Minimální teplota na Marsu. Teplota na Marsu je chladnou záhadou
Mars má nyní suché a studené klima (vlevo), ale v raných fázích vývoje planety měl s největší pravděpodobností kapalnou vodu a hustou atmosféru (vpravo).
Studium
Historie pozorování
Aktuální pozorování
Počasí
Teplota
Průměrná teplota na Marsu je výrazně nižší než na Zemi: −63°C. Vzhledem k tomu, že atmosféra Marsu je velmi řídká, nevyrovnává denní výkyvy povrchové teploty. Za nejpříznivějších podmínek v létě se na denní polovině planety vzduch zahřeje na 20 ° C (a na rovníku - až +27 ° C) - zcela přijatelná teplota pro obyvatele Země. Maximální teplota vzduchu zaznamenaná roverem Spirit byla +35 °C. Ale zima V noci může mráz dosáhnout i na rovníku od −80 °C do −125 °C a na pólech může noční teplota klesnout až k −143 °C. Denní teplotní výkyvy však nejsou tak výrazné jako na Měsíci a Merkuru bez atmosféry. Na Marsu jsou teplotní oázy, v oblastech Fénixova jezera (sluneční plošina) a země Noemova Teplotní rozdíl se pohybuje od -53°С do +22°С v létě a od -103°С do -43°С v zimě. Mars je tedy velmi chladný svět, klima je tam mnohem drsnější než v Antarktidě.
Klima Marsu, 4,5ºS, 137,4ºE (od roku 2012 do dneška [ Když?]) | |||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Indikátor | Jan. | února | Pochod | dubna | květen | červen | červenec | Aug. | září | Oct | Listopad. | prosinec | Rok |
Absolutní maximum, °C | 6 | 6 | 1 | 0 | 7 | 23 | 30 | 19 | 7 | 7 | 8 | 8 | 30 |
Průměrné maximum, °C | −7 | −18 | −23 | −20 | −4 | 0 | 2 | 1 | 1 | 4 | −1 | −3 | −5,7 |
Průměrné minimum, °C | −82 | −86 | −88 | −87 | −85 | −78 | −76 | −69 | −68 | −73 | −73 | −77 | −78,5 |
Absolutní minimum, °C | −95 | −127 | −114 | −97 | −98 | −125 | −84 | −80 | −78 | −79 | −83 | −110 | −127 |
Zdroj: Centro de Astrobiología, Mars Science Laboratory Weather Twitter |
Atmosférický tlak
Atmosféra Marsu je řidší než vzduchový obal Země a skládá se z více než 95 % oxidu uhličitého a obsah kyslíku a vody je zlomek procenta. Průměrný atmosférický tlak na povrchu je v průměru 0,6 kPa nebo 6 mbar, což je o 160 méně než zemský nebo stejný jako zemský ve výšce téměř 35 km od zemského povrchu). Atmosférický tlak prochází silnými denními a sezónními změnami.
Mraky a srážky
V atmosféře Marsu není více než tisícina procenta vodní páry, nicméně podle výsledků nedávných studií (2013) je to stále více, než se dosud myslelo, a více než ve vyšších vrstvách zemské atmosféry a při nízkém tlaku a teplotě je ve stavu blízkém nasycení, takže se často shromažďuje v mracích. Vodní mraky se zpravidla tvoří ve výškách 10-30 km nad povrchem. Jsou soustředěny hlavně na rovníku a jsou pozorovány téměř po celý rok. Mraky pozorované ve vysokých hladinách atmosféry (více než 20 km) se tvoří jako výsledek kondenzace CO 2 . Stejný proces je zodpovědný za vznik nízké (ve výšce pod 10 km) oblačnosti v polárních oblastech v zimě, kdy teplota atmosféry klesne pod bod mrazu CO 2 (-126 °C); v létě se tvoří podobné tenké útvary ledu H 2 O
Formace kondenzačního charakteru jsou zastoupeny i mlhami (případně oparem). Často stojí nad nížinami – kaňony, údolími – a v chladném období na dně kráterů.
V atmosféře Marsu se mohou vyskytovat sněhové bouře. V roce 2008 pozoroval rover Phoenix v polárních oblastech virgu – srážky pod mraky, které se vypařují před dosažením povrchu planety. Podle prvních odhadů byla rychlost srážek ve Virze velmi nízká. Nedávné (2017) modelování marťanských atmosférických jevů však ukázalo, že ve středních zeměpisných šířkách, kde je pravidelný cyklus dne a noci, se po západu slunce mraky prudce ochlazují, a to může vést ke sněhovým bouřím, během kterých může rychlost částic skutečně dosáhnout 10 m /s. Vědci připouštějí, že silný vítr v kombinaci s nízkou oblačností (obvykle se marťanská oblačnost tvoří ve výšce 10-20 km) může vést k tomu, že na povrch Marsu bude padat sníh. Tento jev je podobný pozemským mikroburstům – bouřkám sestupného větru o rychlosti až 35 m/s, často spojeným s bouřkami.
Sníh byl skutečně pozorován několikrát. V zimě roku 1979 tedy na přistávací plochu Viking 2 napadla tenká vrstva sněhu, která tam zůstala několik měsíců.
Prachové bouře a tornáda
Charakteristickým znakem atmosféry Marsu je neustálá přítomnost prachu, jehož částice jsou velké asi 1,5 mm a sestávají převážně z oxidu železa. Nízká gravitace umožňuje i tenkým proudům vzduchu zvedat obrovská mračna prachu do výšky až 50 km. A větry, které jsou jedním z projevů teplotních rozdílů, se často prohánějí nad povrchem planety (zejména koncem jara – začátkem léta na jižní polokouli, kdy je teplotní rozdíl mezi polokoulemi obzvlášť prudký), a jejich rychlost dosahuje 100 m/s. Tímto způsobem vznikají rozsáhlé prachové bouře, dlouho pozorované v podobě jednotlivých žlutých mraků a někdy v podobě souvislého žlutého závoje pokrývajícího celou planetu. Nejčastěji se prachové bouře vyskytují v blízkosti polárních čepiček, jejich trvání může dosáhnout 50–100 dní. Slabý žlutý opar v atmosféře je obvykle pozorován po velkých prachových bouřích a lze jej snadno detekovat fotometrickými a polarimetrickými metodami.
Prachové bouře, jasně viditelné na snímcích pořízených z orbitálních vozidel, se při fotografování z přistávacích modulů ukázaly být sotva patrné. Průchod prachových bouří v místech přistání těchto vesmírných stanic byl zaznamenán pouze prudkou změnou teploty, tlaku a velmi mírným ztmavnutím celkového pozadí oblohy. Vrstva prachu, která se po bouři usadila v okolí přistávacích míst Vikingů, dosahovala jen několika mikrometrů. To vše svědčí o poměrně nízké únosnosti marťanské atmosféry.
Od září 1971 do ledna 1972 došlo na Marsu ke globální prachové bouři, která dokonce zabránila fotografování povrchu ze sondy Mariner 9. Hmotnost prachu v atmosférickém sloupci (s optickou hloubkou 0,1 až 10), odhadovaná během tohoto období, se pohybovala v rozmezí od 7,8⋅10 -5 do 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Celková hmotnost prachových částic v atmosféře Marsu tak v období globálních prachových bouří může dosáhnout až 10 8 - 10 9 tun, což je srovnatelné s celkovým množstvím prachu v zemské atmosféře.
Otázka ohledně dostupnosti vody
Pro stabilní existenci čisté vody v kapalném stavu je teplota A Parciální tlak vodní páry v atmosféře by měl být nad trojným bodem na fázovém diagramu, zatímco nyní jsou daleko od odpovídajících hodnot. Výzkum provedený sondou Mariner 4 v roce 1965 skutečně ukázal, že v současné době na Marsu není žádná kapalná voda, ale data z roverů Spirit a Opportunity NASA naznačují přítomnost vody v minulosti. 31. července 2008 byla na Marsu objevena ledová voda v místě přistání sondy Phoenix NASA. Přístroj objevil nánosy ledu přímo v zemi. Existuje několik faktů, které podporují tvrzení, že voda byla na povrchu planety v minulosti přítomna. Za prvé byly nalezeny minerály, které se mohly vytvořit pouze v důsledku dlouhodobého vystavení vodě. Za druhé, velmi staré krátery byly prakticky vymazány z povrchu Marsu. Moderní atmosféra nemohla způsobit takovou zkázu. Studie rychlosti tvorby a eroze kráterů umožnila prokázat, že vítr a voda je zničily nejsilněji asi před 3,5 miliardami let. Mnoho roklí je přibližně stejně staré.
NASA 28. září 2015 oznámila, že na Marsu v současnosti existují sezónní proudy kapalné slané vody. Tyto formace se projevují v teplé sezóně a mizí v chladné sezóně. Planetologové došli ke svým závěrům analýzou vysoce kvalitních snímků získaných vědeckým přístrojem High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) sondy Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).
Dne 25. července 2018 byla o objevu zveřejněna zpráva na základě výzkumu radaru MARSIS. Práce prokázala přítomnost subglaciálního jezera na Marsu, které se nachází v hloubce 1,5 km pod ledem Jižní polární čepičky (na Planum Austrálie), asi 20 km široký. To se stalo první známou trvalou vodní plochou na Marsu.
Roční období
Stejně jako na Zemi, i na Marsu dochází ke změně ročních období v důsledku sklonu osy rotace k orbitální rovině, takže v zimě polární čepice roste na severní polokouli a téměř mizí na jižní polokouli a po šesti měsících hemisféry mění místa. Navíc díky poměrně velké excentricitě oběžné dráhy planety v perihéliu (zimní slunovrat na severní polokouli) dostává až o 40 % více slunečního záření než na aféliu a na severní polokouli jsou zimy krátké a relativně mírné a léta jsou dlouhé, ale chladné, na jihu jsou naopak léta krátká a relativně teplá a zimy dlouhé a chladné. V souvislosti s tím se jižní čepice v zimě rozšíří do poloviny vzdálenosti pól rovníku a severní čepice pouze do třetiny. Když léto začíná na jednom z pólů, oxid uhličitý z odpovídající polární čepičky se vypařuje a vstupuje do atmosféry; větry ji zanesou do protější čepice, kde opět zamrzne. Vzniká tak koloběh oxidu uhličitého, který spolu s rozdílnými velikostmi polárních čepiček způsobuje změnu tlaku atmosféry Marsu při jeho oběhu kolem Slunce. Vzhledem k tomu, že v zimě v polární čepičce zamrzne až 20-30% celé atmosféry, tlak v odpovídající oblasti patřičně klesá.
Změny v průběhu času
Stejně jako na Zemi procházelo klima Marsu dlouhodobými změnami a v raných fázích vývoje planety bylo velmi odlišné od toho, co je dnes. Rozdíl je v tom, že hlavní roli v cyklických změnách zemského klimatu hrají změny excentricity oběžné dráhy a precese rotační osy, přičemž sklon rotační osy zůstává vlivem stabilizačního vlivu osy rotace přibližně konstantní. Měsíc, zatímco Mars, který nemá tak velký satelit, může podstoupit výrazné změny sklonu své rotační osy. Výpočty ukázaly, že sklon rotační osy Marsu, který je nyní 25° – přibližně stejná hodnota jako u Země – byl v nedávné minulosti 45° a v měřítku milionů let mohl kolísat od 10° do 50°.
| Zobrazit novinky: 2011, leden 2011, únor 2011, březen 2011, duben 2011, květen 2011, červen 2011, červenec 2011, srpen 2011, září 2011, říjen 2011, listopad 2011, prosinec 2012, 12. leden, 20. březen duben 2012, květen 2012, červen 2012, červenec 2012, srpen 2012, září 2012, říjen 2012, listopad 2012, prosinec 2013, leden 2013, únor 2013, březen 2013, duben 2013, 13. květen 23, srpen 201300 , září 2013, říjen 2013, listopad 2013, prosinec 2017, listopad 2018, květen 2018, červen 2019, duben 2019, květen
Planeta Mars má rovníkový průměr 6787 km, tedy 0,53 průměru Země. Polární průměr je o něco menší než rovníkový průměr (6753 km) kvůli polární kompresi rovné 1/191 (oproti 1/298 pro Zemi). Mars se otáčí kolem své osy téměř stejným způsobem jako Země: doba jeho rotace je 24 hodin. 37 min. 23 sekund, což je pouhých 41 minut. 19 sec. delší než doba rotace Země. Rotační osa je skloněna k orbitální rovině pod úhlem 65°, téměř rovným úhlu sklonu zemské osy (66°,5). To znamená, že změna dne a noci, stejně jako změna ročních období na Marsu probíhá téměř stejně jako na Zemi. Existují také klimatické zóny podobné těm na Zemi: tropické (tropická šířka ±25°), dvě mírné a dvě polární (polární šířka ±65°).
Vzhledem ke vzdálenosti Marsu od Slunce a řídké atmosféře planety je však klima planety mnohem drsnější než na Zemi. Rok na Marsu (687 pozemských nebo 668 marťanských dní) je téměř dvakrát delší než rok na Zemi, což znamená, že roční období trvají déle. Vzhledem k velké excentricitě oběžné dráhy (0,09) se na severní a jižní polokouli planety liší trvání a povaha ročních období Marsu.
Na severní polokouli Marsu jsou tedy léta dlouhá, ale chladná a zimy krátké a mírné (Mars je v tuto chvíli blízko perihélia), zatímco na jižní polokouli jsou léta krátká, ale teplá a zimy dlouhé a kruté. . Na disku Marsu v polovině 17. století. byly zaznamenány tmavé a světlé oblasti. V roce 1784
V. Herschel upozornil na sezónní změny velikosti bílých skvrn na pólech (polární čepice). V roce 1882 sestavil italský astronom G. Schiaparelli podrobnou mapu Marsu a uvedl systém názvů pro detaily jeho povrchu; zvýraznění mezi tmavými skvrnami „moře“ (v latině mare), „jezera“ (lacus), „zátoky“ (sinus), „bažiny“ (palus), „úžiny“ (návrat), „prameny“ (slatiniště), „ mysy“ (promontorium) a „regiony“ (regio). Všechny tyto podmínky byly samozřejmě čistě podmíněné.
Teplotní režim na Marsu vypadá takto. Během dne v blízkosti rovníku, pokud je Mars blízko perihélia, může teplota stoupnout až na +25 °C (asi 300 °K). Ale k večeru klesne na nulu a níže a během noci se planeta ochladí ještě více, protože řídká, suchá atmosféra planety nemůže udržet teplo přijaté ze Slunce během dne.
Průměrná teplota na Marsu je výrazně nižší než na Zemi - asi -40° C. Za nejpříznivějších podmínek v létě se na denní polovině planety vzduch ohřeje až na 20° C - zcela přijatelná teplota pro obyvatele Země. Ale v zimní noci může mráz dosáhnout až -125° C. Při zimních teplotách zamrzá i oxid uhličitý a mění se v suchý led. Takové náhlé teplotní změny jsou způsobeny tím, že řídká atmosféra Marsu není schopna udržet teplo po dlouhou dobu. První měření teploty Marsu pomocí teploměru umístěného v ohnisku odrazného dalekohledu byla provedena již na počátku 20. let. Měření W. Lamplanda v roce 1922 poskytla průměrnou povrchovou teplotu Marsu -28 °C E. Pettit a S. Nicholson získali v roce 1924 -13 °C. Nižší hodnota byla získána v roce 1960. W. Sinton a J. Strong: -43 °C. Později, v 50. a 60. letech. Byla nashromážděna a zobecněna četná měření teploty na různých místech na povrchu Marsu, v různých ročních obdobích a denních dobách. Z těchto měření vyplynulo, že přes den na rovníku mohla teplota dosáhnout +27°C, ale k ránu až -50°C.
Sonda Viking měřila po přistání na Marsu teplotu blízko povrchu. Navzdory tomu, že v tuto dobu bylo na jižní polokouli léto, teplota atmosféry u povrchu byla ráno -160°C, ale do poloviny dne vystoupila na -30°C. Atmosférický tlak na povrchu planety je 6 milibarů (tj. 0,006 atmosféry). Nad kontinenty (pouštěmi) Marsu neustále plují oblaka jemného prachu, který je vždy lehčí než horniny, ze kterých je tvořen. Prach také zvyšuje jas kontinentů v červených paprscích.
Pod vlivem větrů a tornád může prach na Marsu vystoupat do atmosféry a zůstat v ní poměrně dlouho. Silné prachové bouře byly pozorovány na jižní polokouli Marsu v letech 1956, 1971 a 1973. Jak ukazují spektrální pozorování v infračervených paprscích, hlavní složkou v atmosféře Marsu (stejně jako v atmosféře Venuše) je oxid uhličitý (CO3). Dlouhodobé pátrání po kyslíku a vodní páře zprvu nepřineslo žádné spolehlivé výsledky a pak se zjistilo, že v atmosféře Marsu není více než 0,3 % kyslíku.
Mars- toto je drsný, chladný svět, jehož podmínky jsou velmi odlišné od těch, na které jsme zvyklí. Přestože se zde Slunce (při pohledu z povrchu Marsu) jeví jen o něco menší než při pozorování ze Země, ve skutečnosti se Mars nachází od něj daleko, tedy mnohem dále než naše planeta (149,5 milionů km . ). V souladu s tím dostává tato planeta o čtvrtinu méně sluneční energie než Země.
Vzdálenost od Slunce je však pouze jedním z důvodů, proč je planeta Mars chladnou planetou. Druhým důvodem je, že je příliš tenký, skládá se z 95 % oxidu uhličitého a nedokáže udržet dostatek tepla.
Proč je atmosféra tak důležitá? Protože pro naši (a jakoukoli jinou) planetu slouží jako jakési „tepelné prádlo“ nebo „deka“, která zabraňuje příliš rychlému ochlazení povrchu. A teď si představte, že když na Zemi s velmi hustou atmosférou v zimě teplota v některých oblastech klesne na -50-70 stupňů Celsia, jak chladno musí být na Marsu, jehož pokrývka je 100krát tenčí než zemská!
Sníh na Marsu – krajina, jak ji vidí jeden z roverů na povrchu rudé planety. Abych byl upřímný, tady v Jakutsku jsem viděl úplně stejné krajiny
Teplota na Marsu ve dne i v noci
Mars je tedy neživá a studená planeta, díky své tenké atmosféře, zcela zbavená možnosti se kdy „zahřát“. Jaká teplota je však typicky pozorována v podmínkách Marsu?
Průměrná teplota na Marsu je něco kolem minus 60 stupňů Celsia. Abyste pochopili, jaká je zima, zde je podnět k zamyšlení: na Zemi je průměrná teplota +14,8 stupňů, takže ano, na Marsu je velmi, velmi „chladno“. V zimě v blízkosti pólů mohou teploty na Marsu klesnout až na -125 stupňů Celsia, bez ohledu na denní dobu. V letním dni, poblíž rovníku, je planeta relativně teplá: až +20 stupňů, ale v noci teploměr opět klesne na -73. Nemůžete nic říct - podmínky jsou prostě extrémní!
Jak teploty klesají, částice oxidu uhličitého v atmosféře Marsu zamrzají a padají jako mráz, pokrývají povrch planety a skály jako sníh. Marťanský „sníh“ se jen málo podobá pozemskému sněhu, protože jeho sněhové vločky nejsou větší než červené krvinky v lidské krvi. Takový „sníh“ spíše připomíná řídkou mlhu, která se usadí na povrchu planety, když mrzne. Jakmile však přijde marťanské ráno a atmosféra planety se začne ohřívat, oxid uhličitý se opět změní na těkavou sloučeninu a znovu pokryje vše kolem bílou mlhou, dokud se úplně nevypaří.
Ledové čepice Marsu jsou viditelné i ze země v dobrém dalekohledu.
Roční období (roční období) na Marsu
Stejně jako naše planeta je osa Marsu vůči rovině mírně nakloněna, což zase znamená, že stejně jako na Zemi má Mars 4 roční období, neboli roční období. Vzhledem k tomu, že oběžná dráha Marsu kolem Slunce nepřipomíná sudý kruh, ale je vůči středu (slunci) mírně posunuta do strany, je i délka marťanských sezón nerovnoměrná.
Na severní polokouli planety je tedy nejdelší sezóna jaro, která na Marsu trvá až sedm pozemský měsíce. Letní A podzim asi šest měsíců, ale Marťan zima je nejkratší období v roce, trvá pouhé čtyři měsíce.
Během marťanského léta se polární ledová čepice planety, tvořená převážně oxidem uhličitým, výrazně zmenšuje a může úplně zmizet. K jeho opětovnému vybudování však stačí i krátká, ale nezvykle studená marťanská zima. Pokud je někde na Marsu voda, pak ji s největší pravděpodobností musíte hledat na pólu, kde je zachycena pod vrstvou zmrzlého oxidu uhličitého.
Ačkoli klima Marsu nejblíže pozemskému, je pro život nepříznivá.
Atmosféra této planety je vzácnější než atmosféra Země. Obsahuje devadesát pět procent oxidu uhličitého, čtyři procenta dusíku a argonu a pouze jedno procento kyslíku a vodní páry.
Ve srovnání se Zemí je průměrný atmosférický tlak na Marsu sto šedesátkrát menší. V důsledku odpařování v létě a kondenzace v zimě a také velkého množství oxidu uhličitého na pólech, v polárních čepičkách, se hmotnost atmosféry během roku velmi mění.
Navzdory skutečnosti, že marťanská atmosféra obsahuje velmi málo vodní páry, při nízkých teplotách a tlacích, která je ve stavu blízkém nasycení, se často shromažďuje do mraků. Pozorování kosmických lodí ukázala, že na Marsu jsou zvlněná, cirry a závětří.
Během chladného období se na dně kráterů a nad nížinami často vyskytuje mlha. Občas napadne tenký sníh.
Studie kosmických lodí prokázaly, že v současnosti na Marsu není žádná kapalná voda, ale existují důkazy o její přítomnosti v minulosti. V červenci 2008 objevila sonda Phoenix NASA v zemi vodu podobnou ledu. Průměrná teplota na Marsu je asi -40 stupňů Celsia. Na denní polovině planety letní teploty vystoupají na 20 stupňů Celsia, ale v zimě mohou noční teploty klesnout až na -125 stupňů Celsia.
Tenká atmosféra Marsu nedokáže udržet teplo dlouho, což vysvětluje náhlé změny teploty. Dá se tedy říci, že Mars má poněkud drsné klima, ale není tam o moc chladněji než v Antarktidě.
Kvůli rozdílu teplot často na Marsu fouká silný vítr. Jejich rychlost dosahuje sto metrů za sekundu. Díky nízké gravitační síle větry zvedají obrovská oblaka prachu. Na Marsu často zuří dlouhotrvající prachové bouře. Jedna z nich například zuřila od září 1971 do ledna 1972 a vynesla do atmosféry asi miliardu tun prachu do výše deseti kilometrů. S tvorbou prachových ďáblů na Marsu souvisí i změny teplot.
Rotační osa Země je nakloněna k orbitální rovině o 23,4 stupně a osa Marsu o 23,9 stupně se dny Marsu téměř shodují se zemskými, proto na Marsu, stejně jako na Zemi, dochází ke změně ročních období. V polárních oblastech jsou sezónní změny nejvýraznější. V zimě zabírají velkou plochu polární čepičky. Zima na jižní polokouli je dlouhá a studená, zatímco na severní polokouli je krátká a relativně mírná. Na jaře se polární čepice výrazně zmenšují, ale ani v létě nezmizí úplně. A léto na Marsu na jižní polokouli je krátké a relativně teplé, na severní polokouli dlouhé a chladné.
Atmosférické složení
Atmosféra Marsu je řidší než vzduchový obal Země a skládá se z 95 % oxidu uhličitého, asi 4 % dusíku a argonu. V atmosféře Marsu je méně než 1 % kyslíku a vodní páry. Průměrný atmosférický tlak na povrchu je 160krát nižší než na povrchu Země.
Hmotnost atmosféry se během roku velmi mění v důsledku kondenzace v zimě a odpařování v létě, velkého množství oxidu uhličitého na pólech, v polárních čepičkách.
Mraky a srážky
V atmosféře Marsu je velmi málo vodní páry, ale při nízkém tlaku a teplotě je ve stavu blízkém nasycení a často se shromažďuje v mracích. Marťanská mračna jsou ve srovnání s těmi na Zemi spíše beztvará.
Teplota
Průměrná teplota na Marsu je mnohem nižší než na Zemi – asi −40°C. Za nejpříznivějších podmínek v létě se na denní polovině planety vzduch ohřeje až na 20°C - pro obyvatele Země zcela přijatelná teplota. Ale v zimní noci může mráz dosáhnout -125 °C. Při zimních teplotách dokonce oxid uhličitý zamrzá a mění se v suchý led. Takové náhlé teplotní změny jsou způsobeny tím, že řídká atmosféra Marsu není schopna udržet teplo po dlouhou dobu. V důsledku četných měření teploty na různých místech povrchu Marsu se ukazuje, že během dne na rovníku může teplota dosáhnout +27 °C, ale do rána klesne na -50 °C.
Teplotní oázy jsou i na Marsu v oblastech Fénixova „jezera“ (sluneční plošina) a země Noe, teplotní rozdíl se pohybuje od −53°C do +22°C v létě a od −103°C do ; -43°C v zimě. Mars je tedy velmi chladný svět, ale klima tam není o moc drsnější než v Antarktidě. Když byly na Zemi přeneseny první fotografie z povrchu Marsu, které pořídil Viking, vědci byli velmi překvapeni, když zjistili, že marťanská obloha není černá, jak se očekávalo, ale růžová. Ukázalo se, že prach visící ve vzduchu absorbuje 40 % dopadajícího slunečního světla a vytváří barevný efekt.
Prachové bouře a tornáda
Jedním z projevů teplotních rozdílů jsou větry. Nad povrchem planety často vanou silné větry, jejichž rychlost dosahuje 100 m/s. Nízká gravitace umožňuje i tenkým proudům vzduchu zvedat obrovská oblaka prachu. Někdy jsou docela velké oblasti na Marsu pokryty obrovskými prachovými bouřemi. Nejčastěji se vyskytují v blízkosti polárních ledovců. Globální prachová bouře na Marsu zabránila fotografování povrchu sondou Mariner 9. Zuřila od září do ledna 1972 a vynesla do atmosféry ve výšce více než 10 km asi miliardu tun prachu. Prachové bouře se nejčastěji vyskytují v obdobích velké opozice, kdy se léto na jižní polokouli kryje s průchodem Marsu perihéliem.
Prachoví ďáblové jsou dalším příkladem procesů souvisejících s teplotou na Marsu. Taková tornáda jsou na Marsu velmi častým jevem. Zvyšují prach do atmosféry a jsou způsobeny teplotními rozdíly. Důvod: během dne se povrch Marsu dost zahřívá (někdy až do plusových teplot), ale ve výšce do 2 metrů od povrchu zůstává atmosféra stejně chladná. Tento rozdíl způsobuje nestabilitu, zvedání prachu do vzduchu - výsledkem je tvorba prachových čertů.
Roční období
Dnes je známo, že ze všech planet sluneční soustavy je Mars Zemi nejpodobnější. Osa rotace Marsu je vůči své orbitální rovině nakloněna přibližně o 23,9°, což je srovnatelné se sklonem zemské osy, který je 23,4°, a marsovské dny se prakticky shodují se zemskými - proto, jako na Zemi , roční období se mění. Sezónní změny jsou nejvýraznější v polárních oblastech. V zimě zabírají významnou plochu polární čepičky. Hranice severní polární čepičky se může posunout od pólu o třetinu vzdálenosti k rovníku a hranice jižní čepičky pokrývá polovinu této vzdálenosti. Tento rozdíl je způsoben tím, že na severní polokouli nastává zima, když Mars prochází perihéliem své dráhy, a na jižní polokouli, když prochází aféliem. Z tohoto důvodu je zima na jižní polokouli chladnější než na severní polokouli. A délka každého ze čtyř marťanských ročních období se liší v závislosti na jeho vzdálenosti od Slunce. Proto je na severní polokouli Marsu zima krátká a relativně „umírněná“ a léto je dlouhé, ale chladné. Na jihu jsou naopak léta krátká a relativně teplá a zimy dlouhé a chladné.
S nástupem jara se polární čepice začíná „zmenšovat“ a zanechává za sebou postupně mizející ostrovy ledu. Zároveň se od pólů k rovníku šíří tzv. tmavnoucí vlna. Moderní teorie to vysvětlují tím, že jarní větry transportují po polednících velké masy půdy s různými odrazovými vlastnostmi.
Zřejmě žádné z víček nezmizí úplně. Před zahájením průzkumu Marsu pomocí meziplanetárních sond se předpokládalo, že jeho polární oblasti jsou pokryty zmrzlou vodou. Přesnější moderní pozemní a vesmírná měření také objevila zmrzlý oxid uhličitý v marťanském ledu. V létě se vypařuje a dostává se do atmosféry. Větry ji unesou k protější polární čepičce, kde opět zamrzne. Tento cyklus oxidu uhličitého a různé velikosti polárních čepiček vysvětlují proměnlivost tlaku v atmosféře Marsu.
Reliéf povrchu Marsu je složitý a má mnoho detailů. Suchá koryta řek a kaňony na povrchu Marsu daly podnět ke spekulacím o existenci vyspělé civilizace na Marsu – podrobněji v článku Život na Marsu .
Typická marťanská krajina připomíná pozemskou poušť a povrch Marsu má načervenalý nádech díky zvýšenému obsahu oxidů železa v marťanském písku.
Odkazy
Nadace Wikimedia.
2010.
Podívejte se, co je „Climate of Mars“ v jiných slovnících:
Klima – získejte aktivní 220voltový kupon na Akademice nebo si kupte ziskové klima za nízkou cenu ve výprodeji 220V
Město Marsa Alam Země EgyptEgypt Mu ... Wikipedie
Polární čepice Marsu ... Wikipedie
Polární čepice Marsu Hydrosféra Marsu je souhrn vodních zásob planety Mars, reprezentovaných vodním ledem v polárních čepičkách Marsu, ledem pod povrchem a možnými zásobárnami kapalné vody a vodných roztoků solí v horní části planety. vrstvy... ... Wikipedie
- „Sands of Mars“ Edice Sands of Mars 1993, „North West“ Žánr: Romantika
- DOPORUČUJE
- Podání elektronického hlášení finančnímu úřadu přes internet
- Vyloučení právnické osoby z Jednotného státního rejstříku za nepravdivé informace: důvody, odvolání proti rozhodnutí Federální daňové služby o nadcházejícím vyloučení
- Co je to hostinec, můžete to zjistit kontaktováním pověřeného orgánu