मंगल का वातावरण - अतीत में रासायनिक संरचना, मौसम की स्थिति और जलवायु। मंगल का वायुमंडल मंगल के वायुमंडल का प्राथमिक तत्व

किसी भी बड़े ग्रह की तरह, मंगल का भी वातावरण है। इसमें एक गैसीय पदार्थ होता है जिसे ग्रह गुरुत्वाकर्षण के कारण धारण करता है। हालाँकि, मंगल ग्रह पर हवा पृथ्वी से बहुत अलग है।

मंगल ग्रह के वातावरण के बारे में सामान्य जानकारी

मंगल का वातावरण पृथ्वी की तुलना में बहुत पतला है। इसकी ऊंचाई 11 किमी है, जो पृथ्वी का लगभग 9-10% है। यह ग्रह के कमजोर गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के कारण होता है, जो गैस की व्यापक परत को पकड़ने में असमर्थ है। वायुमंडल की छोटी मोटाई और घनत्व ऐसी वायु घटनाओं का कारण बनता है जो पृथ्वी पर नहीं पाई जा सकती हैं।

रासायनिक रूप से, वायुमंडल में मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड होता है।

वायुमंडल का घनत्व भी बहुत कम है: पृथ्वी पर औसत घनत्व से 61 गुना कम।

अपने गुणों के कारण, वायुमंडल लगातार सौर हवा के संपर्क में रहता है, पदार्थ खोता है और अन्य ग्रहों की तुलना में तेजी से फैलता है। इस प्रक्रिया को अपव्यय कहा जाता है. ऐसा इसलिए है क्योंकि मंगल ग्रह के पास चुंबकीय क्षेत्र नहीं है।

वायुमंडलीय संरचना

पतला होने के बावजूद, मंगल ग्रह का वातावरण विषम है और इसमें एक स्तरित संरचना है। इसकी संरचना इस प्रकार दिखती है:

● सभी परतों के नीचे क्षोभमंडल है। यह सतह से 20-30 किमी तक संपूर्ण स्थान घेरता है। यहां तापमान बढ़ने के साथ समान रूप से घटता जाता है। क्षोभमंडल की ऊपरी सीमा निश्चित नहीं है और यह पूरे वर्ष अपनी स्थिति बदलती रहती है।

● ऊपर समतापमण्डल है। इस हिस्से में तापमान लगभग एक समान और -133°C के बराबर रहता है. यह सतह से 100 किमी की ऊँचाई तक जारी रहता है, जहाँ पूरा निचला वातावरण इसके साथ समाप्त हो जाता है।

● ऊपर की हर चीज़ (सीमा तक जहां अंतरिक्ष शुरू होता है) को ऊपरी वायुमंडल कहा जाता है। इस परत का दूसरा नाम थर्मोस्फीयर है और इसका औसत तापमान 200 से 350 K तक होता है।

● इसके भीतर आयनमंडल खड़ा है, जैसा कि नाम से पता चलता है, सौर विकिरण से उत्पन्न होने वाले उच्च स्तर के आयनीकरण की विशेषता है। यह लगभग पूरे ऊपरी भाग के समान स्थान से शुरू होता है और इसकी लंबाई लगभग 400 किमी है।

● लगभग 230 किमी की ऊंचाई पर थर्मोस्फीयर समाप्त हो जाता है। इसकी अंतिम परत को इकोबेस कहा जाता है।

● निचले या ऊपरी वायुमंडल से संबंधित नहीं, रसायनमंडल को परिभाषित करता है जिसमें प्रकाश द्वारा शुरू की गई रासायनिक प्रतिक्रियाएं होती हैं। मंगल ग्रह पर पृथ्वी की ओजोन परत का कोई एनालॉग न होने के कारण यह परत सतह के स्तर से शुरू होती है। और यह 120 किमी की ऊंचाई पर समाप्त होता है।

तो, मंगल की सतह एक पतले और दुर्लभ वातावरण से ढकी हुई है, जिसकी संरचना हालांकि अपेक्षाकृत जटिल है। कुल मिलाकर, मंगल के वायुमंडल में सात परतें हैं, लेकिन विभिन्न स्रोतों में यह संख्या भिन्न हो सकती है, क्योंकि वैज्ञानिक अभी तक कुछ परतों की प्रकृति पर सहमत नहीं हुए हैं।

ऐसा मत सोचो कि स्तरित संरचना स्थैतिक को इंगित करती है। मंगल का वातावरण भी पृथ्वी की तरह परिवर्तनशील है: इसमें सामान्य परिसंचरण और वायु धाराओं की आंशिक गति दोनों हैं।

वातावरण की संरचना

मंगल के वातावरण की रासायनिक संरचना पृथ्वी से बहुत अलग है। मंगल ग्रह पर वायु निम्नलिखित गैसों से बनी है:

● मंगल ग्रह के वायुमंडल का आधार कार्बन डाइऑक्साइड है। यह इसके आयतन का लगभग 95% भाग घेरता है। यह एकमात्र भारी गैस है जिसे ग्रह धारण कर सकता है।

● कार्बन डाइऑक्साइड का अधिकांश हिस्सा CO2 है, लेकिन कार्बन मोनोऑक्साइड CO भी इसका एक हिस्सा बनाता है। यह अनुपात असामान्य रूप से छोटा है और वैज्ञानिकों को यह सिद्धांत देने के लिए प्रेरित करता है कि CO संचय क्यों नहीं हो रहा है।

● नाइट्रोजन N2. यह वायुमंडल का एक बहुत छोटा हिस्सा बनाता है - केवल 2.7%। हालाँकि, यह केवल दोहरे अणु के रूप में ही वायुमंडल में रह सकता है। सूर्य से विकिरण लगातार वायुमंडलीय नाइट्रोजन को परमाणुओं में विभाजित करता है, जिसके बाद यह नष्ट हो जाता है।

● आर्गन 1.6% पर कब्जा करता है और मुख्य रूप से भारी आइसोटोप आर्गन -40 द्वारा दर्शाया जाता है।

● मंगल ग्रह पर भी ऑक्सीजन है, लेकिन यह मुख्य रूप से ऊपरी वायुमंडल में निहित है और अन्य पदार्थों के अपघटन के दौरान दिखाई देती है, जहां से यह फिर निचली परतों में चली जाती है। इसके कारण, लगभग 110 किमी और उससे अधिक की ऊंचाई पर, इस स्तर से नीचे की तुलना में 3-4 गुना अधिक O2 होता है। वे साँस नहीं ले सकते.

● मंगल ग्रह के वायुमंडल में ओजोन सबसे अनिश्चित गैस है। इसकी सामग्री हवा के तापमान और इसलिए वर्ष के समय, अक्षांश और गोलार्ध पर निर्भर करती है।

● मंगल ग्रह पर मीथेन, वायुमंडल में इसकी कम सामग्री के बावजूद, ग्रह पर सबसे रहस्यमय गैसों में से एक है। इसके कई स्रोत हो सकते हैं, लेकिन दो सबसे अधिक प्रासंगिक हैं: तापमान का प्रभाव (उदाहरण के लिए, ज्वालामुखी में) और बैक्टीरिया और जुगाली करने वालों द्वारा पदार्थों का प्रसंस्करण, जिसके बाद बैक्टीरिया मीथेन बनता है। उत्तरार्द्ध खगोल विज्ञान के लिए विशेष रुचि रखता है - यह वही है जो वे संभावित रूप से बसे हुए ग्रहों पर यह साबित करने के लिए खोज रहे हैं कि उनमें जीवन है। मंगल ग्रह पर विस्फोटों के रूप में दिखाई देने वाली मीथेन क्या संकेत दे सकती है यह अज्ञात है।

● मंगल ग्रह के वायुमंडल में H2CO, HCl और SO2 जैसे कार्बनिक यौगिक भी पाए जाते हैं। वे ऊपर चर्चा किए गए मुद्दे को स्पष्ट कर सकते हैं, क्योंकि उनकी उपस्थिति ज्वालामुखीय गतिविधि की अनुपस्थिति को इंगित करती है - और इसलिए थर्मोजेनिक मीथेन।

● पानी. हालाँकि इसकी सामग्री पृथ्वी के सबसे शुष्क क्षेत्रों की तुलना में कई सौ गुना कम है, फिर भी यह मौजूद है।

● यह भी उल्लेखनीय है कि मंगल का वायुमंडल सूक्ष्मतम धूल कणों (मुख्यतः आयरन ऑक्साइड) से भरा है। वे वातावरण को बाहर से लाल-नारंगी बनाते हैं, और वे आकाश के रंगों के लिए भी ज़िम्मेदार हैं, जो पृथ्वी के विपरीत है: मंगल पर दिन का आसमान पीला-भूरा होता है, सूर्यास्त और भोर के समय वे गुलाबी हो जाते हैं, और सूर्य के चारों ओर वे नीले हैं।

बादलों

लाल ग्रह का वातावरण पृथ्वी जैसी ही घटनाएँ बनाने में सक्षम है। उदाहरण के लिए, मंगल ग्रह पर बादल हैं।

मंगल ग्रह के वायुमंडल में वाष्पशील पानी बेहद छोटा है, लेकिन फिर भी बादलों के निर्माण के लिए पर्याप्त है। अक्सर वे सतह से एक से तीन दस किलोमीटर की ऊंचाई पर स्थित होते हैं। संकेंद्रित जल वाष्प मुख्यतः भूमध्य रेखा पर बादलों में एकत्रित होता है - जहाँ उन्हें पूरे वर्ष देखा जा सकता है।

इसके अलावा, मंगल पर बादल CO2 भी बना सकते हैं। आमतौर पर यह पानी के ऊपर (लगभग 20 किमी की ऊंचाई पर) स्थित होता है।

मंगल ग्रह पर भी कोहरे हैं। अधिकतर - तराई क्षेत्रों और गड्ढों में, रात में।

एक समय की बात है, मंगल ग्रह के वातावरण की एक तस्वीर में बादलों की भंवर जैसी प्रणाली की खोज की गई थी। यह एक अधिक जटिल जलवायु घटना - चक्रवात - का प्रमाण था। पृथ्वी पर, यह एक सामान्य घटना है, लेकिन अन्य ग्रहों पर यह काफी असामान्य है। मंगल ग्रह के चक्रवातों के बारे में अभी तक कुछ भी ज्ञात नहीं है।

मंगल ग्रह पर कोई सामान्य बारिश नहीं होती है, लेकिन प्राकृतिक घटनाओं के बीच, कभी-कभी विर्गा देखी जाती है - बूंदें या बर्फ जो पृथ्वी तक पहुंचने से पहले हवा में वाष्पित हो जाती हैं।

ग्रीनहाउस प्रभाव

मंगल ग्रह पर ग्रीनहाउस प्रभाव की चर्चा हमेशा उस पर मौजूद तरल पानी की चर्चा के संदर्भ में की जाती है। सतह पर "नदियाँ" पहले से ही इस बारे में बात कर रही हैं, लेकिन यह वैज्ञानिकों के लिए पर्याप्त नहीं था, और उन्होंने यह पता लगाने का फैसला किया कि तरल H2O के प्रकट होने की अनुमति क्या है।
जब मंगल एक युवा ग्रह था, तब इसके ज्वालामुखी अत्यधिक सक्रिय थे। मंगल ग्रह पर प्रत्येक ज्वालामुखी विस्फोट से कार्बन डाइऑक्साइड और मीथेन निकलता है, जो सूर्य के प्रकाश की क्रिया के तहत विघटित हो जाता है, जिससे हाइड्रोजन का उत्पादन होता है और "हाइड्रोजन ग्रीनहाउस प्रभाव" बनता है। कुछ बिंदु पर, बाद वाली गैस की सांद्रता इतनी बढ़ गई कि इससे झीलों, नदियों और यहां तक ​​कि पानी के पूरे महासागरों का अस्तित्व संभव हो गया। हालाँकि, समय के साथ, ग्रह का वातावरण पतला हो गया और अब ऐसी परिस्थितियाँ प्रदान नहीं कर सका जिसमें पानी तरल बना रहे। अभी मंगल ग्रह पर केवल जलवाष्प या बर्फ ही पाई जा सकती है। एकत्रीकरण की एक अवस्था से दूसरी अवस्था में संक्रमण द्रव अवस्था को दरकिनार करते हुए उर्ध्वपातन की सहायता से होता है। इसे मंगल के वायुमंडल के इतिहास में एक अनूठी विशेषता कहा जा सकता है, क्योंकि ऐसा अभी तक किसी अन्य ग्रह पर नहीं हुआ है। हालाँकि, यह केवल एक वैज्ञानिक सिद्धांत है।

दबाव

मंगल पर औसत वायुमंडलीय दबाव 4.5 mmHg या 600 पास्कल है। यह पृथ्वी पर औसत दबाव का 169वां हिस्सा है। इस तरह के दबाव से किसी व्यक्ति के लिए स्पेससूट के बिना सतह पर जीवित रहना असंभव हो जाता है। बिना सुरक्षा के मंगल ग्रह की खुली सतह पर फंसे लोगों को तुरंत मौत का सामना करना पड़ता है। इसका कारण तथाकथित आर्मस्ट्रांग सीमा का अस्तित्व है - वह दबाव स्तर जिस पर सामान्य मानव शरीर के तापमान पर पानी उबलता है। मंगल की सतह पर वायुमंडल का दबाव इस सीमा से काफी नीचे है।

धूल शैतान

मंगल पर नियमित रूप से आने वाली धूल भरी आंधियां इस ग्रह की विशेषता हैं। इनका कारण मंगल पर आने वाले तूफान हैं, जिनमें हवा की गति 100 किमी/घंटा तक पहुंच जाती है। वायु वायुमंडल में 50 किमी की ऊंचाई तक लटकी हुई धूल को एकत्रित करती है। यह मंगल ग्रह पर उन्हीं धूल भरी आंधियों को जन्म देता है। अधिकतर ये ध्रुवीय क्षेत्रों में होते हैं और 1.5-3 महीने तक उग्र रहते हैं। इसी प्रकार मंगल ग्रह पर भी रेतीले तूफ़ान आते हैं। फर्क सिर्फ इतना है कि इस बार बड़े कण हवा में उठते हैं, जो सतह पर जम गए हैं - रेत।

हालाँकि, यदि मंगल ग्रह पर हवा है, तो इसके कारण होने वाली खतरनाक वायु घटनाएँ अवश्य होंगी। उदाहरण के लिए, बवंडर. वे, तूफानों की तरह, हवा में रेत और धूल उठाते हैं, लेकिन सैकड़ों मीटर चौड़े और किलोमीटर ऊंचे होते हैं और बहुत अधिक खतरनाक लगते हैं (भले ही उनकी गति तूफानों की तुलना में तीन गुना कम है - केवल 30 किमी / घंटा)। वायुमंडल के उसी कम घनत्व के कारण, मंगल पर बवंडर बवंडर की तरह अधिक दिखते हैं। इनका दूसरा नाम डस्ट डेविल्स है। कक्षा से आप देख सकते हैं कि कैसे वे हल्की रेतीली सतह पर काले घूमते ट्रैक छोड़ते हैं।

विकिरण

मंगल ग्रह पर विकिरण लोगों के लिए धूल या कम दबाव से कम खतरनाक नहीं है। इसके दो कारण हैं: वायुमंडल की कमजोरी और दुर्लभता और मंगल ग्रह के पास मैग्नेटोस्फीयर की अनुपस्थिति। वायु भाग अपनी सतह को ब्रह्मांडीय विकिरण से बचाने में सक्षम नहीं है। इसीलिए बिना सुरक्षा के ग्रह पर बिताए गए कुछ दिनों में, अंतरिक्ष यात्री को विकिरण की वार्षिक खुराक प्राप्त होगी।

टेराफोर्मिंग

इस सब के बावजूद, लोग अभी भी मंगल ग्रह को अपने अधीन करने और यहां तक ​​कि इसे रहने योग्य बनाने का सपना देखते हैं। मंगल का वातावरण इस मार्ग में मुख्य बाधाओं में से एक है। हालाँकि, मंगल ग्रह को न केवल ऑक्सीजन और घना वातावरण प्रदान करके, बल्कि अंतरिक्ष ईंधन का एक बड़ा स्रोत बनाकर भी इसे टेराफ़ॉर्म करने का प्रस्ताव है। कार्बन डाइऑक्साइड को रासायनिक रूप से ऑक्सीजन और सीओ में विघटित करने का प्रस्ताव है, जिसका उपयोग पृथ्वी के साथ संबंध स्थापित करने के लिए कॉलोनी और ईंधन परिवहन प्रदान करने के लिए किया जा सकता है।

विश्वकोश यूट्यूब

1 / 5

✪ प्रोजेक्ट डिस्कवर-एक्यू - वायुमंडलीय अनुसंधान (रूसी में नासा)

✪ रूसी में नासा: 01/18/13 - सप्ताह के लिए नासा वीडियो डाइजेस्ट

✪ नकारात्मक द्रव्यमान [विज्ञान और प्रौद्योगिकी समाचार]

✪ मार्स, 1968, साइंस फिक्शन फिल्म निबंध, निर्देशक पावेल क्लूशांतसेव

✪ मंगल ग्रह पर जीवन के 5 लक्षण - उलटी गिनती #37

उपशीर्षक

पढ़ना

मंगल ग्रह के वायुमंडल की खोज ग्रह पर स्वचालित इंटरप्लेनेटरी स्टेशनों की उड़ानों से पहले ही की गई थी। वर्णक्रमीय विश्लेषण और पृथ्वी के साथ मंगल के विरोध के लिए धन्यवाद, जो हर 3 साल में एक बार होता है, खगोलविदों को 19वीं शताब्दी में पहले से ही पता था कि इसकी एक बहुत ही सजातीय संरचना है, जिसमें से 95% से अधिक कार्बन डाइऑक्साइड है। जब पृथ्वी के वायुमंडल में 0.04% कार्बन डाइऑक्साइड के साथ तुलना की जाती है, तो यह पता चलता है कि मंगल ग्रह के वायुमंडलीय कार्बन डाइऑक्साइड का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान से लगभग 12 गुना अधिक है, इसलिए जब मंगल ग्रह टेराफॉर्म होता है, तो ग्रीनहाउस प्रभाव में कार्बन डाइऑक्साइड का योगदान पैदा हो सकता है। पहुंचने से थोड़ा पहले मनुष्यों के लिए आरामदायक जलवायु। सूर्य से मंगल की अधिक दूरी को ध्यान में रखते हुए भी 1 वायुमंडल का दबाव।

1920 के दशक की शुरुआत में, मंगल ग्रह के तापमान का पहला माप एक परावर्तक दूरबीन के फोकस पर रखे गए थर्मामीटर का उपयोग करके किया गया था। 1922 में वी. लैम्प्लैंड द्वारा किए गए मापन से मंगल की सतह का औसत तापमान 245 (−28 डिग्री सेल्सियस) प्राप्त हुआ, 1924 में ई. पेटिट और एस. निकोलसन ने 260 के (−13 डिग्री सेल्सियस) प्राप्त किया। 1960 में डब्ल्यू सिंटन और जे स्ट्रॉन्ग द्वारा कम मूल्य प्राप्त किया गया था: 230 K (-43 डिग्री सेल्सियस)। दबाव का पहला अनुमान - औसत - केवल 60 के दशक में ग्राउंड-आधारित आईआर स्पेक्ट्रोस्कोप का उपयोग करके प्राप्त किया गया था: कार्बन डाइऑक्साइड लाइनों के लोरेंत्ज़ चौड़ीकरण से प्राप्त 25 ± 15 एचपीए का दबाव का मतलब था कि यह वायुमंडल का मुख्य घटक था।

हवा की गति को वर्णक्रमीय रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट से निर्धारित किया जा सकता है। तो, इसके लिए, लाइन शिफ्ट को मिलीमीटर और सबमिलिमीटर रेंज में मापा गया था, और इंटरफेरोमीटर पर माप से बड़ी मोटाई की पूरी परत में वेगों का वितरण प्राप्त करना संभव हो गया।

हवा और सतह के तापमान, दबाव, सापेक्ष आर्द्रता और हवा की गति पर सबसे विस्तृत और सटीक डेटा क्यूरियोसिटी रोवर पर सवार रोवर पर्यावरण निगरानी स्टेशन (आरईएमएस) उपकरण सूट द्वारा लगातार मापा जाता है, जो 2012 से गेल क्रेटर में काम कर रहा है। और MAVEN अंतरिक्ष यान, जो 2014 से मंगल की परिक्रमा कर रहा है, विशेष रूप से ऊपरी वायुमंडल का विस्तार से अध्ययन करने, सौर वायु कणों के साथ उनकी बातचीत और विशेष रूप से बिखरने की गतिशीलता का अध्ययन करने के लिए डिज़ाइन किया गया है।

कई प्रक्रियाएँ जो प्रत्यक्ष अवलोकन के लिए कठिन हैं या अभी तक संभव नहीं हैं, केवल सैद्धांतिक मॉडलिंग के अधीन हैं, लेकिन यह एक महत्वपूर्ण शोध पद्धति भी है।

वायुमंडलीय संरचना

सामान्य तौर पर, मंगल का वातावरण निचले और ऊपरी में विभाजित है; उत्तरार्द्ध को सतह से 80 किमी ऊपर का क्षेत्र माना जाता है, जहां आयनीकरण और पृथक्करण की प्रक्रियाएं सक्रिय भूमिका निभाती हैं। इसके अध्ययन के लिए एक अनुभाग समर्पित है, जिसे आम तौर पर एरोनॉमी कहा जाता है। आमतौर पर, जब लोग मंगल के वातावरण के बारे में बात करते हैं, तो उनका मतलब निचले वातावरण से होता है।

इसके अलावा, कुछ शोधकर्ता दो बड़े कोशों में अंतर करते हैं - होमोस्फीयर और हेटेरोस्फीयर। होमोस्फीयर में, रासायनिक संरचना ऊंचाई पर निर्भर नहीं करती है, क्योंकि वायुमंडल में गर्मी और नमी के हस्तांतरण और उनके ऊर्ध्वाधर विनिमय की प्रक्रियाएं पूरी तरह से अशांत मिश्रण द्वारा निर्धारित होती हैं। चूँकि वायुमंडल में आणविक प्रसार उसके घनत्व के व्युत्क्रमानुपाती होता है, तो एक निश्चित स्तर से यह प्रक्रिया प्रमुख हो जाती है और ऊपरी आवरण - विषममंडल की मुख्य विशेषता है, जहाँ आणविक फैलाना पृथक्करण होता है। इन गोले के बीच का इंटरफ़ेस, जो 120 से 140 किमी की ऊंचाई पर स्थित होता है, टर्बोपॉज़ कहलाता है।

निचला वातावरण

सतह से 20-30 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है क्षोभ मंडलजहां ऊंचाई के साथ तापमान घटता जाता है। क्षोभमंडल की ऊपरी सीमा वर्ष के समय के आधार पर उतार-चढ़ाव करती है (ट्रोपोपॉज़ में तापमान ढाल 2.5 डिग्री/किमी के औसत मूल्य के साथ 1 से 3 डिग्री/किमी तक भिन्न होता है)।

ट्रोपोपॉज़ के ऊपर वायुमंडल का एक इज़ोटेर्मल क्षेत्र है - समतापमंडल 100 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ। समतापमंडल का औसत तापमान असाधारण रूप से कम और -133°C तक होता है। पृथ्वी के विपरीत, जहां समताप मंडल में मुख्य रूप से सभी वायुमंडलीय ओजोन होते हैं, मंगल पर इसकी सांद्रता नगण्य है (यह 50 - 60 किमी की ऊंचाई से सतह तक वितरित होती है, जहां यह अधिकतम है)।

ऊपरी वायुमंडल

समतापमंडल के ऊपर वायुमंडल की ऊपरी परत फैली हुई है - बाह्य वायुमंडल. इसकी विशेषता अधिकतम मान (200-350 K) तक ऊंचाई के साथ तापमान में वृद्धि है, जिसके बाद यह ऊपरी सीमा (200 किमी) तक स्थिर रहता है। इस परत में परमाणु ऑक्सीजन की उपस्थिति दर्ज की गई; 200 किमी की ऊंचाई पर इसका घनत्व 5-6⋅10 7 सेमी −3 तक पहुंच जाता है। परमाणु ऑक्सीजन पर हावी एक परत की उपस्थिति (साथ ही तथ्य यह है कि मुख्य तटस्थ घटक कार्बन डाइऑक्साइड है) मंगल के वातावरण को शुक्र के वातावरण के साथ जोड़ती है।

योण क्षेत्र- उच्च मात्रा में आयनीकरण वाला क्षेत्र - लगभग 80-100 से लेकर लगभग 500-600 किमी की ऊंचाई पर स्थित है। आयनों की मात्रा रात में न्यूनतम और दिन के दौरान अधिकतम होती है, जब कार्बन डाइऑक्साइड के फोटोआयनीकरण के कारण मुख्य परत 120-140 किमी की ऊंचाई पर बनती है। अत्यधिक पराबैंगनीसौर विकिरण CO 2 + hν → CO 2 + + e -, साथ ही आयनों और तटस्थ पदार्थों CO 2 + + O → O 2 + + CO और O + + CO 2 → O 2 + + CO के बीच प्रतिक्रियाएं। आयनों की सांद्रता, जिनमें से 90% O 2 + और 10% CO 2 + है, 10 5 प्रति घन सेंटीमीटर तक पहुँच जाती है (आयनोस्फीयर के अन्य क्षेत्रों में यह परिमाण के 1-2 क्रम कम है)। यह उल्लेखनीय है कि मंगल ग्रह के वायुमंडल में आणविक ऑक्सीजन की लगभग पूर्ण अनुपस्थिति में O 2 + आयन प्रबल होते हैं। द्वितीयक परत का निर्माण 110-115 किमी के क्षेत्र में नरम एक्स-रे तथा बाहर निकलने वाले तेज इलेक्ट्रॉनों के कारण होता है। 80-100 किमी की ऊंचाई पर, कुछ शोधकर्ता एक तीसरी परत को भेदते हैं, जो कभी-कभी ब्रह्मांडीय धूल कणों के प्रभाव में प्रकट होती है जो धातु आयनों Fe +, Mg +, Na + को वायुमंडल में लाती है। हालाँकि, बाद में मंगल के वायुमंडल में प्रवेश करने वाले उल्कापिंडों और अन्य ब्रह्मांडीय पिंडों के पदार्थ के क्षरण के कारण न केवल बाद की उपस्थिति (इसके अलावा, ऊपरी वायुमंडल की लगभग पूरी मात्रा पर) की पुष्टि की गई, बल्कि उनकी निरंतर उपस्थिति की भी पुष्टि की गई। सामान्य रूप में। साथ ही, मंगल पर चुंबकीय क्षेत्र की अनुपस्थिति के कारण, उनका वितरण और व्यवहार पृथ्वी के वायुमंडल में देखे गए से काफी भिन्न होता है। मुख्य अधिकतम के ऊपर, सौर हवा के साथ संपर्क के कारण अन्य अतिरिक्त परतें भी दिखाई दे सकती हैं। इस प्रकार, O+ आयनों की परत 225 किमी की ऊंचाई पर सबसे अधिक स्पष्ट होती है। तीन मुख्य प्रकार के आयनों (O 2 +, CO 2 और O +) के अलावा, अपेक्षाकृत हाल ही में H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2++ और HCO2+. 400 किमी से ऊपर, कुछ लेखक "आयनोपॉज़" में अंतर करते हैं, लेकिन इस पर अभी तक कोई सहमति नहीं है।

जहां तक ​​प्लाज्मा तापमान का सवाल है, मुख्य अधिकतम के निकट आयन तापमान 150 K है, जो 175 किमी की ऊंचाई पर बढ़कर 210 K हो जाता है। उच्चतर, तटस्थ गैस के साथ आयनों का थर्मोडायनामिक संतुलन काफी परेशान होता है, और उनका तापमान 250 किमी की ऊंचाई पर तेजी से 1000 K तक बढ़ जाता है। इलेक्ट्रॉनों का तापमान कई हजार केल्विन हो सकता है, जाहिर तौर पर आयनमंडल में चुंबकीय क्षेत्र के कारण, और यह बढ़ते सौर आंचल कोण के साथ बढ़ता है और उत्तरी और दक्षिणी गोलार्ध में समान नहीं होता है, जो अवशिष्ट की विषमता के कारण हो सकता है मंगल ग्रह की पपड़ी का चुंबकीय क्षेत्र। सामान्य तौर पर, कोई भी अलग-अलग तापमान प्रोफाइल के साथ उच्च-ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की तीन आबादी को अलग कर सकता है। चुंबकीय क्षेत्र आयनों के क्षैतिज वितरण को भी प्रभावित करता है: उच्च-ऊर्जा कणों की धाराएं चुंबकीय विसंगतियों के ऊपर बनती हैं, जो क्षेत्र रेखाओं के साथ घूमती हैं, जिससे आयनीकरण की तीव्रता बढ़ जाती है, और आयन घनत्व और स्थानीय संरचनाओं में वृद्धि देखी जाती है।

200-230 किमी की ऊंचाई पर, थर्मोस्फीयर की ऊपरी सीमा होती है - एक्सोबेस, जिसके ऊपर बहिर्मंडलमंगल. इसमें हल्के पदार्थ होते हैं - हाइड्रोजन, कार्बन, ऑक्सीजन - जो अंतर्निहित आयनमंडल में फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप दिखाई देते हैं, उदाहरण के लिए, इलेक्ट्रॉनों के साथ ओ 2 + का विघटनकारी पुनर्संयोजन। मंगल के ऊपरी वायुमंडल में परमाणु हाइड्रोजन की निरंतर आपूर्ति मंगल ग्रह की सतह के पास जल वाष्प के फोटोडिसोसिएशन के कारण होती है। ऊंचाई के साथ हाइड्रोजन सांद्रता में बहुत धीमी गति से कमी के कारण, यह तत्व ग्रह के वायुमंडल की सबसे बाहरी परतों का मुख्य घटक है और एक हाइड्रोजन कोरोना बनाता है जो लगभग 20,000 किमी की दूरी तक फैला हुआ है, हालांकि कोई सख्त सीमा नहीं है, और कण इस क्षेत्र से धीरे-धीरे आसपास के बाहरी अंतरिक्ष में फैल जाता है।

मंगल के वातावरण में इसे कभी-कभी छोड़ा भी जाता है रसायनमंडल- एक परत जहां फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाएं होती हैं, और चूंकि, पृथ्वी की तरह ओजोन स्क्रीन की कमी के कारण, पराबैंगनी विकिरण ग्रह की सतह तक पहुंचता है, वे वहां भी संभव हैं। मंगल ग्रह का रसायनमंडल सतह से लगभग 120 किमी की ऊंचाई तक फैला हुआ है।

निचले वायुमंडल की रासायनिक संरचना

मंगल ग्रह के वायुमंडल की प्रबल विरलता के बावजूद, इसमें कार्बन डाइऑक्साइड की सांद्रता पृथ्वी की तुलना में लगभग 23 गुना अधिक है।

• नाइट्रोजन (2.7%) वर्तमान में अंतरिक्ष में सक्रिय रूप से नष्ट हो रहा है। एक द्विपरमाणुक अणु के रूप में, नाइट्रोजन ग्रह के आकर्षण द्वारा स्थिर रूप से धारण किया जाता है, लेकिन सौर विकिरण द्वारा एकल परमाणुओं में विभाजित हो जाता है, जिससे आसानी से वायुमंडल छोड़ दिया जाता है।
• आर्गन (1.6%) को अपेक्षाकृत अपव्यय-प्रतिरोधी भारी आइसोटोप आर्गन-40 द्वारा दर्शाया जाता है। प्रकाश 36 एआर और 38 एआर प्रति मिलियन भागों में ही मौजूद हैं
• अन्य उत्कृष्ट गैसें: नियॉन, क्रिप्टन, क्सीनन (पीपीएम)
• कार्बन मोनोऑक्साइड (सीओ) - सीओ 2 के फोटोडिसोसिएशन का एक उत्पाद है और बाद की सांद्रता 7.5⋅10 -4 है - यह एक बेवजह छोटा मूल्य है, क्योंकि रिवर्स प्रतिक्रिया सीओ + ओ + एम → सीओ 2 + एम निषिद्ध है, और भी बहुत कुछ जमा होना चाहिए था CO. कार्बन मोनोऑक्साइड को अभी भी कार्बन डाइऑक्साइड में कैसे ऑक्सीकृत किया जा सकता है, इसके लिए विभिन्न सिद्धांत प्रस्तावित किए गए हैं, लेकिन उन सभी में कोई न कोई खामी है।
• आणविक ऑक्सीजन (O 2) - मंगल के ऊपरी वायुमंडल में CO 2 और H 2 O दोनों के प्रकाश पृथक्करण के परिणामस्वरूप प्रकट होता है। इस मामले में, ऑक्सीजन वायुमंडल की निचली परतों में फैल जाती है, जहां इसकी सांद्रता CO2 की निकट-सतह सांद्रता के 1.3⋅10 -3 तक पहुंच जाती है। Ar, CO और N 2 की तरह, यह मंगल ग्रह पर एक गैर-संघनित पदार्थ है, इसलिए इसकी सांद्रता में भी मौसमी बदलाव होते हैं। ऊपरी वायुमंडल में, 90-130 किमी की ऊंचाई पर, ओ 2 की सामग्री (सीओ 2 के सापेक्ष हिस्सा) निचले वायुमंडल के लिए संबंधित मूल्य से 3-4 गुना अधिक है और औसत 4⋅10 -3 है, जो अलग-अलग है। 3.1⋅10 -3 से 5.8⋅10 -3 तक की सीमा। प्राचीन समय में, मंगल के वातावरण में, हालांकि, युवा पृथ्वी पर इसकी हिस्सेदारी के बराबर, बड़ी मात्रा में ऑक्सीजन मौजूद थी। ऑक्सीजन, यहां तक ​​कि अलग-अलग परमाणुओं के रूप में भी, नाइट्रोजन की तरह सक्रिय रूप से नष्ट नहीं होती है, क्योंकि इसका परमाणु भार अधिक होता है, जो इसे जमा होने की अनुमति देता है।
• ओजोन - इसकी मात्रा सतह के तापमान के आधार पर बहुत भिन्न होती है: यह सभी अक्षांशों पर विषुव के समय न्यूनतम होती है और ध्रुव पर अधिकतम होती है, जहां सर्दी जल वाष्प की एकाग्रता के विपरीत आनुपातिक होती है। एक स्पष्ट ओजोन परत लगभग 30 किमी की ऊंचाई पर और दूसरी 30 से 60 किमी के बीच होती है।
• पानी। मंगल के वायुमंडल में H2O की मात्रा पृथ्वी के सबसे शुष्क क्षेत्रों के वातावरण की तुलना में लगभग 100-200 गुना कम है, और अवक्षेपित जल स्तंभ का औसत 10-20 माइक्रोन है। जल वाष्प सांद्रता में महत्वपूर्ण मौसमी और दैनिक बदलाव होते हैं। जल वाष्प के साथ वायु संतृप्ति की डिग्री धूल के कणों की सामग्री के विपरीत आनुपातिक है, जो संघनन केंद्र हैं, और कुछ क्षेत्रों में (सर्दियों में, 20-50 किमी की ऊंचाई पर), भाप दर्ज की गई थी, जिसका दबाव अधिक है संतृप्त वाष्प का दबाव 10 गुना - पृथ्वी के वायुमंडल की तुलना में बहुत अधिक।
• मीथेन. 2003 से, अज्ञात प्रकृति के मीथेन उत्सर्जन के पंजीकरण की रिपोर्टें आई हैं, लेकिन पंजीकरण विधियों में कुछ कमियों के कारण उनमें से किसी को भी विश्वसनीय नहीं माना जा सकता है। इस मामले में, हम बेहद छोटे मूल्यों के बारे में बात कर रहे हैं - पृष्ठभूमि मूल्य के रूप में 0.7 पीपीबीवी (ऊपरी सीमा - 1.3 पीपीबीवी) और एपिसोडिक विस्फोट के लिए 7 पीपीबीवी, जो संकल्प के कगार पर है। चूँकि, इसके साथ ही, अन्य अध्ययनों द्वारा पुष्टि की गई सीएच 4 की अनुपस्थिति के बारे में भी जानकारी प्रकाशित की गई थी, यह मीथेन के कुछ आंतरायिक स्रोत के साथ-साथ इसके तेजी से विनाश के लिए कुछ तंत्र के अस्तित्व का संकेत दे सकता है, जबकि फोटोकैमिकल विनाश की अवधि इस पदार्थ की आयु 300 वर्ष आंकी गई है। इस मुद्दे पर चर्चा वर्तमान में खुली है, और यह खगोल विज्ञान के संदर्भ में विशेष रुचि का है, इस तथ्य को ध्यान में रखते हुए कि पृथ्वी पर इस पदार्थ की उत्पत्ति बायोजेनिक है।
• कुछ कार्बनिक यौगिकों के अंश. सबसे महत्वपूर्ण एच 2 सीओ, एचसीएल और एसओ 2 पर ऊपरी सीमाएं हैं, जो क्रमशः क्लोरीन से जुड़ी प्रतिक्रियाओं की अनुपस्थिति, साथ ही ज्वालामुखीय गतिविधि, विशेष रूप से, मीथेन की गैर-ज्वालामुखीय उत्पत्ति का संकेत देती हैं, यदि इसका अस्तित्व है की पुष्टि की।

मंगल के वायुमंडल की संरचना और दबाव से मनुष्यों और अन्य स्थलीय जीवों के लिए सांस लेना असंभव हो जाता है। ग्रह की सतह पर काम करने के लिए, एक अंतरिक्ष सूट की आवश्यकता होती है, हालांकि चंद्रमा और बाहरी अंतरिक्ष के लिए उतना भारी और संरक्षित नहीं होता है। मंगल का वातावरण स्वयं जहरीला नहीं है और इसमें रासायनिक रूप से निष्क्रिय गैसें हैं। वायुमंडल उल्का पिंडों की गति को कुछ हद तक धीमा कर देता है, इसलिए चंद्रमा की तुलना में मंगल पर कम गड्ढे हैं और वे कम गहरे हैं। और सूक्ष्म उल्कापिंड सतह तक पहुंचे बिना पूरी तरह से जल जाते हैं।

पानी, बादल और वर्षा

कम घनत्व वातावरण को जलवायु को प्रभावित करने वाली बड़े पैमाने की घटनाओं को बनने से नहीं रोकता है।

मंगल ग्रह के वायुमंडल में जलवाष्प एक प्रतिशत के हजारवें हिस्से से अधिक नहीं है, हालाँकि, हाल के (2013) अध्ययनों के परिणामों के अनुसार, यह अभी भी पहले की सोच से अधिक है, और पृथ्वी के वायुमंडल की ऊपरी परतों की तुलना में अधिक है, और कम दबाव और तापमान पर, यह संतृप्ति के करीब की स्थिति में होता है, इसलिए यह अक्सर बादलों में इकट्ठा हो जाता है। एक नियम के रूप में, पानी के बादल सतह से 10-30 किमी की ऊंचाई पर बनते हैं। वे मुख्य रूप से भूमध्य रेखा पर केंद्रित हैं और लगभग पूरे वर्ष देखे जाते हैं। वायुमंडल के उच्च स्तर (20 किमी से अधिक) पर देखे गए बादल CO2 संघनन के परिणामस्वरूप बनते हैं। यही प्रक्रिया सर्दियों में ध्रुवीय क्षेत्रों में कम (10 किमी से कम की ऊंचाई पर) बादलों के निर्माण के लिए जिम्मेदार होती है, जब वायुमंडलीय तापमान CO2 (-126 डिग्री सेल्सियस) के हिमांक से नीचे चला जाता है; गर्मियों में, बर्फ H2O से समान पतली संरचनाएँ बनती हैं

• मंगल ग्रह पर दिलचस्प और दुर्लभ वायुमंडलीय घटनाओं में से एक ("वाइकिंग -1") की खोज 1978 में उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र की तस्वीर लेते समय की गई थी। ये चक्रवाती संरचनाएं हैं जिन्हें वामावर्त परिसंचरण के साथ भंवर जैसी बादल प्रणालियों द्वारा तस्वीरों में स्पष्ट रूप से पहचाना जाता है। वे 65-80°N अक्षांशीय क्षेत्र में पाए गए थे। श। वर्ष की "गर्म" अवधि के दौरान, वसंत से शुरुआती शरद ऋतु तक, जब ध्रुवीय मोर्चा यहां स्थापित होता है। इसकी घटना वर्ष के इस समय में बर्फ की टोपी के किनारे और आसपास के मैदानों के बीच सतह के तापमान में तीव्र अंतर के कारण होती है। इस तरह के मोर्चे से जुड़ी वायुराशियों की तरंग गति पृथ्वी पर हमारे परिचित चक्रवाती भंवरों की उपस्थिति का कारण बनती है। मंगल ग्रह पर पाए जाने वाले भंवर बादलों की प्रणालियों का आकार 200 से 500 किमी तक होता है, उनकी गति लगभग 5 किमी/घंटा होती है, और इन प्रणालियों की परिधि पर हवा की गति लगभग 20 मीटर/सेकेंड होती है। एक व्यक्तिगत चक्रवाती भंवर के अस्तित्व की अवधि 3 से 6 दिनों तक होती है। मंगल ग्रह के चक्रवातों के मध्य भाग में तापमान के मान से संकेत मिलता है कि बादल पानी के बर्फ के क्रिस्टल से बने हैं।

  हिमपात वास्तव में एक से अधिक बार देखा गया है। तो, 1979 की सर्दियों में, वाइकिंग-2 लैंडिंग क्षेत्र में बर्फ की एक पतली परत गिर गई, जो कई महीनों तक पड़ी रही।

  धूल भरी आँधी और धूल के शैतान

  मंगल के वातावरण की एक विशिष्ट विशेषता धूल की निरंतर उपस्थिति है; वर्णक्रमीय माप के अनुसार, धूल के कणों का आकार 1.5 µm अनुमानित है। कम गुरुत्वाकर्षण, दुर्लभ वायु प्रवाह को भी धूल के विशाल बादलों को 50 किमी की ऊंचाई तक उठाने की अनुमति देता है। और हवाएँ, जो तापमान अंतर की अभिव्यक्तियों में से एक हैं, अक्सर ग्रह की सतह पर चलती हैं (विशेष रूप से देर से वसंत में - दक्षिणी गोलार्ध में शुरुआती गर्मियों में, जब गोलार्धों के बीच तापमान अंतर विशेष रूप से तेज होता है), और उनके गति 100 मीटर/सेकेंड तक पहुंचती है। इस प्रकार, व्यापक धूल भरी आंधियां बनती हैं, जो लंबे समय से व्यक्तिगत पीले बादलों के रूप में देखी जाती हैं, और कभी-कभी पूरे ग्रह को कवर करने वाले निरंतर पीले घूंघट के रूप में भी देखी जाती हैं। सबसे अधिक बार, धूल भरी आंधियां ध्रुवीय टोपी के पास आती हैं, उनकी अवधि 50-100 दिनों तक पहुंच सकती है। वायुमंडल में हल्की पीली धुंध, एक नियम के रूप में, बड़ी धूल भरी आंधियों के बाद देखी जाती है और इसे फोटोमेट्रिक और पोलारिमेट्रिक तरीकों से आसानी से पहचाना जा सकता है।

  धूल भरी आँधी, जो ऑर्बिटर से ली गई छवियों पर अच्छी तरह से देखी गई थी, लैंडर से ली गई तस्वीरों में बमुश्किल दिखाई देने लगी। इन अंतरिक्ष स्टेशनों के लैंडिंग स्थलों पर धूल भरी आंधियों का गुजरना केवल तापमान, दबाव में तेज बदलाव और सामान्य आकाश पृष्ठभूमि के बहुत मामूली अंधेरे से दर्ज किया गया था। वाइकिंग लैंडिंग स्थलों के आसपास तूफान के बाद जमी धूल की परत केवल कुछ माइक्रोमीटर की थी। यह सब मंगल ग्रह के वायुमंडल की अपेक्षाकृत कम वहन क्षमता को इंगित करता है।

  सितंबर 1971 से जनवरी 1972 तक, मंगल ग्रह पर एक वैश्विक धूल भरी आंधी चली, जिसने मेरिनर 9 जांच से सतह की तस्वीरें लेना भी बंद कर दिया। इस अवधि के दौरान वायुमंडलीय स्तंभ (0.1 से 10 की ऑप्टिकल मोटाई के साथ) में धूल का द्रव्यमान 7.8⋅10 -5 से 1.66⋅10 -3 ग्राम/सेमी 2 तक अनुमानित था। इस प्रकार, वैश्विक धूल भरी आंधियों की अवधि के दौरान मंगल ग्रह के वायुमंडल में धूल के कणों का कुल वजन 10 8 - 10 9 टन तक पहुंच सकता है, जो पृथ्वी के वायुमंडल में धूल की कुल मात्रा के अनुरूप है।

  • अरोरा को सबसे पहले मार्स एक्सप्रेस अंतरिक्ष यान में SPICAM UV स्पेक्ट्रोमीटर द्वारा रिकॉर्ड किया गया था। फिर इसे MAVEN तंत्र द्वारा बार-बार देखा गया, उदाहरण के लिए, मार्च 2015 में, और सितंबर 2017 में, क्यूरियोसिटी रोवर पर रेडिएशन असेसमेंट डिटेक्टर (RAD) द्वारा एक अधिक शक्तिशाली घटना दर्ज की गई थी। MAVEN अंतरिक्ष यान के डेटा के विश्लेषण से मौलिक रूप से भिन्न प्रकार के अरोरा का भी पता चला - फैलाना, जो कम अक्षांशों पर होता है, उन क्षेत्रों में जो चुंबकीय क्षेत्र की विसंगतियों से बंधे नहीं होते हैं और बहुत उच्च ऊर्जा वाले कणों के प्रवेश के कारण होते हैं, लगभग वायुमंडल में 200 के.वी.

    इसके अलावा, सूर्य की अत्यधिक पराबैंगनी विकिरण वायुमंडल की तथाकथित स्वयं की चमक (इंग्लैंड एयरग्लो) का कारण बनती है।

    अरोरा और आंतरिक चमक के दौरान ऑप्टिकल संक्रमण का पंजीकरण ऊपरी वायुमंडल की संरचना, उसके तापमान और गतिशीलता के बारे में महत्वपूर्ण जानकारी प्रदान करता है। इस प्रकार, रात की अवधि के दौरान नाइट्रिक ऑक्साइड उत्सर्जन के γ- और δ-बैंड का अध्ययन प्रबुद्ध और अप्रकाशित क्षेत्रों के बीच परिसंचरण को चिह्नित करने में मदद करता है। और अपनी स्वयं की चमक के साथ 130.4 एनएम की आवृत्ति पर विकिरण के पंजीकरण ने उच्च तापमान वाले परमाणु ऑक्सीजन की उपस्थिति को प्रकट करने में मदद की, जो सामान्य रूप से वायुमंडलीय एक्सोस्फीयर और कोरोना के व्यवहार को समझने में एक महत्वपूर्ण कदम था।

    रंग

    मंगल ग्रह के वायुमंडल में जो धूल के कण भरे हुए हैं, वे अधिकतर आयरन ऑक्साइड हैं, और यह इसे लाल-नारंगी रंग देते हैं।

    माप के अनुसार, वायुमंडल की ऑप्टिकल मोटाई 0.9 है, जिसका अर्थ है कि आपतित सौर विकिरण का केवल 40% ही इसके वायुमंडल के माध्यम से मंगल की सतह तक पहुंचता है, और शेष 60% हवा में लटकी धूल द्वारा अवशोषित हो जाता है। इसके बिना, 35 किलोमीटर की ऊंचाई पर मंगल ग्रह के आकाश का रंग लगभग पृथ्वी के आकाश जैसा ही होगा। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि इस मामले में मानव आंख इन रंगों के अनुकूल हो जाएगी, और सफेद संतुलन स्वचालित रूप से समायोजित हो जाएगा ताकि आकाश को स्थलीय प्रकाश स्थितियों के समान ही देखा जा सके।

    आकाश का रंग बहुत विषम है, और क्षितिज पर अपेक्षाकृत प्रकाश से बादलों या धूल भरी आंधियों की अनुपस्थिति में, यह तेजी से और आंचल की ओर एक ढाल में अंधेरा हो जाता है। अपेक्षाकृत शांत और हवा रहित मौसम में, जब धूल कम होती है, आकाश अपने चरम पर पूरी तरह से काला हो सकता है।

    फिर भी, रोवर्स की छवियों के लिए धन्यवाद, यह ज्ञात हो गया कि सूर्य के चारों ओर सूर्यास्त और सूर्योदय के समय, आकाश नीला हो जाता है। इसका कारण रेले का प्रकीर्णन है - प्रकाश गैस के कणों पर बिखरा हुआ है और आकाश को रंग देता है, लेकिन यदि मंगल ग्रह के दिन प्रभाव कमजोर है और दुर्लभ वातावरण और धूल के कारण नग्न आंखों के लिए अदृश्य है, तो सूर्यास्त के समय सूर्य चमकता है हवा की अधिक मोटी परत, जिसके कारण नीले और बैंगनी रंग के घटक बिखरने लगते हैं। वही तंत्र दिन के दौरान पृथ्वी पर नीले आकाश और सूर्यास्त के समय पीले-नारंगी आकाश के लिए जिम्मेदार है। [ ]

    क्यूरियोसिटी रोवर की छवियों से संकलित रॉकनेस्ट रेत के टीलों का एक चित्रमाला।

    परिवर्तन

    वायुमंडल की ऊपरी परतों में परिवर्तन काफी जटिल होते हैं, क्योंकि वे एक-दूसरे से और अंतर्निहित परतों से जुड़े होते हैं। ऊपर की ओर फैलने वाली वायुमंडलीय तरंगें और ज्वार थर्मोस्फीयर की संरचना और गतिशीलता पर महत्वपूर्ण प्रभाव डाल सकते हैं और, परिणामस्वरूप, आयनोस्फीयर, उदाहरण के लिए, आयनोस्फीयर की ऊपरी सीमा की ऊंचाई। निचले वायुमंडल में धूल भरी आँधी के दौरान इसकी पारदर्शिता कम हो जाती है, यह गर्म हो जाता है और फैल जाता है। तब थर्मोस्फियर का घनत्व बढ़ जाता है - यह परिमाण के क्रम से भी भिन्न हो सकता है - और अधिकतम इलेक्ट्रॉन सांद्रता की ऊंचाई 30 किमी तक बढ़ सकती है। धूल भरी आंधियों के कारण ऊपरी वायुमंडल में परिवर्तन वैश्विक हो सकता है, जो ग्रह की सतह से 160 किमी ऊपर तक के क्षेत्रों को प्रभावित करता है। इन घटनाओं पर ऊपरी वायुमंडल की प्रतिक्रिया में कई दिन लगते हैं, और यह अपनी पिछली स्थिति में बहुत लंबे समय - कई महीनों तक लौटता है। ऊपरी और निचले वायुमंडल के बीच संबंध की एक और अभिव्यक्ति यह है कि जल वाष्प, जो, जैसा कि यह निकला, निचले वायुमंडल से अधिक संतृप्त है, हल्के एच और ओ घटकों में फोटोडिसोसिएशन से गुजर सकता है, जो एक्सोस्फीयर के घनत्व और तीव्रता को बढ़ाता है। मंगल ग्रह के वायुमंडल द्वारा पानी की हानि। ऊपरी वायुमंडल में परिवर्तन का कारण बनने वाले बाहरी कारक सूर्य की अत्यधिक पराबैंगनी और नरम एक्स-रे विकिरण, सौर हवा के कण, ब्रह्मांडीय धूल और उल्कापिंड जैसे बड़े पिंड हैं। कार्य इस तथ्य से जटिल है कि उनका प्रभाव, एक नियम के रूप में, यादृच्छिक है, और इसकी तीव्रता और अवधि की भविष्यवाणी नहीं की जा सकती है, इसके अलावा, एपिसोडिक घटनाएं दिन, मौसम और मौसम के समय में परिवर्तन से जुड़ी चक्रीय प्रक्रियाओं द्वारा आरोपित होती हैं। सौर चक्र. फिलहाल, वायुमंडलीय मापदंडों की गतिशीलता के अनुसार, सबसे अच्छे रूप में, घटनाओं के संचित आँकड़े हैं, लेकिन नियमितताओं का सैद्धांतिक विवरण अभी तक पूरा नहीं हुआ है। आयनमंडल में प्लाज्मा कणों की सांद्रता और सौर गतिविधि के बीच एक सीधा आनुपातिकता निश्चित रूप से स्थापित की गई है। इसकी पुष्टि इस तथ्य से होती है कि इन ग्रहों के चुंबकीय क्षेत्र में मूलभूत अंतर के बावजूद, पृथ्वी के आयनमंडल के लिए 2007-2009 में अवलोकन के परिणामों के अनुसार एक समान नियमितता दर्ज की गई थी, जो सीधे आयनमंडल को प्रभावित करती है। और सौर कोरोना के कणों के निष्कासन, जिससे सौर हवा के दबाव में बदलाव होता है, मैग्नेटोस्फीयर और आयनोस्फीयर का एक विशिष्ट संपीड़न भी होता है: अधिकतम प्लाज्मा घनत्व 90 किमी तक गिर जाता है।

    दैनिक उतार-चढ़ाव

    अपनी विरलता के बावजूद, वायुमंडल ग्रह की सतह की तुलना में सौर ताप प्रवाह में परिवर्तन पर अधिक धीमी गति से प्रतिक्रिया करता है। इसलिए, सुबह की अवधि में, तापमान ऊंचाई के साथ बहुत भिन्न होता है: ग्रह की सतह से 25 सेमी से 1 मीटर की ऊंचाई पर 20 डिग्री का अंतर दर्ज किया गया था। सूर्य के उगने के साथ, ठंडी हवा सतह से गर्म होती है और एक विशिष्ट भंवर के रूप में ऊपर की ओर उठती है, जिससे हवा में धूल उड़ती है - इस तरह धूल के शैतान बनते हैं। निकट-सतह परत (500 मीटर तक की ऊँचाई) में तापमान व्युत्क्रमण होता है। दोपहर तक माहौल गर्म हो जाने के बाद अब इसका असर देखने को नहीं मिल रहा है। दोपहर करीब दो बजे अधिकतम तापमान पहुंच जाता है। तब सतह वायुमंडल की तुलना में तेजी से ठंडी होती है और विपरीत तापमान प्रवणता देखी जाती है। सूर्यास्त से पहले, तापमान फिर से ऊंचाई के साथ कम हो जाता है।

    दिन और रात के परिवर्तन का प्रभाव ऊपरी वायुमंडल पर भी पड़ता है। सबसे पहले, सौर विकिरण द्वारा आयनीकरण रात में बंद हो जाता है, हालांकि, दिन की ओर से प्रवाह के कारण सूर्यास्त के बाद पहली बार प्लाज्मा की पूर्ति जारी रहती है, और फिर चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ नीचे की ओर बढ़ने वाले इलेक्ट्रॉन प्रभावों के कारण बनता है (तथाकथित इलेक्ट्रॉन आक्रमण) - तब अधिकतम 130-170 किमी की ऊंचाई पर देखा गया। इसलिए, रात की ओर से इलेक्ट्रॉनों और आयनों का घनत्व बहुत कम होता है और एक जटिल प्रोफ़ाइल की विशेषता होती है, जो स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र पर भी निर्भर करती है और गैर-तुच्छ तरीके से भिन्न होती है, जिसकी नियमितता अभी तक पूरी तरह से समझ में नहीं आती है और सैद्धांतिक रूप से वर्णित है। दिन के दौरान, आयनमंडल की स्थिति भी सूर्य के आंचल कोण के आधार पर बदलती रहती है।

    वार्षिक चक्र

    पृथ्वी की तरह, मंगल ग्रह पर भी कक्षा के तल पर घूर्णन अक्ष के झुकाव के कारण मौसम में बदलाव होता है, इसलिए सर्दियों में उत्तरी गोलार्ध में ध्रुवीय टोपी बढ़ती है, और दक्षिणी में लगभग गायब हो जाती है, और छह के बाद महीनों में गोलार्ध स्थान बदलते हैं। साथ ही, पेरिहेलियन (उत्तरी गोलार्ध में शीतकालीन संक्रांति) पर ग्रह की कक्षा की अपेक्षाकृत बड़ी विलक्षणता के कारण, यह एपहेलियन की तुलना में 40% अधिक सौर विकिरण प्राप्त करता है, और उत्तरी गोलार्ध में, सर्दी कम और अपेक्षाकृत होती है मध्यम, और गर्मियाँ लंबी, लेकिन ठंडी, दक्षिण में, इसके विपरीत, गर्मियाँ छोटी और अपेक्षाकृत गर्म होती हैं, और सर्दियाँ लंबी और ठंडी होती हैं। इस संबंध में, सर्दियों में दक्षिणी टोपी ध्रुव-भूमध्य रेखा की आधी दूरी तक बढ़ती है, और उत्तरी टोपी केवल एक तिहाई तक बढ़ती है। जब ध्रुवों में से किसी एक पर गर्मी आती है, तो संबंधित ध्रुवीय टोपी से कार्बन डाइऑक्साइड वाष्पित हो जाता है और वायुमंडल में प्रवेश करता है; हवाएँ इसे विपरीत टोपी तक ले जाती हैं, जहाँ यह फिर से जम जाता है। इस प्रकार, कार्बन डाइऑक्साइड चक्र होता है, जो ध्रुवीय टोपी के विभिन्न आकारों के साथ, सूर्य की परिक्रमा करते समय मंगल ग्रह के वायुमंडल के दबाव में बदलाव का कारण बनता है। इस तथ्य के कारण कि सर्दियों में पूरे वातावरण का 20-30% तक ध्रुवीय टोपी में जम जाता है, संबंधित क्षेत्र में दबाव तदनुसार कम हो जाता है।

    मौसमी बदलाव (साथ ही दैनिक) भी जल वाष्प सांद्रता से गुजरते हैं - वे 1-100 माइक्रोन की सीमा में होते हैं। इसलिए, सर्दियों में वातावरण लगभग "शुष्क" होता है। वसंत ऋतु में इसमें जल वाष्प दिखाई देता है, और सतह के तापमान में परिवर्तन के बाद, गर्मियों के मध्य तक इसकी मात्रा अधिकतम तक पहुंच जाती है। ग्रीष्म-शरद ऋतु की अवधि के दौरान, जल वाष्प धीरे-धीरे पुनर्वितरित होता है, और इसकी अधिकतम सामग्री उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र से भूमध्यरेखीय अक्षांशों तक चली जाती है। इसी समय, वायुमंडल में कुल वैश्विक वाष्प सामग्री (वाइकिंग -1 डेटा के अनुसार) लगभग स्थिर रहती है और बर्फ के 1.3 किमी 3 के बराबर होती है। उत्तरी अवशिष्ट ध्रुवीय टोपी के आसपास के अंधेरे क्षेत्र में गर्मियों में एच 2 ओ (अवक्षेपित पानी का 100 माइक्रोन, 0.2 वोल्ट% के बराबर) की अधिकतम सामग्री दर्ज की गई थी - वर्ष के इस समय ध्रुवीय टोपी की बर्फ के ऊपर का वातावरण आमतौर पर संतृप्ति के करीब होता है।

    दक्षिणी गोलार्ध में वसंत-गर्मियों की अवधि में, जब धूल भरी आंधियां सबसे अधिक सक्रिय रूप से बनती हैं, तो दैनिक या अर्ध-दैनिक वायुमंडलीय ज्वार देखे जाते हैं - सतह के पास दबाव में वृद्धि और इसके ताप के जवाब में वातावरण का थर्मल विस्तार।

    ऋतुओं का परिवर्तन ऊपरी वायुमंडल को भी प्रभावित करता है - तटस्थ घटक (थर्मोस्फीयर) और प्लाज्मा (आयनोस्फीयर) दोनों, और इस कारक को सौर चक्र के साथ ध्यान में रखा जाना चाहिए, और यह ऊपरी की गतिशीलता का वर्णन करने के कार्य को जटिल बनाता है। वायुमंडल।

    दीर्घकालिक परिवर्तन

    यह सभी देखें

    टिप्पणियाँ

    1. विलियम्स, डेविड आर. मंगल फैक्ट शीट (अनिश्चित) . राष्ट्रीय अंतरिक्ष विज्ञान डाटा सेंटर. नासा (1 सितंबर 2004)। 28 सितंबर 2017 को लिया गया.
    2. एन. मैंगोल्ड, डी. बाराटौक्स, ओ. विटासे, टी. एनक्रेनाज़, सी. सोतिन।मंगल: एक छोटा स्थलीय ग्रह: [अंग्रेज़ी] ]// खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी समीक्षा। - 2016. - वी. 24, नंबर 1 (16 दिसंबर)। - पी. 15. - डीओआई: 10.1007/एस00159-016-0099-5।
    3. मंगल ग्रह का वातावरण (अनिश्चित) . यूनिवर्स-प्लैनेट // दूसरे आयाम का पोर्टल
    4. मंगल एक लाल तारा है. क्षेत्र का विवरण. वातावरण एवं जलवायु (अनिश्चित) . galspace.ru - सौर मंडल अन्वेषण परियोजना. 29 सितंबर 2017 को लिया गया.
    5. (अंग्रेजी) आउट ऑफ़ थिन मार्टियन एयर एस्ट्रोबायोलॉजी पत्रिका, माइकल शिर्बर, 22 अगस्त 2011।
    6. मैक्सिम ज़ाबोलॉट्स्की। मंगल ग्रह के वातावरण के बारे में सामान्य जानकारी (अनिश्चित) . spacegid.com(21.09.2013)। 20 अक्टूबर 2017 को लिया गया.
    7. मंगल पथप्रदर्शक - विज्ञान  परिणाम - वायुमंडलीय और मौसम विज्ञान गुण (अनिश्चित) . nasa.gov. 20 अप्रैल, 2017 को लिया गया.
    8. जे. एल. फॉक्स, ए. डेलगार्नो।मंगल के ऊपरी वायुमंडल का आयनीकरण, चमक और तापन: [अंग्रेज़ी] ]// जे जियोफिज रेस। - 1979. - टी. 84, अंक। ए12 (1 दिसंबर)। - एस. 7315-7333. -

शुक्र की तरह मंगल भी पृथ्वी जैसे ग्रह हैं। उनमें बहुत सी समानताएं हैं, लेकिन मतभेद भी हैं। वैज्ञानिकों ने मंगल ग्रह पर जीवन खोजने की उम्मीद नहीं खोई है, साथ ही पृथ्वी के इस "रिश्तेदार" का भू-निर्माण भी किया है, भले ही सुदूर भविष्य में। लाल ग्रह के लिए यह कार्य शुक्र की तुलना में आसान दिखता है। दुर्भाग्य से, मंगल का चुंबकीय क्षेत्र बहुत कमजोर है, जो मामलों को जटिल बनाता है। तथ्य यह है कि चुंबकीय क्षेत्र की लगभग पूर्ण अनुपस्थिति के कारण, सौर हवा का ग्रह के वातावरण पर बहुत मजबूत प्रभाव पड़ता है। इससे वायुमंडलीय गैसों का अपव्यय होता है, जिससे प्रतिदिन लगभग 300 टन वायुमंडलीय गैसें अंतरिक्ष में चली जाती हैं।

विशेषज्ञों के अनुसार, यह सौर हवा ही थी जिसके कारण अरबों वर्षों में मंगल ग्रह के वायुमंडल का लगभग 90% फैलाव हुआ। परिणामस्वरूप, मंगल की सतह पर दबाव 0.7-1.155 kPa (पृथ्वी का 1/110, पृथ्वी पर ऐसा दबाव सतह से तीस किलोमीटर की ऊँचाई तक बढ़ने पर देखा जा सकता है) है।

मंगल ग्रह पर वायुमंडल मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड (95%) के साथ नाइट्रोजन, आर्गन, ऑक्सीजन और कुछ अन्य गैसों के छोटे मिश्रण से बना है। दुर्भाग्य से, लाल ग्रह पर वायुमंडल का दबाव और संरचना स्थलीय जीवों के लिए लाल ग्रह पर सांस लेना असंभव बना देती है। संभवतः कुछ सूक्ष्म जीव जीवित तो रह सकेंगे, परंतु वे ऐसी परिस्थितियों में सहज महसूस नहीं कर पायेंगे।

वायुमंडल की संरचना ऐसी कोई समस्या नहीं है। यदि मंगल ग्रह पर वायुमंडलीय दबाव पृथ्वी के दबाव का आधा या एक तिहाई होता, तो उपनिवेशवासी या मार्सोनॉट्स दिन और वर्ष के कुछ निश्चित समय में ग्रह की सतह पर बिना स्पेससूट के, केवल एक श्वास उपकरण का उपयोग करके रह सकते थे। कई स्थलीय जीव भी मंगल ग्रह पर अधिक आरामदायक महसूस करेंगे।

नासा का मानना ​​है कि अगर मंगल को सौर हवा से बचाया जाए तो पृथ्वी के पड़ोसी पर वायुमंडल का दबाव बढ़ना संभव है। यह सुरक्षा एक चुंबकीय क्षेत्र द्वारा प्रदान की जाती है। पृथ्वी पर, यह तथाकथित हाइड्रोडायनामिक डायनेमो तंत्र के कारण मौजूद है। ग्रह के तरल कोर में विद्युत प्रवाहकीय पदार्थ (पिघला हुआ लोहा) की धाराएँ लगातार घूम रही हैं, जिसके कारण विद्युत धाराएँ उत्तेजित होती हैं, जो चुंबकीय क्षेत्र बनाती हैं। पृथ्वी के कोर में आंतरिक प्रवाह असममित है, जिससे चुंबकीय क्षेत्र में वृद्धि होती है। पृथ्वी का मैग्नेटोस्फीयर विश्वसनीय रूप से वायुमंडल को सौर हवा से "उड़ने" से बचाता है।

मंगल के लिए चुंबकीय ढाल बनाने की परियोजना के लेखकों की गणना के अनुसार, द्विध्रुव, एक पर्याप्त मजबूत चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करेगा जो सौर हवा को ग्रह तक पहुंचने की अनुमति नहीं देगा।

दुर्भाग्य से मनुष्यों के लिए, मंगल (और शुक्र) पर कोई निरंतर मजबूत चुंबकीय क्षेत्र नहीं है, केवल कमजोर निशान दर्ज किए जाते हैं। मार्स ग्लोबल सर्वेयर के लिए धन्यवाद, मंगल की परत के नीचे चुंबकीय सामग्री का पता लगाना संभव हो सका। नासा का मानना ​​है कि ये विसंगतियाँ एक बार चुंबकीय कोर के प्रभाव में बनी थीं और ग्रह द्वारा अपना क्षेत्र खो देने के बाद भी उन्होंने अपने चुंबकीय गुणों को बरकरार रखा था।

चुंबकीय ढाल कहां से प्राप्त करें

नासा के विज्ञान निदेशक जिम ग्रीन का मानना ​​है कि मंगल के प्राकृतिक चुंबकीय क्षेत्र को किसी भी स्थिति में, अभी या यहां तक ​​कि बहुत दूर के भविष्य में भी बहाल नहीं किया जा सकता है, मानवता इसे बर्दाश्त नहीं कर सकती है। लेकिन आप एक कृत्रिम क्षेत्र बना सकते हैं. सच है, मंगल ग्रह पर नहीं, बल्कि उसके बगल में। प्लैनेटरी साइंस विज़न 2050 कार्यशाला में "अनुसंधान और विज्ञान के लिए मंगल ग्रह के पर्यावरण का भविष्य" पर बोलते हुए, ग्रीन ने एक चुंबकीय ढाल के निर्माण का प्रस्ताव रखा। यह ढाल, मार्स एल1, जैसा कि परियोजना के लेखकों ने कल्पना की है, मंगल ग्रह को सौर हवा से बंद कर देगी, और ग्रह अपने वातावरण को बहाल करना शुरू कर देगा। इस ढाल को मंगल और सूर्य के बीच रखने की योजना है, जहां यह एक स्थिर कक्षा में होगी। एक विशाल द्विध्रुव या दो समान और विपरीत आवेशित चुम्बकों का उपयोग करके एक क्षेत्र बनाने की योजना बनाई गई है।

नासा का चित्र दिखाता है कि एक चुंबकीय ढाल मंगल ग्रह को सौर हवा के प्रभाव से कैसे बचाएगी

विचार के लेखकों ने कई सिमुलेशन मॉडल बनाए, जिनमें से प्रत्येक ने दिखाया कि चुंबकीय ढाल के प्रक्षेपण के दौरान, मंगल पर दबाव पृथ्वी के आधे तक पहुंच जाएगा। विशेष रूप से, मंगल के ध्रुवों पर कार्बन डाइऑक्साइड वाष्पित होकर ठोस चरण से गैस में बदल जाएगी। समय के साथ, ग्रीनहाउस प्रभाव स्वयं प्रकट होगा, मंगल ग्रह पर यह गर्म होना शुरू हो जाएगा, ग्रह की सतह के कई स्थानों पर जो बर्फ है वह पिघल जाएगी और ग्रह पानी से ढक जाएगा। ऐसा माना जाता है कि ऐसी स्थितियाँ लगभग 3.5 अरब वर्ष पहले मंगल ग्रह पर मौजूद थीं।

बेशक, यह आज की परियोजना नहीं है, लेकिन शायद अगली सदी में लोग इस विचार को साकार कर सकेंगे और मंगल ग्रह को टेराफॉर्म कर अपने लिए दूसरा घर बना सकेंगे।

आज, न केवल विज्ञान कथा लेखक अपनी कहानियों में, बल्कि वास्तविक वैज्ञानिक, व्यवसायी और राजनेता भी मंगल ग्रह की उड़ानों और उसके संभावित उपनिवेशीकरण के बारे में बात करते हैं। जांचकर्ताओं और रोवर्स ने भूविज्ञान की विशेषताओं के बारे में उत्तर दिए। हालाँकि, मानवयुक्त मिशनों के लिए यह पता लगाना चाहिए कि क्या मंगल पर वातावरण है और इसकी संरचना क्या है।

सामान्य जानकारी

मंगल ग्रह का अपना वातावरण है, लेकिन यह पृथ्वी का केवल 1% है। शुक्र की तरह, यह मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड है, लेकिन फिर भी, बहुत पतला है। अपेक्षाकृत घनी परत 100 किमी है (तुलना के लिए, विभिन्न अनुमानों के अनुसार, पृथ्वी की परत 500-1000 किमी है)। इस वजह से, सौर विकिरण से कोई सुरक्षा नहीं है, और तापमान शासन व्यावहारिक रूप से विनियमित नहीं है। सामान्य अर्थों में मंगल पर हवा नहीं है।

वैज्ञानिकों ने सटीक रचना स्थापित की है:

• कार्बन डाइऑक्साइड - 96%।
• आर्गन - 2.1%।
• नाइट्रोजन - 1.9%।

मीथेन की खोज 2003 में हुई थी। इस खोज ने लाल ग्रह में दिलचस्पी बढ़ा दी, कई देशों ने अन्वेषण कार्यक्रम शुरू किए जिससे उड़ान और उपनिवेशीकरण की बात होने लगी।

कम घनत्व के कारण, तापमान शासन को विनियमित नहीं किया जाता है, इसलिए, अंतर औसतन 100 0 सी होता है। दिन में, +30 0 सी की काफी आरामदायक स्थिति स्थापित होती है, और रात में सतह का तापमान -80 0 तक गिर जाता है। C. दबाव 0.6 kPa (पृथ्वी सूचक से 1/110) है। हमारे ग्रह पर 35 किमी की ऊंचाई पर भी ऐसी ही स्थितियाँ पाई जाती हैं। बिना सुरक्षा वाले व्यक्ति के लिए यह मुख्य खतरा है - वह तापमान या गैसों से नहीं, बल्कि दबाव से मारा जाएगा।

सतह पर हमेशा धूल रहती है. कम गुरुत्वाकर्षण के कारण बादल 50 किमी तक ऊपर उठ जाते हैं। तापमान में तेज गिरावट के कारण 100 मीटर/सेकेंड तक की झोंकों के साथ हवाएं चलने लगती हैं, इसलिए मंगल पर धूल भरी आंधियां आम हैं। वायु द्रव्यमान में कणों की कम सांद्रता के कारण वे कोई गंभीर खतरा पैदा नहीं करते हैं।

मंगल ग्रह के वायुमंडल की परतें क्या हैं?

गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी से कम है, इसलिए मंगल का वातावरण घनत्व और दबाव के संदर्भ में परतों में स्पष्ट रूप से विभाजित नहीं है। सजातीय संरचना 11 किमी के निशान तक संरक्षित रहती है, फिर वातावरण परतों में अलग होना शुरू हो जाता है। 100 किमी से ऊपर, घनत्व न्यूनतम मान तक कम हो जाता है।

• क्षोभमंडल - 20 किमी तक।
• समताप मंडल - 100 किमी तक।
• थर्मोस्फीयर - 200 किमी तक।
• आयनमंडल - 500 किमी तक।

ऊपरी वायुमंडल में हल्की गैसें हैं - हाइड्रोजन, कार्बन। इन परतों में ऑक्सीजन जमा हो जाती है। परमाणु हाइड्रोजन के व्यक्तिगत कण 20,000 किमी तक की दूरी तक फैलते हैं, जिससे हाइड्रोजन कोरोना बनता है। चरम क्षेत्रों और बाह्य अंतरिक्ष के बीच कोई स्पष्ट अलगाव नहीं है।

ऊपरी वायुमंडल

20-30 किमी से अधिक के निशान पर थर्मोस्फीयर स्थित है - ऊपरी क्षेत्र। रचना 200 किमी की ऊंचाई तक स्थिर रहती है। इसमें परमाणु ऑक्सीजन की मात्रा अधिक होती है। तापमान काफी कम है - 200-300 K (-70 से -200 0 C तक) तक। इसके बाद आयनमंडल आता है, जिसमें आयन तटस्थ तत्वों के साथ प्रतिक्रिया करते हैं।

निचला वातावरण

मौसम के आधार पर इस परत की सीमा बदलती रहती है और इस क्षेत्र को ट्रोपोपॉज़ कहा जाता है। इसके अलावा, समताप मंडल का विस्तार होता है, जिसका औसत तापमान -133 0 C होता है। पृथ्वी पर, ओजोन यहीं निहित है, जो ब्रह्मांडीय विकिरण से बचाता है। मंगल ग्रह पर, यह 50-60 किमी की ऊंचाई पर जमा हो जाता है और फिर व्यावहारिक रूप से अनुपस्थित हो जाता है।

वातावरण की संरचना

पृथ्वी के वायुमंडल में नाइट्रोजन (78%) और ऑक्सीजन (20%) है, आर्गन, कार्बन डाइऑक्साइड, मीथेन आदि अल्प मात्रा में मौजूद हैं। ऐसी स्थितियाँ जीवन के उद्भव के लिए अनुकूलतम मानी जाती हैं। मंगल ग्रह पर हवा की संरचना बहुत अलग है। मंगल ग्रह के वायुमंडल का मुख्य तत्व कार्बन डाइऑक्साइड है - लगभग 95%। नाइट्रोजन 3% और आर्गन 1.6% है। ऑक्सीजन की कुल मात्रा 0.14% से अधिक नहीं है.

यह रचना लाल ग्रह के कमजोर आकर्षण के कारण बनी थी। सबसे स्थिर भारी कार्बन डाइऑक्साइड था, जो ज्वालामुखीय गतिविधि के परिणामस्वरूप लगातार भर जाता है। कम गुरुत्वाकर्षण और चुंबकीय क्षेत्र की अनुपस्थिति के कारण हल्की गैसें अंतरिक्ष में बिखर जाती हैं। नाइट्रोजन को गुरुत्वाकर्षण द्वारा द्विपरमाणुक अणु के रूप में रखा जाता है, लेकिन विकिरण के प्रभाव में विभाजित हो जाता है, और एकल परमाणुओं के रूप में अंतरिक्ष में उड़ जाता है।

ऑक्सीजन के साथ भी स्थिति ऐसी ही है, लेकिन ऊपरी परतों में यह कार्बन और हाइड्रोजन के साथ प्रतिक्रिया करती है। हालाँकि, वैज्ञानिक प्रतिक्रियाओं की विशेषताओं को पूरी तरह से नहीं समझते हैं। गणना के अनुसार, कार्बन मोनोऑक्साइड CO की मात्रा अधिक होनी चाहिए, लेकिन अंत में यह कार्बन डाइऑक्साइड CO2 में ऑक्सीकृत हो जाती है और सतह पर डूब जाती है। अलग-अलग, आणविक ऑक्सीजन O2 फोटॉन के प्रभाव में ऊपरी परतों में कार्बन डाइऑक्साइड और पानी के रासायनिक अपघटन के बाद ही प्रकट होता है। यह मंगल ग्रह पर गैर-संघनित पदार्थों को संदर्भित करता है।

वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि लाखों साल पहले ऑक्सीजन की मात्रा पृथ्वी के बराबर थी - 15-20%। अभी तक यह ठीक से पता नहीं चल पाया है कि स्थितियां क्यों बदली हैं. हालाँकि, व्यक्तिगत परमाणु इतनी सक्रियता से अस्थिर नहीं होते हैं, और अधिक वजन के कारण, यह जमा भी हो जाते हैं। कुछ हद तक, विपरीत प्रक्रिया देखी जाती है।

अन्य महत्वपूर्ण तत्व:

• ओजोन व्यावहारिक रूप से अनुपस्थित है, सतह से 30-60 किमी दूर संचय का एक क्षेत्र है।
• पृथ्वी के सबसे शुष्क क्षेत्र की तुलना में जल की मात्रा 100-200 गुना कम है।
• मीथेन - एक अज्ञात प्रकृति का उत्सर्जन देखा जाता है, और अब तक मंगल ग्रह के लिए सबसे अधिक चर्चा वाला पदार्थ है।

पृथ्वी पर मीथेन बायोजेनिक पदार्थों से संबंधित है, इसलिए, यह संभावित रूप से कार्बनिक पदार्थों से जुड़ा हो सकता है। उपस्थिति और तीव्र विनाश की प्रकृति अभी तक स्पष्ट नहीं की गई है, इसलिए वैज्ञानिक इन सवालों के जवाब तलाश रहे हैं।

अतीत में मंगल ग्रह के वातावरण का क्या हुआ था?

ग्रह के अस्तित्व के लाखों वर्षों में, वायुमंडल की संरचना और संरचना में परिवर्तन होता है। शोध के परिणामस्वरूप, सबूत सामने आए हैं कि अतीत में सतह पर तरल महासागर मौजूद थे। हालाँकि, अब पानी भाप या बर्फ के रूप में कम मात्रा में रहता है।

द्रव के गायब होने के कारण:

• कम वायुमंडलीय दबाव पानी को लंबे समय तक तरल अवस्था में रखने में सक्षम नहीं है, जैसा कि पृथ्वी पर होता है।
• गुरुत्वाकर्षण वाष्प के बादलों को धारण करने के लिए पर्याप्त मजबूत नहीं है।
• चुंबकीय क्षेत्र की अनुपस्थिति के कारण, पदार्थ सौर वायु के कणों द्वारा अंतरिक्ष में ले जाया जाता है।
• महत्वपूर्ण तापमान में उतार-चढ़ाव के साथ, पानी को केवल ठोस अवस्था में ही संग्रहित किया जा सकता है।

दूसरे शब्दों में, मंगल ग्रह का वातावरण पानी को तरल के रूप में धारण करने के लिए पर्याप्त सघन नहीं है, और गुरुत्वाकर्षण का छोटा बल हाइड्रोजन और ऑक्सीजन को धारण करने में सक्षम नहीं है।
विशेषज्ञों के अनुसार, लाल ग्रह पर जीवन के लिए अनुकूल परिस्थितियाँ लगभग 4 अरब साल पहले बनी होंगी। शायद उस समय जीवन था.

विनाश के निम्नलिखित कारण कहलाते हैं:

• सौर विकिरण से सुरक्षा का अभाव और लाखों वर्षों में वायुमंडल का क्रमिक ह्रास।
• किसी उल्कापिंड या अन्य ब्रह्मांडीय पिंड से टक्कर जिसने वातावरण को तुरंत नष्ट कर दिया।

पहला कारण वर्तमान में अधिक संभावित है, क्योंकि वैश्विक आपदा का कोई निशान अभी तक नहीं मिला है। स्वायत्त स्टेशन क्यूरियोसिटी के अध्ययन के लिए इसी तरह के निष्कर्ष निकाले गए थे। रोवर ने हवा की सटीक संरचना स्थापित की है।

मंगल ग्रह के प्राचीन वातावरण में प्रचुर मात्रा में ऑक्सीजन थी

आज, वैज्ञानिकों को इसमें कोई संदेह नहीं है कि लाल ग्रह पर पानी हुआ करता था। महासागरों की रूपरेखा के असंख्य दृश्यों पर। दृश्य अवलोकन विशिष्ट अध्ययनों द्वारा समर्थित हैं। रोवर्स ने पूर्व समुद्रों और नदियों की घाटियों में मिट्टी के नमूने लिए, और रासायनिक संरचना ने प्रारंभिक धारणाओं की पुष्टि की।

वर्तमान परिस्थितियों में, ग्रह की सतह पर कोई भी तरल पानी तुरंत वाष्पित हो जाएगा क्योंकि दबाव बहुत कम है। हालाँकि, यदि प्राचीन काल में महासागर और झीलें थीं, तो परिस्थितियाँ भिन्न थीं। मान्यताओं में से एक 15-20% के क्रम के ऑक्सीजन अंश के साथ-साथ नाइट्रोजन और आर्गन के बढ़े हुए अनुपात के साथ एक अलग संरचना है। इस रूप में, मंगल लगभग हमारे गृह ग्रह के समान हो जाता है - तरल पानी, ऑक्सीजन और नाइट्रोजन के साथ।

अन्य वैज्ञानिक एक पूर्ण चुंबकीय क्षेत्र के अस्तित्व का सुझाव देते हैं जो सौर हवा से रक्षा कर सकता है। इसकी शक्ति पृथ्वी के बराबर है, और यह एक और कारक है जो जीवन की उत्पत्ति और विकास के लिए स्थितियों की उपस्थिति के पक्ष में बोलता है।

वायुमंडल के क्षय के कारण

विकास का चरम हेस्पेरियन युग (3.5-2.5 अरब वर्ष पहले) पर पड़ता है। मैदान पर एक नमकीन महासागर था जो आकार में आर्कटिक महासागर के बराबर था। सतह का तापमान 40-50 0 C तक पहुंच गया, और दबाव लगभग 1 atm था। उस काल में जीवित जीवों के अस्तित्व की सम्भावना अधिक है। हालाँकि, "समृद्धि" की अवधि एक जटिल और उससे भी अधिक बुद्धिमान जीवन के उद्भव के लिए पर्याप्त लंबी नहीं थी।

इसका एक मुख्य कारण ग्रह का छोटा आकार है। मंगल ग्रह पृथ्वी से छोटा है, इसलिए गुरुत्वाकर्षण और चुंबकीय क्षेत्र कमजोर हैं। परिणामस्वरूप, सौर हवा ने सक्रिय रूप से कणों को बाहर निकाल दिया और परत-दर-परत खोल को काट दिया। 1 अरब वर्षों में वायुमंडल की संरचना में बदलाव आना शुरू हुआ, जिसके बाद जलवायु परिवर्तन विनाशकारी हो गया। दबाव में कमी के कारण तरल का वाष्पीकरण हुआ और तापमान में गिरावट आई।

मंगल सूर्य से चौथा सबसे बड़ा ग्रह है और सौर मंडल में सातवां (अंतिम से) सबसे बड़ा ग्रह है; ग्रह का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का 10.7% है। इसका नाम मंगल ग्रह के नाम पर रखा गया - युद्ध के प्राचीन रोमन देवता, जो प्राचीन ग्रीक एरेस के अनुरूप है। मंगल को कभी-कभी "लाल ग्रह" कहा जाता है क्योंकि इसकी सतह को आयरन ऑक्साइड द्वारा लाल रंग दिया गया है।

मंगल एक दुर्लभ वातावरण वाला एक स्थलीय ग्रह है (सतह पर दबाव पृथ्वी की तुलना में 160 गुना कम है)। मंगल की सतह की राहत की विशेषताओं को चंद्रमा की तरह प्रभाव क्रेटर, साथ ही ज्वालामुखी, घाटियां, रेगिस्तान और पृथ्वी की तरह ध्रुवीय बर्फ की टोपी माना जा सकता है।

मंगल के दो प्राकृतिक उपग्रह हैं - फोबोस और डेमोस (प्राचीन ग्रीक से अनुवादित - "डर" और "डरावना" - एरेस के दो बेटों के नाम जो युद्ध में उसके साथ थे), जो अपेक्षाकृत छोटे हैं (फोबोस - 26x21 किमी, डेमोस - 13 कि.मी. के पार) और इनका आकार अनियमित है।

मंगल ग्रह का महान विरोध, 1830-2035

वर्ष	तारीख	दूरी ए. इ।
1830	19 सितंबर	0,388
1845	18 अगस्त	0,373
1860	17 जुलाई	0,393
1877	5 सितंबर	0,377
1892	4 अगस्त	0,378
1909	24 सितंबर	0,392
1924	23 अगस्त	0,373
1939	23 जुलाई	0,390
1956	10 सितम्बर	0,379
1971	10 अगस्त	0,378
1988	22 सितंबर	0,394
2003	28 अगस्त	0,373
2018	27 जुलाई	0,386
2035	15 सितंबर	0,382

मंगल सूर्य से चौथा सबसे दूर (बुध, शुक्र और पृथ्वी के बाद) और सौर मंडल का सातवां सबसे बड़ा (द्रव्यमान और व्यास में केवल बुध से अधिक) ग्रह है। मंगल का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का 10.7% है (पृथ्वी के लिए 6.423 1023 किग्रा बनाम 5.9736 1024 किग्रा), आयतन पृथ्वी के आयतन का 0.15 है, और औसत रैखिक व्यास पृथ्वी के व्यास का 0.53 है (6800 किमी).

मंगल की राहत में कई अनूठी विशेषताएं हैं। मंगल ग्रह का विलुप्त ज्वालामुखी माउंट ओलंपस सौर मंडल का सबसे ऊंचा पर्वत है, और मेरिनर घाटी सबसे बड़ी घाटी है। इसके अलावा, जून 2008 में, नेचर जर्नल में प्रकाशित तीन पत्रों ने मंगल के उत्तरी गोलार्ध में सौर मंडल में सबसे बड़े ज्ञात प्रभाव क्रेटर के अस्तित्व के प्रमाण प्रदान किए। यह 10,600 किमी लंबा और 8,500 किमी चौड़ा है, जो मंगल ग्रह पर इसके दक्षिणी ध्रुव के पास पहले खोजे गए सबसे बड़े प्रभाव क्रेटर से लगभग चार गुना बड़ा है।

समान सतह स्थलाकृति के अलावा, मंगल की घूर्णन अवधि और ऋतुएँ पृथ्वी के समान हैं, लेकिन इसकी जलवायु पृथ्वी की तुलना में बहुत अधिक ठंडी और शुष्क है।

1965 में मेरिनर 4 अंतरिक्ष यान द्वारा मंगल ग्रह की पहली उड़ान तक, कई शोधकर्ताओं का मानना ​​था कि इसकी सतह पर तरल पानी था। यह राय प्रकाश और अंधेरे क्षेत्रों में, विशेष रूप से ध्रुवीय अक्षांशों में, जो महाद्वीपों और समुद्रों के समान थे, आवधिक परिवर्तनों के अवलोकन पर आधारित थी। कुछ पर्यवेक्षकों द्वारा मंगल की सतह पर गहरे खाँचों की व्याख्या तरल पानी के लिए सिंचाई चैनल के रूप में की गई है। बाद में यह सिद्ध हुआ कि ये खाँचे एक दृष्टि भ्रम थे।

निम्न दबाव के कारण, मंगल की सतह पर पानी तरल अवस्था में मौजूद नहीं हो सकता है, लेकिन संभावना है कि अतीत में स्थितियाँ भिन्न थीं, और इसलिए ग्रह पर आदिम जीवन की उपस्थिति से इंकार नहीं किया जा सकता है। 31 जुलाई 2008 को नासा के फीनिक्स अंतरिक्ष यान द्वारा मंगल ग्रह पर बर्फ की अवस्था में पानी की खोज की गई थी।

फरवरी 2009 में, मंगल की कक्षा में कक्षीय अनुसंधान तारामंडल में तीन कार्यशील अंतरिक्ष यान थे: मार्स ओडिसी, मार्स एक्सप्रेस और मार्स रिकोनिसेंस सैटेलाइट, जो पृथ्वी के अलावा किसी भी अन्य ग्रह की तुलना में अधिक है।

मंगल की सतह का वर्तमान में दो रोवर्स द्वारा पता लगाया जा रहा है: "स्पिरिट" और "ऑपर्च्युनिटी"। मंगल की सतह पर कई निष्क्रिय लैंडर और रोवर भी हैं जिन्होंने शोध पूरा कर लिया है।

उनके द्वारा एकत्र किए गए भूवैज्ञानिक आंकड़ों से पता चलता है कि मंगल की अधिकांश सतह पहले पानी से ढकी हुई थी। पिछले दशक के अवलोकनों से मंगल की सतह पर कुछ स्थानों पर कमजोर गीजर गतिविधि का पता लगाना संभव हो गया है। मार्स ग्लोबल सर्वेयर अंतरिक्ष यान के अवलोकनों के अनुसार, मंगल की दक्षिणी ध्रुवीय टोपी के कुछ हिस्से धीरे-धीरे कम हो रहे हैं।

मंगल ग्रह को पृथ्वी से नंगी आँखों से देखा जा सकता है। इसका स्पष्ट तारकीय परिमाण 2.91 मीटर (पृथ्वी के निकटतम दृष्टिकोण पर) तक पहुंचता है, जो केवल बृहस्पति (और तब भी हमेशा महान टकराव के दौरान नहीं) और शुक्र (लेकिन केवल सुबह या शाम को) के बराबर चमक देता है। एक नियम के रूप में, एक महान विरोध के दौरान, नारंगी मंगल ग्रह पृथ्वी के रात्रि आकाश में सबसे चमकीली वस्तु है, लेकिन ऐसा हर 15-17 साल में केवल एक बार एक से दो सप्ताह के लिए होता है।

कक्षीय विशेषताएँ

मंगल से पृथ्वी की न्यूनतम दूरी 55.76 मिलियन किमी है (जब पृथ्वी सूर्य और मंगल के ठीक बीच में है), अधिकतम लगभग 401 मिलियन किमी है (जब सूर्य बिल्कुल पृथ्वी और मंगल के बीच है)।

मंगल से सूर्य की औसत दूरी 228 मिलियन किमी (1.52 AU) है, सूर्य के चारों ओर परिक्रमण की अवधि 687 पृथ्वी दिन है। मंगल की कक्षा में उल्लेखनीय विलक्षणता (0.0934) है, इसलिए सूर्य से दूरी 206.6 से 249.2 मिलियन किमी तक भिन्न होती है। मंगल का कक्षीय झुकाव 1.85° है।

विरोध के दौरान मंगल ग्रह पृथ्वी के सबसे निकट होता है, जब ग्रह सूर्य से विपरीत दिशा में होता है। मंगल और पृथ्वी की कक्षा में विभिन्न बिंदुओं पर हर 26 महीने में विरोध दोहराया जाता है। लेकिन हर 15-17 साल में एक बार, विरोध उस समय होता है जब मंगल अपनी परिधि के निकट होता है; इन तथाकथित महान विरोधों में (आखिरी बार अगस्त 2003 में), ग्रह की दूरी न्यूनतम है, और मंगल अपने सबसे बड़े कोणीय आकार 25.1" और चमक 2.88 मीटर तक पहुंच जाता है।

भौतिक विशेषताएं

पृथ्वी के आकार की तुलना (औसत त्रिज्या 6371 किमी) और मंगल (औसत त्रिज्या 3386.2 किमी)

रैखिक आकार के संदर्भ में, मंगल पृथ्वी के आकार का लगभग आधा है - इसकी भूमध्यरेखीय त्रिज्या 3396.9 किमी (पृथ्वी का 53.2%) है। मंगल ग्रह का सतह क्षेत्र लगभग पृथ्वी के भूमि क्षेत्र के बराबर है।

मंगल की ध्रुवीय त्रिज्या भूमध्यरेखीय से लगभग 20 किमी कम है, हालाँकि ग्रह की घूर्णन अवधि पृथ्वी की तुलना में अधिक लंबी है, जो समय के साथ मंगल की घूर्णन दर में बदलाव का अनुमान लगाने का कारण देती है।

ग्रह का द्रव्यमान 6.418 1023 किलोग्राम (पृथ्वी के द्रव्यमान का 11%) है। भूमध्य रेखा पर मुक्त गिरावट त्वरण 3.711 मीटर/सेकेंड (0.378 पृथ्वी) है; पहला पलायन वेग 3.6 किमी/सेकेंड है और दूसरा 5.027 किमी/सेकेंड है।

ग्रह की घूर्णन अवधि 24 घंटे 37 मिनट 22.7 सेकंड है। इस प्रकार, एक मंगल वर्ष में 668.6 मंगल ग्रह के सौर दिन (जिन्हें सोल कहा जाता है) होते हैं।

मंगल अपनी धुरी के चारों ओर घूमता है, जो 24°56° के कोण पर कक्षा के लंबवत तल पर झुका हुआ है। मंगल के घूर्णन अक्ष का झुकाव ऋतु परिवर्तन का कारण बनता है। साथ ही, कक्षा की लम्बाई उनकी अवधि में बड़े अंतर की ओर ले जाती है - उदाहरण के लिए, उत्तरी वसंत और गर्मी, एक साथ मिलाकर, पिछले 371 सोल, यानी, मंगल ग्रह के वर्ष के आधे से अधिक। साथ ही वे मंगल की कक्षा के उस हिस्से पर गिरते हैं जो सूर्य से सबसे दूर है। इसलिए, मंगल पर, उत्तरी गर्मियाँ लंबी और ठंडी होती हैं, जबकि दक्षिणी गर्मियाँ छोटी और गर्म होती हैं।

वातावरण एवं जलवायु

मंगल का वातावरण, वाइकिंग ऑर्बिटर की तस्वीर, 1976। हैल का "स्माइली क्रेटर" बाईं ओर दिखाई देता है

ग्रह पर तापमान सर्दियों में ध्रुव पर -153 से लेकर दोपहर के समय भूमध्य रेखा पर +20 डिग्री सेल्सियस तक होता है। औसत तापमान -50°C है.

मंगल का वातावरण, जिसमें मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड होता है, बहुत दुर्लभ है। मंगल की सतह पर दबाव पृथ्वी की तुलना में 160 गुना कम है - औसत सतह स्तर पर 6.1 एमबार। मंगल ग्रह पर ऊंचाई में बड़े अंतर के कारण सतह के पास दबाव काफी भिन्न होता है। वायुमंडल की अनुमानित मोटाई 110 किमी है।

नासा (2004) के अनुसार, मंगल के वायुमंडल में 95.32% कार्बन डाइऑक्साइड है; इसमें 2.7% नाइट्रोजन, 1.6% आर्गन, 0.13% ऑक्सीजन, 210 पीपीएम जल वाष्प, 0.08% कार्बन मोनोऑक्साइड, नाइट्रिक ऑक्साइड (NO) - 100 पीपीएम, नियॉन (Ne) - 2, 5 पीपीएम, अर्ध-भारी जल हाइड्रोजन भी शामिल है। ड्यूटेरियम-ऑक्सीजन (HDO) 0.85 पीपीएम, क्रिप्टन (Kr) 0.3 पीपीएम, क्सीनन (Xe) - 0.08 पीपीएम।

एएमएस वाइकिंग वंश वाहन (1976) के आंकड़ों के अनुसार, मंगल ग्रह के वायुमंडल में लगभग 1-2% आर्गन, 2-3% नाइट्रोजन और 95% कार्बन डाइऑक्साइड निर्धारित किया गया था। एएमएस "मार्स-2" और "मार्स-3" के आंकड़ों के अनुसार, आयनमंडल की निचली सीमा 80 किमी की ऊंचाई पर है, 1.7 105 इलेक्ट्रॉन/सेमी3 का अधिकतम इलेक्ट्रॉन घनत्व 138 किमी की ऊंचाई पर स्थित है। , अन्य दो मैक्सिमा 85 और 107 किमी की ऊंचाई पर हैं।

10 फरवरी 1974 को एएमएस "मार्स-4" द्वारा 8 और 32 सेमी की रेडियो तरंगों पर वायुमंडल के रेडियो पारभासी ने 110 किमी की ऊंचाई पर मुख्य आयनीकरण अधिकतम और एक इलेक्ट्रॉन घनत्व के साथ मंगल ग्रह के रात्रिकालीन आयनमंडल की उपस्थिति को दर्शाया। 4.6 103 इलेक्ट्रॉन/सेमी3, साथ ही 65 और 185 किमी की ऊंचाई पर द्वितीयक मैक्सिमा।

वातावरणीय दबाव

2004 के नासा के आंकड़ों के अनुसार, मध्य त्रिज्या पर वायुमंडल का दबाव 6.36 एमबी है। सतह पर घनत्व ~0.020 kg/m3 है, वायुमंडल का कुल द्रव्यमान ~2.5 · 1016 kg है।
दिन के समय के आधार पर मंगल ग्रह पर वायुमंडलीय दबाव में परिवर्तन, 1997 में मार्स पाथफाइंडर लैंडर द्वारा दर्ज किया गया।

पृथ्वी के विपरीत, कार्बन डाइऑक्साइड युक्त ध्रुवीय टोपी के पिघलने और जमने के कारण वर्ष के दौरान मंगल ग्रह के वायुमंडल का द्रव्यमान बहुत भिन्न होता है। सर्दियों के दौरान पूरे वातावरण का 20-30 प्रतिशत भाग ध्रुवीय टोपी पर जम जाता है, जिसमें कार्बन डाइऑक्साइड होता है। विभिन्न स्रोतों के अनुसार, मौसमी दबाव की बूंदें निम्नलिखित मान हैं:

नासा (2004) के अनुसार: औसत त्रिज्या पर 4.0 से 8.7 एमबार तक;
एन्कार्टा (2000) के अनुसार: 6 से 10 एमबार;
ज़ुबरीन और वैगनर (1996) के अनुसार: 7 से 10 एमबार;
वाइकिंग-1 लैंडर के अनुसार: 6.9 से 9 एमबार तक;
मार्स पाथफाइंडर लैंडर के अनुसार: 6.7 एमबार से।

मंगल ग्रह पर उच्चतम वायुमंडलीय दबाव खोजने के लिए हेलस इम्पैक्ट बेसिन सबसे गहरा स्थान है

इरिट्रिया सागर में एएमसी मार्स-6 जांच के लैंडिंग स्थल पर, 6.1 मिलीबार का सतह दबाव दर्ज किया गया था, जिसे उस समय ग्रह पर औसत दबाव माना जाता था, और इस स्तर से ऊंचाइयों की गणना करने पर सहमति हुई थी और मंगल ग्रह पर गहराई. अवतरण के दौरान इस उपकरण द्वारा प्राप्त आंकड़ों के अनुसार, ट्रोपोपॉज़ लगभग 30 किमी की ऊंचाई पर स्थित है, जहां दबाव 5·10-7 ग्राम/सेमी3 है (पृथ्वी पर 57 किमी की ऊंचाई पर)।

हेलस (मंगल) क्षेत्र इतना गहरा है कि वायुमंडलीय दबाव लगभग 12.4 मिलीबार तक पहुंच जाता है, जो पानी के त्रिगुण बिंदु (~6.1 एमबी) से ऊपर और क्वथनांक से नीचे है। पर्याप्त उच्च तापमान पर, पानी वहां तरल अवस्था में मौजूद हो सकता है; हालाँकि, इस दबाव पर, पानी उबलता है और पहले से ही +10 डिग्री सेल्सियस पर भाप में बदल जाता है।

सबसे ऊंचे 27 किमी ज्वालामुखी ओलंपस के शीर्ष पर दबाव 0.5 और 1 एमबार (ज़्यूरेक 1992) के बीच हो सकता है।

लैंडर्स के मंगल ग्रह की सतह पर उतरने से पहले, जब वे मंगल ग्रह की डिस्क में प्रवेश करते थे, तो एएमएस मेरिनर-4, मेरिनर-6 और मेरिनर-7 से रेडियो संकेतों को क्षीण करके दबाव मापा जाता था - औसत सतह स्तर पर 6.5 ± 2.0 एमबी, जो सांसारिक से 160 गुना कम है; यही परिणाम एएमएस मार्स-3 के वर्णक्रमीय अवलोकनों द्वारा दिखाया गया था। साथ ही, औसत स्तर से नीचे स्थित क्षेत्रों में (उदाहरण के लिए, मार्टियन अमेज़ॅन में), दबाव, इन मापों के अनुसार, 12 एमबी तक पहुंच जाता है।

1930 के दशक से सोवियत खगोलविदों ने फोटोग्राफिक फोटोमेट्री का उपयोग करके वायुमंडल के दबाव को निर्धारित करने की कोशिश की - प्रकाश तरंगों की विभिन्न श्रेणियों में डिस्क के व्यास के साथ चमक के वितरण द्वारा। इस उद्देश्य के लिए, फ्रांसीसी वैज्ञानिक बी. ल्यो और ओ. डॉलफस ने मंगल ग्रह के वायुमंडल द्वारा बिखरे हुए प्रकाश के ध्रुवीकरण का अवलोकन किया। 1951 में अमेरिकी खगोलशास्त्री जे. डी वौकुलेर्स द्वारा ऑप्टिकल अवलोकनों का एक सारांश प्रकाशित किया गया था, और उन्होंने 85 एमबी का दबाव प्राप्त किया था, जो वायुमंडलीय धूल के हस्तक्षेप के कारण लगभग 15 गुना अधिक था।

जलवायु

2 मार्च 2004 को ऑपर्च्युनिटी रोवर द्वारा ली गई 1.3 सेमी हेमेटाइट नोड्यूल की सूक्ष्म तस्वीर अतीत में तरल पानी की उपस्थिति को दर्शाती है

जलवायु, पृथ्वी की तरह, मौसमी है। ठंड के मौसम में, ध्रुवीय टोपी के बाहर भी, सतह पर हल्की ठंढ बन सकती है। फीनिक्स डिवाइस ने बर्फबारी रिकॉर्ड की, लेकिन बर्फ के टुकड़े सतह पर पहुंचने से पहले ही वाष्पित हो गए।

नासा (2004) के अनुसार, औसत तापमान ~210 K (-63 डिग्री सेल्सियस) है। वाइकिंग लैंडर्स के अनुसार, दैनिक तापमान सीमा 184 K से 242 K (-89 से -31 डिग्री सेल्सियस तक) (वाइकिंग-1) है, और हवा की गति: 2-7 m/s (ग्रीष्म), 5-10 m /सेकंड (शरद ऋतु), 17-30 मीटर/सेकंड (धूल भरी आंधी)।

मंगल-6 लैंडिंग जांच के अनुसार, मंगल क्षोभमंडल का औसत तापमान 228 K है, क्षोभमंडल में तापमान औसतन 2.5 डिग्री प्रति किलोमीटर कम हो जाता है, और क्षोभमंडल (30 किमी) के ऊपर समताप मंडल में लगभग स्थिर तापमान होता है 144 K का.

कार्ल सागन सेंटर के शोधकर्ताओं के अनुसार, हाल के दशकों में मंगल ग्रह पर वार्मिंग की प्रक्रिया जारी है। अन्य विशेषज्ञों का मानना ​​है कि इस तरह के निष्कर्ष निकालना अभी जल्दबाजी होगी।

इस बात के प्रमाण हैं कि अतीत में वातावरण सघन रहा होगा, और जलवायु गर्म और आर्द्र रही होगी, और मंगल की सतह पर तरल पानी मौजूद था और बारिश होती थी। इस परिकल्पना का प्रमाण एएलएच 84001 उल्कापिंड का विश्लेषण है, जिससे पता चला कि लगभग 4 अरब साल पहले मंगल का तापमान 18 ± 4 डिग्री सेल्सियस था।

धूल बवंडर

15 मई, 2005 को ऑपर्च्युनिटी रोवर द्वारा ली गई धूल के भंवर की तस्वीर। निचले बाएँ कोने में संख्याएँ पहले फ्रेम के बाद से सेकंड में समय दर्शाती हैं

1970 के दशक से वाइकिंग कार्यक्रम के साथ-साथ अवसर रोवर और अन्य वाहनों के हिस्से के रूप में, कई धूल बवंडर दर्ज किए गए थे। ये वायु अशांति हैं जो ग्रह की सतह के पास होती हैं और हवा में बड़ी मात्रा में रेत और धूल उठाती हैं। पृथ्वी पर भंवर अक्सर देखे जाते हैं (अंग्रेजी भाषी देशों में उन्हें धूल दानव - धूल शैतान कहा जाता है), लेकिन मंगल ग्रह पर वे बहुत बड़े आकार तक पहुंच सकते हैं: पृथ्वी से 10 गुना अधिक और 50 गुना व्यापक। मार्च 2005 में, एक भंवर ने स्पिरिट रोवर से सौर पैनलों को हटा दिया।

सतह

मंगल की सतह के दो-तिहाई हिस्से पर प्रकाश क्षेत्र हैं, जिन्हें महाद्वीप कहा जाता है, लगभग एक तिहाई - अंधेरे क्षेत्रों द्वारा, जिन्हें समुद्र कहा जाता है। समुद्र मुख्य रूप से ग्रह के दक्षिणी गोलार्ध में 10 से 40° अक्षांश के बीच केंद्रित हैं। उत्तरी गोलार्ध में केवल दो बड़े समुद्र हैं - एसिडेलियन और ग्रेट सीर्ट।

अंधेरे क्षेत्रों की प्रकृति अभी भी विवाद का विषय है। वे इस तथ्य के बावजूद कायम हैं कि मंगल पर धूल भरी आंधियां चल रही हैं। एक समय में, यह इस धारणा के पक्ष में एक तर्क के रूप में कार्य करता था कि अंधेरे क्षेत्र वनस्पति से आच्छादित हैं। अब यह माना जाने लगा है कि ये केवल वे क्षेत्र हैं जहां से राहत के कारण धूल आसानी से उड़ जाती है। बड़े पैमाने की छवियों से पता चलता है कि वास्तव में, अंधेरे क्षेत्रों में गहरे बैंड और धब्बों के समूह होते हैं जो गड्ढों, पहाड़ियों और हवाओं के मार्ग में अन्य बाधाओं से जुड़े होते हैं। उनके आकार और आकार में मौसमी और दीर्घकालिक परिवर्तन स्पष्ट रूप से प्रकाश और अंधेरे पदार्थ से ढके सतह क्षेत्रों के अनुपात में बदलाव से जुड़े हैं।

मंगल के गोलार्धों की सतह की प्रकृति काफी भिन्न है। दक्षिणी गोलार्ध में, सतह औसत स्तर से 1-2 किमी ऊपर है और घने गड्ढों से युक्त है। मंगल का यह भाग चंद्र महाद्वीपों जैसा दिखता है। उत्तर में, अधिकांश सतह औसत से नीचे है, कुछ क्रेटर हैं, और मुख्य भाग पर अपेक्षाकृत चिकने मैदान हैं, जो संभवतः लावा की बाढ़ और कटाव के परिणामस्वरूप बने हैं। गोलार्धों के बीच यह अंतर बहस का विषय बना हुआ है। गोलार्धों के बीच की सीमा भूमध्य रेखा से 30° पर झुके हुए लगभग एक बड़े वृत्त का अनुसरण करती है। सीमा चौड़ी और अनियमित है और उत्तर की ओर ढलान बनाती है। इसके साथ-साथ मंगल ग्रह की सतह के सबसे अधिक नष्ट हुए क्षेत्र भी हैं।

गोलार्धों की विषमता को समझाने के लिए दो वैकल्पिक परिकल्पनाएँ सामने रखी गई हैं। उनमें से एक के अनुसार, प्रारंभिक भूवैज्ञानिक चरण में, लिथोस्फेरिक प्लेटें पृथ्वी पर पैंजिया महाद्वीप की तरह एक गोलार्ध में "एक साथ आईं" (शायद दुर्घटना से), और फिर इस स्थिति में "जम गईं"। एक अन्य परिकल्पना में प्लूटो के आकार के एक अंतरिक्ष पिंड के साथ मंगल की टक्कर शामिल है।
मंगल ग्रह का स्थलाकृतिक मानचित्र, मार्स ग्लोबल सर्वेयर से, 1999

दक्षिणी गोलार्ध में बड़ी संख्या में क्रेटरों से पता चलता है कि यहाँ की सतह प्राचीन है - 3-4 अरब वर्ष। क्रेटर कई प्रकार के होते हैं: सपाट तल वाले बड़े क्रेटर, चंद्रमा के समान छोटे और छोटे कटोरे के आकार के क्रेटर, प्राचीर से घिरे क्रेटर और ऊंचे क्रेटर। बाद के दो प्रकार मंगल ग्रह के लिए अद्वितीय हैं - किनारे वाले गड्ढे बने जहां तरल इजेक्टा सतह पर बहता था, और ऊंचे गड्ढे बने जहां एक क्रेटर इजेक्टा कंबल ने सतह को हवा के कटाव से बचाया। प्रभाव उत्पत्ति की सबसे बड़ी विशेषता हेलस मैदान (लगभग 2100 किमी चौड़ा) है।

गोलार्ध सीमा के पास अराजक परिदृश्य के एक क्षेत्र में, सतह पर बड़े पैमाने पर फ्रैक्चर और संपीड़न का अनुभव हुआ, जिसके बाद कभी-कभी क्षरण (भूस्खलन या भूजल की विनाशकारी रिहाई के कारण) और तरल लावा के साथ बाढ़ आ गई। पानी द्वारा काटे गए बड़े चैनलों के शीर्ष पर अक्सर अराजक परिदृश्य पाए जाते हैं। उनके संयुक्त गठन के लिए सबसे स्वीकार्य परिकल्पना उपसतह बर्फ का अचानक पिघलना है।

मंगल ग्रह पर समुद्री घाटियाँ

उत्तरी गोलार्ध में विशाल ज्वालामुखीय मैदानों के अलावा बड़े ज्वालामुखियों के दो क्षेत्र हैं - थार्सिस और एलीसियम। थार्सिस एक विशाल ज्वालामुखीय मैदान है जिसकी लंबाई 2000 किमी है, जो औसत स्तर से 10 किमी की ऊंचाई तक पहुंचता है। इस पर तीन बड़े ढाल ज्वालामुखी हैं - माउंट अर्सिया, माउंट पावलीना और माउंट एस्क्रीस्काया। थारिस के किनारे पर मंगल और सौरमंडल का सबसे ऊँचा पर्वत, माउंट ओलंपस है। ओलंपस अपने आधार के संबंध में 27 किमी ऊंचाई और मंगल की सतह के औसत स्तर के संबंध में 25 किमी तक पहुंचता है, और 550 किमी व्यास के क्षेत्र को कवर करता है, चट्टानों से घिरा हुआ है, स्थानों में 7 किमी तक पहुंचता है ऊंचाई। माउंट ओलंपस का आयतन पृथ्वी के सबसे बड़े ज्वालामुखी, मौना केआ के आयतन का 10 गुना है। यहां कई छोटे ज्वालामुखी भी स्थित हैं। एलीसियम - औसत स्तर से छह किलोमीटर ऊपर एक पहाड़ी, जिसमें तीन ज्वालामुखी हैं - हेकेट का गुंबद, माउंट एलिसियस और एल्बोर का गुंबद।

दूसरों के अनुसार (फौरे और मेन्सिंग, 2007), ओलंपस की ऊंचाई शून्य से 21,287 मीटर और आसपास के क्षेत्र से 18 किलोमीटर ऊपर है, और आधार का व्यास लगभग 600 किलोमीटर है। आधार 282,600 किमी2 के क्षेत्र को कवर करता है। काल्डेरा (ज्वालामुखी के केंद्र में अवसाद) 70 किमी चौड़ा और 3 किमी गहरा है।

थार्सिस अपलैंड भी कई विवर्तनिक दोषों से घिरा हुआ है, जो अक्सर बहुत जटिल और विस्तारित होते हैं। उनमें से सबसे बड़ी - मेरिनर घाटियाँ - अक्षांशीय दिशा में लगभग 4000 किमी (ग्रह की परिधि का एक चौथाई) तक फैली हुई है, जो 600 की चौड़ाई और 7-10 किमी की गहराई तक पहुंचती है; यह दोष आकार में पृथ्वी पर पूर्वी अफ़्रीकी दरार के बराबर है। इसकी तीव्र ढलानों पर सौर मंडल में सबसे बड़ा भूस्खलन होता है। मेरिनर घाटियाँ सौर मंडल की सबसे बड़ी ज्ञात घाटी हैं। घाटी, जिसे 1971 में मेरिनर 9 अंतरिक्ष यान द्वारा खोजा गया था, संयुक्त राज्य अमेरिका के पूरे क्षेत्र को समुद्र से महासागर तक कवर कर सकती है।

ऑपर्च्युनिटी रोवर द्वारा लिया गया विक्टोरिया क्रेटर का एक पैनोरमा। इसे 16 अक्टूबर से 6 नवंबर 2006 के बीच तीन सप्ताह में फिल्माया गया था।

23-28 नवंबर, 2005 को स्पिरिट रोवर द्वारा हसबैंड हिल क्षेत्र में मंगल की सतह का पैनोरमा लिया गया।

बर्फ और ध्रुवीय बर्फ की टोपियाँ

गर्मियों में उत्तरी ध्रुवीय टोपी, मार्स ग्लोबल सर्वेयर द्वारा फोटो। एक लम्बा चौड़ा भ्रंश जो बायीं ओर के ढक्कन को काटता है - उत्तरी भ्रंश

वर्ष के समय के आधार पर मंगल की उपस्थिति बहुत भिन्न होती है। सबसे पहले, ध्रुवीय टोपी में परिवर्तन हड़ताली हैं। वे बढ़ते और सिकुड़ते हैं, जिससे वायुमंडल और मंगल की सतह पर मौसमी घटनाएं पैदा होती हैं। दक्षिणी ध्रुवीय टोपी 50° के अक्षांश तक पहुँच सकती है, उत्तरी ध्रुव भी 50° के अक्षांश तक पहुँच सकता है। उत्तरी ध्रुवीय टोपी के स्थायी भाग का व्यास 1000 किमी है। जैसे ही वसंत ऋतु में गोलार्धों में से एक में ध्रुवीय टोपी कम हो जाती है, ग्रह की सतह का विवरण गहरा होना शुरू हो जाता है।

ध्रुवीय टोपी में दो घटक होते हैं: मौसमी - कार्बन डाइऑक्साइड और धर्मनिरपेक्ष - जल बर्फ। मार्स एक्सप्रेस उपग्रह के अनुसार, कैप की मोटाई 1 मीटर से 3.7 किमी तक हो सकती है। मार्स ओडिसी अंतरिक्ष यान ने मंगल ग्रह के दक्षिणी ध्रुव पर सक्रिय गीजर की खोज की है। जैसा कि नासा के विशेषज्ञों का मानना ​​है, वसंत ऋतु में गर्मी बढ़ने पर कार्बन डाइऑक्साइड की धाराएं काफी ऊंचाई तक टूटती हैं और अपने साथ धूल और रेत भी ले जाती हैं।

मंगल ग्रह की तस्वीरें धूल भरी आँधी दिखाती हैं। जून-सितंबर 2001

ध्रुवीय टोपी के वसंत पिघलने से वायुमंडलीय दबाव में तेज वृद्धि होती है और गैस के बड़े द्रव्यमान विपरीत गोलार्ध में चले जाते हैं। एक ही समय में चलने वाली हवाओं की गति 10-40 मीटर/सेकेंड, कभी-कभी 100 मीटर/सेकेंड तक होती है। हवा सतह से बड़ी मात्रा में धूल उठाती है, जिससे धूल भरी आंधियां आती हैं। तेज़ धूल भरी आंधियाँ ग्रह की सतह को लगभग पूरी तरह से छिपा देती हैं। मंगल ग्रह के वायुमंडल में तापमान वितरण पर धूल भरी आंधियों का उल्लेखनीय प्रभाव पड़ता है।

1784 में, खगोलशास्त्री डब्ल्यू. हर्शेल ने पृथ्वी के ध्रुवीय क्षेत्रों में बर्फ के पिघलने और जमने के अनुरूप, ध्रुवीय टोपी के आकार में मौसमी परिवर्तनों की ओर ध्यान आकर्षित किया। 1860 के दशक में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री ई. ली ने पिघलते वसंत ध्रुवीय टोपी के चारों ओर कालेपन की एक लहर देखी, जिसकी व्याख्या तब पिघले पानी के फैलने और वनस्पति विकास की परिकल्पना से की गई। स्पेक्ट्रोमेट्रिक माप जो 20वीं सदी की शुरुआत में किए गए थे। हालांकि, फ्लैगस्टाफ में लोवेल वेधशाला में, डब्ल्यू. स्लिफ़र ने स्थलीय पौधों के हरे रंगद्रव्य, क्लोरोफिल की एक पंक्ति की उपस्थिति नहीं दिखाई।

मेरिनर-7 की तस्वीरों से, यह निर्धारित करना संभव था कि ध्रुवीय टोपी कई मीटर मोटी हैं, और 115 K (-158 ° C) के मापा तापमान ने इस संभावना की पुष्टि की कि इसमें जमे हुए कार्बन डाइऑक्साइड - "सूखी बर्फ" शामिल है।

पहाड़ी, जिसे मिशेल पर्वत कहा जाता था, मंगल के दक्षिणी ध्रुव के पास स्थित है, जब ध्रुवीय टोपी पिघलती है तो एक सफेद द्वीप की तरह दिखती है, क्योंकि ग्लेशियर पृथ्वी सहित पहाड़ों में बाद में पिघलते हैं।

मार्टियन टोही उपग्रह के डेटा ने पहाड़ों की तलहटी में बर्फ की एक महत्वपूर्ण परत का पता लगाना संभव बना दिया। सैकड़ों मीटर मोटा ग्लेशियर हजारों वर्ग किलोमीटर के क्षेत्र को कवर करता है और इसके आगे के अध्ययन से मंगल ग्रह की जलवायु के इतिहास के बारे में जानकारी मिल सकती है।

"नदियों" के चैनल और अन्य विशेषताएं

मंगल ग्रह पर, कई भूवैज्ञानिक संरचनाएँ हैं जो पानी के कटाव, विशेष रूप से सूखे नदी तल से मिलती जुलती हैं। एक परिकल्पना के अनुसार, ये चैनल अल्पकालिक विनाशकारी घटनाओं के परिणामस्वरूप बन सकते हैं और नदी प्रणाली के दीर्घकालिक अस्तित्व का प्रमाण नहीं हैं। हालाँकि, हाल के साक्ष्यों से पता चलता है कि नदियाँ भूवैज्ञानिक रूप से महत्वपूर्ण समयावधियों तक बहती रही हैं। विशेष रूप से, उल्टे चैनल (अर्थात आसपास के क्षेत्र से ऊपर उठे हुए चैनल) पाए गए हैं। पृथ्वी पर, ऐसी संरचनाएँ घने तल तलछट के लंबे समय तक संचय के कारण बनती हैं, जिसके बाद आसपास की चट्टानों के सूखने और अपक्षय होता है। इसके अलावा, जैसे-जैसे सतह धीरे-धीरे ऊपर उठती है, नदी के डेल्टा में चैनल शिफ्टिंग का भी प्रमाण मिलता है।

दक्षिण-पश्चिमी गोलार्ध में, एबर्सवाल्डे क्रेटर में, लगभग 115 किमी 2 के क्षेत्र के साथ एक नदी डेल्टा की खोज की गई थी। डेल्टा पर बहने वाली नदी 60 किमी से अधिक लंबी थी।

नासा के स्पिरिट और अपॉच्र्युनिटी रोवर्स के डेटा भी अतीत में पानी की मौजूदगी की गवाही देते हैं (ऐसे खनिज पाए गए हैं जो पानी के लंबे समय तक संपर्क में रहने के परिणामस्वरूप ही बन सकते हैं)। डिवाइस "फीनिक्स" ने सीधे जमीन में बर्फ के भंडार की खोज की।

इसके अलावा, पहाड़ियों की ढलानों पर गहरी धारियाँ पाई गई हैं, जो हमारे समय में सतह पर तरल खारे पानी की उपस्थिति का संकेत देती हैं। वे गर्मियों की अवधि की शुरुआत के तुरंत बाद दिखाई देते हैं और सर्दियों तक गायब हो जाते हैं, विभिन्न बाधाओं के चारों ओर "प्रवाह" करते हैं, विलीन हो जाते हैं और अलग हो जाते हैं। नासा के कर्मचारी रिचर्ड ज़्यूरेक ने कहा, "यह कल्पना करना कठिन है कि ऐसी संरचनाएं तरल पदार्थ के प्रवाह से नहीं, बल्कि किसी और चीज़ से बन सकती हैं।"

थार्सिस ज्वालामुखीय ऊपरी भूमि पर कई असामान्य गहरे कुएं पाए गए हैं। 2007 में ली गई मार्टियन टोही उपग्रह की छवि को देखते हुए, उनमें से एक का व्यास 150 मीटर है, और दीवार का रोशन हिस्सा 178 मीटर से कम गहराई तक नहीं जाता है। इन संरचनाओं की ज्वालामुखीय उत्पत्ति के बारे में एक परिकल्पना सामने रखी गई है।

भड़काना

लैंडर्स के आंकड़ों के अनुसार, मंगल ग्रह की मिट्टी की सतह परत की मौलिक संरचना विभिन्न स्थानों में समान नहीं है। मिट्टी का मुख्य घटक सिलिका (20-25%) है, जिसमें आयरन ऑक्साइड हाइड्रेट्स (15% तक) का मिश्रण होता है, जो मिट्टी को लाल रंग देता है। सल्फर यौगिकों, कैल्शियम, एल्यूमीनियम, मैग्नीशियम, सोडियम (प्रत्येक के लिए कुछ प्रतिशत) की महत्वपूर्ण अशुद्धियाँ हैं।

नासा के फीनिक्स जांच (25 मई, 2008 को मंगल ग्रह पर उतरना) के आंकड़ों के अनुसार, मंगल ग्रह की मिट्टी का पीएच अनुपात और कुछ अन्य पैरामीटर पृथ्वी के करीब हैं, और सैद्धांतिक रूप से उन पर पौधे उगाए जा सकते हैं। "वास्तव में, हमने पाया कि मंगल ग्रह पर मिट्टी आवश्यकताओं को पूरा करती है, और इसमें अतीत, वर्तमान और भविष्य दोनों में जीवन के उद्भव और रखरखाव के लिए आवश्यक तत्व भी शामिल हैं," सैम कुनावेस, प्रमुख अनुसंधान रसायनज्ञ ने कहा। परियोजना। साथ ही, उनके अनुसार, कई लोगों को यह क्षारीय प्रकार की मिट्टी "उनके पिछवाड़े" में मिल सकती है, और यह शतावरी उगाने के लिए काफी उपयुक्त है।

उपकरण के लैंडिंग स्थल पर जमीन में पानी की बर्फ भी काफी मात्रा में है। मार्स ओडिसी ऑर्बिटर ने यह भी पता लगाया कि लाल ग्रह की सतह के नीचे पानी की बर्फ के भंडार हैं। बाद में, इस धारणा की पुष्टि अन्य उपकरणों द्वारा की गई, लेकिन मंगल ग्रह पर पानी की उपस्थिति का प्रश्न अंततः 2008 में हल हो गया, जब फीनिक्स जांच, जो ग्रह के उत्तरी ध्रुव के पास उतरा, को मंगल ग्रह की मिट्टी से पानी प्राप्त हुआ।

भूविज्ञान और आंतरिक संरचना

अतीत में, पृथ्वी की तरह, मंगल ग्रह पर भी लिथोस्फेरिक प्लेटों की गति होती थी। इसकी पुष्टि मंगल के चुंबकीय क्षेत्र की विशेषताओं, कुछ ज्वालामुखियों के स्थानों, उदाहरण के लिए, थारिसिस प्रांत में, साथ ही मेरिनर घाटी के आकार से होती है। मामलों की वर्तमान स्थिति, जब ज्वालामुखी पृथ्वी की तुलना में बहुत लंबे समय तक मौजूद रह सकते हैं और विशाल आकार तक पहुंच सकते हैं, यह बताता है कि अब यह आंदोलन अनुपस्थित है। यह इस तथ्य से समर्थित है कि ढाल ज्वालामुखी लंबे समय तक एक ही वेंट से बार-बार विस्फोट के परिणामस्वरूप बढ़ते हैं। पृथ्वी पर, लिथोस्फेरिक प्लेटों की गति के कारण, ज्वालामुखीय बिंदु लगातार अपनी स्थिति बदलते रहे, जिससे ढाल ज्वालामुखी की वृद्धि सीमित हो गई, और संभवतः उन्हें मंगल ग्रह की तरह ऊंचाई तक पहुंचने की अनुमति नहीं मिली। दूसरी ओर, ज्वालामुखियों की अधिकतम ऊंचाई में अंतर को इस तथ्य से समझाया जा सकता है कि, मंगल पर कम गुरुत्वाकर्षण के कारण, ऊंची संरचनाओं का निर्माण संभव है जो अपने स्वयं के वजन के नीचे नहीं गिरेंगी।

मंगल और अन्य स्थलीय ग्रहों की संरचना की तुलना

मंगल की आंतरिक संरचना के आधुनिक मॉडल से पता चलता है कि मंगल ग्रह में 50 किमी की औसत मोटाई (और 130 किमी तक की अधिकतम मोटाई) वाली एक परत, 1800 किमी मोटी एक सिलिकेट मेंटल और 1480 किमी की त्रिज्या वाला एक कोर है। . ग्रह के केंद्र में घनत्व 8.5 ग्राम/सेमी2 तक पहुंचना चाहिए। कोर आंशिक रूप से तरल है और इसमें मुख्य रूप से 14-17% (द्रव्यमान के अनुसार) सल्फर के मिश्रण के साथ लोहा होता है, और प्रकाश तत्वों की सामग्री पृथ्वी के कोर की तुलना में दोगुनी है। आधुनिक अनुमानों के अनुसार, कोर का निर्माण प्रारंभिक ज्वालामुखी की अवधि के साथ हुआ और लगभग एक अरब वर्षों तक चला। मेंटल सिलिकेट्स के आंशिक पिघलने में लगभग इतना ही समय लगा। मंगल पर कम गुरुत्वाकर्षण के कारण, मंगल के आवरण में दबाव की सीमा पृथ्वी की तुलना में बहुत छोटी है, जिसका अर्थ है कि इसमें चरण संक्रमण कम हैं। यह माना जाता है कि ओलिवाइन से स्पिनल संशोधन का चरण संक्रमण काफी बड़ी गहराई पर शुरू होता है - 800 किमी (पृथ्वी पर 400 किमी)। राहत की प्रकृति और अन्य विशेषताएं आंशिक रूप से पिघले हुए पदार्थ के क्षेत्रों से युक्त एस्थेनोस्फीयर की उपस्थिति का सुझाव देती हैं। मंगल ग्रह के कुछ क्षेत्रों के लिए एक विस्तृत भूवैज्ञानिक मानचित्र संकलित किया गया है।

कक्षा से अवलोकन और मंगल ग्रह के उल्कापिंडों के संग्रह के विश्लेषण के अनुसार, मंगल की सतह मुख्य रूप से बेसाल्ट से बनी है। यह सुझाव देने के लिए कुछ सबूत हैं कि, मंगल ग्रह की सतह के हिस्से पर, सामग्री सामान्य बेसाल्ट की तुलना में अधिक क्वार्ट्ज-युक्त है और पृथ्वी पर एंडेसिटिक चट्टानों के समान हो सकती है। हालाँकि, इन्हीं टिप्पणियों की व्याख्या क्वार्ट्ज ग्लास की उपस्थिति के पक्ष में की जा सकती है। गहरी परत का एक महत्वपूर्ण हिस्सा दानेदार आयरन ऑक्साइड धूल का होता है।

मंगल का चुंबकीय क्षेत्र

मंगल ग्रह का चुंबकीय क्षेत्र कमजोर है।

मंगल-2 और मंगल-3 स्टेशनों के मैग्नेटोमीटर की रीडिंग के अनुसार, भूमध्य रेखा पर चुंबकीय क्षेत्र की ताकत लगभग 60 गामा है, ध्रुव पर 120 गामा है, जो पृथ्वी की तुलना में 500 गुना कमजोर है। एएमएस मार्स-5 के अनुसार, भूमध्य रेखा पर चुंबकीय क्षेत्र की ताकत 64 गामा थी, और चुंबकीय क्षण 2.4·1022 ओर्स्टेड सेमी2 था।

मंगल का चुंबकीय क्षेत्र बेहद अस्थिर है, ग्रह पर विभिन्न बिंदुओं पर इसकी ताकत 1.5 से 2 गुना तक भिन्न हो सकती है, और चुंबकीय ध्रुव भौतिक ध्रुवों से मेल नहीं खाते हैं। इससे पता चलता है कि मंगल का लौह कोर इसकी परत के संबंध में अपेक्षाकृत स्थिर है, अर्थात, पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के लिए जिम्मेदार ग्रहीय डायनेमो तंत्र मंगल पर काम नहीं करता है। यद्यपि मंगल के पास एक स्थिर ग्रहीय चुंबकीय क्षेत्र नहीं है, लेकिन अवलोकनों से पता चला है कि ग्रह की पपड़ी के कुछ हिस्से चुंबकीय हैं और अतीत में इन हिस्सों के चुंबकीय ध्रुवों में उलटफेर हुआ है। इन भागों का चुम्बकत्व महासागरों में पट्टी चुंबकीय विसंगतियों के समान निकला।

एक सिद्धांत, 1999 में प्रकाशित हुआ और 2005 में (मानवरहित मार्स ग्लोबल सर्वेयर का उपयोग करके) पुन: परीक्षण किया गया, यह है कि ये बैंड ग्रह के डायनेमो के काम करना बंद करने से 4 अरब साल पहले प्लेट टेक्टोनिक्स दिखाते हैं, जिससे चुंबकीय क्षेत्र तेजी से कमजोर हो गया था। इस तीव्र गिरावट के कारण स्पष्ट नहीं हैं। एक धारणा है कि डायनेमो की कार्यप्रणाली 4 बिलियन है। वर्षों पहले इसे एक क्षुद्रग्रह की उपस्थिति से समझाया गया है जो मंगल ग्रह के चारों ओर 50-75 हजार किलोमीटर की दूरी पर घूमता था और इसके मूल में अस्थिरता पैदा करता था। इसके बाद क्षुद्रग्रह अपनी रोश सीमा तक नीचे आया और ढह गया। हालाँकि, इस स्पष्टीकरण में स्वयं अस्पष्टताएँ हैं, और वैज्ञानिक समुदाय में इस पर विवाद है।

भूवैज्ञानिक इतिहास

22 फरवरी 1980 से 102 वाइकिंग 1 ऑर्बिटर छवियों की वैश्विक मोज़ेक।

शायद, सुदूर अतीत में, एक बड़े खगोलीय पिंड के साथ टकराव के परिणामस्वरूप, कोर का घूमना बंद हो गया, साथ ही वायुमंडल की मुख्य मात्रा का नुकसान भी हुआ। ऐसा माना जाता है कि चुंबकीय क्षेत्र का नुकसान लगभग 4 अरब साल पहले हुआ था। कमजोर चुंबकीय क्षेत्र के कारण, सौर हवा मंगल के वायुमंडल में लगभग बिना किसी बाधा के प्रवेश करती है, और सौर विकिरण की क्रिया के तहत पृथ्वी पर आयनमंडल और उससे ऊपर होने वाली कई फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाएं मंगल पर लगभग इसकी सतह पर ही देखी जा सकती हैं।

मंगल के भूवैज्ञानिक इतिहास में निम्नलिखित तीन युग शामिल हैं:

नोआचियन युग (मंगल का एक क्षेत्र "नोआचियन लैंड" के नाम पर): मंगल की सबसे पुरानी मौजूदा सतह का निर्माण। यह 4.5 अरब - 3.5 अरब साल पहले की अवधि में जारी रहा। इस युग के दौरान, सतह कई प्रभाव क्रेटरों से क्षतिग्रस्त हो गई थी। थारिस प्रांत के पठार का निर्माण संभवतः इसी काल में बाद में तीव्र जल प्रवाह से हुआ।

हेस्पेरियन युग: 3.5 अरब वर्ष पूर्व से 2.9 - 3.3 अरब वर्ष पूर्व तक। यह युग विशाल लावा क्षेत्रों के निर्माण से चिह्नित है।

अमेजोनियन युग (मंगल ग्रह पर "अमेजोनियन मैदान" के नाम पर): 2.9-3.3 अरब वर्ष पहले से आज तक। इस युग के दौरान बने क्षेत्रों में बहुत कम उल्कापिंड क्रेटर हैं, लेकिन अन्यथा वे पूरी तरह से अलग हैं। माउंट ओलिंप का निर्माण इसी अवधि के दौरान हुआ था। इस समय, मंगल के अन्य भागों में लावा प्रवाहित हो रहा था।

मंगल ग्रह के चंद्रमा

मंगल ग्रह के प्राकृतिक उपग्रह फोबोस और डेमोस हैं। दोनों की खोज 1877 में अमेरिकी खगोलशास्त्री आसफ हॉल ने की थी। फोबोस और डेमोस अनियमित आकार के और बहुत छोटे होते हैं। एक परिकल्पना के अनुसार, वे मंगल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र द्वारा पकड़े गए क्षुद्रग्रहों के ट्रोजन समूह से (5261) यूरेका जैसे क्षुद्रग्रहों का प्रतिनिधित्व कर सकते हैं। उपग्रहों का नाम भगवान एरेस (अर्थात, मंगल) के साथ आने वाले पात्रों के नाम पर रखा गया है - फोबोस और डेमोस, जो भय और भय का प्रतीक हैं, जिन्होंने लड़ाई में युद्ध के देवता की मदद की।

दोनों उपग्रह मंगल के चारों ओर समान अवधि के साथ अपनी धुरी पर घूमते हैं, इसलिए वे हमेशा एक ही तरफ से ग्रह की ओर मुड़ते हैं। मंगल का ज्वारीय प्रभाव धीरे-धीरे फोबोस की गति को धीमा कर देता है, और अंततः मंगल ग्रह पर उपग्रह के गिरने (वर्तमान प्रवृत्ति को बनाए रखते हुए) या इसके विघटन का कारण बनेगा। इसके विपरीत, डेमोस मंगल ग्रह से दूर जा रहा है।

दोनों उपग्रहों का आकार त्रिअक्षीय दीर्घवृत्त के करीब है, फोबोस (26.6x22.2x18.6 किमी) डेमोस (15x12.2x10.4 किमी) से कुछ बड़ा है। डेमोस की सतह इस तथ्य के कारण अधिक चिकनी दिखती है कि अधिकांश क्रेटर सूक्ष्म कणों से ढके हुए हैं। जाहिर है, फोबोस पर, जो ग्रह के करीब है और अधिक विशाल है, उल्कापिंड के प्रभाव के दौरान निकला पदार्थ या तो सतह पर फिर से टकराया या मंगल पर गिर गया, जबकि डेमोस पर यह लंबे समय तक उपग्रह के चारों ओर कक्षा में रहा, धीरे-धीरे स्थिर हो गया और असमान भूभाग को छिपाना।

मंगल पर जीवन

यह लोकप्रिय विचार कि मंगल ग्रह पर बुद्धिमान मंगलवासियों का निवास था, 19वीं शताब्दी के अंत में व्यापक हो गया।

तथाकथित नहरों के बारे में शिआपरेल्ली की टिप्पणियों को, इसी विषय पर पर्सिवल लोवेल की एक पुस्तक के साथ मिलाकर, एक ऐसे ग्रह के विचार को लोकप्रिय बनाया गया जो सूख रहा था, ठंडा हो रहा था, मर रहा था और जिसमें एक प्राचीन सभ्यता सिंचाई का काम कर रही थी।

प्रसिद्ध लोगों द्वारा कई अन्य दृश्यों और घोषणाओं ने इस विषय के आसपास तथाकथित "मार्स फीवर" को जन्म दिया। 1899 में, कोलोराडो वेधशाला में रिसीवरों का उपयोग करके रेडियो सिग्नल में वायुमंडलीय हस्तक्षेप का अध्ययन करते समय, आविष्कारक निकोला टेस्ला ने एक दोहराए जाने वाले सिग्नल को देखा। फिर उन्होंने अनुमान लगाया कि यह मंगल जैसे अन्य ग्रहों से आया रेडियो सिग्नल हो सकता है। 1901 के एक साक्षात्कार में, टेस्ला ने कहा कि उनके मन में यह विचार आया कि हस्तक्षेप कृत्रिम रूप से किया जा सकता है। हालाँकि वह उनका अर्थ नहीं समझ सका, लेकिन उसके लिए यह असंभव था कि वे पूरी तरह से संयोग से उत्पन्न हुए। उनकी राय में यह एक ग्रह से दूसरे ग्रह के लिए किया गया अभिवादन था।

टेस्ला के सिद्धांत को प्रसिद्ध ब्रिटिश भौतिक विज्ञानी विलियम थॉमसन (लॉर्ड केल्विन) ने पुरजोर समर्थन दिया था, जिन्होंने 1902 में संयुक्त राज्य अमेरिका का दौरा करते हुए कहा था कि उनकी राय में टेस्ला ने संयुक्त राज्य अमेरिका को भेजे गए मार्टियन सिग्नल को उठाया था। हालाँकि, केल्विन ने अमेरिका छोड़ने से पहले इस कथन का जोरदार खंडन किया: "वास्तव में, मैंने कहा था कि मंगल ग्रह के निवासी, यदि वे मौजूद हैं, तो निश्चित रूप से न्यूयॉर्क देख सकते हैं, विशेष रूप से बिजली से प्रकाश।"

आज, इसकी सतह पर तरल पानी की उपस्थिति को ग्रह पर जीवन के विकास और रखरखाव के लिए एक शर्त माना जाता है। एक आवश्यकता यह भी है कि ग्रह की कक्षा तथाकथित रहने योग्य क्षेत्र में हो, जो सौर मंडल के लिए शुक्र के पीछे शुरू होती है और मंगल की कक्षा के अर्ध-प्रमुख अक्ष के साथ समाप्त होती है। पेरीहेलियन के दौरान, मंगल इस क्षेत्र के भीतर होता है, लेकिन कम दबाव वाला पतला वातावरण लंबे समय तक एक बड़े क्षेत्र पर तरल पानी की उपस्थिति को रोकता है। हाल के साक्ष्यों से पता चलता है कि मंगल की सतह पर कोई भी पानी स्थायी स्थलीय जीवन के लिए अत्यधिक खारा और अम्लीय है।

मैग्नेटोस्फीयर की कमी और मंगल का अत्यंत पतला वातावरण भी जीवन को बनाए रखने के लिए एक समस्या है। ग्रह की सतह पर गर्मी के प्रवाह की बहुत कमजोर गति है, यह सौर हवा के कणों द्वारा बमबारी से खराब रूप से अलग है, इसके अलावा, गर्म होने पर, पानी तुरंत वाष्पित हो जाता है, कम दबाव के कारण तरल अवस्था को दरकिनार कर देता है। मंगल भी तथाकथित की दहलीज पर है। "भूवैज्ञानिक मृत्यु"। ज्वालामुखी गतिविधि की समाप्ति ने स्पष्ट रूप से ग्रह की सतह और आंतरिक भाग के बीच खनिजों और रासायनिक तत्वों का संचार बंद कर दिया।

साक्ष्य बताते हैं कि पहले ग्रह पर जीवन की संभावना अब की तुलना में कहीं अधिक थी। हालाँकि, आज तक इस पर जीवों के अवशेष नहीं मिले हैं। 1970 के दशक के मध्य में चलाए गए वाइकिंग कार्यक्रम के तहत, मंगल ग्रह की मिट्टी में सूक्ष्मजीवों का पता लगाने के लिए प्रयोगों की एक श्रृंखला आयोजित की गई थी। इसके सकारात्मक परिणाम दिखे हैं, जैसे कि जब मिट्टी के कणों को पानी और पोषक मीडिया में रखा जाता है तो CO2 रिलीज में अस्थायी वृद्धि होती है। हालाँकि, तब मंगल ग्रह पर जीवन के इस प्रमाण पर कुछ वैज्ञानिकों द्वारा विवाद किया गया था [किसके द्वारा?]। इसके कारण नासा के वैज्ञानिक गिल्बर्ट लेविन के साथ उनका लंबा विवाद चला, जिन्होंने दावा किया था कि वाइकिंग ने जीवन की खोज की थी। चरमपंथियों के बारे में वर्तमान वैज्ञानिक ज्ञान के आलोक में वाइकिंग डेटा का पुनर्मूल्यांकन करने के बाद, यह निर्धारित किया गया कि किए गए प्रयोग इन जीवन रूपों का पता लगाने के लिए पर्याप्त नहीं थे। इसके अलावा, ये परीक्षण जीवों को मार भी सकते हैं, भले ही वे नमूनों में शामिल हों। फीनिक्स कार्यक्रम द्वारा किए गए परीक्षणों से पता चला है कि मिट्टी में बहुत क्षारीय पीएच है और इसमें मैग्नीशियम, सोडियम, पोटेशियम और क्लोराइड शामिल हैं। मिट्टी में पोषक तत्व जीवन का समर्थन करने के लिए पर्याप्त हैं, लेकिन जीवन रूपों को तीव्र पराबैंगनी प्रकाश से संरक्षित किया जाना चाहिए।

दिलचस्प बात यह है कि मंगल ग्रह के मूल के कुछ उल्कापिंडों में ऐसी संरचनाएं पाई गईं जो आकार में सबसे सरल बैक्टीरिया से मिलती जुलती हैं, हालांकि वे आकार में सबसे छोटे स्थलीय जीवों से कमतर हैं। इनमें से एक उल्कापिंड ALH 84001 है, जो 1984 में अंटार्कटिका में पाया गया था।

पृथ्वी से अवलोकन के परिणामों और मार्स एक्सप्रेस अंतरिक्ष यान के डेटा के अनुसार, मंगल के वातावरण में मीथेन का पता चला था। मंगल की परिस्थितियों में, यह गैस काफी तेजी से विघटित हो जाती है, इसलिए पुनःपूर्ति का एक निरंतर स्रोत होना चाहिए। ऐसा स्रोत या तो भूवैज्ञानिक गतिविधि हो सकता है (लेकिन मंगल ग्रह पर कोई सक्रिय ज्वालामुखी नहीं पाया गया है), या बैक्टीरिया की महत्वपूर्ण गतिविधि हो सकती है।

मंगल की सतह से खगोलीय प्रेक्षण

मंगल की सतह पर स्वचालित वाहनों के उतरने के बाद, ग्रह की सतह से सीधे खगोलीय अवलोकन करना संभव हो गया। सौर मंडल में मंगल की खगोलीय स्थिति, वायुमंडल की विशेषताओं, मंगल और उसके उपग्रहों की परिक्रमा की अवधि के कारण, मंगल के रात के आकाश की तस्वीर (और ग्रह से देखी गई खगोलीय घटनाएं) पृथ्वी से भिन्न होती हैं और कई मायनों में असामान्य और दिलचस्प लगता है।

मंगल ग्रह पर आसमानी रंग

सूर्योदय और सूर्यास्त के दौरान, आंचल में मार्टियन आकाश का रंग लाल-गुलाबी होता है, और सूर्य की डिस्क के करीब - नीले से बैंगनी तक, जो पूरी तरह से सांसारिक भोर की तस्वीर के विपरीत है।

दोपहर के समय मंगल का आकाश पीला-नारंगी होता है। पृथ्वी के आकाश की रंग योजना से इस तरह के अंतर का कारण मंगल के निलंबित धूल युक्त पतले, दुर्लभ वातावरण के गुण हैं। मंगल ग्रह पर, किरणों का रेले प्रकीर्णन (जो पृथ्वी पर आकाश के नीले रंग का कारण है) एक महत्वहीन भूमिका निभाता है, इसका प्रभाव कमजोर होता है। संभवतः, आकाश का पीला-नारंगी रंग मंगल ग्रह के वायुमंडल में लगातार निलंबित रहने वाले और मौसमी धूल भरी आंधियों द्वारा उठाए गए धूल के कणों में 1% मैग्नेटाइट की उपस्थिति के कारण भी होता है। गोधूलि सूर्योदय से काफी पहले शुरू हो जाती है और सूर्यास्त के काफी देर बाद तक रहती है। कभी-कभी बादलों में पानी के बर्फ के सूक्ष्म कणों पर प्रकाश के बिखरने के परिणामस्वरूप मंगल ग्रह के आकाश का रंग बैंगनी हो जाता है (बाद वाला एक दुर्लभ घटना है)।

सूर्य और ग्रह

मंगल ग्रह से देखा गया सूर्य का कोणीय आकार पृथ्वी से दिखाई देने वाले कोणीय आकार से कम है और मंगल ग्रह से दिखाई देने वाले कोणीय आकार का 2/3 है। सूर्य से अत्यधिक निकटता के कारण मंगल ग्रह से बुध व्यावहारिक रूप से नग्न आंखों से अवलोकन के लिए दुर्गम होगा। मंगल के आकाश में सबसे चमकीला ग्रह शुक्र है, दूसरे स्थान पर बृहस्पति है (इसके चार सबसे बड़े उपग्रहों को बिना दूरबीन के देखा जा सकता है), तीसरे स्थान पर पृथ्वी है।

पृथ्वी मंगल का आंतरिक ग्रह है, ठीक वैसे ही जैसे शुक्र पृथ्वी का है। तदनुसार, मंगल ग्रह से, पृथ्वी को सुबह या शाम के तारे के रूप में देखा जाता है, जो भोर से पहले उगता है या सूर्यास्त के बाद शाम के आकाश में दिखाई देता है।

मंगल के आकाश में पृथ्वी का अधिकतम विस्तार 38 डिग्री होगा। नग्न आंखों को, पृथ्वी एक चमकीले (लगभग -2.5 का अधिकतम दृश्य तारकीय परिमाण) हरे तारे के रूप में दिखाई देगी, जिसके बगल में चंद्रमा का पीला और धुंधला (लगभग 0.9) तारा आसानी से पहचाना जा सकेगा। एक दूरबीन में, दोनों वस्तुएं समान चरण दिखाएंगी। पृथ्वी के चारों ओर चंद्रमा की परिक्रमा मंगल ग्रह से इस प्रकार देखी जाएगी: पृथ्वी से चंद्रमा की अधिकतम कोणीय दूरी पर, नग्न आंखें चंद्रमा और पृथ्वी को आसानी से अलग कर देंगी: एक सप्ताह में चंद्रमा के "तारे" और पृथ्वी आंख से अविभाज्य एक तारे में विलीन हो जाएगी, एक और सप्ताह में चंद्रमा फिर से अधिकतम दूरी पर दिखाई देगा, लेकिन पृथ्वी के दूसरी तरफ। समय-समय पर, मंगल ग्रह पर एक पर्यवेक्षक पृथ्वी की डिस्क के पार चंद्रमा के मार्ग (पारगमन) को देखने में सक्षम होगा या, इसके विपरीत, पृथ्वी की डिस्क द्वारा चंद्रमा को कवर करने में सक्षम होगा। मंगल ग्रह से देखने पर पृथ्वी से चंद्रमा की अधिकतम स्पष्ट दूरी (और उनकी स्पष्ट चमक) पृथ्वी और मंगल की सापेक्ष स्थिति और, तदनुसार, ग्रहों के बीच की दूरी के आधार पर काफी भिन्न होगी। विरोध के युग के दौरान, यह लगभग 17 मिनट का चाप होगा, पृथ्वी और मंगल की अधिकतम दूरी पर - 3.5 मिनट का चाप। पृथ्वी, अन्य ग्रहों की तरह, राशि चक्र के तारामंडल बैंड में देखी जाएगी। मंगल ग्रह पर एक खगोलशास्त्री सूर्य की डिस्क के पार पृथ्वी के गुजरने का निरीक्षण करने में भी सक्षम होगा, अगली घटना 10 नवंबर, 2084 को होगी।

चंद्रमा - फोबोस और डेमोस

सूर्य की डिस्क के पार फ़ोबोस का मार्ग। अवसर की तस्वीरें

जब फोबोस को मंगल की सतह से देखा गया, तो इसका स्पष्ट व्यास पृथ्वी के आकाश में चंद्रमा की डिस्क का लगभग 1/3 और स्पष्ट परिमाण लगभग -9 (लगभग पहली तिमाही के चरण में चंद्रमा के समान) था। . फ़ोबोस पश्चिम में उगता है और पूर्व में अस्त होता है, केवल 11 घंटे बाद फिर से उगता है, इस प्रकार दिन में दो बार मंगल के आकाश को पार करता है। आकाश में इस तेज़ चंद्रमा की गति को रात के दौरान आसानी से देखा जा सकेगा, साथ ही इसके बदलते चरण भी देखे जा सकेंगे। नग्न आंखें फोबोस की राहत की सबसे बड़ी विशेषता - स्टिकनी क्रेटर को पहचान सकती हैं। डेमोस पूर्व में उगता है और पश्चिम में अस्त होता है, बिना ध्यान देने योग्य डिस्क के एक चमकीले तारे की तरह दिखता है, लगभग -5 परिमाण (पृथ्वी के आकाश में शुक्र से थोड़ा अधिक चमकीला), धीरे-धीरे 2.7 मंगल ग्रह के दिनों के लिए आकाश को पार करता है। दोनों उपग्रहों को एक ही समय में रात के आकाश में देखा जा सकता है, ऐसी स्थिति में फोबोस डेमोस की ओर बढ़ेगा।

फोबोस और डेमोस दोनों की चमक मंगल की सतह पर वस्तुओं के लिए रात में तेज छाया डालने के लिए पर्याप्त है। दोनों उपग्रहों में मंगल के भूमध्य रेखा की ओर अपेक्षाकृत छोटा झुकाव है, जो ग्रह के उच्च उत्तरी और दक्षिणी अक्षांशों में उनके अवलोकन को बाहर करता है: उदाहरण के लिए, फोबोस कभी भी 70.4 ° N के उत्तर में क्षितिज से ऊपर नहीं उठता है। श। या 70.4°S के दक्षिण में श।; डेमोस के लिए ये मान 82.7°N हैं। श। और 82.7° एस श। मंगल ग्रह पर, फोबोस और डेमोस का ग्रहण तब देखा जा सकता है जब वे मंगल की छाया में प्रवेश करते हैं, साथ ही सूर्य का ग्रहण भी देखा जा सकता है, जो सौर डिस्क की तुलना में फोबोस के छोटे कोणीय आकार के कारण केवल कुंडलाकार होता है।

आकाश

मंगल ग्रह पर उत्तरी ध्रुव, ग्रह की धुरी के झुकाव के कारण, सिग्नस तारामंडल में है (भूमध्यरेखीय निर्देशांक: दायां आरोहण 21 घंटे 10 मिनट 42 सेकंड, झुकाव +52 ° 53.0? और एक चमकीले तारे द्वारा चिह्नित नहीं है: ध्रुव के सबसे करीब) छठे परिमाण BD +52 2880 का एक मंद तारा है (इसके अन्य पदनाम HR 8106, HD 201834, SAO 33185 हैं। विश्व का दक्षिणी ध्रुव (निर्देशांक 9 घंटे 10 मिनट 42 सेकेंड और -52° 53.0) इससे कुछ डिग्री दूर है। तारा कप्पा पारुसोव (स्पष्ट परिमाण 2.5) - सिद्धांत रूप में, इसे मंगल ग्रह का दक्षिणी ध्रुव तारा माना जा सकता है।

मंगल ग्रह के क्रांतिवृत्त के राशि चक्र नक्षत्र पृथ्वी से देखे गए नक्षत्रों के समान हैं, एक अंतर के साथ: नक्षत्रों के बीच सूर्य की वार्षिक गति का अवलोकन करते समय, यह (पृथ्वी सहित अन्य ग्रहों की तरह), नक्षत्र के पूर्वी भाग को छोड़ देता है मीन राशि, मीन राशि के पश्चिमी भाग में पुनः प्रवेश करने से पहले 6 दिनों तक सेतुस तारामंडल के उत्तरी भाग से होकर गुजरेगी।

मंगल ग्रह के अध्ययन का इतिहास

मंगल ग्रह की खोज बहुत समय पहले, यहां तक ​​कि 3.5 हजार साल पहले, प्राचीन मिस्र में शुरू हुई थी। मंगल की स्थिति का पहला विस्तृत विवरण बेबीलोन के खगोलविदों द्वारा किया गया था, जिन्होंने ग्रह की स्थिति की भविष्यवाणी करने के लिए कई गणितीय तरीके विकसित किए थे। मिस्रियों और बेबीलोनियों के डेटा का उपयोग करके, प्राचीन यूनानी (हेलेनिस्टिक) दार्शनिकों और खगोलविदों ने ग्रहों की गति को समझाने के लिए एक विस्तृत भूकेंद्रिक मॉडल विकसित किया। कुछ सदियों बाद, भारतीय और इस्लामी खगोलविदों ने मंगल ग्रह के आकार और पृथ्वी से इसकी दूरी का अनुमान लगाया। 16वीं शताब्दी में, निकोलस कोपरनिकस ने गोलाकार ग्रहों की कक्षाओं के साथ सौर मंडल का वर्णन करने के लिए एक हेलियोसेंट्रिक मॉडल का प्रस्ताव रखा। उनके परिणामों को जोहान्स केप्लर द्वारा संशोधित किया गया, जिन्होंने मंगल ग्रह के लिए एक अधिक सटीक अण्डाकार कक्षा की शुरुआत की, जो कि देखे गए के साथ मेल खाती है।

1659 में फ्रांसेस्को फोंटाना ने दूरबीन से मंगल ग्रह को देखकर ग्रह का पहला चित्र बनाया। उन्होंने स्पष्ट रूप से परिभाषित गोले के केंद्र में एक काले धब्बे का चित्रण किया।

1660 में, जीन डोमिनिक कैसिनी द्वारा जोड़े गए ब्लैक स्पॉट में दो ध्रुवीय टोपियाँ जोड़ी गईं।

1888 में, रूस में अध्ययन करने वाले जियोवन्नी शिआपरेली ने व्यक्तिगत सतह विवरणों को पहला नाम दिया: एफ़्रोडाइट, इरिट्रिया, एड्रियाटिक, सिमेरियन के समुद्र; सूर्य, चंद्र और फीनिक्स की झीलें।

मंगल ग्रह के दूरबीन अवलोकन का उत्कर्ष 19वीं सदी के अंत में - 20वीं सदी के मध्य में आया। यह मुख्य रूप से सार्वजनिक हित और मंगल ग्रह के देखे गए चैनलों के आसपास प्रसिद्ध वैज्ञानिक विवादों के कारण है। पूर्व-अंतरिक्ष युग के खगोलविदों में, जिन्होंने इस अवधि के दौरान मंगल ग्रह का दूरबीन से अवलोकन किया, सबसे प्रसिद्ध हैं शिआपरेल्ली, पर्सीवल लोवेल, स्लिफ़र, एंटोनियाडी, बरनार्ड, जेरी-डेलोगे, एल. एडी, तिखोव, वाउकुलेर्स। यह वे थे जिन्होंने भौगोलिक विज्ञान की नींव रखी और मंगल की सतह के पहले विस्तृत मानचित्र संकलित किए - हालाँकि मंगल पर स्वचालित जांच की उड़ानों के बाद वे लगभग पूरी तरह से गलत निकले।

मंगल ग्रह का उपनिवेशीकरण

टेराफॉर्मिंग के बाद मंगल का अनुमानित दृश्य

स्थलीय प्राकृतिक परिस्थितियों के अपेक्षाकृत करीब होने से कुछ हद तक इस कार्य की पूर्ति में सुविधा होती है। विशेष रूप से, पृथ्वी पर ऐसे स्थान हैं जहाँ प्राकृतिक परिस्थितियाँ मंगल ग्रह के समान हैं। आर्कटिक और अंटार्कटिका में अत्यधिक कम तापमान की तुलना मंगल ग्रह के सबसे कम तापमान से भी की जा सकती है, और गर्मी के महीनों के दौरान मंगल की भूमध्य रेखा पृथ्वी जितनी गर्म (+20 डिग्री सेल्सियस) होती है। इसके अलावा पृथ्वी पर मंगल ग्रह के परिदृश्य के समान दिखने वाले रेगिस्तान भी हैं।

लेकिन पृथ्वी और मंगल ग्रह के बीच महत्वपूर्ण अंतर हैं। विशेष रूप से, मंगल का चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी की तुलना में लगभग 800 गुना कमजोर है। एक दुर्लभ (पृथ्वी की तुलना में सैकड़ों गुना) वातावरण के साथ, यह इसकी सतह तक पहुंचने वाले आयनकारी विकिरण की मात्रा को बढ़ाता है। अमेरिकी मानव रहित वाहन द मार्स ओडिसी द्वारा किए गए माप से पता चला कि मंगल की कक्षा में विकिरण पृष्ठभूमि अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन पर विकिरण पृष्ठभूमि से 2.2 गुना अधिक है। औसत खुराक लगभग 220 मिलीग्राम प्रति दिन (2.2 मिलीग्राम प्रति दिन या 0.8 मिलीग्राम प्रति वर्ष) थी। तीन वर्षों तक ऐसी पृष्ठभूमि में रहने के परिणामस्वरूप प्राप्त विकिरण की मात्रा अंतरिक्ष यात्रियों के लिए स्थापित सुरक्षा सीमा के करीब पहुंच रही है। मंगल की सतह पर, विकिरण पृष्ठभूमि कुछ कम है और खुराक प्रति वर्ष 0.2-0.3 GY है, जो इलाके, ऊंचाई और स्थानीय चुंबकीय क्षेत्रों के आधार पर काफी भिन्न होती है।

मंगल ग्रह पर मौजूद खनिजों की रासायनिक संरचना पृथ्वी के निकट अन्य खगोलीय पिंडों की तुलना में अधिक विविध है। 4फ्रंटियर्स कॉर्पोरेशन के अनुसार, वे न केवल मंगल ग्रह, बल्कि चंद्रमा, पृथ्वी और क्षुद्रग्रह बेल्ट को भी आपूर्ति करने के लिए पर्याप्त हैं।

पृथ्वी से मंगल तक उड़ान का समय (वर्तमान प्रौद्योगिकियों के साथ) अर्ध-दीर्घवृत्त में 259 दिन और परवलय में 70 दिन है। संभावित कॉलोनियों के साथ संचार करने के लिए, रेडियो संचार का उपयोग किया जा सकता है, जिसमें ग्रहों के निकटतम दृष्टिकोण के दौरान प्रत्येक दिशा में 3-4 मिनट की देरी होती है (जो हर 780 दिनों में दोहराई जाती है) और लगभग 20 मिनट की देरी होती है। ग्रहों की अधिकतम दूरी पर; कॉन्फ़िगरेशन (खगोल विज्ञान) देखें।

आज तक, मंगल ग्रह के उपनिवेशीकरण के लिए कोई व्यावहारिक कदम नहीं उठाया गया है, लेकिन उपनिवेशीकरण विकसित किया जा रहा है, उदाहरण के लिए, शताब्दी अंतरिक्ष यान परियोजना, डीप स्पेस हैबिटेट ग्रह पर रहने के लिए एक आवास मॉड्यूल का विकास।