A Mars légköre

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2022. január 25-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 4 szerkesztést igényelnek .
A Mars légköre

Pillanatkép a " Viking "-ről, 1976

Általános információk [1] [2]
Magasság 11,1 km
Átlagos felületi nyomás 6,1 m bar
Súly 2,5⋅10 16 kg
Összetétel [1] [2]
Szén-dioxid 95,32%
Nitrogén 2,7%
Argon-40 1,6%
Oxigén 0,145%
Szén-monoxid 0,08%
vízpára 15-1500 ppmv _
Argon-36 + Argon-38

Metán

5.3ppmv


10ppbv

Neon 2,5 ppmv
Kripton 0,3 ppmv
Xenon 0,08 ppmv
Ózon 10-350 ppbv
Hidrogén-peroxid 10-40 ppbv

A Mars légköre a Mars bolygót  körülvevő gáznemű burok . Kémiai összetételében és fizikai paramétereiben is jelentősen eltér a földi légkörtől . A felszín közelében a nyomás átlagosan 0,6 kPa vagy 6 m bar (a földi nyomás 1/170-e, vagy megegyezik a földi nyomással a Föld felszínétől közel 35 km-es magasságban) [3] . A homogén légkör magassága  11,1 km, a légkör hozzávetőleges tömege 2,5⋅10 16 kg [1] [4] (több mint 200-szor kisebb, mint a Föld). A Mars mágneses tere nagyon gyenge (a Földéhez képest ) és 2,6-szor gyengébb, mint a Föld gravitációja, aminek következtében a napszél a légköri gázokat körülbelül 100 gramm/s sebességgel (kevesebb, mint 9 tonna naponta) , az aktuális naptevékenységtől és a Naptól való távolságtól függően [5] .

Feltárása

A Mars légkörét még az automatikus bolygóközi állomások erre a bolygóra való repülése előtt fedezték fel. A spektrális elemzésnek és a Marsnak a Földdel 3 évente egyszer előforduló szembeállításainak köszönhetően a csillagászok már a 19. században tudták, hogy nagyon homogén összetételű, amelynek több mint 95%-a szén-dioxid [6] .

Az 1920-as évek elején a Mars hőmérsékletének első méréseit egy visszaverő távcső fókuszába helyezett hőmérővel végezték . V. Lampland 1922-es mérései a Mars átlagos felszíni hőmérsékletét 245 K (–28  °C ), E. Pettit és S. Nicholson 1924-ben 260 K (–13 °C) méréseket adtak. Alacsonyabb értéket kapott 1960-ban W. Sinton és J. Strong: 230 K (−43 °C) [4] [3] . Az első – átlagolt – nyomásbecslésre csak az 1960-as években került sor földi infravörös spektroszkópokkal: a szén-dioxid-vonalak Lorentz-féle kiszélesítése során kapott 25 ± 15 hPa nyomás azt jelentette, hogy ez volt a légkör fő összetevője [2]. .

Az űrrepülőgépek Marsra való kilövése korszakának kezdete után lehetővé vált a marsi légkör paramétereinek közvetlen mérése. Így a leszálló járművek lassulási dinamikáját a légkör sűrűsége határozza meg, és így információt ad a hőmérséklet és a nyomás magassági változásáról [7] . A légkör hőmérsékleti profiljait 85 km magasságig spektroszkópiával is megkaptuk  - mérések az IR tartományban, ahol a 15 μm-es szén-dioxid abszorpciós sáv található - az InfraRed Imaging Spectrometer (IRIS) infravörös spektroszkóppal a Mariner 9 és InfraRed Thermal készülékeken. Mapper (IRTM) a Vikings -en , majd a Thermal Emission Spectrometer (TES) a Mars Global Surveyor -on , a Thermal Emission Imaging System (THEMIS) az Odyssey -n , a Planetary Fourier-spektrométer (PFS) a Mars Expressen , végül a Mars Climate Sounder (MCS) a Mars -on Reconnaissance Orbiter ". Ezenkívül az atmoszféra alsó rétegében (45 km-ig) a hőmérsékletet az összes űrhajó által végzett okkultációs szondával határozták meg , kezdve a Mariner-9-től, a légkörön keresztül sugárzott rádióhullámok és a SPICAM segítségével. műszer a Mars Expressen ”, amely a bolygó szárán áthaladó csillagok UV-sugárzását használta , a felső rétegről is gyűjtöttek adatokat 100 km magasságig [2] . A Vikings [8] , a Mars Express [9] 2004 óta és a Mars Global Surveyor által 1998 és 2005 között végzett napfogyatkozási szondák a felső légkörről is fontos információforrássá váltak; a Mars Express űrszonda is tanulmányozza az ASPERA3 és MARSIS műszerek segítségével  - az ionoszférát alkotó plazma tulajdonságait vizsgálják nagy magasságban [2] [10] .

A szélsebesség a spektrumvonalak Doppler-eltolásából határozható meg. Ehhez tehát a CO -vonalak eltolódását mértük milliméteres és szubmilliméteres tartományban, az interferométeren végzett mérések pedig lehetővé teszik a sebességek eloszlását a teljes nagy vastagságú rétegben [11] .

A legrészletesebb és legpontosabb adatokat a légköri és felszíni hőmérsékletről, nyomásról, relatív páratartalomról és szélsebességről folyamatosan kapja a Rover Environmental Monitoring Station (REMS) műszere a Curiosity rover fedélzetén, amely 2012 óta működik a Gale-kráterben [2] . A 2014 óta a Mars körül keringő MAVEN űrszonda pedig a felső atmoszféra, a napszél részecskékkel való kölcsönhatásának, és különösen a szórási dinamikájának részletes tanulmányozására készült [12] .

Az atmoszféra kémiai komponenseinek és tartalmuk meghatározását elsősorban spektroszkópiai módszerekkel - földi és űrhajókon egyaránt műszerekkel -, valamint tömegspektrometriával [13] [8] [14] végeztük .

Számos olyan folyamat, amelynek közvetlen megfigyelése nehezen vagy még nem lehetséges, csak elméleti modellezés tárgya, de fontos kutatási módszer is.

A légkör szerkezete

A Földhöz képest kisebb gravitáció miatt a Mars légkörének kisebb sűrűsége és nyomásgradiense jellemzi, ezért a Mars légköre sokkal kiterjedtebb, mint a Földé. A homogén légkör magassága a Marson nagyobb, mint a Földön, és körülbelül 11 km. A marsi légkör erős ritkulása ellenére különböző kritériumok szerint ugyanazok a koncentrikus rétegek különböztethetők meg benne, mint a földi légkörben [15] .

Általában a Mars légköre alsó és felső részre oszlik; ez utóbbinak a felszín feletti 80 km-rel magasabb tartományt tekintjük [2] , ahol az ionizációs és disszociációs folyamatok aktív szerepet játszanak. Tanulmányozásának egy szakaszt szentelnek, amelyet általában aeronómiának neveznek [16] [10] . Általában, amikor az emberek a Mars légköréről beszélnek, az alsó légkörre gondolnak.

Ezenkívül egyes kutatók két nagy héjat különböztetnek meg - a homoszférát és a heteroszférát. A homoszférában a kémiai összetétel nem függ a magasságtól, mivel a légkör hő- és nedvességátadási folyamatait és azok függőleges cseréjét teljes mértékben a turbulens keveredés határozza meg. Mivel a molekuláris diffúzió a légkörben fordítottan arányos a sűrűségével, egy bizonyos magasságtól ez a folyamat uralkodóvá válik, és a felső héj - a heteroszféra - fő jellemzője, ahol a molekuláris diffúz szétválás megtörténik. A 120 és 140 km közötti tengerszint feletti magasságban található héjak közötti interfészt turbópauzának nevezik [15] [8] .

Alsó légkör

A troposzféra a felszíntől 20-30 km magasságig terjed , ahol a hőmérséklet a magassággal csökken. A troposzféra felső határa évszaktól függően ingadozik (a tropopauzában a hőmérsékleti gradiens 1-3 fok/km, átlagosan 2,5 fok/km) [15] .

A tropopauza felett a légkör izoterm régiója - a sztratomoszféra - található , amely 100 km magasságig terjed. A sztratomoszféra átlaghőmérséklete rendkívül alacsony és -133 °C. A Földtől eltérően, ahol a sztratoszféra főként az összes légköri ózont tartalmazza , a Marson koncentrációja elhanyagolható (50-60 km-es magasságtól egészen a felszínig oszlik el) , ahol ez a maximum) [15] .

Felső légkör

A sztratomoszféra fölé nyúlik a légkör felső rétege - a termoszféra . Jellemzője a hőmérséklet emelkedése a magassággal egy maximális értékig (200-350 K), amely után a felső határig (200 km) állandó marad [15] [2] . Ebben a rétegben atomi oxigén jelenlétét regisztrálták; sűrűsége 200 km magasságban eléri az 5-6⋅10 7 cm −3 [2] . Egy olyan réteg jelenléte, amelyben az atomi oxigén túlsúlya van (valamint az a tény, hogy a fő semleges komponens a szén-dioxid) egyesíti a Mars légkörét a Vénusz légkörével [10] .

Az ionoszféra  , egy nagy ionizációs tartomány, körülbelül 80–100–500–600 km tengerszint feletti magasságban helyezkedik el. Az iontartalom éjszaka minimális, nappal maximális [15] , amikor a Nap szélsőségesen ultraibolya sugárzása által a szén-dioxid fotoionizációja következtében 120-140 km magasságban alakul ki a fő réteg [2] [9] CO 2 + hν → CO 2 + + e - , valamint ionok és semleges anyagok CO 2 + + O → O 2 + + CO és O + + CO 2 → O 2 + + CO közötti reakciók. Az ionok koncentrációja, amelyből 90% O 2 + és 10% CO 2 + , köbcentiméterenként eléri a 10 5 -öt (az ionoszféra más régióiban 1-2 nagyságrenddel alacsonyabb) [2] [8] [10 ] . Figyelemre méltó, hogy az O 2 + ionok túlsúlyban vannak a molekuláris oxigén szinte teljes hiányában a marsi légkörben [10] . A másodlagos réteg 110-115 km tartományban jön létre a lágy röntgensugárzás és a kiütött gyors elektronok hatására [9] . Egyes kutatók 80–100 km-es magasságban egy harmadik réteget különböztetnek meg, amely néha kozmikus porrészecskék hatására nyilvánul meg, amelyek fémionokat juttatnak a légkörbe [2] Fe + , Mg + , Na + . Később azonban nemcsak az utóbbi megjelenését erősítették meg (sőt, szinte az egész felső légkörben) a Mars légkörébe kerülő meteoritok és más kozmikus testek anyagának ablációja miatt [17] , hanem állandó jelenlétük általában. Ugyanakkor a Mars közelében található mágneses tér hiánya miatt eloszlásuk és viselkedésük jelentősen eltér a Föld légkörében megfigyelhetőtől [18] . A fő maximum felett további további rétegek is megjelenhetnek a napszéllel való kölcsönhatás miatt. Így az O + ionok rétege 225 km-es magasságban a legkifejezettebb. A három fő iontípuson (O 2 + , CO 2 + és O + ) kívül a H 2 + , H 3 + , He + , C + , CH + , N + , NH + , OH + , H 2 O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 ++ és HCO 2 + . 400 km felett egyes szerzők "ionopauzát" különböztetnek meg, de ebben még nincs konszenzus [2] .

Ami a plazma hőmérsékletét illeti, az ionhőmérséklet a fő maximum közelében 150 K, amely 175 km-es magasságban 210 K-re emelkedik. Magasabbra az ionok termodinamikai egyensúlya a semleges gázzal jelentősen felborul, hőmérsékletük 250 km magasságban meredeken 1000 K-re emelkedik. Az elektronok hőmérséklete több ezer kelvin is lehet, nyilván az ionoszférában lévő mágneses tér miatt, és a nap zenitszögének növekedésével növekszik, és nem azonos az északi és a déli féltekén, ami valószínűleg a reziduális aszimmetriájából adódik. a marsi kéreg mágneses tere . Általánosságban elmondható, hogy három nagyenergiájú elektronpopulációt különböztethetünk meg különböző hőmérsékleti profillal. A mágneses tér befolyásolja az ionok vízszintes eloszlását is: a mágneses anomáliák felett nagyenergiájú részecskék áramlásai képződnek, amelyek a térvonalak mentén örvénylődnek, ami növeli az ionizációs intenzitást, valamint megnövekedett ionsűrűség és lokális képződmények figyelhetők meg [2] .

200-230 km magasságban van a termoszféra felső határa - az exobázis, amely felett körülbelül 250 km-rel kezdődik a Mars exoszférája . Könnyű anyagokból áll - hidrogén , szén , oxigén -, amelyek a mögöttes ionoszférában zajló fotokémiai reakciók eredményeként jelennek meg , például az O 2 + elektronokkal való disszociatív rekombinációja [2] . A Mars felső légkörének folyamatos atomi hidrogénellátása a vízgőz fotodisszociációja miatt következik be a Mars felszíne közelében. A hidrogén koncentrációjának a magassággal csökkenő nagyon lassú csökkenése miatt ez az elem a bolygó légkörének legkülső rétegeinek fő alkotóeleme, és mintegy 20 000 km-es távolságra kiterjedő hidrogénkoronát alkot [15] , bár nincs szigorú határvonal, és az ebből a tartományból származó részecskék egyszerűen fokozatosan szétszóródnak a környező tértérben [2] .

A Mars légkörében néha felszabadul a kemoszféra  is - egy réteg, ahol fotokémiai reakciók mennek végbe, és mivel az ózonernyő hiánya miatt, mint a Föld, az ultraibolya sugárzás eléri a bolygó felszínét, még ott is lehetséges. . A marsi kemoszféra a felszíntől körülbelül 120 km-es magasságig terjed [15] .

Az alsó légkör kémiai összetétele

Tekintettel arra, hogy a Mars gravitációja 2,6-szor gyengébb, mint a Földé, a Mars légköre jelentősen feldúsul nehezebb gázokkal, amelyeket a bolygó sokkal lassabban veszített el evolúciója során.

Annak ellenére, hogy a marsi légkör erősen ritkul, a szén-dioxid koncentrációja körülbelül 23-szor nagyobb, mint a földiben [6] [3] .

A marsi légkör összetétele és nyomása lehetetlenné teszi az emberek [28] és más szárazföldi élőlények [6] légzését . A bolygó felszínén való munkához űrruha szükséges, bár nem olyan terjedelmes és védett, mint a Hold és a világűr esetében. Maga a Mars légköre nem mérgező, és kémiailag inert gázokból áll. A légkör némileg lelassítja a meteorittesteket, így kevesebb kráter található a Marson, mint a Holdon, és kevésbé mélyek. A mikrometeoritok pedig teljesen kiégnek, nem érik el a felszínt.

Víz, felhők és csapadék

Az alacsony sűrűség nem akadályozza meg a légkört abban, hogy nagy léptékű, az éghajlatot befolyásoló jelenségeket alakítson ki [3] .

A vízgőz a marsi légkörben nem haladja meg az ezred százalékot, azonban a legújabb (2013-as) vizsgálatok eredményei szerint ez még mindig több, mint azt korábban gondolták, és több, mint a Föld légkörének felső rétegeiben [29 ] , alacsony nyomáson és hőmérsékleten pedig telítettséghez közeli állapotban van, ezért gyakran felhőkbe gyűlik össze. A vízfelhők általában a felszín felett 10-30 km magasságban képződnek. Főleg az Egyenlítőn koncentrálódnak, és szinte egész évben megfigyelhetők [3] . A légkör magas szintjén (több mint 20 km-en) megfigyelt felhők a CO 2 kondenzáció eredményeként jönnek létre . Ugyanez a folyamat felelős az alacsony (10 km-nél kisebb magasságú) felhők kialakulásáért a sarkvidékeken télen, amikor a légkör hőmérséklete a CO 2 fagypontja (-126 °C) alá süllyed; nyáron hasonló vékony H2O jégképződmények képződnek [ 15 ]

A kondenzációs jellegű képződményeket köd (vagy köd) is képviseli . A hideg évszakban gyakran alföldek – kanyonok, völgyek – felett és a kráterek alján állnak [15] [4] .

Az egyik érdekes és ritka légköri jelenséget (" Viking-1 ") fedezték fel a Marson, amikor 1978-ban az északi sarkvidéket fényképezték. Ezek ciklonális struktúrák, amelyeket a fényképeken az óramutató járásával ellentétes irányú keringéssel rendelkező örvényszerű felhőrendszerek egyértelműen azonosítanak. Az é . sz. 65-80° szélességi zónában találták őket . SH. az év "meleg" időszakában, tavasztól kora őszig, amikor itt kialakul a sarki front. Előfordulása a jégsapka széle és a környező síkságok közötti éles kontrasztnak köszönhető az év ezen időszakában a felszíni hőmérsékletek között. Az ilyen fronthoz kapcsolódó légtömegek hullámmozgásai a számunkra oly ismerős ciklonális örvények megjelenéséhez vezetnek a Földön. A Marson található örvényfelhők rendszereinek mérete 200 és 500 km között változik, sebességük körülbelül 5 km/h, a szél sebessége e rendszerek perifériáján körülbelül 20 m/s. Egy egyedi ciklonos örvény fennállásának időtartama 3-6 nap. A marsi ciklonok középső részének hőmérsékleti értékei azt mutatják, hogy a felhők vízjégkristályokból állnak [15] .

2008-ban a Phoenix rover a Mars szubpoláris régióiban egy váratlan jelenséget figyelt meg [30] [31] egy szinte légkörtől mentes bolygóra - a virgára (ez egy csapadékcsík a felhők alatt, elpárolog, mielőtt elérte volna a bolygó felszínét ). A tudósok első becslései szerint a csapadék aránya a virgában nagyon alacsony volt. 2017-ben azonban a marsi légköri jelenségek modellezése [32] kimutatta, hogy a valóságban a részecskék sebessége hóviharok során elérheti a 10 m/s-ot. Ennek oka a marsi felhők napnyugta utáni éles lehűlése – óránként körülbelül négy fokos sebességgel. Így a marsi éjszakákon, éjfél után pár órával intenzív hóviharokra lehet számítani. Korábban azt hitték, hogy a „lassú” hóvihar szükségszerűen virga kialakulásához vezet - a részecskék elpárolognak a levegőben, nem érik el a felszínt. Az új munka szerzői azt is elismerik, hogy az erős szél és az alacsony felhőzet ahhoz vezethet, hogy hó fog esni a Mars felszínén. Ez a jelenség a szárazföldi mikrorobbanásokra emlékeztet  – akár 35 m/s sebességű, széllökésekre, gyakran zivatarokkal társulva. Az új mechanizmus nem feltétlenül tükrözi a Phoenix rover által rögzített hóvihar okait, mivel sarki szélességi körökben helyezkedett el, ahol a Nap szinte soha nem nyugszik le, és ilyen helyzetben gyakorlatilag fel sem merülnek a hóvihart okozó szükséges éjszakai körülmények. A mechanizmus azonban jól megvalósítható a vörös bolygó középső szélességein [33] .

Havat valóban nem egyszer figyeltek meg [6] . Így 1979 telén vékony hóréteg hullott a Viking-2 leszálló területén, amely több hónapig feküdt [4] .

Porviharok és porördögök

A Mars légkörének jellegzetes vonása a por állandó jelenléte; spektrális mérések szerint a porszemcsék méretét 1,5 µm-re becsülik [15] [7] [34] . Az alacsony gravitáció lehetővé teszi, hogy még a ritka légáramlások is hatalmas porfelhőket emeljenek akár 50 km magasságba. És a szelek, amelyek a hőmérséklet-különbség egyik megnyilvánulása, gyakran fújnak a bolygó felszínén [6] (különösen késő tavasszal - nyár elején a déli féltekén, amikor a féltekék közötti hőmérsékletkülönbség különösen éles ) , és sebességük eléri a 100 m/s-t. Így kiterjedt porviharok alakulnak ki, amelyeket régóta megfigyeltek egyedi sárga felhők formájában, néha pedig az egész bolygót beborító, összefüggő sárga fátyol formájában. A porviharok leggyakrabban a sarki sapkák közelében fordulnak elő, időtartamuk elérheti az 50-100 napot. Gyenge sárga köd a légkörben általában nagy porviharok után figyelhető meg, és könnyen észlelhető fotometriás és polarimetriás módszerekkel [15] [4] [2] .

A porviharok, amelyek jól megfigyelhetők voltak a keringőről készült felvételeken, a leszállóhelyekről fényképezve alig látszottak. A porviharok áthaladását ezen űrállomások leszállóhelyein csak a hőmérséklet, a nyomás éles változása és az égbolt általános hátterének nagyon enyhe elsötétülése figyelte meg. A viking leszállóhelyek környékén a vihar után leülepedt porréteg mindössze néhány mikrométert tett ki. Mindez a marsi légkör meglehetősen alacsony teherbíró képességére utal [15] .

1971 szeptemberétől 1972 januárjáig globális porvihar tört ki a Marson, ami még a Mariner 9 szonda táblájáról való felszín lefényképezését is megakadályozta [4 ] . A becsült por tömege a légköri oszlopban (0,1-10 optikai vastagsággal) ebben az időszakban 7,8⋅10 -5 és 1,66⋅10 -3 g/cm 2 között mozgott . Így a Mars légkörében lévő porszemcsék össztömege a globális porviharok időszakában elérheti a 10 8  - 10 9 tonnát is, ami arányos a Föld légkörében lévő teljes por mennyiségével [15] .

A portornádók  egy másik példája a por levegőbe való felemelkedésének, amely a napi hőmérséklet-ingadozások [4] következtében jön létre a Mars felszíne közelében. A vörös bolygó légkörének nagyon alacsony sűrűsége miatt a tornádók inkább tornádókhoz hasonlítanak , amelyek több kilométer magasak és több száz méter átmérőjűek. Olyan gyorsan alakulnak ki, hogy bekerülve egy feltételezett megfigyelő hirtelen képtelenné válik néhány centiméternél többet maga elé látni. A szél eléri a 30 m/s-ot. A Marson lévő porördögök komoly problémát jelentenek az űrhajósok számára, akiknek meg kell küzdeniük velük a bolygóra érkezéskor; további nehézséget jelent, hogy a levegőben lévő por súrlódása elektromosságot hoz létre. A bolygó felszínén a rendkívül gyenge erózió miatt ezeknek a jelenségeknek a nyomai megmaradtak rajta, és a rovereknek sikerült lefényképezni a porördögök által korábban hagyott nyomokat [6] .

Auroras

A globális mágneses tér hiánya miatt a nagy energiájú napszél-részecskék akadálytalanul jutnak be a marsi légkörbe, ami a napkitörések során az ultraibolya tartományban aurórákat okoz. Ez a koncentrált, erősen lokalizált sugárzás, amelyet a kéreg mágneses anomáliái határoznak meg, a naprendszerben éppen a marsi mágneses mező sajátosságai miatt egyedülálló auroratípus [2] . Vonalai csúcsokat képeznek , de nem a pólusokon , hanem a felszín különálló, szélességi körhöz nem kötődő részein (főleg a déli félteke hegyvidékein), és ezek mentén az elektronok több tíztől 300-ig terjedő mozgási energiával mozognak. eV  - hatásuk okozza a ragyogást . Speciális körülmények között jön létre a „nyitott” és a „zárt” mágneses erővonalak határvonala közelében [35] , és azok a térvonalak, amelyek mentén az elektronok mozognak, eltérnek a függőlegestől. A jelenség mindössze néhány másodpercig tart, előfordulásának átlagos magassága 137 km [36] .

Az aurora borealis-t először a SPICAM UV spektrométer rögzítette a Mars Express űrszonda fedélzetén [37] . Aztán többször is megfigyelte a MAVEN űrszonda, például 2015 márciusában [38] , 2017 szeptemberében pedig egy sokkal erősebb eseményt rögzített a Radiation Assessment Detector (RAD) a Curiosity roveren [39] [40]. . A MAVEN adatok elemzése egy alapvetően eltérő típusú - diffúz - aurórákat is feltárt, amelyek alacsony szélességi fokon, olyan területeken fordulnak elő, amelyek nem kötődnek a mágneses tér anomáliáihoz, és amelyeket nagyon nagy energiájú, körülbelül 200 keV-os részecskék behatolása okoz. , a légkörbe [41] .

Ezenkívül a Nap extrém ultraibolya sugárzása úgynevezett saját légfényt ( eng.  airglow ) okoz.

Az aurorák és a belső ragyogás során bekövetkező optikai átmenetek regisztrálása fontos információkkal szolgál a felső légkör összetételéről, hőmérsékletéről és dinamikájáról. Így az éjszakai nitrogén-monoxid-emisszió γ- és δ-sávjának vizsgálata segít a megvilágított és a meg nem világított területek közötti keringés jellemzésében. A sugárzás 130,4 nm-es frekvenciájú, saját izzításával történő regisztrálása pedig segített feltárni a magas hőmérsékletű atomi oxigén jelenlétét, ami fontos lépéssé vált a légköri exoszférák és általában a koronák viselkedésének megértésében [2] .

Szín

A marsi légkört kitöltő porszemcsék többnyire vas-oxidból állnak, ami vörös-narancssárga árnyalatot ad [6] [15] .

A mérések szerint a légkör optikai mélysége 0,9 [34]  , ami azt jelenti, hogy a beeső napsugárzásnak mindössze 40%-a jut el a Mars felszínére a légkörén keresztül, a maradék 60%-ot pedig a levegőben lógó por nyeli el. Enélkül a marsi égbolt megközelítőleg ugyanolyan színű lenne, mint a földi égbolt 35 kilométeres magasságban [42] , ahol a Föld légkörének nyomása és sűrűsége a Mars felszínén tapasztalhatóhoz hasonlítható. Por nélkül a Mars égboltja szinte fekete lenne, talán halványkék köd jelenne meg a horizont közelében. Megjegyzendő, hogy ebben az esetben az emberi szem alkalmazkodna ezekhez a színekhez, és a fehéregyensúly automatikusan úgy lesz beállítva, hogy az ég ugyanúgy látható legyen, mint földi fényviszonyok között.

Az égbolt színe nagyon heterogén, és felhők vagy porviharok hiányában a látóhatáron lévő viszonylag világos fénytől élesen és a zenit felé gradiensben elsötétül. Egy viszonylag nyugodt és szélcsendes évszakban, amikor kevesebb a por, a zenitben teljesen fekete lehet az ég.

Ennek ellenére a roverek képeinek köszönhetően ismertté vált, hogy napnyugtakor és napkeltekor a Nap körül kék színűvé válik az ég. Ennek a Rayleigh-szórás az oka - a fényt gázrészecskék szórják és színezi az eget, de ha egy marsi napon a hatás gyenge és szabad szemmel láthatatlan a ritka légkör és porosság miatt, akkor napnyugtakor átsüt a nap. sokkal vastagabb levegőréteg, ami miatt a kék és az ibolya elkezd szétszórni az összetevőket. Ugyanez a mechanizmus felelős a kék égért a Földön nappal és a sárga-narancssárgáért napnyugtakor. .

Változások

A légkör általános keringése a klasszikus Hadley-séma szerint megy végbe: az áramlás azon a féltekén emelkedik, ahol éppen nyár van, és az ellenkező féltekén esik vissza. Az ilyen Hadley-sejtek akár 60 km magasra is kiterjedhetnek – sokkal magasabbra, mint a Földön, ahol a konvektív zónát a tropopauza korlátozza (akár 12 km-re). 50 km-es magasságig ezt a folyamatot jól leírja az általános keringési modell [2] , bár a középső légkör (20-50 km) hőmérséklete némileg alulbecsült, az 50 km feletti régióban pedig túlbecsült. A fő zónás keringést a bolygó forgásával ellentétes irányú, nagy sebességű - 70-170 m/s -os szelek határozzák meg, az évszaktól, szélességtől és hosszúságtól függően (különösen erősen reggel és este között) óra) [11] .

A légkör felső rétegeiben végbemenő változások meglehetősen összetettek, mivel kapcsolatban állnak egymással és az alatta lévő rétegekkel. A felfelé terjedő légköri hullámok és árapályok jelentős hatással lehetnek a termoszféra szerkezetére és dinamikájára, és ennek következtében az ionoszférára, például az ionoszféra felső határának magasságára. Az alsó légkörben a porviharok során átlátszósága csökken, felmelegszik, kitágul. Ekkor megnő a termoszféra sűrűsége – akár egy nagyságrenddel is változhat –, és akár 30 km-rel is emelkedhet az elektronkoncentráció maximumának magassága. A légkör felső rétegében a porviharok okozta változások globálisak lehetnek, és akár 160 km-rel a bolygó felszíne feletti területeket is érinthetik. A felső légkör válasza ezekre a jelenségekre több napig tart, és sokkal tovább tart, amíg visszatér korábbi állapotába - több hónapig. A felső és alsó atmoszféra kapcsolatának másik megnyilvánulása, hogy a vízgőz, amely, mint kiderült, túltelített az alsó atmoszférával, fotodisszociáción mehet keresztül könnyebb H és O komponensekké, ami növeli az exoszféra sűrűségét és intenzitását. a marsi légkör vízvesztesége. A felső légkör változásait okozó külső tényezők a Nap szélsőséges ultraibolya és lágy röntgensugárzása, a napszél részecskéi, a kozmikus por és a nagyobb testek, például a meteoritok . A feladatot nehezíti, hogy hatásuk főszabály szerint véletlenszerű, intenzitása és időtartama előre nem jelezhető, sőt az epizodikus jelenségeket a napszakok, évszakok és a napsugárzás változásával összefüggő ciklikus folyamatok egymásra rakják. ciklus . A légköri paraméterek dinamikájáról jelenleg a legjobb esetben is felhalmozott statisztikai adatok állnak rendelkezésre az eseményekről, de a törvényszerűségek elméleti leírása még nem készült el. Az ionoszférában lévő plazmarészecskék koncentrációja és a naptevékenység közötti egyenes arányosság határozottan megállapított. Ezt támasztja alá az a tény is, hogy a 2007–2009-es Föld ionoszférájára vonatkozó megfigyelések eredményei alapján valóban hasonló mintázatot rögzítettek [43] , annak ellenére, hogy e bolygók mágneses tere alapvetően eltérő, ami közvetlenül érinti az ionoszférát. A napkorona részecskéinek kibocsátása pedig a napszél nyomásának változását okozva a magnetoszféra és az ionoszféra jellegzetes összenyomódásával is jár [2] : a maximális plazmasűrűség 90 km-re csökken [9] .

Napi ingadozások

Mivel a Mars légköre nagyon ritka, nem simítja ki a felszíni hőmérséklet napi ingadozásait. Nyáron a legkedvezőbb körülmények között a bolygó nappali felében a levegő 20 ° C-ra melegszik (és az egyenlítőn - +27 ° C-ig) - ez teljesen elfogadható hőmérséklet a Föld lakói számára. Ám egy téli éjszakán az egyenlítőn akár -80 °C és -125 °C közötti fagy is előfordulhat, a sarkokon pedig -143 °C-ra csökkenhet az éjszakai hőmérséklet [4] [6] . A napi hőmérséklet-ingadozások azonban nem olyan jelentősek, mint a légkör nélküli Holdon és a Merkúron [3] . A Marson is vannak hőmérsékleti oázisok, a Phoenix "tó" (Nap-fennsík) és Noé földjén a hőmérsékletkülönbség -53 °C és +22 °C között nyáron, és -103 °C-tól -43 °C télen. Így a Mars nagyon hideg világ, de az éghajlat ott sem sokkal súlyosabb, mint az Antarktiszon [4] .

A légkör ritkasága ellenére lassabban reagál a nap hőáramának változásaira, mint a bolygó felszíne. Tehát a reggeli időszakban a hőmérséklet nagymértékben változik a magassággal: 20 °-os különbséget regisztráltak a bolygó felszíne felett 25 cm és 1 m közötti magasságban. Ahogy a nap felkel, a hideg levegő felmelegszik a felszínről, és jellegzetes örvény formájában emelkedik felfelé, porral szállva fel a levegőbe - így keletkeznek a porördögök . A felszínközeli rétegben (legfeljebb 500 m magas) hőmérsékleti inverzió lép fel. Miután a légkör délre már felmelegedett, ez a hatás már nem figyelhető meg. A maximumot délután 2 óra körül érik el. Ekkor a felszín gyorsabban lehűl, mint a légkör, és fordított hőmérsékleti gradiens figyelhető meg. Napnyugta előtt a hőmérséklet ismét a magassággal csökken [7] [2] .

A nappal és éjszaka változása a felső légkört is érinti. Először is a napsugárzás általi ionizáció leáll éjszaka, azonban a plazma a nappali oldali áramlás hatására először napnyugta után töltődik tovább, majd a mágneses erővonalak mentén lefelé mozgó elektronok becsapódása miatt jön létre. (az úgynevezett elektronok behatolása) - akkor a 130-170 km-es magasságban megfigyelt maximum. Ezért az éjszakai oldalon az elektronok és ionok sűrűsége jóval kisebb, és összetett profil jellemzi, amely a lokális mágneses tértől is függ, és nem triviális módon változik, amelynek szabályossága még nem teljesen ismert és elméletileg leírva. [9] . Napközben az ionoszféra állapota is változik a Nap zenitszögétől függően [2] [8] .

Éves ciklus

A Földhöz hasonlóan a Marson is évszakok váltakoznak a forgástengelynek a pálya síkjához való dőlése miatt, így télen a sarki sapka az északi féltekén megnövekszik, a délieken pedig szinte eltűnik, hat után pedig hónapok alatt a féltekék helyet cserélnek. Ugyanakkor a bolygó keringésének meglehetősen nagy excentricitása miatt a perihélionnál (téli napforduló az északi féltekén) akár 40%-kal több napsugárzást kap, mint az aphelionban [2] , az északi féltekén pedig a tél. rövid és viszonylag mérsékelt, a nyár pedig hosszú, de hűvös, délen éppen ellenkezőleg - a nyár rövid és viszonylag meleg, a tél pedig hosszú és hideg. Ebben a tekintetben a déli sapka télen a pólus-egyenlítői távolság feléig, az északi sapka pedig csak a harmadáig nő. Amikor az egyik póluson beköszönt a nyár, a megfelelő sarki sapkából származó szén-dioxid elpárolog, és belép a légkörbe; a szelek a szemközti sapkára viszik, ahol ismét megfagy. Ily módon létrejön a szén-dioxid körforgás, amely a sarki sapkák eltérő méretével együtt a Nap körül keringő marsi légkör nyomásának változását idézi elő [3] [4] [6] . Tekintettel arra, hogy télen a teljes légkör 20-30%-a megfagy a sarki sapkában, a nyomás a megfelelő területen ennek megfelelően csökken [7] .

A szezonális ingadozások (valamint a napi változások) szintén vízgőzkoncentráción mennek keresztül - 1-100 mikron tartományban vannak. Így télen a légkör szinte „száraz”. A vízgőz tavasszal jelenik meg benne, és nyár közepére a felszíni hőmérséklet változásait követően eléri a maximumát. A nyári-őszi időszakban a vízgőz fokozatosan újraeloszlik, és maximális tartalma az északi sarkvidékről az egyenlítői szélességi körökre mozog. Ugyanakkor a légkör teljes globális gőztartalma (a Viking-1 adatai szerint) megközelítőleg állandó marad, és 1,3 km 3 jégnek felel meg. A maximális H2O -tartalmat (100 μm csapadékvíz, 0,2 térfogat%) nyáron regisztrálták az északi maradék sarki sapkát körülölelő sötét tartomány felett – ebben az évszakban a sarki sapka jege feletti légkör általában közel a telítettséghez [15] .

A déli féltekén a tavaszi-nyári időszakban, amikor a porviharok a legaktívabbak, napi vagy félnapi légköri árapályok figyelhetők meg - a felszín közelében a nyomás növekedése és a légkör hőtágulása a felmelegedés hatására [2] .

Az évszakok változása a felső légkört is érinti, mind a semleges komponensre (termoszféra), mind a plazmára (ionoszféra), és ezt a tényezőt a napciklussal együtt figyelembe kell venni, és ez megnehezíti a felső légkör dinamikájának leírását. légkör [2] .

Hosszú távú változások

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 Williams, David R. Mars adatlap . Nemzeti Űrtudományi Adatközpont . NASA (2004. szeptember 1.). Letöltve: 2017. szeptember 28. Az eredetiből archiválva : 2010. június 12.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 N. Wiatoux, T. Mangold, T. Sotin. Mars: egy  kis földi bolygó ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24., 1. szám (december 16.). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 A Mars atmoszférája (elérhetetlen link) . Univerzum-BOLYGÓ // PORTÁL MÁS DIMENZIÓBA . Letöltve: 2017. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2017. október 1.. 
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 A Mars vörös csillag. A terület leírása. Légkör és klíma . galspace.ru - "A Naprendszer feltárása" projekt . Letöltve: 2017. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2017. október 12..
  5. ↑ Dwayne Brown, Laurie Cantillo, Nancy Neal-Jones, Bill Steigerwald, Jim Scott. A NASA küldetése feltárja a napszél sebességét, amely megfosztja a marsi légkört  . HÍREK . NASA (2015. november 5.). Letöltve: 2018. szeptember 22. Az eredetiből archiválva : 2019. január 9..
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Maxim Zabolotsky. Általános információk a Mars légköréről . Spacegid.com (2013.09.21.). Letöltve: 2017. október 20. Az eredetiből archiválva : 2017. október 22..
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Mars Pathfinder – Tudományos eredmények – Atmoszférikus és meteorológiai tulajdonságok . nasa.gov . Letöltve: 2017. április 20. Az eredetiből archiválva : 2009. december 31..
  8. ↑ 1 2 3 4 5 J. L. Fox, A. Dalgarno. A Mars felső légkörének ionizációja, fényessége és melegítése : [ eng. ] // J Geophys Res. - 1979. - T. 84, sz. A12 (december 1.). — S. 7315–7333. - doi : 10.1029/JA084iA12p07315 .
  9. ↑ 1 2 3 4 5 Paul Withers, Martin Pätzold, Olivier Witasse. Új nézetek a marsi  ionoszféráról . Mars Express . ESA (2012. november 15.). Letöltve 2017. október 18. Az eredetiből archiválva : 2013. november 11..
  10. ↑ 1 2 3 4 5 Andrew F Nagy és Joseph M Grebowsky.  A Mars aeronómiájának jelenlegi ismerete ] // Geoscience Letters. - 2015. - 2. évf., 1. szám (április 10.). - S. 1. - doi : 10.1186/s40562-015-0019-y .
  11. ↑ 1 2 F. Moreno, E. Lellouch, F. Forget, T. Encrenaz, S. Guilloteau, E. Millour. Szélmérések a Mars középső légkörében: IRAM Plateau de Bure interferometrikus CO megfigyelések  : [ eng. ] // Ikarosz. - 2009. - T. 201, sz. 2 (június). – S. 549–563. - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.027 .
  12. ↑ Jakosky BM et al. A Mars légkör és az illékony evolúció (MAVEN) küldetése: [ eng. ] // Space Science Reviews. - 2015. - T. 195. sz. (december) 1-4. – 3–48. - doi : 10.1007/s11214-015-0139-x .
  13. ↑ 1 2 Owen, T., K. Biemann, D. R. Rushneck, J. E. Biller, D. W. Howarth és A. L. Lafleur. A légkör összetétele a Mars felszínén: [ eng. ] // J. Geophys. Res.. - 1977. - T. 82 (szeptember 30.). — S. 4635–4639. - doi : 10.1029/JS082i028p04635 .
  14. ↑ Heather B. Franz, Melissa G. Trainer, Michael H. Wong, Paul R. Mahaffy, Sushil K. Atreya, Heidi LK Manning, Jennifer C. Stern. A marsi légköri keveredési arányok újraértékelése a Curiosity rover tömegspektrométerével. Plan Space Sci  : [ eng. ] // Bolygó- és űrtudomány. - 2015. - T. 109 (május). – S. 154–158. - doi : 10.1016/j.pss.2015.02.014 .
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Kuzmin R. O., Galkin I. N. A Mars légköre // Hogyan működik a Mars ? - Moszkva: Tudás, 1989. - T. 8. - 64 p. — (Kozmonautika, csillagászat). - 26 953 példány.  — ISBN 5-07000280-5 .
  16. ↑ Chapman S. A termoszféra – a Föld legkülső légköre : [ eng. ]  / Ratcliffe JA (szerk.). - New York: Academic Press, 1960. - Könyv. A felső légkör fizikája. – S. 1–2.
  17. ↑ NM Schneider, et. al. A MAVEN IUVS megfigyelései az üstökös Siding tavaszi meteorraj Marson történt utóhatásairól  : [ eng. ] // Geophys. Res. Lett.. - 2015. - T. 42, sz. 12 (június 28.). - S. 4755-4761. - doi : 10.1002/2015GL063863 .
  18. ↑ A NASA MAVEN küldetése feltárta, hogy a Mars légkörében fém van , közös kiadás , Amerikai Geofizikai Unió (2017. április 10.). Archiválva az eredetiből 2017. október 14-én. Letöltve: 2017. október 13.
  19. ↑ A Mars 4 milliárd évvel ezelőtt gazdag volt oxigénben – állapították meg a tudósok | RIA Novosti . Letöltve: 2013. június 21. Az eredetiből archiválva : 2015. december 23..
  20. ↑ L. Maltagliati, F. Montmessin, A. Fedorova, O. Korablev, F. Forget, J.-L. Bertaux. A Mars légkörének telítettségét meghaladó vízgőz bizonyítéka  : [ eng. ] // Tudomány. - 2011. - T. 333. sz. 6051 (szeptember 30.). - S. 1868-1871. - doi : 10.1126/science.1207957 .
  21. ↑ Webster CR et al. Mars metánészlelés és változékonyság a Gale kráternél  : [ eng. ] // Tudomány. - 2015. - T. 347, sz. 6220 (január 23.). — S. 415–417. - doi : 10.1126/tudomány.1261713 .
  22. ↑ Az összes metán titokzatosan eltűnt a Mars légköréből: a tudósok tanácstalanok A Wayback Machine 2018. december 19-i archív másolata // Popular Mechanics , 2018. december
  23. ↑ A Mars életjeleket talált // Szalag. Ru , 2019. június 23
  24. ↑ Az élet nyomában archiválva 2021. június 2-án a Wayback Machine -nél , 2021. május 27.
  25. ↑ Oleg Korablev et al. Nem észleltek metánt a Marson a korai ExoMars Trace Gas Orbiter megfigyelések alapján Archiválva 2021. május 26-án a Wayback Machine -nél, 2019. április 10.
  26. ↑ Az ExoMars orbiter folytatja az élet legfontosabb jeleinek keresését a Marson. Archiválva : 2021. augusztus 2. a Wayback Machine -nél , 2021.07.20 .
  27. ↑ Villanueva GL, Mumma MJ, Novak RE. A szerves anyagok (CH 4 , CH 3 OH, H 2 CO, C 2 H 6 , C 2 H 2 , C 2 H 4 ), hidroperoxil (HO 2 ) érzékeny keresése , nitrogénvegyületek (N 2 O, NH 3 , HCN) és klórfajták (HCl, CH 3 Cl) a Marson földi nagyfelbontású infravörös spektroszkópia segítségével : [ eng. ] // Ikarosz. - 2013. - T. 223. sz. 1 (március). — P. 11–27. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.11.013 .
  28. ↑ Jerry kávé. Levegő a Marson  . Universe Today (2008. június 5.). Letöltve: 2017. július 31. Az eredetiből archiválva : 2017. július 31.
  29. ↑ Sok vízgőz van a Mars légkörében , infuture.ru  (2013. június 13.). Az eredetiből archiválva : 2013. december 16. Letöltve: 2017. szeptember 30.
  30. ↑ Nancy Atkinson . HÓ ESIK A MARSI FELHŐRŐL , Universe Today  (2008. szeptember 29.). Archiválva az eredetiből 2017. augusztus 31-én. Letöltve: 2017. augusztus 30.
  31. ↑ Ivan Umnov . Víz a Marson: Felhők és hóesés , Csillagküldetés - csillagászati ​​és asztrofizikai hírek  (2009.07.06.). Archiválva az eredetiből 2017. október 22-én. Letöltve: 2017. október 20.
  32. ↑ Aymeric Spiga, David P. Hinson, Jean-Baptiste Madeleine, Thomas Navarro, Ehouarn Millour, François Forget és Franck Montmessin. Hócsapadék a Marson, felhők által kiváltott éjszakai konvekció : [ eng. ] // Természetföldtudomány. - 2017. - T. 10 (augusztus 21.). — S. 652–657. - doi : 10.1038/ngeo3008 .
  33. ↑ Koroljev, Vlagyimir . Mikrohullású hóviharokat jósoltak a Marson , N+1  (2017. augusztus 23.). Archiválva az eredetiből 2017. augusztus 31-én. Letöltve: 2017. augusztus 30.
  34. ↑ 1 2 M. T. Lemmon et. al. Atmoszférikus képalkotási eredmények a Mars-kutatójárókból: Szellem és lehetőség: [ eng. ] // Tudomány. - 2004. - T. 306. szám. 5702 (december 3.). - S. 1753-1756. - doi : 10.1126/tudomány.1104474 .
  35. ↑ Brain, DA, JS Halekas, LM Peticolas, RP Lin, JG Luhmann, DL Mitchell, GT Delory, SW Bougher, MH Acuña és H. Rème. Az aurórák eredetéről a Marson: [ eng. ] // Geophys. Res. Lett.. - 2006. - T. 33, sz. 1 (január 16.). - S. L01201. - doi : 10.1029/2005GL024782 .
  36. ↑ Vadim Bajbikov. A tudósok rájöttek, hogy miért van aurora a Marson (hozzáférhetetlen link) . 24space.ru – Hírek az űrről és az űrhajózásról (2015. november 9.). Letöltve: 2017. október 17. Az eredetiből archiválva : 2017. október 18.. 
  37. ↑ Bertaux JL et al. Aurora felfedezése a Marson: [ eng. ] // Természet. - 2005. - T. 435, szám. 7043 (június 9.). — S. 790–794. - doi : 10.1038/nature03603 .
  38. ↑ Sarah Ramsey . A NASA űrszondája észleli az Aurorát és a titokzatos porfelhőt a Mars körül , NASA (2015. március 18.). Archiválva az eredetiből 2017. április 29-én. Letöltve: 2017. október 2.
  39. ↑ Kristina Ulasovich . A napkitörés felragyogtatta a Marsot , N+1  (2017. október 2.). Archiválva az eredetiből 2017. október 3-án. Letöltve: 2017. október 2.
  40. ↑ Tony Greicius . A nagy napvihar globális aurórát gyújt, és megduplázza a sugárzás szintjét a Mars felszínén , NASA (2017. szeptember 29.). Archiválva az eredetiből 2017. október 1-jén. Letöltve: 2017. október 2.
  41. ↑ Schneider NM et al. Diffúz aurora felfedezése a Marson  : [ eng. ] // Tudomány. - 2015. - T. 350, sz. 6261 (november 6.). - S. 6261. - doi : 10.1126/science.aad0313 .
  42. ↑ A föld légkörében a por nem ér el ilyen magasságot, mivel a nedvesség lecsapódása miatt még a troposzférában is kimosódik.
  43. ↑ B. Sánchez-Cano, M. Lester, O. Witasse, SE Milan, BES Hall, P.-L. Blelli, SM Radicella, DD Morgan. A marsi ionoszférában a skálamagasság változásának bizonyítékai a napciklus során  : [ eng. ] // J. Geophys. Res. (Űrfizika). - 2015. - T. 120. sz. 12-én (december). — S. 10.913–10.925. - doi : 10.1002/2015JA021949 .