Atmosféra Marsu - chemické zloženie, poveternostné podmienky a klíma v minulosti. Atmosféra Marsu Primárny prvok atmosféry Marsu

Ako každá veľká planéta, aj Mars má atmosféru. Pozostáva z plynnej látky, ktorú planéta drží vďaka gravitácii. Vzduch na Marse je však veľmi odlišný od toho na Zemi.

Všeobecné informácie o atmosfére Marsu

Atmosféra Marsu je oveľa tenšia ako na Zemi. Jeho výška je 11 km, čo je približne 9-10% zemskej výšky. Spôsobuje to slabá gravitačná sila planéty, ktorá nedokáže udržať širšiu vrstvu plynu. Malá hrúbka a hustota atmosféry spôsobuje také vzdušné javy, aké na Zemi nenájdeme.

Chemicky sa atmosféra skladá hlavne z oxidu uhličitého.

Hustota atmosféry je tiež veľmi nízka: viac ako 61-krát menšia ako priemerná hustota na Zemi.

Kvôli svojim vlastnostiam je atmosféra neustále vystavená slnečnému vetru, stráca hmotu a rozptyľuje sa rýchlejšie ako na iných planétach. Tento proces sa nazýva disipácia. Je to spôsobené tým, že planéta Mars nemá magnetické pole.

Atmosférická štruktúra

Napriek tomu, že je tenká, atmosféra Marsu je heterogénna a má vrstvenú štruktúru. Jeho štruktúra vyzerá takto:

● Pod všetkými vrstvami je troposféra. Zaberá celý priestor od povrchu do 20-30 km. Teplota tu klesá rovnomerne, keď stúpa. Horná hranica troposféry nie je pevná a mení svoju polohu počas roka.

● Hore je stratomesosféra. Teplota v tejto časti je približne rovnaká a rovná sa –133 °C. Pokračuje až do výšky 100 km nad povrchom, kde spolu s ňou končí aj celá spodná atmosféra.

● Všetko, čo sa nachádza vyššie (až po hranicu, kde začína priestor), sa nazýva horná atmosféra. Iný názov pre túto vrstvu je termosféra a jej priemerná teplota je od 200 do 350 K.

● V jeho vnútri sa nachádza ionosféra, ktorá sa, ako už názov napovedá, vyznačuje vysokou úrovňou ionizácie, ktorá je výsledkom slnečného žiarenia. Začína približne na rovnakom mieste ako celá horná časť a má dĺžku približne 400 km.

● Vo výške okolo 230 km končí termosféra. Jeho posledná vrstva sa nazýva ekobáza.

● Chemosféra, ktorá nepatrí do spodnej ani hornej atmosféry, je definovaná, v ktorej prebiehajú chemické reakcie iniciované svetlom. Pretože Mars nemá žiadny ekvivalent k ozónovej vrstve Zeme, táto vrstva začína na úrovni povrchu. A končí vo výške 120 km.

Povrch Marsu je teda pokrytý pomerne tenkou a riedkou atmosférou, ktorá má však pomerne zložitú štruktúru. Celkovo sa atmosféra Marsu skladá zo siedmich vrstiev, ale toto číslo sa môže v rôznych zdrojoch líšiť, keďže vedci sa ešte nezhodli na povahe niektorých vrstiev.

Nemyslite si, že vrstvená štruktúra naznačuje statickosť. Atmosféra Marsu je tiež náchylná na zmeny, podobne ako na Zemi: obsahuje všeobecnú cirkuláciu aj súkromné ​​pohyby prúdenia vzduchu.

Atmosférické zloženie

Chemické zloženie atmosféry Marsu je veľmi odlišné od zloženia Zeme. Vzduch na Marse pozostáva z nasledujúcich plynov:

● Atmosféra planéty Mars je založená na oxide uhličitom. Zaberá približne 95 % jeho objemu. Toto je jediný ťažký plyn, ktorý planéta dokáže zadržať.

● Väčšina oxidu uhličitého je CO2, ale časť z neho tvorí aj oxid uhoľnatý CO. Táto frakcia je nezvyčajne malá a viedla vedcov k teórii o tom, prečo sa CO nehromadí.

● Dusík N2. Tvorí veľmi malú časť atmosféry – len 2,7 %. V atmosfére sa však môže zdržiavať len vo forme dvojitej molekuly. Žiarenie zo Slnka neustále rozkladá atmosférický dusík na atómy a potom sa rozptýli.

● Argón zaberá 1,6 % a je zastúpený najmä ťažkým izotopom argón-40.

● Kyslík je prítomný aj na Marse, no je obsiahnutý najmä vo vyšších vrstvách atmosféry a objavuje sa pri rozklade iných látok, odkiaľ potom prechádza do spodných vrstiev. Z tohto dôvodu je v nadmorskej výške približne 110 km a viac 3-4 krát viac O2 ako pod touto úrovňou. Nevedia dýchať.

● Ozón je najneistejší plyn v atmosfére Marsu. Jeho obsah závisí od teploty vzduchu, a teda od ročného obdobia, zemepisnej šírky a pologule.

● Metán na Marse je napriek nízkemu obsahu v atmosfére jedným z najzáhadnejších plynov na planéte. Môže mať viacero zdrojov, no najrelevantnejšie sú dva: vplyv teplôt (napríklad v sopkách) a spracovanie látok baktériami a prežúvavcami, po ktorých vzniká bakteriálny metán. To posledné je obzvlášť zaujímavé pre astrobiológiu – je to to, čo sa hľadá na potenciálne obývaných planétach, aby sa dokázalo, že majú život. Nie je známe, čo môže naznačovať metán objavujúci sa v výbuchoch na Marse.

● Organické zlúčeniny ako H2CO, HCl a SO2 sa nachádzajú aj v atmosfére Marsu. Môžu objasniť vyššie diskutovaný problém, pretože ich prítomnosť naznačuje absenciu sopečnej činnosti - a teda termogénneho metánu.

● Voda. Aj keď je jeho obsah niekoľko stokrát menší ako v najsuchších oblastiach Zeme, stále je prítomný.

● Za zmienku tiež stojí, že atmosféra Marsu je vyplnená drobnými prachovými časticami (hlavne oxidom železa). Zvonku robia atmosféru červeno-oranžovou a sú zodpovedné aj za farby oblohy, opačné ako na Zemi: denná obloha na Marse je žltohnedá, pri západe slnka a úsvite sa sfarbuje do ružova a okolo Slnko sa zmení na modrú.

Mraky

Atmosféra Červenej planéty je schopná vytvárať rovnaké javy ako Zem. Napríklad na Marse sú mraky.

V atmosfére planéty Mars je veľmi málo parnej vody, ale stále dosť na to, aby sa objavili mraky. Najčastejšie sa nachádzajú vo výške jeden až tri desiatky kilometrov nad povrchom. Koncentrovaná vodná para sa zhromažďuje v oblakoch hlavne na rovníku – tam ich možno pozorovať po celý rok.

Navyše oblak na Marse môže produkovať aj CO2. Väčšinou sa nachádza nad vodnými (v nadmorskej výške okolo 20 km).

Na Marse sú aj hmly. Najčastejšie - v nížinách a kráteroch, v noci.

Jedného dňa boli na fotografii marťanskej atmosféry objavené systémy oblakov podobné vírom. To bol dôkaz zložitejšieho klimatického javu – cyklónu. Na Zemi je to bežný jav, ale na iných planétach celkom nezvyčajný. O marťanských cyklónoch sa zatiaľ nič viac nevie.

Na Marse nie je obyčajný dážď, ale medzi prírodnými javmi sa niekedy pozoruje virga - kvapky alebo sneh, ktoré sa odparujú vo vzduchu predtým, ako sa dostanú na zem.

Skleníkový efekt

Rozhovor o skleníkovom efekte na Marse vždy prichádza v kontexte diskusie o tekutej vode, ktorá na ňom kedysi existovala. „Rieky“ na povrchu už o tom hovoria, ale vedcom to nestačilo a rozhodli sa zistiť, čo umožnilo objavenie sa tekutej H2O.
Keď bol Mars mladou planétou, jeho sopky boli mimoriadne aktívne. Každý sopečný výbuch na Marse uvoľnil oxid uhličitý a metán, ktoré sa pri vystavení slnečnému žiareniu rozkladajú, produkujú vodík a vytvárajú „vodíkový skleníkový efekt“. V určitom okamihu sa koncentrácia posledného plynu zvýšila natoľko, že umožnila existenciu jazier, riek a dokonca celých oceánov vody. Časom sa však atmosféra planéty stenčila a už nedokázala poskytnúť podmienky, v ktorých by voda zostala tekutá. V súčasnosti možno na Marse nájsť iba vodnú paru alebo ľad. Prechod z jedného stavu agregácie do druhého nastáva sublimáciou, pričom sa obchádza kvapalný stupeň. Dá sa to nazvať unikátom v histórii atmosféry Marsu, keďže sa to ešte nestalo na žiadnej inej planéte. Toto je však len vedecká teória.

Tlak

V priemere je atmosférický tlak na Marse 4,5 mmHg alebo 600 Pascalov. To je jedna 169-tina priemerného tlaku na Zemi. Takýto tlak znemožňuje človeku prežiť na povrchu bez skafandru. Ľuďom, ktorí sa ocitnú na otvorenom povrchu planéty Mars bez ochrany, hrozí okamžitá smrť. Dôvodom je existencia takzvaného Armstrongovho limitu - tlakovej úrovne, pri ktorej voda vrie pri normálnej teplote ľudského tela. Atmosférický tlak na povrchu Marsu je výrazne pod touto hranicou.

Prachoví diabli

Prachové búrky, ktoré sa pravidelne vyskytujú na Marse, sú črtou tejto planéty. Spôsobujú ich búrky na Marse, pri ktorých rýchlosť vetra dosahuje 100 km/h. Vzduch zbiera prach visiaci v atmosfére do výšky až 50 km. To vedie k rovnakým prachovým búrkam na Marse. Najčastejšie sa vyskytujú v polárnych oblastiach a zúria 1,5 - 3 mesiace. Podobným spôsobom sa na Marse vyskytujú aj piesočné búrky. Jediný rozdiel je v tom, že tentoraz väčšie častice, ktoré sa usadzujú na povrchu – piesok – stúpajú do vzduchu.

Ak je však na Marse vietor, potom musia existovať aj nebezpečné vzdušné javy, ktoré spôsobuje. Napríklad tornáda. Ako búrky zdvíhajú do vzduchu piesok a prach, ale rozširujú sa stovky metrov na šírku a kilometre na výšku a zdajú sa byť oveľa nebezpečnejšie (aj keď ich rýchlosť je trikrát nižšia ako rýchlosť búrok - iba 30 km/h). Kvôli rovnako nízkej hustote atmosféry sú tornáda na Marse skôr tornádami. Ich druhé meno je prachoví diabli. Z obežnej dráhy môžete vidieť, ako zanechávajú čierne vírivé stopy na svetlom pieskovom povrchu.

Žiarenie

Žiarenie na Marse nepredstavuje pre ľudí menšie nebezpečenstvo ako prach alebo nízky tlak. Sú na to dva dôvody: slabosť a riedkosť atmosféry a absencia magnetosféry na planéte Mars. Vzduchová časť nie je schopná ochrániť svoj povrch pred kozmickým žiarením. Preto za pár dní strávených na planéte bez ochrany dostane astronaut ročnú dávku žiarenia.

Teraformovanie

Napriek tomu všetkému ľudia stále snívajú o dobytí Marsu a dokonca o tom, že sa stane obývateľným. Atmosféra Marsu je jednou z hlavných prekážok na tejto ceste. Navrhuje sa však terraformovať Mars nielen poskytnutím kyslíka a hustej atmosféry, ale aj vytvorením veľkého zdroja vesmírneho paliva. Navrhuje sa chemicky rozložiť oxid uhličitý na kyslík a CO, ktoré možno použiť na zásobovanie kolónie a transport paliva s cieľom nadviazať spojenie so Zemou.

Encyklopedický YouTube

1 / 5

✪ Projekt DISCOVER-AQ - výskum atmosféry (NASA v ruštine)

✪ NASA v ruštine: 18.01.2013 - video súhrn NASA na tento týždeň

✪ NEGATÍVNA OMSA [Správy z vedy a techniky]

✪ Mars, 1968, filmová esej o sci-fi, režisér Pavel Klushantsev

✪ 5 znakov života na Marse – odpočítavanie #37

titulky

Študovať

Atmosféra Marsu bola objavená ešte pred letmi automatických medziplanetárnych staníc na planétu. Vďaka spektrálnej analýze a opozíciám Marsu so Zemou, ktoré sa vyskytujú raz za 3 roky, astronómovia už v 19. storočí vedeli, že má veľmi homogénne zloženie, z ktorého viac ako 95 % tvorí oxid uhličitý. V porovnaní s 0,04 % oxidu uhličitého v zemskej atmosfére sa ukazuje, že hmotnosť marťanského atmosférického oxidu uhličitého prevyšuje hmotnosť Zeme takmer 12-krát, takže pri terraformácii Marsu môže príspevok oxidu uhličitého k skleníkovému efektu vytvoriť klíma príjemná pre človeka o niečo skôr, ako sa dosiahne tlak 1 atmosféry, a to aj s prihliadnutím na väčšiu vzdialenosť Marsu od Slnka.

Začiatkom 20. rokov 20. storočia sa prvé merania teploty Marsu uskutočnili pomocou teplomera umiestneného v ohnisku odrazového ďalekohľadu. Merania W. Lamplanda v roku 1922 uviedli priemernú povrchovú teplotu Marsu 245 (-28 °C), E. Pettit a S. Nicholson v roku 1924 dosiahli 260 K (-13 °C). Nižšiu hodnotu získali v roku 1960 W. Sinton a J. Strong: 230 K (-43 °C). Prvé odhady tlaku – spriemerované – boli získané až v 60. rokoch pomocou pozemných IR spektroskopov: tlak 25 ± 15 hPa získaný z Lorentzovho rozšírenia čiar oxidu uhličitého znamenal, že ide o hlavnú zložku atmosféry.

Rýchlosť vetra môže byť určená Dopplerovým posunom spektrálnych čiar. Na tento účel sa meral posun čiar v milimetrovom a submilimetrovom rozsahu a merania pomocou interferometra umožňujú získať distribúciu rýchlosti v celej vrstve veľkej hrúbky.

Najpodrobnejšie a najpresnejšie údaje o teplote vzduchu a povrchu, tlaku, relatívnej vlhkosti a rýchlosti vetra nepretržite meria prístroj Rover Environmental Monitoring Station (REMS) na palube roveru Curiosity, ktorý pracuje v kráteri Gale od roku 2012. A práve zariadenie MAVEN, ktoré je na obežnej dráhe Marsu od roku 2014, je špeciálne navrhnuté na detailné štúdium horných vrstiev atmosféry, ich interakcie s časticami slnečného vetra a najmä dynamiky rozptylu.

Množstvo procesov, ktoré sú zložité alebo ešte nie je možné priamo pozorovať, je predmetom iba teoretického modelovania, ale je to aj dôležitá výskumná metóda.

Atmosférická štruktúra

Vo všeobecnosti sa atmosféra Marsu delí na spodnú a hornú; za tú sa považuje oblasť nad 80 km nad povrchom, kde zohrávajú aktívnu úlohu procesy ionizácie a disociácie. Jeho štúdiu je venovaná časť, ktorá sa bežne nazýva aeronómia. Zvyčajne, keď ľudia hovoria o atmosfére Marsu, majú na mysli spodnú atmosféru.

Niektorí vedci tiež rozlišujú dve veľké škrupiny - homosféru a heterosféru. V homosfére chemické zloženie nezávisí od nadmorskej výšky, pretože procesy prenosu tepla a vlhkosti v atmosfére a ich vertikálna výmena sú úplne určené turbulentným miešaním. Keďže molekulárna difúzia v atmosfére je nepriamo úmerná jej hustote, od určitej úrovne sa tento proces stáva dominantným a je hlavným znakom vrchného obalu – heterosféry, kde dochádza k separácii molekulárnej difúzie. Rozhranie medzi týmito plášťami, ktoré sa nachádza vo výškach medzi 120 a 140 km, sa nazýva turbopauza.

Nižšia atmosféra

Tiahne sa od povrchu do výšky 20-30 km troposféra, kde teplota s výškou klesá. Horná hranica troposféry sa mení v závislosti od ročného obdobia (teplotný gradient v tropopauze sa pohybuje od 1 do 3 stupňov/km s priemernou hodnotou 2,5 stupňa/km).

Nad tropopauzou je izotermická oblasť atmosféry - stratomesosféra, siahajúci do nadmorskej výšky 100 km. Priemerná teplota stratomesosféry je výnimočne nízka a dosahuje -133°C. Na rozdiel od Zeme, kde stratosféra obsahuje prevažne všetok atmosférický ozón, na Marse je jeho koncentrácia zanedbateľná (rozmiestnená je od výšok 50 - 60 km až po samotný povrch, kde je maximálna).

Horná atmosféra

Nad stratomesosférou sa rozprestiera horná vrstva atmosféry - termosféra. Vyznačuje sa nárastom teploty s výškou až po maximálnu hodnotu (200-350 K), po ktorej zostáva konštantná až do hornej hranice (200 km). V tejto vrstve bola zaznamenaná prítomnosť atómového kyslíka; jeho hustota vo výške 200 km dosahuje 5-6⋅10 7 cm −3. Prítomnosť vrstvy, ktorej dominuje atómový kyslík (ako aj skutočnosť, že hlavnou neutrálnou zložkou je oxid uhličitý) spája atmosféru Marsu s atmosférou Venuše.

Ionosféra- oblasť s vysokým stupňom ionizácie - sa nachádza v nadmorskej výške približne od 80-100 do cca 500-600 km. Obsah iónov je minimálny v noci a maximálny cez deň, keď hlavná vrstva vzniká vo výške 120-140 km fotoionizáciou oxidu uhličitého extrémne ultrafialovéžiarenie zo Slnka CO 2 + hν → CO 2 + + e -, ako aj reakcie medzi iónmi a neutrálnymi látkami CO 2 + + O → O 2 + + CO a O + + CO 2 → O 2 + + CO. Koncentrácia iónov, z toho 90 % O 2 + a 10 % CO 2 +, dosahuje 10 5 na centimeter kubický (v ostatných oblastiach ionosféry je o 1-2 rády nižšia). Je pozoruhodné, že ióny O2+ prevládajú v takmer úplnej absencii samotného molekulárneho kyslíka v atmosfére Marsu. Sekundárna vrstva sa vytvára v oblasti 110-115 km v dôsledku mäkkého röntgenového žiarenia a vyrazených rýchlych elektrónov. Vo výške 80-100 km niektorí výskumníci identifikujú tretiu vrstvu, ktorá sa niekedy prejavuje pod vplyvom častíc kozmického prachu, ktoré do atmosféry zavádzajú kovové ióny Fe +, Mg +, Na +. Neskôr sa však nielen potvrdil ich výskyt (a takmer v celom objeme hornej atmosféry) v dôsledku ablácie hmoty z meteoritov a iných kozmických telies vstupujúcich do atmosféry Marsu, ale aj ich všeobecne konštantná prítomnosť. Navyše v dôsledku absencie magnetického poľa na Marse sa ich distribúcia a správanie výrazne líšia od toho, čo sa pozoruje v zemskej atmosfére. Nad hlavným maximom sa môžu objaviť ďalšie dodatočné vrstvy v dôsledku interakcie so slnečným vetrom. Vrstva iónov O + je teda najvýraznejšia vo výške 225 km. Okrem troch hlavných typov iónov (O 2 +, CO 2 a O +) sa relatívne nedávno objavili aj H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H 2 boli tiež registrované O+, H30+, N2+/CO+, HCO+/HOC+/N2H+, NO+, HNO+, HO2+, Ar+, ArH+, Ne+, CO 2++ a HCO2+. Nad 400 km niektorí autori identifikujú „ionopauzu“, ale v tejto veci zatiaľ neexistuje konsenzus.

Pokiaľ ide o teplotu plazmy, blízko hlavného maxima je teplota iónov 150 K, ktorá sa zvyšuje na 210 K vo výške 175 km. Vyššie je výrazne narušená termodynamická rovnováha iónov s neutrálnym plynom a ich teplota prudko stúpa až na 1000 K vo výške 250 km. Teplota elektrónov môže byť niekoľko tisíc Kelvinov, zrejme v dôsledku magnetického poľa v ionosfére, a zvyšuje sa s rastúcim zenitovým uhlom Slnka a nie je rovnaká na severnej a južnej pologuli, čo môže byť spôsobené asymetriou zvyškové magnetické pole marťanskej kôry. Vo všeobecnosti možno dokonca rozlíšiť tri populácie vysokoenergetických elektrónov s rôznymi teplotnými profilmi. Magnetické pole ovplyvňuje aj horizontálne rozloženie iónov: nad magnetickými anomáliami sa vytvárajú prúdy vysokoenergetických častíc, ktoré sa krútia pozdĺž siločiar, čo zvyšuje intenzitu ionizácie, pozoruje sa zvýšená hustota iónov a lokálne štruktúry.

Vo výške 200-230 km sa nachádza horná hranica termosféry - exobáza, nad ktorou začína približne z výšky 250 km. exosféra Mars. Pozostáva z ľahkých látok – vodíka, uhlíka, kyslíka – ktoré vznikajú ako výsledok fotochemických reakcií v podložnej ionosfére, napríklad disociatívnej rekombinácie O2+ s elektrónmi. Nepretržitý prísun atómového vodíka do hornej atmosféry Marsu nastáva v dôsledku fotodisociácie vodnej pary na povrchu Marsu. Pretože koncentrácia vodíka s výškou klesá veľmi pomaly, prvok je hlavnou zložkou najvzdialenejších vrstiev atmosféry planéty a vytvára vodíkovú korónu, ktorá sa rozprestiera na vzdialenosť asi 20 000 km, aj keď neexistuje žiadna presná hranica a častice z tejto regiónu sa jednoducho postupne rozptýlia do okolitého priestoru.

V atmosfére Marsu sa tiež niekedy uvoľňuje chemosféra- vrstva, kde dochádza k fotochemickým reakciám, a keďže v dôsledku chýbajúcej ozónovej clony, podobne ako na Zemi, sa ultrafialové žiarenie dostáva až na samotný povrch planéty, sú možné aj tam. Marsovská chemosféra siaha od povrchu do nadmorskej výšky asi 120 km.

Chemické zloženie spodnej atmosféry

Napriek silnému riedeniu marťanskej atmosféry je v nej koncentrácia oxidu uhličitého približne 23-krát vyššia ako v zemskej atmosfére.

• Dusík (2,7 %) sa v súčasnosti aktívne rozptyľuje do vesmíru. Vo forme dvojatómovej molekuly je dusík stabilne zadržiavaný gravitáciou planéty, ale slnečným žiarením je rozdelený na jednotlivé atómy a ľahko opúšťa atmosféru.
• Argón (1,6 %) je zastúpený ťažkým izotopom argón-40, ktorý je pomerne odolný voči disipácii. Svetlo 36 Ar a 38 Ar sú prítomné len v častiach na milión
• Iné vzácne plyny: neón, kryptón, xenón (ppm)
• Oxid uhličitý (CO) je produktom fotodisociácie CO 2 a predstavuje 7,5⋅10 -4 koncentrácie CO2 - to je nevysvetliteľne malá hodnota, pretože reverzná reakcia CO + O + M → CO 2 + M je zakázané a oveľa viac by sa muselo hromadiť CO. Boli navrhnuté rôzne teórie o tom, ako môže byť oxid uhoľnatý oxidovaný na oxid uhličitý, ale všetky majú jednu alebo druhú nevýhodu.
• Molekulárny kyslík (O 2) - vzniká ako výsledok fotodisociácie CO 2 a H 2 O v hornej atmosfére Marsu. Kyslík v tomto prípade difunduje do nižších vrstiev atmosféry, kde jeho koncentrácia dosahuje 1,3⋅10 -3 prízemnej koncentrácie CO 2 . Podobne ako Ar, CO a N 2 je to na Marse nekondenzovateľná látka, takže aj jeho koncentrácia podlieha sezónnym zmenám. V hornej atmosfére, v nadmorskej výške 90 – 130 km, je obsah O 2 (podiel v pomere k CO 2) 3 – 4-krát vyšší ako zodpovedajúca hodnota pre spodnú atmosféru a v priemere je 4⋅10-3, pričom sa mení v rozsah od 3,1⋅10 -3 do 5,8⋅10 -3. V dávnych dobách však atmosféra Marsu obsahovala väčšie množstvo kyslíka, porovnateľné s jeho podielom na mladej Zemi. Kyslík, dokonca aj vo forme jednotlivých atómov, sa už nerozptyľuje tak aktívne ako dusík, kvôli jeho väčšej atómovej hmotnosti, ktorá umožňuje jeho akumuláciu.
• Ozón – jeho množstvo veľmi kolíše v závislosti od povrchovej teploty: minimum je počas rovnodennosti vo všetkých zemepisných šírkach a maximum na póle, kde je zima, navyše je nepriamo úmerné koncentrácii vodnej pary. Jedna výrazná ozónová vrstva je vo výške asi 30 km a ďalšia medzi 30 a 60 km.
• Voda. Obsah H 2 O v atmosfére Marsu je približne 100-200-krát menší ako v atmosfére najsuchších oblastí Zeme a predstavuje v priemere 10-20 mikrónov deponovaného stĺpca vody. Koncentrácia vodnej pary podlieha výrazným sezónnym a denným zmenám. Stupeň nasýtenia vzduchu vodnou parou je nepriamo úmerný obsahu prachových častíc, ktoré sú centrami kondenzácie a v určitých oblastiach (v zime, v nadmorskej výške 20-50 km) boli zaznamenané pary, ktorých tlak presahuje tlak nasýtených pár 10-krát - oveľa viac ako v zemskej atmosfére.
• metán. Od roku 2003 existujú hlásenia o evidencii emisií metánu neznámeho pôvodu, avšak žiadnu z nich nemožno považovať za spoľahlivú pre určité nedostatky metód evidencie. V tomto prípade hovoríme o extrémne malých hodnotách - 0,7 ppbv (horná hranica - 1,3 ppbv) ako hodnota pozadia a 7 ppbv pre epizodické bursty, čo je na hranici riešiteľnosti. Keďže spolu s tým boli publikované aj informácie o neprítomnosti CH 4 potvrdenej ďalšími štúdiami, môže to naznačovať nejaký intermitentný zdroj metánu, ako aj existenciu nejakého mechanizmu jeho rýchlej deštrukcie, pričom trvanie fotochemickej deštrukcie metánu táto látka sa odhaduje na 300 rokov. Diskusia o tejto problematike je v súčasnosti otvorená a v kontexte astrobiológie je mimoriadne zaujímavá, pretože na Zemi je táto látka biogénneho pôvodu.
• Stopy niektorých organických zlúčenín. Najdôležitejšie sú horné limity H 2 CO, HCl a SO 2, ktoré naznačujú neprítomnosť reakcií s chlórom, ako aj sopečnú aktivitu, najmä nevulkanický pôvod metánu, ak je jeho existencia potvrdil.

Zloženie a tlak atmosféry Marsu znemožňujú dýchanie ľuďom a iným pozemským organizmom. Na prácu na povrchu planéty je potrebný skafander, aj keď nie taký objemný a chránený ako na Mesiaci a vo vesmíre. Samotná atmosféra Marsu nie je toxická a pozostáva z chemicky inertných plynov. Atmosféra trochu spomaľuje telesá meteoritov, takže na Marse je menej kráterov ako na Mesiaci a sú menej hlboké. Mikrometeority úplne zhoria bez toho, aby sa dostali na povrch.

Voda, mraky a zrážky

Nízka hustota nebráni atmosfére vo vytváraní rozsiahlych javov, ktoré ovplyvňujú klímu.

V atmosfére Marsu nie je viac ako tisícina percenta vodnej pary, ale podľa výsledkov nedávnych štúdií (2013) je to stále viac, ako sa doteraz predpokladalo, a viac ako vo vyšších vrstvách zemskej atmosféry, a pri nízkom tlaku a teplote je v stave blízkom nasýteniu, takže sa často zhromažďuje v oblakoch. Vodné oblaky sa spravidla tvoria vo výškach 10-30 km nad povrchom. Sústreďujú sa hlavne na rovníku a pozorujú sa takmer počas celého roka. Oblaky pozorované vo vysokých hladinách atmosféry (viac ako 20 km) sa vytvárajú v dôsledku kondenzácie CO 2 . Rovnaký proces je zodpovedný za vznik nízkej (vo výške menšej ako 10 km) oblačnosti v polárnych oblastiach v zime, keď teplota atmosféry klesne pod bod mrazu CO 2 (-126 °C); v lete vznikajú podobné tenké útvary ľadu H 2 O

• Jeden zo zaujímavých a vzácnych atmosférických javov na Marse bol objavený („Viking-1“) pri fotografovaní severnej polárnej oblasti v roku 1978. Ide o cyklónové štruktúry, ktoré sú na fotografiách jasne identifikované vírovými systémami oblakov s protismernou cirkuláciou hodinových ručičiek. Boli objavené v pásme zemepisnej šírky 65-80° severnej šírky. w. v „teplom“ období roka, od jari do skorej jesene, kedy tu vzniká polárny front. Jeho výskyt je spôsobený ostrým kontrastom povrchových teplôt, ktorý existuje v tomto ročnom období medzi okrajom ľadovej pokrývky a okolitými pláňami. Vlnové pohyby vzdušných hmôt spojené s takýmto frontom vedú k objaveniu sa cyklónových vírov, ktoré sú nám na Zemi tak známe. Systémy vírových oblakov objavené na Marse majú veľkosť od 200 do 500 km, rýchlosť ich pohybu je približne 5 km/h a rýchlosť vetra na okraji týchto systémov je približne 20 m/s. Trvanie existencie jednotlivého cyklónového víru sa pohybuje od 3 do 6 dní. Teploty v centrálnej časti marťanských cyklónov naznačujú, že oblaky pozostávajú z kryštálov vodného ľadu.

  Sneh bol skutočne pozorovaný viac ako raz. V zime 1979 teda na pristávacej ploche Viking-2 padla tenká vrstva snehu, ktorá tam zostala niekoľko mesiacov.

  Prachové búrky a prachoví diabli

  Charakteristickým znakom atmosféry Marsu je neustála prítomnosť prachu; Podľa spektrálnych meraní sa veľkosť prachových častíc odhaduje na 1,5 μm. Nízka gravitácia umožňuje aj tenkým prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu do výšky až 50 km. A vetry, ktoré sú jedným z prejavov teplotných rozdielov, sa často prevaľujú nad povrchom planéty (najmä koncom jari - začiatkom leta na južnej pologuli, kedy je teplotný rozdiel medzi pologuľami obzvlášť prudký) a ich rýchlosť dosahuje 100 m/s. Týmto spôsobom vznikajú rozsiahle prachové búrky, dlho pozorované ako jednotlivé žlté oblaky a niekedy ako súvislý žltý plášť pokrývajúci celú planétu. Prachové búrky sa najčastejšie vyskytujú v blízkosti polárnych čiapok, ich trvanie môže dosiahnuť 50-100 dní. Slabý žltý opar v atmosfére sa zvyčajne pozoruje po veľkých prachových búrkach a je ľahko detekovateľný fotometrickými a polarimetrickými metódami.

  Prašné búrky, jasne viditeľné na snímkach z orbitálnych vozidiel, sa ukázali byť sotva viditeľné pri fotografovaní z pristávacích modulov. Prechod prachových búrok v miestach pristátia týchto vesmírnych staníc bol zaznamenaný iba prudkou zmenou teploty, tlaku a veľmi miernym stmavnutím celkového pozadia oblohy. Vrstva prachu, ktorá sa po búrke usadila v okolí miest pristátia Vikingov, dosahovala len niekoľko mikrometrov. To všetko svedčí o dosť nízkej únosnosti marťanskej atmosféry.

  Od septembra 1971 do januára 1972 sa na Marse vyskytla globálna prachová búrka, ktorá dokonca zabránila fotografovaniu povrchu zo sondy Mariner 9. Hmotnosť prachu v atmosférickom stĺpci (s optickou hĺbkou 0,1 až 10), odhadovaná počas tohto obdobia, sa pohybovala od 7,8⋅10-5 do 1,66⋅10-3 g/cm 2 . Celková hmotnosť prachových častíc v atmosfére Marsu tak v období globálnych prachových búrok môže dosiahnuť až 10 8 - 10 9 ton, čo je porovnateľné s celkovým množstvom prachu v zemskej atmosfére.

  • Polárna žiara bola prvýkrát zaznamenaná UV spektrometrom SPICAM na palube kozmickej lode Mars Express. Potom bola opakovane pozorovaná aparatúrou MAVEN, napríklad v marci 2015 a v septembri 2017 bola oveľa silnejšia udalosť zaznamenaná detektorom hodnotenia žiarenia (RAD) na roveri Curiosity. Analýza údajov z prístroja MAVEN odhalila aj polárne žiary zásadne odlišného typu – difúzne, ktoré sa vyskytujú v nízkych zemepisných šírkach, v oblastiach, ktoré nie sú viazané na anomálie magnetického poľa a sú spôsobené prienikom častíc s veľmi vysokou energiou, asi 200 keV, do atmosféru.

    Extrémne ultrafialové žiarenie Slnka navyše spôsobuje takzvanú vnútornú žiaru atmosféry (anglicky airglow).

    Registrácia optických prechodov počas polárnej žiary a ich vlastnej žiary poskytuje dôležité informácie o zložení hornej atmosféry, jej teplote a dynamike. Štúdium γ- a δ-pásov emisií oxidu dusnatého v noci teda pomáha charakterizovať cirkuláciu medzi osvetlenými a neosvetlenými oblasťami. A registrácia žiarenia na frekvencii 130,4 nm pri jeho vlastnej žiare pomohla odhaliť prítomnosť vysokoteplotného atómového kyslíka, čo bol dôležitý krok k pochopeniu správania sa atmosférických exosfér a korónov vôbec.

    Farba

    Prachové častice, ktoré vypĺňajú atmosféru Marsu, sú zložené hlavne z oxidu železa a to mu dodáva červenkasto-červený odtieň.

    Atmosféra má podľa meraní optickú hrúbku 0,9 – to znamená, že len 40 % dopadajúceho slnečného žiarenia sa cez jej atmosféru dostane na povrch Marsu a zvyšných 60 % pohltí prach visiaci vo vzduchu. Bez nej by mala marťanská obloha vo výške 35 kilometrov približne rovnakú farbu ako obloha na Zemi. Treba si uvedomiť, že v tomto prípade by sa ľudské oko prispôsobilo týmto farbám a vyváženie bielej by sa automaticky nastavilo tak, aby obloha bola videná rovnako ako za pozemských svetelných podmienok.

    Farba oblohy je veľmi heterogénna a pri absencii oblakov alebo prachových búrok od relatívne svetla na obzore prudko a postupne tmavne k zenitu. V relatívne pokojnom a bezvetrnom období, keď je menej prachu, môže byť obloha za zenitom úplne čierna.

    Napriek tomu sa vďaka snímkam z Mars roverov stalo známe, že pri západe a východe slnka okolo Slnka sa obloha sfarbí do modra. Dôvodom je rozptyl RAYLEIGH - svetlo je rozptýlené na časticiach plynu a sfarbuje oblohu, ale ak je počas marťanského dňa efekt slabý a voľným okom neviditeľný kvôli riedkej atmosfére a prachu, potom pri západe slnka presvitá slnko. oveľa hrubšia vrstva vzduchu, vďaka ktorej modrá a fialová začnú rozptyľovať zložky. Rovnaký mechanizmus je zodpovedný za modrú oblohu na Zemi počas dňa a žltooranžovú pri západe slnka. [ ]

    Panoráma dún Rocknest, zostavená zo záberov z roveru Curiosity.

    Zmeny

    Zmeny v horných vrstvách atmosféry sú pomerne zložité, pretože sú navzájom prepojené aj so spodnými vrstvami. Atmosférické vlny a príliv a odliv šíriace sa smerom nahor môžu mať významný vplyv na štruktúru a dynamiku termosféry a v dôsledku toho aj ionosféry, napríklad výšku hornej hranice ionosféry. Počas prachových búrok v spodnej atmosfére klesá jeho priehľadnosť, zahrieva sa a expanduje. Potom sa hustota termosféry zvyšuje – môže sa meniť aj rádovo – a výška maximálnej koncentrácie elektrónov môže stúpnuť až o 30 km. Zmeny v horných vrstvách atmosféry spôsobené prachovými búrkami môžu byť globálne a postihnúť oblasti až do 160 km nad povrchom planéty. Reakcia vyšších vrstiev atmosféry na tieto javy trvá niekoľko dní a návrat do predchádzajúceho stavu trvá oveľa dlhšie – niekoľko mesiacov. Ďalším prejavom vzťahu medzi hornou a spodnou atmosférou je, že vodná para, ktorá, ako sa ukázalo, je v spodnej atmosfére presýtená, môže podliehať fotodisociácii na ľahšie zložky H a O, ktoré zvyšujú hustotu exosféry a intenzitu straty vody z atmosféry Marsu. Vonkajšie faktory spôsobujúce zmeny v hornej atmosfére sú extrémne ultrafialové a mäkké röntgenové žiarenie zo Slnka, častice slnečného vetra, kozmický prach a väčšie telesá, ako sú meteority. Úloha je komplikovaná skutočnosťou, že ich vplyv je spravidla náhodný a jeho intenzitu a trvanie nemožno predvídať a cyklické procesy spojené so zmenami dennej doby, ročného obdobia, ako aj slnečného cyklu sú superponované na epizodické javy. V súčasnosti v najlepšom prípade existujú nahromadené štatistiky udalostí o dynamike atmosférických parametrov, ale teoretický popis vzorcov ešte nebol dokončený. Medzi koncentráciou častíc plazmy v ionosfére a slnečnou aktivitou bola definitívne stanovená priama úmernosť. Potvrdzuje to skutočnosť, že podobný vzor bol skutočne zaznamenaný na základe výsledkov pozorovaní v rokoch 2007-2009 pre ionosféru Zeme, a to napriek zásadnému rozdielu v magnetickom poli týchto planét, ktoré priamo ovplyvňuje ionosféru. A vyvrhovanie častíc zo slnečnej koróny, ktoré spôsobuje zmenu tlaku slnečného vetra, má za následok aj charakteristickú kompresiu magnetosféry a ionosféry: maximálna hustota plazmy klesá na 90 km.

    Denné výkyvy

    Atmosféra napriek svojej vzácnosti reaguje na zmeny toku slnečného tepla pomalšie ako povrch planéty. Ráno sa teda teplota veľmi mení s nadmorskou výškou: rozdiel 20° bol zaznamenaný vo výške 25 cm až 1 m nad povrchom planéty. Pri východe Slnka sa studený vzduch ohrieva od povrchu a stúpa nahor v charakteristickom víri, pričom dvíha prach do vzduchu – tak vznikajú prachoví diabli. V prípovrchovej vrstve (do 500 m výšky) prebieha teplotná inverzia. Po oteplení atmosféry na poludnie sa tento efekt už nepozoruje. Maximum sa dosahuje približne o 2. hodine poobede. Povrch sa potom ochladzuje rýchlejšie ako atmosféra a pozoruje sa opačný teplotný gradient. Pred západom slnka teplota opäť klesá s nadmorskou výškou.

    Zmena dňa a noci ovplyvňuje aj hornú vrstvu atmosféry. Predovšetkým v noci sa ionizácia slnečným žiarením zastaví, ale plazma sa po západe slnka po prvý raz doplňuje v dôsledku prúdenia z dennej strany a potom sa vytvára v dôsledku nárazov elektrónov pohybujúcich sa nadol pozdĺž magnetického poľa. siločiary (tzv. prenikanie elektrónov) - vtedy maximum pozorované vo výške 130-170 km. Preto je hustota elektrónov a iónov na nočnej strane oveľa nižšia a vyznačuje sa zložitým profilom, ktorý závisí aj od lokálneho magnetického poľa a mení sa netriviálnym spôsobom, ktorého vzor ešte nie je úplne pochopený a popísané teoreticky. Počas dňa sa stav ionosféry mení aj v závislosti od zenitového uhla Slnka.

    Ročný cyklus

    Rovnako ako na Zemi, aj na Marse dochádza k zmene ročných období v dôsledku sklonu rotačnej osi k rovine obežnej dráhy, takže v zime na severnej pologuli rastie polárna čiapočka a na južnej pologuli takmer zmizne a po šiestich mesiacoch hemisféry menia miesta. Navyše vďaka pomerne veľkej excentricite obežnej dráhy planéty v perihéliu (zimný slnovrat na severnej pologuli) dostáva až o 40 % viac slnečného žiarenia ako na aféliu a na severnej pologuli sú zimy krátke a relatívne mierne a letá sú dlhé, ale chladné, na juhu sú naopak letá krátke a relatívne teplé a zimy dlhé a chladné. V súvislosti s tým sa južná čiapočka v zime rozširuje na polovicu vzdialenosti pól-rovník a severná iba na tretinu. Keď na jednom z pólov začína leto, oxid uhličitý z príslušnej polárnej čiapočky sa vyparí a dostane sa do atmosféry; vetry ju zanesú do protiľahlej čiapky, kde opäť zamrzne. Vzniká tak kolobeh oxidu uhličitého, ktorý spolu s rôznymi veľkosťami polárnych čiapok spôsobuje, že tlak atmosféry Marsu sa mení pri jeho obehu okolo Slnka. Vzhľadom na to, že v zime v polárnej čiapke zamrzne až 20-30% celej atmosféry, tlak v zodpovedajúcej oblasti primerane klesá.

    Koncentrácia vodnej pary tiež podlieha sezónnym zmenám (ako aj denným) - pohybujú sa v rozmedzí 1-100 mikrónov. V zime je teda atmosféra takmer „suchá“. Vodná para sa v nej objavuje na jar a v polovici leta jej množstvo dosahuje maximum po zmenách povrchovej teploty. V období leto-jeseň sa vodná para postupne prerozdeľuje a jej maximálny obsah sa presúva zo severnej polárnej oblasti do rovníkových šírok. Zároveň celkový globálny obsah pár v atmosfére (podľa údajov Viking 1) zostáva približne konštantný a zodpovedá 1,3 km 3 ľadu. Maximálny obsah H 2 O (100 µm vyzrážanej vody sa rovná 0,2 % objemu bol zaznamenaný v lete nad tmavou oblasťou obklopujúcou zvyšok severnej polárnej čiapky - v tomto ročnom období je atmosféra nad ľadom polárnej čiapky zvyčajne blízko nasýtenia.

    V jarno-letnom období na južnej pologuli, keď sa najaktívnejšie tvoria prachové búrky, sa pozorujú denné alebo poldenné atmosférické prílivy - zvýšenie tlaku na povrchu a tepelná expanzia atmosféry v reakcii na jej zahrievanie.

    Striedanie ročných období ovplyvňuje aj vrchnú vrstvu atmosféry – ako neutrálnu zložku (termosféru), tak aj plazmu (ionosféru), pričom tento faktor treba brať do úvahy spolu so slnečným cyklom a to komplikuje úlohu popísať dynamiku horných vrstiev atmosféry. atmosféru.

    Dlhodobé zmeny

    pozri tiež

    Poznámky

    1. Williams, David R. Informačný prehľad o Marse (nedefinované) . Národné vesmírne vedecké dátové centrum. NASA (1. september 2004). Získané 28. septembra 2017.
    2. N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: malá terestriálna planéta: [Angličtina] ]// The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - T. 24, č. 1 (16. december). - S. 15. - DOI:10.1007/s00159-016-0099-5.
    3. Atmosféra Marsu (nedefinované) . VESMÍR-PLANÉTA // PORTÁL DO INEJ DIMENZIE
    4. Mars je červená hviezda. Popis oblasti. Atmosféra a klíma (nedefinované) . galspace.ru - Projekt "Výskum slnečnej sústavy". Získané 29. septembra 2017.
    5. (anglicky) Out thin Martian Air Časopis astrobiológia, Michael Schirber, 22. augusta 2011.
    6. Maxim Zabolotsky. Všeobecné informácie o atmosfére Marsu (nedefinované) . Spacegid.com(21.09.2013). Získané 20. októbra 2017.
    7. Mars Pathfinder - Veda  Výsledky - Atmosférické a meteorologické vlastnosti (nedefinované) . nasa.gov. Získané 20. apríla 2017.
    8. J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionizácia, svietivosť a zahrievanie hornej atmosféry Marsu: [Angličtina] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, vydanie. A12 (1. december). - s. 7315–7333. -

Mars, podobne ako Venuša, sú planéty podobné Zemi. Majú veľa spoločného, ​​ale existujú aj rozdiely. Vedci nestrácajú nádej na nájdenie života na Marse, ako aj na terraformáciu tohto „príbuzného“ Zeme, aj keď vo vzdialenej budúcnosti. Pre Červenú planétu sa táto úloha zdá jednoduchšia ako pre Venušu. Bohužiaľ, Mars má veľmi slabé magnetické pole, čo situáciu komplikuje. Faktom je, že v dôsledku takmer úplnej absencie magnetického poľa má slnečný vietor veľmi silný vplyv na atmosféru planéty. Spôsobuje rozptyl atmosférických plynov, takže denne unikne do vesmíru asi 300 ton atmosférických plynov.

Podľa odborníkov to bol slnečný vietor, ktorý spôsobil rozptyl asi 90 % atmosféry Marsu počas miliárd rokov. Výsledkom je, že tlak na povrchu Marsu je 0,7-1,155 kPa (1/110 zemského tlaku, takýto tlak na Zemi je možné vidieť pri stúpaní do výšky tridsiatich kilometrov od povrchu).

Atmosféru na Marse tvorí najmä oxid uhličitý (95 %) s malými prímesami dusíka, argónu, kyslíka a niektorých ďalších plynov. Žiaľ, tlak a zloženie atmosféry na Červenej planéte znemožňuje pozemským živým organizmom dýchať na Červenej planéte. Pravdepodobne niektoré mikroskopické organizmy budú schopné prežiť, ale v takýchto podmienkach sa nebudú môcť cítiť pohodlne.

Zloženie atmosféry nie je až taký problém. Ak by bol atmosférický tlak na Marse polovičný alebo tretinový oproti tlaku na Zemi, potom by kolonisti alebo marsonauti mohli byť na povrchu planéty v určitých denných a ročných obdobiach bez skafandrov, len s použitím dýchacieho prístroja. Mnohé pozemské organizmy by sa na Marse cítili pohodlnejšie.

NASA verí, že je možné zvýšiť atmosferický tlak na suseda Zeme tým, že chráni Mars pred slnečným vetrom. Túto ochranu zabezpečuje magnetické pole. Na Zemi existuje vďaka takzvanému hydrodynamickému dynamo mechanizmu. V tekutom jadre planéty neustále cirkulujú toky elektricky vodivej látky (roztaveného železa), vďaka čomu dochádza k excitácii elektrických prúdov, ktoré vytvárajú magnetické polia. Vnútorné toky v zemskom jadre sú asymetrické, čo spôsobuje nárast magnetického poľa. Zemská magnetosféra spoľahlivo chráni atmosféru pred rozfúkaním slnečným vetrom.

Dipól podľa výpočtov autorov projektu na vytvorenie magnetického štítu pre Mars vygeneruje dostatočne silné magnetické pole, ktoré nedovolí slnečnému vetru dosiahnuť planétu.

Nanešťastie pre ľudí na Marse (a Venuši) nie je konštantné silné magnetické pole, zaznamenávajú sa len slabé stopy. Vďaka Mars Global Surveyor bolo možné odhaliť magnetickú látku pod kôrou Marsu. NASA sa domnieva, že tieto anomálie vznikli pod vplyvom niekdajšieho magnetického jadra a zachovali si magnetické vlastnosti aj po tom, čo samotná planéta stratila svoje pole.

Kde získať magnetický štít

Vedecký riaditeľ NASA Jim Green sa domnieva, že prirodzené magnetické pole Marsu nemožno obnoviť, aspoň nie teraz alebo dokonca ani vo veľmi vzdialenej budúcnosti. Ale je možné vytvoriť umelé pole. Pravda, nie na samom Marse, ale vedľa neho. V prejave na workshope Planetary Science Vision 2050 na tému „Budúcnosť prostredia Marsu pre výskum a vedu“, Green navrhol vytvorenie magnetického štítu. Tento štít, Mars L1, podľa autorov projektu uzavrie Mars pred slnečným vetrom a planéta začne obnovovať svoju atmosféru. Plánuje sa umiestniť štít medzi Mars a Slnko, kde by bol na stabilnej obežnej dráhe. Plánuje sa vytvorenie poľa pomocou obrovského dipólu alebo dvoch rovnakých a opačne nabitých magnetov.

Diagram NASA ukazuje, ako by magnetický štít chránil Mars pred slnečným vetrom

Autori nápadu vytvorili niekoľko simulačných modelov, z ktorých každý ukázal, že po vypustení magnetického štítu by tlak na Marse dosiahol polovicu tlaku na Zemi. Najmä oxid uhličitý na póloch Marsu sa bude odparovať a z pevnej fázy sa zmení na plyn. Po čase sa prejaví skleníkový efekt, Mars sa začne otepľovať, ľad, ktorý je na mnohých miestach blízko povrchu planéty, sa roztopí a planéta bude pokrytá vodou. Predpokladá sa, že takéto podmienky existovali na Marse asi pred 3,5 miliardami rokov.

Samozrejme, toto nie je projekt dneška, ale možno v budúcom storočí budú ľudia schopní realizovať túto myšlienku a terraformovať Mars, čím si vytvoria druhý domov.

O letoch na Mars a jeho možnej kolonizácii dnes hovoria nielen spisovatelia sci-fi, ale aj skutoční vedci, podnikatelia, politici. Sondy a rovery poskytli odpovede o geologických vlastnostiach. Pre misie s ľudskou posádkou je však potrebné pochopiť, či má Mars atmosféru a akú má štruktúru.

Všeobecné informácie

Mars má svoju vlastnú atmosféru, ale tvorí len 1 % atmosféry Zeme. Podobne ako Venuša sa skladá hlavne z oxidu uhličitého, ale opäť oveľa redšieho. Relatívne hustá vrstva je 100 km (pre porovnanie, Zem má podľa rôznych odhadov 500 - 1000 km). Z tohto dôvodu neexistuje žiadna ochrana pred slnečným žiarením a teplotný režim prakticky nie je regulovaný. Na Marse nie je vzduch, ako ho poznáme.

Vedci stanovili presné zloženie:

• Oxid uhličitý - 96%.
• Argón - 2,1%.
• Dusík - 1,9%.

Metán bol objavený v roku 2003. Tento objav podnietil záujem o Červenú planétu, pričom mnohé krajiny spustili prieskumné programy, ktoré viedli k rečiam o úteku a kolonizácii.

Kvôli nízkej hustote nie je teplotný režim regulovaný, takže rozdiely sú v priemere 100 0 C. Počas dňa sú vytvorené pomerne príjemné podmienky +30 0 C av noci teplota na povrchu klesá na -80 0 C. tlak je 0,6 kPa (1 /110 od zemského indikátora). Na našej planéte sa podobné podmienky vyskytujú vo výške 35 km. To je hlavné nebezpečenstvo pre človeka bez ochrany – nezabije ho teplota ani plyny, ale tlak.

V blízkosti povrchu je vždy prach. V dôsledku nízkej gravitácie sa oblačnosť zdvihne až do výšky 50 km. Silné teplotné zmeny vedú k vetru s nárazmi do 100 m/s, takže prachové búrky sú na Marse bežné. Nepredstavujú vážnu hrozbu vzhľadom na nízku koncentráciu častíc v vzdušných hmotách.

Z akých vrstiev sa skladá atmosféra Marsu?

Gravitačná sila je menšia ako sila Zeme, takže atmosféra Marsu nie je tak jasne rozdelená na vrstvy podľa hustoty a tlaku. Homogénne zloženie zostáva až po značku 11 km, potom sa atmosféra začne rozdeľovať na vrstvy. Nad 100 km hustota klesá na minimálne hodnoty.

• Troposféra - do 20 km.
• Stratomesosféra - do 100 km.
• Termosféra - do 200 km.
• Ionosféra - do 500 km.

Horná vrstva atmosféry obsahuje ľahké plyny – vodík, uhlík. V týchto vrstvách sa hromadí kyslík. Jednotlivé častice atómového vodíka sa šíria na vzdialenosti až 20 000 km a vytvárajú vodíkovú korónu. Neexistuje jasné rozdelenie medzi extrémne regióny a vesmír.

Horná atmosféra

V nadmorskej výške viac ako 20-30 km sa nachádza termosféra - horné oblasti. Zloženie zostáva stabilné až do nadmorskej výšky 200 km. Je tu vysoký obsah atómového kyslíka. Teplota je pomerne nízka - do 200-300 K (od -70 do -200 0 C). Nasleduje ionosféra, v ktorej ióny reagujú s neutrálnymi prvkami.

Nižšia atmosféra

V závislosti od ročného obdobia sa mení hranica tejto vrstvy a táto zóna sa nazýva tropopauza. Ďalej sa rozširuje stratomesosféra, ktorej priemerná teplota je -133 0 C. Na Zemi obsahuje ozón, ktorý chráni pred kozmickým žiarením. Na Marse sa hromadí vo výške 50-60 km a potom prakticky chýba.

Atmosférické zloženie

Zemskú atmosféru tvorí dusík (78 %) a kyslík (20 %), v malých množstvách sú prítomné argón, oxid uhličitý, metán atď. Takéto podmienky sa považujú za optimálne pre vznik života. Zloženie vzduchu na Marse je výrazne odlišné. Hlavným prvkom atmosféry Marsu je oxid uhličitý - asi 95%. Dusík predstavuje 3 % a argón 1,6 %. Celkové množstvo kyslíka nie je väčšie ako 0,14%.

Toto zloženie vzniklo v dôsledku slabej gravitácie Červenej planéty. Najstabilnejší bol ťažký oxid uhličitý, ktorý sa v dôsledku sopečnej činnosti neustále dopĺňa. Ľahké plyny sú rozptýlené v priestore kvôli nízkej gravitácii a absencii magnetického poľa. Dusík je zadržiavaný gravitáciou vo forme dvojatómovej molekuly, ale vplyvom žiarenia sa štiepi a letí do vesmíru vo forme jednotlivých atómov.

Podobne je to aj s kyslíkom, ten však v horných vrstvách reaguje s uhlíkom a vodíkom. Vedci však úplne nechápu špecifiká reakcií. Podľa výpočtov by množstvo oxidu uhoľnatého CO malo byť väčšie, ale nakoniec sa oxiduje na oxid uhličitý CO2 a klesá na povrch. Samostatne sa molekulárny kyslík O2 objavuje až po chemickom rozklade oxidu uhličitého a vody v horných vrstvách pod vplyvom fotónov. Týka sa látok, ktoré na Marse nekondenzujú.

Vedci sa domnievajú, že pred miliónmi rokov bolo množstvo kyslíka porovnateľné s množstvom na Zemi – 15 – 20 %. Zatiaľ nie je presne známe, prečo sa podmienky zmenili. Jednotlivé atómy však neunikajú tak aktívne a vďaka väčšej hmotnosti sa dokonca hromadí. Do určitej miery sa pozoruje opačný proces.

Ďalšie dôležité prvky:

• Ozón prakticky chýba, jedna oblasť akumulácie je 30-60 km od povrchu.
• Obsah vody je 100-200-krát nižší ako v najsuchšej oblasti Zeme.
• Metán - sú pozorované emisie neznámeho charakteru a zatiaľ najdiskutovanejšia látka pre Mars.

Metán je na Zemi klasifikovaný ako živina, takže by mohol byť potenciálne spojený s organickou hmotou. Povaha vzhľadu a rýchleho zničenia ešte nebola vysvetlená, takže vedci hľadajú odpovede na tieto otázky.

Čo sa stalo s atmosférou Marsu v minulosti?

Počas miliónov rokov existencie planéty sa atmosféra mení v zložení a štruktúre. V dôsledku výskumu sa objavili dôkazy, že v minulosti na povrchu existovali tekuté oceány. Teraz však voda zostáva v malom množstve vo forme pary alebo ľadu.

Príčiny zmiznutia tekutiny:

• Nízky atmosférický tlak nie je schopný udržať vodu dlhodobo v tekutom stave, ako je to na Zemi.
• Gravitácia nie je dostatočne silná, aby udržala oblaky pary.
• V dôsledku absencie magnetického poľa je hmota unášaná časticami slnečného vetra do vesmíru.
• Pri výrazných teplotných zmenách môže byť voda konzervovaná iba v pevnom stave.

Inými slovami, atmosféra Marsu nie je dostatočne hustá, aby zadržala vodu ako kvapalinu a malá gravitačná sila nie je schopná zadržať vodík a kyslík.
Podľa odborníkov mohli priaznivé podmienky pre život na Červenej planéte vzniknúť približne pred 4 miliardami rokov. Možno v tom čase bol život.

Uvádzajú sa tieto dôvody zničenia:

• Nedostatok ochrany pred slnečným žiarením a postupné vyčerpávanie atmosféry v priebehu miliónov rokov.
• Zrážka s meteoritom alebo iným kozmickým telesom, ktorá okamžite zničila atmosféru.

Prvý dôvod je momentálne pravdepodobnejší, keďže sa zatiaľ nenašli žiadne stopy globálnej katastrofy. K podobným záverom dospela aj štúdia autonómnej stanice Curiosity. Mars rover určil presné zloženie vzduchu.

Staroveká atmosféra Marsu obsahovala veľa kyslíka

Dnes už vedci takmer nepochybujú o tom, že na Červenej planéte bola kedysi voda. Na mnohých pohľadoch na obrysy oceánov. Vizuálne pozorovania sú potvrdené špecifickými štúdiami. Rovery absolvovali pôdne testy v údoliach bývalých morí a riek a chemické zloženie potvrdilo prvotné predpoklady.

Za súčasných podmienok sa akákoľvek tekutá voda na povrchu planéty okamžite vyparí, pretože tlak je príliš nízky. Ak však v staroveku existovali oceány a jazerá, podmienky boli iné. Jedným z predpokladov je iné zloženie s podielom kyslíka okolo 15-20%, ako aj zvýšený podiel dusíka a argónu. V tejto podobe sa Mars stáva takmer identickým s našou domovskou planétou – s tekutou vodou, kyslíkom a dusíkom.

Iní vedci navrhli existenciu plnohodnotného magnetického poľa, ktoré môže chrániť pred slnečným vetrom. Jeho sila je porovnateľná so Zemou a to je ďalší faktor, ktorý hovorí v prospech prítomnosti podmienok pre vznik a rozvoj života.

Príčiny vyčerpania atmosféry

Vrchol rozvoja nastal v ére Hesperia (pred 3,5-2,5 miliardami rokov). Na rovine sa rozprestieral slaný oceán veľkosťou porovnateľný so Severným ľadovým oceánom. Teplota na povrchu dosiahla 40-50 0 C a tlak bol asi 1 atm. V tomto období je vysoká pravdepodobnosť existencie živých organizmov. Obdobie „prosperity“ však nebolo dostatočne dlhé na to, aby vznikol zložitý, oveľa menej inteligentný život.

Jedným z hlavných dôvodov je malá veľkosť planéty. Mars je menší ako Zem, takže gravitácia a magnetické pole sú slabšie. Výsledkom bolo, že slnečný vietor aktívne vyradil častice a doslova odrezal škrupinu vrstvu po vrstve. Zloženie atmosféry sa začalo meniť v priebehu 1 miliardy rokov, po ktorých sa klimatické zmeny stali katastrofálnymi. Pokles tlaku viedol k vyparovaniu kvapaliny a zmenám teploty.

Mars je štvrtou najvzdialenejšou planétou od Slnka a siedmou (predposlednou) najväčšou planétou slnečnej sústavy; Hmotnosť planéty je 10,7% hmotnosti Zeme. Pomenovaný po Marsovi, starorímskom bohu vojny, ktorý zodpovedá starogréckemu Aresovi. Mars sa niekedy nazýva „červená planéta“ kvôli červenkastému odtieňu jeho povrchu, ktorý dodáva oxid železitý.

Mars je terestriálna planéta so riedkou atmosférou (tlak na povrchu je 160-krát menší ako na Zemi). Rysy povrchového reliéfu Marsu možno považovať za impaktné krátery, ako sú tie na Mesiaci, ako aj sopky, údolia, púšte a polárne ľadové čiapky podobné tým na Zemi.

Mars má dva prirodzené satelity - Phobos a Deimos (preložené zo starovekej gréčtiny - „strach“ a „hrôza“ - mená dvoch synov Aresa, ktorí ho sprevádzali v boji), ktoré sú relatívne malé (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km v priemere) a majú nepravidelný tvar.

Veľké opozície Marsu, 1830-2035

rok	dátum	Vzdialenosť, a. e.
1830	19. septembra	0,388
1845	18. august	0,373
1860	17. júla	0,393
1877	5. septembra	0,377
1892	4. august	0,378
1909	24. septembra	0,392
1924	23. augusta	0,373
1939	23. júla	0,390
1956	10. septembra	0,379
1971	10. augusta	0,378
1988	22. septembra	0,394
2003	28. august	0,373
2018	27. júla	0,386
2035	15. septembra	0,382

Mars je štvrtou najvzdialenejšou od Slnka (po Merkúre, Venuši a Zemi) a siedmou najväčšou (hmotnosťou a priemerom presahuje len Merkúr) planétou slnečnej sústavy. Hmotnosť Marsu je 10,7 % hmotnosti Zeme (6,423 1023 kg oproti 5,9736 1024 kg pre Zem), jeho objem je 0,15 objemu Zeme a jeho priemerný lineárny priemer je 0,53 priemeru Zeme (6800 km ).

Topografia Marsu má mnoho jedinečných vlastností. Vyhasnutá marťanská sopka Mount Olympus je najvyššou horou slnečnej sústavy a Valles Marineris je najväčším kaňonom. Okrem toho v júni 2008 tri články publikované v časopise Nature poskytli dôkazy o najväčšom známom impaktnom kráteri v slnečnej sústave na severnej pologuli Marsu. Jeho dĺžka je 10 600 km a šírka 8 500 km, čo je asi štyrikrát viac ako najväčší impaktný kráter, ktorý bol predtým tiež objavený na Marse, blízko jeho južného pólu.

Mars má okrem podobnej topografie povrchu aj rotačné obdobie a sezónne cykly podobné ako na Zemi, no jeho klíma je oveľa chladnejšia a suchšia ako na Zemi.

Až do prvého preletu Marsu sondou Mariner 4 v roku 1965 mnohí výskumníci verili, že na jeho povrchu je tekutá voda. Tento názor bol založený na pozorovaniach periodických zmien vo svetlých a tmavých oblastiach, najmä v polárnych zemepisných šírkach, ktoré boli podobné kontinentom a moriam. Tmavé ryhy na povrchu Marsu niektorí pozorovatelia interpretovali ako zavlažovacie kanály pre tekutú vodu. Neskôr sa ukázalo, že tieto drážky boli optickým klamom.

Kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v tekutom stave, no je pravdepodobné, že v minulosti boli podmienky iné, a preto nemožno vylúčiť prítomnosť primitívneho života na planéte. 31. júla 2008 bola objavená ľadová voda na Marse vesmírnou sondou Phoenix NASA.

Vo februári 2009 mala orbitálna prieskumná konštelácia obiehajúca okolo Marsu tri funkčné kozmické lode: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Satellite, viac ako okolo ktorejkoľvek inej planéty okrem Zeme.

Povrch Marsu v súčasnosti skúmali dva rovery: Spirit a Opportunity. Na povrchu Marsu je tiež niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré dokončili prieskum.

Geologické údaje, ktoré zozbierali, naznačujú, že väčšinu povrchu Marsu predtým pokrývala voda. Pozorovania za posledné desaťročie odhalili slabú aktivitu gejzírov na niektorých miestach na povrchu Marsu. Podľa pozorovaní zo sondy Mars Global Surveyor časti južnej polárnej čiapky Marsu postupne ustupujú.

Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom. Jeho zdanlivá magnitúda dosahuje 2,91 m (pri najbližšom priblížení k Zemi), druhá v jasnosti po Jupiteri (a nie vždy počas veľkej opozície) a Venuši (ale len ráno alebo večer). Počas veľkej opozície je oranžový Mars najjasnejším objektom na nočnej oblohe Zeme, ale to sa vyskytuje iba raz za 15-17 rokov na jeden až dva týždne.

Orbitálne charakteristiky

Minimálna vzdialenosť z Marsu k Zemi je 55,76 milióna km (keď je Zem presne medzi Slnkom a Marsom), maximálna je asi 401 miliónov km (keď je Slnko presne medzi Zemou a Marsom).

Priemerná vzdialenosť od Marsu k Slnku je 228 miliónov km (1,52 AU) a doba obehu okolo Slnka je 687 pozemských dní. Dráha Marsu má pomerne výraznú excentricitu (0,0934), takže vzdialenosť od Slnka sa pohybuje od 206,6 do 249,2 miliónov km. Sklon obežnej dráhy Marsu je 1,85°.

Mars je najbližšie k Zemi počas opozície, keď je planéta v opačnom smere ako Slnko. Opozície sa opakujú každých 26 mesiacov na rôznych miestach obežnej dráhy Marsu a Zeme. Ale raz za 15-17 rokov nastanú opozície v čase, keď je Mars blízko svojho perihélia; Pri týchto takzvaných veľkých opozíciách (posledná bola v auguste 2003) je vzdialenosť k planéte minimálna a Mars dosahuje svoju najväčšiu uhlovú veľkosť 25,1" a jasnosť 2,88 m.

fyzicka charakteristika

Porovnanie veľkostí Zeme (priemerný polomer 6371 km) a Marsu (priemerný polomer 3386,2 km)

Z hľadiska lineárnej veľkosti je Mars takmer polovičný ako Zem – jeho rovníkový polomer je 3396,9 km (53,2 % zemského). Plocha povrchu Marsu je približne rovnaká ako plocha pevniny na Zemi.

Polárny polomer Marsu je približne o 20 km menší ako ten rovníkový, hoci doba rotácie planéty je dlhšia ako doba Zeme, čo dáva dôvod predpokladať, že rýchlosť rotácie Marsu sa v priebehu času mení.

Hmotnosť planéty je 6,418·1023 kg (11 % hmotnosti Zeme). Gravitačné zrýchlenie na rovníku je 3,711 m/s (0,378 Zeme); prvá úniková rýchlosť je 3,6 km/s a druhá je 5,027 km/s.

Doba rotácie planéty je 24 hodín 37 minút 22,7 sekúnd. Marťanský rok teda pozostáva z 668,6 marťanských slnečných dní (nazývaných sols).

Mars sa otáča okolo svojej osi sklonenej ku kolmici na obežnú rovinu pod uhlom 24°56?. Naklonenie rotačnej osi Marsu spôsobuje zmenu ročných období. Predlžovanie obežnej dráhy zároveň vedie k veľkým rozdielom v ich trvaní – napríklad severná jar a leto spolu trvajú 371 sólov, teda citeľne viac ako polovicu marťanského roka. Zároveň sa vyskytujú v časti obežnej dráhy Marsu, ktorá je vzdialená od Slnka. Preto je na Marse severné leto dlhé a chladné a južné krátke a horúce.

Atmosféra a klíma

Atmosféra Marsu, fotografia sondy Viking, 1976. Halleov „smajlíkový kráter“ je viditeľný vľavo

Teploty na planéte sa pohybujú od -153 na póloch v zime do viac ako 20 °C na rovníku na poludnie. Priemerná teplota je -50°C.

Atmosféra Marsu, pozostávajúca hlavne z oxidu uhličitého, je veľmi tenká. Tlak na povrchu Marsu je 160-krát menší ako na Zemi – 6,1 mbar na priemernej úrovni povrchu. Kvôli veľkému rozdielu nadmorskej výšky na Marse sa tlak na povrchu značne líši. Približná hrúbka atmosféry je 110 km.

Podľa NASA (2004) atmosféra Marsu pozostáva z 95,32 % oxidu uhličitého; ďalej obsahuje 2,7 % dusíka, 1,6 % argónu, 0,13 % kyslíka, 210 ppm vodnej pary, 0,08 % oxidu uhoľnatého, oxidu dusíka (NO) - 100 ppm, neónu (Ne) - 2, 5 ppm, poloťažkej vody vodík- deutérium-kyslík (HDO) 0,85 ppm, kryptón (Kr) 0,3 ppm, xenón (Xe) - 0,08 ppm.

Podľa údajov z pristávacieho modulu Viking (1976) sa v marťanskej atmosfére stanovilo asi 1-2% argónu, 2-3% dusíka a 95% oxidu uhličitého. Podľa údajov z družíc Mars-2 a Mars-3 je spodná hranica ionosféry vo výške 80 km, maximálna koncentrácia elektrónov 1,7 105 elektrón/cm3 sa nachádza vo výške 138 km, druhá dve maximá sú vo výškach 85 a 107 km.

Rádiové osvetlenie atmosféry na rádiových vlnách 8 a 32 cm Mars-4 AMS 10. februára 1974 ukázalo prítomnosť nočnej ionosféry Marsu s hlavným ionizačným maximom vo výške 110 km a koncentráciou elektrónov 4,6 × 103 elektrón/cm3, ako aj sekundárne maximá vo výške 65 a 185 km.

Atmosférický tlak

Podľa údajov NASA za rok 2004 je atmosférický tlak na priemernom polomere 6,36 mb. Hustota na povrchu ~0,020 kg/m3, celková hmotnosť atmosféry ~2,5·1016 kg.
Zmeny atmosférického tlaku na Marse v závislosti od dennej doby, zaznamenané pristávacím modulom Mars Pathfinder v roku 1997.

Na rozdiel od Zeme sa hmotnosť marťanskej atmosféry počas roka výrazne mení v dôsledku topenia a mrazenia polárnych čiapok obsahujúcich oxid uhličitý. Počas zimy zamrzne 20-30 percent celej atmosféry na polárnej čiapočke pozostávajúcej z oxidu uhličitého. Sezónne tlakové straty sú podľa rôznych zdrojov nasledovné hodnoty:

Podľa NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar pri priemernom polomere;
Podľa Encarta (2000): 6 až 10 mbar;
Podľa Zubrina a Wagnera (1996): 7 až 10 mbar;
Podľa pristávacieho modulu Viking 1: od 6,9 do 9 mbar;
Podľa pristávacieho modulu Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.

Hellas Impact Basin je najhlbšie miesto, kde možno na Marse nájsť najvyšší atmosférický tlak

Na mieste pristátia sondy Mars-6 v Erythraejskom mori bol zaznamenaný povrchový tlak 6,1 milibarov, čo sa v tom čase považovalo za priemerný tlak na planéte a z tejto úrovne bolo dohodnuté vypočítať výšky a hĺbky. na Marse. Podľa údajov tohto aparátu, získaných pri zostupe, sa tropopauza nachádza vo výške približne 30 km, kde je tlak 5·10-7 g/cm3 (ako na Zemi vo výške 57 km).

Oblasť Hellas (Mars) je taká hlboká, že atmosférický tlak dosahuje asi 12,4 milibarov, čo je nad trojným bodom vody (~ 6,1 mb) a pod bodom varu. Pri dostatočne vysokej teplote by tam mohla existovať voda v tekutom stave; pri tomto tlaku však voda vrie a mení sa na paru už pri +10 °C.

Na vrchole najvyššej 27 km sopky Olympus sa tlak môže pohybovať od 0,5 do 1 mbar (Zurek 1992).

Pred pristátím pristávacích modulov na povrchu Marsu bol nameraný tlak v dôsledku útlmu rádiových signálov zo sond Mariner 4, Mariner 6 a Mariner 7 pri vstupe do marťanského disku – 6,5 ± 2,0 mb na priemernej úrovni povrchu, čo je 160-krát menej ako na Zemi; rovnaký výsledok ukázali spektrálne pozorovania kozmickej lode Mars-3. Navyše v oblastiach nachádzajúcich sa pod priemernou úrovňou (napríklad v marťanskej Amazónii) tlak podľa týchto meraní dosahuje 12 mb.

Od 30. rokov 20. storočia. Sovietski astronómovia sa pokúsili určiť atmosférický tlak pomocou metód fotografickej fotometrie – rozdelením jasu pozdĺž priemeru disku v rôznych rozsahoch svetelných vĺn. Za týmto účelom francúzski vedci B. Liot a O. Dollfus uskutočnili pozorovania polarizácie svetla rozptýleného atmosférou Marsu. Súhrn optických pozorovaní publikoval americký astronóm J. de Vaucouleurs v roku 1951 a získali tlak 85 mb, takmer 15-krát nadhodnotený v dôsledku rušenia atmosférickým prachom.

Klíma

Mikroskopická fotografia 1,3 cm hematitového uzlíka urobená roverom Opportunity 2. marca 2004 ukazuje minulú prítomnosť tekutej vody

Klíma, podobne ako na Zemi, je sezónna. V chladnom období sa aj mimo polárnych čiapok môže na povrchu vytvárať slabý mráz. Prístroj Phoenix zaznamenal sneženie, no snehové vločky sa pred dosiahnutím povrchu vyparili.

Podľa NASA (2004) je priemerná teplota ~210 K (-63 °C). Podľa pristávacích modulov Viking je denný teplotný rozsah od 184 K do 242 K (-89 až -31 °C) (Viking-1) a rýchlosť vetra: 2-7 m/s (leto), 5-10 m /s (jeseň), 17-30 m/s (prašná búrka).

Podľa údajov z pristávacej sondy Mars-6 je priemerná teplota troposféry Marsu 228 K, v troposfére teplota klesá v priemere o 2,5 stupňa na kilometer a stratosféra nachádzajúca sa nad tropopauzou (30 km) má takmer konštantná teplota 144 K.

Podľa výskumníkov z Carl Sagan Center prebieha na Marse v posledných desaťročiach proces otepľovania. Iní odborníci sa domnievajú, že na takéto závery je ešte priskoro.

Existujú dôkazy, že v minulosti mohla byť atmosféra hustejšia a podnebie teplé a vlhké a na povrchu Marsu bola tekutá voda a dážď. Dôkazom tejto hypotézy je analýza meteoritu ALH 84001, ktorá ukázala, že asi pred 4 miliardami rokov bola teplota Marsu 18 ± 4 °C.

Prachoví diabli

Prachoví diabli odfotografovaní roverom Opportunity 15. mája 2005. Čísla v ľavom dolnom rohu označujú čas v sekundách od prvého záberu.

Od 70. rokov 20. storočia. V rámci programu Viking, ale aj rover Opportunity a ďalšie vozidlá boli zaznamenané početné prachové diabli. Ide o vzdušné víry, ktoré vznikajú blízko povrchu planéty a zdvíhajú do vzduchu veľké množstvo piesku a prachu. Vortexy sú často pozorované na Zemi (v anglicky hovoriacich krajinách sa im hovorí prachový diabli), ale na Marse môžu dosiahnuť oveľa väčšie veľkosti: 10-krát väčšie a 50-krát širšie ako tie na Zemi. V marci 2005 víchrica vyčistila solárne panely na roveri Spirit.

Povrch

Dve tretiny povrchu Marsu zaberajú svetlé oblasti nazývané kontinenty, asi tretinu tvoria tmavé oblasti nazývané moria. Moria sú sústredené hlavne na južnej pologuli planéty, medzi 10 a 40° zemepisnej šírky. Na severnej pologuli sú len dve veľké moria – Acidalia a Greater Syrtis.

Povaha tmavých oblastí je stále predmetom diskusie. Pretrvávajú napriek prachovým búrkam, ktoré zúria na Marse. Kedysi to podporovalo predpoklad, že tmavé oblasti sú pokryté vegetáciou. Teraz sa verí, že sú to jednoducho oblasti, z ktorých je vďaka ich topografii ľahko odfúknutý prach. Veľkoplošné snímky ukazujú, že tmavé oblasti v skutočnosti pozostávajú zo skupín tmavých pruhov a škvŕn spojených s krátermi, kopcami a inými prekážkami na ceste vetra. Sezónne a dlhodobé zmeny ich veľkosti a tvaru sú zrejme spojené so zmenou pomeru povrchových plôch pokrytých svetlou a tmavou hmotou.

Pologule Marsu sa značne líšia v povahe svojho povrchu. Na južnej pologuli je povrch 1-2 km nad priemerom a je husto posiaty krátermi. Táto časť Marsu pripomína mesačné kontinenty. Na severe je väčšina povrchu podpriemerná, je tu málo kráterov a prevažnú časť tvoria relatívne hladké pláne, pravdepodobne vytvorené lávovými záplavami a eróziou. Tento hemisférický rozdiel zostáva predmetom diskusie. Hranica medzi hemisférami sleduje približne veľkú kružnicu naklonenú 30° k rovníku. Hranica je široká a nepravidelná a tvorí svah smerom na sever. Pozdĺž nej sú najviac erodované oblasti povrchu Marsu.

Na vysvetlenie hemisférickej asymetrie boli predložené dve alternatívne hypotézy. Podľa jedného z nich sa v ranom geologickom štádiu litosférické dosky „spolu presunuli“ (možno náhodne) do jednej pologule, ako je kontinent Pangea na Zemi, a potom „zamrzli“ v tejto polohe. Ďalšia hypotéza naznačuje kolíziu medzi Marsom a kozmickým telesom veľkosti Pluta.
Topografická mapa Marsu podľa Mars Global Surveyor, 1999.

Veľký počet kráterov na južnej pologuli naznačuje, že povrch je tu prastarý – starý 3-4 miliardy rokov. Existuje niekoľko typov kráterov: veľké krátery s plochým dnom, menšie a mladšie miskovité krátery podobné Mesiacu, lemované krátery a vyvýšené krátery. Posledné dva typy sú na Marse jedinečné – lemované krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde tekuté výrony tiekli po povrchu, a vyvýšené krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde pokrývka kráterov chránila povrch pred veternou eróziou. Najväčšou črtou pôvodu nárazu je Hellas Plain (približne 2100 km v priemere).

V oblasti chaotickej krajiny v blízkosti hemisférickej hranice došlo na povrchu k veľkým oblastiam zlomov a kompresií, po ktorých niekedy nasledovala erózia (v dôsledku zosuvov pôdy alebo katastrofického úniku podzemnej vody), ako aj zaplavenie tekutou lávou. Chaotická krajina často leží na čele veľkých kanálov prerezaných vodou. Najprijateľnejšou hypotézou ich spoločného vzniku je náhle topenie podpovrchového ľadu.

Valles Marineris na Marse

Na severnej pologuli sa okrem rozsiahlych vulkanických plání nachádzajú dve oblasti veľkých sopiek – Tharsis a Elysium. Tharsis je rozľahlá vulkanická nížina s dĺžkou 2000 km, dosahujúca nadmorskú výšku 10 km nad priemerom. Nachádzajú sa na ňom tri veľké štítové sopky – Mount Arsia, Mount Pavlina a Mount Askrian. Na okraji Tharsis je hora Olymp, najvyššia na Marse a v slnečnej sústave. Olympus dosahuje výšku 27 km vzhľadom na svoju základňu a 25 km vo vzťahu k priemernej úrovni povrchu Marsu a pokrýva oblasť s priemerom 550 km, obklopenú útesmi, ktoré na niektorých miestach dosahujú výšku 7 km. Objem Olympu je 10-krát väčší ako objem najväčšej sopky na Zemi Mauna Kea. Nachádza sa tu aj niekoľko menších sopiek. Elysium – nadmorská výška až šesť kilometrov nad priemerom, s tromi sopkami – Hecate ́s Dome, Mount Elysium a Albor Dome.

Podľa iných údajov (Faure a Mensing, 2007) je výška Olympu 21 287 metrov nad zemou a 18 kilometrov nad okolitou oblasťou a priemer základne je približne 600 km. Základňa sa rozkladá na ploche 282 600 km2. Kaldera (prehĺbenina v strede sopky) je 70 km široká a 3 km hlboká.

Tharsis Rise tiež pretínajú mnohé tektonické zlomy, často veľmi zložité a rozsiahle. Najväčší z nich, Valles Marineris, sa tiahne v zemepisnej šírke takmer 4000 km (štvrtina obvodu planéty), pričom dosahuje šírku 600 a hĺbku 7-10 km; Tento zlom je svojou veľkosťou porovnateľný s východoafrickým riftom na Zemi. Na jej strmých svahoch dochádza k najväčším zosuvom pôdy v slnečnej sústave. Valles Marineris je najväčší známy kaňon v slnečnej sústave. Kaňon, ktorý v roku 1971 objavila sonda Mariner 9, by mohol pokryť celé Spojené štáty, od oceánu po oceán.

Panoráma krátera Victoria nasnímaná roverom Opportunity. Natáčalo sa tri týždne, medzi 16. októbrom a 6. novembrom 2006.

Panoráma povrchu Marsu v oblasti Husband Hill nasnímaná roverom Spirit 23. – 28. novembra 2005.

Ľad a polárne čiapky

Severná polárna čiapočka v lete, foto od Mars Global Surveyor. Dlhý široký zlom pretínajúci čiapku vľavo je severný zlom

Vzhľad Marsu sa značne líši v závislosti od ročného obdobia. V prvom rade sú markantné zmeny na polárnych ľadovcoch. Rastú a ubúdajú a vytvárajú sezónne vzory v atmosfére a povrchu Marsu. Južná polárna čiapka môže dosiahnuť zemepisnú šírku 50 °, severná - tiež 50 °. Priemer stálej časti severnej polárnej čiapky je 1000 km. Ako polárna čiapočka na jednej pologuli na jar ustupuje, rysy na povrchu planéty začínajú tmavnúť.

Polárne čiapky sa skladajú z dvoch zložiek: sezónna - oxid uhličitý a sekulárna - vodný ľad. Podľa údajov z družice Mars Express sa hrúbka čiapok môže pohybovať od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey objavila aktívne gejzíry na južnej polárnej čiapočke Marsu. Podľa expertov NASA prúdy oxidu uhličitého s jarným otepľovaním vyleteli do veľkých výšok a vzali so sebou prach a piesok.

Fotografie Marsu zobrazujúce prachovú búrku. jún – september 2001

Jarné topenie polárnych čiapok vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a presunu veľkých más plynu na opačnú pologuľu. Rýchlosť vetrov je v tomto prípade 10-40 m/s, miestami až 100 m/s. Vietor zdvíha z povrchu veľké množstvo prachu, čo vedie k prachovým búrkam. Silné prachové búrky takmer úplne zakrývajú povrch planéty. Prachové búrky majú citeľný vplyv na rozloženie teplôt v atmosfére Marsu.

V roku 1784 astronóm W. Herschel upozornil na sezónne zmeny veľkosti polárnych čiapok, analogicky s topením a mrazením ľadu v polárnych oblastiach Zeme. V 60. rokoch 19. storočia. Francúzsky astronóm E. Lie pozoroval vlnu tmavnutia okolo topiacej sa jarnej polárnej čiapočky, čo bolo následne interpretované hypotézou o šírení roztopenej vody a raste vegetácie. Spektrometrické merania, ktoré sa uskutočnili na začiatku 20. storočia. na Lovellovom observatóriu vo Flagstaffe od W. Slifera však nepreukázala prítomnosť línie chlorofylu, zeleného pigmentu suchozemských rastlín.

Z fotografií Mariner 7 bolo možné určiť, že polárne ľadovce sú hrubé niekoľko metrov a nameraná teplota 115 K (-158 °C) potvrdila možnosť, že pozostáva zo zamrznutého oxidu uhličitého – „suchého ľadu“.

Kopec, ktorý sa nazýva Mitchell Mountains, ktorý sa nachádza v blízkosti južného pólu Marsu, vyzerá po roztopení polárnej čiapky ako biely ostrov, keďže ľadovce v horách sa topia neskôr, a to aj na Zemi.

Údaje zo satelitu Mars Reconnaissance Satellite umožnili odhaliť výraznú vrstvu ľadu pod skalnatými sutinami na úpätí hôr. Ľadovec s hrúbkou stoviek metrov zaberá plochu tisícok štvorcových kilometrov a jeho ďalšie štúdium by mohlo poskytnúť informácie o histórii marťanskej klímy.

„riečne“ korytá a ďalšie funkcie

Na Marse je veľa geologických útvarov, ktoré pripomínajú vodnú eróziu, najmä suché korytá riek. Podľa jednej hypotézy tieto kanály mohli vzniknúť v dôsledku krátkodobých katastrofických udalostí a nie sú dôkazom dlhodobej existencie riečneho systému. Nedávne dôkazy však naznačujú, že rieky tiekli počas geologicky významných časových období. Boli objavené najmä obrátené kanály (to znamená kanály vyvýšené nad okolitou oblasťou). Na Zemi takéto útvary vznikajú v dôsledku dlhodobého nahromadenia hustých spodných sedimentov s následným vysychaním a zvetrávaním okolitých hornín. Okrem toho existujú dôkazy o posúvaní kanálov v delte rieky, keď sa povrch postupne dvíha.

Na juhozápadnej pologuli, v kráteri Eberswalde, bola objavená riečna delta s rozlohou asi 115 km2. Rieka, ktorá vyplavila deltu, mala viac ako 60 km.

Údaje z Mars roverov Spirit a Opportunity NASA tiež naznačujú prítomnosť vody v minulosti (našli sa minerály, ktoré sa mohli vytvoriť len v dôsledku dlhodobého vystavenia vode). Prístroj Phoenix objavil ľadové usadeniny priamo v zemi.

Okrem toho boli na svahoch objavené tmavé pruhy, ktoré naznačujú výskyt tekutej slanej vody na povrchu v modernej dobe. Objavujú sa krátko po nástupe leta a do zimy miznú, „obtekajú“ rôzne prekážky, splývajú a rozchádzajú sa. „Je ťažké si predstaviť, že by takéto štruktúry mohli vzniknúť z niečoho iného ako z prúdenia tekutín,“ povedal vedec z NASA Richard Zurek.

Na vulkanickej vrchovine Tharsis bolo objavených niekoľko nezvyčajných hlbokých studní. Súdiac podľa snímky Mars Reconnaissance Satellite urobenej v roku 2007, jedna z nich má priemer 150 metrov a osvetlená časť steny siaha nie menej ako 178 metrov do hĺbky. Bola predložená hypotéza o sopečnom pôvode týchto útvarov.

Priming

Elementárne zloženie povrchovej vrstvy marťanskej pôdy podľa údajov z landerov nie je na rôznych miestach rovnaké. Hlavnou zložkou pôdy je oxid kremičitý (20-25%), obsahujúci prímes hydrátov oxidov železa (až 15%), dodáva pôde červenkastú farbu. Existujú významné nečistoty zlúčenín síry, vápnika, hliníka, horčíka a sodíka (niekoľko percent pre každú).

Podľa údajov zo sondy Phoenix NASA (pristátie na Marse 25. mája 2008) sa pomer pH a niektoré ďalšie parametre marťanských pôd približujú k tým na Zemi a teoreticky by na nich bolo možné pestovať rastliny. „V skutočnosti sme zistili, že pôda na Marse spĺňa požiadavky a obsahuje aj prvky potrebné na vznik a udržanie života v minulosti, súčasnosti aj budúcnosti,“ povedal vedúci chemik projektu Sam Coonaves. Aj tento zásaditý typ pôdy si podľa neho veľa ľudí nájde na „svojom dvore“ a celkom sa hodí na pestovanie špargle.

V mieste pristátia je v zemi aj značné množstvo vodného ľadu. Orbiter Mars Odyssey tiež zistil, že pod povrchom červenej planéty sa nachádzajú nánosy vodného ľadu. Neskôr tento predpoklad potvrdili aj ďalšie zariadenia, no otázka prítomnosti vody na Marse bola definitívne vyriešená v roku 2008, keď sonda Phoenix, ktorá pristála blízko severného pólu planéty, dostala vodu z marťanskej pôdy.

Geológia a vnútorná štruktúra

V minulosti na Marse, rovnako ako na Zemi, dochádzalo k pohybu litosférických dosiek. Potvrdzujú to charakteristiky magnetického poľa Marsu, polohy niektorých sopiek napríklad v provincii Tharsis, ako aj tvar Valles Marineris. Súčasný stav, keď sopky môžu existovať oveľa dlhšie ako na Zemi a dosahujú gigantické veľkosti, naznačuje, že teraz tento pohyb skôr chýba. Podporuje to skutočnosť, že štítové sopky rastú v dôsledku opakovaných erupcií z toho istého prieduchu počas dlhého časového obdobia. Na Zemi v dôsledku pohybu litosférických dosiek vulkanické body neustále menili svoju polohu, čo obmedzovalo rast štítových sopiek a možno im neumožňovalo dosiahnuť výšky ako na Marse. Na druhej strane, rozdiel v maximálnej výške sopiek možno vysvetliť tým, že vďaka nižšej gravitácii na Marse je možné postaviť vyššie stavby, ktoré by sa vlastnou váhou nezrútili.

Porovnanie štruktúry Marsu a iných terestrických planét

Súčasné modely vnútornej štruktúry Marsu naznačujú, že Mars pozostáva z kôry s priemernou hrúbkou 50 km (a maximálnej hrúbky do 130 km), silikátového plášťa s hrúbkou 1800 km a jadra s polomerom 1480 km. Hustota v strede planéty by mala dosiahnuť 8,5 g/cm2. Jadro je čiastočne tekuté a pozostáva prevažne zo železa s prímesou 14-17 % (hmotn.) síry a obsah ľahkých prvkov je dvakrát vyšší ako v jadre Zeme. Podľa moderných odhadov sa formovanie jadra zhodovalo s obdobím raného vulkanizmu a trvalo asi miliardu rokov. Čiastočné tavenie plášťových silikátov trvalo približne rovnaký čas. V dôsledku nižšej gravitácie na Marse je rozsah tlaku v plášti Marsu oveľa menší ako na Zemi, čo znamená, že existuje menej fázových prechodov. Predpokladá sa, že fázový prechod olivínu do spinelovej modifikácie začína v pomerne veľkých hĺbkach - 800 km (400 km na Zemi). Povaha reliéfu a ďalšie znaky naznačujú prítomnosť astenosféry pozostávajúcej zo zón čiastočne roztavenej hmoty. Pre niektoré oblasti Marsu bola zostavená podrobná geologická mapa.

Podľa pozorovaní z obežnej dráhy a analýzy zbierky marťanských meteoritov sa povrch Marsu skladá hlavne z čadiča. Existujú dôkazy, ktoré naznačujú, že na častiach povrchu Marsu je materiál bohatší na kremeň ako obyčajný čadič a môže byť podobný andezitovým horninám na Zemi. Tieto isté pozorovania však možno interpretovať v prospech prítomnosti kremenného skla. Väčšia časť hlbšej vrstvy pozostáva z granulovaného prachu oxidu železa.

Magnetické pole Marsu

V blízkosti Marsu bolo zistené slabé magnetické pole.

Podľa údajov magnetometrov staníc Mars-2 a Mars-3 je sila magnetického poľa na rovníku asi 60 gama, na póle 120 gama, čo je 500-krát slabšie ako na Zemi. Podľa údajov AMS Mars-5 bola sila magnetického poľa na rovníku 64 gama a magnetický moment bol 2,4 1022 orersted cm2.

Magnetické pole Marsu je extrémne nestabilné, na rôznych miestach planéty sa jeho sila môže líšiť 1,5 až 2 krát a magnetické póly sa nezhodujú s fyzikálnymi. To naznačuje, že železné jadro Marsu je relatívne nehybné vo vzťahu k jeho kôre, to znamená, že mechanizmus planetárneho dynama zodpovedný za magnetické pole Zeme na Marse nefunguje. Hoci Mars nemá stabilné planetárne magnetické pole, pozorovania ukázali, že časti planetárnej kôry sú zmagnetizované a že magnetické póly týchto častí sa v minulosti menili. Magnetizácia týchto častí dopadla podobne ako pásové magnetické anomálie vo svetových oceánoch.

Jedna teória, publikovaná v roku 1999 a opätovne testovaná v roku 2005 (s pomocou bezpilotného Mars Global Surveyor), tieto pruhy ukazujú doskovú tektoniku pred 4 miliardami rokov predtým, ako prestalo fungovať dynamo planéty, čo spôsobilo prudké zoslabnutie magnetického poľa. Príčiny tohto prudkého oslabenia nie sú jasné. Je predpoklad, že fungovanie dynama 4 mld. rokmi sa vysvetľuje prítomnosťou asteroidu, ktorý obiehal vo vzdialenosti 50-75 tisíc kilometrov okolo Marsu a spôsobil nestabilitu v jeho jadre. Asteroid potom klesol na Rocheovu hranicu a zrútil sa. Samotné toto vysvetlenie však obsahuje nejasnosti a vo vedeckej komunite je sporné.

Geologická história

Globálna mozaika 102 snímok orbitálnej sondy Viking 1 z 22. februára 1980.

Možno sa v dávnej minulosti v dôsledku zrážky s veľkým nebeským telesom zastavila rotácia jadra, ako aj strata hlavného objemu atmosféry. Predpokladá sa, že k strate magnetického poľa došlo asi pred 4 miliardami rokov. V dôsledku slabosti magnetického poľa preniká slnečný vietor takmer bez prekážok do atmosféry Marsu a mnohé z fotochemických reakcií pod vplyvom slnečného žiarenia, ktoré sa vyskytujú v ionosfére a vyššie na Zemi, možno na Marse pozorovať takmer v jeho samom povrch.

Geologická história Marsu zahŕňa tieto tri obdobia:

Noachovská epocha (pomenovaná podľa „Noachovej zeme“, oblasti Marsu): Vznik najstaršieho prežívajúceho povrchu Marsu. Trvalo pred 4,5 miliardami až 3,5 miliardami rokov. Počas tejto éry bol povrch zjazvený početnými impaktnými krátermi. V tomto období pravdepodobne vznikla náhorná plošina Tharsis, neskôr s intenzívnym prúdením vody.

Éra Hesperia: pred 3,5 miliardami rokov až pred 2,9 - 3,3 miliardami rokov. Táto éra je poznačená tvorbou obrovských lávových polí.

Amazonská éra (pomenovaná podľa „Amazonskej nížiny“ na Marse): pred 2,9-3,3 miliardami rokov až do súčasnosti. Oblasti vytvorené počas tejto éry majú veľmi málo meteoritových kráterov, ale inak sú úplne odlišné. V tomto období vznikla hora Olymp. V tomto čase sa lávové prúdy šírili aj v iných častiach Marsu.

Mesiace Marsu

Prirodzenými satelitmi Marsu sú Phobos a Deimos. Obe objavil americký astronóm Asaph Hall v roku 1877. Phobos a Deimos majú nepravidelný tvar a veľmi malú veľkosť. Podľa jednej hypotézy môžu predstavovať asteroidy ako (5261) Eureka z trójskej skupiny asteroidov zachytených gravitačným poľom Marsu. Satelity sú pomenované podľa postáv sprevádzajúcich boha Aresa (teda Marsa), Phobosa a Deimosa, zosobňujúce strach a hrôzu, ktoré pomáhali bohu vojny v bitkách.

Oba satelity rotujú okolo svojich osí s rovnakou periódou ako okolo Marsu, takže k planéte sú vždy otočené tou istou stranou. Slapový vplyv Marsu postupne spomaľuje pohyb Phobosu a v konečnom dôsledku povedie k pádu satelitu na Mars (ak bude súčasný trend pokračovať), prípadne k jeho rozpadu. Naopak, Deimos sa vzďaľuje od Marsu.

Oba satelity majú tvar približujúci sa k trojosovému elipsoidu, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) je o niečo väčší ako Deimos (15x12,2x10,4 km). Povrch Deimosu sa javí oveľa hladší vďaka tomu, že väčšina kráterov je pokrytá jemnozrnným materiálom. Je zrejmé, že na Phobose, ktorý je bližšie k planéte a je masívnejší, látka vyvrhnutá počas dopadov meteoritu buď spôsobila opakované dopady na povrch alebo dopadla na Mars, zatiaľ čo na Deimos zostala na obežnej dráhe okolo satelitu dlhú dobu a postupne sa usadzovala. a skrýva nerovný terén.

Život na Marse

Populárna predstava, že Mars obývali inteligentní Marťania, sa rozšírila koncom 19. storočia.

Schiaparelliho pozorovania takzvaných kanálov v kombinácii s knihou Percivala Lowella na rovnakú tému spopularizovali myšlienku planéty, ktorej klíma sa stávala suchšou, chladnejšou, umierajúcou a na ktorej existovala staroveká civilizácia vykonávajúca zavlažovacie práce.

Početné ďalšie pozorovania a oznámenia slávnych ľudí viedli k vzniku takzvanej „Marsovej horúčky“ okolo tejto témy. V roku 1899, pri štúdiu atmosférického rušenia rádiových signálov pomocou prijímačov na observatóriu v Colorade, vynálezca Nikola Tesla pozoroval opakujúci sa signál. Potom navrhol, že by mohlo ísť o rádiový signál z iných planét, napríklad z Marsu. V rozhovore z roku 1901 Tesla povedal, že mal predstavu, že rušenie môže byť spôsobené umelo. Hoci nedokázal rozlúštiť ich význam, bolo pre neho nemožné, aby vznikli úplnou náhodou. Podľa jeho názoru to bol pozdrav z jednej planéty na druhú.

Teslova teória vzbudila nadšenú podporu slávneho britského fyzika Williama Thomsona (Lord Kelvin), ktorý pri návšteve Spojených štátov v roku 1902 povedal, že podľa jeho názoru Tesla zachytil signál od Marťanov vyslaný do Spojených štátov. Kelvin však pred odchodom z Ameriky začal toto tvrdenie dôrazne popierať: „V skutočnosti som povedal, že obyvatelia Marsu, ak by existovali, by určite videli New York, najmä svetlo z elektriny.“

Dnes sa prítomnosť tekutej vody na jej povrchu považuje za podmienku rozvoja a udržania života na planéte. Existuje tiež požiadavka, aby sa obežná dráha planéty nachádzala v takzvanej obývateľnej zóne, ktorá pre Slnečnú sústavu začína za Venušou a končí poloväčšou osou obežnej dráhy Marsu. Počas perihélia sa Mars nachádza v tejto zóne, ale tenká atmosféra s nízkym tlakom zabraňuje výskytu tekutej vody na veľkej ploche na dlhú dobu. Nedávne dôkazy naznačujú, že akákoľvek voda na povrchu Marsu je príliš slaná a kyslá na to, aby podporovala trvalý život podobný Zemi.

Chýbajúca magnetosféra a extrémne tenká atmosféra Marsu sú tiež výzvou na podporu života. Na povrchu planéty je veľmi slabý pohyb tepelných tokov, je slabo izolovaný od bombardovania časticami slnečného vetra, navyše pri zahriatí sa voda okamžite odparuje a obchádza kvapalné skupenstvo v dôsledku nízkeho tlaku. Mars je tiež na prahu tzv. „geologická smrť“. Koniec sopečnej činnosti zrejme zastavil cirkuláciu minerálov a chemických prvkov medzi povrchom a vnútrom planéty.

Dôkazy naznačujú, že planéta bola predtým oveľa náchylnejšia na podporu života ako teraz. Dodnes sa však na ňom nenašli žiadne zvyšky organizmov. Program Viking, ktorý sa uskutočnil v polovici 70-tych rokov, uskutočnil sériu experimentov na detekciu mikroorganizmov v pôde Marsu. Prinieslo to pozitívne výsledky, ako napríklad dočasné zvýšenie emisií CO2, keď sa častice pôdy umiestnia do vody a pestovateľského média. Potom však niektorí vedci spochybnili tento dôkaz života na Marse [kto?]. To viedlo k ich zdĺhavému sporu s vedcom z NASA Gilbertom Levinom, ktorý tvrdil, že Viking objavil život. Po prehodnotení údajov Viking vo svetle súčasných vedeckých poznatkov o extrémofiloch sa zistilo, že vykonané experimenty neboli dostatočne pokročilé na to, aby odhalili tieto formy života. Navyše tieto testy mohli dokonca zabiť organizmy, aj keď boli obsiahnuté vo vzorkách. Testy vykonané v rámci programu Phoenix ukázali, že pôda má veľmi zásadité pH a obsahuje horčík, sodík, draslík a chlorid. V pôde je dostatok živín na podporu života, ale formy života musia byť chránené pred intenzívnym ultrafialovým svetlom.

Je zaujímavé, že v niektorých meteoritoch marťanského pôvodu boli nájdené útvary, ktoré majú tvar najjednoduchších baktérií, hoci sú svojou veľkosťou podradnejšie ako najmenšie pozemské organizmy. Jedným z takýchto meteoritov je ALH 84001, nájdený v Antarktíde v roku 1984.

Na základe pozorovaní zo Zeme a údajov zo sondy Mars Express bol v atmosfére Marsu objavený metán. V podmienkach Marsu sa tento plyn rozkladá pomerne rýchlo, takže musí existovať stály zdroj doplňovania. Takýmto zdrojom by mohla byť buď geologická aktivita (na Marse však neboli nájdené žiadne aktívne sopky), alebo aktivita baktérií.

Astronomické pozorovania z povrchu Marsu

Po pristátí automatických vozidiel na povrchu Marsu bolo možné vykonávať astronomické pozorovania priamo z povrchu planéty. Vzhľadom na astronomickú polohu Marsu v slnečnej sústave, vlastnosti atmosféry, obežnú dobu Marsu a jeho satelitov sa obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomických javov pozorovaných z planéty) líši od toho na Zemi a v mnohých ohľadoch vyzerá nezvyčajne a zaujímavo.

Farba oblohy na Marse

Počas východu a západu slnka má marťanská obloha v zenite červeno-ružovú farbu a v bezprostrednej blízkosti slnečného disku - od modrej po fialovú, čo je úplne opačné ako na obrázku pozemských úsvitov.

Na poludnie je obloha Marsu žltooranžová. Príčinou takýchto rozdielov od farieb zemskej oblohy sú vlastnosti tenkej, riedkej atmosféry Marsu obsahujúcej prach. Na Marse hrá Rayleighov rozptyl lúčov (ktorý je na Zemi dôvodom modrej farby oblohy) nepodstatnú úlohu, jeho účinok je slabý. Žlto-oranžová farba oblohy je pravdepodobne spôsobená aj prítomnosťou 1% magnetitu v prachových časticiach neustále suspendovaných v atmosfére Marsu a vyvolaných sezónnymi prachovými búrkami. Súmrak začína dlho pred východom slnka a trvá dlho po západe slnka. Niekedy farba marťanskej oblohy nadobudne fialový odtieň v dôsledku rozptylu svetla na mikročasticiach vodného ľadu v oblakoch (ten je pomerne zriedkavý jav).

Slnko a planéty

Uhlová veľkosť Slnka pozorovaná z Marsu je menšia ako uhlová veľkosť viditeľná zo Zeme a je 2/3 druhej. Merkúr z Marsu bude prakticky nedostupný na pozorovanie voľným okom pre jeho extrémnu blízkosť k Slnku. Najjasnejšou planétou na oblohe Marsu je Venuša, na druhom mieste je Jupiter (jeho štyri najväčšie satelity možno pozorovať aj bez ďalekohľadu) a na treťom mieste Zem.

Zem je vnútornou planétou Marsu, rovnako ako Venuša pre Zem. V súlade s tým je Zem z Marsu pozorovaná ako ranná alebo večerná hviezda, ktorá vychádza pred úsvitom alebo je viditeľná na večernej oblohe po západe slnka.

Maximálne predĺženie Zeme na oblohe Marsu bude 38 stupňov. Voľným okom bude Zem viditeľná ako jasná (maximálna viditeľná magnitúda asi -2,5) zelenkastá hviezda, vedľa ktorej bude dobre viditeľná žltkastá a slabšia (asi 0,9) hviezda Mesiaca. Cez ďalekohľad oba objekty ukážu rovnaké fázy. Otáčanie Mesiaca okolo Zeme bude z Marsu pozorované nasledovne: pri maximálnej uhlovej vzdialenosti Mesiaca od Zeme je možné voľným okom ľahko oddeliť Mesiac a Zem: po týždni sa „hviezdy“ Mesiac a Zem splynú do jedinej hviezdy, ktorú nemožno oddeliť okom, po ďalšom týždni bude Mesiac opäť viditeľný v maximálnej vzdialenosti, ale na druhej strane od Zeme. Z času na čas sa pozorovateľovi na Marse podarí vidieť prechod (prechod) Mesiaca cez zemský kotúč alebo naopak prekrytie Mesiaca zemským kotúčom. Maximálna zdanlivá vzdialenosť Mesiaca od Zeme (a ich zdanlivá jasnosť) pri pozorovaní z Marsu sa bude výrazne líšiť v závislosti od relatívnych polôh Zeme a Marsu, a teda od vzdialenosti medzi planétami. V období opozície to bude asi 17 minút oblúka, pri maximálnej vzdialenosti medzi Zemou a Marsom - 3,5 minúty oblúka. Zem, podobne ako ostatné planéty, budeme pozorovať v pásme súhvezdí Zodiaka. Astronóm na Marse bude tiež môcť pozorovať prechod Zeme cez disk Slnka, najbližšie k tomu dôjde 10. novembra 2084.

Satelity - Phobos a Deimos

Prechod Phobosu cez slnečný disk. Fotografie z Opportunity

Phobos pri pozorovaní z povrchu Marsu má zdanlivý priemer asi 1/3 mesačného disku na zemskej oblohe a zdanlivú magnitúdu asi -9 (približne rovnaký ako Mesiac vo fáze prvej štvrtiny). Phobos vychádza na západe a zapadá na východe, aby sa opäť zdvihol o 11 hodín neskôr, čím prekračoval marťanskú oblohu dvakrát denne. Pohyb tohto rýchleho mesiaca po oblohe bude počas noci ľahko viditeľný, rovnako ako meniace sa fázy. Voľným okom bude možné rozoznať najväčší reliéfny útvar Phobos – kráter Stickney. Deimos vychádza na východe a zapadá na západe, javí sa ako jasná hviezda bez viditeľného viditeľného disku s magnitúdou -5 (o niečo jasnejšia ako Venuša na pozemskej oblohe), pomaly prechádzajúca oblohou v priebehu 2,7 marťanského dňa. Oba satelity je možné pozorovať na nočnej oblohe súčasne, v tomto prípade sa Phobos presunie smerom k Deimosu.

Phobos aj Deimos sú dostatočne jasné na to, aby objekty na povrchu Marsu v noci vrhali jasné tiene. Oba satelity majú relatívne nízky sklon obežnej dráhy k rovníku Marsu, čo znemožňuje ich pozorovanie vo vysokých severných a južných šírkach planéty: napríklad Phobos nikdy nevystúpi nad horizont severne od 70,4° severnej šírky. w. alebo južne od 70,4° j. š. sh.; pre Deimos sú tieto hodnoty 82,7° N. w. a 82,7° S. w. Na Marse možno pozorovať zatmenie Phobosu a Deimosu pri vstupe do tieňa Marsu, ako aj zatmenie Slnka, ktoré je len prstencové kvôli malým uhlovým rozmerom Phobosu v porovnaní so slnečným kotúčom.

Nebeská sféra

Severný pól na Marse sa v dôsledku sklonu osi planéty nachádza v súhvezdí Labuť (rovníkové súradnice: rektascenzia 21h 10m 42s, deklinácia +52° 53,0? a nie je označený jasnou hviezdou: najbližšie k pól je slabá hviezda šiestej magnitúdy BD +52 2880 (iné jej označenia sú HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Južný nebeský pól (súradnice 9h 10m 42s a -52° 53,0) sa nachádza pár stupňov od hviezdy Kappa Parus (zdanlivá magnitúda 2,5) - jeho v zásade možno považovať za hviezdu južného pólu Marsu.

Zodiakálne súhvezdia ekliptiky Marsu sú podobné tým, ktoré sú pozorované zo Zeme, s jedným rozdielom: pri pozorovaní ročného pohybu Slnka medzi súhvezdiami (ako iné planéty vrátane Zeme) opúšťa východnú časť súhvezdia Rýb , bude prechádzať 6 dní cez severnú časť súhvezdia Cetus pred tým, ako znovu vstúpiť do západných Rýb.

História prieskumu Marsu

Skúmanie Marsu sa začalo už dávno, pred 3,5 tisíc rokmi, v starovekom Egypte. Prvé podrobné správy o polohe Marsu zostavili babylonskí astronómovia, ktorí vyvinuli množstvo matematických metód na predpovedanie polohy planéty. Pomocou údajov od Egypťanov a Babylončanov vyvinuli starí grécki (helénisti) filozofi a astronómovia podrobný geocentrický model na vysvetlenie pohybu planét. O niekoľko storočí neskôr odhadli indickí a islamskí astronómovia veľkosť Marsu a jeho vzdialenosť od Zeme. V 16. storočí Mikuláš Koperník navrhol heliocentrický model na opis slnečnej sústavy s kruhovými dráhami planét. Jeho výsledky revidoval Johannes Kepler, ktorý zaviedol presnejšiu eliptickú dráhu Marsu, ktorá sa zhoduje s pozorovanou dráhou.

V roku 1659 Francesco Fontana pri pohľade na Mars cez ďalekohľad urobil prvú kresbu planéty. Znázornil čiernu škvrnu v strede jasne definovanej gule.

V roku 1660 boli k čiernej škvrne pridané dve polárne čiapky, ktoré pridal Jean Dominique Cassini.

V roku 1888 Giovanni Schiaparelli, ktorý študoval v Rusku, dal krstné mená jednotlivým povrchovým útvarom: moria Afrodity, Erythraean, Jadran, Cimmerian; jazerá Sun, Lunnoe a Phoenix.

Rozkvet teleskopických pozorovaní Marsu nastal na konci 19. – v polovici 20. storočia. Je to z veľkej časti spôsobené záujmom verejnosti a známymi vedeckými spormi okolo pozorovaných marťanských kanálov. Z astronómov predvesmírnej éry, ktorí v tomto období vykonávali teleskopické pozorovania Marsu, sú najznámejší Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Práve oni položili základy areografie a zostavili prvé podrobné mapy povrchu Marsu – hoci sa ukázali ako takmer úplne nesprávne potom, čo na Mars prileteli automatické sondy.

Kolonizácia Marsu

Odhadovaný vzhľad Marsu po terraformácii

Prírodné podmienky relatívne blízke tým na Zemi túto úlohu o niečo uľahčujú. Najmä na Zemi sú miesta, v ktorých sú prírodné podmienky podobné tým na Marse. Extrémne nízke teploty v Arktíde a Antarktíde sú porovnateľné aj s tými najchladnejšími teplotami na Marse a na rovníku Marsu môže byť v letných mesiacoch teplo (+20°C) ako na Zemi. Na Zemi sú aj púšte, ktoré sú vzhľadom podobné marťanskej krajine.

Medzi Zemou a Marsom sú však značné rozdiely. Najmä magnetické pole Marsu je približne 800-krát slabšie ako Zemské. Spolu so riedkou (stokrát v porovnaní so Zemou) atmosférou to zvyšuje množstvo ionizujúceho žiarenia dopadajúceho na jej povrch. Merania uskutočnené americkou bezpilotnou sondou Mars Odyssey ukázali, že radiácia pozadia na obežnej dráhe Marsu je 2,2-krát vyššia ako radiácia pozadia na Medzinárodnej vesmírnej stanici. Priemerná dávka bola približne 220 miliradov za deň (2,2 miliray za deň alebo 0,8 šedej za rok). Množstvo žiarenia prijatého v dôsledku pobytu v takomto pozadí počas troch rokov sa približuje stanoveným bezpečnostným limitom pre astronautov. Na povrchu Marsu je radiačné pozadie o niečo nižšie a dávka je 0,2-0,3 Gy za rok, výrazne sa mení v závislosti od terénu, nadmorskej výšky a miestnych magnetických polí.

Chemické zloženie minerálov bežných na Marse je rozmanitejšie ako u iných nebeských telies v blízkosti Zeme. Podľa korporácie 4Frontiers je ich dosť na to, aby zásobovali nielen samotný Mars, ale aj Mesiac, Zem a pás asteroidov.

Doba letu zo Zeme na Mars (pri súčasných technológiách) je 259 dní v poloelipse a 70 dní v parabole. Na komunikáciu s potenciálnymi kolóniami možno využiť rádiovú komunikáciu, ktorá má pri najbližšom priblížení planét (čo sa opakuje každých 780 dní) oneskorenie 3-4 minúty v každom smere a cca 20 minút. v maximálnej vzdialenosti planét; pozri Konfigurácia (astronómia).

Dodnes sa nepodnikli žiadne praktické kroky na kolonizáciu Marsu, ale vývoj kolonizácie prebieha, napríklad projekt Centenary Spaceship, vývoj obývateľného modulu na pobyt na planéte Deep Space Habitat.