Меню
У домаЕлектрика за автомобили

Атмосферата на Марс за хората. Атмосферата на Марс: налягане или плътност? Възможност и мащаб на атмосферна реконструкция

Марс, четвъртата най-отдалечена от Слънцето планета, отдавна е обект на голямо внимание на световната наука. Тази планета е много подобна на Земята, с едно малко, но съдбовно изключение - атмосферата на Марс съставлява не повече от един процент от обема на земната атмосфера. Газовата обвивка на всяка планета е определящият фактор, който оформя външния й вид и условията на повърхността. Известно е, че всички скалисти светове на Слънчевата система са се образували при приблизително еднакви условия на разстояние 240 милиона километра от Слънцето. Ако условията за формирането на Земята и Марс са били почти еднакви, тогава защо тези планети са толкова различни сега?

Всичко опира до размера - Марс, образуван от същия материал като Земята, някога е имал течно и горещо метално ядро, като нашата планета. Доказателството са многото изгаснали вулкани на Но „червената планета“ е много по-малка от Земята. Това означава, че се охлажда по-бързо. Когато течното ядро ​​най-накрая се охлади и втвърди, процесът на конвекция приключи и с него изчезна магнитният щит на планетата, магнитосферата. В резултат на това планетата остана беззащитна срещу разрушителната енергия на Слънцето, а атмосферата на Марс беше почти изцяло отнесена от слънчевия вятър (гигантски поток от радиоактивни йонизирани частици). „Червената планета” се превърна в безжизнена, скучна пустиня...

Сега атмосферата на Марс е тънка, разредена газова обвивка, неспособна да устои на проникването на смъртоносния газ, който изгаря повърхността на планетата. Топлинната релаксация на Марс е с няколко порядъка по-малка от тази на Венера, чиято атмосфера е много по-плътна. Атмосферата на Марс, която има твърде нисък топлинен капацитет, произвежда по-ясно изразени средни дневни скорости на вятъра.

Съставът на атмосферата на Марс се характеризира с много високо съдържание (95%). Атмосферата съдържа също азот (около 2,7%), аргон (около 1,6%) и малко количество кислород (не повече от 0,13%). Атмосферното налягане на Марс е 160 пъти по-високо от това на повърхността на планетата. За разлика от земната атмосфера, газовата обвивка тук има подчертано променлив характер, поради факта, че полярните шапки на планетата, съдържащи огромни количества въглероден диоксид, се топят и замръзват по време на един годишен цикъл.

Според данни, получени от изследователския космически кораб Mars Express, атмосферата на Марс съдържа известно количество метан. Особеността на този газ е бързото му разлагане. Това означава, че някъде на планетата трябва да има източник на попълване на метан. Тук може да има само два варианта - или геоложка активност, чиито следи все още не са открити, или жизнената активност на микроорганизмите, която може да промени нашето разбиране за наличието на центрове на живот в Слънчевата система.

Характерен ефект на марсианската атмосфера са прашните бури, които могат да бушуват с месеци. Тази плътна въздушна покривка на планетата се състои главно от въглероден диоксид с незначителни примеси на кислород и водни пари. Този продължителен ефект се дължи на изключително ниската гравитация на Марс, която позволява дори на свръхразредена атмосфера да вдигне милиарди тонове прах от повърхността и да ги задържи за дълго време.

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


Главна информация

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

Учените са установили точния състав:

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

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

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

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

От какви слоеве се състои атмосферата на Марс?

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

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

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

Горна атмосфера

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

Долна атмосфера

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

Атмосферен състав

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

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

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

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

Други важни елементи:

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

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

Какво се случи с атмосферата на Марс в миналото?

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

Причини за изчезването на течността:

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

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

Посочени са следните причини за унищожаване:

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

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

Древната атмосфера на Марс е съдържала много кислород

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

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

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

Причини за изчерпване на атмосферата

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

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

Често допускана грешка при оценката на климатичните условия на дадена планета е да се обърква налягането с плътността. Въпреки че от теоретична гледна точка всички знаем разликата между налягане и плътност, в действителност се приема, че се сравнява атмосферното налягане на земята с атмосферното налягане на дадена планета без предпазни мерки.

Във всяка земна лаборатория, където гравитацията е приблизително еднаква, тази предпазна мярка не е необходима и често използва налягане като „синоним“ на плътност. Някои явления се обработват безопасно по отношение на стойността "налягане/температура", като диаграми на лицето (или диаграми на състоянието), където в действителност би било по-правилно да се говори за "коефициент на плътност-температура" или "под налягане/температура", В противен случай ние не разбираме наличието на течна вода в отсъствието на гравитация (и след това на безтегловност) в космически кораби, обикалящи в космоса!

Всъщност, технически, атмосферното налягане е „тежестта“, която определено количество газ над главите ни упражнява върху всичко отдолу. Но истинският проблем е, че теглото не се дължи само на плътността, но очевидно и на гравитацията. Ако, например, намалим гравитацията на Земята с 1/3, Очевидно е, че същото количество газ, което е над нас, ще има една трета от първоначалното си тегло, Въпреки че количеството газ остава абсолютно същото. Така че при сравняване на климатичните условия между двете планети би било по-правилно да се говори за плътност, а не за налягане.

Ние разбираме този принцип много добре, като анализираме функционирането на барометъра на Торичели, първият документ, който измерва атмосферното налягане на Земята. Ако напълним затворена тръба с живак от едната страна и я поставим вертикално с отворен край, потопен в резервоар, пълен с живак, ще забележите образуването на вакуумна камера в горната част на сламката. Торичели всъщност отбелязва, че външният натиск, упражняван в сламката, трябва да поддържа висок живачен стълб от приблизително 76 см. Чрез изчисляване на специфичния продукт на живака, гравитационното ускорение на Земята и височината на живачния стълб, теглото над атмосферата може да бъде изчислено.

От Wikipedia на: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org

Тази система, брилянтна за времето си, обаче имаше силни ограничения, когато се прилагаше за земляните. Всъщност, подобно на реалната гравитация в два от трите фактора на формулата, всяка разлика в гравитацията създава квадратична разлика в отговора на барометъра, след това същия стълб въздух, на планета с 1/3 от първоначалния гравитация, ще произведе за барометъра Торичели под налягане 1/9 от първоначалната стойност.
Ясно е, че освен инструменталните артефакти, фактът остава: същият въздушен стълб ще има тегло, пропорционално на гравитацията на планетите, на които от време на време ще го имаме толкова просто, че барометричното налягане не е абсолютен показател за плътност!
Този ефект системно се игнорира в анализите на марсианската атмосфера. Говорим лесно за налягане в hPa и работим директно от земята, напълно игнорирайки налягането в hPa, което означава, че гравитацията на Марс е около 1/3 от земната (за точност от 38%). Същите грешки, които направихте, когато погледнахте предните диаграми на водата, за да демонстрирате, че на Марс водата не може да съществува в течна форма. По-специално, тройната точка на водата на земята е 6,1 hPa, но на Марс, където гравитацията е 38% от земната. Ако го направите в hPa, това ще бъде абсолютно 6,1, но за 2,318 hPa (Въпреки че барометърът ще отбележи Торичели 0,88 hPa). Този анализ обаче, по мое мнение, винаги е измамно, систематично избягван, възстановявайки обозначението на същите значения на земята. Същата индикация от 5-7 GPA за марсианското атмосферно налягане очевидно не е посочена дали с оглед на земната гравитация или на Марс.
Всъщност 7 hPa на Марс би трябвало да има плътност на газа на земята, която би била около 18,4 hPa. Това е абсолютно избегнато във всички съвременни изследвания, да речем през втората половина на 60 г. По-нататък, докато преди това беше строго посочено, че налягането е една десета от земята, но с плътност от 1/3. От чисто научна гледна точка е взето предвид действителното тегло на въздушния стълб, което води до 1/3 от действителното му тегло на земята, но в действителност плътността е сравнима с 1/3 от тази на земята. Как последните проучвания показват, че съществува тази разлика?

Може би защото е по-лесно да се говори за невъзможността да се запази течната фаза на водата?
Има и други улики към тази теза: всяка атмосфера всъщност произвежда разсейване на светлината (разсейване) предимно в синьо, което дори в случая на Марс може лесно да бъде анализирано. Въпреки че атмосферата на Марс е купчина прах, за да стане червеникава, отделяйки компонента на синия цвят на панорамното изображение на Марс, можете да получите представа за плътността на атмосферата на Марс. Ако сравним изображения на земното небе, направени на различни височини и след това с различни степени на плътност, Разбираме, че номиналният размер, в който трябва да намерим 7 hPa, т.е. 35 000 м, небето е напълно черно, Salvo Fair е ивица хоризонт, където всъщност все още виждаме в слоевете на нашата атмосфера.

Вляво: Заснемане на марсиански пейзаж от сондата Pathfinder на 22 юни 1999 г. Източник: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 вдясно: синя фигура на канала до него; Обърнете внимание на интензивността на небето!

Вляво: Сидни – град в Югоизточна Австралия, столица на щата Нов Южен Уелс, на 6м. Вдясно: Следва чертеж на син канал.

Вляво: Сидни, но винаги по време на пясъчна буря. Вдясно: чертеж на син канал до него; както можете да видите, суспендираният прах намалява яркостта на небето, а не я увеличава, противно на това, което се твърди в случая с НАСА Марс!

Очевидно снимките на марсианското небе, филтрирани от синята лента, са много по-ярки, почти сравними с изображения, направени на връх Еверест, малко под 9 000 м, където да се гледа дали атмосферното налягане е 1/3 от нормалното налягане на морското равнище.

Допълнително доказателство за сериозната полза от марсианската атмосферна плътност, по-висока от рекламираната, беше предоставено от феномена на праховите дяволи. Тези „мини торнада“ са способни да повдигат колони от пясък до няколко километра; Но как е възможно това?
Самата НАСА се опита да ги симулира във вакуумна камера, симулирайки марсианско налягане от 7 hPa, и не успяха да симулират явлението, освен ако налягането не беше повишено поне 11 пъти! Първоначалното налягане, дори при използване на много мощен вентилатор, не можа да премахне нищо!
Всъщност 7 GPa е наистина просто, като се има предвид факта, че в допълнение към издигането над морското равнище, то намалява бързо незабавно за дробни стойности; но след това всички явления се наблюдават близо до планината Олимп, което означава 17 км височина. Как ще бъде възможно?

От телескопични наблюдения е известно, че Марс има много активна атмосфера, особено по отношение на образуването на облаци и мъгли, а не само на пясъчни бури. Наблюдавайки Марс през телескоп всъщност, като поставите син филтър, можете да подчертаете всички тези атмосферни явления далеч не са незначителни. Сутрин и вечер имаше мъгла, орографски облаци, полярни облаци винаги се наблюдаваха в телескоп със средна медийна мощност. Всеки може например с обикновена графична програма да отдели трите червени нива, зелено, син цвят на изображението на Марс и да провери как работи. Изображението, съответстващо на червения канал, ще ни даде добра топографска карта, докато синият канал ще покаже полярните ледени шапки и облаци. Освен това в изображенията, получени от космическия телескоп, забелязвате синя граница, причинена от атмосферата, която след това изглежда синя и червена, а не както е показано в местоположението на изображението.

Типични изображения на Марс, направени от космическия телескоп Хъбъл. Източник: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/

Червен канал (вляво), Зелен канал (Център) и Син канал (вдясно); Обърнете внимание на екваториалния облак.

Друг интересен момент е анализът на полярните отлагания; пресичане на данни за надморска височина и гравитометрия, беше невъзможно да се определи, че полярните отлагания се различават сезонно с приблизително 1,5 метра на Северния полюс и 2,5 метра на Южния полюс, със средна гъстота на населението по това време с максимална височина от приблизително 0,5 g /cm 3 .

В този случай плътността на 1 mm сняг в CO 2 създава налягане от 0,04903325 hPa; Сега, дори ако приемем най-оптимистичното марсианско налягане, горните 18,4 hPa, пренебрегвайки факта, че CO 2 представлява 95%, а не 100% от атмосферата на Марс, ако всички кондензираме атмосферата на земята, ще получим слой 37,5 см дебелина!
От друга страна, 1,5 фута сняг с въглероден диоксид с плътност 0,5 g/cm 3 създава налягане от 73,5 hPa и 2,5 метра вместо 122,6 hPa!

Времева еволюция повърхностно атмосферно налягане, записани два Viking Lander 1 и 2 (Viking Lander 1 He кацна в Chrys cosmism на 22,48° n, 49,97° западна дължина, 1,5 Km под средното. Viking Lander 2 He кацна в Utopia cosmism на 47,97° n, 225,74° западна дължина, 3 км под средното ниво), през първите три години от мисията на Марс: 1-ва година (точки), 2-ра година (плътна линия) и 3 години (пунктирана линия) се побират в една и съща колона. Източник Tillman and Guest (1987) (вижте също Tillman 1989).

Помислете също така, че ако сезонната маса на сухия лед беше сходна между двете полукълба, това не би трябвало да причинява сезонни вариации в глобалното атмосферно налягане, тъй като колапсът на полярната шапка винаги ще бъде компенсиран от кондензация на пода в другото полукълбо.

Но ние знаем, че сплескването на марсианската орбита създава разлика от почти 20° C в средната температура на двете полукълба, от върха до 30° C в полза на ширина -30° ~. Имайте предвид, че 7 GPa CO 2 ICES -123°C (~150°K), въпреки че при 18,4 hPa (правилната стойност за гравитацията на Марс) ICES до ~-116°C (~157°K).

Сравнение на данните, събрани от мисията Mariner 9 по време на бореална пролет (Ls = 43 – 54°). Показва се като плътна линия на графиката над температурата (в Келвин), открита от експеримента IRIS. Кривите с тире-точка показват местните ветрове (в m s-1), получени от топлинния баланс на вятъра (Pollack et. 1981). Средната графика показва симулираната температура (K) за същия сезон, докато долната графика представя симулираните ветрове (в m s-1). Източник: „Метеорологична променливост и годишен цикъл на повърхностното налягане на Марс“ Фредерик Хурдин, Ле Ван Фу, Франсоа Забрави, Оливие Талагран (1993 г.)

Според данните на Mariner 9 само на Южния полюс намираме необходимите метеорологични условия, Въпреки че според щетите на глобалния геодезист (MGS), свързани със земята, е възможно присъствие и в двете полукълба.

Минимални температури в градуси по Целзий на почвата на Марс, взети от термичния спектрометър (TES) на борда на Mars Global Surveyor (MGS). В хоризонтална и вертикална ширина Географска дължина на слънцето (Ls). Синята част на таблицата показва минималната температура, средногодишния максимум и винаги спрямо дневните минимални температури.

След това, за да обобщим, атмосферата изглежда достига минимална температура от -123 °C до нула -132 °C; Отбелязвам, че при -132°2 налягането не трябва да надвишава 1,4 GPa без лед!

Графика на налягането на парите на въглероден диоксид; Сред другите полезни функции на тази графика можете да определите максималното налягане, което CO2 може да достигне преди кондензация (в този случай върху лед) при дадена температура.

Но да се върнем към сезонните полярни отлагания; Както вече видяхме, поне през нощта, на 60° ширина изглежда, че съществуват условия за образуване на сух лед, но какво всъщност се случва по време на полярната нощ?

Нека започнем с две напълно различни състояния: кондензация от повърхност за охлаждане на маса въздух или „студено“.

За първия случай приемете, че температурата на почвата пада под границата на замръзване на въглеродния диоксид; Почвата ще започне да се покрива все повече със слой лед, докато топлоизолацията, причинена от самия лед, стане достатъчна, за да спре процеса. В случая със сухия лед, въпреки че е добър топлоизолатор, той е просто много малък, така че самото това явление не е достатъчно ефективно, за да оправдае наблюдаваните натрупвания на лед! Като доказателство за това, Северният и Южният полюс имат рекорд от -132°C, където минимумът е -130°C (Според TES MGS). Интересува ме също колко надеждно е откриването на -132°c от марсианска орбита и спектроскопски път, защото при тази температура самата почва би трябвало да е забулена от процеса на кондензация!

Във втория случай, ако въздушна маса (в този случай почти чист CO 2 ) достигне точката на оросяване, веднага щом температурата падне, нейното налягане не надвишава границата, зададена от "налягането на парите" за този газ при тази температура , което води до незабавна кондензация на масата на всеки излишен газ! Всъщност ефективността на този процес е наистина драматична; Ако трябва да симулираме подобно събитие на Марс, ще трябва да вземем предвид и веригата от събития, които биха създали.

Понижаваме температурата на Южния полюс, например до -130°C, начално налягане 7 hPa; налягането при пристигане трябва да бъде ~ 2 GPa, причинявайки утаяване на сняг от сух лед с дебелина ~ 50 cm (0,1 Gy/cm 2) Ако се компресира при 0,5 Gy/cm 2 съответства на дебелина ~ 10 cm. Разбира се, такава разлика в налягането незабавно ще изхвърли въздух от околните зони, с ефекта на по-ниското (верижно) налягане и температура от съседните зони, но кондензацията е приносът на всички в снега. Самият процес също има тенденция да произвежда топлинна енергия (след това повишаване на температурата) в същото време, но ако температурата остане на -130 ° C, процесът на кондензация ще спре само когато всички планети достигнат равновесно налягане от 2 hPa!

Тази малка симулация се използва за разбиране на връзката между минималните температури и промените в атмосферното налягане, обяснявайки защо минималната температура и налягането са свързани. От представените графики на атмосферното налягане, записани от два Viking Landers, знаем, че за Vikings 1 налягането варира от минимум 6,8 GPa до максимум 9,0 hPa, със средна стойност от 7,9. За Vikings 2 приемливите стойности са от 7,4 HPA до 10,1 GPa със средно 8,75 hPa. Знаем също, че VL 1 е кацнал на 1,5 км, а VL 2 на 3 км, и двата под средното ниво на Марс. Като се има предвид, че средното ниво на Марс е 6,1 hPa (идва от тройната точка на водата!), ако мащабираме стойностите по-горе до средно 6,1 hPa, тогава и двете варират от по-малко от 5,2 ± 0,05 hPa и максимум от 7 ± 0,05 hPa. Докато минималната стойност е 5,2 GPa, ниска температура, получаваме ~-125 ° C (~ 148 ° K), което вече е в явно несъгласие с вашите данни. Сега, докато спадът на налягането от 7 HPA до 5,2 HPA се отлага с дебелина 18,4 cm (0,1 Gy/cm 2), ако се компресира до 0,5 Gy/cm 2 съответства на дебелина ~ 3,7 cm, и че повърхността на южната полярна шапка е ~ 1 / 20 Обща повърхност на Марс (определено се приближава по подразбиране!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, Това е много по-малка стойност в рамките на откритите полярни отлагания!

Следователно има очевидно противоречие между топлинните данни и данните за времето, освен ако едното не подкрепя другото! Такава ниска температура ще доведе до силни колебания в налягането (дори между деня и нощта!) или дори до по-ниско общо налягане! От друга страна, обаче, 7 е абсолютно недостатъчно, за да отчете явления като номинална HPA на дяволския прах, дерета, разпространение на небесната светлина или величината на преходните полярни отлагания, които обяснихте по-добре доста над атмосферното налягане от 7 hPa.

Досега са разгледани само аспекти, свързани с въглеродния диоксид, считан за един от основните компоненти на атмосферата (~95%); Но ако въведем дори вода в този анализ, обозначението 7 GPa става напълно нелепо!
Например, следи, оставени от потока течна вода (вижте кратера на Нютон), където водата трябва да бъде само в парообразно състояние, при много ниско налягане и температури до около 27 ° C!
В такава ситуация можем спокойно да кажем, че налягането (при земни условия) не може да бъде по-малко от 35 hPa!

Въглероден двуокис 95,32 %
Азот 2,7 %
Аргон 1,6 %
Кислород 0,13 %
Въглероден окис 0,07 %
водна пара 0,03 %
Азотен оксид (II) 0,013 %
Неон 0,00025 %
Криптон 0,00003 %
ксенон 0,000008 %
Озон 0,000003 %
Формалдехид 0,0000013 %

Атмосферата на Марс- газова обвивка, обграждаща планетата Марс. Тя се различава значително от земната атмосфера както по химичен състав, така и по физични параметри. Налягането на повърхността е 0,7-1,155 kPa (1/110 от земното, или равно на земното на надморска височина над тридесет километра от земната повърхност). Приблизителната дебелина на атмосферата е 110 km. Приблизителната маса на атмосферата е 2,5 10 16 kg. Марс има много слабо магнитно поле (в сравнение със земното) и в резултат на това слънчевият вятър причинява разсейване на атмосферни газове в космоса със скорост от 300±200 тона на ден (в зависимост от текущата слънчева активност и разстоянието от Слънцето ).

Химичен състав

Преди 4 милиарда години атмосферата на Марс съдържаше количество кислород, сравнимо с неговия дял на младата Земя.

Температурни колебания

Тъй като атмосферата на Марс е много разредена, тя не изглажда ежедневните колебания в повърхностната температура. Температурите на екватора варират от +30°C през деня до −80°C през нощта. На полюсите температурите могат да паднат до −143°C. Дневните температурни колебания обаче не са толкова значителни, колкото на безатмосферната Луна и Меркурий. Ниската плътност не пречи на атмосферата да образува мащабни прашни бури и торнада, ветрове, мъгли, облаци и да влияе върху климата и повърхността на планетата.

Първите измервания на температурата на Марс с помощта на термометър, поставен във фокуса на рефлекторен телескоп, са извършени в началото на 20-те години на миналия век. Измерванията на W. Lampland през 1922 г. дават средна повърхностна температура на Марс от 245 (−28°C), E. Pettit и S. Nicholson през 1924 г. получават 260 K (−13°C). По-ниска стойност е получена през 1960 г. от W. Sinton и J. Strong: 230 K (−43°C).

Годишен цикъл

Масата на атмосферата се променя значително през годината поради кондензацията на големи обеми въглероден диоксид в полярните шапки през зимата и изпарението през лятото.

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

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

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

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

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


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

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

Къде да вземем магнитен щит

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


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

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

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