Атмосфера Марса

Атмосфера Марса
Снимок «Викинга», 1976
Общая информация
Высота	11,1 км
Среднее давление у поверхности	6,1 мбар
Масса	2,5⋅1016 кг
Состав
Углекислый газ	95,32 %
Азот	2,7 %
Аргон-40	1,6 %
Кислород	0,14 %
Угарный газ	0,08 %
Водяной пар	15-1500 ppmv
Аргон-36+Аргон-38	5,3 ppmv
Неон	2,5 ppmv
Криптон	0,3 ppmv
Ксенон	0,08 ppmv
Озон	10-350 ppbv
Пероксид водорода	10-40 ppbv

Атмосфера Марса — газовая оболочка, окружающая планету Марс. Существенно отличается от земной атмосферы как по химическому составу, так и по физическим параметрам. Давление у поверхности составляет в среднем 0,6 кПа или 6 мбар (1/110 от земного, или равно земному на высоте свыше тридцати километров от поверхности Земли). Примерная толщина атмосферы — 110 км, примерная масса — 2,5⋅10¹⁶ кг. Марс имеет очень слабое магнитное поле (по сравнению с земным), и в результате солнечный ветер вызывает диссипацию атмосферных газов в космос со скоростью 300±200 тонн в день (в зависимости от текущих солнечной активности и расстояния от Солнца).

Изучение

Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 1920-х годов. Измерения В.Лампланда в 1922 году дали среднюю температуру поверхности Марса 245 K (−28 °C), Э.Петтит и С.Никольсон в 1924 году получили 260 K (−13 °C). Более низкое значение получили в 1960 году У.Синтон и Дж. Стронг: 230 K (−43 °C).

Структура атмосферы

Высота над поверхностью, км

Из-за меньшей по сравнению с Землей силой тяжести Марс характеризуется меньшими градиентами плотности и давления его атмосферы, а поэтому марсианская атмосфера гораздо протяженнее земной. Высота однородной атмосферы на Марсе больше, чем на Земле, и составляет около 11 км. Несмотря на сильную разреженность марсианской атмосферы, в ней по разным признакам выделяются те же концентрические слои, что и в земной. В целом атмосфера Марса подразделяется на две крупные оболочки — гомосферу и гетеросферу. В гомосфере химический состав не зависит от высоты, поскольку процессы переноса тепла и влаги в атмосфере и их обмена по вертикали целиком определяются турбулентным перемешиванием. Так как молекулярная диффузия в атмосфере обратно пропорциональна ее плотности, то с некоторого уровня этот процесс становится преобладающим и является основной особенностью верхней оболочки — гетеросферы, где происходит молекулярное диффузное разделение. Граница раздела между этими оболочками, которая находится на высотах от 120 до 140 км, называется турбопаузой. От поверхности до высоты 20 — 30 км протягивается тропосфера, где температура падает с высотой. Верхняя граница тропосферы колеблется в зависимости от времени года (температурный градиент в тропопаузе меняется от 1 до 3 град/км при среднем значении 2,5 град/км). Над тропопаузой находится изотермическая область атмосферы — стратомезосфера, протягивающаяся до высоты 100 км. Средняя температура стратомезосферы исключительно низкая и составляет — 133°С. В отличие от Земли, где в стратосфере содержится преимущественно весь атмосферный озон, на Марсе его концентрация ничтожно мала (он распределен от высот 50 — 60 км до самой поверхности, там его концентрация максимальна). Выше стратомезосферы простирается верхний слой атмосферы — термосфера. Для нее характерен рост температуры с высотой в среднем от — 133 °С в основании слоя до +27 °С на высоте 200 км. Примерно с высоты 250 км начинается экзосфера Марса, в которой преобладает атомарный водород. Ввиду очень медленного уменьшения концентрации водорода с высотой этот элемент является основным компонентом самых внешних слоев атмосферы планеты и образует водородную корону, простирающуюся на расстояние около 20 000 км. Непрерывное снабжение верхней атмосферы Марса атомарным водородом происходит за счет фотодиссоциации водяного пара у марсианской поверхности. Область с высокой степенью ионизации марсианского «воздуха» находится в интервале высот примерно от 100 до 400 км. Концентрация таких ионов, как O₂⁺, O⁺ и СO₂⁺, в этой области порядка 10³—10⁵ на кубический сантиметр. При этом концентрация ионов максимальна днем и минимальна ночью. Поскольку, как уже было сказано, концентрация озона на Марсе ничтожно мала и нет озонового экрана, как у Земли, ультрафиолетовое излучение доходит до самой поверхности планеты. По этой причине даже на поверхности Марса активно происходят фотохимические реакции. Слой атмосферы, где происходят химические реакции, называется хемосферой. Марсианская хемосфера простирается от поверхности до высоты около 120 км.

Химический состав

Most abundant gases on Mars.

Сравнение состава атмосфер планет земной группы

• Углекислый газ — основной компонент (более 95 %). Несмотря на сильную разрежённость марсианской атмосферы, концентрация углекислого газа в ней примерно в 23 раза больше, чем в земной.
• Азот (2,7 %)
• Аргон (1,6 %)
• Оксид углерода (СО) — является продуктом фотодиссоциации и составляет 8⋅10^-4 от концентрации СО₂.
• Молекулярный кислород (O₂) — появляется в результате фотодиссоциации как CO₂, так и Н₂О в верхней атмосфере Марса. При этом кислород диффундирует в более низкие слои атмосферы, где его концентрация достигает 1,3⋅10^-3 от приповерхностной концентрации С0₂. В древности атмосфера Марса содержала количество кислорода, сопоставимое с его долей на юной Земле.
• Озон — его количество сильно меняется в зависимости от температуры поверхности.
• Вода. Содержание H₂O в атмосфере Марса примерно в 100—200 раз меньше, чем в атмосфере самых сухих регионов Земли, и составляет 10-30 мкм осажденного столба воды. Сезонные и суточные вариации водяного пара находятся в пределах 1-100 мкм. Так, зимой атмосфера практически «сухая». Водяной пар появляется в ней весной, и к середине лета его количество достигает максимума, следуя за изменениями температуры поверхности. В течение периода лето — осень водяной пар постепенно перераспределяется, причем максимум содержания его перемещается от северной полярной области к экваториальным широтам. При этом общее глобальное содержание пара в атмосфере (по данным «Викинга-1») остается приблизительно постоянным и эквивалентным 1,3 км³ льда. Максимальное содержание Н₂О (100 мкм осажденной воды, равное 0,2 объемных %) было зафиксировано летом над темным районом, опоясывающим северную остаточную полярную шапку. В это время года атмосфера надо льдом полярной шапки обычно близка к насыщению.
• Метан.

Состав и давление атмосферы Марса делают невозможным дыхание человека. Для работы на поверхности планеты необходим скафандр, хотя и не настолько громоздкий и защищенный, как для Луны и открытого космоса. Атмосфера Марса сама по себе не ядовита и состоит из химически инертных газов. Атмосфера несколько тормозит метеоритные тела, поэтому кратеров на Марсе меньше чем на Луне и они менее глубокие. А микрометеориты сгорают полностью, не достигая поверхности.

Вода, облачность и осадки

Иней на поверхности Марса (снимок аппарата «Викинг-2»)

Низкая плотность не мешает атмосфере формировать масштабные явления, влияющие на климат.

Водяного пара в марсианской атмосфере не более тысячной доли процента, однако по результатам недавних (2013 г.) исследований, это всё же больше, чем предполагалось ранее, и больше, чем в верхних слоях атмосферы Земли, и при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, поэтому часто собирается в облака. Как правило, водяные облака формируются на высотах 10-30 км над поверхностью. Они сосредоточены в основном на экваторе и наблюдаются практически на протяжении всего года. Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO₂. Этот же процесс ответствен за формирование низких (на высоте менее 10 км) облаков полярных областей в зимний период, когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO₂ (-126 °С); летом же формируются аналогичные тонкие образования из льда Н₂О

Образования конденсационной природы представлены также туманами (или дымками). Они часто стоят над низинами — каньонами, долинами — и на дне кратеров в холодное время суток.

Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных явлений было обнаружено («Викингом-1») при фотографировании северной полярной области в 1978 г. Это циклонические структуры, четко отождествляемые на фотографиях по вихревидным системам облаков с циркуляцией против часовой стрелки. Они были обнаружены в широтном поясе 65-80° с. ш. в течение «теплого» периода года, с весны до начала осени, когда здесь устанавливается полярный фронт. Его возникновение обусловлено существующим в это время года резким контрастом температур поверхности между краем ледяной шапки и окружающими равнинами. Связанные с таким фронтом волновые движения воздушных масс и приводят к появлению столь знакомых нам по Земле циклонических вихрей. Обнаруженные на Марсе системы вихревидных облаков по размеру колеблются от 200 до 500 км, скорость их перемещения около 5 км/ч, а скорость ветров на периферии этих систем около 20 м/с. Длительность существования отдельного циклонического вихря колеблется от 3 до 6 сут. Величины температур в центральной части марсианских циклонов свидетельствуют о том, что облака состоят из кристалликов льда воды.

В 2008 году марсоход «Феникс» наблюдал в приполярных областях Марса неожиданное для почти лишенной атмосферы планеты явлений — виргу (это полоса осадков под облаками, испаряющихся не долетая до поверхности планеты). По первым оценкам ученых, скорость падения осадков в вирге была очень малой. Однако в 2017 году моделирование марсианских атмосферных явлений показало, что в действительности скорость частиц во время метелей может достигать 10 м/с. Это связано с резким охлаждением марсианских облаков после заката — со скоростью порядка четырех градусов в час. Так что во время марсианских ночей, через пару часов после полуночи, можно ожидать интенсивные метели. Ранее считалось, что «медленная» метель обязательно приведет к формированию вирги — частицы будут испаряться в воздухе, не долетая до поверхности. Авторы новой же работы допускают, что сильные ветра в совокупности с низкой облачностью могут привести к тому, что снег будет выпадать на поверхность Марса. Это явление напоминает собой земные микропорывы — шквалы из нисходящего ветра со скоростью до 35 м/с, часто связанные с грозами. Новый механизм может не отражать причины метели, зафиксированной марсоходом «Феникс», так как он находился в полярных широтах, где Солнце почти не заходит, а в такой ситуации практически не возникают необходимые ночные условия, обуславливающие метели. Однако механизм вполне может реализоваться на средних широтах красной планеты.

Снег действительно наблюдался неоднократно. Так, зимой 1979 г. в районе посадки «Викинга-2» выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.

• 
  Анимация движения облаков, фотографии с аппарата Феникс
• 
  Анимация движения облаков по снимкам марсохода Curiosity.

Пылевые бури и пылевые дьяволы

Рассеяние солнечного света пылью в атмосфере Марса на закате, снимок фотокамеры Mars Pathfinder.

Характерная особенность атмосферы Марса — постоянное присутствие пыли; согласно спектральным измерениям, размер пылевых частиц оценивается в 1 мкм. Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли. А ветры, являющиеся одним из проявлений перепада температур, часто дуют над поверхностью планеты, и их скорость доходит до 100 м/с. Таким образом формируются обширные пылевые бури, давно наблюдаемые в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Скорость перемещения пылевых облаков достигает 40-60 км/ч. Максимум развития желтых облаков на Марсе (до сплошной пелены) достигается в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Чаще всего пылевые бури возникают вблизи полярных шапок, их продолжительность может достигать 50-100 суток. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами.

Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы.

С сентября 1971 по январь 1972 г. на Марсе происходила глобальная пылевая буря, которая даже помешала фотографированию поверхности с борта зонда «Маринер-9». Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в этот период, составляла от 7,8⋅10^-5 до 1,66⋅10^-3г/см². Таким образом, общий вес пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 10⁸ — 10⁹ т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере.

Пылевые смерчи — еще один пример процессов, возникающих из-за разницы температур: днем поверхность Марса достаточно нагревается (иногда и до положительных температур), но на высоте до 2х метров от поверхности атмосфера остается такой же холодной, и такой перепад вызывает нестабильность, поднимая в воздух пыль — так образуются пылевые дьяволы.

Цвет

См. также: Внеземные небеса

Марсианское небо не черное, как это предполагалось, а розовое. Оказалось что пыль, висящая в воздухе, поглощает 40 % поступающего солнечного цвета, создавая цветной эффект.

Пыль придаёт атмосфере желтый оттенок.

Изменения

Суточные колебания

Поскольку атмосфера Марса сильно разрежена, она плохо сглаживает суточные колебания температуры поверхности. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20° С (а на экваторе — до +30 °C) — вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать даже на экваторе −80 °C до −125° С, а на полюсах ночная температура может падать до −143 °C. Однако суточные колебания температуры не столь значительны, как на безатмосферных Луне и Меркурии. На Марсе существуют и температурные оазисы, в районах «озера» Феникс (плато Солнца) и земли Ноя перепад температур составляет от −53° С до +22° С летом и от −103° С до −43° С зимой. Итак, Марс — весьма холодный мир, однако климат там ненамного суровее, чем в Антарктиде.

Годовой цикл

Масса атмосферы в течение года сильно меняется из-за конденсации в полярных шапках больших объёмов углекислого газа в зимнее время и испарения — в летнее

Как и на Земле, на Марсе происходит смена времен года из-за наклона оси вращения к плоскости орбиты, поэтому зимой в северном полушарии полярная шапка растет, а в Южном почти исчезает, а через полгода полушария меняются местами. При этом из-за достаточно большого эксцентриситета орбиты планеты в северном полушарии зима короткая и относительно умеренная, а лето длинное, но прохладное, в южном же наоборот — лето короткое и относительно теплое, а зима длинная и холодная. В связи с этим южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная — только до трети. Когда на одном из полюсов наступает лето, углекислый газ из соответствующей полярной шапки испаряется и поступает в атмосферу; ветры переносят его к противоположной шапке, где он снова замерзает. Таким образом происходит круговорот углекислого газа, который наряду с разными размерами полярных шапок вызывает изменение давления атмосферы Марса по мере его обращения вокруг Солнца.

См. также

• Атмосфера
• Атмосферное давление
• Углекислый газ
• Климат Марса
• Колонизация Марса
• Терраформирование