Марс

|(объемные проценты по | | |

|отношению к средней | | |

|плотности) | | |

| |N2 |2-3 |

| |Ar |1-2 |

| |H2O |10-3-10-1 |

| |CO |4*10-3 |

| |O2 |0,1-0,4 |

| |SO2 |10-5 |

| |Ne |<10-3 |

| |Kr |<2*10-3 |

| |Xe |<5*10-3 |

|Средняя молекулярная масса| |43,5 |

|Температура у поверхности | | |

|Tmax(K) | |270 |

|Tmin(K) | |200 |

| | | |

|Среднее давление у | |6*10-3 |

|поверхности P (атм.) | | |

| | | |

|Средняя плотность у | |1,2*10-5 |

|поверхности r (г/см3) | | |

Для атмосферы Марса характерно низкое относительное содержание

водяного пара, на уровне сотых и тысячных долей процента. Около 80%

количества H2O сосредоточено в приповерхностном слое атмосферы толщиной в

несколько километров. Содержание водяного пара в зависимости от сезона,

широты и времени суток колеблется в сто раз. Наиболее сухая атмосфера - в

высоких широтах зимой, а наиболее влажная - над полярными областями летом.

На Марсе обнаружены также отдельные районы повышенной влажности в средних

широтах и общее уменьшение влагосодержания в атмосфере в период пылевой

бури.

В разреженной атмосфере Марса тепловые неоднородности у поверхности

резко выражены, и температурный профиль испытывает значительные сезонно-

суточные изменения, достигающие 100-150 K. С высотой глубина вариаций

сильно уменьшается. За среднее давление, примерно соответствующее

среднеуровенной поверхности Марса, принято 6,1 мбар. Оно совпадает с

положением тройной точки на фазовой диаграмме воды. В зависимости от

рельефа давление колеблется от ~2 до ~ 10 мбар. Днем температура

поверхности выше, а ночью ниже, чем температура атмосферы. У полюсов

температура атмосферы опускается зимой ниже температуры фазового перехода

углекислого газа(148 K при давлении 6 мбар), в результате чего CO2

превращается в сухой лед.

[pic]

Рисунок 5.

Высотный профиль температуры атмосферы Марса, показанный на рисунке 5,

отвечает средним условиям, т.е. относится к послеполуденному времени

приэкваториальных широт. Температурный градиент днем близок к

адиабатическому, от поверхности до 20-30 км, а выше, в стратосфере,

достигаются условия, близкие к изотермии, с отдельными инверсионными

слоями. В стратосфере Марса, так же как и на полюсах, может

конденсироваться углекислота, однако марсианские облака преимущественно

состоят из кристаллов водяного льда и расположены ниже, в тропосфере.

Положение и температура мезопаузы на Марсе примерно такие же, как на

Венере, а дневная экзосферная температура ~350 K, и она испытывает меньшие

вариации в зависимости от времени суток.

8. Ионосфера.

Интенсивным высвечиванием энергии в инфракрасных полосах углекислого

газа в верхних атмосферах Марса, по-видимому, объясняются их существенно

более низкие по сравнению с Землей средние экзосферные температуры. Так

называют температуру выше той области верхней атмосферы (термосферы), где

происходит основной приток энергии за счет прямого поглощения атмосферными

молекулами и атомами солнечного ультрафиолетового и рентгеновского

излучения, и профиль температуры становится почти изотермическим.

Экзосферная температура Марса не превышает 200-350 К, а основания экзосфер

лежат примерно на 200 км ниже.

Измерения по методу радиопросвечивания с космических аппаратов

показали, что Марс обладает ионосферой, однако менее плотной, чем земная, и

ближе поджатыми к планете.

Основной максимум дневного слоя марсианской ионосферы лежит на высоте

135-140 км и имеет электронную концентрацию не более 2*105 эл/см3, т.е.

почти на порядок меньше концентрации в дневном слое F2 ионосферы Земли.

Второй максимум обнаружен на высоте около 110 км с электронной

концентрацией 7*104 эл/см3. Основной компонентой марсианской ионосферы

является ион O2+ с примесями O+ и др.; выше 200 км преобладают ионы O+. Ее

дневной максимум с концентрацией (3-5)*105 эл/см3 расположен на высоте 140

км, резкий спад электронной концентрации наблюдается на уровне 250-400 км:

здесь находится ионопауза - граница между тепловыми ионами ионосферы и

потоками энергичных частиц солнечной плазмы. С ночной стороны образуется

протяженная зона до высоты свыше 3000 км, со средней концентрацией

электронов до 103 эл/см3 и несколькими локальными максимумами на высотах

ниже 150 км, где концентрация в 5-10 раз выше, а основной ион O2+. Состав и

содержание ионов в ионосфере Марса подвержены существенным вариациям.

Образование переходной зоны - ионопаузы с дневной стороны планеты в

области, расположенной за ударной волной на высотах выше примерно 300-500

км, является наиболее характерной особенностью взаимодействия солнечной

плазмы с Марсом. Радиационных поясов у него нет. Ионопауза образуется в

зоне, где давление солнечного ветра примерно уравновешивается давлением

ионосферных заряженных частиц вместе с давлением собственного магнитного

поля планеты. В идеальной модели ионосферы бесконечной проводимости токи,

индуцированные потоком солнечного ветра, текут по поверхности ионопаузы и

непосредственно примыкающей к ней сверху области. Поэтому результирующее

индуцированное магнитное поле расположено вне ионосферы. Примерно

аналогичная ситуация сохраняется и в более реальном случае ионосферы

конечной проводимости, поскольку время магнитной диффузии значительно

больше времени изменения направления межпланетного магнитного поля, и

диффузия последнего в невозмущенную ионосферу пренебрежимо мала.

На самом деле картина взаимодействия является значительно более

сложной и имеет ряд специфических черт отдельно для Марса, как это было

выявлено по результатам плазменных экспериментов на искусственных спутниках

планеты. Комплексный характер процессов в области обтекания, помимо

образования промежуточной зоны, отождествляемой с ионопаузой, включает

также в себя последовательность разогрева и термализации ионов, образование

зоны разрежения за ударной волной и много других особенностей.

9. Особенности теплового режима и атмосферной динамики.

Отдельный комплекс проблем представляет тепловой режим планетной

атмосферы и ее динамика. Тепловой режим определяется количеством падающей

на планету солнечной лучистой энергии (энергетической освещенностью) за

вычетом энергии, отражаемой обратно в космическое пространство. Он зависит,

таким образом, от расстояния a планеты от Солнца и ее интегрального

сферического альбедо A, поскольку внутренними источниками тепла для всех

планет земной группы можно пренебречь. Величина потока солнечной радиации,

падающая по нормали на единичную площадку поверхности планеты в отсутствие

атмосферы, определяет солнечную постоянную Ec. Через эти три величины и

постоянную закона Стефана-Больцмана s выражается важный параметр, служащий

мерой поступающей на планету энергии - ее равновесная (эффективная)

температура

Te= [Ec(1-A)/4sa2]1/4.

Здесь a выражается в а.е., а четверка в знаменателе учитывает то

обстоятельство, что поток энергии падает на диск, а излучается со сферы.

Планетарная динамика отражает баланс между скоростями генерации

потенциальной энергии за счет солнечной радиации и скоростью потери

механической энергии за счет диссипации.

Источником атмосферных движений различных пространственных масштабов

служит отсутствие равенства между поступающей и отдаваемой энергией в

отдельных участках планеты при общем строгом выполнении условия теплового

баланса в глобальном масштабе, характеризуемого эффективной температурой.

Другими словами, возникновение горизонтальных температурных градиентов

вследствие дифференциального нагрева должно компенсироваться развитием

крупномасштабных движений, с широким спектром пространственных размеров.

Ветровая система на планете, создаваемая за счет неодинакового

распределения солнечного тепла в пространстве и во времени, зависит также

от того, имеет ли механизм теплового воздействия период больший или меньший

периода собственного вращения планеты.

Вследствие термического расширения, обусловленного зависимостью

плотности газов, помимо давления, также от температуры, сильнее нагретый, а

значит, наименее плотный воздух поднимается вверх, а более холодный и

тяжелый опускается вниз. Поэтому кажется очевидным, что возникающие из-за

различия инсоляции, а значит, и горизонтальных градиентов температуры

перепады давления должны приводить к регулярному переносу воздушных масс из

тропиков к полюсам. Вдоль меридиана при этом образуется гигантская

замкнутая конвективная ячейка, в верхней части которой теплый воздух будет

переноситься от экватора к полюсу, а вдоль поверхности – холодный воздух от

полюса к экватору. Сама такая ячейка носит название гадлеевской по имени

известного английского астронома Д.Гадлея. На самом деле такая симметричная

относительно экватора циркуляция в атмосферах планет не устанавливается.

Причиной является наличие из-за вращения планет сил Кориолиса. В динамике

атмосферы определяющую роль играет ее горизонтальная составляющая,

благодаря которой воздушные течения отклоняются от направления своего

движения в северном полушарии вправо, а в южном - влево. В результате

протяженность меридиональной циркуляции сильно ограничивается.

При определении поля ветров удобным приближением служит понятие

геострофического потока, или геострофического ветра, соответствующего

условию, когда градиенты горизонтального давления сбалансированы силами

Кориолиса. Сила такого термического ветра зависит от градиента давления и

направлена вдоль линий изобар.

Влияние сил Кориолиса на форму движений характеризуется числом Россби:

Ro=U/2LWsinj,

где U – типичная горизонтальная скорость движений, L – их характерный

масштаб, W – угловая скорость вращения планеты, j – широта. Силы Кориолиса

являются преобладающими при Ro<=1.

Данная схема является весьма идеализированной. Реальный характер

циркуляции определяется наложением нескольких типов движений, степень

неупорядоченности которых сильно зависит от угловой скорости вращения

планеты. На вращающейся планете развиваются волновые движения, называемые

волнами Россби. С ростом угловой скорости и при больших перепадах

температур вдоль меридиана такие волны становятся неустойчивыми, при их

разрушении возникают вихри.

В анализе теплового режима планетной атмосферы обычно используется

понятие о постоянной тепловой релаксации t, характеризующей время реакции

атмосферы на тепловое возмущение. Эта постоянная представляет собой

отношение теплосодержания единичного атмосферного столба к величине

излучаемой энергии, пропорциональной четвертой степени эффективной

температуры, т.е. характеризует время, за которое запасенная энергия

высветится:

t=mCpTср/sTe4.

Таблица 3.

Эффективная температура и параметры тепловой инерции Марса

|Te, K |Tср, K |T |

|216 |235 |3*105 |

Атмосфера Марса практически прозрачна для приходящего солнечного

излучения, и постоянная тепловой релаксации у него на два-четыре порядка

меньше, чем у Венеры и Юпитера, чьи атмосферы намного более плотные. На

Марсе, вследствие малой тепловой инерции грунта и малой теплоемкости

атмосферы, поверхностная температура оказывается близкой к ее местному

лучисто-равновесному значению в каждой точке планеты. В связи с этим более

резко выражена суточная составляющая скорости ветра.

Важным метеорологическим фактором в марсианской атмосфере является

четко выраженная сезонная вариация давления вследствие конденсации

углекислого газа в зимней полярной шапке. Этот эффект обнаружен

экспериментально в обоих местах посадки аппаратов "Викинг". Наблюдения

охватывают почти целиком марсианский год в северном полушарии планеты.

Самый глубокий минимум давления (примерно 120-е сутки от начала измерений)

составляет ~7 мбар и соответствует максимальной аккумуляции CO2 к концу

зимы на южной полярной шапке, а другой минимум (430-е сутки) ~8,5 мбар –

его вымерзанию на северной шапке. Эти минимумы оказываются вблизи осеннего

и весеннего равноденствия, в то время как максимум давления наблюдается

вблизи перигелия во время зимнего солнцестояния и составляет ~9,7 мбар. С

таким общим изменением давления связана перестройка циркуляционной системы,

а локальные флуктуации отражают изменения ветрового режима, в том числе

возникновение пылевых бурь. По результатам измерений температуры атмосферы

Марса в инфракрасном диапазоне, по данным о перемещении пыли на поверхности

и данным непосредственных измерений с посадочных аппаратов получены оценки

интенсивности и смены направлений ветра в различные периоды времени. Летом

в тропических широтах на высотах 15-20 км преобладают западные ветры со

скоростью 30-50 м/с, в то время как в тропосфере у поверхности направление

ветра испытывает сильные суточные изменения, а среднесуточная составляющая

мала, меньше 10 м/с. Наибольшей скорости (порядка 70-100 м/с) ветер

достигает во время сильных пылевых бурь, обычно совпадающих с периодами

противостояний Марса. Измерения, проводившиеся во время пылевой бури 1971

г., продолжавшейся около четырех месяцев, дали возможность выявить ряд

интересных особенностей этого уникального природного явления, имеющего

глобальный характер. Темные облака пыли, поднятой до 10 и более километров,

наблюдались по всему диску, полностью сглаживая контрасты на поверхности.

Было обнаружено существенное потепление самой атмосферы и более низкая

температура поверхности (стремление температурного профиля к

изотермическому) вследствие прозрачности атмосферы для солнечного

излучения, которое задерживалось пылью. Плотность пылевых частиц в

атмосфере со средними размерами 5-10 мкм составляла около 10-9 г/см3. В

атмосферу было поднято свыше миллиарда тонн пыли, спектральные

характеристики которой по высокому содержанию окиси кремния (около 50%)

примерно соответствовали составу поверхностных пород.

10. Проблемы климатической эволюции.

В комплексах атмосферных параметров, соединенных на достаточно больших

пространственно-временных интервалах, выявляются статистические

закономерности, определяющие климат на планете или в отдельных ее регионах.

Равновесная температура Марса существенно ниже нуля, и отгонявшаяся из

недр вода могла находиться на поверхности в жидком состоянии лишь при

достаточно плотной атмосфере благодаря парниковому эффекту и росту

температуры. Неизвестно, была ли вода на поверхности Марса лишь на

определенном этапе эволюции или появлялась регулярно на протяжении

длительного периода, но оставленные ею следы в виде высохших речных русел и

ледниковых выпахиваний довольно очевидны.

В первом случае следует допустить, что на планете однажды произошло

резкое изменение климата, вероятно, где-то в пределах 1 млрд. лет назад, и

что до этого момента Марс, проходивший вершину своей геологической

эволюции, был больше всего похож на Землю. Такое изменение могло быть

обусловлено резким уменьшением выделения внутреннего тепла, с чем

естественно связать и заключительный этап вулканической активности на

Марсе. Но нельзя исключить, что колебания марсианского климата происходили

неоднократно, подобно периодам великих оледенений на Земле. Высказываются

даже предположения, что они происходят и сейчас с периодом от нескольких

сот тысяч до миллиона лет. Эти предположения основываются на расчетах

периодических колебаний наклонения экватора Марса к плоскости его орбиты

вследствие приливных возмущений планет и Солнца и соответственно изменения

инсоляции на полюсах. Расчеты К.Сагана, П.Гираша и О.Туна привели к выводу

о том, что за счет изменения наклонения, эквивалентного колебаниям

светимости Солнца, могут быть два предельных устойчивых состояния атмосферы

Марса: одно с такой разреженной атмосферой, как сейчас, а другое - с

атмосферой, по плотности равной земной. Источником возрастания плотности

более чем в 100 раз в данной модели служили полюса, в полярных шапках

которых предполагалось вымораживание больших количеств углекислоты. Было

показано, что повышенное облучение полюсов за счет большего наклона оси

вращения по сравнению с нынешним (примерно на 4-5о), сопровождаемое

уменьшением их альбедо, в принципе способно создать такую атмосферу и

одновременно растопить водяной лед.

Более поздними измерениями, выполненными "Викингами", не было, однако,

обнаружено значительного количества "сухого" льда в шапках в чистом виде.

По-видимому, основная масса дегазированной углекислоты находится в

марсианском реголите, а также в отложениях тонкодисперсного пылевого

материала вокруг полюсов и в напластованиях равнинных областей приполярных

широт. Особенно большие наслоения такого грунта следует ожидать в северной

полярной области за счет различия инсоляции марсианских полушарий: в

северном зима длиннее. Тем не менее и в этом случае равновесное состояние

между количеством адсорбированного углекислого газа и его парциальным

давлением в атмосфере определяется температурой. Поэтому представления о

возможности изменения плотности атмосферы в зависимости от изменения

наклона оси вращения в целом остаются, по-видимому, справедливыми.

Конечно, было бы заманчиво поверить, что нам просто не довелось

увидеть Марс другим, с более благоприятным климатом, из-за недостаточно

большого наклона оси его вращения в современную эпоху и что это

посчастливится увидеть нашим далеким потомкам примерно сто тысяч лет

спустя. Однако против такой привлекательной гипотезы говорит тот факт, что

прорытые водой и ледниками русла и ложбины, по-видимому, образовались

раньше, чем относительно более молодые кратеры ударного происхождения на их

высохшей поверхности, возраст которых оценивается по меньшей мере в десятки

миллионов лет. Поэтому большего внимания заслуживает, на наш взгляд,

предположение о циклических изменениях уровня светимости Солнца, выдвинутое

американским астрофизиком В.Фаулером в связи с попытками объяснения

парадокса солнечных нейтрино. Так называют значительно меньший (примерно в

5 раз) регистрируемый на Земле поток нейтрино от Солнца по сравнению с

ожидаемым их выходом в результате реакций термоядерного синтеза,

считающихся главным механизмом генерации солнечной энергии. Найденная

корреляция этих циклов, повторяющаяся с периодичностью ~108 лет, с великими

оледенениями на Земле естественным образом могла бы объяснить как

периодические колебания марсианского климата, так и, возможно, значительные

климатические вариации на других планетах.

Для выяснения путей эволюции атмосферы и древнего климата Марса очень

важное значение имеют результаты масс-спектрометрических измерений в

атмосфере планеты содержания малых примесей, в первую очередь инертных

газов (см. табл. 2) и отношений основных изотопов. Путем сопоставления

измеренных концентраций инертных газов с их абсолютным и относительным

содержанием в земной атмосфере и газовой фракции метеоритов можно судить о

степени их первичного фракционирования на стадии аккумуляции и происшедшей

за геологическое время степени дегазации на планете. Анализ изотопного

состава позволяет дополнительно выяснить степень дегазации и

фракционирования летучих при диссипации газов из планетной атмосферы.

Результаты изотопного анализа и соотношений летучих (CO2/36Ar;

N2/36Ar) на Марсе дают основание считать, что когда-то он действительно

обладал более плотной атмосферой за счет приблизительно в 20 раз большего

по отношению к существующему содержания углекислого газа и примерно от 10

до 100 раз большего содержания азота. Последняя оценка сделана на основании

измеренного изотопного отношения азота (15N/14N), которое оказалось

примерно на 75% выше, чем в атмосфере Земли, в то время как изотопные

соотношения других распространенных составляющих – кислорода и углерода –

сохраняются примерно аналогичными земным. Это приводит к важному выводу о

том, что, хотя даже в самые благоприятные периоды атмосфера Марса

оставалась по крайней мере вдесятеро менее плотной чем земная, такая

атмосфера была способна создать заметный парниковый эффект и сохранить на

поверхности жидкую воду.

Общее отогнанное количество воды на Марсе оценивается значением

~5*1021 г, что соответствует средней глубине равномерно разлитого на

поверхности слоя около 20 м; это примерно на два порядка меньше, чем на

Земле, но вместе с тем на порядок больше, чем на Венере. Можно ожидать, что

почти вся эта масса отогнанной воды захоронена сейчас на Марсе в

приповерхностных ледниках и полярных шапках, если исходить из

предположения, что скорость диссипации атомов водорода на протяжении всей

геологической истории планеты соответствовала современной величине потока

(около 108 см-2*с-1). В этом случае количество потерянной воды, отнесенное

к толщине эффективного слоя, не должно превысить 3-5 м.

Помимо адсорбирования на марсианском реголите и в напластованиях

приполярных областей, одним из каналов эвакуации CO2 из атмосферы могли бы

быть уже упоминавшиеся соединения включения – клатраты. Легко убедиться в

том, что для оцененного выше количества H2O и CO2 молярное отношение для

клатрата CO2nH2O соответствует n?4-5, что почти совпадает с нижним пределом

для газовых гидратов при нормальном давлении.

Может возникнуть вполне естественный вопрос: только ли удаленность от

Солнца повлияла на климат Марса и что случилось бы с ним, окажись он по

своим размерам таким же, как Земля и Венера? Можно предполагать, что в этом

случае Марс аккумулировал и удержал бы существенно большее количество

летучих, а вследствие иного хода тепловой эволюции степень дифференциации

слагающего вещества и дегазации была более полной. Такой Марс, очевидно,

обладал бы значительно более плотной атмосферой и умеренным климатом.

Состав атмосферы Марса, включающий кислород, азот, углерод, близкая к

арктическим и антарктическим районам Земли температура поверхности и обилие

воды в ее верхних горизонтах, казалось бы, благоприятствуют оптимистическим

надеждам обнаружить признаки жизни на этой планете. К сожалению,

биологические эксперименты с марсианским грунтом на посадочных аппаратах

«Викинг» оставили этот вопрос без ответа или скорее принесли больше

отрицательных, чем положительных результатов. Видимо, в условиях

эффективной естественной стерилизации за счет проникающей до поверхности

коротковолнового ультрафиолетового излучения (с энергией фотонов до 6-7 эВ)

и сильно окисленной среды в грунте, содержащем перекисные соединения

(пероксиды), шансов обнаружить жизнь на Марсе мало.

Есть основания полагать, что ряд казавшихся позитивными свидетельств

биологической активности в каждом из трех типов биологических экспериментов

на «Викингах» – газовый обмен, разложение метки и ассимиляция углерода (в

двух последних случаях с использованием меченых атомов углерода 14С) –

объясняются процессами химического взаимодействия. В частности, интенсивное

выделение кислорода в начальной фазе эксперимента по газовому обмену скорее

всего связано с обилием в грунте пероксидов, а не с процессами метаболизма.

Важным аргументом против наличия живых форм служит также чрезвычайно низкий

порог обнаружения на поверхности и в приповерхностном слое органических

молекул (~10-6 по массе по отношению к неорганическим). Вместе с тем вполне

возможно, что отрицательный результат миссии «Викингов» был предопределен

недостаточной чувствительностью использованных методов в столь

неблагоприятных для жизни современных условиях на Марсе. Нельзя, конечно,

исключить того, что эти условия могли быть значительно более благоприятными

в ранней истории планеты или на определенных этапах ее климатической

эволюции, когда на поверхности появлялась жидкая вода. Поэтому большой

интерес представили бы попытки обнаружения простейших форм палеожизни в

марсианском грунте, доступном непосредственным методам анализа в земных

лабораториях.

Пока еще надежды найти признаки жизни на Марсе принципиально

сохраняются, хотя вероятность ее существования там ничтожно мала. Если же в

дальнейшем с этими надеждами придется окончательно расстаться, то это лишь

с большей остротой поставит вопрос о том, почему жизнь возникла и

интенсивно развивалась лишь на третьей от Солнца планете, - вопрос, имеющий

не только естественнонаучное, но и громадное философское, мировоззренческое

значение.

[pic]

Список использованной литературы.

1. Маров М.Я. Планеты Солнечной системы.- М.: Наука, 1986. -320 с.

2. Томилин А. Небо Земли.

3. World Wide Web. http://www.mars.sgi.com.

Страницы: 1, 2, 3