Главная страница >  Цитатник 

Атмосфера Марса

Структура. 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.

Атмосфера Марса

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).

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).

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.

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.

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.

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.

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.

Химический состав. Основной компонент атмосферы Марса - углекислый газ. Конденсация в полярных шапках зимой и испарение летом приводят к тому, что количество этого газа в атмосфере испытывает сезонные колебания. Азот, являющийся основным компонентом атмосферы Земли, в атмосфере Марса составляет лишь около нескольких процентов. Менее обильные составляющие атмосферы представлены оксидом углерода, кислородом, озоном и водой. Оксид углерода (СО) является продуктом фотодиссоциации и составляет 8·10-4-4 от концентрации СО 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 С0 Количество озона сильно меняется в зависимости от температуры поверхности.

Инфракрасные спектры белых облаков, полученные с помощью космических аппаратов, свидетельствуют о том, что облачные образования состоят из кристалликов льда. Как правило, водяные облака формируются над марсианской поверхностью на высотах менее 20 км. Замечено, что многие из этих облаков образуются при поднятии воздушных масс по наветренным склонам крупных форм рельефа.

Конденсационные явления. Образования конденсационной природы, периодически существующие в атмосфере Марса, представлены белыми облаками, а также туманами (или дымками) и полярной мглой. Если первые были обнаружены еще при телескопических наблюдениях, то вторые открыты благодаря космическим аппаратам. Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO Этот же процесс ответствен за формирование низких облаков полярных областей.

Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных явлений было обнаружено («Викинг-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.

Облака и туманы очень распространены близ зимних полярных шапок (так называемая полярная мгла), когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO2 (-126°С). Собственно полярные облака расположены обычно довольно низко над поверхностью (на высоте менее 10 км) и представляют собой тонкие образования из льда Н2О в летний период и СО2 зимой.

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, Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в период пылевой бури 1971 г., составляла от 7,8·10-5 до 1,66·10-3 г/см 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 бури. Характерная особенность атмосферы Марса - постоянное присутствие пыли, придающее атмосфере желтый оттенок. Часты пылевые бури. Астрономы уже давно наблюдают их в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Согласно спектральным измерениям размер пылевых частиц оценивается в 1 мкм. Скорость перемещения пылевых облаков достигает 40 - 60 км/ч. Максимум развития желтых облаков на Марсе (до сплошной пелены) достигается в перигелии. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами.





Далее:
«СЕМЕРКА» - САМАЯ ЗНАМЕНИТАЯ РАКЕТА В МИРЕ.
Голованов Я.К. «Кузнецы грома».
4. КРОЛИК.
Первые «сюрпризы».
ОТ СОСТАВИТЕЛЯ.
Заключение.
Битва формул.
Космонавт-15.
ПОДВОДЯТ ДВИГАТЕЛЬНЫЕ УСТАНОВКИ.


Главная страница >  Цитатник