Условия на поверхности и климат

Подобно Земле, Марс при движении по орбите проходит два равноденствия и два солнцестояния. Периоды, заключенные между этими положениями, соответствуют весне, лету, осени и зиме (продолжительность сезонов, как уже было сказано, вдвое больше земных). Эллиптичность марсианской орбиты несколько усложняет картину времен года. Разная скорость движения Марса по его эллиптической орбите обусловливает неодинаковую продолжительность марсианских времен года. Так, например, весна в северном полушарии на 52 дня длиннее, чем осень. В это время Марс находится на большем удалении от Солнца (положение в афелии), а поэтому солнечная радиация, достигающая планеты в этот период, составляет лишь 69% радиации в период ближайшего положения к Солнцу (положение в перигелии). Когда Марс достигает перигелия, температура его поверхности в подсолнечной точке и средняя по дневному полушарию планеты на 25-30° выше, чем в афелии. По этой причине осень и зима в северном полушарии Марса менее суровые, чем в южном, а южное лето в отличие от северного более жаркое. В зависимости от высот физической поверхности Марса, диапазон которых превышает 30 км, давление у поверхности колеблется от 3 мб на возвышенностях до 10 мб в глубочайших депрессиях, составляя на среднем уровне 5,4 мб. Это более чем на два порядка величины ниже давления земной атмосферы. Смена времен года на Марсе и эффекты, возникающие из-за различия температур дневного и ночного полушарий, вызывают периодические сезонные и суточные вариации давления. Основная причина сезонных вариаций - конденсация и испарение СО₂ на полярных шапках планеты. Средняя плотность атмосферы на уровне поверхности оценивается 0,0166 кг/м³, что соответствует плотности земной атмосферы на высоте 35 км.

Температурный режим марсианской поверхности обусловлен главным образом сезонными изменениями поступающей на нее солнечной радиации. Заметное влияние на температурный режим могут оказывать частые пылевые бури. Они нередко охватывают всю планету и "загружают" атмосферу большим количеством аэрозолей, поглощающих значительную долю радиации. Поток солнечной энергии на единицу марсианской поверхности в среднем равен 0,0143 кал/см²·с, что составляет немногим более 40% потока на земную поверхность. Эффективная температура Марса (при среднем альбедо 0,25) равна -60°С. Разность температур поверхности между экватором и полюсами (по отношению к средней температуре планеты) достигает 40%, что свидетельствует о преобладающем воздействии радиационных факторов по сравнению с динамическими (перенос тепла атмосферой), столь характерными для Земли. Максимальные дневные температуры поверхности в экваториальной зоне Марса могут достигать +25 °С. Темные области планеты в экваториальной зоне обычно на 10-15° теплее, чем соседние светлые области. Но тем не менее положительные температуры поверхности держатся лишь 1-2 часа близ местного полудня. В ночное время минимальные температуры достигают -90 °С. Таким образом, амплитуда суточных колебаний поверхностных температур на экваторе может превышать 100°. Температурный режим полярных областей Марса еще более суров. Так, в северней полярной области летние температуры (в полярный день) составляют от -63° до -58° С, а зимние (в полярную ночь) от -138° до -128 °С; для южной полярной области от -43° до -38 °С летом и от -143° до -133°С зимой. Короче говоря, условия на планете исключительно суровые.     

Атмосфера Марса - Конденсационные явления

Конденсационные явления. Образования конденсационной природы, периодически существующие в атмосфере Марса, представлены белыми облаками, а также туманами (или дымками) и полярной мглой. Если первые были обнаружены еще при телескопических наблюдениях, то вторые открыты благодаря космическим аппаратам. Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации СО₂. Этот же процесс ответствен за формирование низких облаков полярных областей.

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

Облака и туманы очень распространены близ зимних полярных шапок (так называемая полярная мгла), когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания СО₂ (-126 °С). Собственно полярные облака расположены обычно довольно низко над поверхностью (на высоте менее 10 км) и представляют собой тонкие образования из льда Н₂О в летний период и СO₂ зимой.

Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных .явлений было обнаружено ("Викинг-1") при фотографировании северной полярной области в 1978 г. Это циклонические структуры, четко отождествляемые на фотографиях по вихревидным системам облаков с циркуляцией против часовой стрелки. Они были обнаружены в широтном поясе 65-80° с. ш. в течение "теплого" периода года, с весны до начала осени, когда здесь устанавливается полярный фронт. Его возникновение обусловлено существующим в это время года резким контрастом температур поверхности между краем ледяной шапки и окружающими равнинами. Связанные с таким фронтом волновые движения воздушных масс и приводят к появлению столь знакомых нам по Земле циклонических вихрей. Обнаруженные на Марсе системы вих-ревидных облаков по размеру колеблются от 200 до 500 км, скорость их перемещения около 5 км/ч, а скорость ветров на периферии этих систем около 20 м/с. Длительность существования отдельного циклонического вихря колеблется от 3 до 6 сут. Величины температур в центральной части марсианских циклонов свидетельствуют о том, что облака состоят из кристалликов льда воды.                 

Атмосфера Марса - Пылевые бури

Пылевые бури. Характерная особенность атмосферы Марса - постоянное присутствие пыли, придающее атмосфере желтый оттенок. Часты пылевые бури. Астрономы уже давно наблюдают их в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Согласно спектральным измерениям размер пылевых частиц оценивается в 1 мкм. Скорость перемещения пылевых облаков достигает 40- 60 км/ч. Максимум развития желтых облаков на Марсе (до сплошной пелены) достигается в перигелии. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами.

Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы. Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в период пылевой бури 1971 г., составляла от 7,8·10^-5 до 1,66·10^-3 г/см². Таким образом, общий вес пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 10⁸-10⁹ т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере.          

(по материалам http://colonization.com.ua/ в редакции Р.Д.И.Стрельцова http://galaxy-science.ru/)