Атмосферата на Марс - химичен състав, климатични условия и климат в миналото. Атмосфера на Марс Основен елемент от атмосферата на Марс

Като всяка голяма планета, Марс има атмосфера. Състои се от газообразно вещество, което планетата задържа поради гравитацията. Въздухът на Марс обаче е много различен от този на Земята.

Общи сведения за атмосферата на Марс

Атмосферата на Марс е много по-тънка от тази на Земята. Височината му е 11 км, което е приблизително 9-10% от земната. Това се дължи на слабата гравитационна сила на планетата, която не може да задържи по-широк слой газ. Малката дебелина и плътност на атмосферата причинява такива въздушни явления, които не могат да бъдат намерени на Земята.

Химически атмосферата се състои главно от въглероден диоксид.

Плътността на атмосферата също е много ниска: повече от 61 пъти по-малка от средната плътност на Земята.

Поради свойствата си, атмосферата е постоянно изложена на слънчевия вятър, губейки материя и разсейвайки се по-бързо, отколкото на други планети. Този процес се нарича разсейване. Това се дължи на факта, че планетата Марс няма магнитно поле.

Структура на атмосферата

Въпреки че е тънка, атмосферата на Марс е разнородна и има слоеста структура. Структурата му изглежда така:

● Под всички слоеве е тропосферата. Заема цялото пространство от повърхността до 20-30 км. Температурата тук намалява равномерно, докато се повишава. Горната граница на тропосферата не е фиксирана и променя позицията си през цялата година.

● Отгоре е стратомезосферата. Температурата в тази част е приблизително същата и равна на –133 °C. Продължава до надморска височина от 100 км над повърхността, където свършва цялата ниска атмосфера заедно с нея.

● Всичко, което се намира отгоре (до границата, където започва космосът), се нарича горна атмосфера. Друго име за този слой е термосферата, а средната му температура е от 200 до 350 K.

● Вътре в него е йоносферата, която, както подсказва името, се характеризира с високо ниво на йонизация в резултат на слънчевата радиация. Започва приблизително на същото място като цялата горна част и е с дължина около 400 км.

● На височина около 230 km термосферата завършва. Последният му слой се нарича екобаза.

● Хемосферата не принадлежи нито към долната, нито към горната атмосфера, в която протичат химични реакции, инициирани от светлина. Тъй като на Марс липсва какъвто и да е еквивалент на озоновия слой на Земята, този слой започва на нивото на повърхността. И завършва на 120 км надморска височина.

И така, повърхността на Марс е покрита с доста тънка и разредена атмосфера, която обаче има относително сложна структура. Общо атмосферата на Марс се състои от седем слоя, но този брой може да варира в различните източници, тъй като учените все още не са постигнали съгласие относно естеството на някои слоеве.

Не мислете, че слоестата структура показва статичност. Атмосферата на Марс също е склонна към промени, подобно на земната: тя съдържа както обща циркулация, така и частни движения на въздушните потоци.

Атмосферен състав

Химическият състав на атмосферата на Марс е много различен от този на Земята. Въздухът на Марс се състои от следните газове:

● Атмосферата на планетата Марс се основава на въглероден диоксид. Заема приблизително 95% от обема му. Това е единственият тежък газ, който планетата може да побере.

● Повечето въглероден диоксид е CO2, но въглеродният оксид CO също съставлява част от него. Тази фракция е необичайно малка и накара учените да теоретизират защо CO не се натрупва.

● Азот N2. Той съставлява много малка част от атмосферата – едва 2,7%. Въпреки това, той може да остане в атмосферата само под формата на двойна молекула. Радиацията от Слънцето непрекъснато разгражда атмосферния азот на атоми, след което той се разсейва.

● Аргонът заема 1,6% и е представен основно от тежкия изотоп аргон-40.

● Кислород има и на Марс, но той се съдържа главно в горните слоеве на атмосферата и се появява при разлагането на други вещества, откъдето след това преминава в долните слоеве. Поради това на надморска височина от приблизително 110 km и повече има 3-4 пъти повече O2, отколкото под това ниво. Не могат да дишат.

● Озонът е най-несигурният газ в марсианската атмосфера. Съдържанието му зависи от температурата на въздуха и следователно от времето на годината, географската ширина и полукълбо.

● Метанът на Марс, въпреки ниското си съдържание в атмосферата, е един от най-мистериозните газове на планетата. Той може да има няколко източника, но най-важните са два: влиянието на температурите (например във вулкани) и преработката на вещества от бактерии и преживни животни, след което се образува бактериален метан. Последното е от особен интерес за астробиологията - това е, което се търси на потенциално обитаеми планети, за да се докаже, че има живот. Не е известно какво може да показва метанът, появяващ се в изблици на Марс.

● Органични съединения като H2CO, HCl и SO2 също се намират в атмосферата на Марс. Те могат да изяснят въпроса, обсъден по-горе, тъй като тяхното присъствие показва липсата на вулканична дейност - и следователно термогенен метан.

● Вода. Въпреки че съдържанието му е няколкостотин пъти по-малко, отколкото в най-сухите райони на Земята, той все още присъства.

● Струва си да се спомене също, че атмосферата на Марс е изпълнена с малки прахови частици (предимно железен оксид). Те правят атмосферата отвън червеникаво-оранжева, а също така са отговорни за цветовете на небето, противоположни на тези на Земята: дневното небе на Марс е жълто-кафяво, при залез и зазоряване става розово, а около слънцето те стават сини.

Облаци

Атмосферата на Червената планета е способна да образува същите явления като земната. Например, на Марс има облаци.

В атмосферата на планетата Марс има много малко парообразна вода, но все пак достатъчно за появата на облаци. Най-често те се намират на надморска височина от една до три десетки километра над повърхността. Концентрираната водна пара се събира в облаци главно на екватора - там те могат да се наблюдават през цялата година.

В допълнение, облак на Марс може също да произвежда CO2. Обикновено се намира над водните (на надморска височина около 20 km).

На Марс също има мъгли. Най-често - в низини и кратери, през нощта.

Един ден на снимка на марсианската атмосфера бяха открити вихрови системи от облаци. Това беше доказателство за по-сложно климатично явление - циклон. На Земята това е често срещано явление, но на други планети е доста необичайно. Все още не се знае нищо повече за марсианските циклони.

На Марс няма обикновен дъжд, но сред природните явления понякога се наблюдава вирга - капки или сняг, които се изпаряват във въздуха, преди да достигнат земята.

Парников ефект

Разговорът за парниковия ефект на Марс винаги идва в контекста на обсъждане на течна вода, която някога е съществувала на него. „Реките“ на повърхността вече говорят за това, но това не беше достатъчно за учените и те решиха да намерят какво позволява да се появи течен H2O.
Когато Марс беше млада планета, неговите вулкани бяха изключително активни. Всяка вулканична експлозия на Марс освобождава въглероден диоксид и метан, които се разлагат, когато са изложени на слънчева светлина, произвеждайки водород и създавайки „водороден парников ефект“. В един момент концентрацията на последния газ се увеличи толкова много, че позволи съществуването на езера, реки и дори цели океани от вода. С течение на времето обаче атмосферата на планетата изтъня и вече не можеше да осигури условия, при които водата да остане течна. В момента на Марс може да се намери само водна пара или лед. Преходът от едно състояние на агрегиране към друго става чрез сублимация, заобикаляйки течния етап. Това може да се нарече уникална особеност в историята на атмосферата на Марс, тъй като това все още не се е случвало на никоя друга планета. Това обаче е само научна теория.

налягане

Средно атмосферното налягане на Марс е 4,5 mmHg или 600 паскала. Това е една 169-та от средното налягане на Земята. Подобен натиск прави невъзможно човек да оцелее на повърхността без скафандър. Хората, които се окажат на откритата повърхност на планетата Марс без защита, са изправени пред мигновена смърт. Причината за това е съществуването на така наречената граница на Армстронг - нивото на налягане, при което водата кипи при нормална температура на човешкото тяло. Атмосферното налягане на повърхността на Марс е значително под тази граница.

Прах дяволи

Прашните бури, които редовно се случват на Марс, са характеристика на тази планета. Те са причинени от бури на Марс, при които скоростта на вятъра достига 100 км/ч. Въздухът събира прах, висящ в атмосферата на височина до 50 км. Това води до същите тези прашни бури на Марс. Най-често те се срещат в полярните райони и бушуват за 1,5 - 3 месеца. Пясъчните бури също възникват на Марс по подобен начин. Единствената разлика е, че този път във въздуха се издигат по-големи частици, които се утаяват на повърхността - пясък.

Ако обаче на Марс има вятър, тогава трябва да има и опасни въздушни явления, които той причинява. Например торнадо. Те, подобно на бурите, издигат пясък и прах във въздуха, но се простират на стотици метри на ширина и километри на височина и изглеждат много по-опасни (въпреки че скоростта им е три пъти по-ниска от тази на бурите - само 30 км/ч). Поради същата ниска плътност на атмосферата торнадото на Марс прилича повече на торнадо. Второто им име е прашни дяволи. От орбита можете да видите как те оставят черни въртящи се следи върху светлата пясъчна повърхност.

Радиация

Радиацията на Марс представлява не по-малка опасност за хората от праха или ниското налягане. Има две причини за това: слабостта и разреждането на атмосферата и липсата на магнитосфера на планетата Марс. Въздушната част не е в състояние да защити повърхността си от космическата радиация. Ето защо за няколко дни, прекарани на планетата без защита, астронавтът ще получи годишна доза радиация.

Тераформиране

Въпреки всичко това хората все още мечтаят да завладеят Марс и дори да го направят обитаем. Атмосферата на Марс е едно от основните препятствия по този път. Въпреки това се предлага тераформиране на Марс не само чрез осигуряване на кислород и плътна атмосфера, но и чрез създаване на голям източник на космическо гориво. Предлага се въглеродният диоксид да се разложи химически на кислород и CO, които могат да се използват за снабдяване на колонията и транспортиране на гориво, за да се установи комуникация със Земята.

Енциклопедичен YouTube

1 / 5

✪ Проект DISCOVER-AQ - атмосферни изследвания (НАСА на руски)

✪ НАСА на руски: 18.01.13 - видео дайджест на НАСА за седмицата

✪ ОТРИЦАТЕЛНА МАСА [Новини за науката и технологиите]

✪ Марс, 1968, есе за научнофантастичен филм, реж. Павел Клушанцев

✪ 5 признака на живот на Марс - Обратното броене #37

субтитри

Изучаване

Атмосферата на Марс е открита още преди полетите на автоматични междупланетни станции към планетата. Благодарение на спектралния анализ и опозициите на Марс със Земята, които се случват веднъж на всеки 3 години, астрономите още през 19 век знаеха, че има много хомогенен състав, повече от 95% от който е въглероден диоксид. В сравнение с 0,04% въглероден диоксид в земната атмосфера се оказва, че масата на марсианския атмосферен въглероден диоксид надвишава масата на Земята почти 12 пъти, така че при тераформирането на Марс приносът на въглеродния диоксид към парниковия ефект може да създаде климат, удобен за хората, малко по-рано, отколкото се постига налягане от 1 атмосфера, дори като се вземе предвид по-голямото разстояние на Марс от Слънцето.

В началото на 20-те години на миналия век първите измервания на температурата на Марс са направени с помощта на термометър, поставен във фокуса на рефлекторен телескоп. Измерванията на W. Lampland през 1922 г. дават средна повърхностна температура на Марс от 245 (−28 °C), E. Pettit и S. Nicholson през 1924 г. получават 260 K (−13 °C). По-ниска стойност е получена през 1960 г. от W. Sinton и J. Strong: 230 K (−43 °C). Първите оценки на налягането - осреднено - са получени едва през 60-те години с помощта на наземни инфрачервени спектроскопи: налягането от 25 ± 15 hPa, получено от разширението на Лоренц на линиите на въглероден диоксид, означава, че това е основният компонент на атмосферата.

Скоростта на вятъра може да се определи чрез доплеровото изместване на спектралните линии. Така че, за това, изместването на линиите беше измерено в милиметровия и субмилиметровия диапазон, а измерванията с интерферометър позволяват да се получи разпределението на скоростта в цял слой с голяма дебелина.

Най-подробните и точни данни за температурата на въздуха и повърхността, налягането, относителната влажност и скоростта на вятъра се измерват непрекъснато от инструментите на Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борда на роувъра Curiosity, работещ в кратера Гейл от 2012 г. насам. А устройството MAVEN, което е в орбита около Марс от 2014 г., е специално проектирано за подробно изследване на горните слоеве на атмосферата, тяхното взаимодействие с частиците на слънчевия вятър и по-специално динамиката на разсейване.

Редица процеси, които са сложни или все още невъзможни за пряко наблюдение, са обект само на теоретично моделиране, но това също е важен изследователски метод.

Структура на атмосферата

Най-общо атмосферата на Марс се дели на долна и горна; последният се счита за район над 80 km над повърхността, където процесите на йонизация и дисоциация играят активна роля. На изучаването му е посветен раздел, който обикновено се нарича аерономия. Обикновено, когато хората говорят за атмосферата на Марс, те имат предвид долната атмосфера.

Също така някои изследователи разграничават две големи черупки - хомосферата и хетеросферата. В хомосферата химическият състав не зависи от надморската височина, тъй като процесите на пренос на топлина и влага в атмосферата и техният вертикален обмен се определят изцяло от турбулентно смесване. Тъй като молекулярната дифузия в атмосферата е обратно пропорционална на нейната плътност, от определено ниво този процес става преобладаващ и е основната характеристика на горната обвивка - хетеросферата, където се извършва разделянето на молекулярната дифузия. Интерфейсът между тези черупки, който се намира на височини между 120 и 140 km, се нарича турбопауза.

Долна атмосфера

Простира се от повърхността до височина 20-30 km тропосфера, където температурата намалява с височината. Горната граница на тропосферата варира в зависимост от времето на годината (температурният градиент в тропопаузата варира от 1 до 3 градуса/km със средна стойност 2,5 градуса/km).

Над тропопаузата е изотермичната област на атмосферата - стратомезосфера, простиращ се на надморска височина от 100 км. Средната температура на стратомезосферата е изключително ниска и възлиза на -133°C. За разлика от Земята, където стратосферата съдържа предимно целия атмосферен озон, на Марс концентрацията му е незначителна (разпределя се от височини 50 - 60 км до самата повърхност, където е максимална).

Горна атмосфера

Над стратомезосферата се простира горният слой на атмосферата - термосфера. Характеризира се с повишаване на температурата с височина до максимална стойност (200-350 K), след което остава постоянна до горната граница (200 km). Наличието на атомен кислород беше записано в този слой; плътността му на височина 200 km достига 5-6⋅10 7 cm −3. Наличието на слой, доминиран от атомарен кислород (както и фактът, че основният неутрален компонент е въглеродният диоксид) обединява атмосферата на Марс с тази на Венера.

йоносфера- зона с висока степен на йонизация - намира се във височинния диапазон от приблизително 80-100 до около 500-600 км. Съдържанието на йони е минимално през нощта и максимално през деня, когато основният слой се образува на височина 120-140 km поради фотойонизация на въглероден диоксид екстремна ултравиолетоварадиация от Слънцето CO 2 + hν → CO 2 + + e - , както и реакции между йони и неутрални вещества CO 2 + + O → O 2 + + CO и O + + CO 2 → O 2 + + CO. Концентрацията на йони, от които 90% O 2 + и 10% CO 2 +, достига 10 5 на кубичен сантиметър (в други области на йоносферата е с 1-2 порядъка по-ниска). Трябва да се отбележи, че O 2 + йони преобладават при почти пълното отсъствие на самия молекулярен кислород в атмосферата на Марс. Вторичният слой се образува в района на 110-115 km поради меко рентгеново лъчение и нокаутирани бързи електрони. На надморска височина от 80-100 км някои изследователи идентифицират трети слой, понякога проявяващ се под въздействието на частици космически прах, които въвеждат в атмосферата метални йони Fe +, Mg +, Na +. По-късно обаче не само се потвърди появата на последните (и почти в целия обем на горната атмосфера) поради аблацията на материя от метеорити и други космически тела, навлизащи в атмосферата на Марс, но и тяхното като цяло постоянно присъствие. Освен това, поради липсата на магнитно поле на Марс, тяхното разпределение и поведение се различават значително от това, което се наблюдава в земната атмосфера. Над основния максимум могат да се появят други допълнителни слоеве поради взаимодействие със слънчевия вятър. По този начин слоят от O + йони е най-силно изразен на надморска височина от 225 km. В допълнение към трите основни вида йони (O 2 +, CO 2 и O +), сравнително наскоро H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 също бяха регистрирани O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2++ и HCO2+. Над 400 km някои автори определят „йонопауза“, но все още няма консенсус по този въпрос.

Що се отнася до температурата на плазмата, близо до основния максимум температурата на йоните е 150 K, нараствайки до 210 K на височина 175 km. По-нагоре термодинамичното равновесие на йоните с неутралния газ е значително нарушено и температурата им рязко се повишава до 1000 K на височина 250 km. Електронната температура може да бъде няколко хиляди Келвина, очевидно поради магнитното поле в йоносферата, и тя се увеличава с увеличаване на зенитния ъгъл на Слънцето и не е еднаква в северното и южното полукълбо, което може да се дължи на асиметрията на остатъчно магнитно поле на марсианската кора. Като цяло могат дори да се разграничат три популации от високоенергийни електрони с различни температурни профили. Магнитното поле влияе и върху хоризонталното разпределение на йони: над магнитните аномалии се образуват потоци от високоенергийни частици, усукващи се по линиите на полето, което увеличава интензивността на йонизацията и се наблюдава повишена йонна плътност и локални структури.

На височина 200-230 km е горната граница на термосферата - екзобазата, над която тя започва от приблизително 250 km надморска височина. екзосфераМарс. Състои се от леки вещества - водород, въглерод, кислород - които се появяват в резултат на фотохимични реакции в основната йоносфера, например дисоциативна рекомбинация на O 2 + с електрони. Непрекъснатото снабдяване с атомен водород към горната атмосфера на Марс възниква поради фотодисоциацията на водните пари на марсианската повърхност. Тъй като концентрацията на водород намалява много бавно с надморската височина, елементът е основен компонент на най-външните слоеве на атмосферата на планетата и образува водородна корона, простираща се на разстояние от около 20 000 км, въпреки че няма строга граница и частици от това регион просто постепенно се разпръсква в околното пространство.

В атмосферата на Марс също понякога се освобождава хемосфера- слой, където протичат фотохимични реакции и тъй като поради липсата на озонов екран, подобно на Земята, ултравиолетовото лъчение достига до самата повърхност на планетата, те са възможни и там. Марсианската хемосфера се простира от повърхността до надморска височина от около 120 km.

Химичен състав на долната атмосфера

Въпреки силното разреждане на марсианската атмосфера, концентрацията на въглероден диоксид в нея е приблизително 23 пъти по-висока, отколкото в земната атмосфера.

• В момента азотът (2,7%) активно се разсейва в космоса. Под формата на двуатомна молекула, азотът се задържа стабилно от гравитацията на планетата, но се разделя на единични атоми от слънчевата радиация, лесно напускайки атмосферата.
• Аргонът (1,6%) е представен от тежкия изотоп аргон-40, който е относително устойчив на разсейване. Светлината 36 Ar и 38 Ar присъстват само в части на милион
• Други благородни газове: неон, криптон, ксенон (ppm)
• Въглеродният оксид (CO) е продукт на фотодисоциация на CO 2 и представлява 7,5⋅10 -4 от концентрацията на последния - това е необяснимо малка стойност, тъй като обратната реакция CO + O + M → CO 2 + M е забранени и много повече ще трябва да натрупат CO. Бяха предложени различни теории за това как въглеродният оксид все още може да се окисли до въглероден диоксид, но всички те имат един или друг недостатък.
• Молекулен кислород (O 2) - появява се в резултат на фотодисоциация както на CO 2, така и на H 2 O в горната атмосфера на Марс. В този случай кислородът дифундира в по-ниските слоеве на атмосферата, където концентрацията му достига 1,3⋅10 -3 от приповърхностната концентрация на CO 2 . Подобно на Ar, CO и N 2, той е некондензиращо вещество на Марс, така че концентрацията му също претърпява сезонни вариации. В горните слоеве на атмосферата, на надморска височина 90-130 km, съдържанието на O 2 (фракция спрямо CO 2) е 3-4 пъти по-високо от съответната стойност за долните слоеве на атмосферата и е средно 4⋅10 -3, като варира в диапазон от 3,1⋅10 -3 до 5,8⋅10 -3. В древността обаче атмосферата на Марс е съдържала по-голямо количество кислород, сравнимо с неговия дял на младата Земя. Кислородът, дори под формата на отделни атоми, вече не се разсейва толкова активно, колкото азота, поради по-голямото си атомно тегло, което му позволява да се натрупва.
• Озон – количеството му варира значително в зависимост от температурата на повърхността: минимално е по време на равноденствие на всички географски ширини и максимално на полюса, където е зимата, освен това е обратно пропорционално на концентрацията на водни пари. Има един силно изразен озонов слой на надморска височина от около 30 km и друг между 30 и 60 km.
• вода. Съдържанието на H 2 O в атмосферата на Марс е приблизително 100-200 пъти по-малко, отколкото в атмосферата на най-сухите райони на Земята и възлиза средно на 10-20 микрона от утаения воден стълб. Концентрацията на водните пари претърпява значителни сезонни и дневни вариации. Степента на насищане на въздуха с водни пари е обратно пропорционална на съдържанието на прахови частици, които са центрове на кондензация, а в определени райони (през зимата, на надморска височина 20-50 km) се регистрират пари, чието налягане надвишава налягане на наситените пари 10 пъти - много повече, отколкото в земната атмосфера.
• Метан. От 2003 г. насам има съобщения за регистриране на емисии на метан с неизвестен произход, но нито един от тях не може да се счита за надежден поради някои недостатъци на методите за регистриране. В случая говорим за изключително малки стойности - 0.7 ppbv (горна граница - 1.3 ppbv) като фонова стойност и 7 ppbv за епизодични изблици, което е на границата на разрешимостта. Тъй като заедно с това беше публикувана и информация за отсъствието на CH 4, потвърдено от други изследвания, това може да означава някакъв периодичен източник на метан, както и наличието на някакъв механизъм за бързото му унищожаване, докато продължителността на фотохимичното разрушаване на това вещество се оценява на 300 години. Дискусията по този въпрос в момента е открита и представлява особен интерес в контекста на астробиологията, поради факта, че на Земята това вещество е от биогенен произход.
• Следи от някои органични съединения. Най-важните са горните граници на H 2 CO, HCl и SO 2, които показват съответно липсата на реакции, включващи хлор, както и вулканична активност, по-специално невулканичния произход на метана, ако съществуването му е потвърдено.

Съставът и налягането на атмосферата на Марс правят невъзможно дишането на хората и другите земни организми. За работа на повърхността на планетата е необходим скафандър, макар и не толкова обемист и защитен, както за Луната и космическото пространство. Самата атмосфера на Марс не е токсична и се състои от химически инертни газове. Атмосферата донякъде забавя метеоритните тела, така че на Марс има по-малко кратери, отколкото на Луната и те са по-малко дълбоки. Микрометеоритите изгарят напълно, без да достигат повърхността.

Вода, облаци и валежи

Ниската плътност не пречи на атмосферата да образува мащабни явления, които влияят на климата.

В марсианската атмосфера няма повече от една хилядна от процента водна пара, но според резултатите от скорошни (2013 г.) изследвания това все още е повече, отколкото се смяташе досега, и повече, отколкото в горните слоеве на земната атмосфера, и при ниско налягане и температура е в състояние, близко до насищане, така че често се събира в облаци. По правило водните облаци се образуват на височина 10-30 km над повърхността. Те са съсредоточени главно на екватора и се наблюдават почти през цялата година. Облаците, наблюдавани на високи нива на атмосферата (повече от 20 km), се образуват в резултат на кондензация на CO 2 . Същият процес е отговорен за образуването на ниски (на надморска височина под 10 km) облаци в полярните региони през зимата, когато атмосферната температура падне под точката на замръзване на CO 2 (-126 ° C); през лятото се образуват подобни тънки образувания от лед H 2 O

• Едно от интересните и редки атмосферни явления на Марс беше открито („Викинг-1“) при фотографиране на северния полярен регион през 1978 г. Това са циклонални структури, ясно идентифицирани на снимките от вихрови облачни системи с циркулация, обратна на часовниковата стрелка. Открити са в зоната на географската ширина 65-80° с.ш. w. през „топлия“ период от годината, от пролетта до ранната есен, когато тук се установява полярният фронт. Появата му се дължи на резкия контраст в повърхностните температури, който съществува по това време на годината между ръба на ледената шапка и околните равнини. Вълновите движения на въздушните маси, свързани с такъв фронт, водят до появата на така познатите ни на Земята циклонични вихри. Откритите на Марс вихрови облачни системи са с размери от 200 до 500 km, скоростта им на движение е около 5 km/h, а скоростта на вятъра в периферията на тези системи е около 20 m/s. Продължителността на съществуване на отделен циклонален вихър варира от 3 до 6 дни. Температурите в централната част на марсианските циклони показват, че облаците се състоят от кристали воден лед.

  Сняг наистина е наблюдаван повече от веднъж. И така, през зимата на 1979 г. в района на кацане на Viking-2 падна тънък слой сняг, който остана няколко месеца.

  Прашни бури и прашни дяволи

  Характерна особеност на атмосферата на Марс е постоянното присъствие на прах; Според спектралните измервания размерът на праховите частици се оценява на 1,5 μm. Ниската гравитация позволява дори тънки въздушни течения да издигат огромни облаци прах на височина до 50 км. А ветровете, които са едно от проявленията на температурните разлики, често духат над повърхността на планетата (особено в края на пролетта - началото на лятото в южното полукълбо, когато температурната разлика между полукълбата е особено рязка) и скоростта им достига 100 m/s. По този начин се образуват обширни прашни бури, дълго време наблюдавани като отделни жълти облаци, а понякога и като непрекъсната жълта пелена, покриваща цялата планета. Най-често прашните бури възникват в близост до полярните шапки, тяхната продължителност може да достигне 50-100 дни. Слаба жълта мъгла в атмосферата обикновено се наблюдава след големи прашни бури и лесно се открива чрез фотометрични и поляриметрични методи.

  Прашните бури, ясно видими на изображения, направени от орбитални превозни средства, се оказаха едва забележими, когато се снимаха от спускаеми модули. Преминаването на прашни бури в местата за кацане на тези космически станции беше регистрирано само чрез рязка промяна на температурата, налягането и много леко потъмняване на общия фон на небето. Слоят от прах, който се е утаил след бурята в близост до местата за кацане на Viking, възлиза само на няколко микрометра. Всичко това показва доста ниска носеща способност на марсианската атмосфера.

  От септември 1971 г. до януари 1972 г. на Марс се случи глобална прашна буря, която дори попречи на заснемането на повърхността от сондата Mariner 9. Масата на праха в атмосферния стълб (с оптична дълбочина от 0,1 до 10), оценена през този период, варира от 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Така общото тегло на праховите частици в атмосферата на Марс по време на глобалните прашни бури може да достигне до 10 8 - 10 9 тона, което е сравнимо с общото количество прах в земната атмосфера.

  • Сиянието е регистрирано за първи път от UV спектрометъра SPICAM на борда на космическия кораб Mars Express. След това той беше наблюдаван многократно от апарата MAVEN, например през март 2015 г., а през септември 2017 г. много по-мощно събитие беше записано от детектора за оценка на радиацията (RAD) на марсохода Curiosity. Анализът на данните от апарата MAVEN разкрива и полярни сияния от коренно различен тип - дифузни, които се появяват на ниски географски ширини, в райони, които не са обвързани с аномалии на магнитното поле и са причинени от проникването на частици с много висока енергия, около 200 keV, в атмосфера.

    В допълнение, екстремното ултравиолетово лъчение на Слънцето причинява така нареченото вътрешно сияние на атмосферата (англ. airglow).

    Регистрирането на оптични преходи по време на полярните сияния и тяхното собствено сияние предоставя важна информация за състава на горната атмосфера, нейната температура и динамика. По този начин, изучаването на γ- и δ-лентите на емисиите на азотен оксид през нощта помага да се характеризира циркулацията между осветени и неосветени зони. И регистрирането на радиация с честота от 130,4 nm по време на собственото му сияние помогна да се разкрие наличието на високотемпературен атомен кислород, което беше важна стъпка в разбирането на поведението на атмосферните екзосфери и короните като цяло.

    Цвят

    Праховите частици, които изпълват атмосферата на Марс, са съставени главно от железен оксид и това му придава червеникаво-червен оттенък.

    Според измерванията атмосферата има оптична дебелина 0,9 - това означава, че само 40% от падащата слънчева радиация достига до повърхността на Марс през неговата атмосфера, а останалите 60% се абсорбират от висящия във въздуха прах. Без него марсианското небе би имало приблизително същия цвят като небето на Земята на височина от 35 километра. Трябва да се отбележи, че в този случай човешкото око ще се адаптира към тези цветове и балансът на бялото ще се регулира автоматично, така че небето да се вижда по същия начин, както при земно осветление.

    Цветът на небето е много разнороден и при липса на облаци или прашни бури от сравнително светло на хоризонта рязко и постепенно потъмнява към зенита. В сравнително спокоен и безветрен сезон, когато има по-малко прах, небето може да бъде напълно черно в зенита.

    Въпреки това, благодарение на снимки от марсоходите, стана известно, че при залез и изгрев около Слънцето небето става синьо. Причината за това е РЕЙЛЕЕВОТО разсейване – светлината се разпръсква върху газовите частици и оцветява небето, но ако в марсиански ден ефектът е слаб и невидим с просто око поради разредената атмосфера и прахта, то при залез слънцето грее през много по-дебел слой въздух, поради което синьото и виолетовото започват да разпръскват компоненти. Същият механизъм е отговорен за синьото небе на Земята през деня и жълто-оранжевото при залез. [ ]

    Панорама на дюните Rocknest, съставена от изображения от марсохода Curiosity.

    Промени

    Промените в горните слоеве на атмосферата са доста сложни, тъй като са свързани помежду си и с долните слоеве. Атмосферните вълни и приливите, разпространяващи се нагоре, могат да окажат значително влияние върху структурата и динамиката на термосферата и, като следствие, йоносферата, например височината на горната граница на йоносферата. По време на прашни бури в ниските слоеве на атмосферата неговата прозрачност намалява, нагрява се и се разширява. Тогава плътността на термосферата се увеличава - тя може да варира дори с порядък - и височината на максималната концентрация на електрони може да се повиши с до 30 km. Промените в горните слоеве на атмосферата, причинени от прашни бури, могат да бъдат глобални и да засегнат области до 160 km над повърхността на планетата. Отговорът на горните слоеве на атмосферата на тези явления отнема няколко дни, а за връщане към предишното състояние отнема много повече време - няколко месеца. Друго проявление на връзката между горната и долната атмосфера е, че водната пара, която, както се оказа, е пренаситена в долната атмосфера, може да претърпи фотодисоциация на по-леки компоненти Н и О, които увеличават плътността на екзосферата и интензитета загуба на вода от атмосферата на Марс. Външни фактори, причиняващи промени в горните слоеве на атмосферата, са екстремни ултравиолетови и меки рентгенови лъчи от Слънцето, частици от слънчевия вятър, космически прах и по-големи тела като метеорити. Задачата се усложнява от факта, че тяхното въздействие, като правило, е случайно и неговата интензивност и продължителност не могат да бъдат предвидени, а цикличните процеси, свързани с промените в времето на деня, сезона, както и слънчевия цикъл, се наслагват върху епизодични явления. В момента в най-добрия случай има натрупана статистика на събитията за динамиката на атмосферните параметри, но теоретичното описание на моделите все още не е завършено. Определено е установена пряка пропорционалност между концентрацията на плазмените частици в йоносферата и слънчевата активност. Това се потвърждава от факта, че подобен модел всъщност е регистриран въз основа на резултатите от наблюдения през 2007-2009 г. за йоносферата на Земята, въпреки фундаменталната разлика в магнитното поле на тези планети, което пряко засяга йоносферата. А изхвърлянията на частици от слънчевата корона, причиняващи промяна в налягането на слънчевия вятър, също водят до характерно компресиране на магнитосферата и йоносферата: максималната плътност на плазмата пада до 90 km.

    Ежедневни колебания

    Въпреки разреждането си, атмосферата все пак реагира на промените в потока на слънчевата топлина по-бавно от повърхността на планетата. Така сутрин температурата варира значително в зависимост от надморската височина: разлика от 20° е регистрирана на височина от 25 cm до 1 m над повърхността на планетата. Когато Слънцето изгрява, студеният въздух се нагрява от повърхността и се издига нагоре в характерен вихър, вдигайки прах във въздуха - така се образуват праховите дяволи. В приповърхностния слой (до 500 m височина) има температурна инверсия. След като атмосферата вече се е затоплила до обяд, този ефект вече не се наблюдава. Максимумът се достига около 2 часа следобед. Тогава повърхността се охлажда по-бързо от атмосферата и се наблюдава обратен температурен градиент. Преди залез слънце температурата отново намалява с надморската височина.

    Смяната на деня и нощта също влияе върху горните слоеве на атмосферата. На първо място, през нощта йонизацията от слънчевата радиация спира, но плазмата продължава за първи път след залез слънце да се попълва поради потока от дневната страна и след това се образува поради удари на електрони, движещи се надолу по магнитното поле линии (т.нар. електронна интрузия) - тогава максимумът се наблюдава на височина 130-170 км. Следователно, плътността на електроните и йоните от нощната страна е много по-ниска и се характеризира със сложен профил, който също зависи от локалното магнитно поле и се променя по нетривиален начин, чийто модел все още не е напълно разбран и описано теоретично. През деня състоянието на йоносферата също се променя в зависимост от зенитния ъгъл на Слънцето.

    Годишен цикъл

    Както на Земята, така и на Марс има смяна на сезоните поради наклона на оста на въртене към орбиталната равнина, така че през зимата полярната шапка расте в северното полукълбо и почти изчезва в южното полукълбо и след шест месеца полукълба сменят местата си. Освен това, поради доста големия ексцентрицитет на орбитата на планетата в перихелий (зимно слънцестоене в северното полукълбо), тя получава до 40% повече слънчева радиация, отколкото в афелий, а в северното полукълбо зимата е къса и относително умерена, а летата са дълги, но прохладни, на юг, напротив, лятото е кратко и сравнително топло, а зимата е дълга и студена. Във връзка с това южната шапка през зимата се разширява до половината от разстоянието полюс-екватор, а северната шапка само до една трета. Когато лятото започне на един от полюсите, въглеродният диоксид от съответната полярна шапка се изпарява и навлиза в атмосферата; ветровете го отнасят до противоположната шапка, където отново замръзва. Това създава цикъл на въглероден диоксид, който, заедно с различните размери на полярните шапки, причинява промяна на налягането в атмосферата на Марс, докато той обикаля около Слънцето. Поради факта, че през зимата до 20-30% от цялата атмосфера замръзва в полярната шапка, налягането в съответната област съответно пада.

    Концентрацията на водните пари също търпи сезонни колебания (както и дневни) – те са в диапазона 1-100 микрона. Така през зимата атмосферата е почти „суха“. През пролетта в него се появяват водни пари, а към средата на лятото количеството им достига максимум, следвайки промените в повърхностната температура. През лятно-есенния период водните пари постепенно се преразпределят, като максималното им съдържание се премества от северната полярна област към екваториалните ширини. В същото време общото глобално съдържание на пари в атмосферата (според данните на Viking 1) остава приблизително постоянно и е еквивалентно на 1,3 km 3 лед. Максималното съдържание на H 2 O (100 µm утаена вода, равно на 0,2 обемни %) е регистрирано през лятото над тъмния регион, обграждащ северната остатъчна полярна шапка - по това време на годината атмосферата над леда на полярната шапка обикновено е близо до насищане.

    През пролетно-летния период в южното полукълбо, когато прашните бури се образуват най-активно, се наблюдават дневни или полудневни атмосферни приливи - повишаване на налягането на повърхността и топлинно разширение на атмосферата в отговор на нейното нагряване.

    Смяната на сезоните се отразява и на горните слоеве на атмосферата - както на неутралния компонент (термосферата), така и на плазмата (йоносферата), като този фактор трябва да се отчита заедно със слънчевия цикъл, а това усложнява задачата да се опише динамиката на горните атмосфера.

    Дългосрочни промени

    Вижте също

    Бележки

    1. Уилямс, Дейвид Р. Марс информационен лист (недефиниран) . Национален център за данни за космически науки. НАСА (1 септември 2004 г.). Посетен на 28 септември 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin.Марс: малка земна планета: [Английски] ]// Прегледът по астрономия и астрофизика. - 2016. - Т. 24, № 1 (16 декември). - С. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5.
    3. Атмосферата на Марс (недефиниран) . ВСЕЛЕНА-ПЛАНЕТА // ПОРТАЛ КЪМ ДРУГО ИЗМЕРЕНИЕ
    4. Марс е червена звезда. Описание на района. Атмосфера и климат (недефиниран) . galspace.ru - Проект "Изследване на Слънчевата система". Посетен на 29 септември 2017.
    5. (Английски) Out of Thin Martian Air Списание за астробиология, Майкъл Ширбър, 22 август 2011 г.
    6. Максим Заболотски. Обща информация за атмосферата на Марс (недефиниран) . Spacegid.com(21.09.2013 г.). Посетен на 20 октомври 2017.
    7. Mars Pathfinder - Научни Резултати - Атмосферни и Метеорологични свойства (недефиниран) . nasa.gov. Посетен на 20 април 2017.
    8. Дж. Л. Фокс, А. Далгарно.Йонизация, осветеност и нагряване на горната атмосфера на Марс: [Английски] ]// J Geophys Res. - 1979. - Т. 84, бр. A12 (1 декември). - стр. 7315–7333. -

Марс, подобно на Венера, са планети, подобни на Земята. Те имат много общи неща, но има и разлики. Учените не губят надежда да намерят живот на Марс, както и да тераформират този „роднина“ на Земята, макар и в далечното бъдеще. За Червената планета тази задача изглежда по-проста, отколкото за Венера. За съжаление Марс има много слабо магнитно поле, което усложнява ситуацията. Факт е, че поради почти пълното отсъствие на магнитно поле, слънчевият вятър има много силен ефект върху атмосферата на планетата. Той причинява разсейване на атмосферни газове, така че около 300 тона атмосферни газове излизат в космоса на ден.

Според експерти именно слънчевият вятър е причинил разсейването на около 90% от марсианската атмосфера в продължение на милиарди години. В резултат на това налягането на повърхността на Марс е 0,7-1,155 kPa (1/110 от земното, такова налягане на Земята може да се види, като се издигне на височина от тридесет километра от повърхността).

Атмосферата на Марс се състои главно от въглероден диоксид (95%) с малки примеси на азот, аргон, кислород и някои други газове. За съжаление налягането и съставът на атмосферата на Червената планета прави невъзможно земните живи организми да дишат на Червената планета. Вероятно някои микроскопични организми ще могат да оцелеят, но няма да могат да се чувстват комфортно в такива условия.

Съставът на атмосферата не е чак такъв проблем. Ако атмосферното налягане на Марс беше половината или една трета от това на Земята, тогава колонистите или марсонавтите биха могли да бъдат на повърхността на планетата в определени часове на деня и годината без скафандри, използвайки само дихателен апарат. Много земни организми биха се чувствали по-комфортно на Марс.

НАСА вярва, че е възможно да се повиши атмосферното налягане върху съседа на Земята, като се защити Марс от слънчевия вятър. Тази защита се осигурява от магнитно поле. На Земята той съществува благодарение на така наречения хидродинамичен динамо механизъм. В течното ядро ​​на планетата непрекъснато циркулират потоци от електропроводимо вещество (разтопено желязо), поради което се възбуждат електрически токове, които създават магнитни полета. Вътрешните потоци в земното ядро ​​са асиметрични, което води до увеличаване на магнитното поле. Магнитосферата на Земята надеждно защитава атмосферата от издухване от слънчевия вятър.

Диполът, според изчисленията на авторите на проекта за създаване на магнитен щит за Марс, ще генерира достатъчно силно магнитно поле, което няма да позволи на слънчевия вятър да достигне планетата

За съжаление на хората, на Марс (и Венера) няма постоянно мощно магнитно поле, записват се само слаби следи. Благодарение на Mars Global Surveyor беше възможно да се открие магнитно вещество под кората на Марс. НАСА смята, че тези аномалии са се образували под въздействието на някогашно магнитно ядро ​​и са запазили магнитни свойства дори след като самата планета е загубила своето поле.

Къде да вземем магнитен щит

Научният директор на НАСА Джим Грийн смята, че естественото магнитно поле на Марс не може да бъде възстановено, поне не сега или дори в много далечно бъдеще. Но е възможно да се създаде изкуствено поле. Вярно, не на самия Марс, а до него. Говорейки на семинара Planetary Science Vision 2050 на тема „Бъдещето на околната среда на Марс за изследване и наука“, Грийн предложи създаването на магнитен щит. Този щит, Mars L1, според авторите на проекта, ще затвори Марс от слънчевия вятър и планетата ще започне да възстановява атмосферата си. Предвижда се щитът да бъде поставен между Марс и Слънцето, където да бъде в стабилна орбита. Предвижда се полето да се създаде с помощта на огромен дипол или два еднакви и противоположно заредени магнита.

Диаграмата на НАСА показва как магнитен щит би защитил Марс от слънчевия вятър

Авторите на идеята създадоха няколко симулационни модела, всеки от които показа, че след изстрелването на магнитния щит налягането върху Марс ще достигне половината от земното. По-специално, въглеродният диоксид на полюсите на Марс ще се изпари, превръщайки се в газ от твърдата фаза. С течение на времето парниковият ефект ще се прояви, Марс ще започне да се затопля, ледът, който е близо до повърхността на планетата на много места, ще се стопи и планетата ще бъде покрита с вода. Смята се, че такива условия са съществували на Марс преди около 3,5 милиарда години.

Разбира се, това не е съвременен проект, но може би през следващия век хората ще успеят да реализират тази идея и да тераформират Марс, създавайки втори дом за себе си.

Днес не само писатели на научна фантастика, но и истински учени, бизнесмени и политици говорят за полети до Марс и евентуалната му колонизация. Сондите и марсоходите са дали отговори за геоложки характеристики. За пилотираните мисии обаче е необходимо да се разбере дали Марс има атмосфера и каква е нейната структура.

Главна информация

Марс има собствена атмосфера, но тя е само 1% от земната. Подобно на Венера, той се състои главно от въглероден диоксид, но отново много по-тънък. Относително плътният слой е 100 km (за сравнение, Земята има 500 - 1000 km, според различни оценки). Поради това няма защита от слънчева радиация и температурният режим практически не се регулира. На Марс няма въздух, какъвто го познаваме.

Учените са установили точния състав:

• Въглероден диоксид - 96%.
• Аргон - 2,1%.
• Азот - 1,9%.

Метанът е открит през 2003 г. Откритието стимулира интереса към Червената планета, като много страни стартираха програми за изследване, което доведе до разговори за полет и колонизация.

Поради ниската плътност температурният режим не се регулира, така че разликите са средно 100 0 C. През деня се установяват доста комфортни условия от +30 0 C, а през нощта температурата на повърхността пада до -80 0 C. налягането е 0,6 kPa (1/110 от земния индикатор). На нашата планета подобни условия възникват на надморска височина от 35 км. Това е основната опасност за човек без защита - не температурата или газовете ще го убият, а налягането.

Близо до повърхността винаги има прах. Поради ниската гравитация облаците се издигат до 50 км. Силните температурни промени водят до ветрове с пориви до 100 m/s, така че прашните бури са често срещани на Марс. Те не представляват сериозна заплаха поради ниската концентрация на частици във въздушните маси.

От какви слоеве се състои атмосферата на Марс?

Силата на гравитацията е по-малка от тази на Земята, така че атмосферата на Марс не е толкова ясно разделена на слоеве според плътността и налягането. Хомогенният състав остава до 11 км, след което атмосферата започва да се разделя на слоеве. Над 100 km плътността намалява до минимални стойности.

• Тропосфера - до 20 км.
• Стратомезосфера - до 100 км.
• Термосфера - до 200 км.
• Йоносфера - до 500 км.

Горната атмосфера съдържа леки газове - водород, въглерод. В тези слоеве се натрупва кислород. Отделни частици атомарен водород се разпространяват на разстояния до 20 000 км, образувайки водородна корона. Няма ясно разделение между крайните региони и космоса.

Горна атмосфера

На надморска височина над 20-30 км се намира термосферата - горните области. Съставът остава стабилен до надморска височина от 200 км. Тук има високо съдържание на атомен кислород. Температурата е доста ниска - до 200-300 K (от -70 до -200 0 C). Следва йоносферата, в която йоните реагират с неутрални елементи.

Долна атмосфера

В зависимост от времето на годината границата на този слой се променя и тази зона се нарича тропопауза. По-нататък се простира стратомезосферата, чиято средна температура е -133 0 С. На Земята тя съдържа озон, който предпазва от космическата радиация. На Марс се натрупва на височина 50-60 км и след това практически отсъства.

Атмосферен състав

Земната атмосфера се състои от азот (78%) и кислород (20%), в малки количества присъстват аргон, въглероден диоксид, метан и др. Такива условия се считат за оптимални за появата на живот. Съставът на въздуха на Марс е значително различен. Основният елемент на марсианската атмосфера е въглеродният диоксид - около 95%. Азотът представлява 3%, а аргонът е 1,6%. Общото количество кислород е не повече от 0,14%.

Този състав се е образувал поради слабата гравитация на Червената планета. Най-стабилен беше тежкият въглероден диоксид, който постоянно се допълва в резултат на вулканична дейност. Леките газове се разпръскват в пространството поради ниската гравитация и липсата на магнитно поле. Азотът се задържа от гравитацията под формата на двуатомна молекула, но се разделя под въздействието на радиация и лети в космоса под формата на единични атоми.

Подобна е ситуацията с кислорода, но в горните слоеве той реагира с въглерод и водород. Учените обаче не разбират напълно спецификата на реакциите. Според изчисленията количеството въглероден оксид CO трябва да е по-голямо, но в крайна сметка той се окислява до въглероден диоксид CO2 и потъва на повърхността. Отделно, молекулярен кислород O2 се появява само след химическо разлагане на въглероден диоксид и вода в горните слоеве под въздействието на фотони. Отнася се за вещества, които не кондензират на Марс.

Учените смятат, че преди милиони години количеството кислород е било сравнимо с това на Земята – 15-20%. Все още не е известно точно защо условията са се променили. Отделните атоми обаче не излизат толкова активно, а поради по-голямото тегло дори се натрупва. До известна степен се наблюдава и обратният процес.

Други важни елементи:

• Озонът практически липсва, има една област на натрупване на 30-60 км от повърхността.
• Съдържанието на вода е 100-200 пъти по-малко, отколкото в най-сухия район на Земята.
• Метан - наблюдават се емисии с неизвестна природа и досега най-обсъжданото вещество за Марс.

Метанът на Земята се класифицира като хранително вещество, така че потенциално може да бъде свързан с органична материя. Естеството на появата и бързото унищожаване все още не е обяснено, така че учените търсят отговори на тези въпроси.

Какво се случи с атмосферата на Марс в миналото?

През милионите години от съществуването на планетата атмосферата се променя по състав и структура. В резултат на изследвания се появиха доказателства, че течни океани са съществували на повърхността в миналото. Сега обаче водата остава в малки количества под формата на пара или лед.

Причини за изчезването на течността:

• Ниското атмосферно налягане не е в състояние да поддържа водата в течно състояние за дълго време, както е на Земята.
• Гравитацията не е достатъчно силна, за да задържи облаците пара.
• Поради липсата на магнитно поле, материята се отнася от частиците на слънчевия вятър в космоса.
• При значителни температурни промени водата може да се запази само в твърдо състояние.

С други думи, атмосферата на Марс не е достатъчно плътна, за да задържи водата като течност, а малката сила на гравитацията не е в състояние да задържи водород и кислород.
Според експертите благоприятните условия за живот на Червената планета са могли да се образуват преди около 4 милиарда години. Може би по това време е имало живот.

Посочени са следните причини за унищожаване:

• Липса на защита от слънчева радиация и постепенно изчерпване на атмосферата в продължение на милиони години.
• Сблъсък с метеорит или друго космическо тяло, което моментално разрушава атмосферата.

Първата причина в момента е по-вероятна, тъй като все още не са открити следи от глобална катастрофа. Подобни заключения бяха направени благодарение на изследването на автономната станция Curiosity. Марсоходът определи точния състав на въздуха.

Древната атмосфера на Марс е съдържала много кислород

Днес учените почти не се съмняват, че някога на Червената планета е имало вода. На множество гледки към очертанията на океаните. Визуалните наблюдения се потвърждават от специфични изследвания. Марсоходите направиха почвени тестове в долините на бивши морета и реки и химическият състав потвърди първоначалните предположения.

При настоящите условия всяка течна вода на повърхността на планетата ще се изпари моментално, защото налягането е твърде ниско. Въпреки това, ако океаните и езерата са съществували в древни времена, условията са били различни. Едно от предположенията е различен състав с кислородна фракция около 15-20%, както и повишен дял на азот и аргон. В тази форма Марс става почти идентичен с родната ни планета – с течна вода, кислород и азот.

Други учени предполагат съществуването на пълноценно магнитно поле, което може да предпази от слънчевия вятър. Мощността му е сравнима със земната и това е още един фактор, който говори в полза на наличието на условия за възникване и развитие на живота.

Причини за изчерпване на атмосферата

Пикът на развитие настъпва в епохата на Хесперия (преди 3,5-2,5 милиарда години). В равнината имаше солен океан, сравним по размер с Северния ледовит океан. Температурата на повърхността достига 40-50 0 C, а налягането е около 1 atm. През този период има голяма вероятност за съществуване на живи организми. Периодът на „просперитет“ обаче не беше достатъчно дълъг, за да възникне сложен, много по-малко интелигентен живот.

Една от основните причини е малкият размер на планетата. Марс е по-малък от Земята, така че гравитацията и магнитното поле са по-слаби. В резултат на това слънчевият вятър активно избива частици и буквално отрязва черупката слой по слой. Съставът на атмосферата започна да се променя в продължение на 1 милиард години, след което климатичните промени станаха катастрофални. Намаляването на налягането доведе до изпаряване на течността и температурни промени.

Марс е четвъртата най-отдалечена планета от Слънцето и седмата (предпоследна) по големина планета в Слънчевата система; Масата на планетата е 10,7% от масата на Земята. Наречен на Марс, древноримския бог на войната, съответстващ на древногръцкия Арес. Марс понякога се нарича "червената планета" поради червеникавия оттенък на повърхността му, придаден от железен оксид.

Марс е планета от земен тип с разредена атмосфера (налягането на повърхността е 160 пъти по-ниско от това на Земята). Характеристиките на повърхностния релеф на Марс могат да се считат за ударни кратери като тези на Луната, както и вулкани, долини, пустини и полярни ледени шапки като тези на Земята.

Марс има два естествени спътника - Фобос и Деймос (в превод от старогръцки - "страх" и "ужас" - имената на двамата синове на Арес, които го придружаваха в битка), които са сравнително малки (Фобос - 26x21 км, Деймос - 13 км напречно ) и имат неправилна форма.

Големите противопоставяния на Марс, 1830-2035 г

година	дата	Разстояние, а. д.
1830	19 септември	0,388
1845	18 август	0,373
1860	17 юли	0,393
1877	5 септември	0,377
1892	4 август	0,378
1909	24 септември	0,392
1924	23 август	0,373
1939	23 юли	0,390
1956	10 септември	0,379
1971	10 август	0,378
1988	22 септември	0,394
2003	28 август	0,373
2018	27 юли	0,386
2035	15 септември	0,382

Марс е четвъртата най-отдалечена от Слънцето (след Меркурий, Венера и Земята) и седмата по големина (надминаваща само Меркурий по маса и диаметър) планета в Слънчевата система. Масата на Марс е 10,7% от масата на Земята (6,423 1023 kg срещу 5,9736 1024 kg за Земята), обемът му е 0,15 от този на Земята, а средният му линеен диаметър е 0,53 диаметъра на Земята (6800 km ).

Топографията на Марс има много уникални характеристики. Марсианският изгаснал вулкан Олимп е най-високата планина в Слънчевата система, а Валес Маринерис е най-големият каньон. Освен това, през юни 2008 г., три статии, публикувани в списание Nature, предоставят доказателства за най-големия известен ударен кратер в Слънчевата система в северното полукълбо на Марс. Дължината му е 10 600 км, а ширината му е 8 500 км, което е около четири пъти по-голямо от най-големия ударен кратер, открит преди това на Марс, близо до южния му полюс.

В допълнение към подобна топография на повърхността, Марс има период на въртене и сезонни цикли, подобни на тези на Земята, но климатът му е много по-студен и сух от земния.

До първото прелитане на Марс от космическия кораб Mariner 4 през 1965 г. много изследователи вярваха, че на повърхността му има течна вода. Това мнение се основава на наблюдения на периодични промени в светлите и тъмните области, особено в полярните ширини, които са подобни на континенти и морета. Тъмните бразди по повърхността на Марс се тълкуват от някои наблюдатели като напоителни канали за течна вода. По-късно беше доказано, че тези бразди са оптична измама.

Поради ниското налягане водата не може да съществува в течно състояние на повърхността на Марс, но е вероятно условията да са били различни в миналото и следователно не може да се изключи наличието на примитивен живот на планетата. На 31 юли 2008 г. ледена вода беше открита на Марс от космическия кораб "Феникс" на НАСА.

През февруари 2009 г. съзвездието за орбитално изследване, обикалящо около Марс, имаше три работещи космически кораба: Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Satellite, повече от всяка друга планета освен Земята.

В момента повърхността на Марс е изследвана от два марсохода: Spirit и Opportunity. На повърхността на Марс има и няколко неактивни спускаеми апарата и марсохода, които са приключили изследването.

Геоложките данни, които събраха, предполагат, че по-голямата част от повърхността на Марс преди е била покрита с вода. Наблюденията през последното десетилетие разкриха слаба гейзерна активност на някои места на повърхността на Марс. Според наблюдения от космическия кораб Mars Global Surveyor части от южната полярна шапка на Марс постепенно се оттеглят.

Марс може да се види от Земята с просто око. Видимата му величина достига 2,91 m (при най-близкия си подход към Земята), на второ място по яркост след Юпитер (и не винаги по време на голяма опозиция) и Венера (но само сутрин или вечер). Обикновено по време на голяма опозиция оранжевият Марс е най-яркият обект в нощното небе на Земята, но това се случва само веднъж на всеки 15-17 години за една до две седмици.

Орбитални характеристики

Минималното разстояние от Марс до Земята е 55,76 милиона км (когато Земята е точно между Слънцето и Марс), максималното е около 401 милиона км (когато Слънцето е точно между Земята и Марс).

Средното разстояние от Марс до Слънцето е 228 милиона км (1,52 AU), а периодът на въртене около Слънцето е 687 земни дни. Орбитата на Марс има доста забележим ексцентрицитет (0,0934), така че разстоянието до Слънцето варира от 206,6 до 249,2 милиона км. Наклонът на орбитата на Марс е 1,85°.

Марс е най-близо до Земята по време на опозиция, когато планетата е в обратна посока спрямо Слънцето. Противопоставянето се повтаря на всеки 26 месеца в различни точки от орбитата на Марс и Земята. Но веднъж на всеки 15-17 години се случват противопоставяния във време, когато Марс е близо до своя перихелий; При тези така наречени големи противопоставяния (последното беше през август 2003 г.) разстоянието до планетата е минимално и Марс достига най-големия си ъглов размер от 25,1" и яркост от 2,88 m.

физически характеристики

Сравнение на размерите на Земята (среден радиус 6371 km) и Марс (среден радиус 3386,2 km)

Що се отнася до линейните размери, Марс е почти половината от размера на Земята - екваториалният му радиус е 3396,9 km (53,2% от земния). Повърхността на Марс е приблизително равна на земната площ.

Полярният радиус на Марс е приблизително с 20 km по-малък от екваториалния, въпреки че периодът на въртене на планетата е по-дълъг от този на Земята, което дава основание да се предположи, че скоростта на въртене на Марс се променя с времето.

Масата на планетата е 6,418·1023 kg (11% от масата на Земята). Ускорението на гравитацията на екватора е 3,711 m/s (0,378 земно); първата евакуационна скорост е 3,6 km/s, а втората е 5,027 km/s.

Периодът на въртене на планетата е 24 часа 37 минути 22,7 секунди. Така една марсианска година се състои от 668,6 марсиански слънчеви дни (наречени соли).

Марс се върти около оста си, наклонена към перпендикуляра на орбиталната равнина под ъгъл 24°56?. Наклонът на оста на въртене на Марс води до промяна на сезоните. В същото време удължаването на орбитата води до големи разлики в тяхната продължителност - например северната пролет и лято, взети заедно, продължават 371 сол, тоест забележимо повече от половината от марсианската година. В същото време те се случват в част от орбитата на Марс, която е отдалечена от Слънцето. Затова на Марс северното лято е дълго и прохладно, а южното е кратко и горещо.

Атмосфера и климат

Атмосферата на Марс, снимка на орбиталния апарат Viking, 1976 г. „Усмихнатият кратер“ на Хале се вижда отляво

Температурите на планетата варират от -153 на полюсите през зимата до над 20 °C на екватора по обяд. Средната температура е -50°C.

Атмосферата на Марс, състояща се главно от въглероден диоксид, е много тънка. Налягането на повърхността на Марс е 160 пъти по-малко от това на Земята - 6,1 mbar на средно ниво на повърхността. Поради голямата разлика в надморската височина на Марс, налягането на повърхността варира значително. Приблизителната дебелина на атмосферата е 110 km.

Според НАСА (2004), атмосферата на Марс се състои от 95,32% въглероден диоксид; съдържа също 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,13% кислород, 210 ppm водна пара, 0,08% въглероден оксид, азотен оксид (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2, 5 ppm, полутежка вода водород- деутерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) - 0,08 ppm.

Според данни от спускаемия модул Viking (1976 г.) в марсианската атмосфера са определени около 1-2% аргон, 2-3% азот и 95% въглероден диоксид. Според данните от спътниците Марс-2 и Марс-3 долната граница на йоносферата е на височина 80 km, максималната концентрация на електрони от 1,7 105 електрон/cm3 се намира на височина 138 km, другата два максимума са на височини 85 и 107 км.

Радиоосветяването на атмосферата при радиовълни 8 и 32 cm от Mars-4 AMS на 10 февруари 1974 г. показва наличието на нощна йоносфера на Марс с основен йонизационен максимум на височина 110 km и концентрация на електрони 4,6 × 103 електрон/см3, както и вторични максимуми на височина 65 и 185 км.

Атмосферно налягане

По данни на НАСА за 2004 г. атмосферното налягане при среден радиус е 6,36 mb. Плътност на повърхността ~0,020 kg/m3, обща маса на атмосферата ~2,5·1016 kg.
Промените в атмосферното налягане на Марс в зависимост от времето на деня, регистрирани от спускаемия апарат Mars Pathfinder през 1997 г.

За разлика от Земята, масата на марсианската атмосфера варира значително през годината поради топенето и замръзването на полярните шапки, съдържащи въглероден диоксид. През зимата 20-30 процента от цялата атмосфера замръзва върху полярната шапка, състояща се от въглероден диоксид. Сезонните спадове на налягането, според различни източници, са следните стойности:

Според НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 mbar при среден радиус;
Според Encarta (2000): 6 до 10 mbar;
Според Zubrin и Wagner (1996): 7 до 10 mbar;
Според спускаемия модул Viking 1: от 6,9 до 9 mbar;
Според спускаемия апарат Mars Pathfinder: от 6,7 mbar.

Hellas Impact Basin е най-дълбокото място, където може да се намери най-високото атмосферно налягане на Марс

На мястото на кацане на сондата Марс-6 в Еритрейско море е регистрирано повърхностно налягане от 6,1 милибара, което по това време се счита за средното налягане на планетата и от това ниво е договорено да се изчислят височините и дълбочините на Марс. Според данните от този апарат, получени при спускане, тропопаузата се намира на надморска височина от около 30 km, където налягането е 5·10-7 g/cm3 (както на Земята на височина 57 km).

Регионът на Елада (Марс) е толкова дълбок, че атмосферното налягане достига около 12,4 милибара, което е над тройната точка на водата (~6,1 mb) и под точката на кипене. При достатъчно висока температура водата може да съществува там в течно състояние; при това налягане обаче водата кипи и се превръща в пара още при +10 °C.

На върха на най-високия 27 km вулкан Олимп налягането може да варира от 0,5 до 1 mbar (Zurek 1992).

Преди кацането на модулите за кацане на повърхността на Марс беше измерено налягането поради затихването на радиосигналите от сондите Маринър 4, Маринър 6 и Маринър 7 при навлизането им в марсианския диск - 6,5 ± 2,0 mb на средно ниво на повърхността, което е 160 пъти по-малко, отколкото на Земята; същият резултат беше показан от спектралните наблюдения на космическия кораб Марс-3. Освен това в райони, разположени под средното ниво (например в марсианската Амазонка), налягането, според тези измервания, достига 12 mb.

От 1930 г. Съветските астрономи се опитаха да определят атмосферното налягане с помощта на методи на фотографска фотометрия - чрез разпределение на яркостта по диаметъра на диска в различни диапазони на светлинни вълни. За тази цел френските учени Б. Лиот и О. Долфус правят наблюдения върху поляризацията на светлината, разсеяна от атмосферата на Марс. Обобщение на оптичните наблюдения беше публикувано от американския астроном J. de Vaucouleurs през 1951 г. и те получиха налягане от 85 mb, надценено почти 15 пъти поради смущения от атмосферния прах.

Климат

Микроскопска снимка на 1,3 cm възел от хематит, направена от марсохода Opportunity на 2 март 2004 г., показва наличието на течна вода в миналото

Климатът, както и на Земята, е сезонен. През студения сезон, дори извън полярните шапки, на повърхността може да се образува лек скреж. Апаратът "Феникс" регистрира снеговалеж, но снежинките се изпариха, преди да достигнат повърхността.

Според НАСА (2004), средната температура е ~210 K (-63 °C). Според спускаемите апарати Viking дневният температурен диапазон е от 184 K до 242 K (-89 до -31 °C) (Viking-1), а скоростта на вятъра: 2-7 m/s (лято), 5-10 m /s (есен), 17-30 m/s (прашна буря).

Според данни от сондата за кацане на Марс-6 средната температура на тропосферата на Марс е 228 К, в тропосферата температурата намалява средно с 2,5 градуса на километър, а стратосферата, разположена над тропопаузата (30 км), има почти постоянна температура от 144 K.

Според изследователи от Центъра Карл Сейгън през последните десетилетия на Марс тече процес на затопляне. Други експерти смятат, че е твърде рано да се правят подобни заключения.

Има доказателства, че в миналото атмосферата е можела да бъде по-плътна, а климатът – топъл и влажен, а на повърхността на Марс е имало течна вода и дъжд. Доказателство за тази хипотеза е анализът на метеорита ALH 84001, който показа, че преди около 4 милиарда години температурата на Марс е била 18 ± 4 °C.

Прах дяволи

Прахови дяволи, заснети от марсохода Opportunity на 15 май 2005 г. Числата в долния ляв ъгъл показват времето в секунди от първия кадър.

От 1970 г. Като част от програмата Viking, както и марсохода Opportunity и други превозни средства, бяха записани множество прахови дяволи. Това са въздушни вихри, които възникват близо до повърхността на планетата и издигат големи количества пясък и прах във въздуха. На Земята често се наблюдават вихри (в англоговорящите страни ги наричат ​​прахови дяволи), но на Марс те могат да достигнат много по-големи размери: 10 пъти по-високи и 50 пъти по-широки от тези на Земята. През март 2005 г. вихрушка почисти слънчевите панели на марсохода Spirit.

Повърхност

Две трети от повърхността на Марс е заета от светли зони, наречени континенти, около една трета са тъмни зони, наречени морета. Моретата са съсредоточени главно в южното полукълбо на планетата, между 10 и 40° н.ш. В северното полукълбо има само две големи морета - Ацидалия и Голям Сиртис.

Природата на тъмните зони все още е въпрос на дебат. Те продължават да съществуват въпреки прашните бури, които бушуват на Марс. По едно време това подкрепяше предположението, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега се смята, че това са просто зони, от които, поради тяхната топография, прахът лесно се издухва. Мащабни изображения показват, че всъщност тъмните зони се състоят от групи тъмни ивици и петна, свързани с кратери, хълмове и други препятствия по пътя на ветровете. Сезонните и дългосрочни промени в размера и формата им очевидно са свързани с промяна в съотношението на повърхностите, покрити със светла и тъмна материя.

Полукълбата на Марс се различават значително по естеството на тяхната повърхност. В южното полукълбо повърхността е с 1-2 км над средното и е гъсто осеяна с кратери. Тази част от Марс наподобява лунните континенти. На север по-голямата част от повърхността е под средното ниво, има малко кратери и по-голямата част са относително гладки равнини, вероятно образувани от наводняване с лава и ерозия. Тази разлика между полукълба остава въпрос на дебат. Границата между полукълбата следва приблизително голям кръг, наклонен на 30° спрямо екватора. Границата е широка и неправилна и образува наклон в посока север. По него са най-ерозираните участъци от марсианската повърхност.

Изложени са две алтернативни хипотези за обяснение на асиметрията на полукълбото. Според един от тях, на ранен геоложки етап, литосферните плочи са се „преместили заедно“ (може би случайно) в едно полукълбо, подобно на континента Пангея на Земята, и след това „замръзнали“ в това положение. Друга хипотеза предполага сблъсък между Марс и космическо тяло с размерите на Плутон.
Топографска карта на Марс, според Mars Global Surveyor, 1999 г.

Големият брой кратери в южното полукълбо предполага, че повърхността тук е древна – на 3-4 милиарда години. Има няколко типа кратери: големи кратери с плоско дъно, по-малки и по-млади кратери с форма на купа, подобни на Луната, кратери с ръбове и повдигнати кратери. Последните два типа са уникални за Марс - кратери с ръбове, образувани там, където течни изхвърляния текат по повърхността, и повдигнати кратери, образувани там, където покривало от изхвърлени кратери предпазва повърхността от ерозия от вятъра. Най-голямата част от произхода на удара е Еладската равнина (приблизително 2100 km напречно).

В зоната на хаотичен пейзаж близо до границата на полукълбото повърхността е имала големи зони на счупване и компресия, понякога последвани от ерозия (поради свлачища или катастрофално изпускане на подземни води), както и наводнения от течна лава. Хаотични пейзажи често лежат в началото на големи канали, прорязани от вода. Най-приемливата хипотеза за съвместното им образуване е внезапното топене на подземния лед.

Valles Marineris на Марс

В северното полукълбо, в допълнение към обширните вулканични равнини, има две области на големи вулкани - Тарсис и Елизиум. Тарсис е обширна вулканична равнина с дължина 2000 км, достигаща надморска височина от 10 км над средното равнище. На него има три големи щитовидни вулкана - връх Арсия, връх Павлина и връх Аскриан. На ръба на Тарсис е планината Олимп, най-високата на Марс и в Слънчевата система. Олимп достига 27 км височина спрямо основата си и 25 км спрямо средното ниво на повърхността на Марс и обхваща площ от 550 км в диаметър, заобиколена от скали, които на места достигат 7 км височина. Обемът на Олимп е 10 пъти по-голям от обема на най-големия вулкан на Земята Мауна Кеа. Тук има и няколко по-малки вулкана. Елизиум - възвишение до шест километра над средното, с три вулкана - Купола на Хеката, планината Елизиум и Купола на Албор.

Според други данни (Faure and Mensing, 2007) височината на Олимп е 21 287 метра над нивото на земята и 18 километра над околностите, а диаметърът на основата е приблизително 600 km. Базата обхваща площ от 282 600 km2. Калдерата (вдлъбнатината в центъра на вулкана) е широка 70 км и дълбока 3 км.

Издигането на Тарсис също се пресича от много тектонични разломи, често много сложни и обширни. Най-големият от тях, Valles Marineris, се простира в ширина на почти 4000 km (една четвърт от обиколката на планетата), достигайки ширина 600 и дълбочина 7-10 km; Този разлом е сравним по размер с източноафриканския рифт на Земята. Най-големите свлачища в Слънчевата система възникват по стръмните й склонове. Valles Marineris е най-големият известен каньон в Слънчевата система. Каньонът, който беше открит от космическия кораб Mariner 9 през 1971 г., може да покрие целите Съединени щати, от океан до океан.

Панорама на кратера Виктория, заснета от марсохода Opportunition. Сниман е в продължение на три седмици, между 16 октомври и 6 ноември 2006 г.

Панорама на повърхността на Марс в района на Husband Hill, заснета от марсохода Spirit 23-28 ноември 2005 г.

Лед и полярни шапки

Северната полярна шапка през лятото, снимка от Mars Global Surveyor. Дългият, широк разлом, пресичащ шапката отляво, е Северният разлом

Външният вид на Марс варира значително в зависимост от времето на годината. На първо място, промените в полярните ледени шапки са поразителни. Те растат и намаляват, създавайки сезонни модели в атмосферата и повърхността на Марс. Южната полярна шапка може да достигне до 50° ширина, северната – също 50°. Диаметърът на постоянната част на северната полярна шапка е 1000 км. Тъй като полярната шапка в едно полукълбо се отдръпва през пролетта, характеристиките на повърхността на планетата започват да потъмняват.

Полярните шапки се състоят от два компонента: сезонен - ​​въглероден диоксид и вековен - воден лед. Според данни от сателита Mars Express дебелината на шапките може да варира от 1 m до 3,7 km. Сондата Mars Odyssey откри активни гейзери в южната полярна шапка на Марс. Според експертите на НАСА, струи въглероден диоксид с пролетно затопляне избухват нагоре до големи височини, отнасяйки със себе си прах и пясък.

Снимки на Марс, показващи прашна буря. юни - септември 2001 г

Пролетното топене на полярните шапки води до рязко повишаване на атмосферното налягане и движението на големи маси газ към противоположното полукълбо. Скоростта на духащите ветрове в този случай е 10-40 m/s, понякога до 100 m/s. Вятърът вдига големи количества прах от повърхността, което води до прашни бури. Силните прашни бури почти напълно закриват повърхността на планетата. Прашните бури имат забележим ефект върху разпределението на температурата в марсианската атмосфера.

През 1784 г. астрономът У. Хершел обръща внимание на сезонните промени в размера на полярните шапки по аналогия с топенето и замръзването на леда в полярните региони на Земята. През 1860г. Френският астроном Е. Лие наблюдава вълна от потъмняване около топящата се пролетна полярна шапка, която след това се тълкува чрез хипотезата за разпространение на стопена вода и растеж на растителност. Спектрометрични измервания, извършени в началото на 20 век. в обсерваторията Ловел във Флагстаф от У. Слайфър обаче не показва наличието на линия от хлорофил, зеления пигмент на сухоземните растения.

От снимките на Mariner 7 беше възможно да се определи, че полярните ледени шапки са с дебелина няколко метра, а измерената температура от 115 K (-158 °C) потвърди възможността, че се състои от замръзнал въглероден диоксид - „сух лед“.

Хълмът, който се нарича планината Мичъл, разположен близо до южния полюс на Марс, изглежда като бял остров, когато полярната шапка се стопи, тъй като ледниците в планините се топят по-късно, включително на Земята.

Данните от спътника за разузнаване на Марс направиха възможно откриването на значителен слой лед под скалисти сипеи в подножието на планините. Глетчерът с дебелина стотици метри покрива площ от хиляди квадратни километри и по-нататъшното му изследване може да предостави информация за историята на марсианския климат.

"Речни" легла и други функции

На Марс има много геоложки образувания, които приличат на водна ерозия, особено сухи речни корита. Според една хипотеза тези канали биха могли да се образуват в резултат на краткотрайни катастрофални събития и не са доказателство за дългосрочното съществуване на речната система. Въпреки това, последните доказателства сочат, че реките са текли през геологично значими периоди от време. По-специално бяха открити обърнати канали (т.е. канали, издигнати над околната среда). На Земята такива образувания се образуват поради дългогодишното натрупване на плътни дънни утайки, последвано от изсушаване и изветряне на околните скали. Освен това има доказателства за изместване на канали в делтата на реката, тъй като повърхността постепенно се издига.

В югозападното полукълбо, в кратера Еберсвалде, е открита делта на река с площ от около 115 km2. Реката, която измива делтата, е дълга повече от 60 км.

Данните от марсоходите на НАСА Spirit и Opportunity също показват наличието на вода в миналото (открити са минерали, които могат да се образуват само в резултат на продължително излагане на вода). Апаратът Феникс откри ледени отлагания директно в земята.

Освен това бяха открити тъмни ивици по склоновете, което показва появата на течна солена вода на повърхността в съвременните времена. Те се появяват скоро след настъпването на лятото и изчезват през зимата, „обикалят“ различни препятствия, сливат се и се разминават. „Трудно е да си представим, че такива структури биха могли да се образуват от нещо различно от потоци течности“, каза ученият от НАСА Ричард Зурек.

Няколко необичайни дълбоки кладенеца са открити на вулканичната планина Тарсис. Съдейки по снимката на Mars Reconnaissance Satellite, направена през 2007 г., един от тях е с диаметър 150 метра, а осветената част от стената е на дълбочина не по-малко от 178 метра. Изложена е хипотеза за вулканичния произход на тези образувания.

Грундиране

Елементният състав на повърхностния слой на марсианската почва, според данните от спускаемите апарати, не е еднакъв на различните места. Основният компонент на почвата е силициев диоксид (20-25%), съдържащ добавка от хидрати на железен оксид (до 15%), което придава на почвата червеникав цвят. Има значителни примеси от съединения на сяра, калций, алуминий, магнезий и натрий (няколко процента за всяко).

По данни от сондата Феникс на НАСА (кацнала на Марс на 25 май 2008 г.) съотношението на рН и някои други параметри на марсианските почви са близки до тези на Земята и теоретично върху тях би било възможно да се отглеждат растения. „Всъщност открихме, че почвата на Марс отговаря на изискванията и също така съдържа необходимите елементи за появата и поддържането на живот както в миналото, настоящето, така и в бъдещето“, каза водещият химик на проекта Сам Кунавс. Също така, според него, много хора могат да намерят този алкален тип почва в „своя двор“ и е доста подходяща за отглеждане на аспержи.

Има и значително количество воден лед в земята на мястото на кацане. Орбиталният апарат Mars Odyssey също откри, че под повърхността на червената планета има залежи от воден лед. По-късно това предположение беше потвърдено от други устройства, но въпросът за наличието на вода на Марс беше окончателно разрешен през 2008 г., когато сондата Phoenix, която кацна близо до северния полюс на планетата, получи вода от марсианската почва.

Геология и вътрешно устройство

В миналото на Марс, както и на Земята, е имало движение на литосферни плочи. Това се потвърждава от характеристиките на магнитното поле на Марс, местоположението на някои вулкани, например в провинция Тарсис, както и формата на Valles Marineris. Сегашното състояние на нещата, когато вулканите могат да съществуват много по-дълго време, отколкото на Земята и да достигнат гигантски размери, предполага, че сега това движение по-скоро липсва. Това се подкрепя от факта, че щитовите вулкани растат в резултат на повтарящи се изригвания от един и същ отвор за дълъг период от време. На Земята, поради движението на литосферните плочи, вулканичните точки постоянно променят позицията си, което ограничава растежа на щитовите вулкани и може би не им позволява да достигнат височини като на Марс. От друга страна, разликата в максималната височина на вулканите може да се обясни с факта, че поради по-ниската гравитация на Марс е възможно да се изградят по-високи структури, които няма да се срутят под собствената си тежест.

Сравнение на структурата на Марс и други планети от земна група

Настоящите модели на вътрешната структура на Марс предполагат, че Марс се състои от кора със средна дебелина 50 km (и максимална дебелина до 130 km), силикатна мантия с дебелина 1800 km и ядро ​​с радиус от 1480 км. Плътността в центъра на планетата трябва да достигне 8,5 g/cm2. Ядрото е частично течно и се състои основно от желязо с примес от 14-17% (по маса) сяра, а съдържанието на леки елементи е два пъти по-високо от това в ядрото на Земята. Според съвременните оценки образуването на ядрото съвпада с периода на ранния вулканизъм и продължава около милиард години. Приблизително същото време отне частичното топене на мантийните силикати. Поради по-ниската гравитация на Марс, обхватът на налягането в марсианската мантия е много по-малък, отколкото на Земята, което означава, че има по-малко фазови преходи. Предполага се, че фазовият преход на оливин в шпинелна модификация започва на доста големи дълбочини - 800 км (400 км на Земята). Естеството на релефа и други характеристики предполагат наличието на астеносфера, състояща се от зони от частично разтопено вещество. За някои райони на Марс е съставена подробна геоложка карта.

Според наблюдения от орбита и анализ на колекция от марсиански метеорити, повърхността на Марс се състои главно от базалт. Има някои доказателства, които предполагат, че върху части от марсианската повърхност материалът е по-богат на кварц от обикновения базалт и може да е подобен на андезитните скали на Земята. Същите тези наблюдения обаче могат да се тълкуват в полза на наличието на кварцово стъкло. Голяма част от по-дълбокия слой се състои от прах от гранулиран железен оксид.

Магнитно поле на Марс

В близост до Марс е открито слабо магнитно поле.

Според показанията на магнитометрите на станциите Марс-2 и Марс-3 силата на магнитното поле на екватора е около 60 гама, на полюса 120 гама, което е 500 пъти по-слабо от земното. Според данните на AMS Mars-5 силата на магнитното поле на екватора е 64 гама, а магнитният момент е 2,4 1022 oersted cm2.

Магнитното поле на Марс е изключително нестабилно, в различни точки на планетата силата му може да варира от 1,5 до 2 пъти, а магнитните полюси не съвпадат с физическите. Това предполага, че желязното ядро ​​на Марс е относително неподвижно по отношение на неговата кора, тоест планетарният динамо механизъм, отговорен за магнитното поле на Земята, не работи на Марс. Въпреки че Марс няма стабилно планетарно магнитно поле, наблюденията показват, че части от планетарната кора са намагнетизирани и че магнитните полюси на тези части са се променили в миналото. Оказа се, че намагнитването на тези части е подобно на лентовите магнитни аномалии в световните океани.

Според една теория, публикувана през 1999 г. и повторно тествана през 2005 г. (с помощта на безпилотния Mars Global Surveyor), тези ивици показват тектониката на плочите преди 4 милиарда години, преди динамото на планетата да спре да функционира, причинявайки рязко отслабващо магнитно поле. Причините за това рязко отслабване са неясни. Има предположение, че функционирането на динамото 4 милиарда. преди години се обяснява с наличието на астероид, който се върти на разстояние 50-75 хиляди километра около Марс и предизвиква нестабилност в ядрото му. След това астероидът падна до границата на Рош и се срина. Самото това обяснение обаче съдържа неясноти и се оспорва в научните среди.

Геоложка история

Глобална мозайка от 102 изображения на орбиталния кораб Viking 1 от 22 февруари 1980 г.

Може би в далечното минало в резултат на сблъсък с голямо небесно тяло е спряло въртенето на ядрото, както и загубата на основния обем на атмосферата. Смята се, че загубата на магнитното поле е настъпила преди около 4 милиарда години. Поради слабостта на магнитното поле, слънчевият вятър прониква почти безпрепятствено в марсианската атмосфера и много от фотохимичните реакции под въздействието на слънчевата радиация, които се случват в йоносферата и над Земята, могат да се наблюдават на Марс почти в самия му край. повърхност.

Геоложката история на Марс включва следните три епохи:

Епоха на Ноах (наречена на "Земята на Ноах", регион на Марс): Формиране на най-старата оцеляла повърхност на Марс. Продължава от преди 4,5 милиарда до 3,5 милиарда години. По време на тази епоха повърхността е била белязана от множество ударни кратери. Плато Тарсис вероятно се е образувало през този период, с интензивен воден поток по-късно.

Ерата на Хесперия: от преди 3,5 милиарда години до преди 2,9 - 3,3 милиарда години. Тази ера е белязана от образуването на огромни полета от лава.

Амазонска ера (наречена на "Амазонската равнина" на Марс): преди 2,9-3,3 милиарда години до наши дни. Областите, образувани през тази епоха, имат много малко метеоритни кратери, но иначе са напълно различни. През този период се формира планината Олимп. По това време потоци лава се разпространяват в други части на Марс.

Луните на Марс

Естествените спътници на Марс са Фобос и Деймос. И двете са открити от американския астроном Асаф Хол през 1877 г. Фобос и Деймос са с неправилна форма и много малки размери. Според една хипотеза те може да представляват астероиди като (5261) Еврика от троянската група астероиди, уловени от гравитационното поле на Марс. Сателитите са кръстени на героите, придружаващи бог Арес (т.е. Марс), Фобос и Деймос, олицетворяващи страха и ужаса, които са помагали на бога на войната в битки.

И двата спътника се въртят около осите си със същия период като около Марс, така че винаги са обърнати с една и съща страна към планетата. Приливното влияние на Марс постепенно забавя движението на Фобос и в крайна сметка ще доведе до падането на сателита върху Марс (ако настоящата тенденция продължи) или до неговото разпадане. Напротив, Деймос се отдалечава от Марс.

И двата спътника имат форма, близка до триаксиален елипсоид, Фобос (26,6x22,2x18,6 km) е малко по-голям от Деймос (15x12,2x10,4 km). Повърхността на Деймос изглежда много по-гладка поради факта, че повечето от кратерите са покрити с финозърнест материал. Очевидно на Фобос, който е по-близо до планетата и по-масив, веществото, изхвърлено по време на сблъсъци с метеорит, или е причинило многократни сблъсъци на повърхността, или е паднало на Марс, докато на Деймос е останало в орбита около сателита за дълго време, като постепенно се е утаило и скриване на неравни терени.

Живот на Марс

Популярната идея, че Марс е обитаван от интелигентни марсианци, става широко разпространена в края на 19 век.

Наблюденията на Скиапарели върху така наречените канали, съчетани с книгата на Пърсивал Лоуел по същата тема, популяризираха идеята за планета, чийто климат ставаше по-сух, по-студен, умираше и в която съществуваше древна цивилизация, извършваща напоителни работи.

Множество други наблюдения и съобщения от известни хора доведоха до така наречената „Марсианска треска“ около тази тема. През 1899 г., докато изучава атмосферните смущения в радиосигналите с помощта на приемници в обсерваторията в Колорадо, изобретателят Никола Тесла наблюдава повтарящ се сигнал. Тогава той предположи, че това може да е радиосигнал от други планети, като Марс. В интервю от 1901 г. Тесла каза, че е имал идеята, че смущенията могат да бъдат причинени изкуствено. Въпреки че не можеше да дешифрира значението им, за него беше невъзможно те да са възникнали напълно случайно. Според него това е поздрав от една планета към друга.

Теорията на Тесла предизвика ентусиазираната подкрепа на известния британски физик Уилям Томсън (лорд Келвин), който, посещавайки Съединените щати през 1902 г., каза, че според него Тесла е уловил сигнала от марсианците, изпратен до Съединените щати. След това обаче Келвин започна категорично да отрича това твърдение, преди да напусне Америка: „Всъщност аз казах, че жителите на Марс, ако съществуваха, със сигурност биха могли да видят Ню Йорк, особено светлината от електричество.“

Днес наличието на течна вода на нейната повърхност се счита за условие за развитието и поддържането на живота на планетата. Има и изискване орбитата на планетата да е в така наречената обитаема зона, която за Слънчевата система започва зад Венера и завършва с голямата полуос на орбитата на Марс. По време на перихелия Марс е вътре в тази зона, но тънката атмосфера с ниско налягане предотвратява появата на течна вода на голяма площ за дълъг период от време. Скорошни доказателства сочат, че всяка вода на повърхността на Марс е твърде солена и кисела, за да поддържа постоянен живот, подобен на Земята.

Липсата на магнитосфера и изключително тънката атмосфера на Марс също са предизвикателство за поддържането на живот. На повърхността на планетата има много слабо движение на топлинни потоци; тя е слабо изолирана от бомбардировка от частици на слънчевия вятър; освен това, когато се нагрява, водата моментално се изпарява, заобикаляйки течното състояние поради ниско налягане. Марс също е на прага на т.нар. „геологична смърт“. Краят на вулканичната дейност очевидно е спрял циркулацията на минерали и химични елементи между повърхността и вътрешността на планетата.

Доказателствата сочат, че преди планетата е била много по-склонна да поддържа живот, отколкото сега. Към днешна дата обаче по него не са открити останки от организми. Програмата Viking, проведена в средата на 70-те години на миналия век, проведе серия от експерименти за откриване на микроорганизми в марсианска почва. Той даде положителни резултати, като например временно увеличение на емисиите на CO2, когато частици от почвата се поставят във вода и среда за отглеждане. След това обаче това доказателство за живот на Марс беше оспорено от някои учени [от кого?]. Това доведе до техния дълъг спор с учения от НАСА Гилбърт Левин, който твърдеше, че Викингът е открил живота. След преоценка на данните от Viking в светлината на настоящите научни познания за екстремофилите, беше установено, че проведените експерименти не са достатъчно напреднали, за да открият тези форми на живот. Освен това тези тестове могат дори да убият организмите, дори ако се съдържат в пробите. Тестовете, проведени като част от програмата Phoenix, показаха, че почвата има много алкално pH и съдържа магнезий, натрий, калий и хлорид. В почвата има достатъчно хранителни вещества за поддържане на живота, но формите на живот трябва да бъдат защитени от интензивна ултравиолетова светлина.

Интересно е, че в някои метеорити от марсиански произход са открити образувания, които имат форма на най-простите бактерии, въпреки че отстъпват по размер на най-малките земни организми. Един такъв метеорит е ALH 84001, открит в Антарктика през 1984 г.

Въз основа на наблюдения от Земята и данни от космическия кораб Mars Express е открит метан в атмосферата на Марс. В условията на Марс този газ се разлага доста бързо, така че трябва да има постоянен източник на попълване. Такъв източник може да бъде или геоложка активност (но на Марс не са открити активни вулкани), или дейността на бактерии.

Астрономически наблюдения от повърхността на Марс

След кацането на автоматични превозни средства на повърхността на Марс стана възможно провеждането на астрономически наблюдения директно от повърхността на планетата. Поради астрономическото положение на Марс в Слънчевата система, характеристиките на атмосферата, орбиталния период на Марс и неговите спътници, картината на нощното небе на Марс (и астрономическите явления, наблюдавани от планетата) се различава от тази на Земята и в много отношения изглежда необичайно и интересно.

Цветът на небето на Марс

По време на изгрев и залез марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят, а в непосредствена близост до слънчевия диск - от синьо до виолетово, което е напълно противоположно на картината на земните зари.

По обяд небето на Марс е жълто-оранжево. Причината за такива разлики от цветовете на земното небе са свойствата на тънката, разредена, съдържаща прах атмосфера на Марс. На Марс Релеевото разсейване на лъчите (което на Земята е причината за синия цвят на небето) играе незначителна роля, ефектът му е слаб. Предполага се, че жълто-оранжевият цвят на небето се дължи също и на наличието на 1% магнетит в прахови частици, постоянно суспендирани в марсианската атмосфера и повдигнати от сезонни прашни бури. Здрачът започва много преди изгрев и продължава дълго след залез. Понякога цветът на марсианското небе придобива лилав оттенък в резултат на разсейване на светлина върху микрочастици воден лед в облаците (последното е доста рядко явление).

Слънце и планети

Ъгловият размер на Слънцето, наблюдаван от Марс, е по-малък от видимия от Земята и е 2/3 от последния. Меркурий от Марс ще бъде практически недостъпен за наблюдение с невъоръжено око поради изключителната си близост до Слънцето. Най-ярката планета в небето на Марс е Венера, Юпитер е на второ място (четирите му най-големи спътника могат да се наблюдават без телескоп), а Земята е на трето място.

Земята е вътрешна планета за Марс, точно както Венера е за Земята. Съответно от Марс Земята се наблюдава като утринна или вечерна звезда, изгряваща преди зазоряване или видима на вечерното небе след залез.

Максималното удължение на Земята в небето на Марс ще бъде 38 градуса. С невъоръжено око Земята ще се вижда като ярка (максимален видим магнитуд около -2,5) зеленикава звезда, до която лесно ще се вижда жълтеникава и по-бледа (около 0,9) звезда на Луната. През телескоп и двата обекта ще показват еднакви фази. Революцията на Луната около Земята ще се наблюдава от Марс по следния начин: при максималното ъглово разстояние на Луната от Земята невъоръженото око може лесно да раздели Луната и Земята: след седмица „звездите“ на Луната и Земята ще се слеят в една звезда, неразделна за окото, след още една седмица Луната отново ще се вижда на максимално разстояние, но от другата страна на Земята. От време на време наблюдател на Марс ще може да види преминаването (транзита) на Луната през земния диск или, обратно, покриването на Луната от земния диск. Максималното видимо разстояние на Луната от Земята (и тяхната видима яркост), когато се наблюдава от Марс, ще варира значително в зависимост от относителните позиции на Земята и Марс и, съответно, разстоянието между планетите. В ери на противопоставяне ще бъде около 17 дъгови минути, при максималното разстояние между Земята и Марс - 3,5 дъгови минути. Земята, подобно на други планети, ще се наблюдава в лентата на зодиакалните съзвездия. Астроном на Марс също ще може да наблюдава преминаването на Земята през диска на Слънцето, като най-близкото ще се случи на 10 ноември 2084 г.

Сателити - Фобос и Деймос

Преминаване на Фобос през слънчевия диск. Снимки от Opportunity

Фобос, когато се наблюдава от повърхността на Марс, има привиден диаметър от около 1/3 от диска на Луната в земното небе и видима величина от около -9 (приблизително същата като на Луната във фазата на първата й четвърт). Фобос изгрява на запад и залязва на изток, само за да изгрее отново 11 часа по-късно, като по този начин пресича марсианското небе два пъти на ден. Движението на тази бърза луна по небето ще бъде лесно забележимо през цялата нощ, както и променящите се фази. С невъоръжено око ще можете да различите най-голямата релефна част на Фобос - кратера Стикни. Деймос изгрява на изток и залязва на запад, изглежда като ярка звезда без забележим видим диск, около величина -5 (малко по-ярка от Венера в земното небе), бавно пресича небето в продължение на 2,7 марсиански дни. И двата спътника могат да се наблюдават в нощното небе едновременно, в този случай Фобос ще се движи към Деймос.

И Фобос, и Деймос са достатъчно ярки, за да могат обектите на повърхността на Марс да хвърлят ясни сенки през нощта. И двата спътника имат сравнително нисък орбитален наклон към екватора на Марс, което изключва тяхното наблюдение във високите северни и южни ширини на планетата: например Фобос никога не се издига над хоризонта на север от 70,4° с.ш. w. или южно от 70,4° ю.ш. ш.; за Деймос тези стойности са 82,7° с.ш. w. и 82,7° ю.ш. w. На Марс може да се наблюдава затъмнение на Фобос и Деймос, когато навлизат в сянката на Марс, както и слънчево затъмнение, което е само пръстеновидно поради малкия ъглов размер на Фобос в сравнение със слънчевия диск.

Небесна сфера

Северният полюс на Марс, поради наклона на оста на планетата, се намира в съзвездието Лебед (екваториални координати: право изкачване 21h 10m 42s, деклинация +52° 53.0? и не е маркиран от ярка звезда: най-близката до полюс е слаба звезда от шеста величина BD +52 2880 (други нейни обозначения са HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южният небесен полюс (координати 9h 10m 42s и -52° 53.0) се намира на няколко градуса от звездата Kappa Parus (видима величина 2,5) - нейната, по принцип, може да се счита за южната полярна звезда на Марс.

Зодиакалните съзвездия на марсианската еклиптика са подобни на тези, наблюдавани от Земята, с една разлика: когато се наблюдава годишното движение на Слънцето между съзвездията, то (подобно на други планети, включително Земята), напускайки източната част на съзвездието Риби , ще премине за 6 дни през северната част на съзвездието Кит пред как да влезе отново в западните Риби.

История на изследването на Марс

Изследването на Марс започва много отдавна, преди 3,5 хиляди години, в Древен Египет. Първите подробни доклади за позицията на Марс са съставени от вавилонски астрономи, които са разработили редица математически методи за предсказване на позицията на планетата. Използвайки данни от египтяните и вавилонците, древногръцките (елинистически) философи и астрономи разработиха подробен геоцентричен модел, за да обяснят движението на планетите. Няколко века по-късно индийски и ислямски астрономи изчислиха размера на Марс и разстоянието му от Земята. През 16 век Николай Коперник предлага хелиоцентричен модел за описване на слънчевата система с кръгови планетарни орбити. Резултатите му са ревизирани от Йоханес Кеплер, който въвежда по-точна елиптична орбита на Марс, съвпадаща с наблюдаваната.

През 1659 г. Франческо Фонтана, гледайки Марс през телескоп, прави първата рисунка на планетата. Той изобразява черно петно ​​в центъра на ясно очертана сфера.

През 1660 г. към черното петно ​​са добавени две полярни шапки, добавени от Жан Доминик Касини.

През 1888 г. Джовани Скиапарели, който учи в Русия, дава първите имена на отделни повърхностни характеристики: моретата на Афродита, Еритрейско, Адриатическо, Кимерийско; езерата Слънце, Лунное и Феникс.

Разцветът на телескопичните наблюдения на Марс настъпва в края на 19-ти - средата на 20-ти век. Това до голяма степен се дължи на обществения интерес и добре известните научни спорове около наблюдаваните марсиански канали. Сред астрономите от предкосмическата ера, които извършват телескопични наблюдения на Марс през този период, най-известните са Скиапарели, Пърсивал Ловел, Слайфър, Антониади, Барнард, Джари-Делог, Л. Еди, Тихов, Вакульор. Именно те поставиха основите на ареографията и съставиха първите подробни карти на повърхността на Марс - въпреки че те се оказаха почти напълно неверни, след като автоматичните сонди полетяха към Марс.

Колонизация на Марс

Очакван вид на Марс след тераформиране

Природните условия, относително близки до тези на Земята, улесняват донякъде тази задача. По-специално, на Земята има места, в които природните условия са подобни на тези на Марс. Изключително ниските температури в Арктика и Антарктида са сравними дори с най-студените температури на Марс, а екваторът на Марс може да бъде толкова топъл (+20°C) през летните месеци, колкото на Земята. На Земята има и пустини, които приличат на външен вид на марсианския пейзаж.

Но има значителни разлики между Земята и Марс. По-специално, магнитното поле на Марс е приблизително 800 пъти по-слабо от това на Земята. Заедно с разредената (стотици пъти в сравнение със земната) атмосфера, това увеличава количеството йонизиращо лъчение, достигащо нейната повърхност. Измерванията, извършени от американския безпилотен космически кораб The Mars Odyssey, показаха, че радиационният фон в орбитата на Марс е 2,2 пъти по-висок от фоновото лъчение на Международната космическа станция. Средната доза е приблизително 220 милирада на ден (2,2 милиграя на ден или 0,8 грея на година). Количеството радиация, получено в резултат на престой в такъв фон в продължение на три години, се доближава до установените граници за безопасност за астронавтите. На повърхността на Марс радиационният фон е малко по-нисък и дозата е 0,2-0,3 Gy годишно, като варира значително в зависимост от терена, надморската височина и локалните магнитни полета.

Химическият състав на минералите, често срещани на Марс, е по-разнообразен от този на други небесни тела близо до Земята. Според корпорацията 4Frontiers има достатъчно от тях, за да снабдят не само самия Марс, но и Луната, Земята и астероидния пояс.

Времето за полет от Земята до Марс (при сегашните технологии) е 259 дни в полуелипса и 70 дни в парабола. За комуникация с потенциални колонии може да се използва радиокомуникация, която има забавяне от 3-4 минути във всяка посока при най-близкото приближаване на планетите (което се повтаря на всеки 780 дни) и около 20 минути. при максимално разстояние на планетите; виж Конфигурация (астрономия).

Към днешна дата не са предприети практически стъпки за колонизиране на Марс, но развитието на колонизацията е в ход, например проектът Centenary Spaceship, разработването на обитаем модул за престой на планетата Deep Space Habitat.