Есть ветер на Марсе?
Климат Марса
Есть несколько фактов в поддержку утверждения о присутствии воды на поверхности планеты в прошлом. Во-первых, найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды. Во-вторых, очень старые кратеры практически стёрты с лица Марса. Современная атмосфера не могла вызвать такого разрушения. Изучение скорости образования и эрозии кратеров позволило установить, что сильнее всего ветер и вода разрушали их около 3,5 млрд лет назад. Приблизительно такой же возраст имеют и многие промоины.
Mars Atmosphere and Volatile Evolution
В декабре 2012 года в обсерватории Сайдинг-Спринг (Австралия) была открыта комета C/2013 A1 (Макнота). На момент открытия было установлено, что существует вероятность 1:8000 её столкновения с Марсом 19 октября 2014 года. В этом случае мощность взрыва могла составить в тротиловом эквиваленте, который оставил бы кратер диаметром до . В этом случае могли бы произойти непредсказуемые изменения климата планеты: столкновение на скорости подняло бы в атмосферу гигантское количество пыли, в результате чего мгновенно растаяли и испарились бы огромные объёмы водяного льда и замерзшей углекислоты. Это могло привести к усилению парникового эффекта (водяной пар и углекислота являются мощными парниковыми газами) и глобальному потеплению на Марсе.
Марс
Начиная с 1970-х годов, в рамках программы «Викинг», а также марсоходом «Спирит» и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это газовые завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие вверх большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют «пыльными демонами» — ), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в выше и в шире земных. В марте 2005 года такой вихрь очистил солнечные батареи у марсохода «Спирит».
Атмосфера Марса
Атмосфера Марса — газовая оболочка, окружающая планету Марс. Существенно отличается от земной атмосферы как по химическому составу, так и по физическим параметрам. Давление у поверхности составляет в среднем 0,6 кПа или 6 мбар (1/170 от земного, или равно земному на высоте почти 35 км от поверхности Земли). Примерная толщина атмосферы — 110 км, примерная масса — 2,5 кг (более чем в 200 раз меньше земной). Марс имеет очень слабое магнитное поле (по сравнению с земным) и в 2,6 раза более слабое по сравнению с земным притяжение, вследствие чего солнечный ветер вызывает диссипацию атмосферных газов в космос со скоростью около 100 грамм в секунду (менее 9 тонн в день), в зависимости от текущей солнечной активности и расстояния от Солнца.
Атмосфера Марса
Снег действительно наблюдался неоднократно. Так, зимой 1979 г. в районе посадки «Викинга-2» выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.
Гидросфера Марса
Марс весьма схож с Землей по многим показателям, что заставляло учёных XIX — начала XX века допускать, что на нём есть жизнь и есть жидкая вода. По мере роста объёма данных о планете, собранных различными методами, например, с помощью спектроскопических измерений, стало понятно, что воды в атмосфере Марса ничтожно малое количество, однако она всё же присутствует. Прежде всего внимание исследователей привлекли полярные шапки Марса, так как предполагалось, что они могут состоять из водного льда по аналогии с Антарктидой или Гренландией на Земле, однако высказывалась и гипотеза, что это твёрдый диоксид углерода. В пользу последней говорили результаты одного из первых численных экспериментов 1966 года на ЭВМ IBM 7074 по моделированию суточных и годовых изменений температуры на поверхности Марса в зависимости от широты и соответствующей динамики полярных шапок для случаев, когда они состоят из HO и CO. Авторы этой работы пришли к заключению, что полученная ими годичная вариация размера полярных шапок во втором случае гораздо ближе к наблюдаемой.
Атмосфера
Атмосфера Венеры и Марса в основном состоят из диоксида углерода с небольшими добавлениями азота, аргона, кислорода и других газов. Земная атмосфера в большой степени является продуктом живущих в ней организмов. Состав атмосферы Земли: 78,084 % азота, 20,9476 % кислорода, изменяющееся количество водяного пара (в среднем около 1 %), 0,934 % аргона, 0,038 % диоксида углерода, и небольшое количество водорода, гелия, других благородных газов и загрязнителей.
Атмосфера Марса
Состав и давление атмосферы Марса делают невозможным дыхание человека и других земных организмов. Для работы на поверхности планеты необходим скафандр, хотя и не настолько громоздкий и защищенный, как для Луны и открытого космоса. Атмосфера Марса сама по себе не ядовита и состоит из химически инертных газов. Атмосфера несколько тормозит метеоритные тела, поэтому кратеров на Марсе меньше чем на Луне и они менее глубокие. А микрометеориты сгорают полностью, не достигая поверхности.
InSight
26 ноября 2018 года в 22:53 мск InSight совершил успешную посадку на поверхность Марса на равнину Элизий и передал первое изображение.
7 декабря 2018 года космический зонд InSight, совершивший посадку на Марсе, передал на Землю аудиозапись звука ветра. Об этом в Twitter сообщил глава NASA Джим Брайденстайн.
Жизнь на Марсе
На основе данных эксперимента по радиозатмению было вычислено атмосферное давление на поверхности планеты, составляющее около 6,0 миллибар (0,6 кПа, атмосферное давление на Земле — 101,3 кПа), что, в свою очередь, означало, что жидкая вода на поверхности планеты существовать не может (в 2000 году специалисты НАСА сообщили, что в пяти районах Марса всё же может кратковременно существовать жидкая вода). Маринер-4 также установил, что атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа (на основании эксперимента по радиозатмению установлено, что углекислого газа не менее 80 %). До полета Маринера-4 астрономы полагали что атмосферное давление на Марсе около 85 миллибар и марсианская атмосфера состоит в основном из азота.
Викинг-2
Планировалось, что на Марсе будут работать одновременно две сейсмические станции, сейсмометр на аппарате «Викинг-1» не включился, а сейсмометр на «Викинге-2», находившийся на платформе посадочного устройства на упругих ножках, регистрировал вибрацию платформы из-за ветра и сейсмические шумы, вызываемые ветровыми течениями в атмосфере Марса и за 19 месяцев почти непрерывной работы сейсмометр ни одного марсотрясения не зарегистрировал.
Патера Альба
Патера Альба или гора Альба — огромный низкий вулкан, расположенный в северной части региона Фарсида на планете Марс. Это самый большой по площади вулкан на Марсе: потоки извергнутой из него породы прослеживаются на расстоянии как минимум 1350 км от его пика. Хотя по площади вулкан сопоставим с США, его максимальная высота — всего лишь 6,8 км. Это всего лишь одна треть от высоты горы Олимп, самого высокого вулкана на Марсе. Склоны патеры Альба очень пологие. Средний наклон вдоль северного (самого крутого) склона вулкана составляет 0,5°, что более чем в 5 раз меньше, чем наклон склонов других больших вулканов Фарсиды. С большого расстояния патера Альба напоминает огромный, но лишь слегка приподнятый рубец на поверхности планеты. Это уникальная вулканическая структура, аналогов которой нет ни на Земле, ни на Марсе.
Марсианин (фильм)
Завязка книги и фильма со штормом, унёсшим Уотни, совершенно не соответствует действительности. Это признавал и сам Энди Уир, не скрывавший того, что добавил данный сюжетный поворот для возможности «дать природе нанести первый удар» и потому что «шторм круто выглядит». Атмосфера Марса примерно в сто раз более разрежена, чем земная. Даже самый сильный марсианский ураган не способен сбить человека или тяжёлую технику. Сомнительной выглядит идея получать воду из ракетного топлива гидразина. Воду вполне можно получить из грунта. Информация о содержании воды в почве, полученная марсоходом Curiosity, была опубликована в 2012 году, уже после выхода романа в свет. Энди Уир понимал, что и этот сюжетный поворот с научной точки зрения не выдерживает критики, но создатели картины решили ничего не менять в сценарии. Опасения Уотни по поводу возможного облучения от радиоактивного источника энергии и тепла для марсианского модуля несколько преувеличены. Основной опасностью для астронавта на Марсе будет высокий естественный радиационный фон планеты. По мнению директора Центра космических полётов Годдарда астробиолога Майкла Мамма, пребывание в течение полутора лет на поверхности Марса едва ли возможно для землянина. Вероятно, ему имело бы смысл укрыть жилой модуль под поверхностью — например, в лавовой трубке. По мнению астробиолога доктора Мамма, вряд ли возможно просто взять и вырастить картофель на марсианском грунте. Присутствие высокореактивных начал в почве (перхлоратов, оксидантов), создаёт недружественную среду для бактерий, необходимых для роста земных растений. Выращивание картофеля на человеческих экскрементах в качестве удобрения, сопряжено с большими сложностями. Человеческие фекалии не содержат правильную микрофлору. Ридли Скотт также подтвердил и то, что на Марсе нет на небе облаков, аналогичных земным, но зрителю всё же привычнее видеть небо с облаками.
Атмосфера Марса
Над тропопаузой находится изотермическая область атмосферы — "стратомезосфера", протягивающаяся до высоты 100 км. Средняя температура стратомезосферы исключительно низкая и составляет — 133°С. В отличие от Земли, где в стратосфере содержится преимущественно весь атмосферный озон, на Марсе его концентрация ничтожно мала (он распределен от высот 50 — 60 км до самой поверхности, где она максимальна).
Атмосфера Марса
Скорость ветра можно определить по доплеровскому сдвигу спектральных линий. Так, для этого измерялся сдвиг линий CO в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне, причём измерения на интерферометре позволяют получить распределение скоростей в целом слое большой толщины.
Гидросфера Марса
25 июля 2018 года вышел доклад об открытии, основанном на исследованиях радаром MARSIS. Работы показали наличие подлёдного озера на Марсе, расположенного на глубине 1,5 км подо льдом Южной полярной шапки, шириной около 20 км. Это стало первым известным постоянным водоёмом на Марсе.
Зондирование области шириной около 200 километров с помощью MARSIS показало, что поверхность Южного полюса Марса покрыта несколькими слоями льда и пыли и глубиной около 1,5 километров. Особенно мощное усиление отражения сигнала было зафиксировано под слоистыми отложениями в пределах 20-километровой зоны на глубине около 1,5 километра. Проанализировав свойства отраженного сигнала и изучив состав слоистых отложений, а также ожидаемый температурный профиль под поверхностью этой области, ученые пришли к выводу, что радар обнаружил под поверхностью карман с озером из жидкой воды. Прибор не смог определить, насколько глубоким может быть озеро, но его глубина должна составлять как минимум несколько десятков сантиметров (таким должен быть слой воды, чтобы его увидел MARSIS).
Планетарная мантия
Для Марса было предложено множество моделей внутреннего строения, которые ждут проверки непосредственными сейсмическими экспериментами. Предполагается, что, так как Марс находится на большем удалении от Солнца, и вещество, из которого он образовался, осаждалось из небулы при меньших температурах, то в целом он содержит больше железа и серы, чем Земля. Поэтому предполагается, что марсианское ядро состоит из железа и серы, а мантия содержит значительно больше железа. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, что фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле).
Климат Марса
Средняя температура на Марсе значительно ниже, чем на Земле: −63°С. Поскольку атмосфера Марса сильно разрежена, она плохо сглаживает суточные колебания температуры поверхности. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20° С (а на экваторе — до +27 °C) — вполне приемлемая температура для жителей Земли. Максимальная температура воздуха, зафиксированная марсоходом «Спирит», составила +35 °C. Но зимней ночью мороз может достигать даже на экваторе от −80 °C до −125° С, а на полюсах ночная температура может падать до −143 °C. Однако суточные колебания температуры не столь значительны, как на безатмосферных Луне и Меркурии. На Марсе существуют температурные оазисы, в районах «озера» Феникс (плато Солнца) и перепад температур составляет от −53°С до +22°С летом и от −103°С до −43°С зимой. Таким образом, Марс — весьма холодный мир, климат там намного суровее, чем в Антарктиде.
Поверхность Марса
Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Полярные шапки в максимуме разрастания могут достигать широты 50°. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет . По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.
Исследование Марса
В 1920-е годы был измерен диапазон температур марсианской поверхности, и установлено, что поверхность Марса находится в экстремальных условиях похожих на земные арктические пустыни. В 1947 году Джерард Койпер определил, что разреженная атмосфера Марса содержит большой объём двуокиси углерода. Первый список названий и координат 128 основных деталей поверхности (деталей альбедо) Марса отличающихся по яркости от окружающих областей был принят в 1958 году на X генеральной ассамблее Международного астрономического союза. В 1969 г. организован Международный планетный патруль в составе семи обсерваторий, расположенных сравнительно равномерно по долготе и недалеко от экватора. Обсерватории патруля оснащены однотипными телескопами и фотокамерами с электронным оборудованием. Они следят за облаками и пыльными бурями, а также сезонными изменениями поверхности Марса.
Исследование Марса
В 1894 году американский астроном Уильям Кэмпбелл обнаружил, что спектр Марса идентичен спектру Луны, бросив сомнения на развивающиеся теории о схожести атмосферы Марса и Земли. Предыдущие обнаружения воды в атмосфере Марса были объяснены неблагоприятными условиями наблюдений. Однако результаты, полученные Кэмпбеллом считались спорными и были подвергнуты критике некоторыми членами астрономического сообщества, пока не были впоследствии подтверждены американским астрономом Уолтером Адамсом в 1925 году.
Mars Pathfinder
Получив несколько изображений неба при различном положении светила, учёные смогли определить, что радиус частиц в составе розовой дымки составляет около 1 микрометра. Судя по цвету, грунт богат гидроксидом железа, что говорит в пользу теории о теплом влажном климате в прошлом. Pathfinder нёс на своём борту несколько магнитов для оценки магнитной составляющей марсианской пыли. В конце концов, все кроме одного магнита покрылись пылью. Так как самый слабый магнит не собрал на себе ни частички грунта, был сделан вывод, что воздушная пыль не содержит чистый магнетит (магнитный железняк) или оксимагнетитов. Вероятно, оседание пыли было спровоцировано оксидом железа (FeO).
Позднее, используя более простые инструменты, марсоход Спирит обнаружил, что только наличие магнетита может объяснить магнитные свойства пыли и почвы Марса.
Климат Марса
При сильном (порядка 45°) наклоне оси вращения планеты на полярные области попадает больше солнечного излучения, и они становятся самыми тёплыми участками. Вода и CO в полярных шапках из твёрдого состояния переходят в виде газа в атмосферу, становящуюся таким образом более плотной и потому более тёплой и влажной, а атмосферное давление увеличивается до значений, необходимых для существования воды на поверхности Марса в жидкой фазе. Запускается круговорот воды, подобный происходящему на Земле. Водяной пар из атмосферы конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, проникает в почву и замерзает там. Когда же наклон оси вращения уменьшается, в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных - теплее; вода, замёрзшая в приповерхностных слоях, возвращается в атмосферу в виде пара, перемещается к полюсам и снова конденсируется в ледяные полярные шапки. Большая часть углекислого газа также возвращается в полярные шапки, тем самым делая атмосферу очень разреженной. Такие изменения происходят в масштабах сотен тысяч и даже миллионов лет. По результатам некоторых расчётов, за последние 5 миллионов лет водяной лёд переместился с полюсов к экватору и обратно более 40 раз.
Марс
Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и , проведённое АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года, показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте и концентрацией электронов , а также вторичными максимумами на высоте 65 и .
Атмосфера Марса
Кроме того, экстремально ультрафиолетовое излучение Солнца вызывает так называемое собственное свечение атмосферы ().
Жизнь на Марсе
По результатам наблюдений с Земли и данным космического аппарата «Марс-экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан. Позднее, в 2014 году, марсоход НАСА Curiosity зафиксировал всплеск содержания метана в атмосфере Марса. В условиях Марса метан довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий. В 2018 году были опубликованы данные о сезонных изменениях концентрации метана на Марсе.
Марс
Северная и Южная полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа и вековой — водяного льда. По данным со спутника «Марс-экспресс», толщина шапок может составлять от до . Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.
Марс
В 2018 году радар MARSIS, установленный на аппарате Марс-экспресс, показал наличие подлёдного озера на Марсе, расположенного на глубине 1,5 км подо льдом Южной полярной шапки (на "Planum Australe"), шириной около 20 км.
Марс-экспресс
Прибором OMEGA проведено также минералогическое картирование значительной части планеты, и, при существенном разнообразии минерального состава, карбонаты (соли угольной кислоты) обнаружены не были. Они широко распространены на Земле и именно в их залежах, а не в живом веществе, каменном угле и нефти, сосредоточено основное количество углерода на нашей планете. Таким образом, данные «Mars Express» не подтверждают наличия запасов СО на Марсе, достаточных для существенных изменений массы его атмосферы, и соответственно, преобразования климата планеты.
Марс
Существуют предположения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат — тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около лет назад температура Марса составляла .
Мохаве (пустыня)
Одним из факторов, влияющих на климат, является ветер. Если в городе Лас-Вегас, расположенном на востоке пустыни, ветер относительно редкое явление, то на западе ветер дует каждый день и его сила нередко превосходит 80 км/ч. В районе перевала Техачапи установлены ветряные турбины, вырабатывающие электричество.
Марс
Марс имеет период вращения и смену времён года, аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.
Марс
На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.
Атмосфера Марса
Ещё в начале 1920-х годов проводились первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора. Измерения В. Лампланда в 1922 году дали среднюю температуру поверхности Марса 245 K (−28 °C), Э. Петтит и С. Никольсон в 1924 году получили 260 K (−13 °C). Более низкое значение получили в 1960 году У. Синтон и Дж. Стронг: 230 K (−43 °C). Первые оценки давления — усреднённого — были получены только в 60е гг с использованием наземных ИК-спектроскопов: полученное из лоренцева уширения линий углекислого газа давление 25±15 гПа означало, что именно он является основной составляющей атмосферы.
История поисков воды на Марсе
Обнаружив многочисленные геологические образования, очень напоминающие следы водной эрозии, «Викинги» сделали революцию в идеях о воде на Марсе. Были обнаружены огромные речные долины, некоторые из которых простираются на тысячи километров. Получены свидетельства некогда прошедших дождей на планете.
Барсум
Жители Барсума построили глобальную сеть каналов, на перекрестье которых располагаются современные города-государства. Поскольку Марс быстро теряет атмосферу, недостаток воздуха компенсируется специальными фабриками, которые вырабатывают кислород из мирового эфира. Климат по всему Марсу одинаковый, за исключением покрытой льдами Арктики. День тёплый, но из-за разрежённой атмосферы ночи холодны.
Атмосфера Марса
В 2008 году марсоход «Феникс» наблюдал в приполярных областях Марса неожиданное для почти лишенной атмосферы планеты явлений — виргу (это полоса осадков под облаками, испаряющихся не долетая до поверхности планеты). По первым оценкам ученых, скорость падения осадков в вирге была очень малой. Однако в 2017 году моделирование марсианских атмосферных явлений показало, что в действительности скорость частиц во время метелей может достигать 10 м/с. Это связано с резким охлаждением марсианских облаков после заката — со скоростью порядка четырех градусов в час. Так что во время марсианских ночей, через пару часов после полуночи, можно ожидать интенсивные метели. Ранее считалось, что «медленная» метель обязательно приведет к формированию вирги — частицы будут испаряться в воздухе, не долетая до поверхности. Авторы новой же работы допускают, что сильные ветра в совокупности с низкой облачностью могут привести к тому, что снег будет выпадать на поверхность Марса. Это явление напоминает собой земные микропорывы — шквалы из нисходящего ветра со скоростью до 35 м/с, часто связанные с грозами. Новый механизм может не отражать причины метели, зафиксированной марсоходом «Феникс», так как он находился в полярных широтах, где Солнце почти не заходит, а в такой ситуации практически не возникают необходимые ночные условия, обуславливающие метели. Однако механизм вполне может реализоваться на средних широтах красной планеты.
Феникс (космический аппарат)
Учёные надеялись, что подобно земным пустыням, которые на первый взгляд кажутся безжизненными, но не являются таковыми, полярные пустыни Марса могут в настоящем или в прошлом быть обитаемыми — несмотря на то, что последний дождь там шёл, вероятно, несколько миллионов лет назад. Согласно некоторым расчётам, каждые 50 тысяч лет из-за вариаций орбиты на Марсе происходит потепление климата, в ходе которого лёд тает. И есть крошечная вероятность, что живые организмы, находящиеся в анабиозе, возвращаются в эти периоды к жизни.
Венера
О нерешённых проблемах, связанных с атмосферой планеты, высказался сотрудник Общества Макса Планка (ФРГ) Дмитрий Титов:
Практически вся её атмосфера вовлечена в один гигантский ураган: она вращается вокруг планеты со скоростью, достигающей 120—140 метров в секунду у верхней границы облаков. Мы пока совершенно не понимаем, как это происходит, и что поддерживает это мощнейшее движение. Ещё один пример: известно, что основной серосодержащий газ на Венере — это двуокись серы. Но когда мы начинаем моделировать химию атмосферы на компьютере, то выясняется, что двуокись серы должна быть «съедена» поверхностью в течение геологически короткого времени. Этот газ должен исчезнуть, если нет какой-то постоянной подпитки. Её приписывают, как правило, вулканической активности.
HD 209458 b
Группа астрономов из разных университетов, работавшая под руководством Игнаса Снеллена () из Лейденского университета, Голландия, открыла шторм на планете. Как считают учёные, там дует ветер из угарного газа (СО). Скорость ветра составляет примерно 2 км/с, или 7 тыс. км/ч (с возможными вариациями от 5 до 10 тыс. км/ч). Это означает, что звезда довольно сильно подогревает экзопланету, расположенную от неё на расстоянии всего 1/8 расстояния между Меркурием и Солнцем, и температура её обращенной к светилу поверхности доходит до 1000 °C. Другая сторона, никогда не поворачивающаяся к звезде, значительно холоднее. Большая разница температур и вызывает сильные ветра.
Атмосфера Марса
"Ионосфера" — область с высокой степенью ионизации — находится в интервале высот приблизительно от 80—100 до порядка 500—600 км. Содержание ионов минимально ночью и максимально днём, когда основной слой формируется на высоте 120—140 км за счёт фотоионизации углекислого газа излучением Солнца СО + hν → СО + e, а также реакций между ионами и нейтральными веществами СО + O → О + CO и О + СО → О + CO. Концентрация ионов, из которых 90 % O и 10 % СO, достигает 10 на кубический сантиметр (в остальных областях ионосферы она на 1—2 порядка ниже). Примечательно, что ионы O преобладают при практически полном отсутствии в атмосфере Марса собственно молекулярного кислорода. Вторичный слой образуется в районе 110—115 км за счёт мягкого рентгеновского излучения и выбитых быстрых электронов. На высоте 80—100 км некоторыми исследователями выделяется третий слой, иногда проявляющийся под воздействием частиц космической пыли, привносящих в атмосферу ионы металлов Fe, Mg, Na. Однако позднее было не только подтверждено появление последних (причём практически по всему объёму верхней атмосферы) вследствие абляции вещества попадающих в атмосферу Марса метеоритов и других космических тел, но и вообще постоянное их присутствие. При этом из-за отсутствия у Марса магнитного поля их распределение и поведение значительно отличаются от того, что наблюдается в земной атмосфере. Над главным максимумом могут появляться благодаря взаимодействию с солнечным ветром и другие дополнительные слои. Так, слой ионов O наиболее выражен на высоте 225 км. Помимо трёх основных видов ионов (O, СO и O), относительно недавно были зарегистрированы также H, H, He, C, CH, N, NH, OH, HO, HO, N/CO, HCO/HOC/NH, NO, HNO, HO, Ar, ArH, Ne, CO и HCO. Выше 400 км некоторые авторы выделяют «ионопаузу», однако на этот счёт пока нет единого мнения.
Марс
Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Полярные шапки в максимуме разрастания могут достигать широты 50°. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет . По мере того как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.
Пыльный вихрь
Пыльные вихри (пыльные дьяволы) также встречаются и на Марсе. Впервые они были сфотографированы в ходе программы «Викинг» в 1970-х годах. В 1997 году автоматическая марсианская станция «Mars Pathfinder» зафиксировала прохождение пыльного вихря прямо над собой.
Климат Марса
Для стабильного существования чистой воды в жидком состоянии температура "и" парциальное давление водяного пара в атмосфере должны быть выше тройной точки на фазовой диаграмме, тогда как сейчас они далеки от соответствующих значений. И действительно, исследования, проведённые космическим аппаратом «Маринер-4» в 1965 году, показали, что жидкой воды на Марсе в настоящее время нет, но данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют о наличии воды в прошлом. 31 июля 2008 года вода в состоянии льда была обнаружена на Марсе в месте посадки космического аппарата НАСА «Феникс». Аппарат обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.
Пески Марса
Климат на Марсе холодный и сухой, днём температура может подняться выше точки замерзания, однако ночью температура может упасть до −100°С, а в полярных регионах — до −150°С. Атмосферное давление несколько ниже земного, однако выше, чем известно по современным данным — вода закипает при 60°С. Из погодных явлений на Марсе изредка бывают сильные песчаные бури, представляющие опасность для воздушного транспорта.
Колонизация космоса
Марс рассматривается как один из наиболее вероятных кандидатов на роль места первого внеземного поселения после Луны. Его общая площадь приблизительно равна площади земной суши. На Марсе существуют большие запасы воды, а также присутствует углерод (в виде диоксида углерода в атмосфере). Вероятно, Марс подвергался тем же геологическим и гидрологическим процессам, что и Земля, и может содержать запасы минеральных руд (хотя это не доказано). Существующего оборудования было бы достаточно, чтобы получать необходимые для жизни ресурсы (воду, кислород и т. п.) из марсианского грунта и атмосферы. Атмосфера Марса достаточно тонкая (всего 800 Па, или около 0,8 % земного давления на уровне моря), а климат холоднее. Сила тяжести на Марсе составляет около трети земной.
Атмосфера Венеры
Атмосфера Венеры находится в состоянии сильной циркуляции и вращения. Она делает полный оборот всего за четыре земных дня, что во много раз меньше периода вращения планеты (243 дня). На ночной стороне в верхних слоях атмосферы Венеры зондом Venus Express обнаружены стоячие волны. Ветра́ на уровне верхней границы облаков достигают скорости 100 м/с (~360 км/ч), что превышает скорость вращения точек на экваторе планеты в 60 раз. Для сравнения, на Земле самые сильные ветра имеют от 10 % до 20 % скорости вращения точек на экваторе. Но по мере уменьшения высоты скорость ветра снижается, и у поверхности достигает значений порядка метра в секунду. Над полюсами существуют антициклонические структуры, называемые полярными вихрями. Каждый вихрь имеет двойной глаз и характерный S-образный рисунок облаков.
Пилотируемый полёт на Марс
Для электроники же опасность заключается в электростатических свойствах марсианской пыли. Например, разряд, проскочивший между скафандром космонавта и кораблём, способен повредить электронику первого. Предполагается, что электростатический заряд накапливается из-за постоянного трения с пылью. Здесь вносят свой вклад и песчаные бури. Так как на Марсе нет воды в жидком виде, то заземление не поможет, но некоторые учёные уже предлагают способы решения этой проблемы.
Атмосфера Марса
Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съёмке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций отмечалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы.
Атмосфера Марса
В весенне-летний период в южном полушарии, когда наиболее активно формируются пылевые бури, наблюдаются суточные или полусуточные атмосферные приливы — увеличение давления у поверхности и термическое расширение атмосферы в ответ на её нагрев.
Атмосфера Марса
Полярное сияние впервые было зарегистрировано УФ-спектрометром SPICAM на борту аппарата «Марс Экспресс». Затем оно неоднократно наблюдалось аппаратом «MAVEN», например, в марте 2015 года, а в сентябре 2017 года детектором оценки радиации (RAD) на марсоходе «Curiosity» было зафиксировано гораздо более мощное событие. Анализ данных аппарата «MAVEN» выявил и полярные сияния принципиально иного типа — диффузные, которые имеют место на низких широтах, в областях, не привязанных к аномалиям магнитного поля и вызываемых проникновением в атмосферу частиц с очень высокой энергией, порядка 200 кэВ.
Пески Марса
На планете, несмотря на суровые климатические условия, осталась достаточно развитая экосистема с более благоприятных времён, когда на поверхности Марса было много открытой воды, а атмосфера более насыщена кислородом. Растительность покрывает незначительную часть поверхности, при этом растения не обладают хлорофиллом, так как в атмосфере практически отсутствует кислород для фотосинтеза. Вместо этого они перерабатывают различные оксиды, которых много в марсианском песке (в основном окисел железа), чтобы получить необходимый кислород. Растительность хорошо реагирует на уровень освещённости и когда наступает ночь многие растения сворачиваются для защиты от холода в маленькие тугие комки.
Атмосфера Марса
Изменения в верхних слоях атмосферы носят довольно сложный характер, так как они связаны между собой и с нижележащими слоями. Распространяющиеся вверх атмосферные волны и приливы могут оказывать существенное влияние на структуру и динамику термосферы и, как следствие, ионосферы, например, высоту верхней границы ионосферы. Во время пылевых бурь в нижней атмосфере её прозрачность уменьшается, она нагревается и расширяется. Тогда увеличивается плотность термосферы — она может варьироваться даже на порядок, — и высота максимума концентрации электронов может подняться на величину до 30 км. Вызванные пылевыми бурями изменения в верхней атмосфере могут быть глобальными, затрагивая области до 160 км над поверхностью планеты. Отклик верхней атмосферы на эти явления занимает несколько дней, а в прежнее состояние она возвращается гораздо дольше — несколько месяцев. Ещё одно проявление взаимосвязи верхней и нижней атмосферы заключается в том, что водяной пар, которым, как выяснилось, перенасыщена нижняя атмосфера, может подвергаться фотодиссоциации на более лёгкие компоненты H и O, увеличивающие плотность экзосферы и интенсивность потери воды атмосферой Марса.
Внешние факторы, вызывающие изменения в верхней атмосфере, — это экстремально ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение Солнца, частицы солнечного ветра, космическая пыль и более крупные тела, такие как метеориты. Задача осложняется тем, что их воздействие, как правило, случайно, и его интенсивность и продолжительность невозможно прогнозировать, причём на эпизодические явления накладываются циклические процессы, связанные с изменением времени суток, времени года, а также солнечным циклом. На настоящий момент по динамике параметров атмосферы в лучшем случае имеется накопленная статистика событий, но теоретическое описание закономерностей ещё не выполнено. Определенно установлена прямая пропорциональность между концентрацией частиц плазмы в ионосфере и солнечной активностью. Это подтверждается тем, что аналогичная закономерность была реально зафиксирована по результатам наблюдений в 2007—2009 гг для ионосферы Земли, несмотря на принципиальное различие магнитного поля этих планет, непосредственно влияющего на ионосферу. А выбросы частиц солнечной короны, вызывая изменение давления солнечного ветра, также влекут за собой характерное сжатие магнитосферы и ионосферы: максимум плотности плазмы опускается до 90 км.
Марс
Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в меньше земного — на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — .
Атмосфера Марса
С сентября 1971 по январь 1972 г. на Марсе происходила глобальная пылевая буря, которая даже помешала фотографированию поверхности с борта зонда «Маринер-9». Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в этот период, составляла от 7,8 до 1,66г/см. Таким образом, общий вес пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 10 — 10 т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере.
Марс
Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.
Марс
В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий. Интересно, что в некоторых метеоритах марсианского происхождения обнаружены образования, по форме напоминающие клетки, хотя они и уступают мельчайшим земным организмам по размерам. Одним из таких метеоритов является ALH 84001, найденный в Антарктиде в 1984 году.
Атмосфера Марса
Низкая плотность не мешает атмосфере формировать масштабные явления, влияющие на климат.
Марс
Рентгеновское излучение с Марса, впервые обнаруженное астрономами в 2001 году с помощью космической рентгеновской обсерватории «Чандра», состоит из двух компонентов. Первая составляющая связана с рассеиванием в верхней атмосфере Марса рентгеновских лучей Солнца, в то время как вторая происходит от взаимодействия между ионами с обменом зарядами.
С 1960-х годов к Марсу для подробного изучения планеты с орбиты и фотографирования поверхности были направлены несколько автоматических межпланетных станций (АМС). Кроме того, продолжалось дистанционное зондирование Марса с Земли в большей части электромагнитного спектра с помощью наземных и орбитальных телескопов, например, в инфракрасном — для определения состава поверхности, в ультрафиолетовом и субмиллиметровом диапазонах — для исследования состава атмосферы, в радиодиапазоне — для измерения скорости ветра.
Ветер
Ве́тер — поток воздуха, который быстро движется параллельно земной поверхности. На Земле ветер представляет собой движущийся преимущественно в горизонтальном направлении поток воздуха, на других планетах — поток свойственных им атмосферных газов. В Солнечной системе сильнейшие ветры наблюдаются на Нептуне и Сатурне. Солнечный ветер представляет собой поток разрежённых газов от звезды, а планетарный ветер — поток газов, отвечающий за дегазацию планетарной атмосферы в космическое пространство. Ветры, как правило, классифицируют по масштабам, скорости, видам сил, которые их вызывают, местам распространения и воздействию на окружающую среду.
Солнечная система
Марс меньше Земли и Венеры (0,107 массы Земли). Он обладает атмосферой, состоящей главным образом из углекислого газа, с поверхностным давлением 6,1 мбар (0,6 % от земного). На его поверхности есть вулканы, самый большой из которых, Олимп, превышает размерами все земные вулканы, достигая высоты 21,2 км. Рифтовые впадины (долины Маринер) наряду с вулканами свидетельствуют о былой геологической активности, которая, по некоторым данным, продолжалась даже в течение последних 2 млн лет. Красный цвет поверхности Марса вызван большим количеством оксида железа в его грунте. У планеты есть два спутника — Фобос и Деймос. Предполагается, что они являются захваченными астероидами. На сегодняшний день (после Земли) Марс — самая подробно изученная планета Солнечной системы.
Поверхность Марса
Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.
Климат Марса
Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы.
Марс
В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Зимой 20—30% всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты. Сезонные перепады давления, по разным источникам, составляют следующие значения:
Атмосфера Марса
В атмосфере Марса также иногда выделяется "хемосфера" — слой, где происходят фотохимические реакции, а так как из-за отсутствия озонового экрана, как у Земли, ультрафиолетовое излучение доходит до самой поверхности планеты, они возможны даже там. Марсианская хемосфера простирается от поверхности до высоты около 120 км.
Климат Марса
НАСА 28 сентября 2015 года объявило что на Марсе в настоящее время существуют сезонные потоки жидкой соленой воды. Эти образования проявляют себя в теплое время года и исчезают — в холодное. К своим выводам планетологи пришли, проанализировав высококачественные снимки, полученные научным инструментом High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) орбитального марсианского аппарата Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).
Марс
На самом деле из-за низкого давления вода не может существовать в жидком состоянии на большей части (около 70 %) поверхности Марса. Вода в состоянии льда была обнаружена в марсианском грунте космическим аппаратом НАСА «Феникс».
В то же время собранные марсоходами «Спирит» и «Opportunity» геологические данные позволяют предположить, что в далёком прошлом вода покрывала значительную часть поверхности Марса. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность. По наблюдениям с космического аппарата «Mars Global Surveyor», некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают.
Марс
Отсутствие магнитосферы и крайне разрежённая атмосфера Марса также являются проблемой для поддержания жизни. На поверхности планеты идёт очень слабое перемещение тепловых потоков, она плохо изолирована от бомбардировки частицами солнечного ветра; помимо этого, при нагревании вода мгновенно испаряется, минуя жидкое состояние из-за низкого давления. Кроме того, Марс также находится на пороге т. н. «геологической смерти». Окончание вулканической активности, по всей видимости, остановило круговорот минералов и химических элементов между поверхностью и внутренней частью планеты.
Пилотируемый полёт на Марс
Наиболее опасен солнечный ветер высокоэнергетическими частицами, которые имеют энергию 10—100 МэВ (в отдельных случаях до 10 эВ). 90 % из них — протоны, 9 % альфа-частиц, остальное — электроны и ядра тяжёлых элементов. Плотность потока частиц очень мала, но скорость лежит в диапазоне от 300 до 1200 км/с (кратковременно). Частицы, движущиеся с такой скоростью, при попадании в организм человека могут повредить клетки и ДНК в их составе.
Ветер
Ветер вызван разницей в давлении между двумя разными воздушными областями. Если существует ненулевой барический градиент, то ветер движется с ускорением от зоны высокого давления в зону с низким давлением. На планете, которая вращается, к этому градиенту прибавляется сила Кориолиса. Таким образом, главными факторами, которые образуют циркуляцию атмосферы в глобальном масштабе, является разница в нагреве воздуха между экваториальными и полярными районами, которые вызывают разницу в температуре и, соответственно, плотности потоков воздуха, а в свою очередь, и разницу в давлении (а также силы Кориолиса). В результате действия этих факторов движение воздуха в средних широтах в приповерхностной области вплотную к ветру приводит к образованию геострофического ветра и его движению, направленного практически параллельно изобарам.
Жизнь на Марсе
В апреле 2012 года были опубликованы исследования учёных Германского Аэрокосмического центра (DLR), в ходе которых исследовалась возможность выживания земных организмов в марсианских условиях.
Лишайники и сине-зелёные водоросли, собранные в Альпах (на высоте до 3500 метров) и Антарктиде, были помещены в атмосферу, имеющую марсианский состав. В специальной модельной камере ученые воспроизвели существующие на поверхности Марса состав атмосферы, грунт, давление, температуру, и солнечное излучение.
Эксперимент длился 34 дня, за это время лишайники и сине-зелёные водоросли не только выжили, но и продолжали фотосинтезировать. Эксперимент подтвердил, что у живых существ есть шанс выжить на Марсе в трещинах скал и маленьких пещерах (для защиты от ультрафиолетового излучения), даже пробыв там в течение длительного периода.
Атмосфера Марса
Поскольку атмосфера Марса сильно разрежена, она плохо сглаживает суточные колебания температуры поверхности. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20° С (а на экваторе — до +27 °C) — вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать даже на экваторе −80 °C до −125° С, а на полюсах ночная температура может падать до −143 °C. Однако суточные колебания температуры не столь значительны, как на безатмосферных Луне и Меркурии. На Марсе существуют и температурные оазисы, в районах «озера» Феникс (плато Солнца) и земли Ноя перепад температур составляет от −53° С до +22° С летом и от −103° С до −43° С зимой. Таким образом, Марс — весьма холодный мир, однако климат там ненамного суровее, чем в Антарктиде.
Солнечная система
Магнитное поле Земли мешает солнечному ветру сорвать атмосферу Земли. Венера и Марс не имеют магнитного поля, и в результате солнечный ветер постепенно сдувает их атмосферы в космос. Корональные выбросы массы и подобные явления изменяют магнитное поле и выносят огромное количество вещества с поверхности Солнца — порядка 10—10 тонн в час. Взаимодействуя с магнитным полем Земли, это вещество попадает преимущественно в верхние приполярные слои атмосферы Земли, где от такого взаимодействия возникают полярные сияния, наиболее часто наблюдаемые около магнитных полюсов.
Гидросфера Марса
В настоящее время открытые и достоверно установленные объёмы воды на Марсе сосредоточены преимущественно в так называемой криосфере — приповерхностном слое вечной мерзлоты мощностью в десятки и сотни метров. Бо́льшая часть этого льда находится под поверхностью планеты, поскольку при нынешних климатических условиях не может существовать стабильно и оказавшись на поверхности, быстро испаряется; только в приполярных областях температура достаточно низкая для стабильного существования льда в течение всего года — это полярные шапки. Общий объём льда на поверхности и в приповерхностном слое оценивается в 5 млн км³ (а в более глубоких слоях, вероятно, могут быть сосредоточены гораздо бо́льшие запасы подмерзлотных солёных вод. Их объём оценивается в 54-77 млн км3. )В расплавленном состоянии он покрыл бы поверхность Марса слоем воды толщиной 35 м.
Сумерки
Сумерки на Марсе длятся дольше, чем на Земле, до двух часов перед восходом или после захода Солнца. Находящаяся высоко в атмосфере пыль рассеивает свет на тёмную сторону планеты. Похожие сумерки наблюдаются на Земле после больших вулканических извержений.
Лазурный берег
На Лазурном берегу около 300 солнечных дней в году. Летом температура воздуха иногда поднимается до +35 °C, но благодаря низкой влажности духота не ощущается. Однако иногда (чаще всего в начале лета) до побережья доходит сильный холодный северный ветер с гор, дующий вдоль долины реки Роны — мистраль. Ветер, дующий с запада к морю, называется трамонтана. В районе Марселя до 90 ветреных дней в году. Восточнее ветра слабее. Осадки редки, в основном в марте-апреле и октябре-ноябре в виде дождей. Купальный сезон начинается в конце мая и продолжается до конца сентября. Температура воды в это время колеблется от +20 до +25 °C.
Внеземные небеса
Атмосфера Марса разрежённая — 0.7 −1 % от земного давления на уровне моря; тем не менее, она очень пыльная и рассеивает много света. Небо днём достаточно яркое, и звёзды не видны. Марсианская северная полярная звезда — Денеб.
Парадокс слабого молодого Солнца
На Марсе также установлены следы тёплого и влажного климата. Расположенные в одних и тех же районах разновозрастные кратеры в различной степени подвержены эрозионным процессам. Для древних кратеров определены намного большие скорости эрозии, чем для молодых. Из этих и некоторых других наблюдений делается вывод о наличии жидкой воды на Марсе на ранних этапах его существования.
Атмосфера Марса
Водяного пара в марсианской атмосфере не более тысячной доли процента, однако по результатам недавних (2013 г.) исследований, это всё же больше, чем предполагалось ранее, и больше, чем в верхних слоях атмосферы Земли, и при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, поэтому часто собирается в облака. Как правило, водяные облака формируются на высотах 10—30 км над поверхностью. Они сосредоточены в основном на экваторе и наблюдаются практически на протяжении всего года. Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO. Этот же процесс ответственен за формирование низких (на высоте менее 10 км) облаков полярных областей в зимний период, когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO (-126 °С); летом же формируются аналогичные тонкие образования из льда НО
Образования конденсационной природы представлены также туманами (или дымками). Они часто стоят над низинами — каньонами, долинами — и на дне кратеров в холодное время суток.
Марс
Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,1919°; соответственно, на Марсе, так же как и на Земле, происходит смена времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в северном полушарии и лета в южном, афелий — во время разгара зимы в южном полушарии и соответственно лета в северном. Вследствие этого климат северного и южного полушарий различается. Для северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето; в южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности.
Ветер
Солнечный ветер является движением не воздуха, а очень разреженной плазмы, выбрасываемой из атмосферы Солнца (или другой звезды) со средней скоростью около 400 км/с (от 300 до 800 км/с на разных участках). Он состоит преимущественно из отдельных электронов и протонов со средними энергиями около 1 кэВ. Этим частицам удается преодолеть гравитационное поле Солнца благодаря высокой температуре короны и других, не до конца понятных процессов, придающих им дополнительную энергию. Солнечный ветер образует гелиосферу, огромный участок межзвездного пространства вокруг Солнечной системы. Только планеты, имеющие значительное магнитное поле, в частности Земля, способны предотвращать проникновение солнечного ветра в верхние слои атмосферы и к поверхности планеты. В случае особо сильных вспышек солнечный ветер способен преодолевать магнитное поле Земли и проникать в верхние слои атмосферы, вызывая магнитные бури и полярное сияние. Именно благодаря солнечному ветру хвосты комет всегда направлены от Солнца.
Марс
Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой относительно перпендикуляра к плоскости орбиты под углом 25,19°. Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом эксцентриситет орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности — так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 местные сутки, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и относительно тёплое.
Планетология
Атмосфера является важной переходной зоной между твёрдой поверхностью и внешними радиационными поясами. Не все планеты имеют атмосферу: её существование зависит от массы планеты и расстояния от Солнца. Кроме четырёх газовых гигантов, почти все планеты земной группы имеют атмосферу (Венера, Земля, Марс). Атмосферы также обнаружены у двух спутников Титана и Тритона. Кроме того, очень разреженной атмосферой обладает Меркурий.
Пески Марса
Поселения на Марсе представляют собой группу связанных куполов диаметром до пятисот метров, под которыми создаётся нормальная земная атмосфера, достаточно насыщенная кислородом (7 куполов в Порт-Лоуэлле, 2 в Порт-Скиапарелли). Большинство построек под куполом — металлические двухэтажные дома, похожие с виду на бараки.
Поверхность Марса
Северная и Южная полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа и вековой — водяного льда. По данным со спутника «Марс Экспресс», толщина шапок может составлять от до . Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.
Эрг (география)
На Марсе существуют очень большие эрги, в особенности неподалёку от его полярных шапок, где дюны могут достигать значительных размеров. Кроме того, марсианские эрги имеют странную замысловатую структуру из-за сложных взаимодействий с подстилающей поверхностью и направлением ветров.
Марс
Исследователи из Центра имени Карла Сагана в 2007—2008 годах пришли к выводу, что в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Специалисты НАСА подтвердили эту гипотезу на основе анализа изменений альбедо разных частей планеты. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано. В мае 2016 года исследователи из Юго-Западного исследовательского института в Боулдере (Колорадо) опубликовали в журнале Science статью, в которой предъявили новые доказательства идущего потепления климата (на основе анализа данных Mars Reconnaissance Orbiter). По их мнению, этот процесс длительный и идёт, возможно, уже в течение 370 тыс. лет.
Гидросфера Марса
На полюсах концентрация водного льда в криосфере ожидаемо высока — до 100 %. Объём льда в полярных шапках планеты составляет 2-2,8 млн км3 На широтах выше 60° она практически везде не менее 20 %; ближе к экватору — в среднем несколько ниже, но всё же повсюду отлична от нуля, больше всего — до 10 % — в районе вулканов в Элизиуме, в и к северу от .
Маринер-4
На снимках, полученных Маринером-4, усеянная кратерами поверхность Марса очень похожа на поверхность Луны. Но информация Маринера-6 и Маринера-7 показала, что такая поверхность не у всего Марса, а только у более древних участков, сфотографированных Маринером-4. На снимках Маринера-4 замечено вуалирование, что привело к выводу о наличии на Марсе замутненной атмосферы до высот 150 км. Однако Маринер-6 и Маринер-7, на снимках которых вуалирования нет, опровергли замутненность атмосферы. По-видимому, оптика телекамеры Маринера-4 была загрязнена.
На основании эксперимента по радиозатмению установлено, что атмосфера Марса по плотности не превышает 1% земной и состоит в основном из углекислого газа (с учётом спектроскопических наблюдений с Земли установлено что углекислого газа не менее 80%). Атмосферное давление в точке захода Маринер-4 за Марс около 4,9 миллибар (490 Па), в точке восхода около 8,4 миллибар (840 Па). До полёта Маринера-4 астрономы полагали что атмосферное давление на Марсе около 85 миллибар, и марсианская атмосфера состоит в основном из азота. Также определено что дневная температура составляла −100 градусов по Цельсию.
Климат Марса
Как и на Земле, на Марсе происходит смена времен года из-за наклона оси вращения к плоскости орбиты, поэтому зимой в северном полушарии полярная шапка растет, а в южном почти исчезает, а через полгода полушария меняются местами. При этом из-за достаточно большого эксцентриситета орбиты планеты в перигелии (зимнее солнцестояние в северном полушарии) она получает до 40 % больше солнечного излучения, чем в афелии, и в северном полушарии зима короткая и относительно умеренная, а лето длинное, но прохладное, в южном же наоборот — лето короткое и относительно теплое, а зима длинная и холодная. В связи с этим южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная — только до трети. Когда на одном из полюсов наступает лето, углекислый газ из соответствующей полярной шапки испаряется и поступает в атмосферу; ветры переносят его к противоположной шапке, где он снова замерзает. Таким образом происходит круговорот углекислого газа, который наряду с разными размерами полярных шапок вызывает изменение давления атмосферы Марса по мере его обращения вокруг Солнца. За счёт того, что зимой до 20—30 % всей атмосферы замерзает в полярной шапке, давление в соответствующей области соответственно падает.
Солнечное затмение на Марсе
Солнечные затмения на Марсе возникают, когда один из его двух естественных спутников — Фобос или Деймос проходит перед Солнцем, блокируя его свет, однако они слишком малы, чтобы отбросить на планету тень, которую можно было бы увидеть с Земли. Однако, вскоре после помещения на орбиту вокруг Марса искусственного спутника, тень от Фобоса была замечена на фотографиях, передаваемых на Землю.
Марс
Температура на планете колеблется от на полюсах зимой и до на экваторе летом (максимальная температура атмосферы, зафиксированная марсоходом «Спирит», составила +35°C), средняя температура — около (). В средних широтах температура колеблется от зимней ночью до летним днем, среднегодовая температура — .
Марс
Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название "материков", около трети — тёмные участки, называемые "морями" (см. Список деталей альбедо на Марсе). Моря сосредоточены главным образом в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря — Ацидалийское и Большой Сирт.
Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.
Климат Марса
Снег действительно наблюдался неоднократно. Так, зимой 1979 г. в районе посадки «Викинга-2» выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.
Атмосфера Марса
Цвет неба весьма неоднороден, и в отсутствие облаков или пыльных бурь от относительно светлого на горизонте резко и градиентно темнеет к зениту. В относительно спокойный и безветренный сезон, когда пыли меньше, в зените небо может быть совсем чёрным.
Ионосфера Марса
Из всех планет, известных на сегодняшний день, именно Марс больше всего похож на нашу Землю, однако кое в чём они отличаются очень сильно. В частности, они обладают совершенно непохожими ионосферами. Марсианская ионосфера простирается в пределах от 110 до 130 км над поверхностью планеты. В этой зоне высокоэнергетические частицы солнечного ветра сталкиваются с молекулами разрежённого газа, выбивая электроны с их атомарных орбит, в результате чего формируется слой с избытком свободных электронов. Кстати, одним из наиболее интересных открытий миссии Mars Express стало обнаружение активной ионосферы не только над дневной, но и над ночной стороной планеты, которую солнечные частицы бомбардировать никак не могут.
Климат Марса
Как и на Земле, климат Марса претерпевал долгосрочные изменения и на ранних этапах эволюции планеты сильно отличался от нынешнего. Различие состоит в том, что главную роль в циклических изменениях климата Земли играют изменение эксцентриситета орбиты и прецессия оси вращения, притом что наклон оси вращения остаётся примерно постоянным благодаря стабилизирующему воздействию Луны, тогда как Марс, не имея такого большого спутника, может претерпевать существенные изменения наклона оси его вращения. Расчёты показали, что наклон оси вращения Марса, составляющий сейчас 25° - примерно ту же величину, что и у Земли, - в недавнем прошлом был равен 45°, а в масштабе миллионов лет мог колебаться от 10° до 50°.
Историю изменений климата на Марсе можно проследить путём анализа слоистых отложений в полярных шапках, на участках, где они доступны для наблюдения в разломах и трещинах. Полагая, что светлые слои образованы отложением льда, а тёмные - отложением пыли, по их числу и толщине (если знать время нарастания) можно судить о циклических вариациях климата и их корреляции с изменением угла наклона оси вращения и эксцентриситета орбиты Марса. Расчёты показывают, что циклы изменения этих параметров длятся всего 2,5 млн лет.
Диссипация атмосфер планет
Основные нетермальные механизмы диссипации зависят от размера рассматриваемых планет. Основные факторы влияющие на диссипацию в каждом случае — это масса планеты, состав атмосферы и расстояние до Солнца. Основные нетермальные процессы диссипации для Венеры и Марса, двух планет земной группы без магнитосферы, существенно различаются. Основным процессом диссипации для Марса является захват солнечного ветра, поскольку его атмосфера недостаточно плотна для своей защиты. Венера лучше защищена от солнечного ветра своей плотной атмосферой, и захват солнечного ветра не является основным нетермическим процессом диссипации атмосферы. Небольшие космические тела без магнитного поля больше страдают от солнечного ветра, поскольку не могут удерживать достаточно плотную атмосферу.
Марс
Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до , а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.
Меркурий
Имеющихся у Меркурия магнитного поля и гравитации не достаточно для сохранения атмосферных газов от диссипации и поддержания плотной атмосферы. Близость к Солнцу влечёт мощнейший солнечный ветер и высокие температуры (при сильном нагреве газы активнее покидают атмосферу). В то же время Марс, обладающий почти равной с Меркурием гравитацией, но расположенный в 4-5 раз дальше от Солнца, даже без магнитного поля не растерял атмосферу полностью на диссипацию в космос.
Марс
Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красновато-розовый цвет, а в непосредственной близости к диску Солнца — от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь.
В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина таких отличий от цветовой гаммы земного неба — свойства тонкой, разреженной, содержащей взвешенную пыль атмосферы Марса. На Марсе рэлеевское рассеяние лучей (которое на Земле и является причиной голубого цвета неба) играет незначительную роль, эффект его слаб, но проявляется в виде голубого свечения при восходе и закате Солнца, когда свет проходит через атмосферу большее расстояние. Предположительно, жёлто-оранжевая окраска неба также вызывается присутствием 1 % магнетита в частицах пыли, постоянно взвешенной в марсианской атмосфере и поднимаемой сезонными пылевыми бурями. Сумерки начинаются задолго до восхода Солнца и длятся долго после его захода. Иногда цвет марсианского неба приобретает фиолетовый оттенок в результате рассеяния света на микрочастицах водяного льда в облаках (последнее — довольно редкое явление).