Содержание
Общие сведения об атмосфере
У Марса слабо выраженное магнитное поле – в 500 раз меньше земного. Планету окружает разрежённая атмосфера, состоящая из 95% углекислого газа, 2% азота, 0,01% водяного пара, 0,3% кислорода, с вкраплениями аргона и окиси углерода.
Давление у поверхности в 160 раз меньше земного, то есть плотность атмосферы и её давление такие же, как в атмосфере Земли на высоте 30 км. Поэтому жидкой воды на планете нет. В подобных условиях она моментально испаряется, даже при отрицательных температурах.
Марс получает в 2,3 раза меньше тепла от Солнца, чем Земля, так как находится в 1,52 раза дальше от него.
Средняя температура – — 60°С. Летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20°С (на экваторе – до 27°С). Но зимней ночью температура может достигать на экваторе от — 80°С до — 125°С, а на полюсах ночная температура падает до — 143°С.
Разрежённый воздух не в состоянии хранить тепло, полученное днём поверхностью планеты.
В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина такого цвета – в свойствах тонкой, содержащей пылевую взвесь атмосферы. Характерный оттенок небу придают песчинки, через которые проходят лучи света. Однако область вокруг Солнца кажется ярче и имеет голубой оттенок. Голубая дымка может быть вызвана N2O4.
Вне зависимости от времени года Марс всегда покрыт толстым слоем пыли. Частые смерчи накрывают всю поверхность планеты, не пропуская свет Солнца. На полюсах бури бушуют при смене времён года. Иногда на марсианском небе появляются облака.
Они состоят преимущественно из жидкого льда и выделяются своей белизной на оранжевом фоне. Эти облака – низкие, лёгкие и тонкие, как пар. Марсианский туман появляется на холодной поверхности в низинах, и, как на Земле, исчезает с восходом Солнца.
Химический состав и строение
Двуокись углерода CO2 является наиболее обильным продуктом дегазации твёрдых тел планет земной группы. На Марсе СО2 впервые была обнаружена Койпером в 1947 г.
Водяной пар
Наряду с озоном, Н2О очень изменчивый компонент атмосферы. Но если для озона причины изменений кроются в фотохимии, то для водяных паров очень сильная зависимость плотности насыщенного пара Н2О от температуры.
При изменениях температуры от 145 до 270 К, наблюдаемых на Марсе, плотность насыщенного пара изменяется в 108 раз. К настоящему времени не были обнаружены области на Красной планете, в которых содержание Н2О существенно превышало бы 100 мкм.
Процессы испарения и конденсации воды в среднем по планете уравновешены по крайней мере в течение лета. Характер локальных изменений в некоторой степени определяется рельефом.
Данные по суточным вариациям показывают линейное возрастание влажности от величины ~ 1 мкм на восходе до ~ 10 мкм в полдень, после чего содержание водяного пара слабо меняется вплоть до захода.
Для других областей, расположенных севернее и содержащих больше Н2О, суточные изменения оказались значительно меньшими.
Впрочем, данные измерений на восходе и заходе могут быть заниженными из-за возможного появления конденсационных слоёв из льда.
Эти слои располагаются выше основной массы водяного пара, имеют большую толщину и экранируют основную часть Н2О.
Измерения, выполненные в области северной полярной шапки, показали, что наибольшие количества Н2О (до 100 мкм) наблюдаются вскоре после летнего солнцестояния. Сопоставление измерений температуры поверхности и содержания воды показывает, что количество Н2О здесь близко к условиям насыщения.
Остаток полярной шапки летом состоит, таким образом, из льда. Чем грязнее лёд, тем теплее и богаче водяным паром окружающая атмосфера. Максимальное количество водяного пара летом у южной полярной шапки оказалось 10-20 мкм, что возможно лишь в случае, если остаточная шапка не содержит льда Н2О.
Фотодиссоциация водяного пара
Один из важнейших вопросов современных исследований Марса – крайне малое количество воды в его климатической системе. Если скудное количество водяного пара в атмосфере объясняется прежде всего низкими температурами, то относительно небольшие, по сравнению с Землёй, запасы воды в поверхностных и подповерхностных резервуарах планеты определяются большими потерями воды планетой в течение её геологической жизни.
В то же время Н2О в различных её проявлениях – важный элемент современного марсианского климата. Она влияет на погоду в том числе за счёт удаления пыли из атмосферы в процессе образования облаков через ускоренное осаждение ядер конденсации.
Процесс распада воды упрощённо описывается следующим уравнением:
H2O + h۷ → H+ + OH—
Для изучения этого вопроса надо рассмотреть широтное и высотное распределение водяного пара в течение года. Можно ожидать, что максимум фотодиссоциировавшей воды должен наблюдаться в тех местах, где, с одной стороны, достаточное содержание водяного пара и плотность атмосферы, но, с другой, куда доходит необходимое количество фотонов.
Температура атмосферы и концентрация водяного пара в зависимости от высоты над поверхностью и географической широты. Стрелками показаны направления дующих ветров, толщина стрелки соответствует силе ветра. На рисунок 3с нанесены изотермы — линии, соединяющие точки с одинаковой температурой (обозначена числом на линии). На 3d число на изотерме показывает, насколько температура при пылевой буре отличается от обычной
Концентрация водяного пара в атмосфере в зависимости от солнечной долготы, высоты от поверхности и географической широты. Синим цветом показаны нисходящие потоки, красным — восходящие
Часть продуктов диссоциации затем возвращается обратно, а часть улетает под действием планетарного ветра или участвует в геохимических циклах. Известно, что львиная доля фотолиза происходит на длине волны Лайман-альфа 121.567 нм.
Очевидно, что на Марсе максимум скорости фотодиссоциации наблюдается в разгар пылевого шторма. Это связано с тем, что пыль разогревает атмосферу, усиливая циркуляцию, что позволяет воде подняться на достаточную высоту для начала процесса диссоциации. Водяной пар уходит в то полушарие, в котором начинается лето.
Трёхмерная численная модель общей циркуляции атмосферы МАОАМ (Martian Atmosphere: Observation and Modeling), она же MPI-MGCM (Max Planck Institute Martian general circulation model), предназначенная для исследования гидрологического цикла Марса с использованием сценариев в сезон пылевых бурь и базового сценария без пылевого шторма, показали слабое влияние пылевых штормов на содержание водяного пара в атмосфере. Время и сила влияния прямо пропорциональны интенсивности шторма.
Исследования показывают взаимосвязь пылевых смерчей как с общим содержанием водяного пара в атмосфере, так и с его вертикальным распределением. Более мощное поступление Н2О в верхнюю атмосферу во время бурь обеспечивает более интенсивный распад водяного пара (в отдельные сезоны до 6,5 тонн/с суммарно во всей атмосфере).
Самый сильный фотолиз наблюдается на высотах от 50 до 80 км для сезона пылевых бурь 34-го марсианского года и от 70 до 80 км для 28-го марсианского года. Диссоциировавший водяной пар может стать потенциальной причиной улетучивания водорода в космос с последующим уменьшением массы воды на планете.
Состав верхней атмосферы
Анализ механизмов возбуждения наблюдавшихся эмиссий показал, что они почти полностью вызваны фотодиссоциацией, фотоионизацией и фотоэлектронным ударом молекулы СО2. Отсюда следует, что углекислота является преобладающей компонентой не только нижней, но и верхней атмосферы до высот ~ 250 км, где получены спектры.
Зависимость концентрации атомного водорода от высоты представлена в таблице. Вертикальная оптическая толщина водорода на критическом уровне 250 км (то есть там, где длина свободного пробега атомов и молекул равна шкале высот и при наличии достаточной скорости они могут покинуть атмосферу) равна 1.
Зависимость концентраций водорода от высоты (Андерсон и Хорд):
| h, км | 250 | 500 | 750 | 1000 | 2500 |
| [Н], 104 см-3 | 3,0 | 2,1 | 1,6 | 1,3 | 0,42 |
| h, км | 5000 | 7500 | 10000 | 12500 | 15000 |
| [Н], 104 см -3 | 0,13 | 0,058 | 0,032 | 0,020 | 0,014 |
Состав нижней атмосферы
Нижняя атмосфера была исследована с помощью масс-спектрометров после посадки «Викингов». Там были обнаружены азот, инертные газы, кислород, ксенон.
Данные, полученные с помощью наземной спектрометрии, показывают на избыточное содержание паров воды в нижних, наиболее тёплых слоях атмосферы.
Состав нижней атмосферы Марса с учётом данных масс-спектрометра на «Викингах» (Оуэн и др.):
| Газ | Относительное содержание | Газ | Относительное содержание |
|
CO2 N2 Ar O2 CO |
95,32 %
2,7 % 1,6 % 0,13 % 0,07 % |
H2O*
Ne Kr Xe O3* |
0,03 % 2,5 ppm 0,3 ppm 0,08 ppm 003 ppm |
* ̶ сильно изменчивые компоненты;
1 ppm = млн –1 = 10-6
Изотопные отношения элементов в атмосферах Земли и Марса представлены в таблице. Для углерода и кислорода отношения согласуются в пределах ошибок измерений. Отношения азота, аргона и ксенона сильно отличаются от земных. Эти различия связаны с процессами образования и эволюции планет и их атмосфер и представляют большой интерес для решения проблемы происхождения Солнечной системы.
Изотопные отношения атмосферных газов на Земле и Марсе (Оуэн и др.):
| Отношение | Земля | Марс |
| 12С / 13 C
16 O / 18 O 14 N / 15 N 40 Ar / 36 Ar 129 Xe / 132 Xe |
89
499 277 292 0,97 |
90 500 165 3000 2,5 |
Средняя глобальная скорость фотолиза СО2 на Марсе равна 1012 см –2· с –1. Время жизни молекулы СО2относительно фотодиссоциации равно 2·1011 с или около 6000 лет. Основная часть фотолиза приходится на высоты более 15 км, где ожидаются меньшие вариации водяного пара и температуры.
Атомный кислород образуется при распаде СО2 и О2. Быстрое уничтожение атомного кислорода начинается на 40 км.
Окись углерода СО имеет время жизни 6 лет и относительное содержание 2·10 – 3.
Данные о верхней и нижней атмосфере Марса для наглядности сведены в таблицу ниже.
Химический состав атмосферы Марса:
| Нижняя атмосфера | Верхняя атмосфера | ||
| Газ | Отношение смеси, % | Газ | Отношение смеси, % |
| CO2 | 95,55 ± 0,65 | CO2 | 95,5 |
| N2 | 2,7 ± 0,3 | N2 | 2,7 |
| Ar | 1,6 ± 0,3 | Ar | 1,5 |
| O2 | 0,12 ± 0,1 | O2 | 0,17 |
| CO | 0,07 ± 0,2 | CO | 0,4 – 1,4 |
| H2O | 0,03* | NO | 0,008 |
| Ne | 2,5 ppm | O | 0,5 – 1,0 |
| Kr | 0,2 ppm | H | 3·104 см –3 выше 250 км |
| Xe | 0,08 ppm | ||
| O3* | 0,04 – 0,2 ppm |
* – сильные сезонные и локальные вариации
Погода на Марсе
Климат Марса определяется процессами, происходящими в его атмосфере, такими как движения воздушных масс, конвективное и турбулентное перемешивание, перенос излучения и пассивных примесей. Одним словом погоду можно описать так: периодические пылевые бури, редкая облачность.
Из-за наклона оси вращения к плоскости орбиты на Марсе есть смена времён года: леденящая зима и зябкое лето. Каждый сезон в два раза продолжительнее земного. Цикл смен времён года схож с земным, так как у этих планет почти одинаковый наклон оси вращения (разница в 2 градуса). Однако из-за полного отсутствия атмосферы выраженная сезонность на Марсе не очень заметна. Там нет снежных бурь, ливней и гроз.
Во время северного лета, когда Марс располагается дальше всего от Солнца (поскольку движется по эллиптической орбите), на экваторе множество облаков, в период южной весны небо безоблачное, но усиливаются пылевые бури.
Даже в отсутствии пылевых штормов ветра на Марсе не дремлют. Марсианские вихри способны в мгновение ока достигнуть гигантских размеров – до 1,5 км в вышину и 15 м в ширину. Внутри вихря можно увидеть небольшие молнии, образующиеся от заряженных частиц пыли.
Часто задаваемые вопросы
Предположительно, 4 млрд лет назад климат Марса мог быть более тёплым и влажным: на его поверхности была жидкая вода и шли дожди. Атмосфера была достаточно гутой, чтобы удерживать огромные объёмы жидкой воды на поверхности. 3 млрд лет назад планета стала холоднее и суше. В настоящее время из-за низкого давления вода в жидком состоянии не встречается, но найденные следы высохших русел рек свидетельствуют, что в прошлом она покрывала значительную часть Марса. Однако признаков жизни там не обнаружено.
У человека без скафандра при очень низком давлении произошла бы мгновенная смерть, поскольку газы, растворённые в крови и тканях, начали бы выделяться в виде пузырьков в кровь и разрушать стенки клеток и сосудов, блокируя кровоток. Другим опасным фактором является радиация, смертельная для человека, так как на планете отсутствует озоновый слой.
На Марсе человек лёгок на подъём, но при этом от поверхности не оторвётся.
Орбита Марса ближе к эллипсу. Многие ошибочно считают, что характер времён года на Земле зависит от расстояния планеты от Солнца. Из-за того, что у нашей Земли почти круглая орбита, она всегда находится на одном и том же расстоянии (значит, причина не в этом). Орбита Марса более вытянута, поэтому расстояние до Солнца на времена года не влияет. Марс дальше от Солнца, когда в южном полушарии зима, поэтому зимы там очень холодные. Соответственно, зима в северном полушарии мягче.
Закаты на планете восхитительно нездешние! Поскольку Марс находится дальше от Солнца, чем Земля, светило кажется меньше. Закатные цвета удивительно меняются местами: небо вдалеке от Солнца красноватое, а вокруг – синее. Закат по времени длится столько же, но марсианские сумерки длиннее из-за того, что пыльный воздух продолжает отражать свет от уже закатившегося Солнца. Если дневное небо отличается сильно, то ночью перед вашим взором откроется знакомая картина: чёрное небо и мерцающие точки звёзд. С поверхности Марса Земля кажется голубоватой точкой, и её можно увидеть либо на утреннем, либо на вечернем небе.
Звёзды двигаются по-другому. Если смотреть с Земли, Полярная звезда всегда горит над северным полюсом и не меняет своего положения. Угол оси вращения Марса отличается, поэтому над северным полюсом горит другая, не такая яркая звезда. Она расположена между созвездиями Лебедь и Цефей. Самая яркая звезда марсианского неба – южная. Это Маркеб (Kappa Velorum) в созвездии Паруса.
Конечно. Например, в нижней атмосфере от дня к ночи изменяется характер распределения концентрации водорода. Если днём из-за фотолиза водяных паров H+ убывает вверх, составляя 3·108 см –3 у поверхности, то ночью приток Н+ происходит из вышележащих слоёв, поэтому здесь концентрация Н+ равна 2·107 см –3.
Состав атмосферы для низких и средних широт даёт полное содержание озона около 3 мкм. При вымораживании водяного пара количество этого газа может увеличиваться до 10 мкм. Большие концентрации озона появляются зимой на широтах около 60°, где, с одной стороны, температура достаточно низка и обеспечивает конденсацию H2O и H2O2, а с другой стороны скорость фотолиза CO2 и O2 не слишком мала у поверхности.
Да. Данные показывают, что с 1970-х по 1990-е гг. средняя температура на Красной планете выросла на 1 °С. По мнению учёных, это следствие пылевых смерчей, обнаживших тёмные горные породы, которые притягивают больше солнечного тепла. Это будет вести к возникновению новых пылевых бурь, а температура планеты будет спирально повышаться.
Можно сказать, что Марс – это уменьшенная копия Земли из апокалиптической параллельной Вселенной: все океаны высохли, а атмосфера безвозвратно улетучилась. Климатические условия на Марсе, хотя и непригодны для высокоразвитых форм жизни, во многом схожи с земными. Эта планета является наиболее вероятным пунктом назначения пилотируемой миссии и до сих пор остаётся единственной планетой, обладающей перспективами с точки зрения освоения человеком.
