Климат Марса

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Сейчас на Марсе сухой и холодный климат (слева), но на ранних этапах эволюции планеты, скорее всего, была жидкая вода и плотная атмосфера (справа).

В настоящее время Марс — наиболее интересная для изучения планета Солнечной системы. Климат на Марсе, хотя и малоблагоприятен для жизни, всё же наиболее близок к земному. Предположительно в прошлом климат Марса мог быть более тёплым и влажным, а на поверхности присутствовала жидкая вода и даже шли дожди.

Атмосфера[править | править вики-текст]

Атмосфера Марса более разрежена, чем воздушная оболочка Земли, и на 95,9 % состоит из углекислого газа, около 1,9 % приходится на долю азота и  2 % аргона. Содержание кислорода 0,14 %. Среднее давление атмосферы на поверхности в 160 раз меньше, чем у поверхности Земли.

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

Облачность и осадки[править | править вики-текст]

Водяного пара в марсианской атмосфере совсем немного, но при низком давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, и часто собирается в облака. Марсианские облака довольно невыразительны по сравнению с земными. В телескоп видны только самые большие из них, но наблюдения с космических аппаратов показали, что на Марсе встречаются облака самых разнообразных форм и видов: перистые, волнистые, подветренные (вблизи крупных гор и под склонами больших кратеров, в местах, защищённых от ветра). 

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

Над низинами — каньонами, долинами — и на дне кратеров в холодное время суток часто стоят туманы. Зимой 1979 г. в районе посадки «Викинга-2» выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.

В атмосфере Марса могут возникать метели. Марсоход «Феникс» в 2008 году наблюдал[1] в приполярных областях виргу — осадки под облаками, испаряющиеся не долетая до поверхности планеты. По первоначальным оценкам, скорость падения осадков в вирге была очень малой. Однако недавнее (2017 г.) моделирование[2] марсианских атмосферных явлений показало, что на средних широтах, где происходит регулярная смена дня и ночи, после заката облака резко охлаждаются, и это может приводить к метелям, скорость частиц во время которых в действительности может достигать 10 м/с. Учёные допускают, что сильные ветра в совокупности с низкой облачностью (обычно марсианские облака формируются на высоте 10-20 км) могут привести к тому, что снег будет выпадать на поверхность Марса. Это явление подобно земным микропорывам — шквалам из нисходящего ветра со скоростью до 35 м/с, часто связанный с грозами[3].


Температура[править | править вики-текст]

Средняя температура на Марсе значительно ниже, чем на Земле, — около −40°С. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты атмосфера прогревается до 20°С — вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать −153 °С . При зимней температуре даже углекислота замерзает, превращаясь в сухой лед. Такие резкие перепады температуры вызваны тем, что разреженная атмосфера Марса не способна долго удерживать тепло. В результате многочисленных измерений температур в различных точках поверхности Марса получается, что днём на экваторе температура может доходить до +27°С, но уже к вечеру падает до −50°С.

На Марсе существуют 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. Таким образом, Марс — весьма холодный мир, однако климат там ненамного суровее, чем в Антарктиде.


Климат Марса, 4.5ºS, 137.4ºE (с 2012 - до сегодняшнего)
Показатель Янв. Фев. Март Апр. Май Июнь Июль Авг. Сен. Окт. Нояб. Дек. Год
Абсолютный максимум, °C 6 6 1 0 7 23 30 19 7 7 8 8 30
Средний максимум, °C −7 −18 −23 −20 −4 0 2 1 1 4 −1 −3 −5,7
Средний минимум, °C −82 −86 −88 −87 −85 −78 −76 −69 −68 −73 −73 −77 −78,5
Абсолютный минимум, °C −95 −127 −114 −97 −98 −125 −84 −80 −78 −79 −83 −110 −127
Источник: Centro de Astrobiología [4], Погодный твиттер Марсианской научной лаборатории [5]

Вопрос о наличии воды[править | править вики-текст]

Жидкая вода в чистом виде не может стабильно существовать на поверхности Марса при нынешних климатических условиях.

Для стабильного существования чистой воды в жидком состоянии температура и парциальное давление водяного пара в атмосфере должны быть выше тройной точки на фазовой диаграмме, тогда как сейчас они далеки от соответствующих значений. И действительно, исследования, проведённые космическим аппаратом «Маринер-4» в 1965 году, показали, что жидкой воды на Марсе в настоящее время нет, но данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют о наличии воды в прошлом. 31 июля 2008 года вода в состоянии льда была обнаружена на Марсе в месте посадки космического аппарата НАСА «Феникс». Аппарат обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.

На снимке хорошо просматриваются следы промоин

Есть несколько фактов в поддержку утверждения о присутствии воды на поверхности планеты в прошлом. Во-первых, найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды. Во-вторых, очень старые кратеры практически стёрты с лица Марса. Современная атмосфера не могла вызвать такого разрушения. Изучение скорости образования и эрозии кратеров позволило установить, что сильнее всего ветер и вода разрушали их около 3,5 млрд лет назад. Приблизительно такой же возраст имеют и многие промоины.

НАСА 28 сентября 2015 года объявило что на Марсе в настоящее время существуют сезонные потоки жидкой соленой воды. Эти образования проявляют себя в теплое время года и исчезают — в холодное. К своим выводам планетологи пришли, проанализировав высококачественные снимки, полученные научным инструментом High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) орбитального марсианского аппарата Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

Пылевые бури и смерчи[править | править вики-текст]

Пыльные вихри, сфотографированные марсоходом «Оппортьюнити». Цифры в левом нижнем углу отображают время в секундах с момента первого кадра

Одним из проявлений перепада температур являются ветры. Над поверхностью планеты часто дуют сильные ветры, скорость которых доходит до 100 м/с[источник не указан 184 дня]. Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли. Иногда довольно обширные области на Марсе бывают охвачены грандиозными пылевыми бурями. Чаще всего они возникают вблизи полярных шапок. Пылевые бури чаще всего бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Глобальная пылевая буря на Марсе бушевала с сентября 1971 по январь 1972 года, подняв в атмосферу на высоте более 10 км около миллиарда тонн пыли. Она вызвала изменение времени съёмки для картографирования поверхности с борта искусственного спутника «Маринер-9».

Пылевые смерчи — ещё один пример процессов на Марсе, связанных с температурой. Такие смерчи — очень частые проявления на Марсе. Они поднимают в атмосферу пыль и возникают из-за разницы температур. Причина: днём поверхность Марса достаточно нагревается (иногда и до положительных температур), но на высоте до 2-х метров от поверхности атмосфера остается такой же холодной. Такой перепад вызывает нестабильность, поднимая в воздух пыль, — в результате образуются пылевые дьяволы.

Времена года[править | править вики-текст]

На сегодняшний момент известно, что из всех планет Солнечной системы Марс наиболее подобен Земле. Марсианские сутки практически совпадают с земными. Ось вращения Марса наклонена к его орбитальной плоскости приблизительно на 23,9°, что сравнимо с наклоном земной оси, составляющим 23,4° — именно поэтому, как и на Земле, происходит смена сезонов. Ярче всего сезонные изменения проявляются в полярных областях. В зимнее время полярные шапки занимают значительную площадь. Граница северной полярной шапки может удалиться от полюса на треть расстояния до экватора, а граница южной шапки преодолевает половину этого расстояния. Такая разница вызвана тем, что в северном полушарии зима наступает, когда Марс проходит через перигелий своей орбиты, а в южном — когда через афелий. Из-за этого зима в южном полушарии холоднее, чем в северном. И продолжительность каждого из четырех марсианских сезонов разнится в зависимости от его удаления от Солнца. А потому в марсианском северном полушарии зима коротка и относительно «умеренна», а лето длинное, но прохладное. В южном же наоборот — лето короткое и относительно теплое, а зима длинная и холодная.

С наступлением весны полярная шапка начинает «съёживаться», оставляя за собой постепенно исчезающие островки льда. В то же время от полюсов к экватору распространяется так называемая волна потемнения. Современные теории объясняют её тем, что весенние ветры переносят вдоль меридианов большие массы грунта с различными отражательными свойствами.

По-видимому, ни одна из шапок не исчезает полностью. До начала исследований Марса при помощи межпланетных зондов предполагалось, что его полярные области покрыты застывшей водой. Более точные современные наземные и космические измерения обнаружили в составе марсианского льда также замерзший углекислый газ. Летом он испаряется и поступает в атмосферу. Ветры переносят его к противоположной полярной шапке, где он снова замерзает. Этим круговоротом углекислого газа и разными размерами полярных шапок объясняется непостоянство давления марсианской атмосферы.

Изменения со временем[править | править вики-текст]

Изменение угла наклона оси вращения Марса, эксцентриситета его орбиты и поступающего на его поверхность солнечного излучения за последние 10 млн лет.

Как и на Земле, климат Марса претерпевал долгосрочные изменения и на ранних этапах эволюции планеты сильно отличался от нынешнего. Различие состоит в том, что главную роль в циклических изменениях климата Земли играют изменение эксцентриситета орбиты и прецессия оси вращения, притом что наклон оси вращения остаётся примерно постоянным благодаря стабилизирующему воздействию Луны, тогда как Марс, не имея такого большого спутника, может претерпевать существенные изменения наклона оси его вращения. Расчёты показали[6], что наклон оси вращения Марса, составляющий сейчас 25° - примерно ту же величину, что и у Земли, - в недавнем прошлом был равен 45°, а в масштабе миллионов лет мог колебаться от 10° до 50°.

Марс в ледниковый период 2,1 млн - 400 тыс лет назад, когда ось его вращения предположительно была сильно наклонена к плоскости орбиты. Полярные шапки разрастаются до низких широт порядка 30°.

Историю изменений климата на Марсе можно проследить путём анализа слоистых отложений в полярных шапках, на участках, где они доступны для наблюдения в разломах и трещинах. Полагая, что светлые слои образованы отложением льда, а тёмные - отложением пыли, по их числу и толщине (если знать время нарастания) можно судить о циклических вариациях климата и их корреляции с изменением угла наклона оси вращения и эксцентриситета орбиты Марса. Расчёты показывают, что циклы изменения этих параметров длятся всего 2,5 млн лет[7].

При сильном (порядка 45°) наклоне оси вращения планеты на полярные области попадает больше солнечного излучения, и они становятся самыми тёплыми участками. Вода и CO2 в полярных шапках из твёрдого состояния переходят в виде газа в атмосферу, становящуюся таким образом более плотной и потому более тёплой и влажной, а атмосферное давление увеличивается до значений, необходимых для существования воды на поверхности Марса в жидкой фазе. Запускается круговорот воды, подобный происходящему на Земле. Водяной пар из атмосферы конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, проникает в почву и замерзает там. Когда же наклон оси вращения уменьшается, в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных - теплее; вода, замёрзшая в приповерхностных слоях, возвращается в атмосферу в виде пара, перемещается к полюсам и снова конденсируется в ледяные полярные шапки. Большая часть углекислого газа также возвращается в полярные шапки, тем самым делая атмосферу очень разреженной[8]. Такие изменения происходят в масштабах сотен тысяч и даже миллионов лет. По результатам некоторых расчётов, за последние 5 миллионов лет водяной лёд переместился с полюсов к экватору и обратно более 40 раз[9].

Судя по обнаруженному в кратерах льду на довольно низких (порядка 40°) широтах, где температуры по идее слишком высоки для того, чтобы он был стабилен в течение долгого времени, последний ледниковый период ещё не завершился[8].

Измерения соотношений изотопов аргона, подтверждающие потерю значительной части атмосферы Марса.

Итак, климат раннего Марса сильно отличался от наблюдаемого сегодня. Присутствие жидкой воды, подтверждённое многочисленными свидетельствами, предполагает существование достаточно плотной атмосферы. Со временем б́ольшая её часть рассеялась — скорее всего, посредством нетермального механизма ионного распыления частицами солнечного ветра, происходящего из отсутствия у планеты магнитного поля. Это подтверждается измерениями соотношений изотопов аргона, проведёнными аппаратами «Викинг» в 1976 году[10], "Curiosity" в 2013 году[11][12] и «MAVEN» в 2017 году[13], с этим согласуются и данные изучения марсианских метеоритов[14].

Интересные факты[править | править вики-текст]

Наблюдения сезонных изменений деталей альбедо и обнаружение Скиапарелли на Марсе так называемых каналов послужили поводом для предположений о существовании на Марсе развитой цивилизации — более подробно см. статью Жизнь на Марсе.

Типичный марсианский пейзаж напоминает земную пустыню, а поверхность Марса имеет красноватый оттенок из-за повышенного содержания в марсианском песке оксидов железа.

Когда первые фотографии с поверхности Марса, сделанные «Викингом», были переданы на Землю, ученые были очень сильно удивлены, увидев, что Марсианское небо не черное, как это предполагалось, а розовое. Оказалось что пыль, висящая в воздухе, поглощает 40 % поступающего солнечного света, создавая цветной эффект.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Nancy Atkinson. SNOW IS FALLING FROM MARTIAN CLOUDS, Universe Today (29 Sep 2008). Проверено 30 августа 2017.
  2. Aymeric Spiga, David P. Hinson, Jean-Baptiste Madeleine, Thomas Navarro, Ehouarn Millour, François Forget & Franck Montmessin. Snow precipitation on Mars driven by cloud-induced night-time convection : [англ.] // Nature Geoscience. — 2017. — DOI:10.1038/ngeo3008.
  3. Королёв, Владимир. На Марсе предсказали снежные метели с микропорывами, N+1 (23 Авг 2017). Проверено 30 августа 2017.
  4. Centro de Astrobiología
  5. Погодный твиттер Марсианской научной лаборатории
  6. Jihad Touma, Jack Wisdom. The Chaotic Obliquity of Mars : [англ.] // Science. — 1993. — Т. 259, № 5099 (26 February). — С. 1294-1297. — Bibcode1993Sci...259.1294T. — DOI:10.1126/science.259.5099.1294. — PMID 17732249.
  7. Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F. Orbital forcing of the martian polar layered deposits : [англ.] // Nature. — 2002. — Т. 419, № 6905 (26 September). — С. 375-377. — DOI:10.1038/nature01066.
  8. 1 2 Ice Ages (англ.). Mars Education at Arizona State University. Проверено 23 июля 2017.
  9. Марс раскачался: 40 ледниковых периодов за 5 млн. лет (англ.). Популярная механика (18.09.2007). Проверено 23 июля 2017.
  10. Composition of the Atmosphere at the Surface of Mars: Detection of Argon-36 and Preliminary Analysis. Owen T. Biemann K. : [англ.] // Science. — 1976. — Т. 193, вып. 4255. — С. 801–803. — DOI:10.1126/science.193.4255.801.
  11. Sushil K. Atreya, Melissa G. Trainer, Heather B. Franz, Michael H. Wong, Heidi L. K. Manning, Charles A. Malespin, Paul R. Mahaffy, Pamela G. Conrad, Anna E. Brunner, Laurie A. Leshin, John H. Jones, Christopher R. Webster, Tobias C. Owen, Robert O. Pepin, R. Navarro-González. Primordial argon isotope fractionation in the atmosphere of Mars measured by the SAM instrument on Curiosity and implications for atmospheric loss : [англ.] // Geophysical Research Letters. — 2013. — Т. 40, вып. 21 (6 November). — С. 5605–5609. — DOI:10.1002/2013GL057763.
  12. Wall, Mike. Most of Mars' Atmosphere Is Lost in Space, Space.com (April 8, 2013). Проверено 29 июля 2017.
  13. B. M. Jakosky, M. Slipski, M. Benna, P. Mahaffy, M. Elrod, R. Yelle, S. Stone, N. Alsaeed. Mars’ atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar/36Ar : [англ.] // Science. — 2017. — Т. 355, вып. 6332 (31 March). — С. 1408-1410. — DOI:10.1126/science.aai7721.
  14. Bogard DD, Clayton RN, Marti K, Owen T., Turner G. Martian volatiles: Isotopic composition origin, and evolution // Space Science Reviews. — 2001. — Т. 96, вып. 1-4 (апрель). — С. 425–458. — DOI:10.1023/A:1011974028370 DO.

Ссылки[править | править вики-текст]