Марс, Детальна інформація

Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хімічно нейтральних газів, таких, як азот, аргон тощо.

Отже, тиск біля поверхні Марса не перевищує 15 мм рт. ст.

Хімічний та аерозольний склад атмосфери

Дослідження хімічного складу атмосфери Марса показали, що кисень в ній становить, імовірно, близько 0,1 %, вуглекислий газ—2,2% загального об'єму. Інших газів, які можна було б виявити шляхом спостережень з поверхні Землі, в атмосфері Марса не знайдено.

При вивченні хімічного складу атмосфери планети ми завжди виходимо з припущення про первісний склад газової хмари, з якої потім утворились планети. Хімічний склад цієї хмари повинен відповідати поширеності хімічних елементів у космічному просторі.

Через те що швидкість звітрювання на Марсі дорівнює 5,1 км/сек, тобто приблизно вдвічі менша, ніж на Землі, можна твердити, що легкі гази, такі, як водень, гелій і деякі інші, утриматись в атмосфері Марса не здатні і повинні зникнути.

Насправді з кінетичної теорії, газу випливає, що, коли вік Марса такий же, як і Землі (4,5 млрд. років), в його атмосфері могли утриматись тільки ті гази, для яких швидкість теплового руху не перевищує 1 км/сек. Температура атмосфери Марса становить близько — 70° С. При такій температурі всі гази, у яких молекулярна вага менша за 6, не могли утриматись в його атмосфері. Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хімічно нейтральних газів, таких, як азот, аргон тощо.

Знаючи хімічний склад і температуру атмосфери, можна підрахувати, як змінюється атмосферний тиск з висотою. Обчислення показують, що на кожний кілометр атмосферний тиск на Марсі зменшується швидше, ніж на Землі, майже вдвічі. Це означає, що на висоті близько 30 км від поверхні Землі атмосферний тиск такий же, як І біля поверхні Марса, а на більших висотах перевищує земний тиск. Те ж саме можна сказати і про зміни щільності марсіанської атмосфери з висотою. На висоті близько 40 км значення щільності атмосфери Марса і Землі зрівнюються. Можливо, що метеорні явища, або так звані падаючі зірки, в атмосфері Марса спостерігаються на висотах трохи більших, ніж в атмосфері Землі.

Є підстава вважати, що, як і земна, атмосфера Марса має тропосферу, стратосферу і іоносферу.

В атмосфері Землі поглинання сонячного випромінювання відбувається, зокрема, завдяки наявності водяної пари. На Марсі цю роль деякою мірою може відігравати вуглекислий газ. В атмосфері Марса вуглекислого газу і 10—15 разів більше, ніж в атмосфері Землі, а температура верхніх шарів марсіанської атмосфери більш низька, бо при тепловому випромінюванні СО атмосфера повинна охолоджуватись.

Завдяки наявності в атмосфері Марса згаданої кількості СО та його спроможності поглинати сонячне випромінювання зміни температури з висотою, мабуть мають такий самий характер, як і в атмосфері Землі. В атмосфері Марса температура спочатку повинна різко знижуватись, потім це зниження уповільнюється і, нарешті, па якомусь відрізку висот температура залишається сталою. Отже, Марс як і Земля, повинен мати стратосферу. Нижня її межа розташовані на висоті приблизно 10—15 км над поверхнею.

На підставі теоретичних припущень встановлено, що температура стратосфери дорівнює близько - 100\x00BAС, коли вважати, що температура атмосфери поблизу поверхні була на 50° С нижча від температури самої поверхні.

Питання про природу частинок, що утворюють фіолетові хмари, тісно пов’язане з температурою тропопаузи.

Отже, найімовірнішим поясненням фіолетових хмар, а також фіолетового шару з точки зору теорії є припущення про скупчення кристаликів льоду діаметром близько 0,3 мк. Такі частинки ми часто спостерігаємо на Землі в морозну погоду, коли вони утворюють так звану морозну імлу.

Вперше хмари такого типу спостерігали на Марсі ще на початку XX ст. але лише за останній час дійшли більш-менш конкретного висновку щодо природи і розміру частинок, які утворюють ці хмари. Думка про те, жовті хмари складаються з частинок пилу, піднятих вітром на велику висоту (кілька кілометрів), виникла давно. В і 956 р. під час великого протистояння Марс пилові бурі шторми на ньому досягли величезних, масштабів. Невеличка жовта хмара, що з'явилась на Марс наприкінці серпня, згодом виросла в суцільне „покривало”, яке помітно зменшило поверхневі контрасти, червоних променях. Вся південна півкуля, планети, а потім полярна шапка па тривалий час позбулись свого звичайного вигляду: спостерігачі побачили лише однорідну кулю.

На закінчення зауважимо, що постачальником пилу в атмосферу Марса є не лише порошок, здутий вітром і марсіанських пустель, але також і речовина метеорного походження, що безперервно надходить в атмосферу зовні — з космічного простору.

Вода на Марсі

На основі спектрофотометричних спостережень Марс не можна було виявити в його атмосфері бодай незначних слідів водяної пари. Астрономи лише дійшли висновку про те, що густина водяної пари в марсіанській атмосфері не перевищує 0,1 г/см3 (близько 1% густини водяної пари в атмосфері Землі).

Перш за все, «танення» полярних шапок давно наштовхувало на думку, що, полярні райони Марса вкриті снігом. Принаймні визначені температури полярних шапок (—100°С) геть відкидають гіпотезу про вуглекислий склад цих утворень. Адже при такій температурі на Марсі СО не може затвердіти. Виходячи з швидкості зменшення полярних шапок (15—20 км за добу) під час марсіанської весни в певній півкулі і беручи до уваги те, що Марс одержує від Сонця в 2,3 раза менше тепла, ніж Земля, ми повинні зробити висновок про незначну товщину сніжного шару на Марсі (кілька, сантиметрів).

На початку весни в тій чи іншій півкулі Марса полярна шапка займає площу близько 30 млн. км2. В цей період на протилежній півкулі шапка має мінімальний розмір. Деяка кількість кристаликів замерзлої води в цей час знаходиться в атмосфері планети. Коли врахувати всі ці запаси, то виявляється, що загальний об'єм води на Марсі становить близько 1000 куб. км.

Температура кипіння води, в умовах низького атмосферного тиску на Марсі, не перевищує 20—30°С. Обчислення кількості води в атмосфері Марса показали, що наш рожевий сусіда дуже .бідний на атмосферну вологу — близько 10 мк рівномірно розподіленої по всій поверхні, водяної плівки.

Спостереження показали що, кількість води в атмосфері Марса еквівалентні 40 мк води.

Літо і зима на планеті

Кут нахилу осі обертання Марса до площин орбіти, становить 64\x00BA05\x00B4, а тому на Марсі, як і на Землі, відбуваються зміни пір року. Але, оскільки марсіанський рік майже вдвічі довший, ніж земний (686,98 земних діб), то й сезони там тривають надзвичайно довго.

В літній для північної півкулі Землі період (в липні) наша планета найбільше віддалена від Сонця (152 млн. км), а в зимовий (січень) — найменше (147 млн. км). Різниця— 4 млн. км — незначна, а тому літо в північній та південній півкулях майже однаково тепле. Для Марса ж ця різниця становить 43 млн. км, а тому інтенсивність сонячного опромінювання планети змінюється майже в 1,5 раза. Через це клімат у північній та південній півкулях Марса помітно відрізняється. Літо південної півкулі жаркіше за літо північної, а зима північної півкулі—тепліша, ніж зима південної.

В міру танення полярної шапки поступово темнішають марсіанські моря. Причому швидкість поширення хвилі потемніння виявилась досить великою. Деяку схожість з марсіанським спектром, мають лист лілеї Agapanthus та кактус. На думку експериментаторів, ці рослини заслуговують на особливу увагу ще й з іншого боку. Виявилось, що ці екземпляри мають захисну оболонку, що перешкоджає випаровуванню вологи. Така захисна мембрана може бути істотним фактором для марсіанської рослинності, коли прийняти до уваги особливості біології Марса.

У питанні про життя на Марсі з давніх часів велику роль відводили марсіанським «каналам». За останній час астрономи, користуючись потужними, телескопам довели, що ці утворення дійсно існують на поверхні Марса у великій кількості і ширина їх досягає багатьох десятків кілометрів. Нічого іншого, крім Їх об'єктивного: існування, про канали ми не знаємо. Проблему канал можна розв'язати лише шляхом фотографування поверхні Марса за допомогою космічних ракет з невеликої відстані.

Насамперед згадаймо про відомі всьому світові дослідження, що їх протягом кількох років виконував видатний радянський астрофізик — засновник так званої астроботаніки — Г. Л. Тихов.

Вчений був упевнений, що темні ділянки марсіанської поверхні так (звані «моря») вкриті рослинністю і, виходячи з цього, прагнув до наукового пояснення того спостережуваного факту, що «моря» Марса в спектрі відбитого ними сонячного світла не дають особливостей, характерних для земних рослин—відсутність смуг поглинання хлорофілу в червоній ділянці спектра, значне загальне вбирання інфрачервоної радіації.

Марс зблизька