Климат Марса на протяжении столетий был предметом научного любопытства, отчасти потому, что это единственная планета земной группы , поверхность которой можно легко и подробно наблюдать с Земли с помощью телескопа .
Хотя Марс меньше Земли , его масса составляет всего одну десятую массы Земли [1] , и он на 50% дальше от Солнца , чем Земля, его климат имеет важные сходства, такие как наличие полярных ледяных шапок , сезонные изменения и наблюдаемые погодные условия. Он привлек постоянное изучение планетологами и климатологами . Хотя климат Марса имеет сходство с климатом Земли, включая периодические ледниковые периоды , существуют также важные различия, такие как гораздо более низкая тепловая инерция . Атмосфера Марса имеет масштабную высоту приблизительно 11 км (36 000 футов), что на 60% больше, чем на Земле. Климат имеет большое значение для вопроса о том, есть ли или когда-либо существовала жизнь на планете.
Марс изучался наземными приборами с 17 века, но только с началом исследования Марса в середине 1960-х годов стало возможным наблюдение с близкого расстояния. Пролетные и орбитальные космические аппараты предоставляли данные сверху, в то время как посадочные модули и марсоходы измеряли атмосферные условия напрямую. Современные околоземные приборы сегодня продолжают предоставлять некоторые полезные наблюдения «общей картины» относительно крупных погодных явлений.
Первой миссией пролета Марса был Mariner 4 , который прибыл в 1965 году. Этот быстрый двухдневный пролет (14–15 июля 1965 года) с грубыми приборами мало что дал для изучения марсианского климата. Более поздние миссии Mariner ( Mariner 6 и 7 ) заполнили некоторые пробелы в базовой информации о климате. Исследования климата на основе данных начались всерьез с посадочными модулями программы Viking в 1975 году и продолжаются такими зондами, как Mars Reconnaissance Orbiter .
Эта наблюдательная работа была дополнена типом научного компьютерного моделирования, называемого моделью общей циркуляции Марса . [2] Несколько различных итераций MGCM привели к более глубокому пониманию Марса, а также ограничений таких моделей.
Джакомо Маральди определил в 1704 году, что южная шапка не центрирована на полюсе вращения Марса. [3] Во время противостояния 1719 года Маральди наблюдал как полярные шапки, так и временную изменчивость их размеров.
Уильям Гершель был первым, кто вывел низкую плотность марсианской атмосферы в своей статье 1784 года под названием « О замечательных проявлениях в полярных областях планеты Марс, наклоне ее оси, положении ее полюсов и ее сфероидальной форме; с несколькими намеками, касающимися ее реального диаметра и атмосферы» . Когда Марс, казалось, проходил близко от двух слабых звезд, не влияя на их яркость, Гершель правильно заключил, что это означает, что вокруг Марса было мало атмосферы, которая могла бы помешать их свету. [3]
Открытие Оноре Фложергом в 1809 году «желтых облаков» на поверхности Марса стало первым известным наблюдением марсианских пылевых бурь. [4] В 1813 году Фложерг также наблюдал значительное таяние полярных льдов во время марсианской весны. Его предположение о том, что это означает, что Марс теплее Земли, оказалось неточным.
В настоящее время используются две системы датирования геологического времени Марса. Одна основана на плотности кратеров и имеет три возраста: Нойский , Гесперианский и Амазонский . Другая — минералогическая шкала времени, также имеющая три возраста: Филлокийский, Тейкийский и Сидерикийский.
Недавние наблюдения и моделирование дают информацию не только о современном климате и атмосферных условиях на Марсе, но и о его прошлом. Долгое время предполагалось, что атмосфера Марса в Нойскую эпоху была богата углекислым газом . Недавние спектральные наблюдения за отложениями глинистых минералов на Марсе и моделирование условий образования глинистых минералов [5] показали, что в глине той эпохи практически нет карбоната . Образование глины в среде, богатой углекислым газом, всегда сопровождается образованием карбоната, хотя карбонат может позже растворяться под воздействием вулканической кислотности. [6]
Открытие минералов, образованных водой на Марсе, включая гематит и ярозит , марсоходом Opportunity и гетит марсоходом Spirit , привело к выводу, что климатические условия в далеком прошлом допускали свободное течение воды на Марсе . Морфология некоторых кратеров на Марсе указывает на то, что земля была влажной во время удара. [7] Геоморфологические наблюдения как за скоростью эрозии ландшафта [8], так и за сетями марсианских долин [9] также убедительно указывают на более теплые и влажные условия на Марсе Нойской эпохи (раньше, чем около четырех миллиардов лет назад). Однако химический анализ образцов марсианских метеоритов показывает, что окружающая температура вблизи поверхности Марса, скорее всего, была ниже 0 °C (32 °F) в течение последних четырех миллиардов лет. [10]
Некоторые ученые утверждают, что огромная масса вулканов Фарсиды оказала большое влияние на климат Марса. Извергающиеся вулканы выделяют большое количество газа, в основном водяного пара и CO 2 . Вулканы могли выбросить достаточно газа, чтобы сделать раннюю марсианскую атмосферу толще земной. Вулканы также могли выбросить достаточно H 2 O, чтобы покрыть всю марсианскую поверхность на глубину 120 м (390 футов). Углекислый газ — это парниковый газ , который повышает температуру планеты: он удерживает тепло, поглощая инфракрасное излучение . Таким образом, вулканы Фарсиды, выделяя CO 2 , могли сделать Марс более похожим на Землю в прошлом. Марс мог когда-то иметь гораздо более плотную и теплую атмосферу, и на нем могли присутствовать океаны или озера. [11] Однако оказалось чрезвычайно сложно построить убедительные глобальные климатические модели для Марса, которые давали бы температуру выше 0 °C (32 °F) в любой момент его истории, [12] хотя это может просто отражать проблемы в точной калибровке таких моделей.
Доказательства геологически недавнего экстремального ледникового периода на Марсе были опубликованы в 2016 году. Всего 370 000 лет назад планета выглядела скорее белой, чем красной. [13]
Температура и циркуляция на Марсе меняются каждый марсианский год (как и ожидалось для любой планеты с атмосферой и наклоном оси ). На Марсе нет океанов, источника многих межгодовых колебаний на Земле. [ необходимо разъяснение ] Данные камеры Mars Orbiter, начиная с марта 1999 года и охватывающие 2,5 марсианских года [14], показывают, что марсианская погода имеет тенденцию быть более повторяемой и, следовательно, более предсказуемой, чем земная. Если событие происходит в определенное время года в одном году, доступные данные (какими бы скудными они ни были) указывают на то, что оно, скорее всего, повторится в следующем году почти в том же месте, плюс-минус неделя.
29 сентября 2008 года посадочный модуль Phoenix обнаружил снег, падающий из облаков в 4,5 километрах (2,8 мили) над местом посадки около кратера Хеймдал . Осадки испарялись, не достигнув земли, явление, называемое virga . [15]
Марсианские пылевые бури могут поднимать в атмосферу мелкие частицы, вокруг которых могут формироваться облака. Эти облака могут формироваться очень высоко, до 100 км (62 миль) над планетой. [16] Так же как и марсианские пылевые бури, облака могут естественным образом формироваться в результате образования сухого льда или воды и льда. [17] Кроме того, более редкие облака «Перламутр» образовывались, когда все частицы облака формировались одновременно, создавая потрясающие радужные облака. [17] Первые изображения Марса, отправленные Mariner 4, показали видимые облака в верхней атмосфере Марса. Облака очень слабые и их можно увидеть только отражающими солнечный свет на фоне темноты ночного неба. В этом отношении они похожи на мезосферные облака, также известные как серебристые облака , на Земле, которые возникают примерно в 80 км (50 миль) над нашей планетой.
Измерения температуры Марса проводились еще до космической эры . Однако ранние приборы и методы радиоастрономии давали грубые, различающиеся результаты. [18] [19] Ранние пролетные зонды ( Mariner 4 ) и более поздние орбитальные аппараты использовали радиозатмение для выполнения аэрономии . С уже выведенным из спектроскопии химическим составом , затем можно было вывести температуру и давление. Тем не менее, пролетные затмения могут измерять свойства только вдоль двух трансект , на входах и выходах их траекторий из диска Марса, как видно с Земли. Это приводит к «снимкам» погоды в определенной области, в определенное время. Затем орбитальные аппараты увеличивают количество радиотрансект. Более поздние миссии, начиная с двойных пролетов Mariner 6 и 7 , а также советских Mars 2 и 3 , несли инфракрасные детекторы для измерения лучистой энергии . Mariner 9 был первым, кто разместил инфракрасный радиометр и спектрометр на орбите Марса в 1971 году вместе с другими приборами и радиопередатчиком. Затем последовали Viking 1 и 2 , оснащенные не только инфракрасными тепловыми картографами (IRTM). [20] Миссии также могли подтвердить эти наборы данных дистанционного зондирования не только с помощью своих метрологических штанг посадочного модуля на месте , [21] но и с помощью высотных датчиков температуры и давления для их спуска. [22]
Сообщалось о различных значениях in situ для средней температуры на Марсе [23] , при этом общее значение составляет −63 °C (210 K; −81 °F). [24] [25] Температура поверхности может достигать максимума около 20 °C (293 K; 68 °F) в полдень на экваторе и минимума около −153 °C (120 K; −243 °F) на полюсах. [26] Фактические измерения температуры в месте посадки Viking варьируются от −17,2 °C (256,0 K; 1,0 °F) до −107 °C (166 K; −161 °F). Самая теплая температура почвы, оцененная Viking Orbiter, составила 27 °C (300 K; 81 °F). [27] Марсоход Spirit зафиксировал максимальную дневную температуру воздуха в тени 35 °C (308 K; 95 °F) и регулярно регистрировал температуры значительно выше 0 °C (273 K; 32 °F), за исключением зимы. [28]
Сообщалось, что «на основе данных о ночной температуре воздуха каждая северная весна и раннее северное лето, которые когда-либо наблюдались, были идентичны в пределах экспериментальной погрешности (в пределах ±1 °C)», но что «дневные данные, однако, предполагают несколько иную историю, с температурами, варьирующимися из года в год до 6 °C в этом сезоне. [29] Это расхождение день-ночь является неожиданным и не понятым». Весной и летом на юге дисперсия доминирует из-за пыльных бурь, которые увеличивают значение ночной низкой температуры и уменьшают дневную пиковую температуру. [30] Это приводит к небольшому (20 °C) снижению средней температуры поверхности и умеренному (30 °C) повышению температуры в верхних слоях атмосферы. [31]
До и после миссий Viking более новые, более продвинутые марсианские температуры были определены с Земли с помощью микроволновой спектроскопии. Поскольку микроволновый луч, менее 1 угловой минуты, больше, чем диск планеты, результаты являются глобальными средними. [32] Позже, спектрометр термического излучения Mars Global Surveyor и в меньшей степени THEMIS 2001 Mars Odyssey смогли не просто воспроизвести инфракрасные измерения, но и сравнить данные спускаемого аппарата, марсохода и Земли по микроволновым данным. Mars Climate Sounder Mars Reconnaissance Orbiter может аналогичным образом выводить атмосферные профили . Наборы данных «предполагают в целом более низкие температуры атмосферы и меньшую запыленность в последние десятилетия на Марсе, чем во время миссии Viking», [33] хотя данные Viking ранее были пересмотрены в сторону понижения. [34] Данные TES указывают на то, что «в периоды перигелия 1997 года наблюдались гораздо более низкие (на 10–20 К) глобальные атмосферные температуры по сравнению с 1977 годом» и «что глобальная афелийная атмосфера Марса холоднее, менее пыльная и более облачная, чем указано в устоявшейся климатологии Viking», опять же, принимая во внимание поправки Уилсона и Ричардсона к данным Viking. [35]
Более позднее сравнение, признавая, что «именно микроволновые записи температур воздуха являются наиболее репрезентативными», попыталось объединить прерывистые записи космических аппаратов. Не было обнаружено измеримой тенденции в глобальной средней температуре между Viking IRTM и MGS TES. «Температуры воздуха Viking и MGS в этот период по существу неразличимы, что позволяет предположить, что эпохи Viking и MGS характеризуются по существу одинаковым климатическим состоянием». Оно обнаружило « сильную дихотомию » между северным и южным полушариями, «очень асимметричную парадигму для марсианского годового цикла: северная весна и лето, которые относительно прохладны, не очень пыльны и относительно богаты водяным паром и ледяными облаками; и южное лето, довольно похожее на то, что наблюдал Viking, с более теплыми температурами воздуха, меньшим количеством водяного пара и водяного льда и более высоким уровнем атмосферной пыли». [29]
Инструмент Mars Reconnaissance Orbiter MCS (Mars Climate Sounder) по прибытии смог работать совместно с MGS в течение короткого периода; менее производительные наборы данных Mars Odyssey THEMIS и Mars Express SPICAM также могут использоваться для охвата одной хорошо откалиброванной записи. Хотя температуры MCS и TES в целом согласованы, [36] исследователи сообщают о возможном охлаждении ниже аналитической точности. «После учета этого смоделированного охлаждения температуры MCS MY 28 в среднем на 0,9 (днем) и 1,7 К (ночью) холоднее, чем измерения TES MY 24». [37]
Было высказано предположение, что на раннем этапе истории Марс имел гораздо более плотную и теплую атмосферу. [38] Большая часть этой ранней атмосферы состояла из углекислого газа. Такая атмосфера могла бы повысить температуру, по крайней мере в некоторых местах, до температуры выше точки замерзания воды. [39] При более высокой температуре текущая вода могла бы прорезать множество каналов и долин стока, которые распространены на планете. Она также могла собираться вместе, образуя озера и, возможно, океан. [40] Некоторые исследователи предположили, что атмосфера Марса могла быть во много раз толще земной; однако исследование, опубликованное в сентябре 2015 года, выдвинуло идею о том, что, возможно, ранняя марсианская атмосфера была не такой плотной, как считалось ранее. [41]
В настоящее время атмосфера очень тонкая. В течение многих лет предполагалось, что, как и на Земле, большая часть раннего углекислого газа была заперта в минералах, называемых карбонатами. Однако, несмотря на использование множества орбитальных инструментов, которые искали карбонаты, было обнаружено очень мало карбонатных отложений. [41] [42] Сегодня считается, что большая часть углекислого газа в марсианском воздухе была удалена солнечным ветром . Исследователи обнаружили двухэтапный процесс, который отправляет газ в космос. [43] Ультрафиолетовый свет от Солнца может ударить по молекуле углекислого газа, расщепляя ее на оксид углерода и кислород. Второй фотон ультрафиолетового света может впоследствии расщепить оксид углерода на кислород и углерод, которые получат достаточно энергии, чтобы покинуть планету. В этом процессе легкий изотоп углерода ( 12 C ) с наибольшей вероятностью покинет атмосферу. Следовательно, оставшийся в атмосфере углекислый газ будет обогащен тяжелым изотопом ( 13 C ). [44] Именно этот более высокий уровень тяжелого изотопа был обнаружен марсоходом Curiosity на Марсе. [45] [46] Климатические данные для кратера Гейла приведены ниже, при этом времена года нормализованы по отношению к временам года на Земле.
Марсианская атмосфера в основном состоит из углекислого газа и имеет среднее поверхностное давление около 600 паскалей (Па), что намного ниже земных 101 000 Па. Одним из следствий этого является то, что атмосфера Марса может реагировать на заданный энергетический поток гораздо быстрее, чем атмосфера Земли. [51] Как следствие, Марс подвержен сильным термическим приливам, создаваемым солнечным нагревом, а не гравитационным влиянием. Эти приливы могут быть значительными, составляя до 10% от общего атмосферного давления (обычно около 50 Па). Атмосфера Земли испытывает похожие суточные и полусуточные приливы, но их влияние менее заметно из-за гораздо большей атмосферной массы Земли.
Хотя температура на Марсе может достигать выше нуля, жидкая вода нестабильна на большей части планеты, поскольку атмосферное давление ниже тройной точки воды , и водяной лед сублимируется в водяной пар. Исключением являются низменные области планеты, особенно в ударном бассейне Hellas Planitia , самом большом таком кратере на Марсе. Он настолько глубок, что атмосферное давление на дне достигает 1155 Па [ нужна цитата ] , что выше тройной точки, поэтому, если бы температура превысила локальную точку замерзания, жидкая вода могла бы существовать там.
Поверхность Марса имеет очень низкую тепловую инерцию , что означает, что она быстро нагревается, когда на нее падает солнце. Типичные ежедневные колебания температуры, вдали от полярных регионов, составляют около 100 К. На Земле ветры часто развиваются в областях, где тепловая инерция внезапно меняется, например, от моря к суше. На Марсе нет морей, но есть области, где тепловая инерция почвы меняется, что приводит к утренним и вечерним ветрам, похожим на морские бризы на Земле. [52] Проект Antares «Mars Small-Scale Weather» (MSW) недавно выявил некоторые незначительные недостатки в текущих моделях глобального климата (GCM) из-за более примитивного моделирования почвы GCM. «Поступление тепла на землю и обратно довольно важно на Марсе, поэтому схемы почвы должны быть довольно точными». [53] Эти недостатки исправляются и должны привести к более точным будущим оценкам, но делают постоянную зависимость от старых прогнозов смоделированного марсианского климата несколько проблематичной.
На низких широтах доминирует циркуляция Хэдли , и по сути это тот же самый процесс, который на Земле генерирует пассаты . На более высоких широтах ряд областей высокого и низкого давления, называемых бароклинными волнами давления, доминируют над погодой. Марс суше и холоднее Земли, и, как следствие, пыль, поднятая этими ветрами, имеет тенденцию оставаться в атмосфере дольше, чем на Земле, поскольку нет осадков, которые могли бы ее вымыть (за исключением снегопада из CO2). [ 54] Один из таких циклонических штормов был недавно запечатлен космическим телескопом Хаббл (на фото ниже).
Одним из основных различий между циркуляцией Хэдли на Марсе и Земле является их скорость [55] , которая измеряется в шкале времени опрокидывания. Шкала времени опрокидывания на Марсе составляет около 100 марсианских дней , тогда как на Земле она составляет более года.
Катабатические ветры , или дренажные атмосферные потоки, — это ветры, которые создаются охлажденным плотным воздухом, опускающимся и ускоряющимся вниз по наклонным поверхностям под действием силы тяжести. [56] Чаще всего катабатические ветры встречаются на Земле, влияя на возвышенные ледяные щиты Гренландии и Антарктиды, а также могут быть обнаружены в частях Марса с интенсивными четко выраженными нисходящими циркуляциями, такими как Долина Маринера, гора Олимп, а также северная и южная полярные шапки. [56] Их можно идентифицировать по множеству различных морфологических особенностей поверхности в полярных регионах, таких как поля дюн и полосы инея. [57] Из-за низкой тепловой инерции тонкой атмосферы CO2 Марса и коротких временных шкал излучения катабатические ветры на Марсе в два-три раза сильнее, чем на Земле, и имеют место на больших территориях суши со слабыми окружающими ветрами, наклонной местностью и приповерхностными температурными инверсиями или радиационным охлаждением поверхности и атмосферы. [56] Катабатические ветры сыграли важную роль в формировании северной полярной шапки и полярных слоистых отложений, как в эоловой методологии, так и в термической методологии. [57] Также было показано, что ускорение катабатических ветров увеличивается с крутизной склона и вызывает атмосферное потепление, чем интенсивнее склон. [58] Это атмосферное потепление может возникнуть над любым крутым склоном, но это не всегда равнозначно поверхностному потеплению. [58] Также показано, что они ограничивают скорость конденсации CO2 на полярных шапках зимой и увеличивают сублимацию CO2 летом . [58] Хотя количественные измерения катабатических ветров редко доступны, они остаются крайне востребованным элементом для предстоящих миссий. [56]
Катабатические прыжки также обычны в желобах на Марсе и могут быть описаны как узкие зоны с большими горизонтальными изменениями давления, температуры и скорости ветра, которые требуют перенасыщенного водяного пара для образования облаков и обеспечения миграции льда из верхней части желоба в нижнюю по течению. [59] По этой причине полярные шапки видят меньше катабатических прыжков зимой, так как сезонная ледяная шапка, которая покрывает полярные регионы, означает, что там меньше водяного льда, доступного для создания пара. [59] Однако даже когда сезонная шапка сублимируется в течение марсианского лета, быстрые ветры, необходимые для катабатических прыжков, больше не присутствуют, что означает, что облачный покров снова незначителен. [59] Поэтому катабатические прыжки чаще всего наблюдаются в желобах во время марсианской весны и марсианской осени. [59]
Когда зонд Mariner 9 прибыл на Марс в 1971 году, ученые ожидали увидеть четкие новые фотографии деталей поверхности. Вместо этого они увидели почти планетарную пылевую бурю [61], и только гигантский вулкан Олимп Монс был виден над дымкой. Буря длилась месяц, явление, которое, как с тех пор узнали ученые, является довольно распространенным на Марсе. Используя данные с Mariner 9, Джеймс Б. Поллак и др. предложили механизм пылевых бурь на Марсе в 1973 году. [62]
Как наблюдал космический аппарат Viking с поверхности, [30] «во время глобальной пылевой бури суточный диапазон температур резко сузился, с 50°C до примерно 10°C, а скорость ветра значительно возросла — действительно, всего за час после прибытия бури она увеличилась до 17 м/с (61 км/ч), с порывами до 26 м/с (94 км/ч). Тем не менее, никакого фактического переноса материала не наблюдалось ни в одном месте, только постепенное осветление и потеря контрастности поверхностного материала по мере того, как пыль оседала на нем». 26 июня 2001 года космический телескоп Хаббл заметил пылевую бурю, назревающую в бассейне Эллада на Марсе (на фото справа). Днем позже буря «взорвалась» и стала глобальным событием. Орбитальные измерения показали, что эта пылевая буря снизила среднюю температуру поверхности и повысила температуру атмосферы Марса на 30 К. [31] Низкая плотность марсианской атмосферы означает, что для подъема пыли с поверхности необходимы ветры со скоростью от 18 до 22 м/с (от 65 до 79 км/ч), но поскольку Марс очень сухой, пыль может оставаться в атмосфере гораздо дольше, чем на Земле, где она вскоре смывается дождем. В сезон, следующий за этой пылевой бурей, дневные температуры были на 4 К ниже средних. Это было связано с глобальным покрытием светлой пылью, которая осела из пылевой бури, временно увеличив альбедо Марса . [63]
В середине 2007 года общепланетная пылевая буря представляла серьезную угрозу для работающих на солнечной энергии марсоходов Spirit и Opportunity , поскольку сократила количество энергии, вырабатываемой солнечными батареями, и потребовала остановки большинства научных экспериментов в ожидании окончания бури. [64] После пылевых бурь мощность марсоходов значительно снизилась из-за оседания пыли на панелях. [65]
Пыльные бури наиболее распространены во время перигелия , когда планета получает на 40 процентов больше солнечного света, чем во время афелия . Во время афелия в атмосфере образуются облака водяного льда, которые взаимодействуют с частицами пыли и влияют на температуру планеты. [66]
Большая усиливающаяся пылевая буря началась в конце мая 2018 года и продолжалась по состоянию на середину июня. К 10 июня 2018 года, как наблюдалось в месте нахождения марсохода Opportunity , буря была более интенсивной, чем пылевая буря 2007 года, которую перенес Opportunity . [67] 20 июня 2018 года NASA сообщило, что пылевая буря разрослась и полностью покрыла всю планету. [68] [69]
Наблюдения с 1950-х годов показали, что вероятность возникновения пылевой бури на всей планете в конкретный марсианский год составляет примерно один к трем. [70]
Пыльные бури способствуют потере воды на Марсе. Исследование пылевых бурь с помощью Mars Reconnaissance Orbiter показало, что 10 процентов потерь воды на Марсе могли быть вызваны пылевыми бурями. Приборы на борту Mars Reconnaissance Orbiter обнаружили наблюдаемый водяной пар на очень больших высотах во время глобальных пылевых бурь. Ультрафиолетовый свет от солнца затем может разбить воду на водород и кислород. Затем водород из молекулы воды улетучивается в космос. [71] [72] [73] Было обнаружено, что последняя потеря атомарного водорода из воды в значительной степени обусловлена сезонными процессами и пылевыми бурями, которые переносят воду непосредственно в верхние слои атмосферы. [74] [75]
Считается, что марсианские пылевые бури могут приводить к атмосферным электрическим явлениям. [76] [77] [78] Известно, что пылевые частицы становятся электрически заряженными при столкновении с землей или с другими частицами. [79] Теоретический, вычислительный и экспериментальный анализ лабораторных пылевых потоков и полномасштабных пылевых дьяволов на Земле показывает, что самоиндуцированное электричество, включая молнии, является обычным явлением в турбулентных потоках, нагруженных пылью. [80] [81] [82] На Марсе эта тенденция будет усугубляться низким давлением атмосферы, что приведет к гораздо более низким электрическим полям, необходимым для пробоя. В результате аэродинамическая сегрегация пыли как в мезо-, так и в макромасштабах может легко привести к достаточно большому разделению зарядов, чтобы вызвать локальный электрический пробой в пылевых облаках над землей. [83]
Тем не менее, в отличие от других планет Солнечной системы, на поверхности Марса не существует измерений in situ, которые могли бы подтвердить эти гипотезы. [84] Первая попытка выяснить эти неизвестные была предпринята посадочным модулем Schiaparelli EDM миссии ExoMars в 2016 году, который включал соответствующее бортовое оборудование для измерения электрических зарядов пыли и атмосферных электрических полей на Марсе. Однако посадочный модуль потерпел неудачу во время автоматической посадки 19 октября 2016 года и разбился о поверхность Марса.
Процесс геологической сальтации весьма важен на Марсе как механизм добавления частиц в атмосферу. Сальтирующие частицы песка были обнаружены на марсоходе MER Spirit . [85] Теория и реальные наблюдения не согласуются друг с другом, классическая теория упускает до половины реальных сальтирующих частиц. [86] Модель, более точно соответствующая реальным наблюдениям, предполагает, что сальтирующие частицы создают электрическое поле, которое увеличивает эффект сальтации. Марсианские зерна сальтируются по траекториям в 100 раз выше и длиннее и достигают в 5–10 раз более высоких скоростей, чем земные зерна. [87]
Большое облако в форме пончика появляется в северной полярной области Марса примерно в одно и то же время каждый марсианский год и примерно одного и того же размера. [88] Оно формируется утром и рассеивается к марсианскому полудню. [88] Внешний диаметр облака составляет примерно 1600 км (1000 миль), а внутренняя дыра или глаз имеет диаметр 320 км (200 миль). [89] Считается, что облако состоит из водяного льда, [89] поэтому оно белого цвета, в отличие от более распространенных пылевых бурь.
Выглядит как циклонический шторм, похожий на ураган, но он не вращается. [88] Облако появляется во время северного лета и на высоких широтах. Предполагается, что это связано с уникальными климатическими условиями вблизи северного полюса. [89] Циклоноподобные штормы были впервые обнаружены во время программы орбитального картирования Viking, но северное кольцевое облако почти в три раза больше. [89] Облако также было обнаружено различными зондами и телескопами, включая Hubble и Mars Global Surveyor . [88] [89]
Другими повторяющимися явлениями являются пыльные бури и пылевые дьяволы . [89]
Метан (CH 4 ) химически нестабилен в нынешней окислительной атмосфере Марса. Он быстро распадется из-за ультрафиолетового излучения Солнца и химических реакций с другими газами. Поэтому постоянное присутствие метана в атмосфере может подразумевать существование источника для постоянного пополнения газа.
Следовые количества метана на уровне нескольких частей на миллиард (ppb) были впервые обнаружены в атмосфере Марса группой исследователей из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году. [90] [91] Большие различия в содержании были измерены между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 годах, что позволило предположить, что метан был локально сконцентрирован и, вероятно, имел сезонный характер. [92] В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») содержания метана в атмосфере вокруг него в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, проведенные в течение двух месяцев в этот период, в среднем дали 7,2 ppb, что означает, что Марс эпизодически производит или выделяет метан из неизвестного источника. [93] До и после этого показания в среднем составляли около одной десятой этого уровня. [94] [95] [93] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклических сезонных колебаниях фонового уровня атмосферного метана. [96] [97] [98]
Основными кандидатами на происхождение марсианского метана являются небиологические процессы, такие как реакции вода -горная порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H2 , который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с CO и CO2 . [ 99] Также было показано, что метан может быть получен в результате процесса с участием воды, углекислого газа и минерала оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [100]
Живые микроорганизмы , такие как метаногены , являются еще одним возможным источником, но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе не обнаружено. [101] [102] [103] (См.: Жизнь на Марсе#Метан )
Снимки Mars Reconnaissance Orbiter показывают, что необычный эффект эрозии происходит на основе уникального климата Марса. Весеннее потепление в определенных областях приводит к тому, что лед CO 2 сублимируется и течет вверх, создавая весьма необычные узоры эрозии, называемые «паучьими оврагами». [104] Полупрозрачный лед CO 2 образуется зимой, и когда весенний солнечный свет нагревает поверхность, он испаряет CO 2 в газ, который течет вверх под полупрозрачным льдом CO 2. Слабые места в этом льду приводят к образованию гейзеров CO 2. [104]
На марсианские штормы существенное влияние оказывают крупные горные хребты Марса. [105] Отдельные горы, такие как рекордсмен Олимп (26 км (85 000 футов)) могут влиять на местную погоду, но более существенные погодные эффекты обусловлены большим скоплением вулканов в регионе Фарсиды .
Одно из уникальных повторяющихся погодных явлений, связанных с горами, — это спиральное пылевое облако, которое образуется над Arsia Mons . Спиральное пылевое облако над Arsia Mons может возвышаться на 15–30 км (49 000–98 000 футов) над вулканом. [106] Облака присутствуют вокруг Arsia Mons в течение всего марсианского года, достигая пика в конце лета. [107]
Облака, окружающие горы, демонстрируют сезонную изменчивость. Облака на Olympus Mons и Ascreaus Mons появляются в северном полушарии весной и летом, достигая общей максимальной площади приблизительно 900 000 км 2 и 1 000 000 км 2 соответственно в конце весны. Облака вокруг Alba Patera и Pavonis Mons показывают дополнительный, меньший пик в конце лета. Очень мало облаков наблюдалось зимой. Прогнозы Mars General Circulation Model согласуются с этими наблюдениями. [107]
Марс имеет ледяные шапки на северном и южном полюсах, которые состоят в основном из водяного льда; однако на их поверхности присутствует замороженный углекислый газ ( сухой лед ). Сухой лед накапливается в северном полярном регионе ( Planum Boreum ) только зимой, полностью сублимируя летом, в то время как южный полярный регион дополнительно имеет постоянный сухой ледяной покров толщиной до восьми метров (25 футов). [108] Эта разница обусловлена большей высотой южного полюса.
Большая часть атмосферы может конденсироваться на зимнем полюсе, так что атмосферное давление может изменяться на треть от своего среднего значения. Эта конденсация и испарение приведут к обратному изменению доли неконденсирующихся газов в атмосфере. [54] Эксцентриситет орбиты Марса влияет на этот цикл, а также на другие факторы. Весной и осенью ветер из-за процесса сублимации углекислого газа настолько силен, что может стать причиной упомянутых выше глобальных пылевых бурь. [109]
Северная полярная шапка имеет диаметр приблизительно 1000 км во время северного марсианского лета [110] и содержит около 1,6 миллиона кубических километров льда, который, если равномерно распределить по шапке, имел бы толщину 2 км. [111] (Это сопоставимо с объемом в 2,85 миллиона кубических километров для ледяного щита Гренландии .) Южная полярная шапка имеет диаметр 350 км и максимальную толщину 3 км. [112] Обе полярные шапки показывают спиральные впадины, которые, как первоначально считалось, образовались в результате дифференциального солнечного нагрева в сочетании с сублимацией льда и конденсацией водяного пара. [113] [114] Недавний анализ данных проникающего сквозь лед радара с SHARAD продемонстрировал, что спиральные впадины образуются в уникальной ситуации, в которой высокоплотные катабатические ветры спускаются с полярного максимума, чтобы переносить лед и создавать формы ложа с большой длиной волны. [115] [116] Спиральная форма возникает из-за эффекта Кориолиса, заставляющего ветры, подобно тому, как ветры на Земле закручиваются в спираль, образуя ураган. Ложбины не образовались ни с одной из ледяных шапок; вместо этого они начали формироваться между 2,4 миллионами и 500 000 лет назад, после того, как три четверти ледяной шапки уже были на месте. Это говорит о том, что климатический сдвиг позволил им возникнуть. Обе полярные шапки сжимаются и снова вырастают вслед за температурными колебаниями марсианских сезонов; существуют также более долгосрочные тенденции, которые лучше понятны в современную эпоху.
Весной в южном полушарии солнечный нагрев отложений сухого льда на южном полюсе приводит местами к накоплению сжатого газа CO 2 под поверхностью полупрозрачного льда, нагретого за счет поглощения излучения более темным субстратом. После достижения необходимого давления газ вырывается сквозь лед в виде гейзероподобных струй. Хотя извержения не наблюдались напрямую, они оставляют свидетельства в виде «темных пятен дюн» и более светлых вееров на поверхности льда, представляющих собой песок и пыль, поднятые извержениями, и паукообразный узор из канавок, созданных подо льдом вырывающимся газом. [117] [118] (см. Гейзеры на Марсе .) Считается, что извержения азотного газа, наблюдаемые Вояджером 2 на Тритоне, происходят по схожему механизму.
Обе полярные шапки в настоящее время накапливаются, подтверждая предсказанную цикличность Миланковича в масштабах времени ~400 000 и ~4 000 000 лет. Зондирования Mars Reconnaissance Orbiter SHARAD показывают общий рост шапки ~0,24 км 3 /год. Из этого, 92%, или ~0,86 мм/год, идет на север, [119] поскольку циркуляция Хэдли смещения Марса действует как нелинейный насос летучих веществ на север.
Марс потерял большую часть своего магнитного поля около четырех миллиардов лет назад. В результате солнечный ветер и космическое излучение напрямую взаимодействуют с марсианской ионосферой. Это сохраняет атмосферу тоньше, чем она была бы в противном случае, поскольку солнечный ветер постоянно вырывает атомы из внешнего слоя атмосферы. [120] Большая часть исторических потерь атмосферы на Марсе может быть прослежена до этого эффекта солнечного ветра. Текущая теория постулирует ослабление солнечного ветра, и, таким образом, сегодняшние эффекты вырывания атмосферы намного меньше, чем в прошлом, когда солнечный ветер был сильнее. [ требуется ссылка ]
Марс имеет наклон оси 25,2°. Это означает, что на Марсе есть времена года, как и на Земле. Эксцентриситет орбиты Марса составляет 0,1, что намного больше, чем нынешний эксцентриситет орбиты Земли, составляющий около 0,02. Большой эксцентриситет приводит к тому, что инсоляция на Марсе меняется по мере того, как планета вращается вокруг Солнца. (Марсианский год длится 687 дней, примерно 2 земных года.) Как и на Земле, наклон Марса доминирует над временами года, но из-за большого эксцентриситета зимы в южном полушарии длинные и холодные, а в северном — короткие и относительно теплые. [ требуется ссылка ]
В настоящее время считается, что лед накапливался, когда наклон орбиты Марса сильно отличался от того, что есть сейчас. (Ось, вокруг которой вращается планета, имеет значительное «колебание», то есть ее угол меняется со временем.) [121] [122] [123] Несколько миллионов лет назад наклон оси Марса составлял 45 градусов вместо нынешних 25 градусов. Его наклон, также называемый наклоном, сильно варьируется, поскольку две его крошечные луны не могут стабилизировать его, как луна Земли.
Многие особенности на Марсе, особенно в четырехугольнике Ismenius Lacus, как полагают, содержат большое количество льда. Наиболее популярной моделью происхождения льда является изменение климата из-за больших изменений наклона оси вращения планеты. Иногда наклон даже превышал 80 градусов. [124] [125] Большие изменения наклона объясняют многие богатые льдом особенности на Марсе.
Исследования показали, что когда наклон Марса достигает 45 градусов по сравнению с текущими 25 градусами, лед на полюсах больше не стабилен. [126] Кроме того, при таком высоком наклоне запасы твердого углекислого газа (сухого льда) сублимируются, тем самым увеличивая атмосферное давление. Это повышенное давление позволяет удерживать больше пыли в атмосфере. Влага в атмосфере будет выпадать в виде снега или в виде льда, замерзающего на частицах пыли. Расчеты показывают, что этот материал будет концентрироваться в средних широтах. [127] [128] Модели общей циркуляции марсианской атмосферы предсказывают накопления богатой льдом пыли в тех же областях, где находятся богатые льдом объекты. [125] Когда наклон начинает возвращаться к более низким значениям, лед сублимируется (превращается непосредственно в газ) и оставляет после себя отставание пыли. [129] [130] Отложения отставания покрывают нижележащий материал, поэтому с каждым циклом высоких уровней наклона остается некоторая часть богатой льдом мантии. [131] Обратите внимание, что гладкий поверхностный слой мантии, вероятно, представляет собой лишь относительно недавний материал. Ниже приведены изображения слоев в этой гладкой мантии, которая время от времени падает с неба.
Прецессия в выравнивании наклона и эксцентриситета приводит к глобальному потеплению и похолоданию («великие» лета и зимы) с периодом 170 000 лет. [132]
Как и на Земле, наклон Марса претерпевает периодические изменения, которые могут привести к долгосрочным изменениям климата. Опять же, эффект более выражен на Марсе, поскольку у него отсутствует стабилизирующее влияние большой луны. В результате наклон может меняться на целых 45°. Жак Ласкар из Национального центра научных исследований Франции утверждает, что последствия этих периодических изменений климата можно увидеть в слоистой природе ледяной шапки на северном полюсе Марса. [133] Текущие исследования показывают, что Марс находится в теплом межледниковом периоде, который длится более 100 000 лет. [134]
Поскольку Mars Global Surveyor мог наблюдать Марс в течение 4 марсианских лет, было обнаружено, что марсианская погода была похожей из года в год. Любые различия были напрямую связаны с изменениями в солнечной энергии, достигающей Марса. Ученые даже смогли точно предсказать пылевые бури, которые произойдут во время посадки Beagle 2. Было обнаружено, что региональные пылевые бури тесно связаны с тем, где была доступна пыль. [135]
За последние несколько марсианских лет вокруг южного полюса ( Planum Australe ) произошли региональные изменения . В 1999 году Mars Global Surveyor сфотографировал ямы в слое замороженного углекислого газа на южном полюсе Марса. Из-за своей поразительной формы и ориентации эти ямы стали известны как особенности швейцарского сыра . В 2001 году аппарат снова сфотографировал те же самые ямы и обнаружил, что они стали больше, отступив примерно на 3 метра за один марсианский год. [136] Эти особенности вызваны сублимацией слоя сухого льда, тем самым обнажая инертный слой водяного льда. Более поздние наблюдения показывают, что лед на южном полюсе Марса продолжает сублимироваться. [137] Ямы во льду продолжают расти примерно на 3 метра за марсианский год. Малин утверждает, что условия на Марсе в настоящее время не способствуют образованию нового льда. В пресс-релизе NASA указано, что «изменение климата [происходит] на Марсе » [138] . В сводке наблюдений с помощью камеры Mars Orbiter исследователи предположили, что некоторое количество сухого льда могло отложиться между полетами Mariner 9 и Mars Global Surveyor . Исходя из текущих темпов потерь, сегодняшние отложения могут исчезнуть через сто лет. [135]
В других местах планеты, в областях с низкими широтами, содержится больше водяного льда, чем должно было бы быть при нынешних климатических условиях. [139] [140] [141] Mars Odyssey «дает нам указания на недавние глобальные изменения климата на Марсе», сказал Джеффри Плаут, научный сотрудник миссии в Лаборатории реактивного движения НАСА, в нерецензируемой опубликованной работе в 2003 году. [ необходима ссылка ]
Колапрете и др. провели моделирование с использованием модели общей циркуляции Марса, которое показало, что местный климат вокруг южного полюса Марса в настоящее время может находиться в нестабильном периоде. Моделируемая нестабильность коренится в географии региона, что привело авторов к предположению, что сублимация полярного льда является локальным явлением, а не глобальным. [142] Исследователи показали, что даже при постоянной солнечной светимости полюса способны переходить между состояниями отложения или потери льда. Триггером для изменения состояний может быть либо увеличение пылевой нагрузки в атмосфере, либо изменение альбедо из-за отложения водяного льда на полярной шапке. [143] Эта теория несколько проблематична из-за отсутствия отложения льда после глобальной пылевой бури 2001 года. [63] Другая проблема заключается в том, что точность модели общей циркуляции Марса снижается по мере того, как масштаб явления становится более локальным. [ необходима цитата ]
Утверждалось, что «наблюдаемые региональные изменения в южнополярном ледяном покрове почти наверняка вызваны региональным климатическим переходом, а не глобальным явлением, и явно не связаны с внешним воздействием». [132] В статье в Nature главный редактор новостей и статей Оливер Мортон сказал: «Потепление других солнечных тел было подхвачено климатическими скептиками. На Марсе потепление, похоже, связано с пылью, раздуваемой ветром и обнажающей большие участки черной базальтовой породы, которая нагревается днем». [63] [144]
Хотя в своем нынешнем состоянии Марс непригоден для жизни людей, многие люди предлагали терраформировать Марс , чтобы изменить климат и сделать его более пригодным для жизни людей. В частности, Илон Маск предложил взорвать ядерное оружие на ледяных шапках Марса, чтобы высвободить водяной пар и углекислый газ , что достаточно сильно нагрело бы планету, чтобы сделать ее пригодной для жизни людей. [145]
Земные климатические зоны впервые были определены Владимиром Кеппеном на основе распределения групп растительности. Климатическая классификация, кроме того, основана на температуре, осадках и подразделяется на основе различий в сезонном распределении температуры и осадков; и отдельная группа существует для экстразональных климатов, таких как на больших высотах. На Марсе нет ни растительности, ни осадков, поэтому любая климатическая классификация может быть основана только на температуре; дальнейшее уточнение системы может быть основано на распределении пыли, содержании водяного пара, наличии снега. Солнечные климатические зоны также могут быть легко определены для Марса. [146]
Mars Odyssey 2001 года в настоящее время находится на орбите Марса и проводит глобальные измерения температуры атмосферы с помощью инструмента TES. Mars Reconnaissance Orbiter в настоящее время проводит ежедневные наблюдения за погодой и климатом с орбиты. Один из его инструментов, Mars Climate Sounder , специализируется на работе по наблюдению за климатом. MSL был запущен в ноябре 2011 года и приземлился на Марсе 6 августа 2012 года. [147] Орбитальные аппараты MAVEN , Mangalyaan и TGO в настоящее время находятся на орбите Марса и изучают его атмосферу.
