Temperatūras apstākļi uz Marsa. Temperatūra uz Marsa. Saules sistēmas planētas Visaugstākā temperatūra uz Marsa dienas laikā

Kaut arī Marsa klimats nav labvēlīgs dzīvībai, tomēr tas ir vistuvāk zemes klimatam. Domājams, ka agrāk marsa klimats varētu būt siltāks un mitrāks, un uz virsmas bija šķidrs ūdens, un pat lietus lija.

Marss ir visticamākais pirmās pilotētās ekspedīcijas mērķis uz citu planētu.

Enciklopēdisks YouTube

1 / 3

Mars Marsa planētas klimats | Kāda ir Marsa temperatūra

✪ Vladimirs Dovbušs: Globālo klimata pārmaiņu cēloņu apspriešana

✪ Noslēpumainais Marss

Subtitri

Atmosfēras sastāvs

Marsa atmosfēra ir retāka nekā Zemes gaisa apvalks, un 95,9% veido oglekļa dioksīds, aptuveni 1,9% ir slāpeklis un 2% argons. Skābekļa saturs ir 0,14%. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks nekā Zemes virsmā.

Gaisa atmosfēras masa gada laikā ļoti mainās kondensāta dēļ ziemā un iztvaikošanas laikā vasarā, lielu oglekļa dioksīda daudzumu pie poliem, polārajos vāciņos.

Mākoņainība un nokrišņi

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

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 saviem secinājumiem, analizējot augstas kvalitātes attēlus, kas iegūti ar Marsa izlūkošanas orbitera (MRO) zinātnisko instrumentu Augstas izšķirtspējas attēlveidošanas zinātnes eksperiments (HiRISE).

Temperatūra

Marsa vidējā temperatūra ir daudz zemāka nekā uz Zemes - aptuveni -40 ° C. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos planētas dienas pusē atmosfēra 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 temperatūras oāzes, Fēniksas "ezera" (Saules plato) un Noas 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 smagāks nekā Antarktīdā.

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 noteikti apstākļi, kādos vismaz vienkāršākie organismi varēja 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, kā arī uz Zemes ir atkarīga no planētas stāvokļa attiecībā pret zvaigzni. Tā 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 kādā no puslodēm sākas vasara, attiecīgais polārais vāciņš 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 apkopotie 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 paliek nemainīga, paaugstinoties temperatūrai (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 apgabali, kas ļoti atgādināja upju gultnes. Joprojām nav pilnībā saprotams, kas varēja novest pie to veidošanās, 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 plānots izvietot bāzi dažādu zinātnisko darbību ieguvei un veikšanai. Joprojām ir grūti pateikt, cik reāli ir šādi projekti, taču nepārtraukta tehnoloģiju attīstība liecina par to, ka drīz cilvēce varēs iemiesot visdrosmīgākās idejas.

Lai arī marsa klimats vistuvāk zemiskajam, tas nav labvēlīgs dzīvei.

Konkrētas planētas atmosfēra ir retāka nekā Zemes. Tas satur deviņdesmit piecus procentus oglekļa dioksīda, četrus procentus slāpekļa un argona un tikai vienu procentu skābekļa un ūdens tvaiku.

Salīdzinot ar Zemes spiedienu, Marsa vidējais atmosfēras spiediens ir simt sešdesmit reizes mazāks. Sakarā ar iztvaikošanu vasarā un kondensāciju ziemā, kā arī lielu oglekļa dioksīda daudzumu pie poliem, polārajos vāciņos, atmosfēras masa ir ļoti atšķirīga visu gadu.

Neskatoties uz to, ka Marsa atmosfērā ir ļoti maz ūdens tvaiku, tā bieži savācas mākoņos zemā temperatūrā un spiedienā, atrodoties stāvoklī, kas ir tuvu piesātinājumam. Kosmosa kuģu veiktie novērojumi parādīja, ka uz Marsa ir viļņaini, cirrus un aizvēja mākoņi.

Miglas aukstā laikā bieži stāv krāteru dibenā un virs zemienes. Reizēm nokrīt plāns sniegs.

Pētījumi, ko veica kosmosa kuģi, parādīja, ka uz Marsa pašlaik nav šķidra ūdens, taču ir pierādījumi par tā klātbūtni pagātnē. 2008. gada jūlijā NASA kosmosa kuģis Phoenix atklāja ūdeni ledus stāvoklī. Marsa vidējā temperatūra ir aptuveni -40 grādi pēc Celsija. Dienas pusē planētas vasarā temperatūra paaugstinās līdz 20 grādiem pēc Celsija, bet ziemā nakts temperatūra var pazemināties līdz -125 grādiem pēc Celsija.

Marsa plānā atmosfēra ilgstoši nevar saglabāt siltumu, un tas izskaidro krasās temperatūras izmaiņas. Tādējādi mēs varam teikt, ka Marsā ir diezgan skarbs klimats, taču tur nav daudz vēsāks kā Antarktīdā.

Temperatūras starpības dēļ uz Marsa bieži pūš stiprs vējš. Viņu ātrums sasniedz simtu metru sekundē. Nelielā smaguma spēka dēļ vēji rada milzīgus putekļu mākoņus. Uz Marsa bieži plosās ilgstošas \u200b\u200bputekļu vētras. Piemēram, viens no viņiem trakoja no 1971. gada septembra līdz 1972. gada janvārim un desmit kilometru augstumā pacēla atmosfērā apmēram miljardu tonnu putekļu. Putekļu viesuļvētru veidošanās uz Marsa ir saistīta arī ar temperatūras kritumu.

Zemes rotācijas ass ir vērsta uz orbītas plakni par 23,4 grādiem, bet Marss - par 23,9 grādiem, Marsa dienas gandrīz sakrīt ar Zemes dienām, tāpēc uz Marsa, tāpat kā uz Zemes, notiek gadalaiku maiņa. Polārajos reģionos sezonālās izmaiņas ir visizteiktākās. Ziemā polārie vāciņi aizņem lielu platību. Ziemeļu puslodē ziema ir gara un auksta, savukārt ziemeļu daļā tā ir īsa un samērā maiga. Pavasarī polāro vāciņu skaits ievērojami samazinās, bet pat vasarā tie pilnībā neizzūd. Vasara uz Marsa dienvidu puslodē ir īsa un salīdzinoši silta, savukārt ziemeļos tā ir gara un vēsa.

Kara dievs Marss senās Romas panteonā tika uzskatīts par romiešu tautas tēvu, lauku un mājdzīvnieku sargu, pēc tam jātnieku sacensību patrons. Viņa vārdā nosaukta ceturtā planēta no Saules. Iespējams, ka asinssarkanā planētas parādīšanās pirmajiem novērotājiem radīja saikni ar karu un nāvi. Viņi pat ieguva atbilstošos vārdus - Phobos ("bailes") un Deimos ("šausmas").

Sarkanā mīkla

Katrai planētai ir savi noslēpumi, taču neviens no tiem neintriģēja zemniekus tik ļoti kā Marss. Ilgu laiku neparasts sarkanais planētas izskats palika neizskaidrojams, interesanti bija arī kāda ir Marsa temperatūra un vai no tā ir atkarīga tās krāsa. Šodien katrs skolēns zina, ka bagātīgais dzelzs minerālu saturs Marsa augsnē piešķir tai tādu krāsu. Un agrāk bija tikai jautājumi, uz kuriem atbildes meklēja zemes iedzīvotāju zinātkārākie prāti.

Aukstā planēta

Pēc savas vecuma šī planēta ir tāda pati kā Zeme un citi Saules sistēmas kaimiņi. Zinātnieki uzskata, ka viņas dzimšana notika pirms 4,6 miljardiem gadu. Un, lai gan planētas attīstības vēsturē viss nav noskaidrots, daudz kas jau ir noteikts, ieskaitot temperatūru uz Marsa.

Pavisam nesen abās puslodēs pie stabiem tika atklāti lieli ledus nogulumi. Tas ir pierādījums tam, ka uz planētas kādreiz pastāvēja šķidrs ūdens. Un Marsa temperatūra, iespējams, bija pilnīgi atšķirīga. Daudzi zinātnieki pieņem, ka, ja uz virsmas ir ledus, tad ūdens ir jāsaglabā akmeņos. Un ūdens klātbūtne ir apliecinājums tam, ka kādreiz šeit bija dzīve.

Ir noskaidrots, ka planētas atmosfēras blīvums ir 100 reizes mazāks nekā Zemes. Bet, neskatoties uz to, Marsa atmosfēras slāņos veidojas mākoņi un vējš. Dažkārt virs virsmas plosās milzīgas putekļu vētras.

Kāda temperatūra uz Marsa jau ir zināma, un, pateicoties iegūtajiem datiem, mēs varam secināt, ka uz sarkanā kaimiņa tā ir daudz vēsāka nekā uz Zemes. Polu reģionā ziemā tas tika reģistrēts -125 grādos pēc Celsija, un augstākais vasarā sasniedz +20 grādus ekvatorā.

Cik atšķirīgs no Zemes

Starp planētām ir daudz atšķirību, dažas no tām ir diezgan nozīmīgas. Marss ir daudz mazāks nekā Zeme, divas reizes. Un planēta atrodas daudz tālāk no Saules: attālums līdz zvaigznei ir gandrīz 1,5 reizes lielāks nekā mūsu planētai.

Tā kā planētas masa ir salīdzinoši maza, tad tā ir gandrīz trīs reizes mazāka nekā uz Zemes. Uz Marsa, kā arī uz mūsu planētas ir dažādi gadalaiki, taču to ilgums ir gandrīz divreiz ilgāks.

Atšķirībā no Zemes, Marsa, kura vidējā gaisa temperatūra ir -30 ...- 40 ° C, atmosfēra ir ļoti reta. Tās sastāvā dominē oglekļa dioksīds, kas nozīmē to neesamību.Tāpēc dienas laikā temperatūra uz Marsa netālu no virsmas ievērojami mainās. Piemēram, pusdienlaikā var būt -18 ° C, bet vakarā - jau -63 ° C. Naktī temperatūra pie ekvatora tika reģistrēta un pie 100 grādiem zem nulles.

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 diennakts temperatūras svārstības nav tik būtiskas kā Mēness un Merkura bez atmosfēras. 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 ir tuvu piesātinājumam, tāpēc tas bieži pulcējas mākoņos. Parasti ūdens mākoņi veidojas 10-30 km virs virsmas. Tie ir koncentrēti galvenokārt pie ekvatora un tiek novēroti gandrīz visu gadu. Mākoņus, kas novēroti augstā atmosfēras līmenī (vairāk nekā 20 km), veido CO 2 kondensācija. 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 nesenās (2017. gada) Marsa atmosfēras parādību simulācijas parādīja, ka vidēja platuma grādos, kur regulāri notiek dienas un nakts maiņa, pēc saulrieta mākoņi strauji atdziest, un tas var izraisīt sniega vētras, kuru laikā daļiņu ātrums faktiski var sasniegt 10 m / no. Zinātnieki pieņem, ka spēcīgs 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. Tādējādi 1979. gada ziemā Viking-2 nolaišanās zonā nokrita plāna sniega kārta, kas ilga vairākus mēnešus.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Marsa atmosfērai raksturīga iezīme ir pastāvīga putekļu klātbūtne, kuru daļiņas ir aptuveni 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 starpības izpausmēm, bieži pūš pār planētas virsmu (īpaši pavasara beigās - vasaras sākumā dienvidu puslodē, kad temperatūras 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 orbītām uzņemtajos attēlos, izrādījās diez vai pamanāmas, kad tās filmēja no nolaišanās transportlīdzekļiem. Putekļu vētru pāreja šo kosmosa staciju nosēšanās 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 traucēja 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 salīdzināms ar kopējo putekļu daudzumu zemes atmosfērā.

Jautājums par ūdens pieejamību

Stabila tīra ūdens pastāvēšanai šķidrā stāvoklī - temperatūra un ūdens tvaiku daļējam spiedienam atmosfērā jābūt virs fāzes diagrammas trīskāršā punkta, kamēr 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 saviem 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 gadalaiki mainās rotācijas ass slīpuma dēļ uz orbītas plakni, tāpēc ziemā polārais vāciņš aug ziemeļu puslodē un dienvidu daļā gandrīz pazūd, un pusgadu vēlāk 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 dienvidu cepure ziemā pieaug līdz pusei no pola-ekvatora attāluma, bet ziemeļu - tikai līdz trešdaļai. Kad vasara pienāk vienā 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 parādīja, ka Marsa rotācijas ass slīpums, kas tagad ir 25 ° - aptuveni tāda pati kā Zemes - nesenā pagātnē bija vienāda ar 45 °, un miljoniem gadu skalā tā varēja svārstīties no 10 ° līdz 50 °.