Klima Marsu - Climate of Mars
Klima Marsu byla tématem vědecké zvědavosti po celá staletí, zčásti proto, že to je jediný terestrická planeta , jejíž povrch může být přímo pozorovány v detailu ze Země pomocí z teleskopu .
Přestože je Mars menší než Země , 11% hmotnosti Země a 50% dále od Slunce než Země, jeho klima má důležité podobnosti, jako je přítomnost polárních ledovců , sezónní změny a pozorovatelné vzorce počasí. Přilákala trvalou studii od planetologů a klimatologů . Zatímco klima Marsu má podobnost se zemským, včetně periodických dob ledových , existují také důležité rozdíly, například mnohem nižší tepelná setrvačnost . Atmosféra Marsu má výšku měřítka přibližně 11 km (36 000 stop), což je o 60% větší než na Zemi. Klima má značný význam pro otázku, zda na planetě existuje nebo kdy byl život. Klima nakrátko získalo větší zájem o zprávy díky měření NASA, které naznačuje zvýšenou sublimaci jedné téměř polární oblasti, což vedlo k populárním spekulacím tisku, že Mars prochází souběžným obdobím globálního oteplování , ačkoli průměrná teplota Marsu se v posledních desetiletích skutečně ochladila , a samotné polární čepice rostou .
Mars byl studován pozemskými přístroji od 17. století, ale pozorování blízkého dosahu bylo možné až od začátku průzkumu Marsu v polovině 60. let. Průletové a orbitální kosmické lodě poskytly data shora, zatímco přistávací a roverské přístroje měřily přímo atmosférické podmínky. Pokročilé orbitální přístroje Země dnes nadále poskytují některá užitečná pozorování „velkých obrazů“ relativně velkých povětrnostních jevů.
První marťanská průletová mise byla Mariner 4 , která dorazila v roce 1965. Ten rychlý dvoudenní průchod (14. – 15. Července 1965) se surovými nástroji jen málo přispěl ke stavu znalostí o marťanském klimatu. Pozdější námořní mise ( Mariner 6 a Mariner 7 ) vyplnily některé mezery v základních klimatických informacích. Studie klimatu založené na datech začaly vážně s přistávacími programy programu Viking v roce 1975 a pokračují s takovými sondami, jako je Mars Reconnaissance Orbiter .
Tato pozorovací práce byla doplněna typem vědecké počítačové simulace, která se nazývá model obecného oběhu na Marsu . Několik různých iterací MGCM vedlo k lepšímu porozumění Marsu i omezením těchto modelů.
Historická pozorování klimatu
Giacomo Maraldi v roce 1704 určil, že jižní čepice není soustředěna na rotačním pólu Marsu. Během opozice v roce 1719 Maraldi pozoroval jak polární čepice, tak časovou proměnlivost jejich rozsahu.
William Herschel byl prvním, kdo ve svém příspěvku z roku 1784 nazvaném O pozoruhodných podobách v polárních oblastech na planetě Mars odvodil nízkou hustotu atmosféry Marsu, sklon její osy, polohu jejích pólů a sféroidní postavu; s několika radami týkajícími se jeho skutečného průměru a atmosféry . Když se zdálo, že Mars prochází blízko dvou slabých hvězd bez vlivu na jejich jas, Herschel správně usoudil, že to znamená, že kolem Marsu je málo atmosféry, která by zasahovala do jejich světla.
Objev Honore Flaugergues z roku 1809 „žlutých mraků“ na povrchu Marsu je prvním známým pozorováním marťanských prachových bouří. Flaugergues také pozorovali v roce 1813 výrazné ubývání polárního ledu během marťanského jara. Jeho spekulace, že to znamená, že Mars je teplejší než Země, se ukázaly jako nepřesné.
Marťanská paleoklimatologie
Pro geologický čas na Marsu se nyní používají dva systémy seznamování . Jeden je založen na hustotě kráteru a má tři věkové kategorie: Noachian , Hesperian a Amazonian . Druhý je mineralogická časová osa, která má také tři věkové kategorie: Phyllocian , Theikian a Siderikian .
Nedávná pozorování a modelování přinášejí informace nejen o současném klimatu a atmosférických podmínkách na Marsu, ale také o jeho minulosti. Marťanská atmosféra z Noachianovy éry byla dlouho teoretizována jako bohatá na oxid uhličitý . Nedávná spektrální pozorování ložisek jílových minerálů na Marsu a modelování podmínek tvorby jílových minerálů zjistila, že v jílu té doby je v jílu málo nebo vůbec žádný uhličitan . Tvorba jílu v prostředí bohatém na oxid uhličitý je vždy doprovázena tvorbou uhličitanu, ačkoli uhličitan může být později rozpuštěn kyselinou vulkanickou.
Objev minerálů vytvořených ve vodě na Marsu, včetně hematitu a jarositu , pomocí roveru Opportunity a goethitu pomocí roveru Spirit , vedl k závěru, že klimatické podmínky v dávné minulosti umožňovaly volně tekoucí vodu na Marsu. Morfologie některých dopadů kráteru na Mars naznačuje, že v době dopadu byla země mokrá. Geomorfická pozorování jak rychlosti eroze krajiny, tak sítí marťanských údolí také silně naznačují teplejší a vlhčí podmínky na Marsu z období Noachian (dříve než před zhruba čtyřmi miliardami let). Chemická analýza vzorků marťanských meteoritů však naznačuje, že okolní teplota blízkého povrchu Marsu byla s největší pravděpodobností pod 0 ° C (32 ° F) za poslední čtyři miliardy let.
Někteří vědci tvrdí, že velká hmotnost sopek Tharsis měla zásadní vliv na klima Marsu. Vybuchující sopky vydávají velké množství plynu, hlavně vodní páry a CO 2 . Sopkami mohlo být uvolněno tolik plynu, aby byla dřívější atmosféra Marsu silnější než atmosféra Země. Sopky mohly také emitovat dostatek H 2 O na pokrytí celého povrchu Marsu do hloubky 120 m (390 stop). Oxid uhličitý je skleníkový plyn, který zvyšuje teplotu planety: zachycuje teplo absorbováním infračerveného záření . Sopky Tharsis by tedy uvolněním CO 2 mohly v minulosti učinit Mars více podobným Zemi. Mars mohl mít kdysi mnohem hustší a teplejší atmosféru a mohly tam být oceány nebo jezera. Ukázalo se však extrémně obtížné sestrojit přesvědčivé globální klimatické modely pro Mars, které produkují teploty nad 0 ° C (32 ° F) v kterémkoli bodě své historie, ačkoli to může jednoduše odrážet problémy s přesnou kalibrací takových modelů.
Důkazy o geologicky nedávné extrémní době ledové na Marsu byly zveřejněny v roce 2016. Jen před 370 000 lety by se planeta jevila více bílá než červená.
Počasí
Teplota a cirkulace Marsu se mění každý rok na Marsu (jak se očekávalo u každé planety s atmosférou a axiálním náklonem ). Na Marsu chybí oceány, zdroj mnoha meziročních variací na Zemi. Údaje z Mars Orbiter Camera začínající v březnu 1999 a pokrývající 2,5 marťanských let ukazují, že marťanské počasí bývá opakovatelnější, a tudíž předvídatelnější než počasí na Zemi. Pokud k události dojde v určitém ročním období v jednom roce, dostupná data (jakkoli řídká) naznačují, že je docela pravděpodobné, že se příští rok zopakuje na téměř stejném místě, dá nebo zabere týden.
29. září 2008 přistávací modul Phoenix detekoval sníh padající z mraků 4,5 km (2,8 mi) nad místem přistání poblíž kráteru Heimdal . Srážky se vypařily, než se dostaly na zem, což je jev zvaný virga .
Mraky
Marťanské prachové bouře mohou v atmosféře, kolem které se mohou tvořit mraky, nakopnout jemné částice. Tyto mraky se mohou tvořit velmi vysoko, až 100 km (62 mi) nad planetou. První snímky Marsu zaslané Marinerem 4 ukázaly viditelná oblaka v horní atmosféře Marsu. Mraky jsou velmi slabé a lze je vidět pouze odrážející sluneční světlo proti temnotě noční oblohy. V tomto ohledu vypadají podobně jako mezosférické mraky, známé také jako noční svítící mraky , na Zemi, které se vyskytují asi 80 km (50 mi) nad naší planetou.
Teplota
Měření teploty Marsu předchází vesmírnému věku . Raná instrumentace a techniky radioastronomie však přinesly surové, odlišné výsledky. Rané průletové sondy ( Mariner 4 ) a pozdější oběžné dráhy používaly k provádění aeronomie rádiové zákryty . S chemickým složením již odvozeným ze spektroskopie bylo poté možné odvodit teplotu a tlak. Nicméně, průletové zákryty mohou měřit vlastnosti pouze podél dvou transektů , na vstupech a výstupech jejich trajektorií z disku Marsu, jak je vidět ze Země. Výsledkem jsou „momentky“ počasí v určité oblasti v určitý čas. Orbitery pak zvyšují počet rádiových transektů. Pozdější mise, počínaje dvěma průlety Mariner 6 a 7 , plus sovětský Mars 2 a 3 , nesly infračervené detektory k měření zářivé energie . Mariner 9 byl první, kdo v roce 1971 umístil infračervený radiometr a spektrometr na oběžnou dráhu Marsu, spolu s dalšími nástroji a rádiovým vysílačem. Následovaly Viking 1 a 2 , nejen infračervené termální mapovače (IRTM). Mise by také potvrdit tyto vzdálené datové sady snímacích nejen s jejich in situ Lander metrologických ramena, ale s vyšší nadmořskou výškou snímače teploty a tlaku na jejich původu.
Pro průměrnou teplotu na Marsu byly hlášeny různé hodnoty in situ , přičemž společná hodnota byla −63 ° C (210 K; −81 ° F). Povrchové teploty mohou v poledne na rovníku dosáhnout maxima kolem 20 ° C (293 K; 68 ° F) a na pólech minima kolem -153 ° C (120 K; -243 ° F). Skutečná teplotní měření na místě vikingských landerů se pohybují od -17,2 ° C (256,0 K; 1,0 ° F) do -107 ° C (166 K; -161 ° F). Nejteplejší teplota půdy odhadovaná Vikingem Orbiterem byla 27 ° C (300 K; 81 ° F). Rover Spirit zaznamenal maximální denní teplotu vzduchu ve stínu 35 ° C (308 K; 95 ° F) a pravidelně zaznamenával teploty výrazně nad 0 ° C (273 K; 32 ° F), s výjimkou zimy.
Bylo hlášeno, že „na základě údajů o noční teplotě vzduchu bylo každé severní jaro a začátek severního léta, které bylo dosud pozorováno, totožné s úrovní experimentální chyby (s přesností ± 1 ° C)“, ale že „denní data, nicméně naznačuje poněkud odlišný příběh, přičemž teploty se v této sezóně pohybují meziročně až o 6 ° C. Tento rozpor mezi dnem a nocí je neočekávaný a není mu rozumět “. Na jižním jaře a v létě dominují rozptylu prachové bouře, které zvyšují hodnotu noční nízké teploty a snižují denní špičkové teploty. To má za následek malý (20 ° C) pokles průměrné povrchové teploty a mírné (30 ° C) zvýšení teploty v horní atmosféře.
Před a po vikingských misích byly ze Země pomocí mikrovlnné spektroskopie určeny novější a pokročilejší marťanské teploty. Protože je mikrovlnný paprsek pod 1 úhlovou minutou větší než disk planety, výsledky jsou globální průměry. Později se Mars Global Surveyor je Thermal Emission Spectrometer a v menší míře 2001 Mars Odyssey je THEMIS nemohl jen reprodukovat infračervené měření, ale intercompare přistávací modul, vozítko a data mikrovlnné Země. Mars Reconnaissance Orbiter je Mars Climate Sounder lze podobně odvodit atmosférické profily . Soubory dat „naznačují obecně chladnější atmosférické teploty a nižší zatížení prachem v posledních desetiletích na Marsu než během Vikingské mise“, přestože vikingská data byla dříve revidována směrem dolů. Data TES uvádějí, že „v období let 1997 - 1977 byly pozorovány mnohem chladnější (10–20 K) globální atmosférické teploty“ a „že globální aférická atmosféra Marsu je chladnější, méně prašná a zakalená, než naznačuje zavedená vikingská klimatologie „opět s přihlédnutím k revizím údajů Vikingů Wilsona a Richardsona.
Pozdější srovnání, i když připustilo, že „je to nejreprezentativnější mikrovlnný záznam teplot vzduchu“, se pokusilo sloučit nesouvislý rekord kosmických lodí. Nebyl viditelný žádný měřitelný trend v globální průměrné teplotě mezi Viking IRTM a MGS TES. "Teploty vzduchu Vikingů a MGS jsou v tomto období v podstatě nerozeznatelné, což naznačuje, že éry Vikingů a MGS jsou charakterizovány v podstatě stejným klimatickým stavem." Bylo zjištěno, „je silný rozpor “ mezi severní a jižní polokoule, „velmi asymetrický vzor na Marsu ročního cyklu: a severní jaro a léto, které je relativně chladné, a ne velmi prašná, a relativně bohatá na vodní páry a ledových mraků a jižní léto spíše podobné tomu, které pozoroval Viking, s teplejšími teplotami vzduchu, menším množstvím vodní páry a vodního ledu a vyšší hladinou atmosférického prachu. “
Přístroj Mars Reconnaissance Orbiter MCS (Mars Climate Sounder) byl po příjezdu schopen krátkodobě fungovat společně s MGS; k překlenutí jednoho dobře kalibrovaného záznamu lze také použít méně schopné datové sady Mars Odyssey THEMIS a Mars Express SPICAM. Zatímco teploty MCS a TES jsou obecně konzistentní, vyšetřovatelé uvádějí možné ochlazení pod analytickou přesností. "Po započítání tohoto modelovaného chlazení jsou teploty MCS MY 28 v průměru o 0,9 (denní) a 1,7 K (noční) chladnější než měření TES MY 24."
To bylo navrhl, že Mars měl hodně hustší, teplejší atmosféru brzy v jeho historii. Velkou část této rané atmosféry by tvořil oxid uhličitý. Taková atmosféra by zvýšila teplotu, alespoň na některých místech, nad bod mrazu vody. S vyšší teplotou mohla tekoucí voda vybojovat mnoho kanálů a odtokových údolí, která jsou na planetě běžná. Může se také shromáždit a vytvořit jezera a možná i oceán. Někteří badatelé tvrdili, že atmosféra Marsu mohla být mnohonásobně silnější než atmosféra Země; nicméně výzkum publikovaný v září 2015 rozšířil myšlenku, že možná raná marťanská atmosféra nebyla tak hustá, jak se dříve myslelo.
V současné době je atmosféra velmi řídká. Po mnoho let se předpokládalo, že stejně jako na Zemi byla většina raného oxidu uhličitého uzavřena v minerálech, nazývaných uhličitany. Navzdory použití mnoha nástrojů na oběžné dráze, které hledaly uhličitany, bylo nalezeno velmi málo karbonátových ložisek. Dnes se má za to, že velká část oxidu uhličitého v marťanském vzduchu byla odstraněna slunečním větrem . Vědci objevili dvoustupňový proces, který posílá plyn do vesmíru. Ultrafialové světlo ze Slunce by mohlo zasáhnout molekulu oxidu uhličitého a rozbít ji na oxid uhelnatý a kyslík. Druhý foton ultrafialového světla by následně mohl rozbít oxid uhelnatý na kyslík a uhlík, které by získaly dostatek energie k úniku z planety. V tomto procesu by světelný izotop uhlíku ( 12 C ) s největší pravděpodobností opustil atmosféru. Oxid uhličitý zanechaný v atmosféře by tedy byl obohacen o těžký izotop ( 13 C ). Tato vyšší úroveň těžkého izotopu byla nalezena roverem Curiosity na Marsu. Například kráter Gale má klima ledové čepičky ( EF ).
| Data klimatu pro kráter Gale (2012–2015) | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Měsíc | Jan | Února | Mar | Duben | Smět | Června | Jul | Srpna | Září | Října | listopad | Prosince | Rok |
| Záznam vysokých ° C (° F) | 6 (43) |
6 (43) |
1 (34) |
0 (32) |
7 (45) |
14 (57) |
20 (68) |
19 (66) |
7 (45) |
7 (45) |
8 (46) |
8 (46) |
20 (68) |
| Průměrné vysoké ° C (° F) | −7 (19) |
−20 (−4) |
−23 (−9) |
−20 (−4) |
−4 (25) |
0,0 (32,0) |
2 (36) |
1 (34) |
1 (34) |
4 (39) |
-1 (30) |
−3 (27) |
−5,7 (21,7) |
| Průměrně nízké ° C (° F) | −82 (−116) |
−86 (−123) |
−88 (−126) |
−87 (−125) |
−85 (−121) |
−78 (−108) |
−76 (−105) |
−69 (−92) |
−68 (−90) |
−73 (−99) |
−73 (−99) |
−77 (−107) |
−78,5 (−109,3) |
| Záznam nízkých ° C (° F) | −95 (−139) |
−127 (−197) |
−114 (−173) |
−97 (−143) |
−98 (−144) |
−125 (−193) |
−84 (−119) |
−80 (−112) |
−78 (−108) |
−78 (−109) |
−83 (−117) |
−110 (−166) |
−127 (−197) |
| Zdroj: Centro de Astrobiología, Mars Weather, NASA Quest, SpaceDaily | |||||||||||||
Atmosférické vlastnosti a procesy
Nízký atmosférický tlak
Atmosféře Marsu se skládá hlavně z oxidu uhličitého a má střední povrchový tlak přibližně 600 Pa (Pa), mnohem nižší, než 101.000 Pa. Jedním účinkem zemské je to, že na Marsu atmosféra může reagovat mnohem rychleji na daný příkon než je atmosféra Země. V důsledku toho je Mars vystaven silnému tepelnému přílivu, který je vytvářen slunečním ohřevem, a nikoli gravitačním vlivem. Tyto přílivy a odlivy mohou být významné, až 10% z celkového atmosférického tlaku (typicky asi 50 Pa). Atmosféra Země zažívá podobné denní a polodenní přílivy a odlivy, ale jejich účinek je méně patrný kvůli mnohem větší atmosférické hmotnosti Země.
Přestože teplota na Marsu může dosáhnout nad bodem mrazu (0 ° C (273 K; 32 ° F)), kapalná voda je na velké části planety nestabilní, protože atmosférický tlak je pod trojným bodem vody a vodní led sublimuje do vodní páry. Výjimkou jsou nízko položené oblasti planety, zejména v nárazové pánvi Hellas Planitia , největším takovém kráteru na Marsu. Je tak hluboký, že atmosférický tlak na dně dosahuje 1155 Pa, což je nad trojným bodem, takže pokud teplota překročí 0 ° C, může zde existovat kapalná voda.
Vítr
Povrch Marsu má velmi nízkou tepelnou setrvačnost , což znamená, že se rychle zahřívá, když na něj svítí slunce. Typické denní teplotní výkyvy, vzdálené od polárních oblastí, jsou kolem 100 K. Na Zemi se vítr často vyvíjí v oblastech, kde se náhle mění tepelná setrvačnost, například od moře k zemi. Na Marsu nejsou žádná moře, ale existují oblasti, kde se mění tepelná setrvačnost půdy, což vede k rannímu a večernímu větru podobnému mořskému vánku na Zemi. Projekt Antares „Mars Small-Scale Weather“ (MSW) nedávno identifikoval některé menší nedostatky současných globálních klimatických modelů (GCM) kvůli primitivnějšímu modelování půdy GCM. "Příjem tepla na zem a zpět je na Marsu docela důležitý, takže půdní schémata musí být docela přesná." Tyto slabé stránky jsou napravovány a měly by vést k přesnějším budoucím hodnocením, ale aby se pokračující spoléhání na starší předpovědi modelovaného marťanského klimatu stalo poněkud problematickým.
V nízkých zeměpisných šířkách dominuje Hadleyův oběh a je v podstatě stejný jako proces, který na Zemi vytváří pasáty . Ve vyšších zeměpisných šířkách vládne počasí řada oblastí vysokého a nízkého tlaku, nazývaných baroklinické tlakové vlny. Mars je sušší a chladnější než Země, a proto prach vznášený těmito větry má tendenci zůstat v atmosféře déle než na Zemi, protože nedochází k žádným srážkám, které by jej vyplavily (kromě sněžení CO 2 ). Jednu takovou cyklónovou bouři nedávno zachytil Hubbleův vesmírný teleskop (na obrázku níže).
Jedním z hlavních rozdílů mezi cirkulací Marsu a Země v Hadleyově je jejich rychlost, která se měří v časovém měřítku převrácení . Časový rozvrh převrácení na Marsu je asi 100 marťanských dní, zatímco na Zemi je to více než rok.
Písečné bouře
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; animace; 30. října 2018; popis souboru )
Když v roce 1971 dorazila na Mars sonda Mariner 9 , vědci očekávali, že uvidí ostré nové obrázky detailů povrchu. Místo toho viděli téměř planetární prachovou bouři , nad níž se nad oparem ukázala jen obří sopka Olympus Mons . Bouře trvala měsíc, což je případ, o kterém se vědci od té doby dozvěděli, že je na Marsu docela běžný. Pomocí údajů z Mariner 9, James B. Pollack a kol. navrhl mechanismus pro prachové bouře na Marsu v roce 1973.
Jak pozorovala kosmická loď Viking z povrchu, „během globální prachové bouře se denní teplotní rozsah prudce zúžil z 50 ° C na přibližně 10 ° C a rychlost větru se výrazně zvýšila - skutečně během pouhé hodiny od bouře po příjezdu se zvýšily na 17 m/s (61 km/h), s nárazy až 26 m/s (94 km/h). Na obou místech však nebyl pozorován žádný skutečný transport materiálu, pouze postupné zesvětlování a ztráta kontrastu povrchového materiálu, když se na něj usadil prach. “ 26. června 2001 si Hubbleův vesmírný teleskop všiml, jak se v Marské pánvi Hellas Basin vaří prachová bouře (na obrázku vpravo). O den později bouře „explodovala“ a stala se globální událostí. Orbitální měření ukázala, že tato prachová bouře snížila průměrnou teplotu povrchu a zvýšila teplotu atmosféry Marsu o 30 K. Nízká hustota atmosféry Marsu znamená, že vítr o rychlosti 18 až 22 m/s (65 až 79 km/s) h) jsou potřebné ke zvedání prachu z povrchu, ale protože Mars je tak suchý, prach může zůstat v atmosféře mnohem déle než na Zemi, kde je brzy vyplaven deštěm. Období následující po prachové bouři mělo denní teploty 4 K pod průměrem. To bylo přičítáno globálnímu zakrytí světlého prachu, který se usadil mimo prachovou bouři a dočasně zvýšil albedo Marsu .
V polovině roku 2007 představovala celoplanetová prachová bouře vážnou hrozbu pro sluneční rovery Spirit and Opportunity Mars Exploration Rovers snížením množství energie dodávané solárními panely a nutností vypnout většinu vědeckých experimentů při čekání na bouře vyčistit. V návaznosti na prachové bouře rovery výrazně snížily výkon kvůli usazování prachu na polích.
Prachové bouře jsou nejčastější v periheliu , kdy planeta dostává o 40 procent více slunečního světla než během afélia . Během afélia se v atmosféře tvoří vodní ledová mračna, která interagují s prachovými částicemi a ovlivňují teplotu planety.
Koncem května 2018 začala velká sílící prachová bouře, která trvala od poloviny června. Do 10. června 2018, jak bylo pozorováno na místě roveru Opportunity , byla bouře intenzivnější než prachová bouře z roku 2007, kterou snáší Opportunity . Dne 20. června 2018 NASA oznámila, že se prachová bouře rozrostla tak, aby zcela pokryla celou planetu.
Pozorování od 50. let 20. století ukázalo, že šance na celoplanetovou prachovou bouři v konkrétním marťanském roce je přibližně jedna ze tří.
Prachové bouře přispívají ke ztrátě vody na Marsu. Studie prachových bouří pomocí sondy Mars Reconnaissance Orbiter naznačila, že 10 procent ztráty vody z Marsu mohlo být způsobeno prachovými bouřemi. Přístroje na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter detekovaly pozorované vodní páry ve velmi vysokých výškách během globálních prachových bouří. Ultrafialové světlo ze slunce pak může rozbít vodu na vodík a kyslík. Vodík z molekuly vody pak uniká do vesmíru. Bylo zjištěno, že nejnovější ztráta atomového vodíku z vody je z velké části způsobena sezónními procesy a prachovými bouřemi, které transportují vodu přímo do horních vrstev atmosféry.
Atmosférická elektřina
Předpokládá se, že marťanské prachové bouře mohou vést k atmosférickým elektrickým jevům. O prachových zrnech je známo, že se po srážce se zemí nebo jinými zrny elektricky nabijí. Teoretické, výpočetní a experimentální analýzy prašných toků v laboratorním měřítku a prachových ďáblů v plném rozsahu na Zemi naznačují, že elektrická energie vyvolaná sama sebou, včetně blesků, je běžným jevem v turbulentních proudech naložených prachem. Na Marsu by byla tato tendence umocněna nízkým tlakem atmosféry, který by se promítl do mnohem nižších elektrických polí potřebných pro rozpad. Výsledkem je, že aerodynamická segregace prachu v mezo- i makro stupnicích by mohla snadno vést k dostatečně velkému oddělení nábojů, aby došlo k místnímu elektrickému rozpadu v oblacích prachu nad zemí.
Na rozdíl od jiných planet sluneční soustavy však na povrchu Marsu neexistují žádná měření in-situ, která by tyto hypotézy dokázala. První pokus objasnit tyto neznámé provedl přistávací modul Schiaparelli EDM z mise ExoMars v roce 2016, který zahrnoval příslušný palubní hardware pro měření prachových elektrických nábojů a atmosférických elektrických polí na Marsu. Přistávací modul však během automatického přistání 19. října 2016 selhal a zřítil se na povrch Marsu.
Mutace
Proces geologické slanosti je na Marsu docela důležitý jako mechanismus pro přidávání částic do atmosféry. Na roveru MER Spirit byly pozorovány slané částice písku . Pozorování teorie a skutečného světa spolu nesouhlasí, klasická teorie postrádá až polovinu solí částic reálného světa. Model blíže v souladu s pozorováním v reálném světě naznačuje, že solící částice vytvářejí elektrické pole, které zvyšuje efekt slanosti. Zrna Marsu solí 100krát vyšší a delší trajektorie a dosahují 5–10krát vyšších rychlostí než zrna Země.
Opakující se severní prstencový mrak
V severní polární oblasti Marsu se objevuje velký oblak ve tvaru koblihy přibližně ve stejnou dobu každý rok na Marsu a přibližně stejné velikosti. Tvoří se ráno a rozptyluje se na marťanském odpoledni. Vnější průměr mraku je zhruba 1600 km (1 000 mi) a vnitřní otvor nebo oko má průměr 320 km (200 mi). Předpokládá se, že oblak je složen z vodního ledu, takže má na rozdíl od běžnějších prachových bouří bílou barvu.
Vypadá to jako cyklonická bouře, podobná hurikánu, ale neotáčí se. Mrak se objevuje během severního léta a ve vysokých zeměpisných šířkách. Spekuluje se, že je to kvůli unikátním klimatickým podmínkám poblíž severního pólu. Cyklonové bouře byly poprvé detekovány během programu orbitálního mapování Vikingů, ale severní prstencový mrak je téměř třikrát větší. Mrak byl také detekován různými sondami a teleskopy včetně globálního průzkumu Hubble a Mars .
Dalšími opakujícími se událostmi jsou prachové bouře a prachoví ďáblové .
Přítomnost metanu
Metan (CH 4 ) je v současné oxidační atmosféře Marsu chemicky nestabilní. Rychle by se rozpadl v důsledku ultrafialového záření ze Slunce a chemických reakcí s jinými plyny. Trvalá přítomnost metanu v atmosféře proto může znamenat existenci zdroje pro neustálé doplňování plynu.
Stopové množství metanu na úrovni několika částí na miliardu (ppb) byly poprvé hlášeny v atmosféře Marsu týmem v NASA Goddard Space Flight Center v roce 2003. Mezi pozorováními provedenými v roce 2003 byly naměřeny velké rozdíly v množství 2006, což naznačovalo, že metan byl lokálně koncentrovaný a pravděpodobně sezónní. V roce 2014 NASA oznámila, že vozítko Curiosity detekovalo desetinásobný nárůst („špice“) metanu v atmosféře kolem něj na konci roku 2013 a na začátku roku 2014. Čtyři měření provedená během dvou měsíců v tomto období dosahovala v průměru 7,2 ppb, což znamená, že Mars je epizodicky produkující nebo uvolňující metan z neznámého zdroje. Před a po tom byly hodnoty v průměru kolem jedné desetiny této úrovně. Dne 7. června 2018 NASA oznámila cyklické sezónní kolísání úrovně pozadí atmosférického metanu.
Mezi hlavní kandidáty na původ metanu na Marsu patří nebiologické procesy, jako jsou reakce typu voda -rock, radiolýza vody a tvorba pyritu , z nichž všechny produkují H 2, který by pak mohl generovat metan a další uhlovodíky syntézou Fischer -Tropsch s CO a CO 2 . Bylo také ukázáno, že metan lze vyrábět procesem zahrnujícím vodu, oxid uhličitý a minerál olivín , o kterém je známo, že je na Marsu běžný.
Živé mikroorganismy , jako jsou methanogeny , jsou dalším možným zdrojem, ale na Marsu nebyl nalezen žádný důkaz o přítomnosti těchto organismů. (Viz: Život na Marsu#Metan )
Vyřezávání oxidu uhličitého
Obrázky Mars Reconnaissance Orbiter naznačují, že na základě jedinečného klimatu Marsu dochází k neobvyklému eroznímu efektu. Oteplování jara v určitých oblastech vede k sublimaci ledu CO 2 a jeho proudění vzhůru, což vytváří velmi neobvyklé erozní vzorce nazývané „pavoučí vpusti“. Průsvitný led CO 2 se tvoří v zimě a jak jarní sluneční světlo ohřívá povrch, odpařuje CO 2 na plyn, který proudí do kopce pod průsvitným ledem CO 2 . Slabá místa v tomto ledu vedou ke gejzírům CO 2 .
Hory
Marťanské bouře jsou výrazně ovlivněny velkými horskými pásmy Marsu. Jednotlivé hory jako Olympus Mons (26 km (85 000 ft)) mohou ovlivnit místní počasí, ale větší vlivy počasí jsou dány větší sbírkou sopek v oblasti Tharsis .
Jedním unikátním opakovaným fenoménem počasí zahrnujícím hory je spirálový oblak prachu, který se tvoří nad Arsia Mons . Spirálový prachový mrak nad Arsia Mons se může tyčit 15 až 30 km (49 000 až 98 000 stop) nad sopkou. Po celý marťanský rok jsou kolem Arsia Mons přítomna mračna, která vrcholí koncem léta.
Mraky obklopující hory vykazují sezónní variabilitu. Mraky při Olympus Mons a Ascreaus Mons objevit v severní polokouli na jaře av létě, dosáhl celkové maximální plochu cca 900.000 km 2 a 1.000.000 km 2 , respektive na konci jara. Mraky kolem Alba Patera a Pavonis Mons ukazují další, menší vrchol na konci léta. V zimě bylo pozorováno velmi málo mraků. Předpovědi z Marsu General Circulation Model jsou v souladu s těmito pozorováními.
Polární čepice
Mars má na severním a jižním pólu ledové čepice, které se skládají převážně z vodního ledu; na jejich povrchu je však přítomen zmrzlý oxid uhličitý ( suchý led ). Suchý led se hromadí v severní polární oblasti ( Planum Boreum ) pouze v zimě, v létě zcela sublimuje, zatímco jižní polární oblast má navíc trvalý kryt suchého ledu až osm metrů (25 stop) tlustý. Tento rozdíl je způsoben vyšší nadmořskou výškou jižního pólu.
Velká část atmosféry může na zimním pólu kondenzovat, takže se atmosférický tlak může lišit až o třetinu průměrné hodnoty. Tato kondenzace a odpařování způsobí, že se podíl nekondenzovatelných plynů v atmosféře změní nepřímo. Excentricita oběžné dráhy Marsu ovlivňuje tento cyklus, stejně jako další faktory. Na jaře a na podzim je vítr díky procesu sublimace oxidu uhličitého tak silný, že může být příčinou výše uvedených globálních prachových bouří.
Severní polární čepice má v létě severního Marsu průměr přibližně 1 000 km a obsahuje asi 1,6 milionu kubických kilometrů ledu, který by při rovnoměrném rozložení na čepici byl silný 2 km. (To je srovnatelné s objemem 2,85 milionu kubických kilometrů pro grónský ledový příkrov .) Jižní polární čepice má průměr 350 km a maximální tloušťku 3 km. Oba polární čepice vykazují spirálové žlaby, o kterých se původně předpokládalo, že se tvoří v důsledku diferenciálního solárního ohřevu, spojeného se sublimací ledu a kondenzací vodní páry. Nedávná analýza radarových dat pronikajících ledem ze společnosti SHARAD ukázala, že spirálové žlaby jsou vytvořeny z jedinečné situace, ve které katabatické větry o vysoké hustotě sestupují z polární výšky k přepravě ledu a vytvářejí velké tvary vlnových délek. Spirálový tvar pochází z Coriolisova efektu, který nutí větry, podobně jako větry na Zemi, aby vytvořily hurikán. Žlaby se nevytvořily ani s jedním ledovým uzávěrem; místo toho se začaly tvořit před 2,4 miliony až 500 000 lety, poté, co byly na místě tři čtvrtiny ledové pokrývky. To naznačuje, že klimatický posun umožnil jejich nástup. Obě polární čepice se zmenšují a rostou po kolísání teploty marťanských sezón; existují také dlouhodobější trendy, které jsou v moderní době lépe pochopitelné.
Během jara jižní polokoule vede sluneční ohřev usazenin suchého ledu na jižním pólu místy k akumulaci stlačeného plynu CO 2 pod povrchem poloprůhledného ledu, ohřátého absorpcí záření tmavším substrátem. Po dosažení potřebného tlaku plyn praskne skrz led v oblacích připomínajících gejzír. Zatímco erupce nebyly přímo pozorovány, zanechávají důkazy v podobě „tmavých dunových skvrn“ a lehčích fanoušků na ledě, což představuje písek a prach unášený erupcemi a pavučinový vzor rýh vytvořených pod ledem vytlačovacím plynem. (Viz gejzíry na Marsu .) K výbuchům plynného dusíku pozorovaným sondou Voyager 2 na Tritonu dochází podobným mechanismem.
Oba polární čepice se v současné době hromadí, což potvrzuje předpovídanou Milankovichovu cyklistiku v časových intervalech ~ 400 000 a ~ 4 000 000 let. Zvuky sondy Mars Reconnaissance Orbiter SHARAD ukazují celkový růst čepice o ~ 0,24 km3/rok. Z toho 92%, neboli ~ 0,86 mm/rok, míří na sever, protože Marsova ofsetová Hadleyho cirkulace funguje jako nelineární pumpa těkavých látek na sever.
Solární bouře
Mars ztratil většinu svého magnetického pole asi před čtyřmi miliardami let. V důsledku toho sluneční vítr a kosmické záření interagují přímo s marťanskou ionosférou. Díky tomu je atmosféra tenčí, než by tomu bylo jinak díky působení slunečního větru, který neustále odstraňuje atomy z vnější atmosférické vrstvy. Většinu historických atmosférických ztrát na Marsu lze vysledovat zpět k tomuto efektu slunečního větru. Současná teorie předpokládá oslabení slunečního větru, a proto jsou dnešní efekty odstraňování atmosféry mnohem menší než v minulosti, kdy byl sluneční vítr silnější.
Roční období
Mars má axiální náklon 25,2 °. To znamená, že na Marsu existují roční období, stejně jako na Zemi. Výstřednost orbity Marsu je 0,1, mnohem větší než zemské současné okružní výstřednosti asi 0,02. Velká excentricita způsobuje, že se sluneční záření na Marsu mění podle toho, jak planeta obíhá kolem Slunce. (Marťanský rok trvá 687 dní, zhruba 2 pozemské roky.) Stejně jako na Zemi dominuje v ročních obdobích šikmost Marsu, ale kvůli velké excentricitě jsou zimy na jižní polokouli dlouhé a studené, zatímco na severu jsou krátké a relativně teplý.
Nyní se má za to, že led se nahromadil, když se orbitální náklon Marsu velmi lišil od toho, co je nyní. (Osa, na které se planeta otáčí, má značné „kolísání“, což znamená, že její úhel se v průběhu času mění.) Před několika miliony let byl náklon osy Marsu 45 stupňů namísto současných 25 stupňů. Jeho náklon, nazývaný také šikmo, se velmi liší, protože jeho dva malé měsíce jej nemohou stabilizovat jako zemský měsíc.
Předpokládá se, že mnoho prvků na Marsu, zejména v čtyřúhelníku Ismenius Lacus, obsahuje velké množství ledu. Nejoblíbenějším modelem vzniku ledu je klimatická změna způsobená velkými změnami náklonu rotační osy planety. Někdy byl náklon dokonce větší než 80 stupňů. Velké změny náklonu vysvětlují mnoho vlastností na Marsu bohatých na led.
Studie ukázaly, že když naklonění Marsu dosáhne 45 stupňů ze svých současných 25 stupňů, led již není na pólech stabilní. Při tomto vysokém náklonu navíc zásoby tuhého oxidu uhličitého (suchý led) sublimují, čímž se zvyšuje atmosférický tlak. Tento zvýšený tlak umožňuje zadržování většího množství prachu v atmosféře. Vlhkost v atmosféře bude padat jako sníh nebo jako led zmrzlý na zrnka prachu. Výpočty naznačují, že se tento materiál bude koncentrovat ve středních zeměpisných šířkách. Obecné cirkulační modely atmosféry Marsu předpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí prvky bohaté na led. Když se náklon začne vracet k nižším hodnotám, led sublimuje (mění se přímo na plyn) a zanechává za sebou zpoždění prachu. Vklad zpoždění zakrývá podkladový materiál, takže s každým cyklem vysokých úrovní náklonu zůstává nějaký plášť bohatý na led. Všimněte si, že hladká povrchová vrstva pláště pravděpodobně představuje pouze relativní nedávný materiál. Níže jsou obrázky vrstev v tomto hladkém plášti, který občas klesá z oblohy.
Hladký plášť pokrývá části kráteru v čtyřúhelníku Phaethontis . Vrstvení naznačuje, že plášť byl uložen několikrát.
Zvětšení předchozího obrazu vrstev pláště. Jsou viditelné čtyři až pět vrstev. Snímek pořízen v programu HiWish .
| Sezóna | Mars 'Sols | Dny Země |
|---|---|---|
| Severní jaro, jižní podzim | 193,30 | 92,764 |
| Severní léto, jižní zima | 178,64 | 93,647 |
| Severní podzim, jižní jaro | 142,70 | 89,836 |
| Severní zima, jižní léto | 153,95 | 88,997 |
Precese ve vyrovnání šikmosti a výstřednosti vedla ke globálnímu oteplování a ochlazování („velká“ léta a zimy) s obdobím 170 000 let.
Stejně jako Země prochází šikmá část Marsu periodickými změnami, které mohou vést k dlouhodobým změnám klimatu. Efekt je opět na Marsu výraznější, protože postrádá stabilizační vliv velkého měsíce. Výsledkem je, že šikmost se může změnit až o 45 °. Jacques Laskar z francouzského Národního centra pro vědecký výzkum tvrdí, že účinky těchto periodických změn klimatu lze vidět na vrstvené povaze ledové pokrývky na severním pólu Marsu. Současný výzkum naznačuje, že Mars je v teplém meziledovém období, které trvalo více než 100 000 let.
Protože Mars Global Surveyor byl schopen pozorovat Mars po dobu 4 marťanských let, bylo zjištěno, že marťanské počasí je rok od roku podobné. Jakékoli rozdíly přímo souvisely se změnami sluneční energie, která dosáhla Marsu. Vědci byli dokonce schopni přesně předpovědět prachové bouře, ke kterým dojde během přistání Beagle 2 . Bylo zjištěno, že regionální prachové bouře úzce souvisejí s tím, kde byl prach k dispozici.
Důkaz nedávných klimatických změn
Kolem jižního pólu ( Planum Australe ) došlo v posledních několika marťanských letech k regionálním změnám . V roce 1999 Mars Global Surveyor fotografoval jámy ve vrstvě zmrzlého oxidu uhličitého na marťanském jižním pólu. Díky svému nápadnému tvaru a orientaci se tyto jámy staly známými jako funkce švýcarského sýra . V roce 2001 plavidlo znovu vyfotografovalo stejné jámy a zjistilo, že se zvětšily a během jednoho marťanského roku ustoupily asi o 3 metry. Tyto vlastnosti jsou způsobeny sublimací vrstvy suchého ledu, čímž se odkryje vrstva inertního vodního ledu. Novější pozorování naznačují, že led na jižním pólu Marsu pokračuje v sublimaci. Jamy v ledu nadále rostou asi o 3 metry za marťanský rok. Malin uvádí, že podmínky na Marsu v současné době nepřispívají k tvorbě nového ledu. NASA Tisková zpráva uvádí, že „změna klimatu [je] probíhá“ na Marsu . V souhrnu pozorování s kamerou Mars Orbiter vědci spekulovali, že mezi Mariner 9 a misí Mars Global Surveyor mohl být uložen nějaký suchý led . Na základě aktuální míry ztrát mohou být dnešní vklady za sto let pryč.
Jinde na planetě mají oblasti s nízkou šířkou více vodního ledu, než by za současných klimatických podmínek mělo. Mars Odyssey „nám dává náznaky nedávné globální změny klimatu na Marsu,“ řekl Jeffrey Plaut, vědecký pracovník mise v NASA Jet Propulsion Laboratory, v recenzované publikaci publikované v roce 2003.
Atribuční teorie
Polární změny
Colaprete a kol. provedly simulace s modelem Mars General Circulation Model, které ukazují, že místní klima kolem marťanského jižního pólu může být v současné době v nestabilním období. Simulovaná nestabilita má kořeny v geografii regionu, což vede autory ke spekulacím, že sublimace polárního ledu je spíše lokálním fenoménem než globálním. Vědci ukázali, že i při konstantní sluneční svítivosti byly póly schopné skákat mezi stavy ukládání nebo ztráty ledu. Spouštěčem změny stavů by mohlo být buď zvýšené zatížení prachem v atmosféře, nebo změna albedo v důsledku ukládání vodního ledu na polární čepici. Tato teorie je poněkud problematická kvůli nedostatku depozitu ledu po globální prachové bouři v roce 2001. Dalším problémem je, že přesnost Mars General Circulation Model klesá, protože rozsah fenoménu se stává více lokálním.
Argumentovalo se, že „pozorované regionální změny v jihopolárním ledovém příkrovu jsou téměř jistě důsledkem regionálního klimatického přechodu, nikoli globálního jevu, a prokazatelně nesouvisejí s vnějšími silami“. Hlavní redaktor Zpráv a funkcí Oliver Morton, který píše ve zprávě o přírodě , řekl: „Oteplování jiných slunečních těles bylo zadrženo klimatickými skeptiky. Na Marsu se oteplování zdá být způsobeno prachem, který vane kolem a odkrývá velké skvrny černého čediče skála, která se ve dne zahřívá. "
Klimatické zóny
Pozemská klimatická pásma nejprve definoval Wladimir Köppen na základě rozdělení vegetačních skupin. Klasifikace klimatu je dále založena na teplotě, srážkách a dále rozdělena na základě rozdílů v sezónním rozložení teploty a srážek; a oddělená skupina existuje pro extrazonální klima jako ve vysokých nadmořských výškách. Mars nemá ani vegetaci ani srážky, takže jakákoli klasifikace klimatu může být založena pouze na teplotě; další zdokonalení systému může být založeno na rozložení prachu, obsahu vodní páry, výskytu sněhu. Pro Mars lze také snadno definovat sluneční klimatické zóny .
Aktuální mise
2001 Mars Odyssey je nyní obíhá kolem Marsu a při globálních měření atmosférické teploty s přístrojem TES. Mars Reconnaissance Orbiter v současné době provádí každodenní pozorování počasí a klimatu z oběžné dráhy. Jeden z jejích nástrojů, sonarový sonar na Marsu, se specializuje na práce na pozorování klimatu. MSL byl zahájen v listopadu 2011 a přistál na Marsu 6. srpna 2012. orbiters Maven , Mangalyaan a TGO jsou nyní obíhá kolem Marsu a studoval jeho atmosféru.
- Aktuální zpráva o počasí na Marsu roverem Curiosity
- Aktuální zpráva o počasí na Marsu od přistávacího modulu InSight
Viz také
- Geologie Marsu
- Analogový biotop na Marsu
- Mars Climate Orbiter
- Mars MetNet , navrhovaná meteorologická síť na Marsu
- Voda na Marsu
Reference
Další čtení
- Jakosky, Bruce M .; Phillips, Roger J. (2001). „Nestálá a klimatická historie Marsu“ . Příroda . 412 (6843): 237–244. Bibcode : 2001Natur.412..237J . doi : 10,1038/35084184 . PMID 11449285 . recenzní článek
externí odkazy
- Počasí na Marsu : Vytrvalost * Zvědavost * InSight
- Počasí v kráteru Gale od Curiosity Rover (REMS) , ( archiv )
- Počasí na Elysium Planitia z Insight Lander
- HRSC - mraky
- Studie přírody vysvětluje záhadu ledovců na Marsu.
- Mars by mohl procházet velkým globálním oteplováním
- Vydání Mars Global Surveyor MOC2-1151
- Globální oteplování na Marsu?
- Obrázky tajícího ledovce: Důkaz nedávné změny klimatu na Marsu
- Článek z National Geographic o problematice globálního oteplování Marsu