Atmosféra Marsu: tajomstvo štvrtej planéty. Atmosféra Marsu Aký plyn je v atmosfére Marsu

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. -

Atmosféra Marsu je menej ako 1% atmosféry Zeme, takže nechráni planétu pred slnečným žiarením a neudržiava teplo na povrchu. Takto to môžeme stručne opísať, no pozrime sa na to bližšie.

Atmosféra Marsu bola objavená ešte pred letom automatických medziplanetárnych staníc na planétu. Vďaka opozíciám planéty, ktoré sa vyskytujú každé tri roky, a spektrálnej analýze astronómovia už v 19. storočí vedeli, že má veľmi homogénne zloženie, z ktorého viac ako 95 % tvorí CO2.

Farba marťanskej oblohy z Viking Lander 1. Na Sol 1742 (Marťanský deň) je viditeľná prachová búrka.

V 20. storočí sme sa vďaka medziplanetárnym sondám dozvedeli, že atmosféra Marsu a jeho teplota sú silne prepojené, pretože vďaka prenosu drobných čiastočiek oxidu železitého vznikajú obrovské prachové búrky, ktoré môžu pokryť polovicu planéty a súčasne zvýšiť jej teplota.

Približné zloženie

Plynový obal planéty pozostáva z 95 % oxidu uhličitého, 3 % dusíka, 1,6 % argónu a stopového množstva kyslíka, vodnej pary a iných plynov. Okrem toho je veľmi silne vyplnená malými prachovými časticami (hlavne oxidom železa), ktoré jej dodávajú červenkastý odtieň. Vďaka informáciám o časticiach oxidu železa nie je odpoveď na otázku, akú farbu má atmosféra, vôbec náročná.

Oxid uhličitý

Tmavé duny sú výsledkom sublimácie zamrznutého oxidu uhličitého, ktorý sa na jar roztopil a unikol do riedkej atmosféry a zanechal po sebe takéto stopy.

Prečo je atmosféra červenej planéty tvorená oxidom uhličitým? Planéta nemala doskovú tektoniku už miliardy rokov. Nedostatok pohybu platní umožnil vulkanickým bodom chrliť magmu na povrch milióny rokov. Oxid uhličitý je tiež produktom erupcie a je jediným plynom, ktorý sa neustále pridáva do atmosféry, v skutočnosti je to vlastne jediný dôvod, prečo existuje. Planéta navyše stratila svoje magnetické pole, čo prispelo k tomu, že ľahšie plyny odnášal slnečný vietor. V dôsledku nepretržitých erupcií sa objavilo veľa veľkých sopečných hôr. Olymp je najväčšia hora v slnečnej sústave.

Vedci sa domnievajú, že Mars stratil celú atmosféru kvôli tomu, že asi pred 4 miliardami rokov stratil svoju magnetosféru. Kedysi bol plynový obal planéty hustejší a magnetosféra chránila planétu pred slnečným vetrom. Slnečný vietor, atmosféra a magnetosféra sú silne prepojené. Slnečné častice interagujú s ionosférou a odnášajú molekuly preč z nej, čím znižujú hustotu. To je odpoveď na otázku, kam sa podela atmosféra. Tieto ionizované častice objavili kozmické lode v priestore za Marsom. Výsledkom je priemerný povrchový tlak 600 Pa v porovnaní s priemerným tlakom na Zemi 101 300 Pa.

metán

Relatívne veľké množstvo metánu bolo objavené relatívne nedávno. Tento neočakávaný nález ukázal, že atmosféra obsahuje metán v množstve 30 častí na miliardu. Tento plyn pochádza z rôznych oblastí planéty. Údaje naznačujú, že existujú dva hlavné zdroje metánu.

Západ slnka, modrá farba oblohy je čiastočne spôsobená prítomnosťou metánu

Predpokladá sa, že Mars produkuje asi 270 ton metánu ročne. Podľa podmienok na planéte sa metán zničí rýchlo, asi za 6 mesiacov. Aby metán existoval v zistiteľných množstvách, musia byť pod povrchom aktívne zdroje. Sopečná činnosť a serpentinizácia sú najpravdepodobnejšie príčiny tvorby metánu.

Mimochodom, metán je jedným z dôvodov, prečo je atmosféra planéty pri západe slnka modrá. Metán rozptyľuje modrú lepšie ako iné farby.

Metán je vedľajším produktom života a je tiež výsledkom vulkanizmu, geotermálnych procesov a hydrotermálnej aktivity. Metán je nestabilný plyn, takže planéta musí mať zdroj, ktorý ho neustále dopĺňa. Musí byť veľmi aktívny, pretože štúdie ukázali, že metán sa rozkladá za menej ako rok.

Kvantitatívne zloženie

Chemické zloženie atmosféry: Pozostáva z viac ako 95 % oxidu uhličitého, presnejšie 95,32 %. Plyny sú rozdelené nasledovne:

Oxid uhličitý 95,32 %
dusík 2,7 %
Argón 1,6 %
kyslík 0,13 %
oxid uhoľnatý 0,07%
vodná para 0,03%
Oxid dusnatý 0,0013%

Štruktúra

Atmosféra je rozdelená do štyroch hlavných vrstiev: spodná, stredná, horná a exosféra. Spodné vrstvy sú teplou oblasťou (teplota okolo 210 K). Zohrieva sa prachom vo vzduchu (prach s hrúbkou 1,5 mikrónu) a tepelným žiarením z povrchu.

Treba brať do úvahy, že napriek veľmi vysokému riedeniu je koncentrácia oxidu uhličitého v plynnom obale planéty približne 23-krát väčšia ako u nás. Atmosféra Marsu preto nie je taká priateľská, nemôžu v nej dýchať len ľudia, ale ani iné pozemské organizmy.

Stredná je podobná tej pozemskej. Horné vrstvy atmosféry sú ohrievané slnečným vetrom a teplota je tam oveľa vyššia ako na povrchu. Toto teplo spôsobí, že plyn opustí plynový obal. Exosféra začína približne 200 km od povrchu a nemá jasnú hranicu. Ako vidíte, rozloženie teploty v nadmorskej výške je pre pozemskú planétu celkom predvídateľné.

Počasie na Marse

Predpoveď na Marse je vo všeobecnosti veľmi zlá. Môžete si pozrieť predpoveď počasia na Marse. Počasie sa mení každý deň a niekedy aj každú hodinu. Zdá sa to nezvyčajné pre planétu, ktorá má len 1 % atmosféry Zeme. Napriek tomu sa podnebie Marsu a celková teplota planéty navzájom ovplyvňujú rovnako silno ako na Zemi.

Teplota

V lete môžu denné teploty na rovníku dosiahnuť 20 °C. V noci môžu teploty klesnúť až na -90 C. 110 stupňový rozdiel za jeden deň môže vytvárať prachových diablov a prachové búrky, ktoré pokrývajú celú planétu na niekoľko týždňov. Zimné teploty sú extrémne nízke -140 C. Oxid uhličitý zamŕza a mení sa na suchý ľad. Marťanský severný pól má v zime meter suchého ľadu, zatiaľ čo južný pól je celý čas pokrytý ôsmimi metrami suchého ľadu.

Mraky

Keďže žiarenie zo Slnka a slnečný vietor neustále bombardujú planétu, tekutá voda nemôže existovať, a preto na Marse neprší. Občas sa však objavia mraky a začne padať sneh. Mraky na Marse sú veľmi malé a tenké.

Vedci sa domnievajú, že niektoré z nich pozostávajú z malých častíc vody. Atmosféra obsahuje vodnú paru v malých množstvách. Na prvý pohľad sa môže zdať, že mraky na planéte nemôžu existovať.

A predsa na Marse existujú podmienky na tvorbu oblakov. Planéta je taká studená, že voda v týchto oblakoch nikdy nepadá ako dážď, ale skôr ako sneh vo vyšších vrstvách atmosféry. Vedci to pozorovali niekoľkokrát a neexistuje žiadny dôkaz, že by sa sneh nedostal na povrch.

Prach

Je celkom ľahké vidieť, ako atmosféra ovplyvňuje teplotu. Najvýznamnejšou udalosťou sú prachové búrky, ktoré lokálne zahrievajú planétu. Vyskytujú sa v dôsledku teplotných rozdielov na planéte a povrch je pokrytý ľahkým prachom, ktorý zdvíha aj taký slabý vietor.

Tieto búrky prášia solárne panely, čo znemožňuje dlhodobý prieskum planéty. Búrky sa našťastie striedajú s vetrom, ktorý odfukuje nahromadený prach z panelov. Atmosféra Curiosity však nemôže zasahovať, vyspelý americký rover je vybavený jadrovým tepelným generátorom a prerušenia slnečného žiarenia preňho nie sú hrozné, na rozdiel od druhého roveru Opportunity, ktorý beží na solárne batérie.

Tento rover sa nebojí žiadnych prachových búrok

Oxid uhličitý

Ako už bolo spomenuté, plynový obal červenej planéty pozostáva z 95 oxidu uhličitého. Môže zamrznúť a vypadnúť na povrch. Približne 25 % atmosférického oxidu uhličitého kondenzuje v polárnych ľadových čiapkach ako pevný ľad (suchý ľad). Je to spôsobené tým, že marťanské póly nie sú počas zimy vystavené slnečnému žiareniu.

Keď slnečné svetlo opäť dopadne na póly, ľad sa zmení na plyn a vyparí sa späť. V priebehu roka teda dochádza k výraznej zmene tlaku.

Prachoví diabli

Prachový diabol vysoký 12 kilometrov a priemer 200 metrov

Ak ste niekedy boli v púštnej oblasti, videli ste malých prachových diablov, ktorí sa zdajú byť z ničoho nič. Prachoví diabli na Marse sú o niečo zlovestnejší ako tí na Zemi. V porovnaní s našou je atmosféra červenej planéty 100-krát menej hustá. Preto sú tornáda skôr tornáda, stúpajú niekoľko kilometrov vo vzduchu a majú šírku stoviek metrov. To čiastočne vysvetľuje, prečo je atmosféra v porovnaní s našou planétou červená – prachové búrky a jemný prach z oxidu železa. Tiež farba plynového obalu planéty sa môže zmeniť pri západe slnka, keď Slnko zapadne; metán rozptyľuje modrú časť svetla silnejšie ako zvyšok, takže západ slnka na planéte je modrý.

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.

Blíži sa éra kolonizácie Marsu. NASA naplánovala prvú expedíciu na Červenú planétu na leto 2020 a vyčlenila na ňu približne dve miliardy amerických dolárov. Na tomto pozadí vznikla potreba vyrábať kyslík, ktorý je pre astronautov na pobyt na vesmírnej stanici doslova životne dôležitý. Výpočty ukázali, že preprava plynu zo Zeme, ktorý je nevyhnutný pre ľudský život, je príliš nákladná. To bol začiatok úvah vedcov na tému: Je na Marse kyslík a ak ho nie je dostatok, ako ho „vynájsť“.

Koľko kyslíka je v atmosfére Marsu?

Pred udalosťami si okamžite všimnime: na Marse je kyslík, ale v čistej forme je jeho množstvo iba 0,13%. Keď sa človek raz nadýchne marťanského vzduchu, okamžite zomrie. Väčšina kyslíka na Červenej planéte existuje vo forme oxidu uhličitého, ktorý tvorí 95 % atmosféry Marsu. Zostávajúca časť je:

• 1,6 % argónu;
• 3 % dusíka;
• 0,27% - zvyšková vodná para a iné plyny.

Kyslík môže existovať aj vo forme oxidu železa, ktorý dáva planéte červenú farbu.

Vedci však naznačujú, že už dávno mali plyny obklopujúce Mars oveľa viac kyslíka a že jediným dôvodom, prečo sa Zem nepremenila na Červenú planétu, je skutočnosť, že rastliny neustále absorbujú uhlík z oxidu uhličitého. Je to ekosystém, ktorý produkuje vzduch, ktorý dýchame. Ak by bol Mars bližšie k Slnku (dostatočne teplý na tekutú vodu) a dostatočne veľký na to, aby udržal hrubšiu atmosféru, mohli by tam rásť rastliny podobné tým na Zemi. Ale za súčasných podmienok by rastliny potrebovali špeciálne kupoly, kúrenie, vodu a umelé svetlo.

Ako môžete získať kyslík na Marse?

Vzhľadom na to, že kyslík na Marse je atypický jav, vedci riešia problém jeho reprodukcie. Na výrobu vzduchu na Červenej planéte boli navrhnuté tri hlavné metódy:

• S pomocou baktérií, ktoré dokážu absorbovať oxid uhličitý zo vzduchu.
• Palivový článok navrhnutý MIT MOXIE.
• Využitie nízkoteplotnej plazmy, ktorá je schopná extrahovať ióny kyslíka pomocou častíc obsiahnutých v ionizovanom plyne.

Vzduch na Marse je nevyhnutný pre bezproblémové fungovanie výskumnej stanice. Jeho rozmnožovanie umožní astronautom nielen dýchať, ale aj napájať rakety na návrat na Zem. Vzhľadom na to, že zloženie marťanského vzduchu a atmosféry je výrazne odlišné od zloženia Zeme a doprava bude veľmi nákladná, uvedené spôsoby získavania O2 sa skutočne stanú hlavnou udalosťou pri skúmaní nových planét.

Baktérie na tvorbu kyslíka

Teraz sa pozrime podrobne na metódy extrakcie vzduchu na Marse Veľmi zaujímavým vývojom na získanie O2 na Červenej planéte sa zaoberá letecká vývojová spoločnosť Techshot. Navrhli, že kyslík možno získať prostredníctvom baktérií, ktoré sú schopné absorbovať plyn potrebný pre ľudí z oxidu uhličitého. Na simuláciu atmosféry, denného cyklu a žiarenia na povrchu Marsu bola vytvorená miestnosť, v ktorej sa spomínaná teória úspešne potvrdila.

Tento spôsob výroby kyslíka má celosvetový význam. Po prvé, preprava takýchto baktérií vyžaduje menej nákladov a priestoru. Po druhé, kvôli relatívnym obežným dráham Zeme a Marsu budú zásoby dodávané len raz za 500 dní, vďaka čomu je výroba vzduchu takmer nevyhnutná pre kolonizáciu Červenej planéty. Na druhej strane môžeme navrhnúť výrobu kyslíka z ľadu alebo vody. Vodné zdroje sú však príliš cenné na to, aby sa dali použiť na uvoľnenie plynu potrebného na dýchanie.

Experiment Moxie

Hlavným cieľom expedície je študovať vhodnosť Marsu pre život. Za týmto účelom je na 4. planétu Slnečnej sústavy vyslaný jadrový poháňaný rover Curiosity, ktorý potrebuje nielen zostať na Červenej planéte kvôli svojmu prieskumu, ale aj zabezpečiť, aby mali astronauti dostatok kyslíka na spiatočnú cestu. Riešenie našiel Massachusetts Institute of Technology MOXIE. Výsledkom ich vývoja by mal byť palivový článok, ktorý dokáže elektrolýzou oddeliť CO2 oxid uhoľnatý a kyslík, ktoré sa následne posielajú do zásobníkov. MOXIE sa odlišuje od ostatných vedeckých pokrokov tým, že je zameraný na praktické testovanie. Ich plány zahŕňajú vytvorenie automatizovaného výrobného zariadenia na Marse, ktoré bude vopred generovať kyslík pre prichádzajúcich astronautov.

Plazmová technológia na výrobu kyslíka

Vedci z Portugalska naznačujú, že Mars je najpriaznivejším miestom na uskutočnenie rozkladnej reakcie prostredníctvom nerovnovážnej plazmy. Intervaly termobarických indikátorov v atmosférickom poli Červenej planéty môžu spôsobiť výraznejšie výkyvy vedúce k asymetrickému naťahovaniu molekúl ako na Zemi. To robí Mars atraktívnejšou planétou pre experimenty. Produktom plazmovej separácie molekúl môže byť okrem kyslíka aj oxid uhoľnatý, ktorý poslúži ako raketové palivo. Vedúci projektu Vasco Guerra verí, že na výrobu 8-16 kg vzduchu bude potrebných iba 150-200 W na 4 hodiny každých dvadsaťpäť hodín marťanského dňa.

Charakteristika: Atmosféra Marsu je redšia ako vzduchová škrupina Zeme. Svojím zložením pripomína atmosféru Venuše a obsahuje 95 % oxidu uhličitého. Asi 4 % pochádza z dusíka a argónu. Kyslík a vodná para v atmosfére Marsu tvoria menej ako 1 % (pozri presné zloženie). Priemerný atmosférický tlak na úrovni povrchu je asi 6,1 mbar. To je 15 000-krát menej ako na Venuši a 160-krát menej ako na povrchu Zeme. V najhlbších depresiách dosahuje tlak 10 mbar.
Priemerná teplota na Marse je výrazne nižšia ako na Zemi - asi -40° C. Za najpriaznivejších podmienok v lete sa na dennej polovici planéty vzduch ohreje až na 20° C - úplne prijateľná teplota pre obyvateľov zem. Ale v zimnej noci môže mráz dosiahnuť až -125° C. Pri zimných teplotách zamŕza aj oxid uhličitý a mení sa na suchý ľad. Takéto náhle zmeny teploty sú spôsobené tým, že tenká atmosféra Marsu nie je schopná udržať teplo po dlhú dobu. Prvé merania teploty Marsu pomocou teplomera umiestneného v ohnisku odrazového ďalekohľadu sa uskutočnili začiatkom 20. rokov. Merania W. Lamplanda v roku 1922 uviedli priemernú povrchovú teplotu Marsu -28°C, E. Pettit a S. Nicholson dosiahli v roku 1924 -13°C. Nižšia hodnota bola dosiahnutá v roku 1960. W. Sinton a J. Strong: -43 °C. Neskôr, v 50-tych a 60-tych rokoch. Množstvo meraní teploty bolo nahromadených a zovšeobecnených na rôznych miestach na povrchu Marsu, v rôznych ročných obdobiach a časoch dňa. Z týchto meraní vyplynulo, že cez deň na rovníku mohla teplota dosiahnuť +27°C, ale do rána až -50°C.

Na Marse sú aj teplotné oázy, v oblastiach „jazera“ Phoenix (slnečná plošina) a v krajine Noe sa teplotný rozdiel pohybuje od -53°C do +22°C v lete a od -103°C do -43°C v zime. Mars je teda veľmi chladný svet, ale podnebie tam nie je oveľa drsnejšie ako v Antarktíde. Keď boli na Zem prenesené prvé fotografie z povrchu Marsu urobené Vikingom, vedci boli veľmi prekvapení, keď zistili, že marťanská obloha nie je čierna, ako sa očakávalo, ale ružová. Ukázalo sa, že prach visiaci vo vzduchu pohltí 40 % prichádzajúceho slnečného svetla a vytvorí tak farebný efekt.
Prachové búrky: Jedným z prejavov teplotných rozdielov sú vetry. Nad povrchom planéty často vanie silný vietor, ktorého rýchlosť dosahuje 100 m/s. Nízka gravitácia umožňuje aj tenkým prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu. Niekedy sú dosť veľké oblasti na Marse pokryté obrovskými prachovými búrkami. Najčastejšie sa vyskytujú v blízkosti polárnych ľadovcov. Globálna prachová búrka na Marse zabránila sonde Mariner 9 fotografovať povrch. Zúrila od septembra 1971 do januára 1972 a vo výške viac ako 10 km vyniesla do atmosféry asi miliardu ton prachu. Prachové búrky sa najčastejšie vyskytujú v obdobiach veľkej opozície, keď sa leto na južnej pologuli zhoduje s prechodom Marsu cez perihélium. Trvanie búrok môže dosiahnuť 50-100 dní. (Predtým sa meniaca farba povrchu vysvetľovala rastom marťanských rastlín).
Prachoví diabli: Prachoví diabli sú ďalším príkladom procesov súvisiacich s teplotou na Marse. Takéto tornáda sú na Marse veľmi časté. Zvyšujú prach do atmosféry a sú spôsobené teplotnými rozdielmi. Dôvod: počas dňa sa povrch Marsu dosť zohreje (niekedy až do plusových teplôt), ale vo výške do 2 metrov od povrchu zostáva atmosféra rovnako chladná. Tento rozdiel spôsobuje nestabilitu, zdvíhanie prachu do ovzdušia – vznikajú prachové diabolky.
Vodná para: V atmosfére Marsu je veľmi málo vodnej pary, no pri nízkom tlaku a teplote je v stave blízkom nasýteniu a často sa zhromažďuje v oblakoch. Marťanské oblaky sú v porovnaní s oblakmi na Zemi dosť beztvaré. Len najväčšie z nich sú viditeľné cez ďalekohľad, ale pozorovania z kozmických lodí ukázali, že na Marse sa nachádzajú oblaky najrôznejších tvarov a typov: cirrusové, zvlnené, záveterné (v blízkosti veľkých hôr a pod svahmi veľkých kráterov, v r. miesta chránené pred vetrom). Nad nížinami – kaňonmi, údoliami – a na dne kráterov sa počas chladného obdobia často vyskytuje hmla. V zime 1979 napadla na pristávacej ploche Viking 2 tenká vrstva snehu, ktorá tam zostala niekoľko mesiacov.
Ročné obdobia: Dnes je známe, že zo všetkých planét slnečnej sústavy je Mars najviac podobný Zemi. Vznikla približne pred 4,5 miliardami rokov. Rotačná os Marsu je voči rovine obežnej dráhy naklonená približne o 23,9°, čo je porovnateľné so sklonom osi Zeme o 23,4°, a preto sa tu podobne ako na Zemi striedajú ročné obdobia. Sezónne zmeny sú najvýraznejšie v polárnych oblastiach. V zime zaberajú významnú plochu polárne čiapky. Hranica severnej polárnej čiapky sa môže vzdialiť od pólu o tretinu vzdialenosti k rovníku a hranica južnej čiapky pokrýva polovicu tejto vzdialenosti. Tento rozdiel je spôsobený tým, že na severnej pologuli nastáva zima, keď Mars prechádza perihéliom svojej dráhy a na južnej pologuli, keď prechádza cez afélium. Z tohto dôvodu je zima na južnej pologuli chladnejšia ako na severnej. A dĺžka každého zo štyroch marťanských ročných období sa líši v závislosti od jeho vzdialenosti od Slnka. Preto je na marťanskej severnej pologuli zima krátka a relatívne „mierna“ a leto je dlhé, ale chladné. Naopak, na juhu sú letá krátke a relatívne teplé a zimy dlhé a chladné.
S nástupom jari sa polárna čiapočka začína „zmenšovať“ a zanecháva za sebou postupne miznúce ostrovy ľadu. Zároveň sa od pólov k rovníku šíri takzvaná vlna tmavnutia. Moderné teórie to vysvetľujú tak, že jarné vetry prenášajú pozdĺž meridiánov veľké masy pôdy s rôznymi reflexnými vlastnosťami.

Zjavne ani jeden z uzáverov nezmizne úplne. Pred prieskumom Marsu pomocou medziplanetárnych sond sa predpokladalo, že jeho polárne oblasti sú pokryté zamrznutou vodou. Presnejšie moderné pozemné a vesmírne merania objavili aj zamrznutý oxid uhličitý v marťanskom ľade. V lete sa vyparuje a dostáva sa do atmosféry. Vetry ju zanesú do opačnej polárnej čiapky, kde opäť zamrzne. Tento cyklus oxidu uhličitého a rôzne veľkosti polárnych čiapok vysvetľujú premenlivosť tlaku v atmosfére Marsu.
Marťanský deň, nazývaný sol, má 24,6 hodiny a jeho rok je sol 669.
Vplyv klímy: Prvé pokusy nájsť v pôde Marsu priame dôkazy o prítomnosti základu pre život – tekutej vody a prvkov ako dusík a síra – boli neúspešné. Exobiologický experiment uskutočnený na Marse v roku 1976 po tom, čo na jeho povrchu pristála americká medziplanetárna stanica Viking nesúca automatické biologické laboratórium (ABL), nepriniesol dôkazy o existencii života. Neprítomnosť organických molekúl na skúmanom povrchu by mohla byť spôsobená intenzívnym ultrafialovým žiarením zo Slnka, keďže Mars nemá ochrannú ozónovú vrstvu, a oxidačným zložením pôdy. Preto je vrchná vrstva povrchu Marsu (hrúbka asi niekoľko centimetrov) neúrodná, hoci existuje predpoklad, že v hlbších, podpovrchových vrstvách sa zachovali podmienky, ktoré existovali pred miliardami rokov. Definitívnym potvrdením týchto predpokladov boli nedávno objavené mikroorganizmy na Zemi v hĺbke 200 m – metanogény, ktoré sa živia vodíkom a dýchajú oxid uhličitý. Špeciálny experiment vedcov dokázal, že takéto mikroorganizmy dokážu prežiť v drsných marťanských podmienkach. O hypotéze teplejšieho starovekého Marsu s otvorenými vodnými plochami - riek, jazier a možno aj morí, ako aj hustejšej atmosféry - sa diskutuje už viac ako dve desaťročia, keďže by bolo možné „obývať“ takúto nehostinnú planétu. , a to aj pri nedostatku vody veľmi ťažko. Aby na Marse mohla existovať voda v tekutom stave, jeho atmosféra by musela byť veľmi odlišná od tej súčasnej.

Premenlivé marťanské podnebie Moderný Mars je veľmi nehostinný svet. Zriedkavá atmosféra, tiež nevhodná na dýchanie, strašné prachové búrky, nedostatok vody a prudké zmeny teplôt počas dňa a roka – to všetko naznačuje, že osídliť Mars nebude také ľahké. Ale kedysi po nej tiekli rieky. Znamená to, že Mars mal v minulosti inú klímu? Na podporu tohto tvrdenia existuje niekoľko faktov. Po prvé, veľmi staré krátery boli prakticky vymazané z povrchu Marsu. Moderná atmosféra nemohla spôsobiť takú skazu. Po druhé, sú tu početné stopy po tečúcej vode, čo je vzhľadom na súčasný stav atmosféry tiež nemožné. Štúdia rýchlosti tvorby a erózie kráterov umožnila zistiť, že vietor a voda ich najsilnejšie zničili asi pred 3,5 miliardami peta. Mnohé rokliny sú približne rovnakého veku. Bohužiaľ, v súčasnosti nie je možné vysvetliť, čo presne viedlo k takýmto závažným klimatickým zmenám. Veď na to, aby na Marse mohla existovať tekutá voda, musela byť jej atmosféra veľmi odlišná od tej súčasnej. Možno to spočíva v hojnom uvoľňovaní prchavých prvkov z útrob planéty počas prvej miliardy rokov jej života alebo v zmene charakteru pohybu Marsu. Vďaka svojej veľkej excentricite a blízkosti k obrovským planétam môže obežná dráha Marsu, ako aj sklon rotačnej osi planéty zaznamenať silné výkyvy, krátkodobé aj pomerne dlhodobé. Tieto zmeny spôsobujú, že množstvo slnečnej energie absorbovanej povrchom Marsu sa znižuje alebo zvyšuje. V minulosti mohlo dôjsť k silnému otepľovaniu klímy, v dôsledku čoho sa zvýšila hustota atmosféry v dôsledku vyparovania polárnych čiapok a topenia podzemného ľadu. Predpoklady o premenlivosti marťanskej klímy potvrdzujú nedávne pozorovania z Hubbleovho vesmírneho teleskopu. Umožnil vykonať veľmi presné merania charakteristík atmosféry Marsu z nízkej obežnej dráhy Zeme a dokonca predpovedať počasie na Marse. Výsledky boli celkom neočakávané. Klíma planéty sa od pristátia Vikingov v roku 1976 výrazne zmenila: stala sa suchšou a chladnejšou. Môžu za to silné búrky, ktoré sa vyskytli začiatkom 70. rokov. vyniesol do atmosféry obrovské množstvo drobných prachových častíc. Tento prach bránil ochladzovaniu Marsu a odparovaniu vodnej pary do vesmíru, no potom sa usadil a planéta sa vrátila do normálneho stavu.