Atmosfera lui Marte: secretul celei de-a patra planete. Atmosfera lui Marte - compoziția chimică, condițiile meteorologice și clima din trecut În ce constă atmosfera lui Marte?

Când vorbim despre schimbările climatice, scuturăm cu tristețe din cap - oh, cât de mult s-a schimbat planeta noastră în ultima vreme, cât de poluată este atmosfera ei... Totuși, dacă vrem să vedem un exemplu adevărat al cât de fatale pot fi schimbările climatice, atunci nu va trebui să-l căutăm pe Pământ și nu numai. Marte este foarte potrivit pentru acest rol.

Ceea ce a fost aici acum milioane de ani nu poate fi comparat cu imaginea de astăzi. În zilele noastre, Marte are o suprafață extrem de rece, presiune scăzută și o atmosferă foarte subțire și slabă. În fața noastră se află doar o umbră palidă a lumii anterioare, a cărei temperatură la suprafață nu era cu mult mai mică decât temperatura actuală de pe pământ, iar râurile adânci străbăteau câmpiile și cheile. Poate că a existat chiar și viață organică aici, cine știe? Toate acestea sunt de domeniul trecutului.

Din ce este formată atmosfera lui Marte?

În zilele noastre chiar respinge posibilitatea ca ființe vii să trăiască aici. Vremea marțiană este modelată de mulți factori, inclusiv creșterea ciclică și topirea calotelor glaciare, vaporii de apă din atmosferă și furtunile sezoniere de praf. Uneori, furtunile uriașe de praf acoperă întreaga planetă deodată și pot dura luni de zile, transformând cerul în roșu intens.

Atmosfera lui Marte este de aproximativ 100 de ori mai subțire decât cea a Pământului și conține 95% dioxid de carbon. Compoziția exactă a atmosferei marțiane este:

• Dioxid de carbon: 95,32%
• Azot: 2,7%
• Argon: 1,6%
• Oxigen: 0,13%
• Monoxid de carbon: 0,08%

În plus, în cantități mici există: apă, oxizi de azot, neon, hidrogen greu, cripton și xenon.

Cum a apărut atmosfera lui Marte? La fel ca pe Pământ - ca urmare a degazării - eliberarea de gaze din intestinele planetei. Cu toate acestea, gravitația pe Marte este mult mai mică decât pe Pământ, așa că majoritatea gazelor scapă în spațiu și doar o mică parte dintre ele este capabilă să rămână în jurul planetei.

Ce s-a întâmplat cu atmosfera lui Marte în trecut?

În zorii sistemului solar, adică acum 4,5-3,5 miliarde de ani, Marte avea o atmosferă destul de densă, datorită căreia apa putea exista sub formă lichidă la suprafața sa. Fotografiile orbitale arată contururile văilor vaste ale râurilor, contururile unui ocean antic de pe suprafața planetei roșii, iar roverele de pe Marte au găsit de mai multe ori mostre de compuși chimici care ne demonstrează că ochii nu mint - toate acestea. detaliile de relief familiare ochiului uman de pe Marte s-au format în aceleași condiții, la fel ca pe Pământ.

A fost apă pe Marte fără îndoială, nu există întrebări aici. Singura întrebare este de ce a dispărut în cele din urmă?

Teoria principală pe această temă arată cam așa: cândva, Marte avea un câmp magnetic care reflecta efectiv radiația solară, dar cu timpul a început să slăbească și acum aproximativ 3,5 miliarde de ani a dispărut practic (centri locali individuali ai câmpului magnetic , mai mult, o putere destul de comparabilă cu cea de pe Pământ, există și acum pe Marte). Deoarece Marte are aproape jumătate din dimensiunea Pământului, gravitația sa este mult mai slabă decât cea a planetei noastre. Combinația acestor doi factori (pierderea câmpului magnetic și gravitația slabă) a condus la aceasta. că vântul solar a început să „elimine” moleculele de lumină din atmosfera planetei, subțiandu-l treptat. Deci, în câteva milioane de ani, Marte s-a trezit în rolul unui măr, din care pielea a fost tăiată cu grijă cu un cuțit.

Câmpul magnetic slăbit nu a mai putut „stinge” în mod eficient radiația cosmică, iar soarele, dintr-o sursă de viață, s-a transformat într-un ucigaș pentru Marte. Iar atmosfera subțiată nu a mai putut reține căldura, așa că temperatura de la suprafața planetei a scăzut la o medie de -60 de grade Celsius, ajungând la +20 de grade doar într-o zi de vară la ecuator.

Deși atmosfera lui Marte este acum de aproximativ 100 de ori mai subțire decât cea a Pământului, este totuși suficient de groasă pentru ca procesele de formare a vremii să aibă loc în mod activ pe planeta roșie, să apară precipitații, să apară nori și vânturi.

„Dust Devil” - o mică tornadă pe suprafața lui Marte, fotografiată de pe orbita planetei

Radiații, furtuni de praf și alte caracteristici ale lui Marte

Radiația aproape de suprafața planetei reprezintă un pericol, însă, conform datelor NASA obținute din colecția de analize de către roverul Curiosity, rezultă că chiar și pe parcursul unei perioade de 500 de zile de ședere pe Marte (+360 de zile pe drum), astronauții (ținând cont de echipamentul de protecție) ar primi „doză de radiație egală cu 1 sievert (~100 roentgens). Această doză este periculoasă, dar cu siguranță nu va ucide un adult „pe loc”. Se crede că 1 sievert de expunere la radiații crește riscul unui astronaut de a dezvolta cancer cu 5%. Potrivit oamenilor de știință, de dragul științei se poate trece la mari greutăți, în special primul pas către Marte, chiar dacă promite probleme de sănătate în viitor... Acesta este cu siguranță un pas către nemurire!

Pe suprafața lui Marte, sezonier, sute de diavoli de praf (tornade) fac furie, ridicând în atmosferă praf din oxizi de fier (rugina, în termeni simpli) care acoperă din belșug pustiul marțian. Praful de Marte este foarte fin, ceea ce, combinat cu gravitația scăzută, duce la faptul că o cantitate semnificativă din acesta este mereu prezentă în atmosferă, atingând concentrații deosebit de mari toamna și iarna în nord, iar primăvara și vara în sud. emisferele planetei.

Furtuni de praf pe Marte- cel mai mare din sistemul solar, capabil să acopere întreaga suprafață a planetei și uneori să reziste luni de zile. Principalele anotimpuri pentru furtunile de praf pe Marte sunt primăvara și vara.

Mecanismul unor astfel de fenomene meteorologice puternice nu este pe deplin înțeles, dar cel mai probabil este explicat prin următoarea teorie: atunci când un număr mare de particule de praf se ridică în atmosferă, acest lucru duce la încălzirea sa bruscă la o altitudine mai mare. Masele calde de gaze se năpustesc spre regiunile reci ale planetei, generând vânt. Praful de Marte, așa cum am menționat deja, este foarte ușor, așa că vânturile puternice ridică și mai mult praf, care la rândul său încălzește și mai mult atmosfera și generează vânturi și mai puternice, care la rândul lor ridică și mai mult praf... și așa mai departe!

Nu este ploaie pe Marte și de unde ar veni în frigul de -60 de grade? Dar uneori ninge. Adevărat, o astfel de zăpadă nu constă din apă, ci din cristale de dioxid de carbon, iar proprietățile sale amintesc mai mult de ceață decât de zăpadă („fulgii de zăpadă” sunt prea mici), dar fii sigur - aceasta este zăpadă adevărată! Doar cu specificul local.

În general, „zăpada” cade aproape pe întreg teritoriul lui Marte, iar acest proces este ciclic - noaptea dioxidul de carbon îngheață și se transformă în cristale, căzând la suprafață, iar în timpul zilei se dezgheță și revine din nou în atmosferă. Cu toate acestea, la polii nordici și sudici ai planetei, iarna, gerul domnește până la -125 de grade, așa că odată ce cade sub formă de cristale, gazul nu se mai evaporă și se află în strat până primăvara. Având în vedere dimensiunea calotelor de zăpadă de pe Marte, este necesar să spunem că iarna concentrația de dioxid de carbon din atmosferă scade cu zeci de procente? Atmosfera devine și mai rarefiată și, ca urmare, păstrează și mai puțină căldură... Marte se cufundă în iarnă.

Deoarece Marte este mai departe de Soare decât Pământ, poate ocupa o poziție pe cer opusă Soarelui, atunci este vizibil toată noaptea. Această poziție a planetei se numește confruntare. Pentru Marte, se repetă la fiecare doi ani și două luni. Deoarece orbita lui Marte este mai alungită decât cea a Pământului, în timpul opozițiilor distanțele dintre Marte și Pământ pot fi diferite. O dată la 15 sau 17 ani are loc Marea Confruntare, când distanța dintre Pământ și Marte este minimă și se ridică la 55 de milioane de km.

Canale pe Marte

Fotografia lui Marte făcută de la telescopul spațial Hubble arată clar trăsăturile caracteristice ale planetei. Pe fundalul roșu al deșerturilor marțiane, mările verzi-albăstrui și calota polară albă strălucitoare sunt clar vizibile. faimos canale nu se vede in poza. La această mărire, ele sunt cu adevărat invizibile. După ce au fost obținute fotografii la scară mare ale lui Marte, misterul canalelor marțiane a fost în sfârșit rezolvat: canalele sunt o iluzie optică.

De mare interes a fost problema posibilității existenței viata pe Marte. Studiile efectuate în 1976 asupra SM Viking american au dat aparent un rezultat final negativ. Nu au fost găsite urme de viață pe Marte.

Cu toate acestea, în prezent există o discuție aprinsă pe această temă. Ambele părți, atât susținători, cât și oponenți ai vieții pe Marte, prezintă argumente pe care adversarii lor nu le pot respinge. Pur și simplu nu există suficiente date experimentale pentru a rezolva această problemă. Nu putem decât să așteptăm până când zborurile în curs și planificate către Marte vor oferi material care confirmă sau infirmă existența vieții pe Marte în timpul nostru sau în trecutul îndepărtat. Material de pe site

Marte are două mici satelit— Phobos (Fig. 51) și Deimos (Fig. 52). Dimensiunile lor sunt de 18×22, respectiv 10×16 km. Phobos este situat la o distanță de doar 6000 km de suprafața planetei și o orbitează în aproximativ 7 ore, adică de 3 ori mai puțin decât o zi marțiană. Deimos se afla la o distanta de 20.000 km.

Există o serie de mistere asociate cu sateliții. Deci, originea lor este neclară. Majoritatea oamenilor de știință cred că aceștia sunt asteroizi capturați relativ recent. Este greu de imaginat cum a supraviețuit Phobos impactului unui meteorit, care a lăsat pe el un crater cu un diametru de 8 km. Nu este clar de ce Phobos este cel mai negru corp cunoscut de noi. Reflexivitatea sa este de 3 ori mai mică decât funinginea. Din păcate, mai multe zboruri de nave spațiale către Phobos s-au încheiat cu eșec. Soluția finală la multe probleme atât ale Phobos, cât și ale lui Marte este amânată până la expediția pe Marte, planificată pentru anii 30 ai secolului XXI.

Atmosfera lui Marte este mai mică de 1% din cea a Pământului, așa că nu protejează planeta de radiațiile solare și nu reține căldura la suprafață. Acesta este modul în care îl putem descrie pe scurt, dar să aruncăm o privire mai atentă la el.

Atmosfera lui Marte a fost descoperită chiar înainte de zborul stațiilor interplanetare automate către planetă. Datorită opozițiilor planetei, care au loc la fiecare trei ani, și analizei spectrale, astronomii știau deja în secolul al XIX-lea că are o compoziție foarte omogenă, din care peste 95% era CO2.

Culoarea cerului marțian de la Viking Lander 1. O furtună de praf este vizibilă în Sol 1742 (ziua marțiană).

În secolul al XX-lea, datorită sondelor interplanetare, am aflat că atmosfera lui Marte și temperatura sa sunt strâns legate între ele, deoarece datorită transferului de particule minuscule de oxid de fier, apar furtuni uriașe de praf care pot acoperi jumătate din planetă, ridicându-și simultan. temperatură.

Compoziția aproximativă

Învelișul de gaz al planetei este format din 95% dioxid de carbon, 3% azot, 1,6% argon și urme de oxigen, vapori de apă și alte gaze. În plus, este foarte umplut cu particule mici de praf (în principal oxid de fier), care îi conferă o nuanță roșiatică. Datorită informațiilor despre particulele de oxid de fier, a răspunde la întrebarea ce culoare are atmosfera nu este deloc dificil.

dioxid de carbon

Dunele întunecate sunt rezultatul sublimării dioxidului de carbon înghețat, care s-a topit primăvara și a scăpat în atmosfera rarefiată, lăsând în urmă urme ca aceasta.

De ce atmosfera planetei roșii este făcută din dioxid de carbon? Planeta nu a avut plăci tectonice de miliarde de ani. Lipsa mișcării plăcilor a permis punctelor vulcanice să arunce magma la suprafață timp de milioane de ani la sfârșit. Dioxidul de carbon este, de asemenea, un produs al erupției și este singurul gaz care se adaugă constant în atmosferă, de fapt, acesta este de fapt singurul motiv pentru care există. În plus, planeta și-a pierdut câmpul magnetic, ceea ce a contribuit la faptul că gazele mai ușoare au fost transportate de vântul solar. Din cauza erupțiilor continue, au apărut mulți munți vulcanici mari. Muntele Olimp este cel mai mare munte din sistemul solar.

Oamenii de știință cred că Marte și-a pierdut întreaga atmosferă din cauza faptului că și-a pierdut magnetosfera acum aproximativ 4 miliarde de ani. Pe vremuri, învelișul de gaz al planetei era mai dens, iar magnetosfera proteja planeta de vântul solar. Vântul solar, atmosfera și magnetosfera sunt puternic interconectate. Particulele solare interacționează cu ionosferă și transportă molecule departe de ea, reducând densitatea. Acesta este răspunsul la întrebarea unde s-a dus atmosfera. Aceste particule ionizate au fost descoperite de nave spațiale în spațiul din spatele lui Marte. Aceasta are ca rezultat o presiune medie la suprafață de 600 Pa, în comparație cu presiunea medie pe Pământ de 101.300 Pa.

Metan

Cantități relativ mari de metan au fost descoperite relativ recent. Această descoperire neașteptată a arătat că atmosfera conține metan la o rată de 30 de părți per miliard. Acest gaz provine din diferite zone ale planetei. Datele sugerează că există două surse principale de metan.

Apus, culoarea albastră a cerului se datorează, în parte, prezenței metanului

Se crede că Marte produce aproximativ 270 de tone de metan pe an. Conform condițiilor de pe planetă, metanul este distrus rapid, în aproximativ 6 luni. Pentru ca metanul să existe în cantități detectabile, trebuie să existe surse active sub suprafață. Activitatea vulcanică și serpentinizarea sunt cele mai probabile cauze ale formării metanului.

Apropo, metanul este unul dintre motivele pentru care atmosfera planetei este albastră la apus. Metanul împrăștie albastrul mai bine decât alte culori.

Metanul este un produs secundar al vieții și este, de asemenea, rezultatul vulcanismului, al proceselor geotermale și al activității hidrotermale. Metanul este un gaz instabil, așa că planeta trebuie să aibă o sursă care să-l reumple în mod constant. Trebuie să fie foarte activ pentru că studiile au arătat că metanul se descompune în mai puțin de un an.

Compoziția cantitativă

Compoziția chimică a atmosferei: Constă din peste 95% dioxid de carbon, 95,32% mai exact. Gazele sunt distribuite după cum urmează:

Dioxid de carbon 95,32%
Azot 2,7%
Argon 1,6%
Oxigen 0,13%
Monoxid de carbon 0,07%
vapori de apă 0,03%
Oxid nitric 0,0013%

Structura

Atmosfera este împărțită în patru straturi principale: inferior, mijlociu, superior și exosferă. Straturile inferioare sunt o regiune caldă (temperatura de aproximativ 210 K). Este încălzit de praful din aer (praf de 1,5 microni diametru) și radiația termică de la suprafață.

Trebuie avut în vedere faptul că, în ciuda rarefierii foarte mari, concentrația de dioxid de carbon din învelișul gazos al planetei este de aproximativ 23 de ori mai mare decât în ​​a noastră. Prin urmare, atmosfera lui Marte nu este atât de prietenoasă nu numai oamenii, ci și alte organisme terestre nu pot respira în ea.

Cel din mijloc este asemănător cu cel pământesc. Straturile superioare ale atmosferei sunt încălzite de vântul solar, iar temperatura acolo este mult mai ridicată decât la suprafață. Această căldură face ca gazul să părăsească învelișul de gaz. Exosfera începe la aproximativ 200 km de la suprafață și nu are o limită clară. După cum puteți vedea, distribuția temperaturii pe altitudine este destul de previzibilă pentru o planetă terestră.

Vremea pe Marte

Prognoza pe Marte este în general foarte slabă. Puteți vedea prognoza meteo pe Marte. Vremea se schimbă în fiecare zi și uneori chiar la fiecare oră. Acest lucru pare neobișnuit pentru o planetă care are o atmosferă de doar 1% din cea a Pământului. În ciuda acestui fapt, clima lui Marte și temperatura generală a planetei se influențează reciproc la fel de puternic ca pe Pământ.

Temperatură

Vara, temperaturile din timpul zilei la ecuator pot ajunge la 20 °C. Noaptea, temperaturile pot scădea până la -90 C. O diferență de 110 grade într-o zi poate crea diavoli de praf și furtuni de praf care acoperă întreaga planetă timp de câteva săptămâni. Temperaturile de iarnă sunt extrem de scăzute -140 C. Dioxidul de carbon îngheață și se transformă în gheață carbonică. Polul Nord marțian are un metru de gheață carbonică iarna, în timp ce Polul Sud este acoperit de opt metri de gheață carbonică în orice moment.

nori

Deoarece radiațiile de la Soare și vântul solar bombardează constant planeta, apa lichidă nu poate exista, motiv pentru care nu există ploaie pe Marte. Uneori, însă, apar nori și începe să cadă zăpada. Norii de pe Marte sunt foarte mici și subțiri.

Oamenii de știință cred că unele dintre ele constau din particule mici de apă. Atmosfera conține vapori de apă în cantități mici. La prima vedere, poate părea că norii nu pot exista pe planetă.

Și totuși, pe Marte, există condiții pentru formarea norilor. Planeta este atât de rece încât apa din acești nori nu cade niciodată sub formă de ploaie, ci mai degrabă ca zăpadă în atmosfera superioară. Oamenii de știință au observat acest lucru de mai multe ori și nu există dovezi că zăpada nu ajunge la suprafață.

Praf

Este destul de ușor de văzut cum atmosfera afectează temperatura. Cel mai semnificativ eveniment sunt furtunile de praf, care încălzesc local planeta. Ele apar din cauza diferențelor de temperatură de pe planetă, iar suprafața este acoperită cu praf ușor, care este ridicat chiar și de un vânt atât de slab.

Aceste furtuni prafesc panourile solare, facand imposibila explorarea pe termen lung a planetei. Din fericire, furtunile alternează cu vântul, care îndepărtează praful acumulat de pe panouri. Dar atmosfera Curiosity nu este capabilă să interfereze, roverul american avansat este echipat cu un generator termic nuclear și întreruperile luminii solare nu sunt teribile pentru acesta, spre deosebire de celălalt rover Opportunity, care funcționează cu baterii solare.

Acest rover nu se teme de nicio furtună de praf

dioxid de carbon

După cum am menționat deja, învelișul de gaz al planetei roșii este format din 95 de dioxid de carbon. Poate îngheța și cădea la suprafață. Aproximativ 25% din dioxidul de carbon atmosferic se condensează în calotele polare sub formă de gheață solidă (gheață carbonică). Acest lucru se datorează faptului că polii marțieni nu sunt expuși la lumina soarelui în timpul iernii.

Când lumina soarelui lovește din nou polii, gheața se transformă în formă gazoasă și se evaporă înapoi. Astfel, există o schimbare semnificativă a presiunii pe parcursul anului.

Diavoli de praf

Diavolul de praf are 12 kilometri înălțime și 200 de metri în diametru

Dacă ați fost vreodată într-o zonă deșertică, ați văzut mici diavoli de praf care par să apară de nicăieri. Diavolii de praf de pe Marte sunt puțin mai de rău augur decât cei de pe Pământ. În comparație cu a noastră, atmosfera planetei roșii este de 100 de ori mai puțin densă. Prin urmare, tornadele seamănă mai mult cu tornadele, care se ridică cu câțiva kilometri în aer și cu sute de metri în diametru. Acest lucru explică parțial de ce, în comparație cu planeta noastră, atmosfera este roșie - furtuni de praf și praf fin de oxid de fier. De asemenea, culoarea învelișului de gaz al planetei se poate schimba la apus, când soarele apune, metanul împrăștie partea albastră a luminii mai puternic decât restul, astfel încât apusul de pe planetă este albastru.

Marte este a patra cea mai îndepărtată planetă de Soare și a șaptea (penultima) cea mai mare planetă din sistemul solar; Masa planetei este de 10,7% din masa Pământului. Numit după Marte, vechiul zeu roman al războiului, corespunzător vechiului grec Ares. Marte este uneori numită „planeta roșie” din cauza nuanței roșiatice a suprafeței sale, dată de oxidul de fier.

Marte este o planetă terestră cu o atmosferă rarefiată (presiunea la suprafață este de 160 de ori mai mică decât cea a Pământului). Caracteristicile reliefului de suprafață a lui Marte pot fi considerate cratere de impact precum cele de pe Lună, precum și vulcani, văi, deșerturi și calote polare precum cele de pe Pământ.

Marte are doi sateliți naturali - Phobos și Deimos (tradus din greaca veche - „frică” și „groază” - numele celor doi fii ai lui Ares care l-au însoțit în luptă), care sunt relativ mici (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km diametru) și au o formă neregulată.

Marile opoziții ale lui Marte, 1830-2035

An	Data	Distanța, a. e.
1830	19 septembrie	0,388
1845	18 august	0,373
1860	17 iulie	0,393
1877	5 septembrie	0,377
1892	4 august	0,378
1909	24 septembrie	0,392
1924	23 august	0,373
1939	23 iulie	0,390
1956	10 septembrie	0,379
1971	10 august	0,378
1988	22 septembrie	0,394
2003	28 august	0,373
2018	27 iulie	0,386
2035	15 septembrie	0,382

Marte este a patra cea mai îndepărtată de Soare (după Mercur, Venus și Pământ) și a șaptea ca mărime (depășind doar Mercur ca masă și diametru) planetă din sistemul solar. Masa lui Marte este de 10,7% din masa Pământului (6,423 1023 kg față de 5,9736 1024 kg pentru Pământ), volumul său este de 0,15 cel al Pământului, iar diametrul său liniar mediu este de 0,53 diametrul Pământului (6800 km). ).

Topografia lui Marte are multe caracteristici unice. Vulcanul marțian stins Muntele Olimp este cel mai înalt munte din Sistemul Solar, iar Valles Marineris este cel mai mare canion. În plus, în iunie 2008, trei lucrări publicate în revista Nature au furnizat dovezi pentru cel mai mare crater de impact cunoscut din sistemul solar din emisfera nordică a lui Marte. Lungimea sa este de 10.600 km și lățimea sa este de 8.500 km, ceea ce este de aproximativ patru ori mai mare decât cel mai mare crater de impact descoperit anterior și pe Marte, în apropierea polului său sudic.

Pe lângă topografia similară a suprafeței, Marte are o perioadă de rotație și cicluri sezoniere similare cu cele ale Pământului, dar clima sa este mult mai rece și mai uscată decât cea a Pământului.

Până la primul zbor pe Marte de către nava spațială Mariner 4, în 1965, mulți cercetători credeau că pe suprafața sa se afla apă lichidă. Această opinie s-a bazat pe observații ale schimbărilor periodice în zonele luminoase și întunecate, în special la latitudinile polare, care erau asemănătoare continentelor și mărilor. Canelurile întunecate de pe suprafața lui Marte au fost interpretate de unii observatori ca canale de irigare pentru apă lichidă. S-a dovedit ulterior că aceste caneluri erau o iluzie optică.

Datorită presiunii scăzute, apa nu poate exista în stare lichidă pe suprafața lui Marte, dar este probabil că condițiile au fost diferite în trecut și, prin urmare, prezența vieții primitive pe planetă nu poate fi exclusă. Pe 31 iulie 2008, apa cu gheață a fost descoperită pe Marte de sonda spațială Phoenix a NASA.

În februarie 2009, constelația de explorare orbitală care orbitează Marte avea trei nave spațiale operaționale: Mars Odyssey, Mars Express și Mars Reconnaissance Satellite, mai mult decât în ​​jurul oricărei alte planete în afară de Pământ.

Suprafața lui Marte a fost explorată în prezent de două rovere: Spirit și Opportunity. Există, de asemenea, mai multe aterizare și rover inactive pe suprafața lui Marte care au finalizat explorarea.

Datele geologice pe care le-au colectat sugerează că cea mai mare parte a suprafeței lui Marte a fost anterior acoperită de apă. Observațiile din ultimul deceniu au relevat o activitate slabă a gheizerelor în unele locuri de pe suprafața lui Marte. Conform observațiilor de la sonda spațială Mars Global Surveyor, părți din calota polară sudica a lui Marte se retrag treptat.

Marte poate fi văzut de pe Pământ cu ochiul liber. Magnitudinea sa aparentă ajunge la 2,91 m (la cea mai apropiată apropiere de Pământ), a doua ca strălucire numai după Jupiter (și nu întotdeauna în timpul unei mari opoziții) și Venus (dar doar dimineața sau seara). De obicei, în timpul unei mari opoziții, Marte portocaliu este cel mai strălucitor obiect de pe cerul nopții Pământului, dar acest lucru are loc doar o dată la 15-17 ani, timp de una sau două săptămâni.

Caracteristicile orbitale

Distanța minimă de la Marte la Pământ este de 55,76 milioane km (când Pământul se află exact între Soare și Marte), maxima este de aproximativ 401 milioane km (când Soarele se află exact între Pământ și Marte).

Distanța medie de la Marte la Soare este de 228 milioane km (1,52 UA), iar perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 687 de zile pământești. Orbita lui Marte are o excentricitate destul de vizibilă (0,0934), astfel încât distanța până la Soare variază de la 206,6 la 249,2 milioane km. Înclinarea orbitei lui Marte este de 1,85°.

Marte este cel mai aproape de Pământ în timpul opoziției, când planeta se află în direcția opusă Soarelui. Opozițiile se repetă la fiecare 26 de luni în diferite puncte de pe orbita lui Marte și a Pământului. Dar o dată la 15-17 ani, opozițiile apar într-un moment în care Marte este aproape de periheliu; La aceste așa-numite mari opoziții (ultima a fost în august 2003), distanța până la planetă este minimă, iar Marte atinge cea mai mare dimensiune unghiulară de 25,1" și luminozitate de 2,88m.

Caracteristici fizice

Comparația dimensiunilor Pământului (raza medie 6371 km) și Marte (raza medie 3386,2 km)

În ceea ce privește dimensiunea liniară, Marte are aproape jumătate din dimensiunea Pământului - raza lui ecuatorială este de 3396,9 km (53,2% din cea a Pământului). Suprafața lui Marte este aproximativ egală cu suprafața terestră de pe Pământ.

Raza polară a lui Marte este cu aproximativ 20 km mai mică decât cea ecuatorială, deși perioada de rotație a planetei este mai lungă decât cea a Pământului, ceea ce dă motive să presupunem o modificare a vitezei de rotație a lui Marte în timp.

Masa planetei este de 6,418·1023 kg (11% din masa Pământului). Accelerația gravitației la ecuator este de 3,711 m/s (0,378 Pământ); prima viteză de evacuare este de 3,6 km/s, iar a doua este de 5,027 km/s.

Perioada de rotație a planetei este de 24 ore 37 minute 22,7 secunde. Astfel, un an marțian este format din 668,6 zile solare marțiane (numite sol).

Marte se rotește în jurul axei sale, înclinat pe perpendicular pe planul orbital la un unghi de 24°56?. Înclinarea axei de rotație a lui Marte face ca anotimpurile să se schimbe. În același timp, alungirea orbitei duce la diferențe mari în durata lor - de exemplu, primăvara și vara nordică, luate împreună, durează 371 de sol, adică în mod semnificativ mai mult de jumătate din anul marțian. În același timp, ele apar într-o secțiune a orbitei lui Marte care este îndepărtată de Soare. Prin urmare, pe Marte, vara de nord este lungă și răcoroasă, iar vara de sud este scurtă și fierbinte.

Atmosfera si clima

Atmosfera lui Marte, fotografie a orbiterului Viking, 1976. „Craterul zâmbitor” al lui Halle este vizibil în stânga

Temperaturile de pe planetă variază de la -153 la poli iarna până la peste 20 °C la ecuator la amiază. Temperatura medie este de -50°C.

Atmosfera lui Marte, constând în principal din dioxid de carbon, este foarte subțire. Presiunea la suprafața lui Marte este de 160 de ori mai mică decât pe Pământ - 6,1 mbar la nivelul mediu al suprafeței. Datorită diferenței mari de altitudine de pe Marte, presiunea la suprafață variază foarte mult. Grosimea aproximativă a atmosferei este de 110 km.

Potrivit NASA (2004), atmosfera lui Marte este formată din 95,32% dioxid de carbon; mai conține 2,7% azot, 1,6% argon, 0,13% oxigen, 210 ppm vapori de apă, 0,08% monoxid de carbon, oxid de azot (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, hidrogen de apă semi-grea- deuteriu-oxigen (HDO) 0,85 ppm, cripton (Kr) 0,3 ppm, xenon (Xe) - 0,08 ppm.

Conform datelor de la Viking lander (1976), aproximativ 1-2% argon, 2-3% azot și 95% dioxid de carbon au fost determinate în atmosfera marțiană. Conform datelor de la sateliții Mars-2 și Mars-3, limita inferioară a ionosferei se află la o altitudine de 80 km, concentrația maximă de electroni de 1,7 105 electroni/cm3 este situată la o altitudine de 138 km, cealaltă două maxime sunt la altitudini de 85 şi 107 km.

Iluminarea radio a atmosferei la undele radio de 8 și 32 cm de către Mars-4 AMS la 10 februarie 1974 a arătat prezența ionosferei nocturne a lui Marte cu maximul principal de ionizare la o altitudine de 110 km și o concentrație de electroni de 4,6 103 electron/cm3, precum și maxime secundare la o altitudine de 65 și 185 km.

Presiunea atmosferică

Conform datelor NASA pentru 2004, presiunea atmosferică la raza medie este de 6,36 mb. Densitatea la suprafață ~0,020 kg/m3, masa totală a atmosferei ~2,5·1016 kg.
Modificări ale presiunii atmosferice pe Marte în funcție de ora din zi, înregistrate de aterizatorul Mars Pathfinder în 1997.

Spre deosebire de Pământ, masa atmosferei marțiane variază foarte mult de-a lungul anului datorită topirii și înghețului calotelor polare care conțin dioxid de carbon. În timpul iernii, 20-30 la sută din întreaga atmosferă îngheață pe calota polară, constând din dioxid de carbon. Căderile de presiune sezoniere, în funcție de diverse surse, sunt următoarele valori:

Conform NASA (2004): de la 4,0 la 8,7 mbar la raza medie;
După Encarta (2000): 6 până la 10 mbar;
Conform Zubrin şi Wagner (1996): 7 până la 10 mbar;
Conform landerului Viking 1: de la 6,9 la 9 mbar;
Conform aterizatorului Mars Pathfinder: de la 6,7 ​​mbar.

Bazinul de impact Hellas este cel mai adânc loc unde poate fi găsită cea mai mare presiune atmosferică pe Marte

La locul de aterizare a sondei Mars-6 din Marea Eritree a fost înregistrată o presiune de suprafață de 6,1 milibari, care la acea vreme era considerată presiunea medie pe planetă, iar de la acest nivel s-a convenit să se calculeze înălțimile și adâncimile. pe Marte. Conform datelor acestui aparat, obținute în timpul coborârii, tropopauza este situată la o altitudine de aproximativ 30 km, unde presiunea este de 5·10-7 g/cm3 (ca și pe Pământ la o altitudine de 57 km).

Regiunea Hellas (Marte) este atât de adâncă încât presiunea atmosferică ajunge la aproximativ 12,4 milibari, care este deasupra punctului triplu al apei (~6,1 mb) și sub punctul de fierbere. La o temperatură suficient de ridicată, apa ar putea exista acolo în stare lichidă; la această presiune însă apa fierbe și se transformă în abur deja la +10 °C.

La vârful celui mai înalt vulcan Olimp de 27 km, presiunea poate varia de la 0,5 la 1 mbar (Zurek 1992).

Înainte ca modulele de aterizare să aterizeze pe suprafața lui Marte, presiunea a fost măsurată datorită atenuării semnalelor radio de la sondele Mariner 4, Mariner 6 și Mariner 7 când au intrat pe discul marțian - 6,5 ± 2,0 mb la nivelul mediu al suprafeței, care este de 160 de ori mai puțin decât pe Pământ; același rezultat a fost arătat de observațiile spectrale ale navei spațiale Mars-3. Mai mult, în zonele situate sub nivelul mediu (de exemplu, în Amazonul marțian), presiunea, conform acestor măsurători, ajunge la 12 mb.

Din anii 1930. Astronomii sovietici au încercat să determine presiunea atmosferică folosind metode de fotometrie fotografică - prin distribuția luminozității de-a lungul diametrului discului în diferite game de unde luminoase. În acest scop, oamenii de știință francezi B. Liot și O. Dollfus au făcut observații privind polarizarea luminii împrăștiate de atmosfera lui Marte. Un rezumat al observațiilor optice a fost publicat de astronomul american J. de Vaucouleurs în 1951 și au obținut o presiune de 85 mb, supraestimată de aproape 15 ori din cauza interferenței prafului atmosferic.

Clima

Fotografia microscopică a unui nodul de hematită de 1,3 cm făcută de roverul Opportunity pe 2 martie 2004 arată prezența trecută a apei lichide

Clima, ca și pe Pământ, este sezonieră. În timpul sezonului rece, chiar și în afara calotelor polare, la suprafață se poate forma îngheț ușor. Aparatul Phoenix a înregistrat zăpadă, dar fulgii de nea s-au evaporat înainte de a ajunge la suprafață.

Potrivit NASA (2004), temperatura medie este de ~210 K (-63 °C). Potrivit vikingilor, intervalul de temperatură zilnic este de la 184 K la 242 K (-89 la -31 °C) (Viking-1), iar viteza vântului: 2-7 m/s (vara), 5-10 m /s (toamna), 17-30 m/s (furtună de praf).

Potrivit datelor de la sonda de aterizare Mars-6, temperatura medie a troposferei lui Marte este de 228 K, în troposferă temperatura scade în medie cu 2,5 grade pe kilometru, iar stratosfera situată deasupra tropopauzei (30 km) are o temperatură aproape constantă de 144 K.

Potrivit cercetătorilor de la Centrul Carl Sagan, un proces de încălzire a fost în desfășurare pe Marte în ultimele decenii. Alți experți consideră că este prea devreme pentru a trage astfel de concluzii.

Există dovezi că în trecut atmosfera ar fi putut fi mai densă, iar clima caldă și umedă, iar pe suprafața lui Marte era apă lichidă și ploaie. Dovada acestei ipoteze este analiza meteoritului ALH 84001, care a arătat că în urmă cu aproximativ 4 miliarde de ani temperatura lui Marte era de 18 ± 4 °C.

Diavoli de praf

Diavolii de praf fotografiați de roverul Opportunity pe 15 mai 2005. Numerele din colțul din stânga jos indică timpul în secunde de la primul cadru.

Din anii 1970. În cadrul programului Viking, precum și de către rover-ul Opportunity și alte vehicule, au fost înregistrate numeroși diavoli de praf. Acestea sunt vortexuri de aer care se ridică lângă suprafața planetei și ridică cantități mari de nisip și praf în aer. Vortexurile sunt adesea observate pe Pământ (în țările vorbitoare de limbă engleză se numesc dust devils), dar pe Marte pot atinge dimensiuni mult mai mari: de 10 ori mai mari și de 50 de ori mai largi decât cele de pe Pământ. În martie 2005, un vârtej a curățat panourile solare de pe roverul Spirit.

Suprafaţă

Două treimi din suprafața lui Marte este ocupată de zone luminoase numite continente, aproximativ o treime sunt zone întunecate numite mări. Mările sunt concentrate în principal în emisfera sudică a planetei, între 10 și 40° latitudine. În emisfera nordică există doar două mari mari - Acidalia și Greater Syrtis.

Natura zonelor întunecate este încă o chestiune de dezbatere. Ele persistă în ciuda furtunilor de praf care năvăli pe Marte. La un moment dat, acest lucru a susținut presupunerea că zonele întunecate erau acoperite cu vegetație. Acum se crede că acestea sunt pur și simplu zone din care, datorită topografiei lor, praful este ușor de îndepărtat. Imaginile la scară largă arată că, de fapt, zonele întunecate constau din grupuri de dungi întunecate și pete asociate cu cratere, dealuri și alte obstacole în calea vântului. Modificările sezoniere și pe termen lung ale dimensiunii și formei lor sunt aparent asociate cu o schimbare a raportului suprafețelor acoperite cu materie luminoasă și întunecată.

Emisferele lui Marte diferă destul de mult în natura suprafeței lor. În emisfera sudică, suprafața este cu 1-2 km peste medie și este dens punctată cu cratere. Această parte a lui Marte seamănă cu continentele lunare. În nord, cea mai mare parte a suprafeței este sub medie, există puține cratere, iar cea mai mare parte sunt câmpii relativ netede, formate probabil de inundațiile de lavă și eroziune. Această diferență emisferică rămâne o chestiune de dezbatere. Limita dintre emisfere urmează aproximativ un cerc mare înclinat cu 30° față de ecuator. Limita este lată și neregulată și formează o pantă spre nord. De-a lungul ei se află cele mai erodate zone ale suprafeței marțiane.

Două ipoteze alternative au fost înaintate pentru a explica asimetria emisferică. Potrivit unuia dintre ei, într-un stadiu geologic timpuriu, plăcile litosferice „s-au deplasat împreună” (poate accidental) într-o singură emisferă, ca continentul Pangea de pe Pământ, și apoi „s-au înghețat” în această poziție. O altă ipoteză sugerează o coliziune între Marte și un corp cosmic de mărimea lui Pluto.
Harta topografică a lui Marte, conform Mars Global Surveyor, 1999.

Numărul mare de cratere din emisfera sudică sugerează că suprafața de aici este veche - 3-4 miliarde de ani. Există mai multe tipuri de cratere: cratere mari cu fund plat, cratere mai mici și mai tinere în formă de bol asemănătoare cu luna, cratere cu margini și cratere înălțate. Ultimele două tipuri sunt unice pentru Marte - cratere cu margini formate în cazul în care ejecta lichidă curgea pe suprafață și cratere înălțate formate unde o pătură de ejecta crateră a protejat suprafața de eroziunea vântului. Cea mai mare caracteristică de origine a impactului este Câmpia Hellas (aproximativ 2100 km diametru).

În zona peisajului haotic din apropierea graniței emisferice, suprafața a cunoscut zone mari de fractură și compresie, uneori urmate de eroziune (datorită alunecărilor de teren sau eliberării catastrofale a apelor subterane), precum și inundații de lavă lichidă. Peisajele haotice se află adesea la capătul unor canale mari tăiate de apă. Cea mai acceptabilă ipoteză pentru formarea articulațiilor lor este topirea bruscă a gheții subterane.

Valles Marineris pe Marte

În emisfera nordică, pe lângă vastele câmpii vulcanice, există două zone de vulcani mari - Tharsis și Elysium. Tharsis este o vastă câmpie vulcanică cu o lungime de 2000 km, atingând o altitudine de 10 km peste nivelul mediu. Pe ea se află trei vulcani scut mari - Muntele Arsia, Muntele Pavlina și Muntele Askrian. La marginea lui Tharsis se află Muntele Olimp, cel mai înalt de pe Marte și din sistemul solar. Olimpul atinge 27 km înălțime față de baza sa și 25 km în raport cu nivelul mediu al suprafeței lui Marte și acoperă o suprafață de 550 km în diametru, înconjurat de stânci care ating pe alocuri 7 km înălțime. Volumul Olimpului este de 10 ori mai mare decât volumul celui mai mare vulcan de pe Pământ, Mauna Kea. Există, de asemenea, mai mulți vulcani mai mici localizați aici. Elysium - o altitudine cu până la șase kilometri peste medie, cu trei vulcani - Domul lui Hecate, Muntele Elysium și Domul Albor.

Conform altor date (Faure și Mensing, 2007), înălțimea Olimpului este de 21.287 metri deasupra nivelului solului și 18 kilometri deasupra zonei înconjurătoare, iar diametrul bazei este de aproximativ 600 km. Baza acoperă o suprafață de 282.600 km2. Caldera (depresiunea din centrul vulcanului) are 70 km lățime și 3 km adâncime.

Ascensiunea Tharsis este, de asemenea, traversată de multe falii tectonice, adesea foarte complexe și extinse. Cel mai mare dintre ele, Valles Marineris, se întinde în direcție latitudinală pe aproape 4000 km (un sfert din circumferința planetei), atingând o lățime de 600 și o adâncime de 7-10 km; Această greșeală este comparabilă ca dimensiune cu Rift-ul Africii de Est de pe Pământ. Cele mai mari alunecări de teren din sistemul solar au loc pe pantele sale abrupte. Valles Marineris este cel mai mare canion cunoscut din sistemul solar. Canionul, care a fost descoperit de nava spațială Mariner 9 în 1971, ar putea acoperi toată Statele Unite, de la ocean la ocean.

Panoramă a craterului Victoria luată de roverul Opportunity. A fost filmat timp de trei săptămâni, între 16 octombrie și 6 noiembrie 2006.

Panoramă a suprafeței lui Marte în zona Husband Hill, realizată de roverul Spirit în perioada 23-28 noiembrie 2005.

Gheață și calote polare

Calota polară nordică vara, fotografie de Mars Global Surveyor. Falia lungă și largă care trece prin capacul din stânga este Falia Nordică

Aspectul lui Marte variază foarte mult în funcție de perioada anului. În primul rând, schimbările în calotele glaciare polare sunt izbitoare. Ele cresc și scad, creând modele sezoniere în atmosfera și suprafața lui Marte. Calota polară sudica poate atinge o latitudine de 50°, cea nordică - tot 50°. Diametrul părții permanente a calotei polare nordice este de 1000 km. Pe măsură ce calota polară dintr-o emisferă se retrage în primăvară, caracteristicile de pe suprafața planetei încep să se întunece.

Calotele polare constau din două componente: sezonier - dioxid de carbon și secular - gheață de apă. Conform datelor satelitului Mars Express, grosimea capacelor poate varia de la 1 m până la 3,7 km. Sonda Mars Odyssey a descoperit gheizere active pe capacul polar sudic al lui Marte. Potrivit experților NASA, jeturile de dioxid de carbon cu încălzire de primăvară au izbucnit în sus la înălțimi mari, luând cu ei praf și nisip.

Fotografii cu Marte care arată o furtună de praf. iunie - septembrie 2001

Topirea prin primăvară a calotelor polare duce la o creștere bruscă a presiunii atmosferice și la deplasarea unor mase mari de gaz în emisfera opusă. Viteza vântului care bate în acest caz este de 10-40 m/s, uneori până la 100 m/s. Vântul ridică cantități mari de praf de la suprafață, ducând la furtuni de praf. Furtunile severe de praf ascund aproape complet suprafața planetei. Furtunile de praf au un efect vizibil asupra distribuției temperaturii în atmosfera marțiană.

În 1784, astronomul W. Herschel a atras atenția asupra schimbărilor sezoniere ale mărimii calotelor polare, prin analogie cu topirea și înghețarea gheții din regiunile polare ale Pământului. În anii 1860. Astronomul francez E. Lie a observat un val de întunecare în jurul calotei polare care se topește, care a fost apoi interpretat prin ipoteza răspândirii apei de topire și a creșterii vegetației. Măsurătorile spectrometrice care au fost efectuate la începutul secolului al XX-lea. la Observatorul Lovell din Flagstaff de W. Slifer, însă, nu a arătat prezența unei linii de clorofile, pigmentul verde al plantelor terestre.

Din fotografiile lui Mariner 7, a fost posibil să se determine că calotele polare au o grosime de câțiva metri, iar temperatura măsurată de 115 K (-158 °C) a confirmat posibilitatea ca acesta să fie alcătuit din dioxid de carbon înghețat - „gheață uscată”.

Dealul, care se numește Munții Mitchell, situat în apropiere de polul sudic al lui Marte, arată ca o insulă albă atunci când calota polară se topește, deoarece ghețarii din munți se topesc mai târziu, inclusiv pe Pământ.

Datele de la Mars Reconnaissance Satellite au făcut posibilă detectarea unui strat semnificativ de gheață sub sticlă stâncoasă de la poalele munților. Ghețarul, de sute de metri grosime, acoperă o suprafață de mii de kilometri pătrați, iar studiul său ulterioar ar putea oferi informații despre istoria climei marțiane.

Paturi „râu” și alte caracteristici

Există multe formațiuni geologice pe Marte care seamănă cu eroziunea apei, în special albiile uscate ale râurilor. Potrivit unei ipoteze, aceste canale s-ar fi putut forma ca urmare a unor evenimente catastrofale de scurtă durată și nu reprezintă o dovadă a existenței pe termen lung a sistemului fluvial. Cu toate acestea, dovezile recente sugerează că râurile curgeau pe perioade de timp semnificative din punct de vedere geologic. În special, au fost descoperite canale inversate (adică canale ridicate deasupra zonei înconjurătoare). Pe Pământ, astfel de formațiuni se formează datorită acumulării pe termen lung a sedimentelor dense de fund, urmată de uscarea și intemperii rocilor din jur. În plus, există dovezi ale deplasării canalelor în delta râului pe măsură ce suprafața se ridică treptat.

În emisfera sud-vestică, în craterul Eberswalde, a fost descoperită o deltă fluvială cu o suprafață de aproximativ 115 km2. Râul care a spălat delta avea peste 60 km lungime.

Datele de la roverele de la NASA Spirit și Opportunity indică, de asemenea, prezența apei în trecut (s-au găsit minerale care s-ar fi putut forma doar ca urmare a expunerii prelungite la apă). Aparatul Phoenix a descoperit depozite de gheață direct în pământ.

În plus, pe versanții dealurilor au fost descoperite dungi întunecate, indicând apariția apei sărate lichide la suprafață în timpurile moderne. Ele apar la scurt timp după debutul verii și dispar până la iarnă, „curg în jurul” diferitelor obstacole, se îmbină și diverg. „Este greu de imaginat că astfel de structuri s-ar fi putut forma din altceva decât fluxurile de fluide”, a spus cercetătorul de la NASA Richard Zurek.

Pe muntele vulcanice Tharsis au fost descoperite mai multe fântâni adânci neobișnuite. Judecând după imaginea satelitului de recunoaștere al lui Marte realizată în 2007, unul dintre ele are un diametru de 150 de metri, iar partea iluminată a peretelui ajunge la nu mai puțin de 178 de metri adâncime. S-a formulat o ipoteză cu privire la originea vulcanică a acestor formațiuni.

Amorsare

Compoziția elementară a stratului de suprafață al solului marțian, conform datelor de la landers, nu este aceeași în locuri diferite. Componenta principală a solului este siliciul (20-25%), care conține un amestec de hidrați de oxizi de fier (până la 15%), dând solului o culoare roșiatică. Există impurități semnificative de compuși de sulf, calciu, aluminiu, magneziu și sodiu (câteva procente pentru fiecare).

Potrivit datelor de la sonda Phoenix a NASA (aterizare pe Marte pe 25 mai 2008), raportul pH-ului și alți parametri ai solurilor marțiane sunt apropiate de cei de pe Pământ și, teoretic, ar fi posibil să crească plante pe ele. „De fapt, am constatat că solul de pe Marte îndeplinește cerințele și conține, de asemenea, elementele necesare pentru apariția și menținerea vieții atât în ​​trecut, în prezent și în viitor”, a spus chimistul principal al proiectului, Sam Coonaves. De asemenea, potrivit lui, mulți oameni pot găsi acest tip de sol alcalin în „curtea lor” și este destul de potrivit pentru cultivarea sparanghelului.

Există, de asemenea, o cantitate semnificativă de gheață de apă în pământ la locul de aterizare. Orbiterul Mars Odyssey a descoperit, de asemenea, că există depozite de gheață de apă sub suprafața planetei roșii. Mai târziu, această presupunere a fost confirmată de alte dispozitive, dar problema prezenței apei pe Marte a fost în cele din urmă rezolvată în 2008, când sonda Phoenix, care a aterizat lângă polul nord al planetei, a primit apă din solul marțian.

Geologie și structură internă

În trecut, pe Marte, ca și pe Pământ, a existat mișcarea plăcilor litosferice. Acest lucru este confirmat de caracteristicile câmpului magnetic al lui Marte, de locațiile unor vulcani, de exemplu, în provincia Tharsis, precum și de forma Valles Marineris. Starea actuală a lucrurilor, când vulcanii pot exista mult mai mult timp decât pe Pământ și pot atinge dimensiuni gigantice, sugerează că acum această mișcare este destul de absentă. Acest lucru este susținut de faptul că vulcanii scut cresc ca urmare a erupțiilor repetate din aceeași ventilație pe o perioadă lungă de timp. Pe Pământ, datorită mișcării plăcilor litosferice, punctele vulcanice și-au schimbat constant poziția, ceea ce a limitat creșterea vulcanilor scut și poate nu le-a permis să atingă înălțimi ca pe Marte. Pe de altă parte, diferența de înălțime maximă a vulcanilor poate fi explicată prin faptul că, datorită gravitației mai scăzute pe Marte, este posibil să se construiască structuri mai înalte care să nu se prăbușească sub propria greutate.

Comparația structurii lui Marte și a altor planete terestre

Modelele actuale ale structurii interne a lui Marte sugerează că Marte constă dintr-o crustă cu o grosime medie de 50 km (și o grosime maximă de până la 130 km), o manta de silicat cu o grosime de 1800 km și un miez cu o rază de 1480 km. Densitatea în centrul planetei ar trebui să ajungă la 8,5 g/cm2. Miezul este parțial lichid și constă în principal din fier cu un amestec de 14-17% (în masă) sulf, iar conținutul de elemente ușoare este de două ori mai mare decât în ​​nucleul Pământului. Conform estimărilor moderne, formarea nucleului a coincis cu perioada vulcanismului timpuriu și a durat aproximativ un miliard de ani. Topirea parțială a silicaților de manta a durat aproximativ același timp. Datorită gravitației mai scăzute pe Marte, intervalul de presiune din mantaua marțiană este mult mai mic decât pe Pământ, ceea ce înseamnă că există mai puține tranziții de fază. Se presupune că tranziția de fază a olivinei în modificarea spinelului începe la adâncimi destul de mari - 800 km (400 km pe Pământ). Natura reliefului și alte caracteristici sugerează prezența unei astenosfere, constând din zone de materie parțial topită. O hartă geologică detaliată a fost întocmită pentru unele zone de pe Marte.

Conform observațiilor de pe orbită și analizei unei colecții de meteoriți marțieni, suprafața lui Marte este formată în principal din bazalt. Există unele dovezi care sugerează că pe părți ale suprafeței marțiane materialul este mai bogat în cuarț decât bazalt obișnuit și poate fi similar cu rocile andezitice de pe Pământ. Cu toate acestea, aceleași observații pot fi interpretate în favoarea prezenței sticlei de cuarț. O mare parte din stratul profund constă din praf granular de oxid de fier.

Câmpul magnetic al lui Marte

Un câmp magnetic slab a fost detectat lângă Marte.

Conform citirilor magnetometrelor stațiilor Mars-2 și Mars-3, puterea câmpului magnetic la ecuator este de aproximativ 60 gamma, la pol 120 gamma, care este de 500 de ori mai slabă decât cea a pământului. Conform datelor AMS Mars-5, puterea câmpului magnetic la ecuator a fost de 64 gamma, iar momentul magnetic a fost de 2,4 1022 cm2 oersted.

Câmpul magnetic al lui Marte este extrem de instabil în diferite puncte ale planetei puterea sa poate diferi de la 1,5 la 2 ori, iar polii magnetici nu coincid cu cei fizici. Acest lucru sugerează că miezul de fier al lui Marte este relativ imobil în raport cu scoarța sa, adică mecanismul dinamului planetar responsabil pentru câmpul magnetic al Pământului nu funcționează pe Marte. Deși Marte nu are un câmp magnetic planetar stabil, observațiile au arătat că părți ale scoarței planetare sunt magnetizate și că polii magnetici ai acestor părți s-au inversat în trecut. Magnetizarea acestor părți s-a dovedit a fi similară cu anomaliile magnetice ale benzilor din oceanele lumii.

O teorie, publicată în 1999 și retestată în 2005 (cu ajutorul Mars Global Surveyor fără pilot), aceste dungi arată tectonica plăcilor în urmă cu 4 miliarde de ani înainte ca dinamo-ul planetei să înceteze să funcționeze, provocând o slăbire accentuată a câmpului magnetic. Motivele acestei slăbiri accentuate sunt neclare. Există o presupunere că funcționarea dinamului 4 miliarde. cu ani în urmă se explică prin prezența unui asteroid care s-a învârtit la o distanță de 50-75 de mii de kilometri în jurul lui Marte și a provocat instabilitate în miezul acestuia. Asteroidul a căzut apoi la limita Roche și s-a prăbușit. Cu toate acestea, această explicație în sine conține ambiguități și este contestată în comunitatea științifică.

Istoria geologică

Mozaic global de 102 imagini ale orbiterului Viking 1 din 22 februarie 1980.

Poate că în trecutul îndepărtat, ca urmare a unei coliziuni cu un corp ceresc mare, rotația nucleului s-a oprit, precum și pierderea volumului principal al atmosferei. Se crede că pierderea câmpului magnetic a avut loc acum aproximativ 4 miliarde de ani. Datorită slăbiciunii câmpului magnetic, vântul solar pătrunde aproape nestingherit în atmosfera marțiană, iar multe dintre reacțiile fotochimice sub influența radiației solare care au loc în ionosferă și deasupra Pământului pot fi observate pe Marte aproape la momentul ei. suprafaţă.

Istoria geologică a lui Marte include următoarele trei ere:

Epoca Noachiană (numită după „Țara Noahică”, o regiune a lui Marte): formarea celei mai vechi suprafețe supraviețuitoare a lui Marte. A durat de la 4,5 miliarde la 3,5 miliarde de ani în urmă. În această epocă, suprafața a fost marcată de numeroase cratere de impact. Platoul provinciei Tharsis s-a format probabil în această perioadă, cu un flux intens de apă mai târziu.

Era Hesperia: de la 3,5 miliarde de ani în urmă până la 2,9 - 3,3 miliarde de ani în urmă. Această epocă este marcată de formarea câmpurilor uriașe de lavă.

Era Amazoniană (numită după „Câmpia Amazoniei” de pe Marte): acum 2,9-3,3 miliarde de ani până în prezent. Zonele formate în această epocă au foarte puține cratere de meteoriți, dar de altfel sunt complet diferite. Muntele Olimp s-a format în această perioadă. În acest moment, fluxurile de lavă se răspândeau în alte părți ale lui Marte.

Lunii lui Marte

Sateliții naturali ai lui Marte sunt Phobos și Deimos. Ambele au fost descoperite de astronomul american Asaph Hall în 1877. Phobos și Deimos sunt de formă neregulată și de dimensiuni foarte mici. Potrivit unei ipoteze, aceștia pot reprezenta asteroizi precum (5261) Eureka din grupul troian de asteroizi capturați de câmpul gravitațional al lui Marte. Sateliții poartă numele personajelor care îl însoțesc pe zeul Ares (adică Marte), Phobos și Deimos, personificând frica și groaza care l-au ajutat pe zeul războiului în lupte.

Ambii sateliți se rotesc în jurul axelor lor cu aceeași perioadă ca în jurul lui Marte, așa că ei sunt întotdeauna îndreptați spre aceeași parte spre planetă. Influența mareelor ​​a lui Marte încetinește treptat mișcarea lui Phobos și va duce în cele din urmă la căderea satelitului pe Marte (dacă tendința actuală continuă) sau la dezintegrarea acestuia. Dimpotrivă, Deimos se îndepărtează de Marte.

Ambii sateliți au o formă care se apropie de un elipsoid triaxial, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) este puțin mai mare decât Deimos (15x12,2x10,4 km). Suprafața Deimosului pare mult mai netedă datorită faptului că majoritatea craterelor sunt acoperite cu material cu granulație fină. Evident, pe Phobos, care este mai aproape de planetă și mai masivă, substanța ejectată în timpul impacturilor meteoriților fie a provocat impacturi repetate la suprafață, fie a căzut pe Marte, în timp ce pe Deimos a rămas mult timp pe orbită în jurul satelitului, stabilindu-se treptat. și ascunderea terenului denivelat.

Viața pe Marte

Ideea populară că Marte a fost locuit de marțieni inteligenți s-a răspândit la sfârșitul secolului al XIX-lea.

Observațiile lui Schiaparelli asupra așa-ziselor canale, combinate cu cartea lui Percival Lowell pe aceeași temă, au popularizat ideea unei planete a cărei climă devenea din ce în ce mai uscată, mai rece, pe moarte și în care exista o civilizație străveche care efectua lucrări de irigare.

Numeroase alte vederi și anunțuri ale unor oameni celebri au dat naștere așa-numitei „febre de Marte” în jurul acestui subiect. În 1899, în timp ce studia interferența atmosferică în semnalele radio folosind receptoare la Observatorul Colorado, inventatorul Nikola Tesla a observat un semnal care se repetă. Apoi a sugerat că ar putea fi un semnal radio de la alte planete, cum ar fi Marte. Într-un interviu din 1901, Tesla a spus că avea ideea că interferența ar putea fi cauzată artificial. Deși nu le-a putut descifra sensul, i-a fost imposibil ca ele să apară complet întâmplător. În opinia lui, acesta a fost un salut de la o planetă la alta.

Teoria lui Tesla a stârnit sprijinul entuziast al celebrului fizician britanic William Thomson (Lord Kelvin), care, vizitând Statele Unite în 1902, a spus că, în opinia sa, Tesla a prins semnalul de la marțieni trimis în Statele Unite. Cu toate acestea, Kelvin a început apoi să nege cu fermitate această afirmație înainte de a părăsi America: „De fapt, am spus că locuitorii de pe Marte, dacă ar exista, cu siguranță ar putea vedea New York-ul, în special lumina de la electricitate”.

Astăzi, prezența apei lichide pe suprafața sa este considerată o condiție pentru dezvoltarea și menținerea vieții pe planetă. Există, de asemenea, o cerință ca orbita planetei să fie în așa-numita zonă locuibilă, care pentru Sistemul Solar începe în spatele lui Venus și se termină cu semiaxa majoră a orbitei lui Marte. În timpul periheliului, Marte se află în interiorul acestei zone, dar o atmosferă subțire cu presiune scăzută împiedică apariția apei lichide pe o suprafață mare pentru o perioadă lungă de timp. Dovezi recente sugerează că orice apă de pe suprafața lui Marte este prea sărată și acidă pentru a susține viața permanentă asemănătoare Pământului.

Lipsa unei magnetosfere și atmosfera extrem de subțire a lui Marte reprezintă, de asemenea, o provocare pentru susținerea vieții. Există o mișcare foarte slabă a fluxurilor de căldură pe suprafața planetei este prost izolată de bombardarea particulelor de vânt solar în plus, atunci când este încălzită, apa se evaporă instantaneu, ocolind starea lichidă din cauza presiunii scăzute; Marte este, de asemenea, în pragul așa-zisului. „moarte geologică”. Sfârșitul activității vulcanice a oprit aparent circulația mineralelor și a elementelor chimice între suprafața și interiorul planetei.

Dovezile sugerează că anterior planeta era mult mai predispusă să susțină viața decât este acum. Cu toate acestea, până în prezent, nu au fost găsite resturi de organisme pe el. Programul Viking, desfășurat la mijlocul anilor 1970, a efectuat o serie de experimente pentru a detecta microorganismele în solul marțian. A produs rezultate pozitive, cum ar fi o creștere temporară a emisiilor de CO2 atunci când particulele de sol sunt plasate în apă și mediu de creștere. Cu toate acestea, atunci această dovadă a vieții pe Marte a fost contestată de unii oameni de știință [de cine?]. Acest lucru a dus la o lungă dispută cu omul de știință de la NASA Gilbert Levin, care a susținut că Vikingul a descoperit viața. După reevaluarea datelor Viking în lumina cunoștințelor științifice actuale despre extremofili, s-a stabilit că experimentele efectuate nu au fost suficient de avansate pentru a detecta aceste forme de viață. Mai mult, aceste teste ar putea chiar ucide organismele chiar dacă acestea ar fi conținute în probe. Testele efectuate în cadrul programului Phoenix au arătat că solul are un pH foarte alcalin și conține magneziu, sodiu, potasiu și clorură. În sol există destui nutrienți pentru a susține viața, dar formele de viață trebuie protejate de lumina ultravioletă intensă.

Este interesant că la unii meteoriți de origine marțiană s-au găsit formațiuni care au forma celor mai simple bacterii, deși sunt inferioare ca mărime celor mai mici organisme terestre. Un astfel de meteorit este ALH 84001, găsit în Antarctica în 1984.

Pe baza observațiilor de pe Pământ și a datelor de la sonda spațială Mars Express, metanul a fost descoperit în atmosfera lui Marte. În condițiile lui Marte, acest gaz se descompune destul de repede, așa că trebuie să existe o sursă constantă de reaprovizionare. O astfel de sursă ar putea fi fie activitatea geologică (dar nu s-au găsit vulcani activi pe Marte), fie activitatea bacteriilor.

Observații astronomice de pe suprafața lui Marte

După aterizarea vehiculelor automate pe suprafața lui Marte, a devenit posibilă efectuarea de observații astronomice direct de pe suprafața planetei. Datorită poziției astronomice a lui Marte în sistemul solar, a caracteristicilor atmosferei, a perioadei orbitale a lui Marte și a sateliților săi, imaginea cerului nocturn al lui Marte (și fenomenele astronomice observate de pe planetă) diferă de cea de pe Pământ și în multe privințe pare neobișnuit și interesant.

Culoarea cerului de pe Marte

În timpul răsăritului și apusului, cerul marțian la zenit are o culoare roz-roșcat, iar în imediata apropiere a discului solar - de la albastru la violet, care este complet opus imaginii zorilor pământești.

La amiază, cerul lui Marte este galben-portocaliu. Motivul pentru astfel de diferențe față de culorile cerului pământului sunt proprietățile atmosferei subțiri, rarefiate și care conține praf a lui Marte. Pe Marte, împrăștierea razelor Rayleigh (care pe Pământ este motivul pentru culoarea albastră a cerului) joacă un rol nesemnificativ, efectul său este slab. Se presupune că culoarea galben-portocalie a cerului este cauzată și de prezența a 1% magnetită în particulele de praf suspendate constant în atmosfera marțiană și ridicate de furtunile sezoniere de praf. Amurgul începe cu mult înainte de răsărit și durează mult după apus. Uneori, culoarea cerului marțian capătă o nuanță violetă ca urmare a împrăștierii luminii pe microparticulele de gheață de apă din nori (acesta din urmă este un fenomen destul de rar).

Soarele și planetele

Dimensiunea unghiulară a Soarelui observată de pe Marte este mai mică decât cea vizibilă de pe Pământ și este de 2/3 din aceasta din urmă. Mercurul de pe Marte va fi practic inaccesibil observarii cu ochiul liber din cauza apropierii sale extreme de Soare. Cea mai strălucitoare planetă de pe cerul lui Marte este Venus, Jupiter se află pe locul doi (cei patru cei mai mari sateliți ai săi pot fi observați fără telescop), iar Pământul se află pe locul trei.

Pământul este o planetă interioară pentru Marte, la fel cum este Venus pentru Pământ. În consecință, de pe Marte, Pământul este observat ca o stea de dimineață sau de seară, care se ridică înainte de zori sau vizibilă pe cerul serii după apus.

Alungirea maximă a Pământului pe cerul lui Marte va fi de 38 de grade. Cu ochiul liber, Pământul va fi vizibil ca o stea verzuie strălucitoare (magnitudinea maximă vizibilă de aproximativ -2,5), lângă care va fi ușor vizibilă steaua gălbuie și mai slabă (aproximativ 0,9) a Lunii. Printr-un telescop, ambele obiecte vor prezenta aceleași faze. Revoluția Lunii în jurul Pământului va fi observată de pe Marte astfel: la distanța unghiulară maximă a Lunii de Pământ, ochiul liber poate separa cu ușurință Luna și Pământ: după o săptămână, „stelele” Luna și Pământul se vor contopi într-o singură stea, inseparabilă cu ochiul după încă o săptămână, Luna va fi din nou vizibilă la distanța maximă, dar pe cealaltă parte de Pământ. Din când în când, un observator de pe Marte va putea vedea trecerea (tranzitul) Lunii pe discul Pământului sau, dimpotrivă, acoperirea Lunii de discul Pământului. Distanța maximă aparentă a Lunii de Pământ (și luminozitatea lor aparentă) atunci când este observată de pe Marte va varia semnificativ în funcție de pozițiile relative ale Pământului și Marte și, în consecință, distanța dintre planete. În erele de opoziție vor fi aproximativ 17 minute de arc, la distanța maximă dintre Pământ și Marte - 3,5 minute de arc. Pământul, ca și alte planete, va fi observat în banda de constelații zodiacale. De asemenea, un astronom de pe Marte va putea observa trecerea Pământului peste discul Soarelui, cel mai apropiat având loc pe 10 noiembrie 2084.

Sateliți - Phobos și Deimos

Trecerea lui Phobos peste discul solar. Fotografii de la Opportunity

Phobos, când este observat de pe suprafața lui Marte, are un diametru aparent de aproximativ 1/3 din discul Lunii pe cerul Pământului și o magnitudine aparentă de aproximativ -9 (aproximativ la fel ca și Luna în faza primului sfert). Phobos se ridică în vest și apune în est, pentru a se ridica din nou 11 ore mai târziu, traversând astfel cerul marțian de două ori pe zi. Mișcarea acestei luni rapide pe cer va fi ușor de observat pe tot parcursul nopții, la fel ca și fazele în schimbare. Ochiul liber va putea discerne cea mai mare caracteristică de relief a Phobos - craterul Stickney. Deimos se ridică în est și apune în vest, apare ca o stea strălucitoare fără un disc vizibil vizibil, de aproximativ -5 magnitudine (puțin mai strălucitoare decât Venus pe cerul Pământului), traversând încet cerul pe parcursul a 2,7 zile marțiane. Ambii sateliți pot fi observați pe cerul nopții în același timp, în acest caz Phobos se va deplasa spre Deimos.

Atât Phobos, cât și Deimos sunt suficient de luminoase pentru ca obiectele de pe suprafața lui Marte să arunce umbre clare pe timp de noapte. Ambii sateliți au o înclinație orbitală relativ scăzută față de ecuatorul lui Marte, ceea ce împiedică observarea lor la latitudinile nordice și sudice mari ale planetei: de exemplu, Phobos nu se ridică niciodată deasupra orizontului la nord de 70,4° N. w. sau la sud de 70,4° S. sh.; pentru Deimos aceste valori sunt 82,7° N. w. și 82,7° S. w. Pe Marte, o eclipsă de Phobos și Deimos poate fi observată în timp ce intră în umbra lui Marte, precum și o eclipsă de Soare, care este doar inelară datorită dimensiunii unghiulare mici a Phobos în comparație cu discul solar.

Sferă cerească

Polul Nord de pe Marte, din cauza înclinării axei planetei, este situat în constelația Cygnus (coordonate ecuatoriale: ascensiune dreaptă 21h 10m 42s, declinație +52° 53.0? și nu este marcat de o stea strălucitoare: cea mai apropiată de polul este o stea slabă de a șasea magnitudine BD +52 2880 (alte denumiri ale sale sunt HR 8106, HD 201834, SAO 33185, poate fi considerată Steaua Polului Sud a lui Marte).

Constelațiile zodiacale ale eclipticii marțiane sunt similare cu cele observate de pe Pământ, cu o diferență: atunci când se observă mișcarea anuală a Soarelui între constelații, acesta (ca și alte planete, inclusiv Pământul), părăsind partea de est a constelației Pești. , va trece timp de 6 zile prin partea de nord a constelației Cetus în fața modului de reintrare în vestul Peștilor.

Istoria explorării lui Marte

Explorarea lui Marte a început cu mult timp în urmă, acum 3,5 mii de ani, în Egiptul Antic. Primele rapoarte detaliate despre poziția lui Marte au fost întocmite de astronomii babilonieni, care au dezvoltat o serie de metode matematice pentru a prezice poziția planetei. Folosind date de la egipteni și babilonieni, filozofii și astronomii greci antici (elenistici) au dezvoltat un model geocentric detaliat pentru a explica mișcarea planetelor. Câteva secole mai târziu, astronomii indieni și islamici au estimat dimensiunea lui Marte și distanța sa de Pământ. În secolul al XVI-lea, Nicolaus Copernic a propus un model heliocentric pentru a descrie sistemul solar cu orbite planetare circulare. Rezultatele sale au fost revizuite de Johannes Kepler, care a introdus o orbită eliptică mai precisă a lui Marte, care coincide cu cea observată.

În 1659, Francesco Fontana, privind pe Marte printr-un telescop, a realizat primul desen al planetei. El a descris o pată neagră în centrul unei sfere clar definite.

În 1660, două calote polare au fost adăugate punctului negru, adăugate de Jean Dominique Cassini.

În 1888, Giovanni Schiaparelli, care a studiat în Rusia, a dat prenumele caracteristicilor individuale ale suprafeței: mările Afroditei, Eritreei, Adriaticei, Cimerianului; lacurile Sun, Lunnoe și Phoenix.

Perioada de glorie a observațiilor telescopice ale lui Marte a avut loc la sfârșitul secolului al XIX-lea - mijlocul secolului al XX-lea. Se datorează în mare parte interesului public și controverselor științifice binecunoscute din jurul canalelor marțiane observate. Dintre astronomii din era prespațială care au efectuat observații telescopice ale lui Marte în această perioadă, cei mai cunoscuți sunt Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Ei au fost cei care au pus bazele areografiei și au compilat primele hărți detaliate ale suprafeței lui Marte - deși s-au dovedit a fi aproape complet incorecte după ce sondele automate au zburat pe Marte.

Colonizarea lui Marte

Aspectul estimat al lui Marte după terraformare

Condițiile naturale relativ apropiate de cele de pe Pământ fac această sarcină oarecum mai ușoară. În special, există locuri pe Pământ în care condițiile naturale sunt similare cu cele de pe Marte. Temperaturile extrem de scăzute din Arctica și Antarctica sunt comparabile chiar și cu cele mai reci temperaturi de pe Marte, iar ecuatorul lui Marte poate fi la fel de cald (+20°C) în lunile de vară ca și pe Pământ. Există, de asemenea, deșerturi pe Pământ care sunt similare ca aspect cu peisajul marțian.

Dar există diferențe semnificative între Pământ și Marte. În special, câmpul magnetic al lui Marte este de aproximativ 800 de ori mai slab decât cel al Pământului. Împreună cu o atmosferă rarefiată (de sute de ori în comparație cu Pământul), aceasta crește cantitatea de radiații ionizante care ajung la suprafața sa. Măsurătorile efectuate de nava spațială fără pilot american The Mars Odyssey au arătat că radiația de fond pe orbita lui Marte este de 2,2 ori mai mare decât radiația de fond de pe Stația Spațială Internațională. Doza medie a fost de aproximativ 220 miliradi pe zi (2,2 miligray pe zi sau 0,8 gray pe an). Cantitatea de radiații primită ca urmare a stării într-un astfel de fundal timp de trei ani se apropie de limitele de siguranță stabilite pentru astronauți. Pe suprafața lui Marte, radiația de fond este oarecum mai mică, iar doza este de 0,2-0,3 Gy pe an, variind semnificativ în funcție de teren, altitudine și câmpurile magnetice locale.

Compoziția chimică a mineralelor comune pe Marte este mai diversă decât cea a altor corpuri cerești din apropierea Pământului. Potrivit corporației 4Frontiers, sunt suficiente pentru a furniza nu numai Marte însuși, ci și Luna, Pământul și centura de asteroizi.

Timpul de zbor de la Pământ la Marte (cu tehnologiile actuale) este de 259 de zile într-o semielipsă și de 70 de zile într-o parabolă. Pentru a comunica cu potențialele colonii se poate folosi comunicarea radio, care are o întârziere de 3-4 minute în fiecare direcție în timpul celei mai apropiate apropieri a planetelor (care se repetă la fiecare 780 de zile) și aproximativ 20 de minute. la distanța maximă a planetelor; vezi Configurare (astronomie).

Până în prezent, nu s-au făcut măsuri practice pentru a coloniza Marte, dar dezvoltarea colonizării este în curs, de exemplu, proiectul Centenary Spaceship, dezvoltarea unui modul locuibil pentru rămânerea pe planeta Deep Space Habitat.

YouTube enciclopedic

1 / 5

✪ Proiect DISCOVER-AQ - cercetare atmosferică (NASA în rusă)

✪ NASA în rusă: 18/01/13 - rezumat video al NASA pentru săptămâna

✪ NEGATIVE MASS [Știri despre știință și tehnologie]

✪ Marte, 1968, eseu de film științifico-fantastic, regizor Pavel Klushantsev

✪ 5 semne de viață pe Marte - Numărătoarea inversă #37

Subtitrări

Studiind

Atmosfera lui Marte a fost descoperită chiar înainte de zborurile stațiilor interplanetare automate către planetă. Datorită analizei spectrale și opozițiilor lui Marte cu Pământul, care apar o dată la 3 ani, astronomii deja în secolul al XIX-lea știau că are o compoziție foarte omogenă, din care peste 95% este dioxid de carbon. În comparație cu 0,04% dioxid de carbon din atmosfera Pământului, se dovedește că masa dioxidului de carbon din atmosferă marțiană depășește masa Pământului de aproape 12 ori, astfel încât, atunci când terraformați Marte, contribuția dioxidului de carbon la efectul de seră poate crea o Clima confortabilă pentru oameni ceva mai devreme decât se atinge presiunea de 1 atmosferă, chiar și ținând cont de distanța mai mare a lui Marte față de Soare.

La începutul anilor 1920, primele măsurători ale temperaturii lui Marte au fost făcute folosind un termometru plasat în focarul unui telescop reflectorizant. Măsurătorile efectuate de W. Lampland în 1922 au dat o temperatură medie a suprafeței lui Marte de 245 (−28 °C), E. Pettit și S. Nicholson în 1924 au obținut 260 K (−13 °C). O valoare mai mică a fost obținută în 1960 de W. Sinton și J. Strong: 230 K (−43 °C). Primele estimări ale presiunii - mediate - au fost obținute abia în anii 60 folosind spectroscoape IR la sol: presiunea de 25 ± 15 hPa obținută din lărgirea liniilor de dioxid de carbon Lorentz a însemnat că aceasta era componenta principală a atmosferei.

Viteza vântului poate fi determinată de deplasarea Doppler a liniilor spectrale. Deci, pentru aceasta, deplasarea liniilor a fost măsurată în intervalul milimetric și submilimetru, iar măsurătorile cu un interferometru fac posibilă obținerea distribuției vitezei într-un întreg strat de grosime mare.

Cele mai detaliate și precise date despre temperatura aerului și suprafeței, presiunea, umiditatea relativă și viteza vântului sunt măsurate continuu de instrumentația Rover Environmental Monitoring Station (REMS) de la bordul roverului Curiosity care operează în Gale Crater din 2012. Iar dispozitivul MAVEN, care se află pe orbită în jurul lui Marte din 2014, este conceput special pentru un studiu detaliat al straturilor superioare ale atmosferei, al interacțiunii lor cu particulele vântului solar și, în special, al dinamicii împrăștierii.

O serie de procese care sunt complexe sau care nu sunt încă posibile pentru observarea directă sunt supuse doar modelării teoretice, dar este și o metodă de cercetare importantă.

Structura atmosferică

În general, atmosfera lui Marte este împărțită în inferioară și superioară; acesta din urmă este considerat a fi regiunea de peste 80 km deasupra suprafeței, unde procesele de ionizare și disociere joacă un rol activ. O secțiune este dedicată studiului său, care se numește în mod obișnuit aeronomie. De obicei, când oamenii vorbesc despre atmosfera lui Marte, se referă la atmosfera inferioară.

De asemenea, unii cercetători disting două învelișuri mari - homosfera și heterosfera. În homosferă, compoziția chimică nu depinde de altitudine, deoarece procesele de transfer de căldură și umiditate în atmosferă și schimbul lor vertical sunt în întregime determinate de amestecarea turbulentă. Deoarece difuzia moleculară în atmosferă este invers proporțională cu densitatea acesteia, de la un anumit nivel acest proces devine predominant și este principala caracteristică a învelișului superior - heterosfera, unde are loc separarea prin difuzie moleculară. Interfața dintre aceste obuze, care se află la altitudini cuprinse între 120 și 140 km, se numește turbopauză.

Atmosfera inferioară

Se întinde de la suprafață până la o înălțime de 20-30 km troposfera, unde temperatura scade odată cu înălțimea. Limita superioară a troposferei variază în funcție de perioada anului (gradientul de temperatură în tropopauză variază de la 1 la 3 grade/km cu o valoare medie de 2,5 grade/km).

Deasupra tropopauzei este regiunea izotermă a atmosferei - stratomesosfera, întinzându-se la o altitudine de 100 km. Temperatura medie a stratomesosferei este excepțional de scăzută și se ridică la -133°C. Spre deosebire de Pământ, unde stratosfera conține preponderent tot ozonul atmosferic, pe Marte concentrația acestuia este neglijabilă (este distribuită de la altitudini de 50 - 60 km până la suprafață însăși, unde este maximă).

Atmosfera superioara

Deasupra stratomesosferei se extinde stratul superior al atmosferei - termosferă. Se caracterizează printr-o creștere a temperaturii cu înălțimea până la o valoare maximă (200-350 K), după care rămâne constantă până la limita superioară (200 km). Prezența oxigenului atomic a fost înregistrată în acest strat; densitatea sa la o altitudine de 200 km atinge 5-6⋅10 7 cm −3. Prezența unui strat dominat de oxigen atomic (precum și faptul că principala componentă neutră este dioxidul de carbon) unește atmosfera lui Marte cu cea a lui Venus.

ionosferă- o zonă cu un grad ridicat de ionizare - este situată în intervalul de altitudini de la aproximativ 80-100 până la aproximativ 500-600 km. Conținutul de ioni este minim noaptea și maxim ziua, când stratul principal se formează la o altitudine de 120-140 km datorită fotoionizării dioxidului de carbon ultraviolete extreme radiația Soarelui CO 2 + hν → CO 2 + + e - , precum și reacțiile dintre ioni și substanțele neutre CO 2 + + O → O 2 + + CO și O + + CO 2 → O 2 + + CO. Concentrația de ioni, dintre care 90% O 2 + și 10% CO 2 +, ajunge la 10 5 pe centimetru cub (în alte zone ale ionosferei este cu 1-2 ordine de mărime mai mică). Este de remarcat faptul că ionii O 2 + predomină în absența aproape completă a oxigenului molecular în sine în atmosfera lui Marte. Stratul secundar se formează în regiunea de 110-115 km din cauza radiației moi de raze X și a electronilor rapizi eliminati. La o altitudine de 80-100 km, unii cercetători identifică un al treilea strat, uneori manifestat sub influența particulelor cosmice de praf care introduc ioni metalici Fe+, Mg+, Na+ în atmosferă. Totuși, ulterior nu s-a confirmat doar apariția acestuia din urmă (și aproape pe întregul volum al atmosferei superioare) datorită ablației materiei de la meteoriți și alte corpuri cosmice care intră în atmosfera lui Marte, ci și prezența lor în general constantă. Mai mult, din cauza absenței unui câmp magnetic pe Marte, distribuția și comportamentul lor diferă semnificativ de ceea ce se observă în atmosfera Pământului. Peste maximul principal, pot apărea alte straturi suplimentare din cauza interacțiunii cu vântul solar. Astfel, stratul de ioni O + este cel mai pronunțat la o altitudine de 225 km. Pe lângă cele trei tipuri principale de ioni (O 2 +, CO 2 și O +), relativ recent H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 au mai fost înregistrate O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2++ și HCO2+. Peste 400 km, unii autori identifică o „ionopauză”, dar încă nu există un consens în această privință.

În ceea ce privește temperatura plasmei, în apropierea maximului principal temperatura ionilor este de 150 K, crescând la 210 K la o altitudine de 175 km. Mai sus, echilibrul termodinamic al ionilor cu gazul neutru este semnificativ perturbat, iar temperatura acestora crește brusc la 1000 K la o altitudine de 250 km. Temperatura electronului poate fi de câteva mii de Kelvin, aparent datorită câmpului magnetic din ionosferă, și crește odată cu creșterea unghiului zenital al Soarelui și nu este aceeași în emisfera nordică și sudică, ceea ce se poate datora asimetriei câmp magnetic rezidual al crustei marțiane. În general, se pot distinge chiar trei populații de electroni de înaltă energie cu profiluri diferite de temperatură. Câmpul magnetic afectează, de asemenea, distribuția orizontală a ionilor: fluxurile de particule de înaltă energie se formează deasupra anomaliilor magnetice, răsucindu-se de-a lungul liniilor de câmp, ceea ce crește intensitatea ionizării și se observă o densitate crescută a ionilor și structuri locale.

La o altitudine de 200-230 km se află limita superioară a termosferei - exobaza, deasupra căreia începe de la aproximativ o altitudine de 250 km. exosfera Marte. Este format din substanțe ușoare - hidrogen, carbon, oxigen - care apar ca urmare a reacțiilor fotochimice din ionosfera subiacentă, de exemplu, recombinarea disociativă a O 2 + cu electronii. O alimentare continuă cu hidrogen atomic în atmosfera superioară a lui Marte are loc datorită fotodisocierii vaporilor de apă de la suprafața marțiană. Deoarece concentrația de hidrogen scade foarte lent odată cu altitudinea, acest element este o componentă majoră a straturilor cele mai exterioare ale atmosferei planetei și formează o coroană de hidrogen, care se extinde pe o distanță de aproximativ 20.000 km, deși nu există o limită strictă și particule de aceasta. regiunea pur și simplu se dispersează treptat în spațiul înconjurător.

În atmosfera lui Marte este de asemenea eliberat uneori chimioferă- un strat în care au loc reacții fotochimice și, deoarece, din cauza absenței unui ecran de ozon, precum Pământul, radiațiile ultraviolete ajung chiar la suprafața planetei, acestea sunt posibile chiar și acolo. Chimiosfera marțiană se extinde de la suprafață până la o altitudine de aproximativ 120 km.

Compoziția chimică a atmosferei inferioare

În ciuda rarefierii puternice a atmosferei marțiane, concentrația de dioxid de carbon în aceasta este de aproximativ 23 de ori mai mare decât în ​​atmosfera terestră.

• În prezent, azotul (2,7%) se disipează activ în spațiu. Sub forma unei molecule diatomice, azotul este reținut stabil de gravitația planetei, dar este împărțit în atomi unici de radiația solară, părăsind cu ușurință atmosfera.
• Argonul (1,6%) este reprezentat de izotopul greu argon-40, care este relativ rezistent la disipare. Lumina 36 Ar și 38 Ar sunt prezente doar în părți pe milion
• Alte gaze nobile: neon, krypton, xenon (ppm)
• Oxidul de carbon (CO) este un produs al fotodisocierii CO 2 și reprezintă 7,5⋅10 -4 din concentrația acestuia din urmă - aceasta este o valoare inexplicabil de mică, deoarece reacția inversă CO + O + M → CO 2 + M este interzis și mult mai mult ar trebui să acumuleze CO. Au fost propuse diverse teorii cu privire la modul în care monoxidul de carbon poate fi încă oxidat la dioxid de carbon, dar toate au unul sau altul dezavantaj.
• Oxigenul molecular (O 2) - apare ca rezultat al fotodisocierii atât a CO 2 cât și a H 2 O în atmosfera superioară a lui Marte. În acest caz, oxigenul difuzează în straturile inferioare ale atmosferei, unde concentrația sa atinge 1,3⋅10 -3 din concentrația de CO 2 aproape de suprafață. La fel ca Ar, CO și N 2, este o substanță necondensabilă pe Marte, astfel încât concentrația sa suferă și variații sezoniere. În atmosfera superioară, la o altitudine de 90-130 km, conținutul de O 2 (fracție relativ la CO 2) este de 3-4 ori mai mare decât valoarea corespunzătoare pentru atmosfera inferioară și are o medie de 4⋅10 -3, variind în variază de la 3,1⋅10 -3 la 5,8⋅10 -3. În antichitate, atmosfera lui Marte conținea, totuși, o cantitate mai mare de oxigen, comparabilă cu ponderea pe care o avea pe Pământul tânăr. Oxigenul, chiar și sub formă de atomi individuali, nu se mai disipează la fel de activ ca azotul, datorită greutății sale atomice mai mari, care îi permite să se acumuleze.
• Ozonul - cantitatea sa variaza foarte mult in functie de temperatura suprafetei: este minima in timpul echinoctiului la toate latitudinile si maxima la pol, unde este iarna, in plus, este invers proportionala cu concentratia vaporilor de apa. Există un strat de ozon pronunțat la o altitudine de aproximativ 30 km și altul între 30 și 60 km.
• Apă. Conținutul de H 2 O din atmosfera lui Marte este de aproximativ 100-200 de ori mai mic decât în ​​atmosfera celor mai uscate regiuni ale Pământului și se ridică la o medie de 10-20 microni din coloana de apă depusă. Concentrația vaporilor de apă suferă variații semnificative sezoniere și diurne. Gradul de saturație a aerului cu vapori de apă este invers proporțional cu conținutul de particule de praf, care sunt centre de condensare, iar în anumite zone (iarna, la o altitudine de 20-50 km) s-au înregistrat vapori a căror presiune depășește presiunea vaporilor saturați de 10 ori - mult mai mult decât în ​​atmosfera terestră.
• Metan. Din 2003, au existat rapoarte de înregistrare a emisiilor de metan de origine necunoscută, dar niciuna dintre ele nu poate fi considerată fiabilă din cauza anumitor deficiențe ale metodelor de înregistrare. În acest caz, vorbim despre valori extrem de mici - 0,7 ppbv (limita superioară - 1,3 ppbv) ca valoare de fundal și 7 ppbv pentru exploziile episodice, care este în pragul solvabilității. Deoarece, împreună cu aceasta, au fost publicate și informații despre absența CH 4 confirmată de alte studii, aceasta poate indica o sursă intermitentă de metan, precum și existența unui mecanism de distrugere rapidă a acestuia, în timp ce durata distrugerii fotochimice a această substanță este estimată la 300 de ani. Discuția pe această temă este în prezent deschisă, și prezintă un interes deosebit în contextul astrobiologiei, datorită faptului că pe Pământ această substanță este de origine biogenă.
• Urme ale unor compuși organici. Cele mai importante sunt limitele superioare ale H 2 CO, HCl și SO 2, care indică absența, respectiv, a reacțiilor care implică clor, precum și activitatea vulcanică, în special, originea nevulcanică a metanului, dacă existența acestuia este confirmat.

Compoziția și presiunea atmosferei lui Marte fac imposibilă respirația oamenilor și a altor organisme terestre. Pentru a lucra la suprafața planetei, este necesar un costum spațial, deși nu la fel de voluminos și protejat ca pentru Lună și spațiul cosmic. Atmosfera lui Marte în sine nu este toxică și constă din gaze inerte chimic. Atmosfera încetinește oarecum corpurile de meteoriți, așa că sunt mai puține cratere pe Marte decât pe Lună și sunt mai puțin adânci. Micrometeoriții ard complet fără a ajunge la suprafață.

Apă, nori și precipitații

Densitatea scăzută nu împiedică atmosfera să formeze fenomene pe scară largă care afectează clima.

Nu există mai mult de o miime de procent de vapori de apă în atmosfera marțiană, dar conform rezultatelor studiilor recente (2013), acest lucru este încă mai mult decât se credea anterior și mai mult decât în ​​straturile superioare ale atmosferei Pământului, iar la presiune și temperatură scăzută se află într-o stare apropiată de saturație, așa că se adună adesea în nori. De regulă, norii de apă se formează la altitudini de 10-30 km deasupra suprafeței. Ele sunt concentrate în principal la ecuator și sunt observate aproape pe tot parcursul anului. Norii observați la niveluri înalte ale atmosferei (peste 20 km) se formează ca urmare a condensării CO 2 . Același proces este responsabil pentru formarea norilor joasă (la o altitudine mai mică de 10 km) în regiunile polare iarna, când temperatura atmosferică scade sub punctul de îngheț al CO 2 (-126 ° C); vara se formează formațiuni subțiri similare de gheață H 2 O

• Unul dintre fenomenele atmosferice interesante și rare de pe Marte a fost descoperit („Viking-1”) când a fotografiat regiunea polară nordică în 1978. Acestea sunt structuri ciclonice, identificate clar în fotografii prin sisteme de nori asemănătoare vortexului cu circulație în sens invers acelor de ceasornic. Au fost descoperite în zona de latitudine 65-80° N. w.

  în perioada „caldă” a anului, de la primăvară până la începutul toamnei, când aici se instalează frontul polar. Apariția sa se datorează contrastului puternic al temperaturilor de suprafață care există în această perioadă a anului între marginea calotei glaciare și câmpiile din jur. Mișcările valurilor ale maselor de aer asociate cu un astfel de front duc la apariția unor vortexuri ciclonice atât de familiare nouă pe Pământ. Sistemele de nori vortex descoperite pe Marte au dimensiuni cuprinse între 200 și 500 km, viteza lor de mișcare este de aproximativ 5 km/h, iar viteza vântului la periferia acestor sisteme este de aproximativ 20 m/s. Durata existenței unui turbionar ciclonic individual variază de la 3 la 6 zile. Temperaturile din partea centrală a ciclonilor marțieni indică faptul că norii constau din cristale de gheață de apă.

  Zăpada a fost într-adevăr observată de mai multe ori. Așadar, în iarna anului 1979, în zona de aterizare Viking 2 a căzut un strat subțire de zăpadă, care a rămas câteva luni.

  O trăsătură caracteristică a atmosferei lui Marte este prezența constantă a prafului; Conform măsurătorilor spectrale, dimensiunea particulelor de praf este estimată la 1,5 μm. Gravitația scăzută permite chiar și curenților de aer subțiri să ridice nori uriași de praf la o înălțime de până la 50 km. Și vânturile, care sunt una dintre manifestările diferențelor de temperatură, bat adesea pe suprafața planetei (în special la sfârșitul primăverii - începutul verii în emisfera sudică, când diferența de temperatură dintre emisfere este deosebit de accentuată), iar viteza lor atinge 100 m/s. În acest fel, se formează furtuni extinse de praf, observate îndelung ca nori galbeni individuali și uneori ca un giulgiu galben continuu care acoperă întreaga planetă. Cel mai adesea, furtunile de praf apar în apropierea calotelor polare, durata lor poate ajunge la 50-100 de zile. O ceață galbenă slabă în atmosferă este de obicei observată după furtuni mari de praf și este ușor de detectat prin metode fotometrice și polarimetrice.

  Furtunile de praf, clar vizibile în imaginile luate de la vehiculele orbitale, s-au dovedit a fi abia vizibile când sunt fotografiate de pe aterizare. Trecerea furtunilor de praf în locurile de aterizare ale acestor stații spațiale a fost înregistrată doar printr-o schimbare bruscă a temperaturii, presiunii și o întunecare foarte ușoară a fundalului general al cerului. Stratul de praf care s-a așezat după furtună în vecinătatea locurilor de debarcare a vikingilor s-a ridicat la doar câțiva micrometri. Toate acestea indică o capacitate portantă destul de scăzută a atmosferei marțiane.

  Din septembrie 1971 până în ianuarie 1972, pe Marte a avut loc o furtună globală de praf, care a împiedicat chiar fotografiarea suprafeței de la sonda Mariner 9. Masa de praf din coloana atmosferică (cu o adâncime optică de 0,1 până la 10), estimată în această perioadă, a variat între 7,8⋅10 -5 și 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Astfel, greutatea totală a particulelor de praf din atmosfera lui Marte în perioada furtunilor globale de praf poate ajunge până la 10 8 - 10 9 tone, ceea ce este comparabil cu cantitatea totală de praf din atmosfera Pământului.

  • Aurora a fost înregistrată pentru prima dată de spectrometrul UV SPICAM de la bordul navei spațiale Mars Express. Apoi a fost observat în mod repetat de aparatul MAVEN, de exemplu, în martie 2015, iar în septembrie 2017, un eveniment mult mai puternic a fost înregistrat de Detectorul de evaluare a radiațiilor (RAD) de pe roverul Curiosity. Analiza datelor de la aparatul MAVEN a relevat, de asemenea, aurore de un tip fundamental diferit - difuză, care apar la latitudini joase, în zone care nu sunt legate de anomalii ale câmpului magnetic și cauzate de pătrunderea particulelor cu energie foarte mare, aproximativ 200 keV, în atmosferă.

    În plus, radiația ultravioletă extremă a Soarelui provoacă așa-numita strălucire intrinsecă a atmosferei (airglow în engleză).

    Înregistrarea tranzițiilor optice în timpul aurorelor și propria lor strălucire oferă informații importante despre compoziția atmosferei superioare, temperatura și dinamica acesteia. Astfel, studierea benzilor γ și δ ale emisiei de oxid nitric pe timp de noapte ajută la caracterizarea circulației dintre zonele iluminate și cele nelluminate. Și înregistrarea radiațiilor la o frecvență de 130,4 nm în timpul propriei străluciri a ajutat la dezvăluirea prezenței oxigenului atomic la temperatură înaltă, care a fost un pas important în înțelegerea comportamentului exosferelor atmosferice și a coroanelor în general.

    Culoare

    Particulele de praf care umplu atmosfera lui Marte sunt compuse în principal din oxid de fier, iar acest lucru îi conferă o nuanță roșiatică-roșiatică.

    Conform măsurătorilor, atmosfera are o grosime optică de 0,9 - asta înseamnă că doar 40% din radiația solară incidentă ajunge la suprafața lui Marte prin atmosfera sa, iar restul de 60% este absorbit de praful care atârnă în aer. Fără el, cerul marțian ar avea aproximativ aceeași culoare ca și cerul Pământului la o altitudine de 35 de kilometri. De remarcat că în acest caz ochiul uman s-ar adapta la aceste culori, iar balansul de alb s-ar ajusta automat astfel încât cerul să fie văzut la fel ca în condiții de iluminare terestră.

    Culoarea cerului este foarte eterogenă, iar în absența norilor sau a furtunilor de praf, de la relativ lumină la orizont se întunecă brusc și treptat spre zenit. Într-un sezon relativ calm și fără vânt, când este mai puțin praf, cerul poate fi complet negru la zenit.

    Cu toate acestea, datorită imaginilor de la roverele de pe Marte, s-a știut că la apus și răsărit în jurul Soarelui, cerul devine albastru. Motivul pentru aceasta este împrăștierea RAYLEIGH - lumina este împrăștiată pe particulele de gaz și colorează cerul, dar dacă într-o zi marțiană efectul este slab și invizibil cu ochiul liber din cauza atmosferei subțiri și a prafului, atunci la apus soarele strălucește. un strat de aer mult mai gros, datorită căruia albastrul și violetul încep să împrăștie componente. Același mecanism este responsabil pentru cerul albastru de pe Pământ în timpul zilei și galben-portocaliu la apus. [ ]

    Panorama Dunelor Rocknest, compilată din imagini de la roverul Curiosity.

    Schimbări

    Modificările în straturile superioare ale atmosferei sunt destul de complexe, deoarece sunt conectate între ele și cu straturile subiacente. Undele atmosferice și mareele care se propagă în sus pot avea un impact semnificativ asupra structurii și dinamicii termosferei și, în consecință, ionosferei, de exemplu, înălțimea limitei superioare a ionosferei. În timpul furtunilor de praf din atmosfera inferioară, transparența acestuia scade, se încălzește și se extinde. Apoi densitatea termosferei crește - poate varia chiar și cu un ordin de mărime - iar înălțimea concentrației maxime de electroni poate crește cu până la 30 km. Schimbările în atmosfera superioară cauzate de furtunile de praf pot fi globale, afectând zone de până la 160 km deasupra suprafeței planetei. Răspunsul atmosferei superioare la aceste fenomene durează câteva zile și durează mult mai mult pentru a reveni la starea anterioară - câteva luni. O altă manifestare a relației dintre atmosfera superioară și cea inferioară este aceea că vaporii de apă, care, după cum s-a dovedit, sunt suprasaturați în atmosfera inferioară, pot suferi fotodisocieri în componente mai ușoare H și O, care cresc densitatea exosferei și intensitatea. pierderilor de apă din atmosfera lui Marte. Factorii externi care cauzează modificări în atmosfera superioară sunt radiațiile ultraviolete extreme și raze X moi de la Soare, particulele de vânt solar, praful cosmic și corpurile mai mari, cum ar fi meteoriții. Sarcina este complicată de faptul că impactul lor este de obicei aleatoriu, iar intensitatea și durata acestuia nu pot fi prezise, ​​iar procesele ciclice asociate cu schimbările în timpul zilei, anotimpul, precum și ciclul solar sunt suprapuse fenomenelor episodice. În momentul de față, în cel mai bun caz, există statistici acumulate ale evenimentelor privind dinamica parametrilor atmosferici, dar o descriere teoretică a tiparelor nu a fost încă finalizată. S-a stabilit cu siguranță o proporționalitate directă între concentrația particulelor de plasmă din ionosferă și activitatea solară. Acest lucru este confirmat de faptul că un model similar a fost de fapt înregistrat pe baza rezultatelor observațiilor din 2007-2009 pentru ionosfera Pământului, în ciuda diferenței fundamentale în câmpul magnetic al acestor planete, care afectează direct ionosfera. Iar ejecțiile de particule din coroana solară, care provoacă o modificare a presiunii vântului solar, implică, de asemenea, o compresie caracteristică a magnetosferei și ionosferei: densitatea maximă a plasmei scade la 90 km.

    Fluctuațiile zilnice

    În ciuda rarefierii sale, atmosfera reacționează totuși la modificările fluxului de căldură solară mai lent decât suprafața planetei. Astfel, dimineața, temperatura variază foarte mult cu altitudinea: o diferență de 20° a fost înregistrată la o altitudine de 25 cm până la 1 m deasupra suprafeței planetei. Pe măsură ce Soarele răsare, aerul rece se încălzește de la suprafață și se ridică în sus într-un vârtej caracteristic, ridicând praful în aer - așa se formează diavolii de praf. În stratul apropiat de suprafață (până la 500 m înălțime) există o inversare a temperaturii. După ce atmosfera s-a încălzit deja până la prânz, acest efect nu se mai observă. Maximul este atins pe la ora 2 după-amiaza. Suprafața se răcește apoi mai repede decât atmosfera și se observă un gradient de temperatură invers. Înainte de apus, temperatura scade din nou odată cu altitudinea.

    Schimbarea zilei și a nopții afectează și atmosfera superioară. În primul rând, noaptea, ionizarea de către radiația solară se oprește, dar plasma continuă pentru prima dată după apusul soarelui să fie completată datorită fluxului din partea zilei și apoi se formează din cauza impactului electronilor care se deplasează în jos de-a lungul câmpului magnetic. linii (așa-numita intruziune de electroni) - apoi maximul observat la o altitudine de 130-170 km. Prin urmare, densitatea electronilor și ionilor pe partea de noapte este mult mai mică și se caracterizează printr-un profil complex, care depinde și de câmpul magnetic local și se modifică într-un mod netrivial, al cărui model nu este încă pe deplin înțeles și descris teoretic. Pe tot parcursul zilei, starea ionosferei se modifică și în funcție de unghiul zenital al Soarelui.

    Ciclul anual

    Ca și pe Pământ, pe Marte are loc o schimbare a anotimpurilor datorită înclinării axei de rotație față de planul orbital, astfel că iarna calota polară crește în emisfera nordică și aproape dispare în emisfera sudică, iar după șase luni, emisferele își schimbă locul. Mai mult, datorită excentricității destul de mari a orbitei planetei la periheliu (solstitiul de iarnă în emisfera nordică), aceasta primește cu până la 40% mai multă radiație solară decât la afeliu, iar în emisfera nordică iernile sunt scurte și relativ moderate, iar verile. sunt lungi, dar racoroase, in sud, dimpotriva, verile sunt scurte si relativ calde, iar iernile sunt lungi si reci. În acest sens, capacul sudic în timpul iernii crește la jumătate din distanța pol-ecuator, iar cel nordic - doar la o treime. Când vara începe la unul dintre poli, dioxidul de carbon din calota polară corespunzătoare se evaporă și intră în atmosferă; vânturile îl duc la capacul opus, unde îngheață din nou. Acest lucru creează un ciclu de dioxid de carbon, care, împreună cu diferitele dimensiuni ale calotelor polare, face ca presiunea atmosferei lui Marte să se schimbe pe măsură ce orbitează Soarele. Datorită faptului că iarna până la 20-30% din întreaga atmosferă îngheață în calota polară, presiunea în zona corespunzătoare scade în mod corespunzător.

    Concentrația vaporilor de apă suferă și variații sezoniere (precum și cele zilnice) - acestea sunt în intervalul 1-100 microni. Astfel, iarna atmosfera este aproape „secată”. Vaporii de apă apar în ea primăvara, iar până la mijlocul verii cantitatea sa atinge un maxim, în urma schimbărilor de temperatură la suprafață. În perioada vară-toamnă, vaporii de apă sunt redistribuiți treptat, iar conținutul său maxim se deplasează din regiunea polară nordică către latitudinile ecuatoriale. În același timp, conținutul global total de vapori din atmosferă (conform datelor Viking 1) rămâne aproximativ constant și este echivalent cu 1,3 km 3 de gheață. Conținutul maxim de H 2 O (100 µm de apă precipitată egal cu 0,2 %) a fost înregistrat în timpul verii peste regiunea întunecată care înconjoară calota polară rămășiță de nord - în această perioadă a anului atmosfera de deasupra calotei polare este de obicei apropiată de saturaţie.

    În perioada de primăvară-vară în emisfera sudică, când se formează cel mai activ furtunile de praf, se observă maree atmosferice zilnice sau semi-diurne - o creștere a presiunii la suprafață și dilatarea termică a atmosferei ca răspuns la încălzirea acesteia.

    Schimbarea anotimpurilor afectează și atmosfera superioară - atât componenta neutră (termosferă), cât și plasma (ionosferă), iar acest factor trebuie luat în considerare împreună cu ciclul solar, iar acest lucru complică sarcina descrierii dinamicii superioarei. atmosferă.

    Schimbări pe termen lung

    Vezi de asemenea

    Note

    1. Williams, David R. Mars Fact sheet (nedefinit) . Centrul Național de Date pentru Știința Spațială. NASA (1 septembrie 2004). Preluat la 28 septembrie 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Marte: o mică planetă terestră: [Engleză]]
    3. // Revista de astronomie și astrofizică. - 2016. - T. 24, nr 1 (16 decembrie). - P. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5. (nedefinit) . Atmosfera lui Marte
    4. UNIVERS-PLANETA // PORTAL LA O ALTA DIMENSIUNE (nedefinit) . Marte este o stea roșie.  Descrierea zonei. 
    5. Atmosfera si clima galspace.ru - Proiectul „Explorarea sistemului solar”. Preluat la 29 septembrie 2017.
    6. (Engleză) Out of Thin Martian Aer Revista de Astrobiologie (nedefinit) . , Michael Schirber, 22 august 2011. Maxim Zabolotsky.
    7. Informații generale despre atmosfera de Marte (nedefinit) . Spacegid.com(21.09.2013). Preluat la 20 octombrie 2017.
    8. Mars Pathfinder - Science  Rezultate - Atmosferice și Meteorologice Proprietăți nasa.gov [Engleză]. Preluat la 20 aprilie 2017.