाणे ५७ किमी उंचीवर).

हेलास (मंगळ) प्रदेश इतका खोल आहे की वातावरणाचा दाब सुमारे 12.4 मिलीबारपर्यंत पोहोचतो, जो पाण्याच्या तिप्पट बिंदू (~6.1 mb) च्या वर आणि उकळत्या बिंदूच्या खाली आहे. पुरेशा उच्च तापमानात, पाणी तेथे द्रव अवस्थेत असू शकते; तथापि, या दाबाने, पाणी उकळते आणि आधीच +10 डिग्री सेल्सिअस तापमानात वाफेत बदलते.

सर्वोच्च 27 किमी ज्वालामुखी ऑलिंपसच्या शीर्षस्थानी, दाब 0.5 ते 1 mbar (झ्युरेक 1992) दरम्यान असू शकतो.

लँडर्स मंगळाच्या पृष्ठभागावर उतरण्यापूर्वी, एएमएस मरिनर-४, मरिनर-६ आणि मरिनर-७ कडून मंगळाच्या डिस्कमध्ये प्रवेश केल्यावर दबाव कमी करून दबाव मोजला गेला - सरासरी पृष्ठभाग पातळीवर ६.५ ± २.० एमबी, जे. पृथ्वीच्या तुलनेत 160 पट कमी आहे; एएमएस मार्स -3 च्या वर्णक्रमीय निरीक्षणाद्वारे हाच परिणाम दिसून आला. त्याच वेळी, सरासरी पातळीच्या खाली असलेल्या भागात (उदाहरणार्थ, मार्टियन ऍमेझॉनमध्ये), या मोजमापानुसार दबाव 12 एमबीपर्यंत पोहोचतो.

1930 पासून सोव्हिएत खगोलशास्त्रज्ञांनी प्रकाश लहरींच्या वेगवेगळ्या श्रेणींमध्ये डिस्कच्या व्यासासह ब्राइटनेसच्या वितरणाद्वारे - फोटोग्राफिक फोटोमेट्री वापरून वातावरणाचा दाब निर्धारित करण्याचा प्रयत्न केला. या हेतूने, फ्रेंच शास्त्रज्ञ बी. लिओ आणि ओ. डॉलफस यांनी मंगळाच्या वातावरणात पसरलेल्या प्रकाशाच्या ध्रुवीकरणाचे निरीक्षण केले. 1951 मध्ये अमेरिकन खगोलशास्त्रज्ञ J. de Vaucouleurs यांनी ऑप्टिकल निरीक्षणांचा सारांश प्रकाशित केला होता आणि त्यांना 85 mb चा दाब मिळाला होता, जो वातावरणातील धुळीच्या हस्तक्षेपामुळे जवळजवळ 15 पट जास्त होता.

हवामान

2 मार्च 2004 रोजी अपॉर्च्युनिटी रोव्हरने घेतलेला 1.3 सेमी हेमॅटाइट नोड्यूलचा सूक्ष्म फोटो भूतकाळातील द्रव पाण्याची उपस्थिती दर्शवितो

पृथ्वीप्रमाणेच हवामान हंगामी आहे. थंड हंगामात, ध्रुवीय कॅप्सच्या बाहेरही, पृष्ठभागावर हलका दंव तयार होऊ शकतो. फिनिक्स उपकरणाने हिमवर्षाव नोंदवला, परंतु बर्फाचे तुकडे पृष्ठभागावर येण्यापूर्वीच बाष्पीभवन झाले.

NASA (2004) नुसार, सरासरी तापमान ~210 K (-63 °C) आहे. वायकिंग लँडर्सच्या मते, दैनंदिन तापमान श्रेणी 184 K ते 242 K (-89 ते -31 °C पर्यंत) (वायकिंग-1), आणि वाऱ्याचा वेग: 2-7 m/s (उन्हाळा), 5-10 मी /से (शरद ऋतूतील), 17-30 मी/से (धूळीचे वादळ).

मार्स -6 लँडिंग प्रोबनुसार, मंगळ ट्रोपोस्फियरचे सरासरी तापमान 228 के आहे, ट्रॉपोस्फियरमध्ये तापमान सरासरी 2.5 अंश प्रति किलोमीटरने कमी होते आणि ट्रॉपोपॉज (30 किमी) च्या वरच्या स्ट्रॅटोस्फियरमध्ये जवळजवळ स्थिर तापमान असते. 144 के.

कार्ल सेगन सेंटरच्या संशोधकांच्या मते, मंगळावर गेल्या काही दशकांपासून तापमानवाढीची प्रक्रिया सुरू आहे. इतर तज्ञांचा असा विश्वास आहे की असे निष्कर्ष काढणे खूप लवकर आहे.

असे पुरावे आहेत की भूतकाळात वातावरण घनतेचे असू शकते आणि मंगळाच्या पृष्ठभागावर हवामान उबदार आणि दमट आणि द्रव पाणी अस्तित्वात होते आणि पाऊस पडला. या गृहितकाचा पुरावा म्हणजे ALH 84001 उल्कापिंडाचे विश्लेषण, ज्यावरून असे दिसून आले की सुमारे 4 अब्ज वर्षांपूर्वी मंगळाचे तापमान 18 ± 4 °C होते.

धुळीचे वावटळ

15 मे, 2005 रोजी अपॉर्च्युनिटी रोव्हरने छायाचित्रित केलेले धुळीचे चक्र. खालच्या डाव्या कोपर्‍यातील संख्या पहिल्या फ्रेमपासून काही सेकंदात वेळ दर्शवितात

1970 पासून वायकिंग कार्यक्रमाचा एक भाग म्हणून, तसेच अपॉर्च्युनिटी रोव्हर आणि इतर वाहने, असंख्य धुळीचे वावटळ नोंदवले गेले. हे हवेतील गोंधळ आहेत जे ग्रहाच्या पृष्ठभागाजवळ उद्भवतात आणि हवेत मोठ्या प्रमाणात वाळू आणि धूळ वाढवतात. पृथ्वीवर वारंवार भोवरे पाळले जातात (इंग्रजी भाषिक देशांमध्ये त्यांना डस्ट डेमॉन्स - डस्ट डेव्हिल म्हणतात), परंतु मंगळावर ते खूप मोठ्या आकारात पोहोचू शकतात: पृथ्वीपेक्षा 10 पट जास्त आणि 50 पट रुंद. मार्च 2005 मध्ये, स्पिरिट रोव्हरमधील सोलर पॅनल्स एका भोवर्याने साफ केले.

पृष्ठभाग

मंगळाच्या पृष्ठभागाचा दोन तृतीयांश भाग प्रकाश क्षेत्रांनी व्यापलेला आहे, ज्याला खंड म्हणतात, सुमारे एक तृतीयांश - गडद भागांनी व्यापलेला आहे, ज्याला समुद्र म्हणतात. समुद्र हे प्रामुख्याने ग्रहाच्या दक्षिण गोलार्धात 10 ते 40 ° अक्षांश दरम्यान केंद्रित आहेत. उत्तर गोलार्धात फक्त दोन मोठे समुद्र आहेत - अॅसिडेलियन आणि ग्रेट सिरट.

गडद भागांचे स्वरूप अजूनही वादाचा विषय आहे. मंगळावर धुळीची वादळं येत असूनही ते कायम आहेत. एकेकाळी, हे गडद भाग वनस्पतींनी व्यापलेले आहेत या गृहितकाच्या बाजूने युक्तिवाद म्हणून काम केले. आता असे मानले जाते की हे फक्त क्षेत्र आहेत जेथून त्यांच्या आरामामुळे, धूळ सहजपणे उडते. मोठ्या आकाराच्या प्रतिमा दर्शवतात की खरं तर, गडद भागात गडद पट्ट्यांचे गट आणि खड्डे, टेकड्या आणि वाऱ्याच्या मार्गातील इतर अडथळ्यांशी संबंधित स्पॉट्स असतात. त्यांच्या आकार आणि आकारात हंगामी आणि दीर्घकालीन बदल हे उघडपणे प्रकाश आणि गडद पदार्थांनी व्यापलेल्या पृष्ठभागाच्या गुणोत्तरातील बदलाशी संबंधित आहेत.

मंगळाचे गोलार्ध पृष्ठभागाच्या स्वरूपामध्ये बरेच वेगळे आहेत. दक्षिण गोलार्धात, पृष्ठभाग सरासरी पातळीपेक्षा 1-2 किमी वर आहे आणि खड्ड्यांसह दाट ठिपके आहे. मंगळाचा हा भाग चंद्राच्या खंडांसारखा दिसतो. उत्तरेकडे, बहुतेक पृष्ठभाग सरासरीपेक्षा कमी आहे, तेथे काही खड्डे आहेत आणि मुख्य भाग तुलनेने गुळगुळीत मैदानांनी व्यापलेला आहे, कदाचित लावा पूर आणि धूप यामुळे तयार झाला आहे. गोलार्धांमधील हा फरक वादाचा मुद्दा राहिला आहे. गोलार्धांमधील सीमा विषुववृत्ताकडे 30° वर झुकलेल्या एका मोठ्या वर्तुळाचे अनुसरण करते. सीमा रुंद आणि अनियमित आहे आणि उत्तरेकडे उतार आहे. त्याच्या बाजूने मंगळाच्या पृष्ठभागाचे सर्वाधिक खोडलेले क्षेत्र आहेत.

गोलार्धांची विषमता स्पष्ट करण्यासाठी दोन पर्यायी गृहीतके मांडण्यात आली आहेत. त्यापैकी एकाच्या मते, प्रारंभिक भूगर्भीय टप्प्यावर, लिथोस्फेरिक प्लेट्स पृथ्वीवरील पांजिया खंडाप्रमाणे एका गोलार्धात (कदाचित अपघाताने) "एकत्र आल्या" आणि नंतर या स्थितीत "गोठल्या". आणखी एका गृहीतकामध्ये मंगळाची प्लुटोच्या आकारमानाच्या स्पेस बॉडीशी टक्कर समाविष्ट आहे.
मंगळाचा स्थलाकृतिक नकाशा, मार्स ग्लोबल सर्वेयर कडून, 1999

दक्षिण गोलार्धातील मोठ्या संख्येने खड्डे असे सूचित करतात की येथील पृष्ठभाग प्राचीन आहे - 3-4 अब्ज वर्षे. विवरांचे अनेक प्रकार आहेत: सपाट तळ असलेले मोठे विवर, चंद्रासारखे लहान आणि लहान कप-आकाराचे विवर, तटबंदीने वेढलेले विवर आणि उंच खड्डे. नंतरचे दोन प्रकार मंगळ ग्रहासाठी अद्वितीय आहेत - रिम केलेले खड्डे तयार होतात जेथे द्रव इजेक्टा पृष्ठभागावर वाहते आणि उंच खड्डे तयार होतात जेथे विवर इजेक्टा ब्लँकेटने वाऱ्याच्या धूपपासून पृष्ठभागाचे संरक्षण केले होते. प्रभाव उत्पत्तीचे सर्वात मोठे वैशिष्ट्य हेलास मैदान (सुमारे 2100 किमी ओलांडून) आहे.

गोलार्ध सीमेजवळील अव्यवस्थित लँडस्केपच्या प्रदेशात, पृष्ठभागावर फ्रॅक्चर आणि कॉम्प्रेशनचे मोठे क्षेत्र अनुभवले गेले, काहीवेळा इरोशन (भूस्खलन किंवा भूजलाच्या आपत्तीजनक प्रकाशनामुळे) आणि द्रव लाव्हाने पूर आला. पाण्याने कापलेल्या मोठ्या वाहिन्यांच्या डोक्यावर अनेकदा गोंधळलेली भूदृश्ये आढळतात. त्यांच्या संयुक्त निर्मितीसाठी सर्वात स्वीकार्य गृहीतक म्हणजे भूपृष्ठावरील बर्फाचे अचानक वितळणे.

मंगळावरील मरिनर व्हॅली

उत्तर गोलार्धात, विशाल ज्वालामुखीच्या मैदानाव्यतिरिक्त, मोठ्या ज्वालामुखीचे दोन क्षेत्र आहेत - थार्सिस आणि एलिसियम. थार्सिस हे 2000 किमी लांबीचे विशाल ज्वालामुखीचे मैदान आहे, जे सरासरी पातळीपेक्षा 10 किमी उंचीवर पोहोचते. त्यावर तीन मोठे ढाल ज्वालामुखी आहेत - माउंट आर्सिया, माउंट पॅव्हलिना आणि माउंट आस्क्रिस्काया. थार्सिसच्या काठावर मंगळावरील सर्वात उंच पर्वत आणि सूर्यमालेतील माउंट ऑलिंपस आहे. ऑलिंपस त्याच्या पायथ्याशी 27 किमी उंचीवर पोहोचतो आणि मंगळाच्या पृष्ठभागाच्या सरासरी पातळीच्या संबंधात 25 किमी पर्यंत पोहोचतो आणि 550 किमी व्यासाचे क्षेत्रफळ व्यापतो, चट्टानांनी वेढलेल्या, 7 किमीपर्यंत पोहोचलेल्या ठिकाणी उंची माउंट ऑलिंपसचे आकारमान पृथ्वीवरील सर्वात मोठ्या ज्वालामुखी मौना केच्या 10 पट आहे. अनेक छोटे ज्वालामुखी देखील येथे आहेत. एलिशिअम - सरासरी पातळीपेक्षा सहा किलोमीटर उंच असलेली टेकडी, तीन ज्वालामुखीसह - हेकेटचा घुमट, माउंट एलिसियस आणि अल्बोरचा घुमट.

इतरांच्या मते (Faure and Mensing, 2007), Olympus ची उंची शून्यापेक्षा 21,287 मीटर आणि आसपासच्या क्षेत्रापेक्षा 18 किलोमीटर वर आहे आणि पायाचा व्यास अंदाजे 600 किमी आहे. पाया 282,600 किमी 2 क्षेत्र व्यापतो. कॅल्डेरा (ज्वालामुखीच्या मध्यभागी उदासीनता) 70 किमी रुंद आणि 3 किमी खोल आहे.

थार्सिस अपलँड देखील अनेक टेक्टोनिक दोषांद्वारे ओलांडला जातो, अनेकदा खूप जटिल आणि विस्तारित. त्यापैकी सर्वात मोठी - मरिनर व्हॅली - अक्षांश दिशेने जवळजवळ 4000 किमी (ग्रहाच्या परिघाच्या एक चतुर्थांश) पर्यंत पसरलेली आहे, 600 रुंदी आणि 7-10 किमी खोलीपर्यंत पोहोचते; हा दोष पृथ्वीवरील पूर्व आफ्रिकन रिफ्टशी आकाराने तुलना करता येतो. त्याच्या तीव्र उतारांवर, सौर यंत्रणेतील सर्वात मोठे भूस्खलन होतात. मरिनर व्हॅली ही सूर्यमालेतील सर्वात मोठी ओळखली जाते. 1971 मध्ये मरिनर 9 अंतराळयानाने शोधलेली कॅनियन, युनायटेड स्टेट्सचा संपूर्ण प्रदेश, समुद्रापासून महासागरापर्यंत व्यापू शकते.

अपॉर्च्युनिटी रोव्हरने घेतलेला व्हिक्टोरिया क्रेटरचा पॅनोरामा. हे 16 ऑक्टोबर ते 6 नोव्हेंबर 2006 दरम्यान तीन आठवड्यांपेक्षा जास्त काळ चित्रित करण्यात आले.

23-28 नोव्हेंबर 2005 रोजी स्पिरिट रोव्हरने घेतलेल्या पती हिल प्रदेशातील मंगळाच्या पृष्ठभागाचा पॅनोरमा.

बर्फ आणि ध्रुवीय बर्फाच्या टोप्या

उन्हाळ्यात उत्तर ध्रुवीय टोपी, मार्स ग्लोबल सर्वेअरचा फोटो. एक लांब रुंद फॉल्ट जो डावीकडील टोपीमधून कापतो - नॉर्दर्न फॉल्ट

वर्षाच्या वेळेनुसार मंगळाचे स्वरूप मोठ्या प्रमाणात बदलते. सर्व प्रथम, ध्रुवीय कॅप्समधील बदल धक्कादायक आहेत. ते वाढतात आणि संकुचित होतात, वातावरणात आणि मंगळाच्या पृष्ठभागावर हंगामी घटना निर्माण करतात. दक्षिणेकडील ध्रुवीय टोपी 50° अक्षांशापर्यंत पोहोचू शकते, तर उत्तरेकडील 50° अक्षांशापर्यंत पोहोचू शकते. उत्तर ध्रुवीय टोपीच्या स्थायी भागाचा व्यास 1000 किमी आहे. वसंत ऋतूमध्ये एका गोलार्धातील ध्रुवीय टोपी कमी होत असताना, ग्रहाच्या पृष्ठभागाचे तपशील गडद होऊ लागतात.

ध्रुवीय कॅप्समध्ये दोन घटक असतात: हंगामी - कार्बन डायऑक्साइड आणि धर्मनिरपेक्ष - पाण्याचा बर्फ. मार्स एक्सप्रेस उपग्रहानुसार, कॅप्सची जाडी 1 मीटर ते 3.7 किमी पर्यंत असू शकते. मार्स ओडिसी अंतराळयानाने मंगळाच्या दक्षिण ध्रुवीय टोपीवर सक्रिय गिझर शोधले आहेत. नासाच्या तज्ञांच्या मते, स्प्रिंग वॉर्मिंगसह कार्बन डाय ऑक्साईडचे जेट्स धूळ आणि वाळू घेऊन मोठ्या उंचीवर तुटतात.

धुळीचे वादळ दर्शविणारी मंगळाची छायाचित्रे. जून - सप्टेंबर 2001

ध्रुवीय कॅप्सच्या स्प्रिंग वितळण्यामुळे वातावरणाच्या दाबात तीव्र वाढ होते आणि विरुद्ध गोलार्धात मोठ्या प्रमाणात वायूची हालचाल होते. एकाच वेळी वाहणाऱ्या वाऱ्यांचा वेग 10-40 मीटर/से, कधी कधी 100 मीटर/से पर्यंत असतो. वारा पृष्ठभागावरून मोठ्या प्रमाणात धूळ उचलतो, ज्यामुळे धुळीचे वादळे होतात. मजबूत धुळीची वादळे ग्रहाची पृष्ठभाग जवळजवळ पूर्णपणे लपवतात. धुळीच्या वादळांचा मंगळाच्या वातावरणातील तापमान वितरणावर लक्षणीय परिणाम होतो.

1784 मध्ये, खगोलशास्त्रज्ञ डब्लू. हर्शेल यांनी पृथ्वीच्या ध्रुवीय प्रदेशातील बर्फ वितळणे आणि गोठणे याच्याशी साधर्म्य साधून ध्रुवीय टोपीच्या आकारातील हंगामी बदलांकडे लक्ष वेधले. 1860 मध्ये फ्रेंच खगोलशास्त्रज्ञ ई. लाय यांनी वितळणाऱ्या स्प्रिंगच्या ध्रुवीय टोपीभोवती गडद होत जाणाऱ्या लाटेचे निरीक्षण केले, ज्याचा नंतर वितळलेल्या पाण्याचा प्रसार आणि वनस्पतींच्या वाढीच्या गृहीतकाने अर्थ लावला गेला. स्पेक्ट्रोमेट्रिक मोजमाप जे 20 व्या शतकाच्या सुरूवातीस केले गेले. फ्लॅगस्टाफ येथील लव्हेल वेधशाळेत, डब्ल्यू. स्लिफर यांनी मात्र, क्लोरोफिलच्या रेषेची उपस्थिती दर्शविली नाही, जे स्थलीय वनस्पतींचे हिरवे रंगद्रव्य आहे.

मरिनर -7 च्या छायाचित्रांवरून, हे निर्धारित करणे शक्य होते की ध्रुवीय कॅप्स अनेक मीटर जाड आहेत आणि 115 के (-158 डिग्री सेल्सिअस) मोजलेले तापमान गोठलेले कार्बन डायऑक्साइड - "कोरडा बर्फ" असण्याची शक्यता पुष्टी करते.

मंगळाच्या दक्षिण ध्रुवाजवळ असलेला मिशेल पर्वत म्हटला जाणारा टेकडी जेव्हा ध्रुवीय टोपी वितळते तेव्हा पांढऱ्या बेटासारखी दिसते, कारण हिमनद्या नंतर पृथ्वीसह पर्वतांमध्ये वितळतात.

मार्टियन रिकॉनिसन्स सॅटेलाइटच्या डेटामुळे पर्वतांच्या पायथ्याशी बर्फाचा एक महत्त्वपूर्ण थर शोधणे शक्य झाले. शेकडो मीटर जाडीच्या हिमनदीने हजारो चौरस किलोमीटर क्षेत्र व्यापले आहे आणि त्याचा पुढील अभ्यास मंगळाच्या हवामानाच्या इतिहासाविषयी माहिती देऊ शकतो.

"नद्या" आणि इतर वैशिष्ट्यांचे चॅनेल

मंगळावर, अनेक भूवैज्ञानिक स्वरूपे आहेत जी पाण्याच्या धूप सारखी दिसतात, विशेषतः, वाळलेल्या नदीच्या तळाशी. एका गृहीतकानुसार, या वाहिन्या अल्प-मुदतीच्या आपत्तीजनक घटनांच्या परिणामी तयार झाल्या असतील आणि नदी प्रणालीच्या दीर्घकालीन अस्तित्वाचा पुरावा नाहीत. तथापि, अलीकडील पुरावे सूचित करतात की नद्या भौगोलिकदृष्ट्या महत्त्वपूर्ण कालावधीसाठी वाहतात. विशेषतः, उलटे चॅनेल (म्हणजेच, आसपासच्या क्षेत्राच्या वरच्या वाहिन्या) आढळले आहेत. पृथ्वीवर, अशा प्रकारची निर्मिती दाट तळाशी गाळाच्या दीर्घकालीन संचयनामुळे होते, त्यानंतर आजूबाजूच्या खडक कोरडे आणि हवामानामुळे. याशिवाय, नदीच्या डेल्टामध्ये चॅनेल सरकल्याचा पुरावा आहे कारण पृष्ठभाग हळूहळू वाढत आहे.

नैऋत्य गोलार्धात, एबर्सवाल्डे क्रेटरमध्ये, सुमारे 115 किमी 2 क्षेत्रफळ असलेल्या नदीचा डेल्टा सापडला. डेल्टावर वाहून जाणारी नदी 60 किमीपेक्षा जास्त लांब होती.

नासाच्या स्पिरिट अँड अपॉर्च्युनिटी रोव्हर्सचा डेटा देखील भूतकाळातील पाण्याच्या उपस्थितीची साक्ष देतो (खनिजे सापडले आहेत जे केवळ पाण्याच्या दीर्घकाळापर्यंत प्रदर्शनामुळे तयार होऊ शकतात). फिनिक्स या उपकरणाने थेट जमिनीत बर्फाचा साठा शोधला.

याव्यतिरिक्त, टेकड्यांच्या उतारांवर गडद पट्टे आढळले आहेत, जे आमच्या काळात पृष्ठभागावर द्रव खारट पाण्याचे स्वरूप दर्शवतात. ते उन्हाळ्याच्या कालावधीच्या प्रारंभाच्या काही काळानंतर दिसतात आणि हिवाळ्यात अदृश्य होतात, विविध अडथळ्यांमधून "वाहतात", विलीन होतात आणि विचलित होतात. नासाचे कर्मचारी रिचर्ड झुरेक म्हणाले, "अशा रचना द्रवपदार्थाच्या प्रवाहातून नव्हे तर इतर कशामुळे निर्माण होऊ शकतात याची कल्पना करणे कठीण आहे."

थार्सिस ज्वालामुखीच्या उंचावर अनेक असामान्य खोल विहिरी सापडल्या आहेत. 2007 मध्ये घेतलेल्या मार्टियन रिकॉनिसन्स उपग्रहाच्या प्रतिमेचा आधार घेत, त्यापैकी एकाचा व्यास 150 मीटर आहे आणि भिंतीचा प्रकाशित भाग 178 मीटरपेक्षा कमी खोल नाही. या फॉर्मेशन्सच्या ज्वालामुखीच्या उत्पत्तीबद्दल एक गृहितक पुढे ठेवले गेले आहे.

प्राइमिंग

लँडर्सच्या डेटानुसार मंगळाच्या मातीच्या पृष्ठभागाच्या थराची मूलभूत रचना वेगवेगळ्या ठिकाणी सारखी नसते. मातीचा मुख्य घटक सिलिका (20-25%) आहे, ज्यामध्ये लोह ऑक्साईड हायड्रेट्सचे मिश्रण (15% पर्यंत), जे मातीला लालसर रंग देते. सल्फर संयुगे, कॅल्शियम, अॅल्युमिनियम, मॅग्नेशियम, सोडियम (प्रत्येकासाठी काही टक्के) लक्षणीय अशुद्धता आहेत.

नासाच्या फिनिक्स प्रोबच्या माहितीनुसार (२५ मे २००८ रोजी मंगळावर उतरले), pH प्रमाण आणि मंगळाच्या मातीचे काही इतर मापदंड पृथ्वीच्या जवळ आहेत आणि त्यावर वनस्पतींची वाढ सैद्धांतिकदृष्ट्या होऊ शकते. "खरं तर, आम्हाला आढळून आलं की मंगळावरील माती गरजा पूर्ण करते आणि त्यात भूतकाळात, वर्तमानात आणि भविष्यात जीवसृष्टीचा उदय आणि देखभाल करण्यासाठी आवश्यक घटक देखील आहेत," असे प्रमुख संशोधन रसायनशास्त्रज्ञ सॅम कुनावेस म्हणाले. प्रकल्प. तसेच, त्यांच्या म्हणण्यानुसार, बर्‍याच लोकांना या अल्कधर्मी प्रकारची माती “त्यांच्या घरामागील अंगणात” सापडते आणि ती शतावरी वाढवण्यासाठी अगदी योग्य आहे.

उपकरणाच्या लँडिंग साइटवर जमिनीत पाण्याचा बर्फ देखील लक्षणीय प्रमाणात आहे. मार्स ओडिसी ऑर्बिटरने असेही शोधून काढले की लाल ग्रहाच्या पृष्ठभागाखाली पाण्याच्या बर्फाचे साठे आहेत. नंतर, इतर उपकरणांद्वारे या गृहिततेची पुष्टी झाली, परंतु मंगळावर पाण्याच्या अस्तित्वाचा प्रश्न अखेरीस 2008 मध्ये सोडवला गेला, जेव्हा ग्रहाच्या उत्तर ध्रुवाजवळ उतरलेल्या फिनिक्स प्रोबला मंगळाच्या मातीतून पाणी मिळाले.

भूविज्ञान आणि अंतर्गत रचना

पूर्वी, मंगळावर, पृथ्वीवर, लिथोस्फेरिक प्लेट्सची हालचाल होती. मंगळाच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या वैशिष्ट्यांद्वारे याची पुष्टी केली जाते, काही ज्वालामुखींचे स्थान, उदाहरणार्थ, थार्सिस प्रांतात, तसेच मरिनर व्हॅलीचा आकार. सद्यस्थिती, जेव्हा ज्वालामुखी पृथ्वीपेक्षा जास्त काळ अस्तित्वात असू शकतात आणि अवाढव्य आकारात पोहोचू शकतात, असे सूचित करते की आता ही हालचाल त्याऐवजी अनुपस्थित आहे. दीर्घ कालावधीत एकाच वेंटमधून वारंवार उद्रेक झाल्यामुळे शील्ड ज्वालामुखी वाढतात या वस्तुस्थितीद्वारे हे समर्थित आहे. पृथ्वीवर, लिथोस्फेरिक प्लेट्सच्या हालचालींमुळे, ज्वालामुखीच्या बिंदूंनी त्यांची स्थिती सतत बदलली, ज्यामुळे ढाल ज्वालामुखीची वाढ मर्यादित झाली आणि मंगळाच्या प्रमाणेच कदाचित त्यांना उंचीवर पोहोचू दिले नाही. दुसरीकडे, ज्वालामुखीच्या कमाल उंचीमधील फरक या वस्तुस्थितीद्वारे स्पष्ट केला जाऊ शकतो की, मंगळावरील कमी गुरुत्वाकर्षणामुळे, त्यांच्या स्वत: च्या वजनाखाली कोसळणार नाहीत अशा उच्च संरचना तयार करणे शक्य आहे.

मंगळ आणि इतर स्थलीय ग्रहांच्या संरचनेची तुलना

मंगळाच्या अंतर्गत संरचनेचे आधुनिक मॉडेल सुचवतात की मंगळाची सरासरी जाडी 50 किमी (आणि जास्तीत जास्त 130 किमी पर्यंत जाडी), सिलिकेट आवरण 1800 किमी जाडी आणि 1480 किमी त्रिज्या असलेला कोर आहे. . ग्रहाच्या मध्यभागी घनता 8.5 g/cm2 पर्यंत पोहोचली पाहिजे. गाभा अंशतः द्रव आहे आणि त्यात प्रामुख्याने लोहाचा समावेश आहे ज्यामध्ये 14-17% (वस्तुमानानुसार) सल्फरचे मिश्रण आहे आणि प्रकाश घटकांची सामग्री पृथ्वीच्या गाभ्यापेक्षा दुप्पट आहे. आधुनिक अंदाजानुसार, कोरची निर्मिती सुरुवातीच्या ज्वालामुखीच्या कालावधीशी जुळली आणि सुमारे एक अब्ज वर्षे टिकली. आच्छादन सिलिकेट्सचे आंशिक वितळण्यास अंदाजे समान वेळ लागला. मंगळावरील कमी गुरुत्वाकर्षणामुळे, मंगळाच्या आवरणातील दाबाची श्रेणी पृथ्वीच्या तुलनेत खूपच लहान आहे, याचा अर्थ असा आहे की त्याचे फेज संक्रमण कमी आहे. असे गृहित धरले जाते की ऑलिव्हिन ते स्पिनल फेरफारचे संक्रमण बर्‍यापैकी मोठ्या खोलीपासून सुरू होते - 800 किमी (पृथ्वीवर 400 किमी). आरामाचे स्वरूप आणि इतर वैशिष्ट्ये अंशतः वितळलेल्या पदार्थांचे क्षेत्र असलेल्या अस्थेनोस्फियरची उपस्थिती सूचित करतात. मंगळाच्या काही प्रदेशांसाठी, तपशीलवार भूवैज्ञानिक नकाशा संकलित केला गेला आहे.

कक्षेतील निरीक्षणे आणि मंगळाच्या उल्कापिंडांच्या संकलनाच्या विश्लेषणानुसार, मंगळाच्या पृष्ठभागावर प्रामुख्याने बेसाल्टचा समावेश आहे. असे सूचित करणारे काही पुरावे आहेत की, मंगळाच्या पृष्ठभागाच्या काही भागावर, सामग्री सामान्य बेसाल्टपेक्षा अधिक क्वार्ट्ज-बेअरिंग आहे आणि पृथ्वीवरील अँडेसिटिक खडकांसारखी असू शकते. तथापि, क्वार्ट्ज ग्लासच्या उपस्थितीच्या बाजूने या समान निरीक्षणांचा अर्थ लावला जाऊ शकतो. खोल थराच्या महत्त्वपूर्ण भागामध्ये दाणेदार लोह ऑक्साईड धूळ असते.

मंगळ चुंबकीय क्षेत्र

मंगळावर कमकुवत चुंबकीय क्षेत्र आहे.

मार्स-2 आणि मार्स-3 स्टेशन्सच्या मॅग्नेटोमीटरच्या रीडिंगनुसार, विषुववृत्तावर चुंबकीय क्षेत्राची ताकद सुमारे 60 गॅमा आहे, ध्रुवावर 120 गॅमा आहे, जी पृथ्वीच्या तुलनेत 500 पट कमकुवत आहे. एएमएस मार्स-5 नुसार, विषुववृत्तावर चुंबकीय क्षेत्राची ताकद 64 गामा होती आणि चुंबकीय क्षण 2.4 1022 ओरस्टेड सेमी 2 होता.

मंगळाचे चुंबकीय क्षेत्र अत्यंत अस्थिर आहे, ग्रहावरील विविध बिंदूंवर त्याची शक्ती 1.5 ते 2 पट भिन्न असू शकते आणि चुंबकीय ध्रुव भौतिक ध्रुवांशी एकरूप होत नाहीत. हे सूचित करते की मंगळाचा लोखंडी गाभा त्याच्या कवचाच्या संबंधात तुलनेने स्थिर आहे, म्हणजेच, पृथ्वीच्या चुंबकीय क्षेत्रासाठी जबाबदार ग्रहीय डायनॅमो यंत्रणा मंगळावर कार्य करत नाही. मंगळावर स्थिर ग्रहांचे चुंबकीय क्षेत्र नसले तरी ग्रहाच्या कवचाचे काही भाग चुंबकीय आहेत आणि या भागांचे चुंबकीय ध्रुव भूतकाळात उलटे झाले आहेत असे निरीक्षणातून दिसून आले आहे. या भागांचे चुंबकीकरण महासागरातील चुंबकीय विसंगतींसारखेच असल्याचे दिसून आले.

एक सिद्धांत, 1999 मध्ये प्रकाशित झाला आणि 2005 मध्ये पुन्हा तपासला गेला (मानवरहित मार्स ग्लोबल सर्वेयर वापरून), हे बँड प्लेट टेक्टोनिक्स दर्शवतात 4 अब्ज वर्षांपूर्वी, ग्रहाच्या डायनॅमोचे कार्य करणे बंद होण्यापूर्वी, ज्यामुळे चुंबकीय क्षेत्र तीव्र कमकुवत होते. या तीव्र घसरणीची कारणे अस्पष्ट आहेत. एक गृहितक आहे की डायनॅमोचे कार्य 4 अब्ज आहे. मंगळाभोवती 50-75 हजार किलोमीटर अंतरावर फिरणाऱ्या लघुग्रहाच्या उपस्थितीने अनेक वर्षांपूर्वी स्पष्ट केले आणि त्याच्या गाभ्यामध्ये अस्थिरता निर्माण झाली. त्यानंतर लघुग्रह त्याच्या रोश मर्यादेपर्यंत खाली आला आणि कोसळला. तथापि, या स्पष्टीकरणातच संदिग्धता आहे आणि वैज्ञानिक समुदायामध्ये विवादित आहे.

भूवैज्ञानिक इतिहास

22 फेब्रुवारी 1980 पासून 102 वायकिंग 1 ऑर्बिटर प्रतिमांचे ग्लोबल मोज़ेक.

कदाचित, दूरच्या भूतकाळात, मोठ्या खगोलीय पिंडाशी टक्कर झाल्यामुळे, कोरचे फिरणे थांबले, तसेच वातावरणाच्या मुख्य खंडाचे नुकसान झाले. असे मानले जाते की चुंबकीय क्षेत्राचे नुकसान सुमारे 4 अब्ज वर्षांपूर्वी झाले. कमकुवत चुंबकीय क्षेत्रामुळे, सौर वारा मंगळाच्या वातावरणात जवळजवळ बिनदिक्कतपणे प्रवेश करतो आणि पृथ्वीवर आयनोस्फीअरमध्ये आणि त्यावरील सौर किरणोत्सर्गाच्या क्रियेखाली अनेक प्रकाशरासायनिक प्रतिक्रिया मंगळावर जवळजवळ त्याच्या पृष्ठभागावर पाहिल्या जाऊ शकतात.

मंगळाच्या भूवैज्ञानिक इतिहासात खालील तीन युगांचा समावेश होतो:

Noachian Epoch ("Noachian Land", मंगळाचा एक प्रदेश या नावावरून नाव दिले गेले): मंगळाच्या सर्वात जुन्या अस्तित्वातील पृष्ठभागाची निर्मिती. ते 4.5 अब्ज - 3.5 अब्ज वर्षांपूर्वीच्या काळात चालू राहिले. या युगादरम्यान, पृष्ठभागावर असंख्य आघातक विवरांमुळे जखमा झाल्या होत्या. थार्सिस प्रांताचे पठार बहुधा याच काळात नंतरच्या तीव्र पाण्याच्या प्रवाहाने तयार झाले असावे.

हेस्पेरियन युग: 3.5 अब्ज वर्षांपूर्वी ते 2.9 - 3.3 अब्ज वर्षांपूर्वी. हा काळ प्रचंड लावा फील्डच्या निर्मितीद्वारे चिन्हांकित आहे.

अमेझोनियन युग (मंगळावरील "अमेझोनियन मैदान" या नावावरून): 2.9-3.3 अब्ज वर्षांपूर्वी ते आजपर्यंत. या युगादरम्यान तयार झालेल्या प्रदेशांमध्ये उल्कापिंडाचे विवर फार कमी आहेत, परंतु अन्यथा ते पूर्णपणे भिन्न आहेत. याच काळात माउंट ऑलिंपसची निर्मिती झाली. यावेळी, मंगळाच्या इतर भागांमध्ये लावा ओतत होता.

मंगळाचे चंद्र

मंगळाचे नैसर्गिक उपग्रह फोबोस आणि डेमोस आहेत. 1877 मध्ये अमेरिकन खगोलशास्त्रज्ञ असफ हॉल यांनी या दोघांचा शोध लावला होता. फोबोस आणि डेमोस अनियमित आकाराचे आणि खूप लहान आहेत. एका गृहीतकानुसार, ते मंगळाच्या गुरुत्वाकर्षण क्षेत्राद्वारे कॅप्चर केलेल्या लघुग्रहांच्या ट्रोजन गटातील (५२६१) युरेका सारख्या लघुग्रहांचे प्रतिनिधित्व करू शकतात. उपग्रहांची नावे देवता एरेस (म्हणजे मंगळ) - फोबोस आणि डेमोस यांच्या सोबत असलेल्या पात्रांच्या नावावर ठेवण्यात आली आहेत, ज्यांनी युद्धात युद्धाच्या देवाला मदत केली होती, भय आणि भयपट.

दोन्ही उपग्रह मंगळाभोवती समान कालावधीत त्यांच्या अक्षांभोवती फिरतात, म्हणून ते नेहमी एकाच बाजूने ग्रहाकडे वळलेले असतात. मंगळाच्या भरती-ओहोटीच्या प्रभावामुळे फोबोसची हालचाल हळूहळू मंदावते आणि अखेरीस उपग्रह मंगळावर पडणे (सध्याचा कल कायम ठेवत असताना) किंवा त्याचे विघटन होते. याउलट डेमोस मंगळापासून दूर जात आहे.

दोन्ही उपग्रहांचा आकार त्रिअक्षीय लंबवर्तुळाजवळ येतो, फोबोस (26.6x22.2x18.6 किमी) डीमोस (15x12.2x10.4 किमी) पेक्षा काहीसा मोठा आहे. बहुतेक खड्डे बारीक पदार्थांनी झाकलेले असल्यामुळे डेमोसचा पृष्ठभाग खूपच नितळ दिसतो. साहजिकच, फोबोसवर, जो ग्रहाच्या जवळ आहे आणि अधिक विशाल आहे, उल्कापाताच्या आघातात बाहेर पडलेला पदार्थ एकतर पुन्हा पृष्ठभागावर आदळला किंवा मंगळावर पडला, तर डेमोसवर तो बराच काळ उपग्रहाभोवती कक्षेत राहिला, हळूहळू स्थिर झाला आणि असमान भूभाग लपवत आहे.

मंगळावरील जीवन

मंगळावर बुद्धिमान मंगळवासीयांचे वास्तव्य आहे ही लोकप्रिय कल्पना 19व्या शतकाच्या उत्तरार्धात व्यापक झाली.

याच विषयावरील पर्सिव्हल लोवेलच्या पुस्तकासह शियापारेलीच्या तथाकथित कालव्यांच्या निरीक्षणाने, कोरड्या, थंड, मरत असलेल्या आणि सिंचनाचे काम करणारी प्राचीन संस्कृती असलेल्या ग्रहाची कल्पना लोकप्रिय केली.

प्रसिद्ध लोकांच्या इतर असंख्य दृश्ये आणि घोषणांनी या विषयाभोवती तथाकथित "मार्स फिव्हर" ला जन्म दिला. 1899 मध्ये, कोलोरॅडो वेधशाळेत रिसीव्हर्स वापरून रेडिओ सिग्नलमध्ये वातावरणातील हस्तक्षेपाचा अभ्यास करताना, शोधक निकोला टेस्ला यांनी पुनरावृत्ती होणारा सिग्नल पाहिला. मग तो मंगळ सारख्या इतर ग्रहांचा रेडिओ सिग्नल असावा असा अंदाज त्यांनी बांधला. 1901 च्या मुलाखतीत, टेस्ला म्हणाले की हस्तक्षेप कृत्रिमरित्या केला जाऊ शकतो अशी कल्पना त्यांना आली. जरी तो त्यांचा अर्थ उलगडू शकला नाही, तरी ते योगायोगाने पूर्णपणे उद्भवले हे त्याच्यासाठी अशक्य होते. त्याच्या मते, हे एका ग्रहावरून दुसऱ्या ग्रहाला अभिवादन होते.

टेस्लाच्या सिद्धांताला प्रसिद्ध ब्रिटीश भौतिकशास्त्रज्ञ विल्यम थॉमसन (लॉर्ड केल्विन) यांनी जोरदार पाठिंबा दिला, ज्यांनी 1902 मध्ये युनायटेड स्टेट्सला भेट देऊन सांगितले की त्यांच्या मते टेस्लाने युनायटेड स्टेट्सला पाठवलेला मंगळाचा सिग्नल उचलला होता. तथापि, केल्विनने अमेरिका सोडण्यापूर्वी या विधानाचा जोरदारपणे इन्कार केला: "खरं तर, मी म्हणालो की मंगळावरील रहिवासी, जर ते अस्तित्त्वात असतील तर ते न्यूयॉर्क पाहू शकतात, विशेषतः विजेचा प्रकाश."

आज, त्याच्या पृष्ठभागावर द्रव पाण्याची उपस्थिती ग्रहावरील जीवनाच्या विकासासाठी आणि देखरेखीसाठी एक अट मानली जाते. ग्रहाची कक्षा तथाकथित राहण्यायोग्य झोनमध्ये असणे आवश्यक आहे, जे सौर मंडळासाठी शुक्राच्या मागे सुरू होते आणि मंगळाच्या कक्षेच्या अर्ध-प्रमुख अक्षासह समाप्त होते. पेरिहेलियन दरम्यान, मंगळ या झोनमध्ये असतो, परंतु कमी दाबाचे पातळ वातावरण दीर्घ कालावधीसाठी मोठ्या क्षेत्रावर द्रव पाणी दिसण्यास प्रतिबंध करते. अलीकडील पुरावे सूचित करतात की मंगळाच्या पृष्ठभागावरील कोणतेही पाणी कायमस्वरूपी स्थलीय जीवनास समर्थन देण्यासाठी खूप खारट आणि आम्लयुक्त आहे.

मॅग्नेटोस्फियरची कमतरता आणि मंगळाचे अत्यंत पातळ वातावरण हे देखील जीवन टिकवून ठेवण्यासाठी एक समस्या आहे. ग्रहाच्या पृष्ठभागावर उष्णतेच्या प्रवाहाची एक अतिशय कमकुवत हालचाल आहे, ते सौर पवन कणांच्या भडिमारापासून खराबपणे वेगळे केले जाते, याव्यतिरिक्त, जेव्हा गरम होते तेव्हा पाणी त्वरित बाष्पीभवन होते, कमी दाबामुळे द्रव स्थितीला मागे टाकून. मंगळ देखील तथाकथित उंबरठ्यावर आहे. "भूवैज्ञानिक मृत्यू". ज्वालामुखीय क्रियाकलापांच्या समाप्तीमुळे वरवर पाहता ग्रहाच्या पृष्ठभाग आणि आतील भागात खनिजे आणि रासायनिक घटकांचे परिसंचरण थांबले.

पुराव्यांवरून असे सूचित होते की ग्रहावर पूर्वीपेक्षा जास्त जीवसृष्टी होती. मात्र, आजपर्यंत त्यावर जीवांचे अवशेष सापडलेले नाहीत. 1970 च्या दशकाच्या मध्यात केलेल्या वायकिंग कार्यक्रमांतर्गत, मंगळाच्या मातीतील सूक्ष्मजीव शोधण्यासाठी अनेक प्रयोग केले गेले. त्याचे सकारात्मक परिणाम दिसून आले आहेत, जसे की जेव्हा मातीचे कण पाण्यात आणि पोषक माध्यमांमध्ये ठेवतात तेव्हा CO2 सोडण्यात तात्पुरती वाढ होते. तथापि, नंतर मंगळावरील जीवनाचा हा पुरावा काही शास्त्रज्ञांनी [कोणाच्याद्वारे?] विवादित केला होता. यामुळे नासाचे शास्त्रज्ञ गिल्बर्ट लेविन यांच्याशी त्यांचा दीर्घ वाद झाला, ज्यांनी दावा केला की वायकिंगने जीवनाचा शोध लावला आहे. एक्स्ट्रोमोफाइल्सबद्दलच्या सध्याच्या वैज्ञानिक ज्ञानाच्या प्रकाशात वायकिंग डेटाचे पुनर्मूल्यांकन केल्यानंतर, हे निर्धारीत करण्यात आले की हे जीवसृष्टी शोधण्यासाठी केलेले प्रयोग पुरेसे परिपूर्ण नव्हते. शिवाय, या चाचण्या नमुन्यांमध्ये समाविष्ट असल्या तरीही जीवांना मारून टाकू शकतात. फिनिक्स प्रोग्रॅमने केलेल्या चाचण्यांमध्ये असे दिसून आले आहे की मातीमध्ये खूप अल्कधर्मी pH आहे आणि त्यात मॅग्नेशियम, सोडियम, पोटॅशियम आणि क्लोराईड आहे. मातीतील पोषक तत्त्वे जीवनाला आधार देण्यासाठी पुरेशी आहेत, परंतु जीवसृष्टी प्रखर अतिनील प्रकाशापासून संरक्षित केली पाहिजे.

विशेष म्हणजे, मंगळाच्या उत्पत्तीच्या काही उल्कापिंडांमध्ये, आकारात सर्वात सोप्या जीवाणूंसारखे दिसणारे स्वरूप आढळले, जरी ते आकाराने सर्वात लहान पार्थिव जीवांपेक्षा निकृष्ट आहेत. यापैकी एक उल्का ALH 84001 आहे, 1984 मध्ये अंटार्क्टिकामध्ये सापडली.

पृथ्वीवरील निरीक्षणांचे परिणाम आणि मार्स एक्सप्रेस अंतराळयानाच्या डेटानुसार, मंगळाच्या वातावरणात मिथेन आढळून आले. मंगळाच्या परिस्थितीत, हा वायू त्वरीत विघटित होतो, म्हणून पुन्हा भरपाईचा सतत स्त्रोत असणे आवश्यक आहे. असा स्त्रोत एकतर भूवैज्ञानिक क्रियाकलाप असू शकतो (परंतु मंगळावर कोणतेही सक्रिय ज्वालामुखी आढळले नाहीत), किंवा जीवाणूंची महत्त्वपूर्ण क्रिया असू शकते.

मंगळाच्या पृष्ठभागावरून खगोलशास्त्रीय निरीक्षणे

मंगळाच्या पृष्ठभागावर स्वयंचलित वाहनांच्या लँडिंगनंतर, ग्रहाच्या पृष्ठभागावरून थेट खगोलशास्त्रीय निरीक्षणे घेणे शक्य झाले. सूर्यमालेतील मंगळाची खगोलीय स्थिती, वातावरणाची वैशिष्ट्ये, मंगळ आणि त्याच्या उपग्रहांच्या क्रांतीचा कालावधी, मंगळाच्या रात्रीच्या आकाशाचे चित्र (आणि ग्रहावरून पाहिलेल्या खगोलीय घटना) पृथ्वीच्या आणि अनेक प्रकारे असामान्य आणि मनोरंजक वाटते.

मंगळावर आकाशी रंग

सूर्योदय आणि सूर्यास्ताच्या वेळी, शिखरावर असलेल्या मंगळाच्या आकाशात लाल-गुलाबी रंग असतो आणि सूर्याच्या डिस्कच्या अगदी जवळ असतो - निळ्यापासून जांभळ्यापर्यंत, जो पृथ्वीवरील पहाटेच्या चित्राच्या पूर्णपणे विरुद्ध असतो.

दुपारच्या वेळी, मंगळाचे आकाश पिवळे-केशरी असते. पृथ्वीच्या आकाशाच्या रंगसंगतीतील अशा फरकांचे कारण म्हणजे निलंबित धूळ असलेल्या मंगळाच्या पातळ, दुर्मिळ वातावरणाचे गुणधर्म. मंगळावर, किरणांचे रेले विखुरणे (जे पृथ्वीवर आकाशाच्या निळ्या रंगाचे कारण आहे) एक क्षुल्लक भूमिका बजावते, त्याचा प्रभाव कमकुवत आहे. संभाव्यतः, आकाशाचा पिवळा-केशरी रंग मंगळाच्या वातावरणात सतत निलंबित असलेल्या आणि हंगामी धुळीच्या वादळांमुळे उठलेल्या धुळीच्या कणांमध्ये 1% मॅग्नेटाइटच्या उपस्थितीमुळे देखील होतो. संधिप्रकाश सूर्योदयाच्या खूप आधी सुरू होतो आणि सूर्यास्तानंतर बराच काळ टिकतो. ढगांमधील पाण्याच्या बर्फाच्या सूक्ष्म कणांवर प्रकाश पसरल्यामुळे काहीवेळा मंगळाच्या आकाशाचा रंग जांभळा रंग घेतो (नंतरची ही एक दुर्मिळ घटना आहे).

सूर्य आणि ग्रह

मंगळावरून पाहिल्या गेलेल्या सूर्याचा कोनीय आकार पृथ्वीवरून दिसणार्‍या पेक्षा कमी आहे आणि नंतरचा 2/3 आहे. मंगळावरील बुध सूर्याच्या अत्यंत जवळ असल्यामुळे उघड्या डोळ्यांनी निरीक्षण करण्यासाठी व्यावहारिकदृष्ट्या दुर्गम असेल. मंगळाच्या आकाशातील सर्वात तेजस्वी ग्रह शुक्र आहे, दुसऱ्या स्थानावर गुरू आहे (त्याचे चार सर्वात मोठे उपग्रह दुर्बिणीशिवाय पाहिले जाऊ शकतात), तिसऱ्या स्थानावर पृथ्वी आहे.

पृथ्वी हा मंगळाचा आतील ग्रह आहे, तसाच शुक्र पृथ्वीचा आहे. त्यानुसार, मंगळावरून, पृथ्वी पहाटे किंवा संध्याकाळचा तारा म्हणून पाहिली जाते, पहाटेच्या आधी उगवते किंवा सूर्यास्तानंतर संध्याकाळी आकाशात दिसते.

मंगळाच्या आकाशात पृथ्वीची कमाल लांबी ३८ अंश असेल. उघड्या डोळ्यांना, पृथ्वी एक तेजस्वी (जास्तीत जास्त दृश्यमान तारकीय परिमाण सुमारे -2.5) हिरवट तारा म्हणून दिसेल, ज्याच्या पुढे चंद्राचा पिवळसर आणि मंद (सुमारे 0.9) तारा सहज ओळखता येईल. दुर्बिणीमध्ये, दोन्ही वस्तू समान टप्पे दाखवतील. पृथ्वीभोवती चंद्राची क्रांती खालीलप्रमाणे मंगळावरून पाहिली जाईल: पृथ्वीपासून चंद्राच्या जास्तीत जास्त कोनीय अंतरावर, उघड्या डोळ्याने चंद्र आणि पृथ्वी सहजपणे विभक्त होतील: एका आठवड्यात चंद्राचे "तारे" आणि पृथ्वी डोळ्याद्वारे अविभाज्य एका ताऱ्यामध्ये विलीन होईल, दुसर्या आठवड्यात चंद्र पुन्हा जास्तीत जास्त अंतरावर दिसेल, परंतु पृथ्वीच्या दुसऱ्या बाजूला. कालांतराने, मंगळावरील निरीक्षक पृथ्वीच्या डिस्कवरून चंद्राचा रस्ता (ट्रान्झिट) पाहण्यास सक्षम असेल किंवा त्याउलट, पृथ्वीच्या डिस्कद्वारे चंद्राचे आवरण पाहू शकेल. मंगळावरून पाहिल्यावर चंद्राचे पृथ्वीपासूनचे कमाल स्पष्ट अंतर (आणि त्यांची स्पष्ट चमक) पृथ्वी आणि मंगळाच्या सापेक्ष स्थितीनुसार आणि त्यानुसार, ग्रहांमधील अंतरानुसार लक्षणीयरीत्या बदलू शकते. विरोधाच्या युगादरम्यान, ते सुमारे 17 मिनिटे चाप असेल, पृथ्वी आणि मंगळाच्या कमाल अंतरावर - 3.5 मिनिटे चाप. पृथ्वी, इतर ग्रहांप्रमाणे, राशीच्या नक्षत्र बँडमध्ये पाहिली जाईल. मंगळावरील एक खगोलशास्त्रज्ञ देखील सूर्याच्या डिस्क ओलांडून पृथ्वीचा रस्ता पाहण्यास सक्षम असेल, पुढील 10 नोव्हेंबर 2084 रोजी होईल.

चंद्र - फोबोस आणि डेमोस

सूर्याच्या डिस्क ओलांडून फोबोसचा प्रवास. संधीची चित्रे

फोबोस, मंगळाच्या पृष्ठभागावरुन पाहिल्यावर, पृथ्वीच्या आकाशातील चंद्राच्या डिस्कच्या सुमारे 1/3 इतका स्पष्ट व्यास आणि अंदाजे -9 (अंदाजे पहिल्या तिमाहीच्या टप्प्यातील चंद्राप्रमाणे) विशालता आहे. . फोबोस पश्चिमेला उगवतो आणि पूर्वेला मावळतो, फक्त 11 तासांनंतर पुन्हा उगवतो, अशा प्रकारे दिवसातून दोनदा मंगळाचे आकाश पार करतो. बदलत्या टप्प्यांप्रमाणेच या वेगवान चंद्राची संपूर्ण आकाशात होणारी हालचाल रात्रीच्या वेळी सहज दिसेल. उघड्या डोळ्याने फोबोसच्या आरामाचे सर्वात मोठे वैशिष्ट्य वेगळे करू शकते - क्रेटर स्टिकनी. डेमोस पूर्वेकडे उगवतो आणि पश्चिमेला मावळतो, लक्षात येण्याजोग्या दृश्यमान डिस्कशिवाय तेजस्वी ताऱ्यासारखा दिसतो, सुमारे -5 (पृथ्वीच्या आकाशात शुक्रापेक्षा किंचित तेजस्वी), 2.7 मंगळाच्या दिवसांसाठी हळूहळू आकाश ओलांडतो. रात्रीच्या आकाशात एकाच वेळी दोन्ही उपग्रहांचे निरीक्षण केले जाऊ शकते, अशा स्थितीत फोबोस डीमॉसच्या दिशेने जाईल.

मंगळाच्या पृष्ठभागावरील वस्तूंना रात्रीच्या वेळी तीक्ष्ण सावली पडण्यासाठी फोबोस आणि डेमोस या दोन्हीची चमक पुरेशी आहे. दोन्ही उपग्रहांचा मंगळाच्या विषुववृत्ताकडे कक्षाचा तुलनेने लहान झुकाव आहे, जो ग्रहाच्या उच्च उत्तर आणि दक्षिण अक्षांशांमध्ये त्यांचे निरीक्षण वगळतो: उदाहरणार्थ, फोबोस कधीही 70.4 ° N च्या उत्तरेकडील क्षितिजाच्या वर जात नाही. sh किंवा 70.4°S च्या दक्षिणेस sh.; डेमोससाठी ही मूल्ये 82.7°N आहेत. sh आणि ८२.७°से sh मंगळावर, जेव्हा ते मंगळाच्या सावलीत प्रवेश करतात तेव्हा फोबोस आणि डेमोसचे ग्रहण तसेच सूर्याचे ग्रहण पाहिले जाऊ शकते, जे सौर डिस्कच्या तुलनेत फोबोसच्या लहान कोनीय आकारामुळे फक्त कंकणाकृती असते.

खगोलीय गोलाकार

मंगळावरील उत्तर ध्रुव, ग्रहाच्या अक्षाच्या कलतेमुळे, सिग्नस नक्षत्रात आहे (विषुववृत्तीय निर्देशांक: उजवे असेन्शन 21h 10m 42s, क्षीणता +52 ° 53.0? आणि तेजस्वी ताऱ्याने चिन्हांकित केलेले नाही: सर्वात जवळचा तारा ध्रुव हा BD +52 2880 च्या सहाव्या परिमाणाचा अंधुक तारा आहे (इतर त्याचे पदनाम HR 8106, HD 201834, SAO 33185 आहेत. दक्षिण खगोलीय ध्रुव (9h 10m 42s आणि -52° 53.0 अंशाचा समन्वय साधतो) हा तारा आहे. कप्पा परुसोव (स्पष्ट तीव्रता 2.5) - तो, ​​तत्त्वतः, मंगळाचा दक्षिण ध्रुव तारा मानला जाऊ शकतो.

मंगळाच्या ग्रहणाचे राशिचक्र नक्षत्र पृथ्वीवरून पाहिलेल्या सारखेच आहेत, एका फरकाने: नक्षत्रांमध्ये सूर्याच्या वार्षिक हालचालींचे निरीक्षण करताना, ते (पृथ्वीसह इतर ग्रहांप्रमाणे), नक्षत्राचा पूर्व भाग सोडून जातो. मीन, मीन राशीच्या पश्चिम भागात पुन्हा प्रवेश कसा करायचा याआधी सेटस नक्षत्राच्या उत्तरेकडील भागातून 6 दिवस जाईल.

मंगळाच्या अभ्यासाचा इतिहास

प्राचीन इजिप्तमध्ये मंगळाचा शोध फार पूर्वीपासून, अगदी 3.5 हजार वर्षांपूर्वी सुरू झाला होता. मंगळाच्या स्थितीची पहिली तपशीलवार माहिती बॅबिलोनियन खगोलशास्त्रज्ञांनी तयार केली होती, ज्यांनी ग्रहाच्या स्थितीचा अंदाज लावण्यासाठी अनेक गणिती पद्धती विकसित केल्या. इजिप्शियन आणि बॅबिलोनियन लोकांच्या डेटाचा वापर करून, प्राचीन ग्रीक (हेलेनिस्टिक) तत्त्वज्ञ आणि खगोलशास्त्रज्ञांनी ग्रहांच्या हालचालींचे स्पष्टीकरण देण्यासाठी तपशीलवार भूकेंद्रित मॉडेल विकसित केले. काही शतकांनंतर, भारतीय आणि इस्लामिक खगोलशास्त्रज्ञांनी मंगळाच्या आकाराचा आणि पृथ्वीपासूनच्या अंतराचा अंदाज लावला. 16व्या शतकात, निकोलस कोपर्निकसने सूर्यमालेचे वर्तुळाकार ग्रहांच्या कक्षेचे वर्णन करण्यासाठी एक सूर्यकेंद्री मॉडेल प्रस्तावित केले. त्याचे परिणाम जोहान्स केप्लर यांनी सुधारित केले होते, ज्याने मंगळासाठी अधिक अचूक लंबवर्तुळाकार कक्षेची ओळख करून दिली होती, ती निरीक्षण केलेल्या ग्रहाशी जुळते.

1659 मध्ये, फ्रान्सिस्को फोंटाना यांनी दुर्बिणीतून मंगळाकडे पाहत ग्रहाचे पहिले चित्र काढले. त्याने स्पष्टपणे परिभाषित केलेल्या गोलाच्या मध्यभागी एक काळा डाग चित्रित केला.

1660 मध्ये जीन डॉमिनिक कॅसिनी यांनी दोन ध्रुवीय टोप्या ब्लॅक स्पॉटमध्ये जोडल्या गेल्या.

1888 मध्ये, रशियामध्ये शिकलेल्या जिओव्हानी शियापरेलीने वैयक्तिक पृष्ठभागाच्या तपशीलांना प्रथम नावे दिली: ऍफ्रोडाइट, एरिट्रियन, एड्रियाटिक, सिमेरियनचे समुद्र; सूर्य, चंद्र आणि फिनिक्सची तलाव.

मंगळाच्या दुर्बिणीसंबंधीच्या निरीक्षणाचा पराक्रम 19 व्या शतकाच्या शेवटी आला - 20 व्या शतकाच्या मध्यभागी. हे मुख्यत्वे सार्वजनिक स्वारस्य आणि निरीक्षण केलेल्या मंगळाच्या चॅनेलच्या आसपासच्या सुप्रसिद्ध वैज्ञानिक विवादांमुळे आहे. अंतराळपूर्व काळातील खगोलशास्त्रज्ञांमध्ये ज्यांनी या काळात मंगळाची दुर्बिणीद्वारे निरीक्षणे केली, त्यात शियापरेली, पर्सिव्हल लव्हेल, स्लिफर, अँटोनियाडी, बर्नार्ड, जॅरी-डेलॉज, एल. एडी, टिखोव्ह, वॉक्युलर्स हे सर्वात प्रसिद्ध आहेत. त्यांनीच आयरोग्राफीचा पाया घातला आणि मंगळाच्या पृष्ठभागाचे पहिले तपशीलवार नकाशे संकलित केले - जरी ते मंगळावर स्वयंचलित प्रोबच्या उड्डाणानंतर जवळजवळ पूर्णपणे चुकीचे असल्याचे दिसून आले.

मंगळ वसाहत

टेराफॉर्मिंगनंतर मंगळाचे अंदाजे दृश्य

स्थलीय नैसर्गिक परिस्थितीच्या तुलनेने जवळ असल्यामुळे हे काम काहीसे सोपे होते. विशेषतः, पृथ्वीवर अशी ठिकाणे आहेत जिथे नैसर्गिक परिस्थिती मंगळावरील परिस्थितीसारखीच आहे. आर्क्टिक आणि अंटार्क्टिकामधील अत्यंत कमी तापमान मंगळावरील सर्वात कमी तापमानाशी तुलना करता येते आणि उन्हाळ्याच्या महिन्यांत मंगळाचे विषुववृत्त पृथ्वीइतकेच उबदार (+20 °C) असते. तसेच पृथ्वीवर मंगळाच्या लँडस्केपसारखे वाळवंट आहेत.

पण पृथ्वी आणि मंगळ यांच्यात लक्षणीय फरक आहेत. विशेषतः, मंगळाचे चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वीच्या तुलनेत 800 पटीने कमकुवत आहे. दुर्मिळ (पृथ्वीच्या तुलनेत शेकडो वेळा) वातावरणासह, यामुळे त्याच्या पृष्ठभागावर पोहोचणाऱ्या आयनीकरण किरणोत्सर्गाचे प्रमाण वाढते. अमेरिकन मानवरहित वाहन द मार्स ओडिसीने केलेल्या मोजमापांमध्ये असे दिसून आले की मंगळाच्या कक्षेतील किरणोत्सर्गाची पार्श्वभूमी आंतरराष्ट्रीय अंतराळ स्थानकावरील रेडिएशन पार्श्वभूमीपेक्षा २.२ पट जास्त आहे. सरासरी डोस प्रति दिन अंदाजे 220 मिलीरॅड्स होता (2.2 मिलीग्रे प्रति दिन किंवा 0.8 ग्रे प्रति वर्ष). तीन वर्षे अशा पार्श्वभूमीत राहिल्यामुळे प्राप्त होणारे रेडिएशन अंतराळवीरांसाठी स्थापित सुरक्षा मर्यादेपर्यंत पोहोचत आहे. मंगळाच्या पृष्ठभागावर, किरणोत्सर्गाची पार्श्वभूमी काहीशी कमी आहे आणि डोस प्रति वर्ष 0.2-0.3 Gy आहे, भूप्रदेश, उंची आणि स्थानिक चुंबकीय क्षेत्रांवर अवलंबून लक्षणीय बदलते.

मंगळावरील सामान्य खनिजांची रासायनिक रचना पृथ्वीजवळील इतर खगोलीय पिंडांपेक्षा अधिक वैविध्यपूर्ण आहे. 4 फ्रंटियर्स कॉर्पोरेशनच्या मते, ते केवळ मंगळच नव्हे तर चंद्र, पृथ्वी आणि लघुग्रहांच्या पट्ट्याला देखील पुरवण्यासाठी पुरेसे आहेत.

पृथ्वीपासून मंगळावर उड्डाण करण्याची वेळ (सध्याच्या तंत्रज्ञानासह) अर्ध-लंबवर्तुळामध्ये 259 दिवस आणि पॅराबोलामध्ये 70 दिवस आहे. संभाव्य वसाहतींशी संवाद साधण्यासाठी, रेडिओ संप्रेषणाचा वापर केला जाऊ शकतो, ज्यामध्ये ग्रहांच्या सर्वात जवळच्या दृष्टीकोन दरम्यान प्रत्येक दिशेने 3-4 मिनिटे विलंब होतो (जे दर 780 दिवसांनी पुनरावृत्ती होते) आणि सुमारे 20 मिनिटे. ग्रहांच्या जास्तीत जास्त अंतरावर; कॉन्फिगरेशन (खगोलशास्त्र) पहा.

आजपर्यंत, मंगळाच्या वसाहतीसाठी कोणतीही व्यावहारिक पावले उचलली गेली नाहीत, परंतु वसाहतीकरण विकसित केले जात आहे, उदाहरणार्थ, शतकानुशतक स्पेसक्राफ्ट प्रकल्प, डीप स्पेस हॅबिटॅट ग्रहावर राहण्यासाठी वस्ती मॉड्यूल विकसित करणे.

विश्वकोशीय YouTube

1 / 5

✪ प्रोजेक्ट DISCOVER-AQ - वायुमंडलीय संशोधन (नासा रशियनमध्ये)

✪ रशियनमध्ये NASA: 01/18/13 - आठवड्यासाठी NASA व्हिडिओ डायजेस्ट

✪ नकारात्मक वस्तुमान [विज्ञान आणि तंत्रज्ञान बातम्या]

✪ मार्स, 1968, विज्ञान कथा चित्रपट निबंध, दिग्दर्शक पावेल क्लुशांतसेव्ह

✪ मंगळावरील जीवनाची 5 चिन्हे - काउंटडाउन #37

उपशीर्षके

अभ्यास करत आहे

ग्रहावर स्वयंचलित इंटरप्लॅनेटरी स्टेशन्सच्या उड्डाणांच्या आधीच मंगळाचे वातावरण सापडले होते. वर्णक्रमीय विश्लेषण आणि पृथ्वीसह मंगळाच्या विरोधाबद्दल धन्यवाद, जे दर 3 वर्षांनी एकदा घडते, 19 व्या शतकातील खगोलशास्त्रज्ञांना आधीच माहित होते की त्याची एक अतिशय एकसंध रचना आहे, त्यापैकी 95% पेक्षा जास्त कार्बन डायऑक्साइड आहे. पृथ्वीच्या वातावरणातील ०.०४% कार्बन डाय ऑक्साईडशी तुलना केली असता, असे दिसून येते की मंगळाच्या वातावरणातील कार्बन डायऑक्साइडचे वस्तुमान पृथ्वीच्या वस्तुमानापेक्षा जवळपास १२ पटीने जास्त आहे, त्यामुळे जेव्हा मंगळ ग्रह टेराफॉर्म होतो, तेव्हा हरितगृह परिणामामध्ये कार्बन डायऑक्साइडचे योगदान निर्माण होऊ शकते. पोहोचल्यापेक्षा थोडे आधी मानवांसाठी आरामदायक हवामान. 1 वातावरणाचा दाब, अगदी सूर्यापासून मंगळाचे मोठे अंतर लक्षात घेऊन.

1920 च्या दशकाच्या सुरुवातीस, परावर्तित दुर्बिणीच्या केंद्रस्थानी ठेवलेल्या थर्मामीटरचा वापर करून मंगळाच्या तापमानाचे पहिले मोजमाप केले गेले. 1922 मध्ये व्ही. लॅम्पलँडने केलेल्या मोजमापांनी मंगळाच्या पृष्ठभागाचे सरासरी तापमान 245 (−28 °C), E. Pettit आणि S. Nicholson यांना 1924 मध्ये 260 K (−13 °C) मिळाले. 1960 मध्ये डब्ल्यू. सिंटन आणि जे. स्ट्राँग यांनी कमी मूल्य प्राप्त केले: 230 के (−43 ° से). दाबाचा पहिला अंदाज - सरासरी - ग्राउंड-आधारित IR स्पेक्ट्रोस्कोप वापरून केवळ 60 च्या दशकात मिळवला गेला: कार्बन डायऑक्साइड रेषांच्या लॉरेन्ट्झच्या विस्तृतीकरणातून प्राप्त झालेल्या 25 ± 15 hPa चा दाब म्हणजे तो वातावरणाचा मुख्य घटक होता.

स्पेक्ट्रल रेषांच्या डॉपलर शिफ्टवरून वाऱ्याचा वेग निश्चित केला जाऊ शकतो. म्हणून, यासाठी, लाइन शिफ्ट मिलिमीटर आणि सबमिलीमीटर श्रेणीमध्ये मोजली गेली आणि इंटरफेरोमीटरवरील मोजमापांमुळे संपूर्ण जाडीच्या संपूर्ण स्तरामध्ये वेगांचे वितरण प्राप्त करणे शक्य होते.

हवा आणि पृष्ठभागाचे तापमान, दाब, सापेक्ष आर्द्रता आणि वाऱ्याचा वेग यावरील सर्वात तपशीलवार आणि अचूक डेटा क्युरिऑसिटी रोव्हरवरील रोव्हर एन्व्हायर्नमेंटल मॉनिटरिंग स्टेशन (REMS) उपकरण संचद्वारे सतत मोजला जातो, जो 2012 पासून गेल क्रेटरमध्ये कार्यरत आहे. आणि MAVEN अंतराळयान, जे 2014 पासून मंगळाच्या भोवती फिरत आहे, ते विशेषतः वरच्या वातावरणाचा तपशीलवार अभ्यास करण्यासाठी, त्यांच्या सौर पवन कणांशी संवाद साधण्यासाठी आणि विशेषतः विखुरलेल्या गतिशीलतेचा अभ्यास करण्यासाठी डिझाइन केलेले आहे.

प्रत्यक्ष निरीक्षणासाठी कठीण किंवा अद्याप शक्य नसलेल्या अनेक प्रक्रिया केवळ सैद्धांतिक मॉडेलिंगच्या अधीन आहेत, परंतु ही एक महत्त्वाची संशोधन पद्धत देखील आहे.

वायुमंडलीय रचना

सर्वसाधारणपणे, मंगळाचे वातावरण खालच्या आणि वरच्या भागात विभागलेले आहे; नंतरचा भाग पृष्ठभागापासून 80 किमी वरचा प्रदेश मानला जातो, जेथे आयनीकरण आणि पृथक्करण प्रक्रिया सक्रिय भूमिका बजावतात. एक विभाग त्याच्या अभ्यासासाठी समर्पित आहे, ज्याला सामान्यतः एरोनॉमी म्हणतात. सहसा, जेव्हा लोक मंगळाच्या वातावरणाबद्दल बोलतात तेव्हा त्यांचा अर्थ खालच्या वातावरणाचा होतो.

तसेच, काही संशोधक दोन मोठ्या कवचांमध्ये फरक करतात - होमोस्फीअर आणि हेटरोस्फीअर. होमोस्फियरमध्ये, रासायनिक रचना उंचीवर अवलंबून नसते, कारण वातावरणातील उष्णता आणि आर्द्रता हस्तांतरणाची प्रक्रिया आणि त्यांचे उभ्या एक्सचेंज संपूर्णपणे अशांत मिश्रणाद्वारे निर्धारित केले जाते. वातावरणातील आण्विक प्रसार त्याच्या घनतेच्या व्यस्त प्रमाणात असल्याने, नंतर एका विशिष्ट पातळीपासून ही प्रक्रिया प्रबळ होते आणि वरच्या शेलचे मुख्य वैशिष्ट्य आहे - हेटरोस्फियर, जेथे आण्विक पसरलेले पृथक्करण होते. 120 ते 140 किमी उंचीवर असलेल्या या शेलमधील इंटरफेसला टर्बोपॉज म्हणतात.

कमी वातावरण

पृष्ठभागापासून ते 20-30 किमीच्या उंचीपर्यंत पसरते ट्रोपोस्फियरजेथे तापमान उंचीसह कमी होते. वर्षाच्या वेळेनुसार ट्रोपोस्फियरची वरची मर्यादा चढ-उतार होते (ट्रोपोपॉजमधील तापमान ग्रेडियंट 2.5 डिग्री/किमी सरासरी मूल्यासह 1 ते 3 डिग्री/किमी पर्यंत बदलते).

ट्रोपोपॉजच्या वर वातावरणाचा एक समतापीय प्रदेश आहे - स्ट्रॅटोमेस्फीअर 100 किमी उंचीपर्यंत पसरलेले. स्ट्रॅटोमेस्फीअरचे सरासरी तापमान अपवादात्मकपणे कमी असते आणि ते -133°C असते. पृथ्वीच्या विपरीत, जेथे स्ट्रॅटोस्फियरमध्ये प्रामुख्याने सर्व वातावरणीय ओझोन असतात, मंगळावर त्याची एकाग्रता नगण्य आहे (ते 50 - 60 किमी उंचीपासून अगदी पृष्ठभागावर वितरीत केले जाते, जेथे ते जास्तीत जास्त आहे).

वरचे वातावरण

स्ट्रॅटोमॉस्फीअरच्या वरती वातावरणाचा वरचा थर पसरतो - थर्मोस्फियर. हे कमाल मूल्य (200-350 के) पर्यंत उंचीसह तापमानात वाढ द्वारे दर्शविले जाते, त्यानंतर ते वरच्या मर्यादेपर्यंत (200 किमी) स्थिर राहते. या थरात अणु ऑक्सिजनची उपस्थिती नोंदवली गेली; 200 किमी उंचीवर त्याची घनता 5-6⋅10 7 सेमी −3 पर्यंत पोहोचते. अणु ऑक्सिजनचे वर्चस्व असलेल्या थराची उपस्थिती (तसेच मुख्य तटस्थ घटक कार्बन डायऑक्साइड आहे) मंगळाचे वातावरण शुक्राच्या वातावरणाशी जोडते.

आयनोस्फीअर- उच्च प्रमाणात आयनीकरण असलेला प्रदेश - सुमारे 80-100 ते सुमारे 500-600 किमी उंचीच्या श्रेणीमध्ये स्थित आहे. कार्बन डाय ऑक्साईडच्या फोटोओनायझेशनमुळे 120-140 किमी उंचीवर जेव्हा मुख्य थर तयार होतो तेव्हा रात्रीच्या वेळी आयनची सामग्री कमीतकमी आणि दिवसा जास्तीत जास्त असते. अत्यंत अतिनीलसौर विकिरण CO 2 + hν → CO 2 + + e -, तसेच आयन आणि तटस्थ पदार्थ CO 2 + + O → O 2 + + CO आणि O + + CO 2 → O 2 + + CO यांच्यातील प्रतिक्रिया. आयनांची एकाग्रता, ज्यापैकी 90% O 2 + आणि 10% CO 2 +, 10 5 प्रति घन सेंटीमीटरपर्यंत पोहोचते (आयनोस्फियरच्या इतर भागात ते 1-2 ऑर्डर कमी आहे). हे लक्षात घेण्यासारखे आहे की मंगळाच्या वातावरणात आण्विक ऑक्सिजनच्या जवळजवळ पूर्ण अनुपस्थितीत O 2 + आयन प्रबळ असतात. दुय्यम स्तर हा 110-115 किमीच्या प्रदेशात मऊ क्ष-किरणांमुळे आणि वेगवान इलेक्ट्रॉन्समुळे तयार होतो. 80-100 किमी उंचीवर, काही संशोधक तिसरा थर वेगळे करतात, कधीकधी वैश्विक धूळ कणांच्या प्रभावाखाली प्रकट होतात जे धातूचे आयन Fe + , Mg + , Na + वातावरणात आणतात. तथापि, नंतर मंगळाच्या वातावरणात प्रवेश करणार्‍या उल्का आणि इतर वैश्विक पिंडांच्या पदार्थाच्या विसर्जनामुळे नंतरचे दिसणे (शिवाय, वरच्या वातावरणाच्या जवळजवळ संपूर्ण खंडावर) दिसण्याची पुष्टी झाली नाही तर त्यांची सतत उपस्थिती देखील आहे. सामान्यतः. त्याच वेळी, मंगळावर चुंबकीय क्षेत्र नसल्यामुळे, त्यांचे वितरण आणि वर्तन पृथ्वीच्या वातावरणातील निरीक्षणापेक्षा लक्षणीय भिन्न आहे. मुख्य कमाल वर, सौर वारा सह परस्परसंवादामुळे इतर अतिरिक्त स्तर देखील दिसू शकतात. अशा प्रकारे, O+ आयनचा थर 225 किमी उंचीवर सर्वात जास्त उच्चारला जातो. आयनच्या तीन मुख्य प्रकारांव्यतिरिक्त (O 2 +, CO 2 आणि O +), तुलनेने अलीकडे 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 ++ आणि HCO2+. 400 किमीच्या वर, काही लेखक "आयनोपॉज" मध्ये फरक करतात, परंतु यावर अद्याप एकमत नाही.

प्लाझ्मा तापमानासाठी, मुख्य कमाल जवळ आयन तापमान 150 K आहे, 175 किमी उंचीवर 210 K पर्यंत वाढते. उच्च, तटस्थ वायूसह आयनांचे थर्मोडायनामिक समतोल लक्षणीयरित्या विस्कळीत होते आणि त्यांचे तापमान 250 किमी उंचीवर 1000 के पर्यंत वेगाने वाढते. इलेक्ट्रॉन्सचे तापमान अनेक हजार केल्विन असू शकते, हे आयनोस्फीअरमधील चुंबकीय क्षेत्रामुळे स्पष्ट होते आणि ते वाढत्या सौर झेनिथ कोनासह वाढते आणि उत्तर आणि दक्षिण गोलार्धात समान नसते, जे अवशिष्टांच्या विषमतेमुळे असू शकते. मंगळाच्या कवचाचे चुंबकीय क्षेत्र. सर्वसाधारणपणे, भिन्न तापमान प्रोफाइलसह उच्च-ऊर्जा इलेक्ट्रॉनच्या तीन लोकसंख्येमध्ये फरक देखील केला जाऊ शकतो. चुंबकीय क्षेत्र आयनांच्या क्षैतिज वितरणावर देखील परिणाम करते: चुंबकीय विसंगतींच्या वर उच्च-ऊर्जा कणांचे प्रवाह तयार होतात, फील्ड लाइन्सवर फिरतात, ज्यामुळे आयनीकरण तीव्रता वाढते आणि आयन घनता आणि स्थानिक संरचना वाढतात.

200-230 किमी उंचीवर, थर्मोस्फियरची वरची सीमा आहे - एक्सोबेस, ज्याच्या वर exosphereमंगळ. त्यात हलके पदार्थ असतात - हायड्रोजन, कार्बन, ऑक्सिजन - जे अंतर्निहित आयनोस्फियरमधील फोटोकेमिकल प्रतिक्रियांच्या परिणामी दिसून येतात, उदाहरणार्थ, इलेक्ट्रॉनसह O 2 + चे विघटनशील पुनर्संयोजन. मंगळाच्या वरच्या वातावरणात अणू हायड्रोजनचा सतत पुरवठा मंगळाच्या पृष्ठभागाजवळील पाण्याच्या वाफेच्या फोटोडिसोसिएशनमुळे होतो. उंचीसह हायड्रोजनच्या एकाग्रतेत अतिशय मंद गतीने घट झाल्यामुळे, हा घटक ग्रहाच्या वातावरणाच्या सर्वात बाहेरील स्तरांचा मुख्य घटक आहे आणि एक हायड्रोजन कोरोना तयार करतो जो सुमारे 20,000 किमी अंतरापर्यंत पसरतो, जरी कोणतीही कठोर सीमा नाही आणि कण या प्रदेशातून हळूहळू आसपासच्या बाह्य अवकाशात पसरते.

मंगळाच्या वातावरणातही तो कधी कधी सोडला जातो केमोस्फियर- एक थर जिथे फोटोकेमिकल प्रतिक्रिया घडतात आणि ओझोन स्क्रीनच्या कमतरतेमुळे, पृथ्वीप्रमाणेच, अतिनील किरणे ग्रहाच्या अगदी पृष्ठभागावर पोहोचतात, ते तिथेही शक्य आहेत. मंगळाचे केमोस्फियर पृष्ठभागापासून सुमारे 120 किमी उंचीपर्यंत पसरलेले आहे.

खालच्या वातावरणाची रासायनिक रचना

मंगळाच्या वातावरणाची तीव्र दुर्मिळता असूनही, त्यातील कार्बन डाय ऑक्साईडचे प्रमाण पृथ्वीच्या तुलनेत सुमारे 23 पट जास्त आहे.

• नायट्रोजन (2.7%) सध्या सक्रियपणे अवकाशात पसरत आहे. डायटॉमिक रेणूच्या रूपात, नायट्रोजन स्थिरपणे ग्रहाच्या आकर्षणाने धरला जातो, परंतु सौर किरणोत्सर्गामुळे एकल अणूंमध्ये विभाजित होतो, सहज वातावरणातून बाहेर पडतो.
• आर्गॉन (1.6%) तुलनेने अपव्यय-प्रतिरोधक हेवी आइसोटोप आर्गॉन-40 द्वारे दर्शविले जाते. प्रकाश 36 Ar आणि 38 Ar फक्त प्रति दशलक्ष भागांमध्ये उपस्थित आहेत
• इतर उदात्त वायू: निऑन, क्रिप्टन, झेनॉन (पीपीएम)
• कार्बन मोनोऑक्साइड (CO) - हे CO 2 च्या फोटोडिसोसिएशनचे उत्पादन आहे आणि नंतरचे 7.5⋅10 -4 एकाग्रता आहे - हे एक स्पष्टपणे लहान मूल्य आहे, कारण उलट प्रतिक्रिया CO + O + M → CO 2 + M प्रतिबंधित आहे, आणि बरेच काही जमा झाले पाहिजे CO. कार्बन मोनोऑक्साइडचे कार्बन डायऑक्साइडमध्ये ऑक्सिडीकरण कसे केले जाऊ शकते यासाठी विविध सिद्धांत मांडले गेले आहेत, परंतु त्या सर्वांमध्ये एक किंवा दुसरी कमतरता आहे.
• आण्विक ऑक्सिजन (O 2) - मंगळाच्या वरच्या वातावरणात CO 2 आणि H 2 O या दोन्हींच्या फोटोडिसोसिएशनच्या परिणामी दिसून येतो. या प्रकरणात, ऑक्सिजन वातावरणाच्या खालच्या थरांमध्ये पसरतो, जिथे त्याची एकाग्रता CO 2 च्या पृष्ठभागाच्या जवळच्या एकाग्रतेच्या 1.3⋅10 -3 पर्यंत पोहोचते. Ar, CO, आणि N 2 प्रमाणे, हा मंगळावरील नॉन-कंडेन्सेबल पदार्थ आहे, म्हणून त्याच्या एकाग्रतेमध्ये देखील हंगामी फरक पडतो. वरच्या वातावरणात, 90-130 किमी उंचीवर, O 2 ची सामग्री (CO 2 च्या सापेक्ष शेअर) खालच्या वातावरणातील संबंधित मूल्यापेक्षा 3-4 पट जास्त आहे आणि सरासरी 4⋅10 -3 आहे, यामध्ये भिन्नता आहे. रेंज 3.1⋅10 -3 ते 5.8⋅10 -3 . प्राचीन काळी, मंगळाच्या वातावरणात ऑक्सिजनचा मोठा साठा होता, जो तरुण पृथ्वीवरील त्याच्या वाट्याशी तुलना करता येतो. ऑक्सिजन, अगदी वैयक्तिक अणूंच्या रूपातही, यापुढे नायट्रोजनइतके सक्रियपणे विरघळत नाही, त्याच्या जास्त अणू वजनामुळे, ज्यामुळे ते जमा होऊ शकते.
• ओझोन - त्याचे प्रमाण पृष्ठभागाच्या तपमानानुसार मोठ्या प्रमाणात बदलते: ते विषुववृत्ताच्या वेळी सर्व अक्षांशांवर कमीतकमी आणि ध्रुवावर जास्तीत जास्त असते, शिवाय, हिवाळा पाण्याच्या वाफेच्या एकाग्रतेच्या व्यस्त प्रमाणात असतो. सुमारे 30 किमी उंचीवर एक उच्चारित ओझोन थर आहे आणि दुसरा 30 ते 60 किमी दरम्यान आहे.
• पाणी. मंगळाच्या वातावरणात H 2 O ची सामग्री पृथ्वीच्या सर्वात कोरड्या प्रदेशातील वातावरणाच्या तुलनेत सुमारे 100-200 पट कमी आहे आणि सरासरी 10-20 मायक्रॉन अवक्षेपित जल स्तंभ आहे. पाण्याच्या बाष्पाच्या एकाग्रतेमध्ये महत्त्वपूर्ण हंगामी आणि दैनंदिन भिन्नता असते. पाण्याच्या वाफेसह हवेच्या संपृक्ततेची डिग्री धूळ कणांच्या सामग्रीच्या विपरित प्रमाणात असते, जे संक्षेपण केंद्र आहेत आणि काही भागात (हिवाळ्यात, 20-50 किमी उंचीवर), वाफेची नोंद केली गेली, ज्याचा दाब ओलांडला. संतृप्त बाष्प दाब 10 पट - पृथ्वीच्या वातावरणापेक्षा कितीतरी जास्त.
• मिथेन. 2003 पासून, अज्ञात स्वरूपाच्या मिथेन उत्सर्जनाच्या नोंदणीचे अहवाल आले आहेत, परंतु नोंदणी पद्धतींमधील काही त्रुटींमुळे त्यापैकी काहीही विश्वसनीय मानले जाऊ शकत नाही. या प्रकरणात, आम्ही अत्यंत लहान मूल्यांबद्दल बोलत आहोत - 0.7 ppbv (उच्च मर्यादा - 1.3 ppbv) पार्श्वभूमी मूल्य म्हणून आणि एपिसोडिक बर्स्टसाठी 7 ppbv, जे रिझोल्यूशनच्या मार्गावर आहे. यासह, इतर अभ्यासांद्वारे पुष्टी केलेल्या CH 4 च्या अनुपस्थितीबद्दल देखील माहिती प्रकाशित केली गेली होती, हे मिथेनचे काही मधूनमधून स्त्रोत तसेच त्याच्या जलद नाशासाठी काही यंत्रणा अस्तित्वात असल्याचे सूचित करू शकते, तर फोटोकेमिकल विनाशाचा कालावधी. या पदार्थाचा अंदाज 300 वर्षे आहे. या विषयावरील चर्चा सध्या खुली आहे, आणि खगोलशास्त्राच्या संदर्भात हे विशेष स्वारस्य आहे, कारण पृथ्वीवर या पदार्थाचे बायोजेनिक मूळ आहे.
• काही सेंद्रिय संयुगेचे ट्रेस. H 2 CO, HCl आणि SO 2 वरील वरच्या मर्यादा सर्वात महत्त्वाच्या आहेत, ज्या अनुक्रमे क्लोरीन, तसेच ज्वालामुखीय क्रियाकलाप, विशेषतः, मिथेनचा गैर-ज्वालामुखी उत्पत्ती, जर त्याचे अस्तित्व असेल तर, या प्रतिक्रियांची अनुपस्थिती दर्शवितात. पुष्टी केली.

मंगळाच्या वातावरणाची रचना आणि दाब यामुळे मानव आणि इतर स्थलीय जीवांना श्वास घेणे अशक्य होते. ग्रहाच्या पृष्ठभागावर काम करण्यासाठी, एक स्पेस सूट आवश्यक आहे, जरी ते चंद्र आणि बाह्य अवकाशासारखे अवजड आणि संरक्षित नसले तरी. मंगळाचे वातावरण स्वतः विषारी नाही आणि त्यात रासायनिक अक्रिय वायू असतात. वातावरण काहीसे उल्का पिंडांना कमी करते, त्यामुळे मंगळावर चंद्रापेक्षा कमी विवर आहेत आणि ते कमी खोल आहेत. आणि मायक्रोमेटिओराइट्स पूर्णपणे जळून जातात, पृष्ठभागावर पोहोचत नाहीत.

पाणी, ढग आणि पर्जन्य

कमी घनता वातावरणाला मोठ्या प्रमाणातील घटना तयार करण्यापासून प्रतिबंधित करत नाही ज्यामुळे हवामानावर परिणाम होतो.

मंगळाच्या वातावरणात पाण्याची बाष्प टक्केवारीच्या हजारव्या भागापेक्षा जास्त नाही, तथापि, अलीकडील (2013) अभ्यासाच्या निकालांनुसार, हे अद्याप पूर्वीच्या विचारापेक्षा जास्त आहे आणि पृथ्वीच्या वातावरणाच्या वरच्या थरांपेक्षा जास्त आहे, आणि कमी दाब आणि तापमानात, ते संपृक्ततेच्या जवळ असते, म्हणून ते बहुतेकदा ढगांमध्ये जमा होते. नियमानुसार, पृष्ठभागापासून 10-30 किमी उंचीवर पाण्याचे ढग तयार होतात. ते प्रामुख्याने विषुववृत्तावर केंद्रित असतात आणि जवळजवळ वर्षभर पाळले जातात. वातावरणाच्या उच्च स्तरावर (20 किमी पेक्षा जास्त) पाहिलेले ढग CO 2 संक्षेपणाच्या परिणामी तयार होतात. हीच प्रक्रिया हिवाळ्यात ध्रुवीय प्रदेशात कमी (10 किमी पेक्षा कमी उंचीवर) ढग तयार होण्यास जबाबदार असते, जेव्हा वातावरणाचे तापमान CO 2 (-126 ° से) च्या गोठणबिंदूच्या खाली जाते; उन्हाळ्यात, बर्फ H 2 O पासून समान पातळ रचना तयार होतात

• 1978 मध्ये उत्तर ध्रुवीय प्रदेशाचे छायाचित्रण करताना मंगळावरील एक मनोरंजक आणि दुर्मिळ वातावरणीय घटना ("वायकिंग-1") आढळून आली. ही चक्रवाती रचना आहेत जी घड्याळाच्या उलट दिशेने परिभ्रमण असलेल्या भोवरासारख्या ढग प्रणालीद्वारे छायाचित्रांमध्ये स्पष्टपणे ओळखल्या जातात. ते अक्षांश 65-80° N मध्ये आढळले. sh वर्षाच्या "उबदार" कालावधीत, वसंत ऋतु ते लवकर शरद ऋतूपर्यंत, जेव्हा येथे ध्रुवीय आघाडी स्थापित केली जाते. त्याची घटना वर्षाच्या या वेळी बर्फाच्या टोपीचा किनारा आणि आसपासच्या मैदानांमधील पृष्ठभागाच्या तापमानातील तीव्र विरोधाभासामुळे होते. अशा पुढच्या भागाशी संबंधित हवेच्या लोकांच्या लहरी हालचालींमुळे पृथ्वीवर आपल्याला परिचित असलेल्या चक्रीवादळ दिसायला लागतात. मंगळावर आढळणाऱ्या भोवरा ढगांच्या प्रणालींचा आकार 200 ते 500 किमी पर्यंत असतो, त्यांचा वेग सुमारे 5 किमी/तास असतो आणि या प्रणालींच्या परिघावरील वाऱ्याचा वेग सुमारे 20 मी/से असतो. वैयक्तिक चक्रीवादळ एडीच्या अस्तित्वाचा कालावधी 3 ते 6 दिवसांपर्यंत असतो. मंगळाच्या चक्रीवादळांच्या मध्यवर्ती भागातील तापमान मूल्ये सूचित करतात की ढग पाण्याच्या बर्फाच्या क्रिस्टल्सने बनलेले आहेत.

  बर्फ खरोखर एकापेक्षा जास्त वेळा पाहिला गेला आहे. तर, 1979 च्या हिवाळ्यात, वायकिंग -2 लँडिंग क्षेत्रात बर्फाचा पातळ थर पडला, जो अनेक महिने पसरला होता.

  धूळ वादळ आणि धूळ भुते

  मंगळाच्या वातावरणाचे वैशिष्ट्यपूर्ण वैशिष्ट्य म्हणजे धूळ सतत असणे; वर्णक्रमीय मोजमापानुसार, धूलिकणांचा आकार 1.5 µm असा अंदाज आहे. कमी गुरुत्वाकर्षण दुर्मिळ हवेच्या प्रवाहाला 50 किमी उंचीपर्यंत धुळीचे प्रचंड ढग वाढविण्यास अनुमती देते. आणि वारे, जे तापमानातील फरकाचे एक प्रकटीकरण आहेत, बहुतेकदा ग्रहाच्या पृष्ठभागावर वाहतात (विशेषत: वसंत ऋतूच्या उत्तरार्धात - दक्षिणी गोलार्धात उन्हाळ्याच्या सुरुवातीस, जेव्हा गोलार्धांमधील तापमानाचा फरक विशेषतः तीव्र असतो) आणि त्यांचे गती 100 मीटर / सेकंदापर्यंत पोहोचते. अशाप्रकारे, धुळीची विस्तृत वादळे तयार होतात, जी वैयक्तिक पिवळ्या ढगांच्या रूपात आणि काहीवेळा संपूर्ण ग्रह व्यापलेल्या सतत पिवळ्या पडद्याच्या रूपात दिसून येतात. बर्याचदा, ध्रुवीय टोप्याजवळ धूळ वादळ होतात, त्यांचा कालावधी 50-100 दिवसांपर्यंत पोहोचू शकतो. वातावरणातील कमकुवत पिवळे धुके, एक नियम म्हणून, मोठ्या धुळीच्या वादळानंतर पाळले जातात आणि फोटोमेट्रिक आणि पोलरीमेट्रिक पद्धतींद्वारे सहजपणे शोधले जातात.

  धूळ वादळ, जे ऑर्बिटरमधून घेतलेल्या प्रतिमांवर चांगले निरीक्षण केले गेले होते, जेव्हा लँडर्सवरून छायाचित्रे काढली गेली तेव्हा ते अगदीच दृश्यमान झाले. या अंतराळ स्थानकांच्या लँडिंग साइट्सवर धुळीच्या वादळांची नोंद फक्त तापमान, दाब आणि सामान्य आकाशाच्या पार्श्वभूमीच्या अगदी किंचित गडद होण्यामध्ये तीव्र बदलामुळे झाली. वायकिंग लँडिंग साइट्सच्या परिसरात वादळानंतर स्थायिक झालेल्या धुळीचा थर फक्त काही मायक्रोमीटर इतका होता. हे सर्व मंगळाच्या वातावरणाची कमी सहन करण्याची क्षमता दर्शवते.

  सप्टेंबर 1971 ते जानेवारी 1972 पर्यंत, मंगळावर जागतिक धुळीचे वादळ आले, ज्यामुळे मरिनर 9 प्रोबमधून पृष्ठभागाचे छायाचित्र काढण्यासही प्रतिबंध झाला. या कालावधीत अंदाजे वातावरणीय स्तंभातील धुळीचे वस्तुमान (0.1 ते 10 च्या ऑप्टिकल जाडीसह) 7.8⋅10 -5 ते 1.66⋅10 -3 g/cm 2 पर्यंत होते. अशाप्रकारे, जागतिक धुळीच्या वादळांच्या काळात मंगळाच्या वातावरणातील धूलिकणांचे एकूण वजन 10 8 - 10 9 टनांपर्यंत पोहोचू शकते, जे पृथ्वीच्या वातावरणातील एकूण धूलिकणांच्या प्रमाणाशी सुसंगत आहे.

  • मार्स एक्सप्रेस स्पेसक्राफ्टमध्ये असलेल्या स्पिकॅम यूव्ही स्पेक्ट्रोमीटरने अरोरा प्रथम रेकॉर्ड केला होता. मग ते वारंवार MAVEN उपकरणाद्वारे पाहिले गेले, उदाहरणार्थ, मार्च 2015 मध्ये आणि सप्टेंबर 2017 मध्ये, क्युरिऑसिटी रोव्हरवर रेडिएशन असेसमेंट डिटेक्टर (RAD) द्वारे अधिक शक्तिशाली घटना नोंदवली गेली. MAVEN अंतराळयानाच्या डेटाच्या विश्लेषणाने मूलभूतपणे भिन्न प्रकारचे ऑरोरा देखील प्रकट केले - प्रसार, जे कमी अक्षांशांवर, चुंबकीय क्षेत्राच्या विसंगतींशी जोडलेले नसलेल्या आणि अतिशय उच्च उर्जा असलेल्या कणांच्या प्रवेशामुळे उद्भवतात. 200 keV, वातावरणात.

    याव्यतिरिक्त, सूर्याच्या अत्यंत अतिनील किरणोत्सर्गामुळे वातावरणाची तथाकथित स्वतःची  ग्लो (eng. airglow) होते.

    ऑरोरा आणि आंतरिक चमक दरम्यान ऑप्टिकल संक्रमणांची नोंदणी वरच्या वातावरणाची रचना, त्याचे तापमान आणि गतिशीलता याबद्दल महत्त्वपूर्ण माहिती प्रदान करते. अशा प्रकारे, रात्रीच्या कालावधीत नायट्रिक ऑक्साईड उत्सर्जनाच्या γ- आणि δ-बँडचा अभ्यास प्रकाशित आणि अप्रकाशित प्रदेशांमधील अभिसरण दर्शविण्यास मदत करतो. आणि 130.4 nm च्या फ्रिक्वेंसीवर रेडिएशनची स्वतःच्या चमकाने नोंदणी केल्याने उच्च-तापमान अणू ऑक्सिजनची उपस्थिती प्रकट होण्यास मदत झाली, जे वातावरणातील एक्सोस्फियर्स आणि सर्वसाधारणपणे कोरोनाचे वर्तन समजून घेण्यासाठी एक महत्त्वपूर्ण पाऊल होते.

    रंग

    मंगळाचे वातावरण भरणारे धुळीचे कण बहुतेक लोह ऑक्साईड असतात आणि त्यामुळे त्याला लाल-केशरी रंग येतो.

    मोजमापानुसार, वातावरणाची ऑप्टिकल जाडी 0.9 आहे, म्हणजे केवळ 40% सौर विकिरण त्याच्या वातावरणाद्वारे मंगळाच्या पृष्ठभागावर पोहोचतात आणि उर्वरित 60% हवेत लटकलेल्या धुळीने शोषले जातात. त्याशिवाय, मंगळाच्या आकाशाचा रंग 35 किलोमीटरच्या उंचीवर पृथ्वीच्या आकाशासारखाच असेल. हे लक्षात घेतले पाहिजे की या प्रकरणात मानवी डोळा या रंगांशी जुळवून घेईल आणि पांढरा समतोल आपोआप समायोजित केला जाईल जेणेकरून आकाश पार्थिव प्रकाशाच्या परिस्थितीत सारखेच दिसेल.

    आकाशाचा रंग अतिशय विषम आहे आणि क्षितिजावरील तुलनेने प्रकाशापासून ढग किंवा धुळीचे वादळ नसताना ते झपाट्याने गडद होते आणि झेनिथच्या दिशेने ग्रेडियंटमध्ये. तुलनेने शांत आणि वारा नसलेल्या मोसमात, जेव्हा कमी धूळ असते, तेव्हा आकाश शिखरावर पूर्णपणे काळे असू शकते.

    तथापि, रोव्हर्सच्या प्रतिमांबद्दल धन्यवाद, हे ज्ञात झाले की सूर्यास्त आणि सूर्योदयाच्या वेळी सूर्याभोवती आकाश निळे होते. याचे कारण रेले स्कॅटरिंग आहे - प्रकाश वायूच्या कणांवर विखुरलेला असतो आणि आकाशाला रंग देतो, परंतु जर मंगळाच्या दिवशी दुर्मिळ वातावरण आणि धुळीमुळे परिणाम कमजोर आणि उघड्या डोळ्यांना अदृश्य असेल तर सूर्यास्ताच्या वेळी सूर्य प्रकाशमान होतो. हवेचा जास्त जाड थर, ज्यामुळे निळे आणि व्हायलेट घटक विखुरण्यास सुरवात करतात. दिवसा पृथ्वीवरील निळे आकाश आणि सूर्यास्ताच्या वेळी पिवळ्या-नारिंगीसाठी हीच यंत्रणा जबाबदार आहे. [ ]

    क्युरिऑसिटी रोव्हरमधील प्रतिमांमधून संकलित केलेले रॉकनेस्ट वाळूच्या ढिगाऱ्यांचे पॅनोरमा.

    बदल

    वातावरणाच्या वरच्या थरांमध्ये होणारे बदल खूप गुंतागुंतीचे असतात, कारण ते एकमेकांशी आणि अंतर्निहित स्तरांशी जोडलेले असतात. वरच्या दिशेने पसरणाऱ्या वातावरणातील लाटा आणि भरती यांचा थर्मोस्फियरच्या संरचनेवर आणि गतिशीलतेवर आणि परिणामी, आयनोस्फियर, उदाहरणार्थ, आयनोस्फियरच्या वरच्या सीमेची उंची यावर महत्त्वपूर्ण प्रभाव पडतो. खालच्या वातावरणात धुळीच्या वादळांच्या दरम्यान, त्याची पारदर्शकता कमी होते, ते गरम होते आणि विस्तारते. मग थर्मोस्फियरची घनता वाढते - ती परिमाणाच्या क्रमाने देखील बदलू शकते - आणि इलेक्ट्रॉन एकाग्रतेची कमाल उंची 30 किमी पर्यंत वाढू शकते. धुळीच्या वादळांमुळे वरच्या वातावरणात होणारे बदल जागतिक असू शकतात, ज्यामुळे ग्रहाच्या पृष्ठभागापासून 160 किमी पर्यंतच्या भागावर परिणाम होतो. या घटनेला वरच्या वातावरणाच्या प्रतिसादात बरेच दिवस लागतात आणि ते त्याच्या पूर्वीच्या स्थितीत परत येते - बरेच महिने. वरच्या आणि खालच्या वातावरणातील नातेसंबंधाचे आणखी एक प्रकटीकरण म्हणजे पाण्याची वाफ, जी खालच्या वातावरणात जास्त प्रमाणात भरलेली असते, ती हलक्या H आणि O घटकांमध्ये फोटोडिसोसिएशन होऊ शकते, ज्यामुळे एक्सोस्फियरची घनता आणि तीव्रता वाढते. मंगळाच्या वातावरणामुळे होणारी पाण्याची हानी. वरच्या वातावरणात बदल घडवून आणणारे बाह्य घटक म्हणजे सूर्याचे अतिनील आणि मऊ क्ष-किरण किरणे, सौर वाऱ्याचे कण, वैश्विक धूळ आणि उल्कापिंडांसारखे मोठे शरीर. हे कार्य गुंतागुंतीचे आहे की त्यांचा प्रभाव, एक नियम म्हणून, यादृच्छिक आहे आणि त्याची तीव्रता आणि कालावधी सांगता येत नाही, शिवाय, एपिसोडिक घटना दिवसाच्या, ऋतूतील बदलांशी संबंधित चक्रीय प्रक्रियांद्वारे अधिरोपित केल्या जातात. सौर चक्र. सध्या, वातावरणातील पॅरामीटर्सच्या गतिशीलतेवरील घटनांची संचित आकडेवारी आहे, परंतु नियमिततेचे सैद्धांतिक वर्णन अद्याप पूर्ण झालेले नाही. आयनोस्फियरमधील प्लाझ्मा कणांच्या एकाग्रता आणि सौर क्रियाकलाप यांच्यातील थेट प्रमाण निश्चितपणे स्थापित केले गेले आहे. या ग्रहांच्या चुंबकीय क्षेत्रामध्ये मूलभूत फरक असूनही, पृथ्वीच्या आयनोस्फियरसाठी 2007-2009 मध्ये निरिक्षणांच्या निकालांनुसार समान नियमितता प्रत्यक्षात नोंदवली गेली या वस्तुस्थितीद्वारे याची पुष्टी केली जाते, ज्याचा थेट आयनोस्फीअरवर परिणाम होतो. आणि सौर कोरोनाच्या कणांचे उत्सर्जन, सौर वाऱ्याच्या दाबात बदल घडवून आणण्यामुळे, मॅग्नेटोस्फियर आणि आयनोस्फियरचे वैशिष्ट्यपूर्ण कॉम्प्रेशन देखील होते: जास्तीत जास्त प्लाझ्मा घनता 90 किमी पर्यंत खाली येते.

    रोजचे चढउतार

    दुर्मिळता असूनही, तरीही वातावरण ग्रहाच्या पृष्ठभागापेक्षा अधिक हळूहळू सौर उष्णतेच्या प्रवाहातील बदलांवर प्रतिक्रिया देते. तर, सकाळच्या काळात, तापमान उंचीनुसार मोठ्या प्रमाणात बदलते: ग्रहाच्या पृष्ठभागापासून 25 सेमी ते 1 मीटर उंचीवर 20 ° चा फरक नोंदवला गेला. सूर्याच्या उगवत्याबरोबर, थंड हवा पृष्ठभागावरून गरम होते आणि वरच्या दिशेने वरच्या दिशेने वाढते, हवेत धूळ वाढवते - अशा प्रकारे धूळ भूत तयार होतात. जवळच्या पृष्ठभागाच्या स्तरामध्ये (500 मीटर उंचीपर्यंत) तापमानात उलथापालथ होते. दुपारपर्यंत वातावरण आधीच तापल्यानंतर हा परिणाम दिसून येत नाही. दुपारी दोनच्या सुमारास कमाल झाली. नंतर पृष्ठभाग वातावरणापेक्षा वेगाने थंड होतो आणि उलट तापमान ग्रेडियंट दिसून येतो. सूर्यास्तापूर्वी, तापमान पुन्हा उंचीसह कमी होते.

    दिवस आणि रात्रीच्या बदलाचा परिणाम वरच्या वातावरणावरही होतो. सर्वप्रथम, सौर किरणोत्सर्गाचे आयनीकरण रात्री थांबते, तथापि, दिवसा प्रवाहामुळे सूर्यास्तानंतर प्रथमच प्लाझ्मा पुन्हा भरला जातो आणि नंतर चुंबकीय क्षेत्राच्या रेषांसह खाली जाणाऱ्या इलेक्ट्रॉनच्या प्रभावामुळे तयार होतो. (तथाकथित इलेक्ट्रॉन आक्रमण) - नंतर जास्तीत जास्त 130-170 किमी उंचीवर साजरा केला जातो. म्हणून, रात्रीच्या बाजूने इलेक्ट्रॉन आणि आयनांची घनता खूपच कमी आहे आणि एक जटिल प्रोफाइलद्वारे वैशिष्ट्यीकृत आहे, जे स्थानिक चुंबकीय क्षेत्रावर देखील अवलंबून असते आणि अगदी क्षुल्लक मार्गाने बदलते, ज्याची नियमितता अद्याप पूर्णपणे समजलेली नाही आणि सैद्धांतिक वर्णन केले आहे. दिवसा, सूर्याच्या झेनिथ कोनावर अवलंबून आयनोस्फियरची स्थिती देखील बदलते.

    वार्षिक चक्र

    पृथ्वीप्रमाणेच, मंगळावरही परिभ्रमणाच्या अक्षाच्या कक्षेच्या विमानाकडे झुकल्यामुळे ऋतूंमध्ये बदल होतो, म्हणून हिवाळ्यात ध्रुवीय टोपी उत्तर गोलार्धात वाढते आणि दक्षिणेकडे जवळजवळ अदृश्य होते आणि सहा नंतर महिने गोलार्ध जागा बदलतात. त्याच वेळी, पेरिहेलियन (उत्तर गोलार्धातील हिवाळी संक्रांती) येथे ग्रहाच्या कक्षेच्या ऐवजी मोठ्या विक्षिप्तपणामुळे, त्याला ऍफेलियनपेक्षा 40% जास्त सौर विकिरण प्राप्त होते आणि उत्तर गोलार्धात, हिवाळा लहान आणि तुलनेने कमी असतो. मध्यम, आणि उन्हाळा लांब असतो, परंतु थंड असतो, दक्षिणेकडे, त्याउलट, उन्हाळा लहान आणि तुलनेने उबदार असतो आणि हिवाळा लांब आणि थंड असतो. या संदर्भात, हिवाळ्यात दक्षिणी टोपी ध्रुव-विषुववृत्त अंतराच्या अर्ध्यापर्यंत वाढते आणि उत्तर टोपी फक्त एक तृतीयांश पर्यंत वाढते. जेव्हा उन्हाळा एका ध्रुवावर येतो, तेव्हा संबंधित ध्रुवीय टोपीतील कार्बन डायऑक्साइड बाष्पीभवन होऊन वातावरणात प्रवेश करतो; वारे ते विरुद्ध टोपीवर घेऊन जातात, जिथे ते पुन्हा गोठते. अशाप्रकारे, कार्बन डाय ऑक्साईड चक्र उद्भवते, जे ध्रुवीय टोपीच्या विविध आकारांसह, सूर्याभोवती फिरत असताना मंगळाच्या वातावरणाच्या दाबात बदल घडवून आणते. हिवाळ्यात संपूर्ण वातावरणाच्या 20-30% पर्यंत ध्रुवीय टोपीमध्ये गोठते या वस्तुस्थितीमुळे, संबंधित क्षेत्रातील दबाव त्यानुसार कमी होतो.

    हंगामी भिन्नता (तसेच दैनंदिन) देखील पाण्याची वाफ एकाग्रतेतून जातात - ते 1-100 मायक्रॉनच्या श्रेणीत असतात. तर, हिवाळ्यात वातावरण जवळजवळ "कोरडे" असते. वसंत ऋतूमध्ये त्यात पाण्याची वाफ दिसून येते आणि उन्हाळ्याच्या मध्यापर्यंत पृष्ठभागाच्या तापमानातील बदलांनंतर त्याचे प्रमाण जास्तीत जास्त पोहोचते. उन्हाळा-शरद ऋतूच्या काळात, पाण्याची वाफ हळूहळू पुनर्वितरित केली जाते आणि त्याची जास्तीत जास्त सामग्री उत्तर ध्रुवीय प्रदेशातून विषुववृत्तीय अक्षांशांकडे जाते. त्याच वेळी, वातावरणातील एकूण जागतिक बाष्प सामग्री (वायकिंग -1 डेटानुसार) अंदाजे स्थिर राहते आणि 1.3 किमी 3 बर्फाच्या समतुल्य आहे. H 2 O (100 μm अवक्षेपित पाणी, 0.2 vol% च्या बरोबरीचे) ची कमाल सामग्री उन्हाळ्यात उत्तरेकडील अवशिष्ट ध्रुवीय टोपीच्या सभोवतालच्या गडद प्रदेशात नोंदवली गेली - वर्षाच्या या वेळी ध्रुवीय टोपीच्या बर्फाच्या वरचे वातावरण हे सहसा संपृक्ततेच्या जवळ असते.

    दक्षिणेकडील गोलार्धात वसंत ऋतु-उन्हाळ्याच्या काळात, जेव्हा धुळीची वादळे सर्वाधिक सक्रियपणे तयार होतात, तेव्हा दैनंदिन किंवा अर्ध-दिवसीय वातावरणातील भरती-ओहोटी दिसून येतात - पृष्ठभागाजवळील दाब वाढणे आणि गरम होण्याच्या प्रतिसादात वातावरणाचा थर्मल विस्तार.

    ऋतूंच्या बदलाचा परिणाम वरच्या वातावरणावरही होतो - दोन्ही तटस्थ घटक (थर्मोस्फियर) आणि प्लाझ्मा (आयनोस्फियर), आणि हा घटक सौरचक्रासह एकत्रितपणे विचारात घेणे आवश्यक आहे आणि यामुळे वरच्या गतिशीलतेचे वर्णन करण्याचे कार्य गुंतागुंतीचे होते. वातावरण.

    दीर्घकालीन बदल

    देखील पहा

    नोट्स

    1. विल्यम्स, डेव्हिड आर. मंगळ - तथ्य पत्रक (अनिश्चित) . नॅशनल स्पेस सायन्स डेटा सेंटर. नासा (सप्टेंबर 1, 2004). 28 सप्टेंबर 2017 रोजी प्राप्त.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin.मंगळ:  छोटा पार्थिव ग्रह: [इंग्रजी] ]// खगोलशास्त्र आणि खगोल भौतिकशास्त्र पुनरावलोकन. - 2016. - व्ही. 24, क्रमांक 1 (डिसेंबर 16). - पृष्ठ 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5.
    3. मंगळाचे वातावरण (अनिश्चित) . युनिव्हर्स-प्लॅनेट // पोर्टल दुसर्या परिमाणात
    4. मंगळ हा लाल तारा आहे. क्षेत्राचे वर्णन. वातावरण आणि हवामान (अनिश्चित) . galspace.ru - सौर यंत्रणा अन्वेषण प्रकल्प. 29 सप्टेंबर 2017 रोजी प्राप्त.
    5. (इंग्रजी) थिन-मार्टियन-एअरच्या बाहेर Astrobiology मासिक, मायकेल शिर्बर, 22 ऑगस्ट 2011.
    6. मॅक्सिम झाबोलोत्स्की. मंगळ ग्रहाच्या वातावरणाबद्दल सामान्य माहिती (अनिश्चित) . spacegid.com(21.09.2013). 20 ऑक्टोबर 2017 रोजी प्राप्त.
    7. मार्स पाथफाइंडर - विज्ञान  परिणाम - वातावरणीय आणि हवामानशास्त्रीय गुणधर्म (अनिश्चित) . nasa.gov. 20 एप्रिल 2017 रोजी प्राप्त.
    8. जे.एल. फॉक्स, ए. डालगारनो.मंगळाच्या वरच्या वातावरणाचे आयनीकरण, चमक आणि गरम होणे: [इंग्रजी] ]// J Geophys Res. - 1979. - टी. 84, अंक. A12 (डिसेंबर 1). - एस. ७३१५–७३३३. -