Temperatūra uz Saules sistēmas planētām. Temperatūra uz Marsa - aukstā noslēpuma minimālā temperatūra uz Marsa

Marsa planētas ekvatoriālais diametrs ir 6787 km, tas ir, 0,53 Zeme. Polārais diametrs ir nedaudz mazāks par ekvatoriālo (6753 km), pateicoties polārajai saspiešanai, kas vienāda ar 1/191 (pret 1/298 pie Zemes). Marss rotē uz savas ass gandrīz tāpat kā Zeme: tā rotācijas periods ir 24 stundas. 37 minūtes 23 sekundes, kas ir tikai 41 minūte. 19 sek. ilgāks par Zemes rotācijas periodu. Rotācijas ass ir slīpa orbītas plaknei 65 ° leņķī, gandrīz vienāda ar zemes ass slīpuma leņķi (66 °, 5). Tas nozīmē, ka dienas un nakts maiņa, kā arī gadalaiku maiņa uz Marsa notiek apmēram tāpat kā uz Zemes. Ir arī klimatiskās zonas, kas ir līdzīgas sauszemes: tropiskās (tropu platums ± 25 °), divas mērenās un divas polārās (polāro apļu platums ± 65 °).

Tomēr, ņemot vērā Marsa attālumu no Saules un atmosfēras retumu, planētas klimats ir daudz smagāks nekā Zemes. Marsa gads (687 Zeme jeb 668 Marsa dienas) ir gandrīz divas reizes garāks nekā Zeme, kas nozīmē, ka gadalaiki arī ilgst ilgāk. Lielās orbītas ekscentriskuma dēļ (0,09) Marsa gadalaiku ilgums un raksturs planētas ziemeļu un dienvidu puslodēs ir atšķirīgs.

Tādējādi Marsa ziemeļu puslodē vasaras ir garas, bet vēsas, un ziemas ir īsas un maigas (Marss šajā laikā ir tuvu perihēlijam), savukārt dienvidu puslodē vasaras ir īsas, bet siltas, bet ziemas ir garas un skarbas. Marsa diskā 17. gadsimta vidū. bija redzami tumši un gaiši apgabali. 1784. gadā

V. Heršels vērsa uzmanību uz sezonālām izmaiņām balto plankumu lielumā pie stabiem (polārajiem vāciņiem). 1882. gadā itāļu astronoms J. Šiaparelli izveidoja detalizētu Marsa karti un deva nosaukumu sistēmu tā virsmas detaļām; no tumšajiem plankumiem izceļot "jūras" (latīņu ķēvēs), "ezerus" (lacus), "līčus" (sinusu), "purvus" (palus), "šaurumus" (freturn), "avotus" (purvus) ". apmetņi "(promontorium) un" apgabali "(regio). Visi šie termini, protams, bija tīri konvencionāli.

Temperatūras režīms uz Marsa izskatās šādi. Dienasgaismas laikā ekvatoriālajā reģionā, ja Marss atrodas netālu no perihēlija, temperatūra var paaugstināties līdz + 25 ° C (apmēram 300 ° K). Bet līdz vakaram tā nokrītas līdz nullei un zemāk, un naktī planēta tiek atdzesēta vēl vairāk, jo planētas retā sausā atmosfēra nespēj uzturēt dienā no Saules saņemto siltumu.

Vidējā temperatūra uz Marsa ir daudz zemāka nekā uz Zemes - aptuveni -40 ° C. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos, planētas dienas pusē, gaiss sasilst līdz 20 ° C - pilnīgi pieņemama temperatūra Zemes iedzīvotājiem. Bet ziemas naktīs sals var sasniegt -125 ° C. Ziemas temperatūrā pat oglekļa dioksīds sasalst, pārvēršoties sausā ledū. Tik krasas temperatūras izmaiņas izraisa fakts, ka Marsa retinātā atmosfēra ilgstoši nespēj saglabāt siltumu. Pirmie Marsa temperatūras mērījumi ar termometru, kas novietots atstarotāja teleskopa fokusā, tika veikti 20. gadu sākumā. Veicot V. Lamplanda mērījumus 1922. gadā, Marsa vidējā virsmas temperatūra bija -28 ° C, E. Petita un S. Nikolsona tika iegūta 1924. gadā -13 ° C. Zemāka vērtība tika iegūta 1960. gadā. V. Sintons un Dž. Spēcīgi: -43 ° C Vēlāk, 50. un 60. gados. ir uzkrājuši un apkopojuši daudzus temperatūras mērījumus dažādos Marsa virsmas punktos dažādos gadalaikos un diennakts laikos. Pēc šiem mērījumiem izrietēja, ka dienas laikā pie ekvatora temperatūra var sasniegt + 27 ° С, bet līdz rītam līdz -50 ° С.

Pēc nolaišanās uz Marsa kosmosa kuģis Viking izmērīja temperatūru netālu no virsmas. Neskatoties uz to, ka šajā laikā dienvidu puslodē bija vasara, atmosfēras temperatūra netālu no virsmas, rīta stundās temperatūra bija - 160 ° С, bet līdz pusdienlaikam tā pakāpās līdz -30 ° С. Atmosfēras spiediens uz planētas virsmas ir 6 milibāri (t.i., 0,006 atmosfēra). Virs Marsa kontinentiem (tuksnešiem) nepārtraukti steidzas smalku putekļu mākoņi, kas vienmēr ir vieglāki par akmeņiem, no kuriem tas veidojas. Putekļi un sarkanos staros izgaismo kontinentus.

Vēju un viesuļvētru ietekmē putekļi uz Marsa var pacelties atmosfērā un palikt tajā ilgu laiku. Spēcīgas putekļu vētras Marsa dienvidu puslodē novēroja 1956., 1971. un 1973. gadā. Kā rāda spektrālie novērojumi infrasarkanajos staros, Marsa atmosfērā (kā arī Venēras atmosfērā), galvenā sastāvdaļa ir oglekļa dioksīds (CO3). Ilgstoši skābekļa un ūdens tvaiku meklējumi sākumā vispār nedeva ticamus rezultātus, un pēc tam tika konstatēts, ka skābeklis Marsa atmosfērā bija ne vairāk kā 0,3%.

Ja jūs gatavojaties pavadīt atvaļinājumu uz citas planētas, tad ir svarīgi uzzināt par iespējamām klimatiskajām izmaiņām :) Bet ja nopietni, daudzi cilvēki zina, ka lielākajai daļai mūsu Saules sistēmas planētu ir ārkārtējas temperatūras, kas nav piemērotas klusai dzīvei. Bet kāda tieši ir temperatūra uz šo planētu virsmas? Zemāk es piedāvāju nelielu pārskatu par Saules sistēmas planētu temperatūrām.

Dzīvsudrabs

Dzīvsudrabs ir Saulei vistuvākā planēta, tāpēc varētu pieņemt, ka tā pastāvīgi mirdz kā krāsns. Lai gan temperatūra uz Merkura var sasniegt 427 ° C, tā var arī pazemināties līdz ļoti zemajai -173 ° C temperatūrai. Tik liela Merkura temperatūras atšķirība rodas tāpēc, ka tajā nav atmosfēras.

Venera

Venerai, kas ir otrajai Saulei tuvākā planēta, ir augstākā vidējā temperatūra starp mūsu Saules sistēmas planētām, un tās temperatūra regulāri sasniedz 460 ° C. Venēra ir tik karsta, jo atrodas tuvu Saulei un tās blīvā atmosfēra. Venēras atmosfēru veido blīvi mākoņi, kas satur oglekļa dioksīdu un sēra dioksīdu. Tas rada spēcīgu siltumnīcas efektu, kas uztver saules siltumu atmosfērā un pārvērš planētu krāsnī.

Zeme

Zeme ir trešā planēta no Saules un joprojām ir vienīgā planēta, kas pazīstama ar spēju atbalstīt dzīvību. Vidējā temperatūra uz Zemes ir 7,2 ° C, taču tā mainās ar lielām novirzēm no šī rādītāja. Visaugstākā uz Zemes reģistrētā temperatūra Irānā bija 70,7 ° C. Zemākā temperatūra ir bijusi, un tā sasniedz -91,2 ° C.

Marss

Marss ir auksts, jo, pirmkārt, tam nav atmosfēras, lai uzturētu augstu temperatūru, un, otrkārt, tas atrodas salīdzinoši tālu no Saules. Tā kā Marsam ir eliptiska orbīta (dažos orbītas punktos tas nonāk daudz tuvāk Saulei), vasarā tā temperatūra ziemeļu un dienvidu puslodēs var atšķirties no normālas. Minimālā temperatūra uz Marsa ir aptuveni -140 ° C, un augstākā ir 20 ° C.

Jupiters

Jupiteram nav cietas virsmas, jo tas ir gāzes gigants, tāpēc arī tam nav virsmas temperatūras. Jupitera mākoņu augšdaļā temperatūra ir aptuveni -145 ° C. Nokāpjot tuvāk planētas centram, temperatūra paaugstinās. Vietā, kur atmosfēras spiediens ir desmit reizes lielāks nekā uz Zemes, temperatūra ir 21 ° C, ko daži zinātnieki jokojot sauc par "istabas temperatūru". Planētas kodolā temperatūra ir daudz augstāka, sasniedzot aptuveni 24 000 ° C. Salīdzinājumam ir vērts atzīmēt, ka Jupitera kodols ir karstāks nekā saules virsma.

Saturns

Tāpat kā Jupitera gadījumā, temperatūra Saturna augšējā atmosfērā saglabājas ļoti zema - sasniedzot aptuveni -175 ° C - un palielinās, tuvojoties planētas centram (līdz 11 700 ° C kodolā). Saturns faktiski pats rada siltumu. Tas rada 2,5 reizes vairāk enerģijas, nekā saņem no Saules.

Urāns

Urāns ir aukstākā planēta ar viszemāko reģistrēto temperatūru -224 ° C. Kaut arī Urāns atrodas tālu no Saules, tas nav vienīgais iemesls tā zemajai temperatūrai. Visi pārējie mūsu Saules sistēmas gāzes giganti no saviem serdeņiem izstaro vairāk siltuma, nekā saņem no Saules. Urānam ir kodols, kura temperatūra ir aptuveni 4737 ° C, kas ir tikai viena piektdaļa no Jupitera kodola temperatūras.

Neptūns

Tā kā temperatūra Neptūna atmosfēras augšdaļā ir pat -218 ° C, šī planēta ir viena no aukstākajām mūsu Saules sistēmā. Tāpat kā gāzes gigantiem, arī Neptūnam ir daudz karstāks kodols, kas ir aptuveni 7000 ° C.

Zemāk ir grafiks, kas parāda planētu temperatūru gan pēc Fārenheita (° F), gan pēc Celsija (° C). Lūdzu, ņemiet vērā, ka kopš 2006. Gada Plutons neietilpst planētu klasifikācijā (skat.

Tagad Marsā ir sauss un auksts klimats (pa kreisi), taču planētas evolūcijas sākuma stadijās, visticamāk, bija šķidrs ūdens un blīva atmosfēra (pa labi).

Pētījums

Novērojumu vēsture

Pašreizējie novērojumi

Laikapstākļi

Temperatūra

Marsa vidējā temperatūra ir daudz zemāka nekā uz Zemes: -63 ° C. Tā kā Marsa atmosfēra ir ļoti reta, tā slikti izlīdzina ikdienas virsmas temperatūras svārstības. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos planētas dienas pusē gaiss sasilst līdz 20 ° C (un pie ekvatora - līdz +27 ° C) - pilnīgi pieņemama temperatūra Zemes iedzīvotājiem. Spirit rover maksimālā gaisa temperatūra bija +35 ° C. Bet ziema naktī sals var sasniegt pat pie ekvatora no -80 ° C līdz -125 ° C, un stabos nakts temperatūra var pazemināties līdz -143 ° C. Tomēr ikdienas temperatūras svārstības nav tik būtiskas kā Mēness un Merkura atmosfēras apstākļos. Marsa temperatūras oāzes ir Fēniksas "ezera" (Saules plato) un noasa zeme temperatūras starpība svārstās no -53 ° С līdz + 22 ° С vasarā un no -103 ° С līdz -43 ° С ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, tur klimats ir daudz smagāks nekā Antarktīdā.

Atmosfēras spiediens

Marsa atmosfēra ir retāka nekā Zemes gaisa apvalks, un vairāk nekā 95% veido oglekļa dioksīds, un skābekļa un ūdens saturs ir procentuāla daļa. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir vidēji 0,6 kPa vai 6 mbar, kas ir par 160 mazāk nekā Zemes vai vienāds ar Zemes gandrīz 35 km augstumā no Zemes virsmas). Atmosfēras spiedienā notiek spēcīgas diennakts un sezonālās izmaiņas.

Mākoņainība un nokrišņi

Ūdens tvaiki Marsa atmosfērā ir ne vairāk kā tūkstošdaļa procentu, tomēr saskaņā ar neseno (2013) pētījumu rezultātiem tas joprojām ir vairāk nekā iepriekš pieņemts, un vairāk nekā Zemes atmosfēras augšējos slāņos, un zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas stāvoklis, kas ir tuvu piesātinājumam, tāpēc tas bieži pulcējas mākoņos. Parasti ūdens mākoņi veidojas 10-30 km virs virsmas. Tie koncentrējas galvenokārt pie ekvatora un tiek novēroti gandrīz visu gadu. Mākoņi, kas novēroti augstā atmosfēras līmenī (vairāk nekā 20 km), veidojas CO 2 kondensācijas rezultātā. Tas pats process ir atbildīgs par zemu (mazāk nekā 10 km augstumā) mākoņu veidošanos polārajos apgabalos ziemā, kad atmosfēras temperatūra nokrītas zem CO 2 sasalšanas punkta (-126 ° C); vasarā līdzīgi plāni veidojumi veidojas no ledus Н 2 О

Kondensāta rakstura veidojumus attēlo arī miglas (vai miglas). Viņi aukstā laikā bieži stāv virs zemienēm - kanjoniem, ielejām - un krāteru dibenā.

Marsa atmosfērā var notikt putenis. Marsa braucējs "Fēnikss" 2008. gadā novēroja cirkumpolāros reģionos virgu - nokrišņi zem mākoņiem, iztvaiko pirms nonākšanas planētas virsmā. Saskaņā ar sākotnējām aplēsēm nokrišņu daudzums jaunavās bija ļoti lēns. Tomēr nesenie (2017. gada) Marsa atmosfēras fenomenu simulācijas parādīja, ka vidējos platuma grādos, kur regulāri mainās diena un nakts, mākoņi pēc saulrieta strauji atdziest, un tas var izraisīt sniega vētras, kuru laikā daļiņu ātrums faktiski var sasniegt 10 m / no. Zinātnieki atzīst, ka stiprs vējš apvienojumā ar zemiem mākoņiem (parasti Marsa mākoņi veidojas 10-20 km augstumā) var novest pie tā, ka Marsa virsmā līs sniegs. Šī parādība ir līdzīga virszemes mikrobrosiem - vēja griezieni ar ātrumu līdz 35 m / s, bieži vien saistīti ar pērkona negaisu.

Sniegs patiešām ir novērots daudzas reizes. Piemēram, 1979. gada ziemā Viking-2 nosēšanās zonā nokrita plāna sniega kārta, kas ilga vairākus mēnešus.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Marsa atmosfērai raksturīga iezīme ir pastāvīga putekļu klātbūtne, kuru daļiņas ir apmēram 1,5 mm lielas un sastāv galvenokārt no dzelzs oksīda. Zems smagums ļauj pat retinātām gaisa straumēm pacelt milzīgus putekļu mākoņus līdz 50 km. Un vēji, kas ir viena no temperatūras atšķirību izpausmēm, bieži pūš pāri planētas virsmai (it īpaši pavasara beigās - vasaras sākumā dienvidu puslodē, kad temperatūras starpība starp puslodēm ir īpaši asa), un to ātrums sasniedz 100 m / s. Tādējādi tiek veidotas plašas putekļu vētras, kuras jau sen ir novērotas atsevišķu dzeltenu mākoņu formā, un dažreiz nepārtrauktas dzeltenā plīvura formā, kas aptver visu planētu. Visbiežāk putekļu vētras notiek pie polārajiem vāciņiem, to ilgums var sasniegt 50-100 dienas. Vāji dzeltena dūmaka atmosfērā parasti tiek novērota pēc lielām putekļu vētrām, un to viegli var noteikt ar fotometriskām un polarimetriskām metodēm.

Putekļu vētras, kas labi novērojamas no orbītā uzņemtajos attēlos, izrādījās tik tikko pamanāmas, kad tās filmēja no nolaišanās transportlīdzekļiem. Putekļu vētru pāreja šo kosmosa staciju nolaišanās vietās tika fiksēta tikai ar straujām temperatūras, spiediena izmaiņām un ļoti vāju vispārējā debess fona aptumšošanu. Putekļu slānis, kas pēc vētras nosēdās Vikingu nosēšanās vietu tuvumā, bija tikai daži mikrometri. Tas viss norāda uz diezgan zemu Marsa atmosfēras nestspēju.

No 1971. gada septembra līdz 1972. gada janvārim uz Marsa notika globāla putekļu vētra, kas pat neļāva fotografēt virsmu no Mariner 9 zondes. Šajā periodā aprēķinātā putekļu masa atmosfēras kolonnā (ar optisko biezumu no 0,1 līdz 10) svārstījās no 7,8⋅10 -5 līdz 1,66⋅10 -3 g / cm 2. Tādējādi kopējais putekļu daļiņu svars Marsa atmosfērā globālo putekļu vētru periodā var sasniegt 10 8 - 10 9 tonnas, kas ir proporcionāls kopējam putekļu daudzumam zemes atmosfērā.

Jautājums par ūdens pieejamību

Stabila tīra ūdens pastāvēšanai šķidrā stāvoklī, temperatūra un ūdens tvaiku daļējam spiedienam atmosfērā vajadzētu būt virs fāzes diagrammas trīskāršā punkta, bet tagad tie ir tālu no attiecīgajām vērtībām. Patiešām, kosmosa kuģa Mariner 4 pētījumi 1965. gadā parādīja, ka uz Marsa pašlaik nav šķidra ūdens, taču NASA braucēju Spirit un Opportunity dati norāda uz ūdens klātbūtni pagātnē. NASA kosmosa kuģa Phoenix nosēšanās vietā uz Marsa 2008. gada 31. jūlijā tika atklāts ledus ūdens. Ierīce ledus nogulsnes atrada tieši zemē. Ir vairāki fakti, kas pamato apgalvojumu par ūdens klātbūtni uz planētas virsmas pagātnē. Pirmkārt, ir atrasti minerāli, kas varētu veidoties tikai ilgstošas \u200b\u200būdens iedarbības rezultātā. Otrkārt, ļoti veci krāteri ir praktiski izdzēsti no Marsa sejas. Mūsdienu atmosfēra nevarēja izraisīt šādu iznīcību. Krāteru veidošanās un erozijas ātruma izpēte ļāva noskaidrot, ka vējš un ūdens tos visvairāk iznīcināja apmēram pirms 3,5 miljardiem gadu. Daudzām notekām ir aptuveni vienāds vecums.

NASA 2015. gada 28. septembrī paziņoja, ka uz Marsa pašlaik ir sezonālas šķidra sālsūdens plūsmas. Šīs formācijas izpaužas siltajā sezonā un pazūd aukstumā. Planētu zinātnieki nonāca pie secinājumiem, analizējot augstas kvalitātes attēlus, kas iegūti ar Marsa izlūkošanas orbitera (MRO) zinātnisko instrumentu Augstas izšķirtspējas attēlveidošanas zinātnes eksperiments (HiRISE).

2018. gada 25. jūlijā tika publicēts ziņojums par atklājumu, kura pamatā ir MARSIS radara pētījumi. Darbs parādīja, ka uz Marsa atrodas zemledus ezers, kas atrodas 1,5 km dziļumā zem dienvidu polārā vāciņa ledus (plkst. Planum australe), apmēram 20 km plata. Tas kļuva par pirmo zināmo pastāvīgo ūdens objektu uz Marsa.

Gadalaiki

Tāpat kā uz Zemes, arī uz Marsa gadalaiku maiņa ir saistīta ar rotācijas ass slīpumu uz orbītas plakni, tāpēc ziemā ziemeļu puslodē polārais vāciņš aug, un dienvidos tas gandrīz pazūd, un pēc sešiem mēnešiem puslodes mainās vietām. Tajā pašā laikā planētas orbītas diezgan lielā ekscentriskuma dēļ perihēlijā (ziemas saulgrieži ziemeļu puslodē) tas saņem līdz pat 40% vairāk saules starojuma nekā afēlijā, un ziemeļu puslodē ziema ir īsa un salīdzinoši mērena, un vasara ir gara, bet vēsa, jo dienvidos, gluži pretēji, vasara ir īsa un salīdzinoši silta, un ziema ir gara un auksta. Šajā sakarā ziemeļu dienvidu cepure aug līdz pusei ekvatora attāluma, bet ziemeļu - tikai līdz trešdaļai. Kad vasara nāk pie viena no stabiem, oglekļa dioksīds no attiecīgā polārā vāciņa iztvaiko un nonāk atmosfērā; vēji to nes pretējā vāciņā, kur atkal sasalst. Tādējādi notiek oglekļa dioksīda cikls, kas kopā ar dažādiem polāro vāciņu izmēriem izraisa Marsa atmosfēras spiediena izmaiņas, kad tas rotē ap Sauli. Sakarā ar to, ka ziemā polārajā vāciņā sasalst līdz 20-30% no visas atmosfēras, attiecīgi pazeminās spiediens attiecīgajā reģionā.

Laika gaitā mainās

Tāpat kā uz Zemes, arī Marsa klimats piedzīvoja ilglaicīgas izmaiņas, un planētas evolūcijas sākumposmā ļoti atšķīrās no pašreizējā. Atšķirība ir tāda, ka galveno lomu Zemes klimata cikliskajās izmaiņās spēlē orbītas ekscentriskuma izmaiņas un rotācijas ass precesija, savukārt rotācijas ass slīpums Mēness stabilizējošās ietekmes dēļ paliek aptuveni nemainīgs, savukārt Marsam, kam nav tik liela satelīta, var būt būtiskas izmaiņas slīpumā. tā rotācijas asi. Aprēķini ir parādījuši, ka Marsa rotācijas ass slīpums, kas tagad ir 25 ° - aptuveni tāda pati vērtība kā Zemei - nesenā pagātnē bija vienāda ar 45 °, un miljoniem gadu skalā tā varēja svārstīties no 10 ° līdz 50 °.

Atmosfēras sastāvs

Marsa atmosfēra ir retāka nekā Zemes gaisa apvalks, un 95% veido oglekļa dioksīds, apmēram 4% ir slāpeklis un argons. Skābeklis un ūdens tvaiki Marsa atmosfērā ir mazāk nekā 1%. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks nekā Zemes virsmā.

Atmosfēras masa gada laikā ļoti atšķiras, pateicoties ziemā notiekošai kondensācijai un iztvaikošanai vasarā, lieliem oglekļa dioksīda tilpumiem pie stabiem, polārajos vāciņos.

Mākoņainība un nokrišņi

Marsa atmosfērā ir ļoti maz ūdens tvaiku, taču zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas tuvu piesātinājumam un bieži savāc mākoņos. Marsa mākoņi ir diezgan neizteiksmīgi, salīdzinot ar zemes.

Temperatūra

Marsa vidējā temperatūra ir daudz zemāka nekā uz Zemes - aptuveni -40 ° C. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos planētas dienas pusē gaiss sasilst līdz 20 ° C - pilnīgi pieņemama temperatūra Zemes iedzīvotājiem. Bet ziemas naktī sals var sasniegt -125 ° C. Ziemas temperatūrā pat oglekļa dioksīds sasalst sausā ledū. Tik krasas temperatūras izmaiņas izraisa fakts, ka Marsa retinātā atmosfēra ilgstoši nespēj saglabāt siltumu. Daudzu temperatūras mērījumu rezultātā dažādos Marsa virsmas punktos izrādās, ka dienas laikā pie ekvatora temperatūra var sasniegt + 27 ° С, bet līdz rītam tā nokrītas līdz -50 ° С.

Uz Marsa ir arī temperatūras oāzes; Fīniksas "ezera" (Saules plato) un Noasa zemes reģionos temperatūras starpība svārstās no −53 ° С līdz + 22 ° С vasarā un no −103 ° С līdz −43 ° С ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, taču klimats tur nav daudz skarbāks nekā Antarktīdā. Kad pirmās Vikinga uzņemtās fotogrāfijas no Marsa virsmas pārnesa uz Zemi, zinātnieki bija ļoti pārsteigti, redzot, ka Marsa debesis nav melnas, kā tika domāts, bet gan sārtas. Izrādījās, ka gaisā karājošie putekļi absorbē 40% no ienākošās saules gaismas, radot krāsu efektu.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Vēji ir viena no temperatūras atšķirību izpausmēm. Pār planētas virsmu bieži pūš stiprs vējš, kura ātrums sasniedz 100 m / s. Zems smagums ļauj pat plānām gaisa straumēm pacelt milzīgus putekļu mākoņus. Dažreiz diezgan lielas Marsa teritorijas klāj grandiozas putekļu vētras. Visbiežāk tie notiek polāro vāciņu tuvumā. Globāla putekļu vētra uz Marsa neļāva Mariner 9 zondei fotografēt virsmu. Tas plosījās no 1972. gada septembra līdz janvārim, atmosfērā vairāk nekā 10 km augstumā uzbraucot apmēram miljardu tonnu putekļu. Putekļu vētras visbiežāk notiek lielas pretestības periodos, kad vasara dienvidu puslodē sakrīt ar Marsa pāreju caur perihēliju.

Putekļu tornado ir vēl viens ar temperatūru saistītu procesu piemērs uz Marsa. Šādi viesuļvētras uz Marsa ir ļoti izplatītas. Tie rada putekļus atmosfērā, un tos izraisa temperatūras atšķirības. Iemesls: dienas laikā Marsa virsma pietiekami sasilst (dažreiz līdz pozitīvai temperatūrai), bet līdz 2 metru augstumā no virsmas atmosfēra paliek nemainīga. Šāds piliens izraisa nestabilitāti, paceļot gaisā putekļus, kā rezultātā rodas putekļu velni.

Gadalaiki

Šobrīd ir zināms, ka no visām Saules sistēmas planētām Marss ir visvairāk līdzīgs Zemei. Marsa rotācijas ass ir noliekta līdz tās orbitālajai plaknei par aptuveni 23,9 °, kas ir salīdzināms ar zemes ass slīpumu, kas ir 23,4 °, un Marsa dienas praktiski sakrīt ar Zemes - tieši tāpēc, tāpat kā uz Zemes, gadalaiki mainās. Sezonas izmaiņas visizteiktākās ir polārajos reģionos. Ziemā polārie vāciņi aizņem ievērojamu platību. Ziemeļu polārā vāciņa robeža var attālināties no pola par trešdaļu no attāluma līdz ekvatoram, un dienvidu vāciņa robeža aptver pusi no šī attāluma. Šī atšķirība ir saistīta ar faktu, ka ziemeļu puslodē ziema notiek, kad Marss iet caur savas orbītas perihēliju, bet dienvidos - kad notiek caur afeli. Tāpēc ziemeļu dienvidu puslodē ir vēsākas nekā ziemeļdaļā. Katra no četriem Marsa gadalaikiem ilgums atšķiras atkarībā no tā attāluma no Saules. Tāpēc Marsa ziemeļu puslodē ziemas ir īsas un salīdzinoši "maigas", savukārt vasaras ir garas, bet vēsas. Dienvidos, gluži pretēji, vasara ir īsa un salīdzinoši silta, un ziema ir gara un auksta.

Sākoties pavasarim, polārais vāciņš sāk "sarukt", atstājot aiz sevis pakāpeniski izzūdošas ledus salas. Tajā pašā laikā tā dēvētais tumšākais vilnis izplatās no poliem uz ekvatoru. Mūsdienu teorijas to izskaidro ar to, ka pavasara vēji gar meridiāniem pārnēsā lielas augsnes masas ar dažādām atstarojošām īpašībām.

Neviens no vāciņiem, šķiet, pilnībā nepazūd. Pirms Marsa izpētes sākuma ar starpplanētu zondēm tika pieņemts, ka tā polārie apgabali ir pārklāti ar sasalušu ūdeni. Precīzāki mūsdienu zemes un kosmosa mērījumi ir atklājuši arī sasalušu oglekļa dioksīdu Marsa ledus sastāvā. Vasarā tas iztvaiko un nonāk atmosfērā. Vēji to aiznes pretējā polārajā vāciņā, kur atkal sasalst. Šis oglekļa dioksīda cikls un dažādie polāro vāciņu izmēri izskaidro spiediena mainīgumu Marsa atmosfērā.

Marsa virsmas reljefs ir sarežģīts, un tajā ir daudz detaļu. Žāvētas upes gultnes un kanjoni uz Marsa virsmas radīja pieņēmumus par attīstītas civilizācijas esamību uz Marsa - sīkāku informāciju skatiet rakstā Dzīve uz Marsa.

Tipiskā Marsa ainava atgādina zemes tuksnesi, un Marsa virsmai ir sarkanīgs nokrāsa, jo Marsa smiltīs ir liels dzelzs oksīdu saturs.

Saites

Wikimedia Foundation. 2010. gads.

Skatiet, kas ir "Marsa klimats" citās vārdnīcās:

Klimats - iegūstiet aktīvu 220 voltu kuponu vietnē Akademik vai iegādājieties klimatu par zemu cenu par 220 voltu pārdošanu

Marsa Alamas pilsēta Valsts Ēģipte Ēģipte Mu ... Wikipedia

Marsa polārā vāciņš ... Vikipēdija

Marsa polārā vāciņš Marsa hidrosfēra ir Marsa planētas ūdens rezervju kopums, ko attēlo ūdens ledus Marsa polārajos vāciņos, ledus zem virsmas un iespējamie šķidrā ūdens un sāls ūdens šķīdumu rezervuāri augšējos slāņos ... Wikipedia

- "Marsa smiltis", Marsa smilšu izdevums 1993, "Ziemeļrietumu" žanrs: romāns

Marsa karte, ko veidoja Džovanni Šiaparelli, marsieši novirza garu taisnu līniju tīklu Marsa ekvatoriālajā reģionā, ko 1877. gada opozīcijas laikā atklāja itāļu astronoms Džovanni Šiaparelli un apstiprināja turpmākie novērojumi ...

Planēta Marss, tāpat kā cits tuvs Zemes kaimiņš, Venēra, ir pakļauts intensīvākajiem astronomu pētījumiem kopš senatnes. Redzams ar neapbruņotu aci, kopš seniem laikiem to apvij noslēpumi, leģendas un spekulācijas. Un šodien mēs nezinām visu par Sarkano planētu, tomēr liela daļa novērojumu un pētījumu gadsimtu laikā iegūtās informācijas kliedēja dažus mītus, palīdzēja cilvēkam izprast daudzus procesus, kas notiek uz šī kosmiskā objekta. Temperatūrai uz Marsa, tās atmosfēras sastāvam, orbītas kustības iezīmēm pēc tehnisko pētījumu metožu uzlabošanas un kosmosa ēras sākuma izdevās pāriet no pieņēmumu kategorijas uz neapstrīdamu faktu rangu. Neskatoties uz to, liela daļa datu par tik tuvu un tik tālu kaimiņu vēl nav jāpaskaidro.

Ceturtais

Marss atrodas pusotru reizi tālāk no Saules nekā mūsu planēta (attālums tiek lēsts 228 miljonu km attālumā). Pēc šī parametra viņš ierindojas ceturtajā vietā. Aiz Sarkanās planētas orbītas atrodas galvenā asteroīda josta un Jupitera "valdīšana". Tas lido ap mūsu zvaigzni apmēram 687 dienās. Tajā pašā laikā Marsa orbīta ir stipri izstiepta: tā perihēlijs atrodas 206,7 attālumā, bet afelijs ir 249,2 miljoni km. Diena šeit ilgst tikai gandrīz 40 minūtes ilgāk nekā uz Zemes: 24 stundas un 37 minūtes.

Mazais brālis

Marss pieder pie zemes planētām. Galvenās vielas, kas veido tā struktūru, ir metāli un silīcijs. Starp līdzīgiem objektiem pēc izmēriem tas tikai apsteidz Merkuru. Sarkanās planētas diametrs ir 6786 kilometri, kas ir aptuveni puse no Zemes. Tomēr masas ziņā Marss ir 10 reizes zemāks par mūsu kosmosa mājām. Visas planētas virsmas laukums kopā pārsniedz zemes kontinentu platību, izņemot Pasaules okeāna plašumus. Arī blīvums šeit ir mazāks - tas ir tikai 3,93 kg / m 3.

Dzīves meklējumi

Neskatoties uz acīmredzamo atšķirību starp Marsu un Zemi, ilgu laiku to uzskatīja par reālu kandidātu uz apdzīvotas planētas titulu. Pirms kosmosa laikmeta sākuma zinātnieki, kuri caur teleskopu novēroja šī kosmiskā ķermeņa sarkanīgo virsmu, periodiski atklāja dzīvības pazīmes, kas drīz tomēr atrada prozaiskāku skaidrojumu.

Laika gaitā tika skaidri definēti apstākļi, kādos vismaz vienkāršākie organismi varētu parādīties ārpus Zemes. Tie ietver noteiktus temperatūras parametrus un ūdens klātbūtni. Daudzu Sarkanās planētas pētījumu mērķis ir noskaidrot, vai tur ir izveidojies piemērots klimats, un, ja iespējams, atrast dzīves pēdas.

Temperatūra uz Marsa

Sarkanā planēta ir neviesmīlīga pasaule. Ievērojamais attālums no Saules manāmi ietekmē šī kosmiskā ķermeņa klimatiskos apstākļus. Temperatūra uz Marsa pēc Celsija svārstās vidēji no -155º līdz + 20º. Šeit ir daudz vēsāks nekā uz Zemes, jo pusotru reizi tālāk Saule virsmu silda uz pusi tik vāji. Šos nelabvēlīgos apstākļus pasliktina retinātā atmosfēra, kas ļauj starojumam labi iziet cauri, kā zināms, destruktīvu visām dzīvajām būtnēm.

Šādi fakti līdz minimumam samazina iespējas atrast uz Marsa esošos vai reiz izmirušos organismus. Tomēr punkts vēl nav likts uz šo jautājumu.

Nosakošie faktori

Temperatūra uz Marsa, tāpat kā uz Zemes, ir atkarīga no planētas stāvokļa attiecībā pret zvaigzni. Tās maksimālā vērtība (20-33º) tiek novērota dienas laikā ekvatora zonā. Minimālās vērtības (līdz -155º) tiek sasniegtas netālu no dienvidpola. Visu planētas teritoriju raksturo ievērojamas temperatūras svārstības.

Šīs izmaiņas ietekmē gan Marsa klimatiskās īpatnības, gan tā izskatu. Galvenā, pat no Zemes redzamā, tās virsmas detaļa ir polārie vāciņi. Ievērojamas apkures vasarā un ziemā atdzišanas rezultātā tās piedzīvo jūtamas izmaiņas: vai nu samazinās, līdz gandrīz pilnībā izzūd, tad atkal palielinās.

Vai uz Marsa ir ūdens?

Kad vasara sākas vienā no puslodēm, atbilstošā polārā vāciņa izmērs sāk samazināties. Planētas ass orientācijas dēļ, tuvojoties perihēlija punktam, dienvidu puse pagriežas uz Sauli. Tā rezultātā vasara šeit ir nedaudz karstāka, un polārais vāciņš gandrīz pilnībā izzūd. Ziemeļos šis efekts netiek novērots.

Polāro ledus cepuru lieluma izmaiņas zinātniekus ir pamudinājušas uzskatīt, ka tās sastāv no neparasta ledus. Līdz šim savāktie dati ļauj pieņemt, ka oglekļa dioksīdam, kas satur lielu daudzumu Marsa atmosfēras, ir būtiska loma to veidošanā. Aukstajā sezonā temperatūra šeit sasniedz punktu, kurā tā parasti pārvēršas par tā saukto sauso ledu. Tas ir tas, kurš līdz ar vasaras iestāšanos sāk kust. Ūdens, pēc zinātnieku domām, atrodas arī uz planētas un veido to polāro vāciņu daļu, kas, mainoties temperatūrai, paliek nemainīga (apkure ir nepietiekama tā pazušanai).

Tajā pašā laikā planēta Marss nevar lepoties ar to, ka galvenā dzīvības avota vieta ir šķidrā stāvoklī. Ilgu laiku cerību uz tās atklāšanu iedvesmoja reljefa zonas, kas ļoti atgādināja upju gultnes. Joprojām nav pilnībā saprotams, kas varēja izraisīt to veidošanos, ja uz Sarkanās planētas nekad nebūtu šķidra ūdens. Marsa atmosfēra liecina par labu "sausajai" pagātnei. Tās spiediens ir tik nenozīmīgs, ka ūdens viršanas temperatūra nokrītas zemei \u200b\u200bneparasti zemā temperatūrā, tas ir, tas šeit var pastāvēt tikai gāzveida stāvoklī. Teorētiski Marsam agrāk varēja būt blīvāka atmosfēra, bet tad tas būtu atstājis tās pēdas smagu inertu gāzu veidā. Tomēr līdz šim tie nav atrasti.

Vēji un vētras

Temperatūra uz Marsa, pareizāk sakot, tā pazemināšanās noved pie straujas gaisa masu kustības puslodē, kur iestājusies ziema. Vēji, kas rodas šajā gadījumā, sasniedz 170 m / s. Uz Zemes šādas parādības pavadītu dušas, taču Sarkanajai planētai tam nav pietiekamu ūdens rezervju. Šeit notiek putekļu vētras, kas ir tik plašas, ka dažkārt tās aptver visu planētu. Pārējā laikā gandrīz vienmēr ir skaidrs laiks (vajadzīgs arī ūdens, lai izveidotos ievērojams daudzums mākoņu) un ļoti caurspīdīgs gaiss.

Neskatoties uz samērā mazo Marsa izmēru un tā nepiemērotību dzīvei, zinātnieki uz to liek lielas cerības. Šeit nākotnē ir plānots atrast bāzes ieguves un dažādu zinātnisko darbību veikšanai. Joprojām ir grūti pateikt, cik reāli ir šādi projekti, taču nepārtraukta tehnoloģiju attīstība liecina par to, ka drīz cilvēce varēs iemiesot visdrosmīgākās idejas.