«днем на марсе, как летом в москве,

Изменения со временем

Изменение угла наклона оси вращения Марса, эксцентриситета его орбиты и поступающего на его поверхность солнечного излучения за последние 10 млн лет.

Как и на Земле, климат Марса претерпевал долгосрочные изменения и на ранних этапах эволюции планеты сильно отличался от нынешнего. Различие состоит в том, что главную роль в циклических изменениях климата Земли играют изменение эксцентриситета орбиты и прецессия оси вращения, притом что наклон оси вращения остаётся примерно постоянным благодаря стабилизирующему воздействию Луны, тогда как Марс, не имея такого большого спутника, может претерпевать существенные изменения наклона оси его вращения. Расчёты показали, что наклон оси вращения Марса, составляющий сейчас 25° — примерно ту же величину, что и у Земли, — в недавнем прошлом был равен 45°, а в масштабе миллионов лет мог колебаться от 10° до 50°.

Марс в ледниковый период 2,1 млн — 400 тыс. лет назад, когда ось его вращения предположительно была сильно наклонена к плоскости орбиты. Полярные шапки разрастаются до низких широт порядка 30°.

Историю изменений климата на Марсе можно проследить путём анализа слоистых отложений в полярных шапках, на участках, где они доступны для наблюдения в разломах и трещинах. Полагая, что светлые слои образованы отложением льда, а тёмные — отложением пыли, по их числу и толщине (если знать время нарастания) можно судить о циклических вариациях климата и их корреляции с изменением угла наклона оси вращения и эксцентриситета орбиты Марса. Расчёты показывают, что циклы изменения этих параметров длятся всего 2,5 млн лет.

При сильном (порядка 45°) наклоне оси вращения планеты на полярные области попадает больше солнечного излучения, и они становятся самыми тёплыми участками. Вода и CO2 в полярных шапках из твёрдого состояния переходят в виде газа в атмосферу, становящуюся таким образом более плотной и потому более тёплой и влажной, а атмосферное давление увеличивается до значений, необходимых для существования воды на поверхности Марса в жидкой фазе. Запускается круговорот воды, подобный происходящему на Земле. Водяной пар из атмосферы конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, проникает в почву и замерзает там. Когда же наклон оси вращения уменьшается, в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных — теплее; вода, замёрзшая в приповерхностных слоях, возвращается в атмосферу в виде пара, перемещается к полюсам и снова конденсируется в ледяные полярные шапки. Большая часть углекислого газа также возвращается в полярные шапки, тем самым делая атмосферу очень разреженной. Такие изменения происходят в масштабах сотен тысяч и даже миллионов лет. По результатам некоторых расчётов, за последние 5 миллионов лет водяной лёд переместился с полюсов к экватору и обратно более 40 раз.

Судя по обнаруженному в кратерах льду на довольно низких (порядка 40°) широтах, где температуры по идее слишком высоки для того, чтобы он был стабилен в течение долгого времени, последний ледниковый период ещё не завершился.

Измерения соотношений изотопов аргона, подтверждающие потерю значительной части атмосферы Марса.

Итак, климат раннего Марса сильно отличался от наблюдаемого сегодня. Присутствие жидкой воды, подтверждённое многочисленными свидетельствами, предполагает существование достаточно плотной атмосферы. Со временем бо́льшая её часть рассеялась — скорее всего, посредством нетермального механизма ионного распыления частицами солнечного ветра, происходящего из отсутствия у планеты магнитного поля. Это подтверждается измерениями соотношений изотопов аргона, проведёнными аппаратами «Викинг» в 1976 году, «Curiosity» в 2013 году и «MAVEN» в 2017 году, с этим согласуются и данные изучения марсианских метеоритов.

Поиски жизни

Несмотря на очевидное отличие Марса от Земли, долгое время он считался реальным кандидатом на звание обитаемой планеты. До начала космической эры ученые, наблюдавшие красноватую поверхность этого космического тела в телескоп, периодически обнаруживали признаки жизни, которые вскоре, правда, находили более прозаическое объяснение.

Со временем были четко определены условия, при которых вне Земли могли появиться хотя бы простейшие организмы. В их число входят определенные температурные параметры и наличие воды. Многие исследования Красной планеты ставили своей целью обнаружить, сложился ли там подходящий климат, и по возможности найти следы жизни.

Определяющие факторы

Температура на Марсе, как и на Земле, зависит от положения планеты относительно светила. Максимальный ее показатель (20-33º) наблюдается днем в районе экватора. Минимальные значения (до -155º) достигаются поблизости от Южного полюса. Для всей территории планеты характерны значительные температурные колебания.

Эти перепады влияют как на климатические особенности Марса, так и на его внешний облик. Главная, заметная даже с Земли, деталь его поверхности — полярные шапки. В результате значительного нагрева летом и охлаждения в зимний период они претерпевают ощутимые изменения: то уменьшаются вплоть до практически полного исчезновения, то вновь увеличиваются.

Как происходит передача тепла

Когда вещество нагревается, его атомы испускают фотоны. Это явление тоже хорошо всем знакомо — накалившийся металлический волосок в электрической лампочке начинает ярко светиться. При этом фотоны переносят тепло. Таким образом энергия переходит от горячего вещества к холодному.

Космическое пространство не только пронизано фотонами, которые испускают бесчисленные звезды и галактики. Вселенная заполнена также так называемым реликтовым излучением, которое образовалось на ранних этапах ее существования. Именно благодаря этому явлению температура в космосе не может опуститься до абсолютного нуля. Даже вдали от звезд и галактик материя будет получать рассеянное по Вселенной тепло от реликтового излучения.

Различия в температуре на поверхности

Еще один важный пункт — некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных — лучистый перенос и конвекцию:

  • Во время лучистого переноса энергия ядерного синтеза пробивается из центра звезды прямо сквозь звездное вещество — в виде лучей. Этот путь эффективный с точки зрения сохранения энергии, но очень медленный. Если зона лучистого переноса находится у центра звезды, как у нашего Солнца, путь лучей займет несколько десятков тысяч лет.
  • Конвекция же базируется на всем нам известном законе природы — теплые жидкости и газы поднимаются наверх, а холодные — опускаются вниз. И так как звезды состоят из газа, конвекция наблюдается и у них. Звездное вещество, разогреваясь у более горячих слоев звезды, поднимается к более холодным зонам светила с меньшим давлением газа. Там забранная изнутри энергия отдается в виде излучения.

Схема движения энергии в звезде солнечного типа

Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности — лучистым переносом.

У Солнца же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет — в том числе видимый человеческому глазу.

И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа — это факелы, пятна и протуберанцы.

  • Факелы — это горячие и яркие зоны на Солнце. Их температура выше окружающей поверхности на 1–2 тысячи градусов по Цельсию.
  • Пятна — это более холодные и темные зоны на фотосфере звезды. Нагрев их центра меньше обычной температуры Солнца на 2000 °C. Также вокруг пятен существует «тень», которая уже теплее — они всего на 200–500 градусов холоднее окружающей их фотосферы.
  • Протуберанцы являются извержением звездного вещества из глубины, которые поднимаются выше солнечной атмосферы. Хотя они и холоднее короны Солнца, их температура выше фотосферной — до 15 тысяч градусов Цельсия.

Пятна, факелы и протуберанцы

Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на Солнце появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды повышенной активности. Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы — но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий — больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи — поэтому они тусклее и прохладнее.

В силу близости Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.

Что такое тепло

Для начала необходимо понять, чем же в принципе является температура, как образуется тепло и отчего возникает холод. Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо рассмотреть строение материи на микроуровне. Все вещества во Вселенной состоят из элементарных частиц — электронов, протонов, фотонов и так далее. Из их сочетания образуются атомы и молекулы.

Микрочастицы не являются неподвижными объектами. Атомы и молекулы постоянно колеблются. А элементарные частицы и вовсе перемещаются со скоростями, близкими к световым. Какая тут связь с температурой? Прямая: энергия движения микрочастиц — это и есть тепло. Чем сильнее колеблются молекулы в куске металла, например, тем горячее он будет.

Интересные факты

В составе звезды присутствуют следующие элементы:

  • водород в количестве 70%;
  • гелий в содержании 28%;
  • металлические вещества и соединения – 2%.

Если бы этой звезды не существовало, жизни на Земле не было бы и не могло бы быть. Наши предки осознавали, насколько их жизнь зависит от «поведения» светила, поэтому нередко поклонялись ему и сравнивали его с божеством. С тех пор это стало существенным поводом для того, чтобы начать детальное изучение этого «огненного шара».

Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.

Многочисленные исследования, проведённые в научном мире, позволяют современным изыскателям заглянуть в далёкое прошлое. Возраст Солнца составляет 5 млрд. лет. Есть мнение, что спустя 4 млрд. лет его свечение станет более ярким, нежели сегодня. Науке также известен термин «солнечный цикл», которым характеризует минимальную и максимальную активность звезды Солнечной системы. В рамках нескольких последних циклов этот показатель увеличился на 0,1%.

Из чего состоит атмосфера Марса?

Ныне климат Марса суров и отвергает даже возможность обитания здесь живых существ. Марсианская погода формируется множеством факторов, среди которых цикличный рост и таяние ледяных шапок, водяные пары в атмосфере и сезонные пылевых бури. Порой, гигантские пылевые бури охватывают сразу всю планету и могут длиться месяцами, окрашивая небо в густой красный цвет.

Атмосфера Марса примерно в 100 раз тоньше, чем у Земли, а на 95 процентов состоит углекислого газа. Точный состав марсианской атмосферы таков:

  • Углекислый газ: 95,32 %
  • Азот: 2,7 %
  • Аргон: 1,6 %
  • Кислород: 0,13 %
  • Окись углерода: 0,08 %

Кроме того, в незначительных количествах встречаются: вода, оксиды азота, неон, тяжелый водород, криптон и ксенон.

Как возникла атмосфера Марса? Так же, как и на Земле — в результате дегазации — выхода газов из недр планеты. Однако сила тяжести на Марсе значительно меньше, чем на Земле, поэтому большая часть газов улетучивается в мировое пространство, и лишь незначительная их часть способна удержаться вокруг планеты.

Более подробно

Как Солнце выделяет такое количество энергии? Данный процесс достаточно сложен. Во внутреннем ядре — термоядерная реакция, а именно деление ядер водорода под большим давлением. В результате этого синтезируется одно ядро гелия, а также освобождается огромное количество энергии. Как известно на данный момент, Солнце израсходовало около половины своих запасов водорода, оставшихся запасов хватит еще на 5 миллиардов лет. По мере расходования топлива, звезда будет постепенно становиться все больше, пока не достигнет троекратного увеличения. Затем Солнце станет маленьким «белым карликом», однако многих планет уже не станет, и Земля относится к их числу. Так или иначе, в исследовательских лабораториях по всему миру ученые постоянно пытаются повторить все эти процессы, которые происходят внутри звезды, чтобы как можно подробнее изучить поведение плазмы в земных условиях.

Атмосфера Солнца возвышается на 500 километров от поверхности светила. Этот промежуток называется фотосферой. Из-за конвекции поток тепла поднимается выше, в фотосферу.

Кроме фотосферы, существует еще и хромосфера, толщина которой составляет около 10 тысяч километров. Разделяется она на две основные зоны:

  • нижняя — занимает пространство до 1 500 км, её основу составляет нейтральный водород, средняя её температура находится на уровне 4000°С и увеличивается с повышением высоты;
  • верхняя — формируется отдельными спикулами, которые выбрасываются из нижней части хромосферы на высоту до 10 000 км, причем температура здесь намного выше и доходит до 15 000°С. Кроме того, при спектральном анализе ученым удалось обнаружить в её составе гелий, кальций и ионизированный водород.

Хромосфера — это не самая плотная субстанция, поэтому наблюдать её можно только во время полного солнечного затмения либо при помощи специальных узкоспециализированных фильтров.

Есть ли вода на Марсе?

Когда в одном из полушарий наступает лето, соответствующая полярная шапка начинает уменьшаться в размерах. Из-за ориентации оси планеты во время ее приближения к точке перигелия к Солнцу обращается южная половина. В результате лето здесь несколько жарче, и полярная шапка исчезает практически полностью. На севере такого эффекта не наблюдается.

Изменения размеров полярных шапок натолкнули ученых на мысль, что они состоят из не совсем обычного льда. Собранные на сегодняшний момент данные позволяют сделать предположение, что немалую роль в их образовании играет углекислый газ, который в большом количестве содержит атмосфера Марса. В холодное время года температура здесь достигает отметки, при которой обычно он превращается в так называемый сухой лед. Именно он начинает таять с приходом лета. Вода же, по мнению ученых, также присутствует на планете и составляет ту часть полярных шапок, которая остается неизменной и с повышением температуры (нагрев недостаточен для ее исчезновения).

Планета Марс при этом не может похвастаться наличием главного источника жизни в жидком состоянии. Надежду на его обнаружение долгое время вселяли участки рельефа, очень напоминающие русла рек. До сих пор до конца не понятно, что могло привести к их формированию, если на Красной планете никогда не было жидкой воды. В пользу «сухого» прошлого свидетельствует атмосфера Марса. Ее давление столь незначительно, что точка кипения воды приходится на непривычно низкие для Земли температуры, то есть она может существовать здесь только в газообразном состоянии. Теоретически в прошлом у Марса могла бы быть более плотная атмосфера, но тогда от нее остались бы следы в виде тяжелых инертных газов. Однако до сих пор они обнаружены не были.

Вопрос о наличии воды

См. также: Гидросфера Марса

Жидкая вода в чистом виде не может стабильно существовать на поверхности Марса при нынешних климатических условиях.

Для стабильного существования чистой воды в жидком состоянии температура и парциальное давление водяного пара в атмосфере должны быть выше тройной точки на фазовой диаграмме, тогда как сейчас они далеки от соответствующих значений. И действительно, исследования, проведённые космическим аппаратом «Маринер-4» в 1965 году, показали, что жидкой воды на Марсе в настоящее время нет, но данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют о наличии воды в прошлом. 31 июля 2008 года вода в состоянии льда была обнаружена на Марсе в месте посадки космического аппарата НАСА «Феникс». Аппарат обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.
Есть несколько фактов в поддержку утверждения о присутствии воды на поверхности планеты в прошлом. Во-первых, найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды. Во-вторых, очень старые кратеры практически стёрты с лица Марса. Современная атмосфера не могла вызвать такого разрушения. Изучение скорости образования и эрозии кратеров позволило установить, что сильнее всего ветер и вода разрушали их около 3,5 млрд лет назад. Приблизительно такой же возраст имеют и многие промоины.

НАСА 28 сентября 2015 года объявило что на Марсе в настоящее время существуют сезонные потоки жидкой соленой воды. Эти образования проявляют себя в теплое время года и исчезают — в холодное. К своим выводам планетологи пришли, проанализировав высококачественные снимки, полученные научным инструментом High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) орбитального марсианского аппарата Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

25 июля 2018 года вышел доклад об открытии, основанном на исследованиях радаром MARSIS. Работы показали наличие подлёдного озера на Марсе, расположенного на глубине 1,5 км подо льдом Южной полярной шапки (на Planum Australe), шириной около 20 км. Это стало первым известным постоянным водоёмом на Марсе.

Ссылка на основную публикацию