Teplota na planetách sluneční soustavy. Teplota na Marsu - Cold Mystery Minimální teplota na Marsu

Planeta Mars má rovníkový průměr 6787 km, tj. 0,53 Země. Polární průměr je o něco menší než rovníková (6753 km) v důsledku polární komprese rovné 1/191 (proti 1/298 na Zemi). Mars rotuje kolem své osy stejným způsobem jako Země: jeho rotační doba je 24 hodin. 37 minut 23 sekund, což je pouze 41 minut. 19 s delší než doba rotace Země. Osa otáčení je nakloněna k orbitální rovině pod úhlem 65 °, téměř rovným úhlu sklonu zemské osy (66 °, 5). To znamená, že změna dne a noci, stejně jako změna ročních období na Marsu, probíhá podobně jako na Zemi. Existuje a klimatické zóny, podobně jako suchozemské: tropické (zeměpisná šířka tropů ± 25 °), dvě mírné a dvě polární (zeměpisná šířka polárních kruhů ± 65 °).

Vzhledem k odlehlosti Marsu od Slunce a vzácnosti atmosféry je však klima planety mnohem přísnější než klima Země. Rok Marsu (687 Země nebo 668 Marťanských dnů) je téměř dvakrát tak dlouhý jako Země, což znamená, že roční období trvají také déle. Vzhledem k velké excentricitě oběžné dráhy (0,09) se trvání a povaha ročních období Marsu liší v severní a jižní polokouli planety.

Léta jsou tedy na severní polokouli Marsu dlouhá, ale chladná a zimy krátké a mírné (Mars je v této době blízko perihelionu), zatímco na jižní polokouli jsou léta krátká, ale teplá a zimy dlouhé a drsný. Na disku Marsu v polovině 17. století. byly vidět tmavé a světlé oblasti. V roce 1784

V. Herschel upozornil na sezónní změny velikosti bílých skvrn na pólech (polárních čepicích). V roce 1882 sestavil italský astronom J. Schiaparelli podrobná mapa Mars a dal systém jmen pro podrobnosti jeho povrchu; mezi tmavými skvrnami zvýraznění „moře“ (v latinské klisně), „jezera“ (lacus), „zátoky“ (sinus), „bažiny“ (palus), „úžiny“ (freturn), „prameny“ (slatiny), „ mysy (promontorium) a „oblasti“ (regio). Všechny tyto pojmy byly samozřejmě čistě konvenční.

Teplotní režim na Marsu vypadá takto. Během denního světla v rovníkové oblasti, pokud je Mars blízko perihelionu, může teplota vystoupit na + 25 ° C (asi 300 ° K). Ale do večera klesne na nulu a níže a během noci je planeta ještě více ochlazována, protože řídká suchá atmosféra planety nedokáže udržet teplo přijaté ze Slunce během dne.

průměrná teplota na Marsu je to mnohem nižší než na Zemi, - asi -40 ° C. Za nejpříznivějších podmínek v létě v denní polovině planety se vzduch ohřeje na 20 ° C - pro obyvatele Země. Ale v zimních nocích může mráz dosáhnout -125 ° C. Při zimních teplotách dokonce zmrzne oxid uhličitý, který se mění na suchý led. Takové prudké změny teploty jsou způsobeny skutečností, že řídká atmosféra Marsu není schopna dlouho zadržovat teplo. První měření teploty Marsu pomocí teploměru umístěného v ohnisku reflektorového dalekohledu byla provedena na počátku 20. let. Měření provedená V. Lamplandem v roce 1922 poskytla průměrnou povrchovou teplotu Marsu -28 ° С, E. Pettit a S. Nicholson získali v roce 1924 -13 ° С. Nižší hodnota byla získána v roce 1960. W. Synton a J. Strong: -43 ° C Později, v 50. a 60. letech. nashromáždili a shrnuli četná měření teploty v různé body povrchu Marsu, v různých ročních obdobích a dobách dne. Z těchto měření vyplynulo, že během dne na rovníku může teplota dosáhnout + 27 ° С, ale ráno až do -50 ° С.

Po přistání na Marsu měřila sonda Viking teplotu v blízkosti povrchu. Navzdory skutečnosti, že v této době na jižní polokouli bylo léto, teplota atmosféry poblíž povrchu, teplota v ranních hodinách byla - 160 ° С, ale v poledne vzrostla na -30 ° С. Tlak atmosféry na povrchu planety je 6 milibarů (tj. 0,006 atmosféry). Po kontinentech (pouštích) Marsu se neustále řítí mraky jemného prachu, který je vždy lehčí než skály, ze kterých se formoval. Prach a rozjasňuje kontinenty v červených paprscích.

Pod vlivem větrů a tornád může prach na Marsu stoupat do atmosféry a zůstat v něm dlouho. Silné prachové bouře byly pozorovány na jižní polokouli Marsu v letech 1956, 1971 a 1973. Jak ukazují spektrální pozorování v infračervených paprskech, v atmosféře Marsu (stejně jako v atmosféře Venuše) je hlavní složkou oxid uhličitý (CO3). Dlouhodobé hledání kyslíku a vodní páry zpočátku vůbec neposkytlo spolehlivé výsledky, a poté se zjistilo, že kyslík v atmosféře Marsu nebyl vyšší než 0,3%.

Pokud se chystáte strávit dovolenou na jiné planetě, je důležité se dozvědět o možných klimatických změnách :) Ale vážně, mnoho lidí ví, že většina planet v naší sluneční soustavě má \u200b\u200bextrémní teploty, které nejsou vhodné pro klidné bydlení. Ale jaké jsou přesně teploty na povrchu těchto planet? Níže nabízím malý přehled teplot planet ve sluneční soustavě.

Rtuť

Merkur je planeta nejblíže ke Slunci, takže by se dalo předpokládat, že neustále září jako pec. Přestože teplota na Merkuru může dosáhnout 427 ° C, může také klesnout na velmi nízkých -173 ° C. K tak velkému teplotnímu rozdílu dochází u rtuti, protože nemá žádnou atmosféru.

Venuše

Venuše, druhá nejbližší planeta ke Slunci, má nejvyšší průměrné teploty ze všech ostatních planet v naší sluneční soustavě, přičemž teploty pravidelně dosahují 460 ° C. Venuše je tak horká kvůli své blízkosti ke Slunci a své husté atmosféře. Atmosféra Venuše se skládá z hustých mraků obsahujících oxid uhličitý a oxid siřičitý. To vytváří silný skleníkový efekt, který zachycuje sluneční teplo v atmosféře a přeměňuje planetu na pec.

Země

Země je třetí planetou od Slunce a je stále jedinou planetou známou svou schopností podporovat život. Průměrná teplota na Zemi je 7,2 ° C, ale mění se s velkými odchylkami od tohoto indikátoru. Nejvyšší teplota, která kdy byla na Zemi zaznamenána, byla v Íránu 70,7 ° C. Nejvíc nízká teplota byla a dosahuje -91,2 ° C

Mars

Mars je chladný, protože zaprvé nemá žádnou konzervativní atmosféru vysoká teplota, a za druhé, nachází se relativně daleko od Slunce. Vzhledem k tomu, že Mars má eliptickou dráhu (v některých bodech oběžné dráhy se dostává mnohem blíže ke Slunci), mohou se během léta jeho teploty odchýlit o 30 ° C od normálu na severní a jižní polokouli. Minimální teplota Mars má přibližně -140 ° C a nejvyšší je 20 ° C.

Jupiter

Jupiter nemá žádný pevný povrch, protože je to plynný obr, takže nemá žádnou povrchovou teplotu. Na vrcholu Jupiterových mraků je teplota asi -145 ° C. Jak sestupujete blíže ke středu planety, teplota stoupá. V místě, kde je atmosférický tlak desetkrát větší než tlak Země, je teplota 21 ° C, což někteří vědci vtipně nazývají „pokojová teplota“. V jádru planety jsou teploty mnohem vyšší a dosahují kolem 24 000 ° C. Pro srovnání stojí za zmínku, že Jupiterovo jádro je teplejší než povrch slunce.

Saturn

Stejně jako u Jupiteru zůstává teplota v horních vrstvách atmosféry Saturnu velmi nízká - dosahuje asi -175 ° C - a zvyšuje se s přiblížením ke středu planety (až 11 700 ° C v jádru). Saturn ve skutečnosti sám vyrábí teplo. Generuje 2,5krát více energie, než přijímá ze Slunce.

Uran

Uran je nejchladnější planeta s nejnižší zaznamenanou teplotou -224 ° C. Přestože je Uran daleko od Slunce, není to jediný důvod jeho nízkých teplot. Všichni ostatní plynoví giganti v naší sluneční soustavě vyzařují ze svých jader více tepla, než dostávají ze slunce. Uran má jádro s teplotou přibližně 4737 ° C, což je pouze jedna pětina teploty Jupiterova jádra.

Neptune

S teplotami až 218 ° C v horních vrstvách atmosféry Neptuna je tato planeta jednou z nejchladnějších v naší sluneční soustavě. Stejně jako plynní obři má Neptun mnohem teplejší jádro, které se pohybuje kolem 7000 ° C.

Níže je uveden graf zobrazující planetární teploty jak ve stupních Fahrenheita (° F), tak ve stupních Celsia (° C). Vezměte prosím na vědomí, že Pluto není od roku 2006 klasifikováno jako planeta (viz.

Mars má nyní suché a chladné podnebí (vlevo), ale v raných fázích vývoje planety s největší pravděpodobností existovala tekutá voda a hustá atmosféra (vpravo).

Studie

Historie pozorování

Aktuální pozorování

Počasí

Teplota

Průměrná teplota na Marsu je mnohem nižší než na Zemi: -63 ° C. Vzhledem k tomu, že atmosféra Marsu je velmi vzácná, nevyhlazuje špatně denní výkyvy povrchové teploty. Za nejpříznivějších podmínek v létě, v denní polovině planety, se vzduch ohřívá na 20 ° C (a na rovníku - až +27 ° C) - což je pro obyvatele Země naprosto přijatelná teplota. Maximální teplota vzduchu zaznamenaná roverem Spirit byla +35 ° C. Ale zima v noci mráz může dosáhnout i na rovníku od -80 ° C do -125 ° C a na pólech noční teplota může klesnout na -143 ° C. Denní výkyvy teploty však nejsou tak výrazné jako na Měsíci bez atmosféry a Merkuru. Na Marsu jsou teplotní oázy v oblastech fénixského „jezera“ (sluneční náhorní plošina) a země Noe teplotní rozdíl se pohybuje od -53 ° С do + 22 ° С v létě a od -103 ° С do -43 ° С v zimě. Mars je tedy velmi chladný svět, klima je mnohem drsnější než v Antarktidě.

Tlak atmosféry

Atmosféra Marsu je vzácnější než vzduchový plášť Země a více než 95% tvoří oxid uhličitý a obsah kyslíku a vody je zlomek procenta. Průměrný tlak atmosféry na povrch je v průměru 0,6 kPa nebo 6 mbar, což je o 160 méně než Země nebo stejné jako Země ve výšce téměř 35 km od zemského povrchu). Tlak atmosféry prochází silnými denními a sezónními změnami.

Oblačnost a srážky

Vodní pára marťanská atmosféra ne více než tisícina procenta, nicméně podle výsledků nedávných (2013) studií je to stále více, než se dříve předpokládalo, a více než v horních vrstvách zemské atmosféry a při nízkém tlaku a teplotě je ve stavu blízkém nasycení, proto se často shromažďuje v oblacích. Typicky se vodní mraky tvoří 10-30 km nad povrchem. Jsou soustředěny hlavně na rovníku a jsou pozorovány téměř po celý rok. Mraky pozorované na vysokých úrovních atmosféry (přes 20 km) jsou tvořeny kondenzací CO 2. Stejný proces je zodpovědný za tvorbu nízkých mraků (v nadmořské výšce méně než 10 km) v polárních oblastech v zimě, kdy atmosférická teplota klesne pod bod mrazu CO 2 (-126 ° C); v létě se podobné tenké útvary tvoří z ledu Н 2 О

Útvary kondenzační povahy jsou také představovány mlhami (nebo mlhami). Často stojí nad nížinami - kaňony, údolími - a v chladném počasí na dně kráterů.

V atmosféře Marsu se mohou vyskytovat vánice. Mars rover "Phoenix" v roce 2008 pozorován v cirkumpolárních oblastech virgu - srážení pod mraky, odpařování před dosažením povrchu planety. Podle původních odhadů byla rychlost klesajících srážek ve virze velmi pomalá. Nedávné (2017) simulace Marsu atmosférické jevy ukázal, že ve středních zeměpisných šířkách, kde dochází k pravidelné změně dne a noci, se po západu slunce mraky prudce ochladí, což může vést k vánicím, během nichž může rychlost částic ve skutečnosti dosáhnout 10 m / s. Vědci připouštějí, že silný vítr v kombinaci s nízkou oblačností (obvykle se vytvářejí mraky na Marsu v nadmořské výšce 10-20 km) může vést k tomu, že na povrch Marsu bude padat sníh. Tento jev je podobný pozemským mikroburstům - bouřkám od větru po rychlosti až 35 m / s, často spojeným s bouřkami.

Sníh byl skutečně pozorován mnohokrát. Například v zimě 1979 napadla v přistávací ploše Viking-2 tenká vrstva sněhu, která trvala několik měsíců.

Prachové bouře a tornáda

Charakteristickým rysem atmosféry Marsu je stálá přítomnost prachu, jehož částice jsou velké asi 1,5 mm a sestávají hlavně z oxidu železa. Nízká gravitace umožňuje i zředěným proudům vzduchu zvedat obrovské prachové mraky až na 50 km. A větry, které jsou jedním z projevů teplotních rozdílů, často vanou přes povrch planety (zejména koncem jara - začátkem léta na jižní polokouli, kdy je teplotní rozdíl mezi hemisférami obzvláště ostrý) a jejich rychlost dosahuje 100 slečna. Vznikají tak rozsáhlé prachové bouře, které byly dlouho pozorovány ve formě jednotlivých žlutých mraků a někdy ve formě souvislého žlutého závoje pokrývajícího celou planetu. Nejčastěji se prachové bouře vyskytují poblíž polárních čepic, jejich trvání může dosáhnout 50-100 dnů. Slabý žlutý opar v atmosféře je zpravidla pozorován po velkých prachových bouřích a je snadno detekovatelný fotometrickými a polarimetrickými metodami.

Prachové bouře, dobře pozorovatelné na snímcích pořízených z orbiterů, se ukázaly jako sotva patrné, když byly natočeny z přistávajících vozidel. Průchod prachových bouří v místech jejich přistání vesmírné stanice byla zaznamenána pouze prudkou změnou teploty, tlaku a velmi slabým ztmavnutím obecného pozadí oblohy. Prašná vrstva, která se po bouři usadila v blízkosti míst přistání Vikingů, byla jen několik mikrometrů. To vše naznačuje poměrně nízkou nosnost marťanské atmosféry.

Od září 1971 do ledna 1972 došlo na Marsu ke globální prachové bouři, která dokonce zabránila fotografování povrchu ze sondy Mariner 9. Hmotnost prachu v atmosférickém sloupci (s optickou tloušťkou od 0,1 do 10), odhadovaná během tohoto období, se pohybovala v rozmezí 7,8 - 10 - 5 až 1,66 - 10 - 3 g / cm 2. Takto, celková váha částice prachu v atmosféře Marsu mohou v období globálních prachových bouří dosáhnout 10 8 - 10 9 tun, což je srovnatelné s celkovým množstvím prachu v pozemská atmosféra.

Otázka dostupnosti vody

Pro stabilní existenci čisté vody v kapalném stavu teplota a parciální tlak vodní páry v atmosféře by měl být nad trojným bodem fázového diagramu, zatímco nyní jsou daleko od odpovídajících hodnot. Studie provedené kosmickou lodí Mariner 4 v roce 1965 to skutečně ukázaly kapalná voda ne v současné době na Marsu, ale údaje z roverů NASA a Opportunity naznačují přítomnost vody v minulosti. 31. července 2008 byla na Marsu objevena ledová voda v místě přistání kosmické lodi Phoenix Phoenix. Zařízení našlo usazeniny ledu přímo v zemi. Existuje několik faktů, které podporují tvrzení o přítomnosti vody na povrchu planety v minulosti. Nejprve byly nalezeny minerály, které se mohly tvořit pouze v důsledku dlouhodobého vystavení vodě. Zadruhé, velmi staré krátery jsou z povrchu Marsu prakticky vymazány. Moderní atmosféra nemohla způsobit takové zničení. Studium rychlosti formování a eroze kráterů umožnilo zjistit, že vítr a voda je zničily především před 3,5 miliardami let. Mnoho vpustí má přibližně stejný věk.

NASA 28. září 2015 oznámila, že na Marsu v současné době existují sezónní proudy tekuté slané vody. Tyto formace se projevují v teplém období a mizí v chladu. Planetární vědci dospěli ke svým závěrům analýzou vysoce kvalitních snímků získaných pomocí vědeckého přístroje High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

25. července 2018 byla vydána zpráva o objevu na základě výzkumu radarem MARSIS. Práce ukázala přítomnost subglaciálního jezera na Marsu, které se nacházelo v hloubce 1,5 km pod ledem jižní polární čepice (při Planum australe), široký asi 20 km. Toto se stalo první známou trvalou vodní plochou na Marsu.

Roční období

Stejně jako na Zemi, na Marsu dochází ke změně ročních období v důsledku sklonu osy otáčení k rovině oběžné dráhy, takže v zimě na severní polokouli roste polární čepice a na jižní téměř mizí a po šesti měsících hemisféry mění místo. Zároveň díky poměrně velké excentricitě oběžné dráhy planety v perihelionu (zimní slunovrat na severní polokouli) přijímá až o 40% více slunečního záření než v aphelionu a na severní polokouli je zima krátká a relativně mírná a léto je dlouhé, ale chladné, na jihu je naopak léto krátké a relativně teplé a zima dlouhá a studená. V tomto ohledu jižní čepice v zimě dorůstá až do poloviny vzdálenosti mezi rovníkem a severní pouze do třetiny. Když léto přijde na jeden z pólů, oxid uhličitý z odpovídajícího polárního víčka se odpaří a vstoupí do atmosféry; větry ji unášejí k opačné čepici, kde opět mrzne. Dochází tedy k cyklu oxidu uhličitého, který spolu s různými velikostmi polárních čepiček způsobuje změnu tlaku atmosféry Marsu, když se točí kolem Slunce. Vzhledem k tomu, že v zimě v polárním uzávěru zmrzne až 20–30% celé atmosféry, tlak v odpovídající oblasti odpovídajícím způsobem klesá.

Časem se mění

Stejně jako na Zemi i klima na Marsu prošlo dlouhodobými změnami a v raných fázích vývoje planety se velmi lišilo od současnosti. Rozdíl je v tom, že hlavní roli v cyklických změnách klimatu Země hraje změna excentricity oběžné dráhy a precese osy otáčení, zatímco sklon osy otáčení zůstává přibližně konstantní díky stabilizačnímu účinku Měsíc, zatímco Mars, který nemá tak velký satelit, může podstoupit významné změny sklonu osy jeho rotace. Výpočty ukázaly, že sklon osy rotace Marsu, která je nyní 25 ° - přibližně stejná velikost jako Země, - se v nedávné minulosti rovnal 45 ° a na stupnici milionů let mohl kolísat od 10 ° až 50 °.

Atmosférické složení

Atmosféra Marsu je vzácnější než vzduchový plášť Země a 95% tvoří oxid uhličitý, asi 4% dusík a argon. Kyslík a vodní pára v marťanské atmosféře jsou menší než 1%. Průměrný atmosférický tlak na povrchu je 160krát nižší než na povrchu Země.

Hmotnost atmosféry se v průběhu roku značně mění kvůli kondenzaci zimní čas a odpařování v létě, velké objemy oxidu uhličitého na pólech, v polárních čepičkách.

Oblačnost a srážky

V marťanské atmosféře je velmi málo vodní páry, ale při nízkých tlacích a teplotách je ve stavu blízkém nasycení a často se hromadí v mracích. Marťanská mračna jsou ve srovnání s pozemskými spíše nevýrazná.

Teplota

Průměrná teplota na Marsu je mnohem nižší než na Zemi - asi -40 ° C. Za nejpříznivějších podmínek v létě, v denní polovině planety, se vzduch ohřívá na 20 ° C - což je pro obyvatele Země naprosto přijatelná teplota. Ale v zimní noci může mráz dosáhnout až -125 ° C. V zimních teplotách dokonce oxid uhličitý zmrzne na suchý led. Takové prudké změny teploty jsou způsobeny skutečností, že řídká atmosféra Marsu není schopna dlouho zadržovat teplo. V důsledku četných měření teplot v různých bodech na povrchu Marsu se ukázalo, že během dne na rovníku může teplota dosáhnout + 27 ° С, ale ráno klesne na -50 ° С.

Na Marsu jsou také teplotní oázy, v oblastech fénixského „jezera“ (sluneční planina) a Noemovy země je teplotní rozdíl od -53 ° C do +22 ° C v létě a od -103 ° C do -43 ° C v zimě. Mars je tedy velmi chladný svět, ale klima tam není mnohem drsnější než v Antarktidě. Když byly na Zemi přeneseny první fotografie z povrchu Marsu pořízené Vikingem, vědci byli velmi překvapeni, když zjistili, že marťanská obloha není černá, jak se předpokládalo, ale růžová. Ukázalo se, že prach suspendovaný ve vzduchu absorbuje 40% přicházejícího slunečního světla a vytváří barevný efekt.

Prachové bouře a tornáda

Větry jsou jedním z projevů teplotních rozdílů. Na povrch planety často fouká silný vítr, jehož rychlost dosahuje 100 m / s. Nízká gravitace umožňuje i tenkým proudům vzduchu zvedat obrovské mraky prachu. Někdy jsou poměrně velké oblasti na Marsu pokryty velkolepými prachovými bouřemi. Nejčastěji se vyskytují v blízkosti polárních čepiček. Globální prachová bouře na Marsu zabránila povrchové fotografii ze sondy Mariner 9. Zuřil od září do ledna 1972 a do atmosféry ve výšce více než 10 km zvedal asi miliardu tun prachu. Prachové bouře se nejčastěji vyskytují v obdobích velké opozice, kdy se léto na jižní polokouli shoduje s průchodem Marsu přes perihelion.

Prachová tornáda jsou dalším příkladem teplotních procesů na Marsu. Taková tornáda jsou na Marsu velmi běžná. Zvyšují prach do atmosféry a jsou způsobeny teplotními rozdíly. Důvod: během dne se povrch Marsu dostatečně zahřívá (někdy až na kladné teploty), ale v nadmořské výšce až 2 metry od povrchu zůstává atmosféra stejně chladná. Takový pokles způsobuje nestabilitu a zvyšuje prach ve vzduchu, což má za následek prachové ďábly.

Roční období

V tuto chvíli je známo, že ze všech planet sluneční soustavy je Mars nejvíce podobný Zemi. Osa rotace Marsu je nakloněna k jeho orbitální rovině přibližně o 23,9 °, což je srovnatelné se sklonem zemské osy, která je 23,4 °, a marťanské dny se prakticky shodují se zemskými - proto, podobně jako na Zemi , roční období se mění. Sezónní změny jsou nejvýraznější v polárních oblastech. V zimě zaujímají polární čepice významnou oblast. Hranice severní polární čepičky se může vzdálit od pólu o třetinu vzdálenosti k rovníku a hranice jižní čepice pokrývá polovinu této vzdálenosti. Tento rozdíl je způsoben skutečností, že na severní polokouli dochází k zimě, když Mars prochází perihéliem své dráhy, a na jižní - když aféliem. Z tohoto důvodu jsou zimy na jižní polokouli chladnější než na severní. A doba trvání každé ze čtyř marťanských sezón se liší v závislosti na vzdálenosti od Slunce. Proto na severní polokouli na Marsu jsou zimy krátké a relativně „mírné“, zatímco léta jsou dlouhá, ale chladná. Na jihu je naopak léto krátké a relativně teplé a zima dlouhá a chladná.

S příchodem jara se polární čepice začíná „zmenšovat“ a zanechává za sebou postupně mizející ledové ostrovy. Zároveň se z pólů na rovník šíří tzv. Ztmavující vlna. Moderní teorie to vysvětlují skutečností, že jarní větry nesou velké masy půdy podél meridiánů s různými reflexními vlastnostmi.

Zdá se, že žádná z čepic úplně nezmizí. Před začátkem průzkumu Marsu pomocí meziplanetárních sond se předpokládalo, že jeho polární oblasti byly pokryty zmrzlou vodou. Přesnější moderní pozemní a prostorová měření byla nalezena ve složení marťanský led také zmrazený oxid uhličitý. V létě se odpařuje a vstupuje do atmosféry. Větry ji přenášejí na protější polární čepici, kde opět mrzne. Tento cyklus oxidu uhličitého a různé velikosti polárních čepiček vysvětlují variabilitu tlaku v marťanské atmosféře.

Reliéf marťanského povrchu je složitý a má mnoho detailů. Vysušená koryta řeky a kaňony na povrchu Marsu vedla ke spekulacím o existenci rozvinuté civilizace na Marsu - podrobněji viz článek Život na Marsu.

Typická marťanská krajina připomíná suchozemskou poušť a povrch Marsu má načervenalý odstín kvůli vysokému obsahu oxidů železa v marťanském písku.

Odkazy

Wikimedia Foundation. 2010.

Podívejte se, co je „Klima Marsu“ v jiných slovnících:

Podnebí - získejte aktivní kupón na 220 V na Akademiku nebo kupte klima za nízkou cenu při prodeji 220 V

Město Marsa Alam Země Egypt Egypt Mu ... Wikipedia

Mars polární čepice ... Wikipedia

Polární čepice Marsu Hydrosféra Marsu je agregát zásob vody planety Mars, kterou představuje vodní led v polárních čepicích Marsu, led pod povrchem a možné zásobníky kapalné vody a vodných solných roztoků v horních vrstvách ... ... Wikipedia

- "The Sands of Mars" The Sands of Mars Edition 1993, "North West" Žánr: Román

Mapa Marsu od Giovanniho Schiaparelliho Marťan vysílá síť dlouhých přímek v rovníkové oblasti Marsu, objevenou italským astronomem Giovannim Schiaparelli během opozice v roce 1877 a potvrzená následnými pozorováními ... ... Wikipedia

Planeta Mars, stejně jako další blízký soused Země, Venuše, byla podrobena nejintenzivnějšímu studiu astronomů od starověku. Viditelné i pouhým okem je od starověku zahaleno tajemstvím, legendami a spekulacemi. A dnes nevíme všechno o Červené planetě, nicméně mnoho informací získaných během staletí pozorování a studia vyvrátilo některé mýty, pomohlo člověku pochopit mnoho procesů probíhajících na tomto vesmírném objektu. Teplota na Marsu, složení jeho atmosféry, rysy pohybu na oběžné dráze po zdokonalení metod technického výzkumu a počátku vesmírný věk se podařilo přejít z kategorie předpokladů do hodnosti nesporných faktů. Většinu údajů o tak blízkém i vzdáleném sousedovi je však třeba ještě vysvětlit.

Čtvrtý

Mars se nachází jeden a půlkrát dále od Slunce než naše planeta (vzdálenost se odhaduje na 228 milionů km). Podle tohoto parametru mu patří čtvrté místo. Za oběžnou dráhou Rudé planety leží hlavní pás asteroidů a Jupiterovo „panství“. Letí kolem naší hvězdy asi za 687 dní. Oběžná dráha Marsu je zároveň silně protáhlá: jeho perihelion se nachází ve vzdálenosti 206,7 a jeho aphelion je 249,2 milionu km. Den zde trvá jen o téměř 40 minut déle než na Zemi: 24 hodin a 37 minut.

Malý bratr

Mars patří k pozemským planetám. Hlavní látky tvořící jeho strukturu jsou kovy a křemík. Mezi podobnými objekty má velikost pouze před Merkurem. Průměr Rudé planety je 6 786 kilometrů, což je zhruba polovina průměru Země. Hmotnost Marsu je však horší než naše vesmírný dům 10 krát. Plocha celého povrchu planety mírně přesahuje plochu zemských kontinentů, dohromady, s výjimkou rozlehlosti Světového oceánu. Hustota je zde také nižší - je pouze 3,93 kg / m 3.

Hledání života

Přes zřejmý rozdíl mezi Marsem a Zemí byl po dlouhou dobu považován za skutečného kandidáta na titul obydlené planety. Před začátkem vesmírného věku vědci, kteří pozorovali načervenalý povrch tohoto kosmického těla dalekohledem, pravidelně objevovali známky života, které však brzy našly prozaičtější vysvětlení.

Postupem času byly jasně definovány podmínky, za kterých se mimo Zemi mohly objevit alespoň ty nejjednodušší organismy. Patří mezi ně určité teplotní parametry a přítomnost vody. Hodně výzkumu na Rudé planetě si kladlo za cíl zjistit, zda se tam vyvinulo vhodné klima, a pokud možno najít stopy života.

Teplota na Marsu

Červená planeta je nehostinný svět. Značná vzdálenost od Slunce to znatelně ovlivňuje klimatické podmínky tohoto vesmírného těla. Teploty na Marsu ve stupních Celsia se pohybují v průměru od -155 ° do + 20 °. Je tu mnohem chladněji než na Zemi, protože jeden a půlkrát dál odtud Slunce ohřívá povrch napůl tak slabě. Tyto nepříznivé podmínky zhoršuje zředěná atmosféra, která umožňuje, aby záření procházelo dobře, jak je známo, destruktivní pro všechny živé věci.

Taková fakta snižují na minimum šance na nalezení stop po existujících nebo kdysi vyhynulých organismech na Marsu. K této otázce však dosud nebyl bod uveden.

Určující faktory

Teplota na Marsu i na Zemi závisí na poloze planety vzhledem k hvězdě. Jeho maximální hodnota (20–33 °) je pozorována během dne v oblasti rovníku. Minimálních hodnot (až -155 °) je dosaženo poblíž jižního pólu. Pro celou planetu jsou charakteristické výrazné teplotní výkyvy.

Tyto rozdíly ovlivňují obojí klimatické rysy Mars a na něm vnější vzhled... Hlavní, viditelnou i ze Země, detailem jejího povrchu jsou polární čepice. V důsledku výrazného zahřívání v létě a ochlazování v zimě procházejí znatelnými změnami: někdy se zmenšují, dokud téměř úplně nezmizí, pak se opět zvětšují.

Je na Marsu voda?

Když v jedné z hemisfér začne léto, odpovídající polární čepice se začne zmenšovat. Vzhledem k orientaci osy planety, když se blíží k bodu perihelionu, se jižní polovina otáčí ke Slunci. Ve výsledku je zde léto o něco teplejší a polární čepice mizí téměř úplně. Na severu tento účinek není pozorován.

Změny ve velikosti polárních čepic vedly vědce k domněnce, že tomu tak není běžný led... Dosavadní data nám umožňují učinit předpoklad, že oxid uhličitý, který obsahuje velké množství atmosféry Marsu, hraje při jejich vzniku významnou roli. V chladném období zde teplota dosahuje bodu, kdy se obvykle změní na takzvaný suchý led. Je to on, kdo se s příchodem léta začíná tát. Voda je podle vědců přítomna také na planetě a tvoří tu část polárních čepiček, která zůstává nezměněna i při zvýšení teploty (zahřívání je pro její zmizení nedostatečné).

Planeta Mars se zároveň nemůže chlubit tím, že má hlavní zdroj života v kapalném stavu. Naděje na jeho objev byla po dlouhou dobu inspirována oblastmi reliéfu, které velmi připomínaly koryta řek. Stále není zcela jasné, co by mohlo vést k jejich vzniku, kdyby na Rudé planetě nikdy nebyla kapalná voda. Atmosféra Marsu svědčí o „suché“ minulosti. Jeho tlak je tak nevýznamný, že bod varu vody klesá na teploty, které jsou pro Zemi neobvykle nízké, to znamená, že zde může existovat pouze v plynném stavu. Teoreticky mohl mít Mars v minulosti hustší atmosféru, ale potom by po něm zanechal stopy ve formě těžkých inertních plynů. Dosud však nebyly nalezeny.

Větry a bouře

Teplota na Marsu, přesněji její poklesy, vede k rychlému pohybu vzduchové hmoty na polokouli, kde přišla zima. Větry, které v tomto případě vznikají, dosahují 170 m / s. Na Zemi by takové jevy doprovázely sprchy, ale Červená planeta na to nemá dostatečné zásoby vody. Vyskytují se tu prachové bouře, tak rozsáhlé, že někdy pokrývají celou planetu. Zbytek času je téměř vždy jasné počasí (k vytvoření významného množství mraků je také potřeba voda) a velmi průhledný vzduch.

Přes relativně malou velikost Marsu a jeho nevhodnost pro život vědci do něj vkládají velké naděje. Zde se v budoucnu plánuje umístit základny pro těžbu nerostů a provádění různých vědecké činnosti... Je stále těžké říci, jak skutečné jsou takové projekty, ale neustálý vývoj technologií svědčí o tom, že lidstvo bude brzy schopno ztělesnit ty nejodvážnější nápady.