Marso atmosfera žmonėms. Marso atmosfera: slėgis ar tankis? Atmosferos rekonstrukcijos galimybė ir mastas

Marsas, ketvirta toliausiai nuo Saulės esanti planeta, ilgą laiką buvo pasaulio mokslo dėmesio objektas. Ši planeta labai panaši į Žemę, su viena nedidele, bet lemtinga išimtimi – Marso atmosfera sudaro ne daugiau kaip vieną procentą Žemės atmosferos tūrio. Bet kurios planetos dujinis apvalkalas yra lemiamas veiksnys, formuojantis jos išvaizdą ir sąlygas paviršiuje. Yra žinoma, kad visi uoliniai Saulės sistemos pasauliai susidarė maždaug tokiomis pačiomis sąlygomis 240 milijonų kilometrų atstumu nuo Saulės. Jei Žemės ir Marso susidarymo sąlygos buvo beveik vienodos, tai kodėl šios planetos dabar tokios skirtingos?

Viskas priklauso nuo dydžio – Marse, sudarytame iš tos pačios medžiagos kaip ir Žemė, kadaise buvo skysto ir karšto metalo šerdis, kaip ir mūsų planeta. Įrodymas yra daugybė užgesusių ugnikalnių, tačiau „raudonoji planeta“ yra daug mažesnė už Žemę. Tai reiškia, kad jis atvėso greičiau. Kai skystoji šerdis galutinai atvėso ir sustingo, konvekcinis procesas baigėsi, o kartu su juo išnyko ir planetos magnetinis skydas, magnetosfera. Dėl to planeta liko neapsaugota nuo griaunančios Saulės energijos, o Marso atmosferą beveik visiškai nunešė saulės vėjas (gigantiškas radioaktyvių jonizuotų dalelių srautas). „Raudonoji planeta“ virto negyva, nuobodžia dykuma...

Dabar Marso atmosfera yra plonas, išretėjęs dujų apvalkalas, negalintis atlaikyti mirtinų dujų, deginančių planetos paviršių, prasiskverbimo. Marso terminis atsipalaidavimas yra keliomis eilėmis mažesnis nei, pavyzdžiui, Veneros, kurios atmosfera yra daug tankesnė. Per mažos šilumos talpos Marso atmosfera sukuria ryškesnį vidutinį paros vėjo greitį.

Marso atmosferos sudėtis pasižymi labai dideliu kiekiu (95%). Atmosferoje taip pat yra azoto (apie 2,7%), argono (apie 1,6%) ir šiek tiek deguonies (ne daugiau kaip 0,13%). Marso atmosferos slėgis yra 160 kartų didesnis nei planetos paviršiuje. Skirtingai nuo Žemės atmosferos, čia esantis dujų apvalkalas turi ryškų kintamąjį pobūdį dėl to, kad per vieną metinį ciklą ištirpsta ir užšąla planetos poliariniai dangteliai, kuriuose yra didžiulis kiekis anglies dioksido.

Remiantis duomenimis, gautais iš tyrimų erdvėlaivio Mars Express, Marso atmosferoje yra šiek tiek metano. Šių dujų ypatumas yra greitas jų skilimas. Tai reiškia, kad kažkur planetoje turi būti metano papildymo šaltinis. Čia gali būti tik du variantai – arba geologinis aktyvumas, kurio pėdsakai dar nebuvo atrasti, arba gyvybinė mikroorganizmų veikla, galinti pakeisti mūsų supratimą apie gyvybės centrų buvimą Saulės sistemoje.

Būdingas Marso atmosferos poveikis yra dulkių audros, kurios gali siautėti mėnesius. Šią tankią planetos oro antklodę daugiausia sudaro anglies dioksidas su nedideliais deguonies ir vandens garų intarpais. Tokį užsitęsusį efektą lėmė itin maža Marso gravitacija, leidžianti net itin retai atmosferai pakelti nuo paviršiaus milijardus tonų dulkių ir ilgai išsilaikyti.

Šiandien apie skrydžius į Marsą ir galimą jo kolonizaciją kalba ne tik mokslinės fantastikos rašytojai, bet ir realūs mokslininkai, verslininkai, politikai. Zondai ir roveriai pateikė atsakymus apie geologines ypatybes. Tačiau pilotuojamoms misijoms būtina suprasti, ar Marse yra atmosfera ir kokia jos struktūra.

Bendra informacija

Marsas turi savo atmosferą, tačiau ji sudaro tik 1% Žemės. Kaip ir Venera, ji daugiausia susideda iš anglies dioksido, bet vėlgi, daug plonesnė. Palyginti tankus sluoksnis yra 100 km (palyginimui, Žemėje, įvairiais skaičiavimais, yra 500 - 1000 km). Dėl šios priežasties nėra apsaugos nuo saulės spindulių, o temperatūros režimas praktiškai nereguliuojamas. Mes žinome, kad Marse nėra oro.

Mokslininkai nustatė tikslią sudėtį:

• Anglies dioksidas – 96%.
• Argonas – 2,1 %.
• Azotas – 1,9 %.

Metanas buvo rastas 2003 m. Šis atradimas paskatino susidomėjimą Raudonąja planeta, kai daugelis šalių pradėjo tyrinėjimo programas, kurios paskatino kalbėti apie skrydį ir kolonizaciją.

Dėl mažo tankio temperatūros režimas nereguliuojamas, todėl skirtumai vidutiniškai siekia 100 0 C. Dieną susidaro gana komfortiškos +30 0 C sąlygos, o naktį paviršiaus temperatūra nukrenta iki -80 0 C. slėgis yra 0,6 kPa (1 /110 nuo žemės indikatoriaus). Mūsų planetoje panašios sąlygos būna 35 km aukštyje. Tai ir yra pagrindinis pavojus žmogui be apsaugos – jį pražudys ne temperatūra ar dujos, o slėgis.

Prie paviršiaus visada yra dulkių. Dėl mažos gravitacijos debesys pakyla iki 50 km. Dėl stiprių temperatūros pokyčių kyla vėjai, kurių gūsiai siekia iki 100 m/s, todėl dulkių audros Marse yra dažnos. Jie nekelia rimtos grėsmės dėl mažos dalelių koncentracijos oro masėse.

Iš kokių sluoksnių sudaro Marso atmosfera?

Gravitacijos jėga mažesnė nei Žemės, todėl Marso atmosfera nėra taip aiškiai suskirstyta į sluoksnius pagal tankį ir slėgį. Vienalytė kompozicija išlieka iki 11 km žymos, tada atmosfera pradeda skirstytis į sluoksnius. Virš 100 km tankis sumažėja iki minimalių verčių.

• Troposfera – iki 20 km.
• Stratomesosfera – iki 100 km.
• Termosfera - iki 200 km.
• Jonosfera – iki 500 km.

Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose yra lengvųjų dujų – vandenilio, anglies. Šiuose sluoksniuose kaupiasi deguonis. Atskiros atominio vandenilio dalelės pasklinda iki 20 000 km atstumu, sudarydamos vandenilio vainiką. Nėra aiškaus atskyrimo tarp kraštutinių regionų ir kosmoso.

Viršutinė atmosfera

Daugiau nei 20–30 km aukštyje yra termosfera - viršutiniai regionai. Sudėtis išlieka stabili iki 200 km aukščio. Čia yra didelis atominio deguonies kiekis. Temperatūra gana žema - iki 200-300 K (nuo -70 iki -200 0 C). Toliau ateina jonosfera, kurioje jonai reaguoja su neutraliais elementais.

Žemesnė atmosfera

Priklausomai nuo metų laiko, šio sluoksnio riba kinta, ir ši zona vadinama tropopauze. Toliau plečiasi stratomesosfera, kurios vidutinė temperatūra –133 0 C. Žemėje joje yra ozono, kuris saugo nuo kosminės spinduliuotės. Marse jis kaupiasi 50–60 km aukštyje, o vėliau jo praktiškai nėra.

Atmosferos kompozicija

Žemės atmosfera susideda iš azoto (78%) ir deguonies (20%), nedideliais kiekiais yra argono, anglies dioksido, metano ir kt. Tokios sąlygos laikomos optimaliomis gyvybei atsirasti. Oro sudėtis Marse labai skiriasi. Pagrindinis Marso atmosferos elementas yra anglies dioksidas – apie 95 proc. Azotas sudaro 3%, o argonas - 1,6%. Bendras deguonies kiekis yra ne didesnis kaip 0,14%.

Ši kompozicija susidarė dėl silpnos Raudonosios planetos gravitacijos. Stabiliausias buvo sunkusis anglies dioksidas, kuris nuolat pasipildo dėl ugnikalnio veiklos. Lengvosios dujos yra išsklaidytos erdvėje dėl mažos gravitacijos ir magnetinio lauko nebuvimo. Azotas sulaikomas gravitacijos dviatomės molekulės pavidalu, tačiau veikiamas spinduliuotės suskaidomas ir į kosmosą skrenda pavienių atomų pavidalu.

Panaši situacija ir su deguonimi, tačiau viršutiniuose sluoksniuose jis reaguoja su anglimi ir vandeniliu. Tačiau mokslininkai iki galo nesuvokia reakcijų specifikos. Remiantis skaičiavimais, anglies monoksido CO kiekis turėtų būti didesnis, tačiau galiausiai jis oksiduojasi iki anglies dioksido CO2 ir nusėda į paviršių. Atskirai molekulinis deguonis O2 atsiranda tik po anglies dioksido ir vandens cheminio skaidymo viršutiniuose sluoksniuose, veikiant fotonams. Tai reiškia medžiagas, kurios Marse nesikondensuoja.

Mokslininkai mano, kad prieš milijonus metų deguonies kiekis buvo panašus į Žemėje – 15-20%. Kol kas tiksliai nežinoma, kodėl pasikeitė sąlygos. Tačiau atskiri atomai ne taip aktyviai pabėga, o dėl didesnio svorio net kaupiasi. Tam tikru mastu stebimas atvirkštinis procesas.

Kiti svarbūs elementai:

• Ozono praktiškai nėra, 30-60 km atstumu nuo paviršiaus yra viena kaupimosi sritis.
• Vandens kiekis yra 100-200 kartų mažesnis nei sausiausiame Žemės regione.
• Metanas – stebimos nežinomos prigimties emisijos, o kol kas daugiausiai diskusijų sukėlusi Marso medžiaga.

Metanas Žemėje priskiriamas maistinėms medžiagoms, todėl gali būti siejamas su organinėmis medžiagomis. Išvaizdos ir greito sunaikinimo pobūdis dar nepaaiškintas, todėl mokslininkai ieško atsakymų į šiuos klausimus.

Kas nutiko Marso atmosferai praeityje?

Per milijonus planetos gyvavimo metų keičiasi atmosferos sudėtis ir struktūra. Atlikus tyrimus paaiškėjo, kad praeityje paviršiuje egzistavo skysti vandenynai. Tačiau dabar vandens lieka nedideli kiekiai garų ar ledo pavidalu.

Skysčio dingimo priežastys:

• Žemas atmosferos slėgis nesugeba ilgą laiką išlaikyti vandens skystoje būsenoje, kaip tai daroma Žemėje.
• Gravitacija nėra pakankamai stipri, kad išlaikytų garų debesis.
• Kadangi nėra magnetinio lauko, saulės vėjo dalelės materiją išneša į kosmosą.
• Esant dideliems temperatūros pokyčiams, vanduo gali būti išsaugotas tik kietas.

Kitaip tariant, Marso atmosfera nėra pakankamai tanki, kad sulaikytų vandenį kaip skystį, o nedidelė gravitacijos jėga nesugeba sulaikyti vandenilio ir deguonies.
Pasak ekspertų, palankios sąlygos gyvybei Raudonojoje planetoje galėjo susidaryti maždaug prieš 4 mlrd. Galbūt tuo metu buvo gyvenimas.

Nurodomos šios sunaikinimo priežastys:

• Apsaugos nuo saulės spinduliuotės trūkumas ir laipsniškas atmosferos nykimas per milijonus metų.
• Susidūrimas su meteoritu ar kitu kosminiu kūnu, kuris akimirksniu sunaikino atmosferą.

Pirmoji priežastis šiuo metu labiau tikėtina, nes pasaulinės katastrofos pėdsakų dar nerasta. Panašios išvados padarytos ir atlikus autonominės stoties Curiosity tyrimą. Marsaeigis nustatė tikslią oro sudėtį.

Senovės Marso atmosferoje buvo daug deguonies

Šiandien mokslininkai beveik neabejoja, kad Raudonojoje planetoje anksčiau buvo vandens. Ant daugybės vaizdų į vandenynų kontūrus. Vizualinius stebėjimus patvirtina specifiniai tyrimai. Roveriai atliko dirvožemio tyrimus buvusių jūrų ir upių slėniuose, o cheminė sudėtis patvirtino pradines prielaidas.

Dabartinėmis sąlygomis bet koks skystas vanduo planetos paviršiuje akimirksniu išgaruos, nes slėgis yra per žemas. Tačiau jei vandenynai ir ežerai egzistavo senovėje, sąlygos buvo kitokios. Viena iš prielaidų yra kitokia sudėtis, kurioje deguonies frakcija yra apie 15–20%, taip pat padidinta azoto ir argono dalis. Tokia forma Marsas tampa beveik identiškas mūsų gimtajai planetai – su skystu vandeniu, deguonimi ir azotu.

Kiti mokslininkai teigė, kad egzistuoja visavertis magnetinis laukas, galintis apsaugoti nuo saulės vėjo. Jo galia yra panaši į Žemės galią, ir tai yra dar vienas veiksnys, kalbantis apie gyvybės atsiradimo ir vystymosi sąlygų buvimą.

Atmosferos nykimo priežastys

Plėtros pikas įvyko Hesperijos eroje (prieš 3,5–2,5 mlrd. metų). Lygumoje buvo sūrus vandenynas, savo dydžiu prilygsta Arkties vandenynui. Paviršiuje temperatūra siekė 40-50 0 C, o slėgis apie 1 atm. Didelė tikimybė, kad tuo laikotarpiu egzistuotų gyvi organizmai. Tačiau „klestėjimo“ laikotarpis nebuvo pakankamai ilgas sudėtingam, daug mažiau protingam gyvenimui atsirasti.

Viena iš pagrindinių priežasčių yra mažas planetos dydis. Marsas yra mažesnis už Žemę, todėl gravitacija ir magnetinis laukas yra silpnesni. Dėl to saulės vėjas aktyviai išmušė daleles ir tiesiogine prasme sluoksnis po sluoksnio nukirto apvalkalą. Atmosferos sudėtis pradėjo keistis per 1 milijardą metų, o po to klimato kaita tapo katastrofiška. Slėgio sumažėjimas lėmė skysčio išgaravimą ir temperatūros pokyčius.

Dažna klaida, dažniausiai daroma vertinant konkrečios planetos klimato sąlygas, yra slėgio painiojimas su tankiu. Nors teoriniu požiūriu visi žinome skirtumą tarp slėgio ir tankio, iš tikrųjų be atsargumo priemonių atmosferos slėgis žemėje lyginamas su tam tikros planetos atmosferos slėgiu.

Bet kurioje antžeminėje laboratorijoje, kur gravitacija yra maždaug vienoda, ši atsargumo priemonė nereikalinga ir dažnai naudojamas slėgis kaip tankio „sinonimas“. Kai kurie reiškiniai saugiai tvarkomi pagal "slėgio / temperatūros" vertę, pavyzdžiui, veido diagramas (arba būsenų diagramas), kur iš tikrųjų būtų teisingiau kalbėti apie "tankio ir temperatūros koeficientą" arba "esant slėgiui / temperatūrai". Kitaip mes nesuprantame skysto vandens buvimo erdvėje skriejančiame erdvėlaivyje, kai nėra gravitacijos (o tada ir nesvarumo).

Tiesą sakant, techniškai atmosferos slėgis yra „svoris“, kurį tam tikras dujų kiekis virš mūsų galvų daro viską, kas yra apačioje. Tačiau tikroji problema yra ta, kad svorį lemia ne tik tankis, bet akivaizdžiai ir gravitacija. Jei, pavyzdžiui, sumažinsime Žemės gravitaciją 1/3, Akivaizdu, kad tas pats dujų kiekis, kuris yra virš mūsų, turės trečdalį savo pradinio svorio, Nepaisant to, kad dujų kiekis išliks lygiai toks pat. Taigi, lyginant klimato sąlygas tarp dviejų planetų, teisingiau būtų kalbėti apie tankį, o ne apie slėgį.

Šį principą puikiai suprantame išanalizavę Torricelli barometro – pirmojo dokumento, išmatavusio žemės atmosferos slėgį, veikimą. Jei uždarytame vamzdelyje iš vienos pusės pripildysime gyvsidabrio ir pastatysime jį vertikaliai, o atvirą galą taip pat panardinsime į rezervuarą, pripildytą gyvsidabrio, pastebėsite, kad šiaudelio viršuje susidaro vakuuminė kamera. Torricelli iš tikrųjų pažymėjo, kad išorinis slėgis, veikiamas šiauduose, turėjo palaikyti aukštą, maždaug 76 cm gyvsidabrio stulpelį. Apskaičiuojant specifinį gyvsidabrio sandaugą, Žemės gravitacinį pagreitį ir gyvsidabrio stulpelio aukštį, svoris virš atmosferos gali būti apskaičiuotas.

Iš Vikipedijos adresu: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org

Tačiau ši sistema, puiki savo laiku, turėjo didelių apribojimų, kai ji buvo taikoma žemiečiams. Tiesą sakant, kaip ir tikroji gravitacija dviejuose iš trijų formulės faktorių, bet koks gravitacijos skirtumas sukuria kvadratinį barometro atsako skirtumą, tada toje pačioje oro stulpelyje planetoje, kurios 1/3 pradinės vertės. gravitacija, barometrui Torricelli sukurs 1/9 pradinės vertės esant slėgiui.
Aišku, neskaitant instrumentinių artefaktų, faktas išlieka: ta pati oro stulpelis turės svorį, proporcingą planetų, ant kurių karts nuo karto turėsime, gravitacijai taip paprastai, kad barometrinis slėgis nėra absoliutus tankio rodiklis!
Analizuojant Marso atmosferą, šis poveikis sistemingai ignoruojamas. Mes lengvai kalbame apie slėgį hPa ir tiesioginį iš žemės, visiškai neatsižvelgdami į slėgį hPa, ty Marse gravitacija yra maždaug 1/3 žemės (38% tikslumu). Tos pačios klaidos, kurias padarėte žiūrėdami į priekines vandens diagramas, kad parodytumėte, jog Marse vanduo negali egzistuoti skystu pavidalu. Visų pirma, trigubas vandens taškas žemėje yra 6,1 hPa, o Marse, kur gravitacija yra 38% žemės. Jei darytumėte hPa, tai būtų absoliučiai 6,1, bet 2,318 hPa (nors barometras žymės Torricelli 0,88 hPa). Tačiau šios analizės, mano nuomone, visada apgaulingai, sistemingai vengiama, grąžinant įvardijimą į tas pačias žemės reikšmes. Ta pati 5–7 GPA indikacija Marso atmosferos slėgiui aiškiai nenurodyta, atsižvelgiant į žemės gravitaciją ar Marsą.
Tiesą sakant, 7 hPa Marse dujų tankis žemėje turėtų būti apie 18,4 hPa. To visiškai vengiama visuose šiuolaikiniuose tyrimuose, tarkime, antroje pusėje 60 Be to, Nors anksčiau buvo griežtai nurodyta, kad slėgis yra viena dešimtoji žemės paviršiaus, bet jo tankis yra 1/3. Grynai moksliniu požiūriu buvo atsižvelgta į tikrąjį oro stulpelio svorį, kuris sudaro 1/3 faktinio jo svorio ant žemės, tačiau iš tikrųjų tankis buvo panašus į 1/3 žemės tankio. Kaip pastarieji tyrimai rodo, kad šis skirtumas egzistuoja?

Gal dėl to, kad lengviau kalbėti apie tai, kad neįmanoma išsaugoti skystosios vandens fazės?
Yra ir kitų šios tezės užuominų: kiekviena atmosfera iš tikrųjų sukuria šviesos sklaidą (sklaidymą) daugiausia mėlyna spalva, kurią galima lengvai išanalizuoti net Marso atveju. Nors Marso atmosfera yra dulkių krūva, kad ji būtų rausva, skirianti mėlyną Marso panoraminio vaizdo komponentą, galite susidaryti vaizdą apie Marso atmosferos tankį. Jei palygintume žemės dangaus vaizdus, ​​darytus skirtinguose aukščiuose, o vėliau ir su skirtingu tankio laipsniu, Suprastume, kad vardinis dydis, kuriame turėtume rasti 7 hPa, t.y. 35 000 m, dangus visiškai juodas, Salvo mugė yra horizonto juosta, kurioje iš tikrųjų vis dar matome savo atmosferos sluoksnius.

Kairėje: Marso kraštovaizdžio fotografavimas, užfiksuotas zondo Pathfinder 1999 m. birželio 22 d. Šaltinis: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 dešinėje: šalia mėlyno kanalo figūra; Atkreipkite dėmesį į dangaus intensyvumą!

Kairėje: Sidnėjus – miestas Pietryčių Australijoje, Naujojo Pietų Velso valstijos sostinė, 6 m. Dešinėje: toliau mėlynas kanalo piešinys.

Kairėje: Sidnėjus, bet visada per smėlio audrą. Dešinėje: mėlynas kanalo piešinys šalia jo; kaip matote, skendinčios dulkės sumažina dangaus šviesumą, o ne padidina, priešingai nei teigiama NASA Marso atveju!

Akivaizdu, kad Marso dangaus nuotraukos, filtruotos mėlyna juosta, yra daug ryškesnės, beveik panašios į nuotraukas, darytas Evereste, kiek žemiau 9000 m, kur ieškoti, jei atmosferos slėgis yra 1/3 normalaus jūros lygio slėgio.

Dar daugiau įrodymų, kad Marso atmosferos tankis, didesnis nei reklamuojama, yra rimta nauda, ​​buvo dulkių velnių reiškinys. Šie „mini Tornadai“ gali pakelti smėlio stulpelius iki kelių kilometrų; Bet kaip tai įmanoma?
Pati NASA bandė juos imituoti vakuuminėje kameroje, imituodama 7 hPa Marso slėgį, ir jie negalėjo imituoti reiškinio, nebent slėgis būtų padidintas bent 11 kartų! Pradinis slėgis, net naudojant labai galingą ventiliatorių, nieko negalėjo pašalinti!
Tiesą sakant, 7 GPa yra tikrai paprastas, atsižvelgiant į tai, kad ne tik kyla virš jūros lygio, bet ir greitai mažėja trupmeninėms vertėms; bet tada visi reiškiniai stebimi prie Olimpo kalno, kuris reiškia 17 km aukštį, Kaip tai bus įmanoma?

Iš teleskopinių stebėjimų žinoma, kad Marse yra labai aktyvi atmosfera, ypač kalbant apie debesų ir rūko susidarymą, o ne tik smėlio audras. Stebint Marsą per teleskopą, įdėjus mėlyną filtrą, galite pabrėžti visus šiuos atmosferos reiškinius, toli gražu nėra nereikšmingi. Ryte ir vakare buvo rūkas, orografiniai debesys, poliariniai debesys visada buvo stebimi vidutinės žiniasklaidos galios teleskopu. Kiekvienas gali, pavyzdžiui, su įprasta grafikos programa atskirti tris Marso vaizdo raudonus lygius, žalią, mėlyną spalvą ir patikrinti, kaip tai veikia. Raudonąjį kanalą atitinkantis vaizdas suteiks mums gerą topografinį žemėlapį, o mėlynasis kanalas parodys poliarines ledo kepures ir debesis. Be to, vaizduose, gautuose iš kosminio teleskopo, pastebite mėlyną atmosferos sukeltą ribą, kuri vėliau atrodo mėlyna ir raudona, o ne kaip parodyta vaizdo vietoje.

Tipiški Marso vaizdai, padaryti Hablo kosminiu teleskopu. Šaltinis: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/

Raudonas kanalas (kairėje), žalias kanalas (centras) ir mėlynas kanalas (dešinėje); Atkreipkite dėmesį į pusiaujo debesį.

Kitas įdomus dalykas yra poliarinių telkinių analizė; aukščio duomenų ir gravitometrijos sankirtos, nebuvo įmanoma nustatyti, kad poliarinės nuosėdos sezoniškai skiriasi maždaug 1,5 metro Šiaurės ašigalyje ir 2,5 metro Pietų ašigalyje, o vidutinis gyventojų tankis tuo metu buvo didžiausias apie 0,5 g. /cm3.

Šiuo atveju 1 mm sniego tankis CO 2 sukuria 0,04903325 hPa slėgį; Dabar, net jei darytume optimistiškiausią Marso slėgį, viršijantį 18,4 hPa, neatsižvelgiant į tai, kad CO 2 sudaro 95%, o ne 100% Marso atmosferos, jei visi kondensuotume atmosferą žemėje, gautume 37,5 sluoksnį. cm storio!
Kita vertus, 1,5 pėdos anglies dvideginio sniego, kurio tankis 0,5 g/cm 3, sukuria 73,5 hPa slėgį ir 2,5 metro, o ne 122,6 hPa!

Laiko evoliucijos paviršiaus atmosferos slėgis, užregistruotas du Viking Lander 1 ir 2 (Viking Lander 1 Jis nusileido Chrys kosmose 22,48° šiaurės platumos, 49,97° vakarų ilgumos, 1,5 km žemiau vidurkio. Viking Lander 2 Jis nusileido Utopia Cosmism ties 47,97° 225,74° vakarų ilgumos, 3 km žemiau vidutinio lygio), per pirmuosius trejus Marso misijos metus: 1 metai (taškai), 2 metai (ištisinė linija) ir 3 metai (punktyrinė linija) telpa tame pačiame stulpelyje. Šaltinis Tillman and Guest (1987) (taip pat žr. Tillman 1989).

Taip pat atsižvelkite į tai, kad jei sezoninė sauso ledo masė būtų panaši tarp dviejų pusrutulių, tai neturėtų sukelti sezoninių pasaulinio atmosferos slėgio svyravimų, nes poliarinio dangtelio griūtis visada bus kompensuota kondensato susidarymu ant grindų kitame pusrutulyje.

Tačiau mes žinome, kad Marso orbitos išlyginimas sukuria beveik 20 ° C skirtumą tarp dviejų pusrutulių vidutinės temperatūros, nuo viršūnės iki 30 ° C platumos -30 ° ~ naudai. Atminkite, kad 7 GPa CO 2 ICES -123°C (~150°K), nors esant 18,4 hPa (teisinga Marso gravitacijos vertė), ICES iki ~-116°C (~157°K).

„Mariner 9“ misijos borealinio pavasario metu surinktų duomenų palyginimas (Ls = 43 – 54°). Diagramoje parodyta kaip ištisinė linija virš temperatūros (kelvinais), kurią aptiko IRIS eksperimentas. Brūkšninio taško kreivės rodo vietinius vėjus (m s-1), gautus iš vėjo šiluminio balanso (Pollack et. 1981). Vidurinėje diagramoje parodyta to paties sezono modeliuojama temperatūra (K), o apatinėje diagramoje – imituoti vėjai (m s-1). Šaltinis: "Meteorologinis kintamumas ir metinis paviršiaus slėgio ciklas Marse" Frederic Hourdin, Le Van Fu, François Forget, Olivier Talagrand (1993)

„Mariner 9“ duomenimis, tik Pietų ašigalyje randame reikiamas oro sąlygas, Nors pagal pasaulinio geodezininko (MGS) žalą, susijusią su žeme, buvimas abiejuose pusrutuliuose yra įmanomas.

Minimali Marso dirvožemio temperatūra Celsijaus laipsniais, paimta iš terminio spektrometro (TES) Mars Global Surveyor (MGS). Horizontalioje ir vertikalioje platumoje Saulės ilguma (Ls). Mėlyna lentelės dalis rodo minimalią temperatūrą, vidutinę metinę maksimalią temperatūrą ir visada su minimalia paros temperatūra.

Tada, apibendrinant, atrodo, kad atmosfera pasiekia minimalią temperatūrą nuo -123 °C iki nulio -132 °C; Atkreipiu dėmesį, kad esant -132°2 slėgis neturi viršyti 1,4 GPa be ledo!

Anglies dioksido garų slėgio grafikas; Be kitų šio grafiko paslaugų, galite nustatyti maksimalų CO2 slėgį, kurį gali pasiekti prieš kondensaciją (šiuo atveju ant ledo) tam tikroje temperatūroje.

Bet grįžkime prie sezoninių poliarinių telkinių; Kaip jau matėme, bent jau naktį, 60° platumos, atrodo, kad yra sąlygos susidaryti sausam ledui, bet kas iš tikrųjų vyksta poliarinės nakties metu?

Pradėkime nuo dviejų visiškai skirtingų būsenų: kondensacijos nuo paviršiaus, kad atvėstų oro masė, arba „šaltas“.

Pirmuoju atveju tarkime, kad dirvožemio temperatūra nukrenta žemiau anglies dioksido užšalimo ribos; Dirva vis labiau ims dengtis ledo sluoksniu, kol paties ledo sukeltos šilumos izoliacijos pakaks procesui sustabdyti. Sauso ledo atveju, nors jis yra geras šilumos izoliatorius, jis tiesiog labai mažas, todėl pats šis reiškinys nėra pakankamai efektyvus, kad pateisintų pastebėtas ledo sankaupas! Tai įrodo Šiaurės ašigalio ir Pietų ašigalio –132°C rekordas, o minimalus –130°C (pagal TES MGS). Man taip pat įdomu, kiek patikimas yra -132°C aptikimas iš Marso orbitos ir spektroskopinio kelio, nes esant tokiai temperatūrai pats gruntas turėtų būti uždengtas nuo kondensacijos proceso!

Antruoju atveju, jei oro masė (šiuo atveju beveik grynas CO 2) pasiekia rasos tašką, kai tik temperatūra nukrenta, jos slėgis neviršija toms dujoms tos temperatūros nustatytos „garų slėgio“ ribos. , sukeldamas bet kokio perteklinio dujų masės kondensaciją! Tiesą sakant, šio proceso efektyvumas yra tikrai dramatiškas; Jei turėtume imituoti panašų įvykį Marse, taip pat turėtume apsvarstyti įvykių grandinę, kuri sukurtų.

Žeminame Pietų ašigalio temperatūrą, pavyzdžiui, iki -130°C, pradinis slėgis 7 hPa; Atvykimo slėgis turi būti ~ 2 GPa, sukeldamas ~ 50 cm storio (0,1 Gy/cm 2) sauso ledo sniego kritulius. Žinoma, dėl tokio slėgio skirtumo greitas oras iš aplinkinių vietovių, dėl mažesnio (grandinio) slėgio ir temperatūros poveikio iš gretimų vietovių, tačiau kondensatas yra kiekvieno sniego indėlis. Pats procesas taip pat linkęs tuo pačiu metu gaminti šiluminę energiją (tada temperatūra pakyla), tačiau jei temperatūra išliks -130 °C, kondensacijos procesas sustos tik tada, kai visos planetos pasieks 2 hPa pusiausvyros slėgį!

Šis mažas modeliavimas naudojamas norint suprasti ryšį tarp minimalių temperatūrų ir atmosferos slėgio pokyčių, paaiškinant, kodėl minimali temperatūra ir slėgis yra susiję. Iš pateiktų atmosferos slėgio grafikų, užfiksuotų dviejų „Viking Lander“, žinome, kad „Vikings 1“ slėgis svyruoja nuo minimalaus 6,8 GPa iki didžiausio 9,0 hPa, o vidutinė vertė yra 7,9. Vikings 2 Priimtinos vertės yra nuo 7,4 HPA iki 10,1 GPa, o vidutinis 8,75 hPa. Taip pat žinome, kad VL 1 nusileido 1,5 km, o VL 2 3 km – abu žemiau vidutinio Marso lygio. Atsižvelgiant į tai, kad vidutinis Marso lygis yra 6,1 hPa (atsižvelgiant į trigubą vandens tašką!), jei aukščiau esančias vertes padidinsime iki 6,1 hPa vidurkio, tada abu svyruoja nuo mažiau nei 5,2 ± 0,05 hPa ir didžiausios 7 ± 0,05 hPa. Nors minimali reikšmė yra 5,2 GPa, žema temperatūra, mes gauname ~-125 ° C (~ 148 ° K), jau aiškiai nesutinkant su jūsų duomenimis. Dabar, kai slėgio kritimas nuo 7 HPA iki 5,2 HPA nusėda 18,4 cm storio (0,1 Gy/cm 2), jei suspaustas iki 0,5 Gy/cm 2 , tai yra ~ 3,7 cm storio, o pietų poliaus dangtelio paviršius yra ~ 1 / 20 Bendras Marso paviršius (neabejotinai artėja pagal nutylėjimą!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, tai yra daug mažesnė aptiktų poliarinių nuosėdų vertė!

Todėl tarp šiluminių duomenų ir oro duomenų yra akivaizdus prieštaravimas, nebent vienas palaiko kitą! Tokia žema temperatūra lems stiprius slėgio svyravimus (net tarp dienos ir nakties!) arba net mažesnį bendrą slėgį! Tačiau, kita vertus, 7 visiškai nepakanka, kad būtų atsižvelgta į tokius reiškinius kaip „Devils“ dulkių nominalus HPA, grioviai, dangaus šviesos plitimas arba pereinamųjų poliarinių nuosėdų dydis, kuriuos paaiškinote geriau, jei atmosferos slėgis yra 7 hPa.

Iki šiol buvo atsižvelgta tik į aspektus, susijusius su anglies dioksidu, kuris laikomas vienu pagrindinių atmosferos komponentų (~95%); Bet jei į šią analizę įtrauktume net vandenį, 7 GPa žymėjimas taps visiškai juokingas!
Pavyzdžiui, skysto vandens srauto palikti pėdsakai (žr. Niutono kraterį), kur vanduo turėtų būti tik garų būsenos, atsižvelgiant į labai žemą slėgį ir iki maždaug 27 °C temperatūrą!
Esant tokiai situacijai, galime drąsiai teigti, kad slėgis (žemės sąlygomis) negali būti mažesnis nei 35 hPa!

Anglies dioksidas	95,32 %
Azotas	2,7 %
Argonas	1,6 %
Deguonis	0,13 %
Smalkės	0,07 %
vandens garai	0,03 %
Azoto oksidas (II)	0,013 %
Neoninis	0,00025 %
Kriptonas	0,00003 %
Ksenonas	0,000008 %
Ozonas	0,000003 %
Formaldehidas	0,0000013 %

Marso atmosfera- Marso planetą supantis dujų apvalkalas. Jis labai skiriasi nuo žemės atmosferos tiek chemine sudėtimi, tiek fiziniais parametrais. Slėgis paviršiuje yra 0,7–1,155 kPa (1/110 Žemės arba lygus Žemės slėgiui daugiau nei trisdešimties kilometrų aukštyje nuo Žemės paviršiaus). Apytikslis atmosferos storis yra 110 km. Apytikslė atmosferos masė yra 2,5 10 16 kg. Marsas turi labai silpną magnetinį lauką (palyginti su Žemės), todėl saulės vėjas sukelia atmosferos dujų išsklaidymą į kosmosą 300±200 tonų per dieną greičiu (priklausomai nuo dabartinio saulės aktyvumo ir atstumo nuo Saulės). ).

Cheminė sudėtis

Prieš 4 milijardus metų Marso atmosferoje buvo deguonies kiekis, panašus į jo kiekį jaunoje Žemėje.

Temperatūros svyravimai

Kadangi Marso atmosfera yra labai reta, ji neišlygina kasdienių paviršiaus temperatūros svyravimų. Temperatūra ties pusiauju svyruoja nuo +30°C dieną iki –80°C naktį. Ašigaliuose temperatūra gali nukristi iki –143°C. Tačiau paros temperatūros svyravimai nėra tokie dideli kaip beatmosferiniame Mėnulyje ir Merkurijuje. Mažas tankis netrukdo atmosferoje susidaryti didelio masto dulkių audroms ir tornadams, vėjams, rūkams, debesims ir daryti įtaką klimatui bei planetos paviršiui.

Pirmieji Marso temperatūros matavimai, naudojant termometrą, įdėtą į atspindinčio teleskopo židinį, buvo atlikti XX amžiaus 20-ųjų pradžioje. 1922 m. W. Lamplando matavimai parodė, kad vidutinė Marso paviršiaus temperatūra buvo 245 (–28 °C), E. Pettit ir S. Nicholson 1924 m. – 260 K (–13 °C). Mažesnę vertę 1960 metais gavo W. Sinton ir J. Strong: 230 K (−43°C).

Metinis ciklas

Atmosferos masė labai kinta ištisus metus dėl didelio anglies dioksido kiekio kondensacijos poliarinėse kepurėse žiemą ir garavimo vasarą.

Marsas, kaip ir Venera, yra į Žemę panašios planetos. Jie turi daug bendro, tačiau yra ir skirtumų. Mokslininkai nepraranda vilties rasti gyvybę Marse, taip pat teraformuoti šį Žemės „giminaitį“, nors ir tolimoje ateityje. Raudonajai planetai ši užduotis atrodo paprastesnė nei Venerai. Deja, Marsas turi labai silpną magnetinį lauką, o tai apsunkina situaciją. Faktas yra tas, kad dėl beveik visiško magnetinio lauko nebuvimo saulės vėjas labai stipriai veikia planetos atmosferą. Tai sukelia atmosferos dujų išsisklaidymą, todėl per parą į kosmosą patenka apie 300 tonų atmosferos dujų.

Pasak ekspertų, būtent saulės vėjas per milijardus metų išsklaidė apie 90% Marso atmosferos. Dėl to slėgis Marso paviršiuje yra 0,7-1,155 kPa (1/110 Žemės, tokį slėgį Žemėje galima pamatyti pakilus į trisdešimties kilometrų aukštį nuo paviršiaus).

Marso atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas (95%) su mažais azoto, argono, deguonies ir kai kurių kitų dujų priemaišomis. Deja, dėl Raudonosios planetos atmosferos slėgio ir sudėties gyvieji sausumos organizmai negali kvėpuoti Raudonojoje planetoje. Tikriausiai kai kurie mikroskopiniai organizmai galės išgyventi, tačiau tokiomis sąlygomis jie negalės jaustis patogiai.

Atmosferos sudėtis nėra tokia problema. Jei atmosferos slėgis Marse būtų pusė ar trečdalis žemėje esančio, tai kolonistai ar marsonautai tam tikru paros ir metų laiku planetos paviršiuje galėtų būti be skafandrų, naudodami tik kvėpavimo aparatą. Daugelis sausumos organizmų Marse jaustųsi patogiau.

NASA mano, kad galima padidinti atmosferos slėgį Žemės kaimyne, apsaugant Marsą nuo saulės vėjo. Šią apsaugą užtikrina magnetinis laukas. Žemėje jis egzistuoja dėl vadinamojo hidrodinaminio dinamo mechanizmo. Skystoje planetos šerdyje nuolat cirkuliuoja elektrai laidžios medžiagos (lydytos geležies) srautai, dėl kurių sužadinamos elektros srovės, kurios sukuria magnetinius laukus. Vidiniai srautai žemės šerdyje yra asimetriški, todėl padidėja magnetinis laukas. Žemės magnetosfera patikimai apsaugo atmosferą nuo saulės vėjo nupūtimo.

Dipolis, projekto, skirto Marsui sukurti magnetinį skydą, autorių skaičiavimais, sukurs pakankamai stiprų magnetinį lauką, kuris neleis saulės vėjui pasiekti planetos.

Deja, žmonėms, Marse (ir Veneroje) nėra nuolatinio galingo magnetinio lauko, fiksuojami tik silpni pėdsakai. „Mars Global Surveyor“ dėka buvo galima aptikti magnetinę medžiagą po Marso pluta. NASA mano, kad šios anomalijos susidarė kažkada buvusios magnetinės šerdies įtakoje ir išlaikė magnetines savybes net po to, kai pati planeta prarado savo lauką.

Kur gauti magnetinį skydą

NASA mokslo direktorius Jimas Greenas mano, kad natūralus Marso magnetinis laukas negali būti atkurtas bent jau dabar ar net labai tolimoje ateityje. Tačiau dirbtinį lauką sukurti įmanoma. Tiesa, ne pačiame Marse, o šalia jo. Kalbėdamas Planetary Science Vision 2050 seminare „Marso aplinkos ateitis tyrimams ir mokslui“, Greenas pasiūlė sukurti magnetinį skydą. Šis skydas Mars L1, anot projekto autorių, uždarys Marsą nuo saulės vėjo, o planeta pradės atkurti savo atmosferą. Planuojama skydą pastatyti tarp Marso ir Saulės, kur jis būtų stabilioje orbitoje. Lauką planuojama sukurti naudojant didžiulį dipolį arba du vienodus ir priešingai įkrautus magnetus.

NASA diagrama rodo, kaip magnetinis skydas apsaugotų Marsą nuo saulės vėjo

Idėjos autoriai sukūrė kelis simuliacinius modelius, kurių kiekvienas parodė, kad po magnetinio skydo paleidimo Marse slėgis pasieks perpus mažesnį nei Žemės. Visų pirma, Marso ašigalių anglies dioksidas išgaruos, iš kietosios fazės virsdamas dujomis. Laikui bėgant pasireikš šiltnamio efektas, pradės šilti Marsas, ištirps daug kur arti planetos paviršiaus esantis ledas ir planeta pasidengs vandeniu. Manoma, kad tokios sąlygos Marse egzistavo maždaug prieš 3,5 mlrd.

Žinoma, tai ne šių dienų projektas, bet galbūt ateinantį šimtmetį žmonės galės įgyvendinti šią idėją ir teraformuoti Marsą, susikurdami sau antrus namus.