Cik grādu uz Marsa dienā? Kādi laikapstākļi ir uz Marsa? Kāda ir Marsa atmosfēra un tās sastāvs? Kurš teica, ka jūs varat dzīvot uz Marsa? Kas ir Marsa gads? Kā tas atšķiras no Zemes?

Marss- tas ir skarbi, aukstā pasaule, kurā apstākļi ļoti atšķiras no tiem, pie kādiem esam pieraduši. Neskatoties uz to, ka Saule (skatoties no Marsa virsmas) šeit šķiet tikai nedaudz mazāka nekā no Zemes, patiesībā Marss atrodas attālumā no tās, tas ir, daudz tālāk par mūsu planētu (149,5 miljoni km ). ). Attiecīgi šī planēta saņem par ceturtdaļu mazāk saules enerģijas nekā Zeme.

Tomēr attālums no Saules ir tikai viens no iemesliem, kāpēc planēta Marss ir aukstā planēta. Otrs iemesls ir tas, ka tas ir pārāk plāns, sastāv no 95% oglekļa dioksīda un nespēj saglabāt pietiekami daudz siltuma.

Kāpēc atmosfēra ir tik svarīga? Jo mūsu (un jebkurai citai) planētai tā kalpo kā sava veida “termiskā apakšveļa” vai “sega”, kas neļauj virsmai pārāk ātri atdzist. Tagad iedomājieties, ja uz Zemes ar ļoti blīvu atmosfēru ziemā temperatūra dažos reģionos pazeminās līdz -50-70 grādiem pēc Celsija, cik aukstam jābūt uz Marsa, kura segas atmosfēra ir 100 reižu plānāka nekā uz Zemes!

Sniegs uz Marsa - ainava, kādu to redz viens no roveriem uz sarkanās planētas virsmas. Godīgi sakot, šeit Jakutijā es redzēju tieši tādas pašas ainavas

Temperatūra uz Marsa dienā un naktī

Tātad Marss ir nedzīva un auksta planēta smalka atmosfēra pilnībā liegta iespēja kādreiz “iesildīties”. Tomēr kāda temperatūra parasti tiek novērota Marsa apstākļos?

Vidējā temperatūra uz Marsa ir kaut kas ap mīnus 60 grādiem pēc Celsija. Lai saprastu, cik auksts ir, viela pārdomām: uz Zemes vidējā temperatūra ir +14,8 grādi, tātad jā, uz Marsa ir ļoti, ļoti “vēsi”. Ziemā polu tuvumā temperatūra uz Marsa var noslīdēt līdz -125 grādiem pēc Celsija neatkarīgi no diennakts laika. Vasaras dienā pie ekvatora uz planētas ir salīdzinoši silts: līdz +20 grādiem, bet naktī termometra stabiņš atkal noslīdēs līdz -73. Jūs nevarat neko teikt - apstākļi ir vienkārši ekstrēmi!

Temperatūrai pazeminoties, oglekļa dioksīda daļiņas Marsa atmosfērā sasalst un nokrīt kā sarma, pārklājot planētas virsmu un akmeņus kā sniegu. Marsa “sniegam” ir maz līdzības ar sauszemes sniegu, jo tā sniegpārslas nav lielākas par sarkanajām asins šūnām cilvēka asinīs. Drīzāk šāds “sniegs” atgādina plānu miglu, kas sasalstot nosēžas uz planētas virsmas. Tomēr, tiklīdz pienāk Marsa rīts un planētas atmosfēra sāk sasilt, oglekļa dioksīds atkal pārvērtīsies par gaistošu savienojumu un atkal pārklāj visu apkārt ar baltu miglu, līdz tā pilnībā iztvaiko.

Marsa ledus cepures labā teleskopā ir redzamas pat no zemes.

Gadalaiki (gadalaiki) uz Marsa

Tāpat kā mūsu planēta, arī Marsa ass ir nedaudz slīpa attiecībā pret plakni, kas savukārt nozīmē, ka, tāpat kā uz Zemes, arī Marsam ir 4 gadalaiki jeb gadalaiki. Taču, ņemot vērā to, ka Marsa orbīta ap Sauli neatgādina vienmērīgu apli, bet ir nedaudz nobīdīta uz sāniem attiecībā pret centru (sauli), arī Marsa gadalaiku garums ir nevienmērīgs.

Tātad planētas ziemeļu puslodē ir garākā sezona pavasaris, kas uz Marsa ilgst pat septiņus zemes mēnešus. Vasara Un rudens apmēram sešus mēnešus, bet marsietis ziema- visvairāk īss laiks gadiem un ilgst tikai četrus mēnešus.

Marsa vasaras laikā polārais ledus cepure planētas, kas galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda, ir ievērojami samazinātas un var pilnībā izzust. Tomēr pietiek pat ar īsu, bet neparasti aukstu Marsa ziemu, lai to atkal izveidotu. Ja kaut kur uz Marsa ir ūdens, tad visticamāk tas jāmeklē polā, kur tas ir iesprostots zem sasaluša oglekļa dioksīda slāņa.

Marsam tagad ir sauss un auksts klimats (pa kreisi), taču planētas evolūcijas sākuma stadijā uz tā, visticamāk, bija šķidrs ūdens un bieza atmosfēra (pa labi).

Studē

Novērojumu vēsture

Pašreizējie novērojumi

Laikapstākļi

Temperatūra

Vidējā temperatūra uz Marsa ir ievērojami zemāka nekā uz Zemes: –63°C. Tā kā Marsa atmosfēra ir ļoti reta, tā neizlīdzina ikdienas virsmas temperatūras svārstības. Maksimālais labvēlīgi apstākļi Vasarā dienas pusē planētas gaiss sasilst līdz 20 ° C (un pie ekvatora - līdz +27 ° C) - pilnīgi pieņemama temperatūra Zemes iedzīvotājiem. Maksimālā temperatūra gaisa temperatūra, ko fiksējis lidmašīnu Spirit, bija +35 °C. Bet ziema Naktīs sals var sasniegt pat pie ekvatora no –80 °C līdz –125 °C, bet polos nakts temperatūra var pazemināties līdz –143 °C. Tomēr dienas temperatūras svārstības nav tik būtiskas kā uz bezatmosfēras Mēness un Merkura. Uz Marsa, Fīniksa ezera (Saules plato) reģionos ir temperatūras oāzes un Noasa zeme Temperatūras starpība ir no −53°С līdz +22°С vasarā un no −103°С līdz −43°С ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, klimats tur ir daudz skarbāks nekā Antarktīdā.

Marsa klimats, 4,5ºS, 137,4ºE (no 2012. gada līdz mūsdienām [ Kad?])
Indikators	janvāris	febr.	marts	apr.	maijā	jūnijā	jūlijā	augusts	sept.	okt.	nov.	decembris	gads
Absolūtais maksimums, °C	6	6	1	0	7	23	30	19	7	7	8	8	30
Vidējais maksimums, °C	−7	−18	−23	−20	−4	0	2	1	1	4	−1	−3	−5,7
Vidējais minimums, °C	−82	−86	−88	−87	−85	−78	−76	−69	−68	−73	−73	−77	−78,5
Absolūtais minimums, °C	−95	−127	−114	−97	−98	−125	−84	−80	−78	−79	−83	−110	−127
Avots: Centro de Astrobiología, Mars Science Laboratory Weather Twitter

Atmosfēras spiediens

Marsa atmosfēra ir retāk sastopama nekā Zemes gaisa apvalks, un tā sastāv no vairāk nekā 95% oglekļa dioksīda, un skābekļa un ūdens saturs ir daļa no procentiem. Atmosfēras vidējais spiediens uz virsmas ir vidēji 0,6 kPa jeb 6 mbar, kas ir par 160 mazāks nekā Zemes vai vienāds ar Zemes spiedienu gandrīz 35 km augstumā no Zemes virsmas). Atmosfēras spiediens piedzīvo spēcīgas ikdienas un sezonālas izmaiņas.

Mākoņi un nokrišņi

Marsa atmosfērā nav vairāk par tūkstošdaļu ūdens tvaiku, taču saskaņā ar jaunāko (2013. gada) pētījumu rezultātiem tas joprojām ir vairāk, nekā tika uzskatīts iepriekš, un vairāk nekā augšējie slāņi Zemes atmosfērā, un zemā spiedienā un temperatūrā tā atrodas tuvu piesātinājumam, tāpēc tā bieži sakrājas mākoņos. Parasti ūdens mākoņi veidojas 10-30 km augstumā virs virsmas. Tie ir koncentrēti galvenokārt pie ekvatora un tiek novēroti gandrīz visu gadu. Mākoņi novēroti augsti līmeņi atmosfērā (vairāk nekā 20 km), veidojas CO 2 kondensācijas rezultātā. Tas pats process ir atbildīgs par zemu (mazāk nekā 10 km augstumā) mākoņu veidošanos polārajos apgabalos. ziemas periods kad atmosfēras temperatūra nokrītas zem CO2 sasalšanas punkta (-126 °C); vasarā veidojas līdzīgi plāni ledus H 2 O veidojumi

Kondensācijas rakstura veidojumus attēlo arī miglas (vai dūmakas). Aukstajā sezonā tie bieži atrodas virs zemienēm - kanjoniem, ielejām - un krāteru apakšā.

Marsa atmosfērā var rasties sniega vētras. 2008. gadā Phoenix rover polārajos reģionos novēroja virgu - nokrišņus zem mākoņiem, kas iztvaiko pirms planētas virsmas sasniegšanas. Pēc sākotnējām aplēsēm, nokrišņu daudzums Virgā bija ļoti zems. Tomēr nesenā (2017) Marsa modelēšana atmosfēras parādības parādīja, ka vidējos platuma grādos, kur ir regulārs dienas un nakts cikls, mākoņi pēc saulrieta strauji atdziest, un tas var izraisīt sniega vētras, kuru laikā daļiņu ātrums faktiski var sasniegt 10 m/s. Zinātnieki pieļauj, ka stiprs vējš savienojumā ar zemajiem mākoņiem (parasti Marsa mākoņi veidojas 10-20 km augstumā) var izraisīt sniega nokrišanu uz Marsa virsmas. Šī parādība ir līdzīga sauszemes mikrouzliesmojumiem - lejupejoša vēja brāzmām ar ātrumu līdz 35 m/s, kas bieži vien ir saistītas ar pērkona negaisiem.

Sniegs patiešām ir novērots vairākas reizes. Tātad 1979. gada ziemā Viking-2 nosēšanās zonā uzkrita plāna sniega kārta, kas saglabājās vairākus mēnešus.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Marsa atmosfērai raksturīga iezīme ir pastāvīga putekļu klātbūtne, kuru daļiņas ir aptuveni 1,5 mm lielas un sastāv galvenokārt no dzelzs oksīda. Zema gravitācija ļauj pat plānām gaisa straumēm pacelt milzīgus putekļu mākoņus līdz pat 50 km augstumā. Un vēji, kas ir viena no temperatūras atšķirību izpausmēm, bieži pūš pāri planētas virsmai (īpaši pavasara beigās - vasaras sākumā dienvidu puslodē, kad temperatūras starpība starp puslodēm ir īpaši asa), un to ātrums sasniedz 100 m/s. Tādā veidā plaši putekļu vētras, ilgstoši novērots atsevišķu dzeltenu mākoņu veidā un dažreiz nepārtraukta dzeltena plīvura veidā, kas pārklāj visu planētu. Visbiežāk putekļu vētras notiek polāro vāciņu tuvumā, to ilgums var sasniegt 50-100 dienas. Vāji dzeltena dūmaka atmosfērā parasti tiek novērota pēc lielām putekļu vētrām, un to ir viegli noteikt ar fotometriskām un polarimetriskām metodēm.

Putekļu vētras, kas skaidri redzamas attēlos, kas uzņemti no orbitālajiem transportlīdzekļiem, izrādījās tikko pamanāmas, fotografējot no desantiem. Putekļu vētru pāreja to nosēšanās vietās kosmosa stacijas fiksēja tikai krasas temperatūras, spiediena izmaiņas un pavisam neliela debesu vispārējā fona satumšana. Putekļu slānis, kas pēc vētras nosēdās vikingu nolaišanās vietu tuvumā, sasniedza tikai dažus mikrometrus. Tas viss liecina par diezgan zemu Marsa atmosfēras nestspēju.

No 1971. gada septembra līdz 1972. gada janvārim uz Marsa notika globāla putekļu vētra, kas pat neļāva fotografēt virsmu no zondes Mariner 9. Šajā periodā aprēķinātā putekļu masa atmosfēras kolonnā (ar optisko dziļumu no 0,1 līdz 10) bija robežās no 7,8⋅10 -5 līdz 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Tādējādi kopējais putekļu daļiņu svars Marsa atmosfērā globālo putekļu vētru periodā var sasniegt pat 10 8 - 10 9 tonnas, kas ir salīdzināms ar kopējais skaits putekļi zemes atmosfērā.

Jautājums par ūdens pieejamību

Par stabilu eksistenci tīru ūdenišķidrā agregātstāvokļa temperatūrā UnŪdens tvaiku daļējam spiedienam atmosfērā jābūt virs trīskāršā punkta fāzes diagrammā, turpretim tagad tie ir tālu no atbilstošajām vērtībām. Patiešām, pētījumi, ko veica Mariner 4 kosmosa kuģis 1965. gadā, parādīja, ka pašlaik uz Marsa nav šķidra ūdens, bet NASA Spirit un Opportunity roveru dati liecina par ūdens klātbūtni pagātnē. 2008. gada 31. jūlijā NASA kosmosa kuģa Phoenix nosēšanās vietā uz Marsa tika atklāts ledus ūdens. Ierīce atklāja ledus nogulsnes tieši zemē. Ir vairāki fakti, kas apstiprina apgalvojumu, ka ūdens agrāk atradās uz planētas virsmas. Pirmkārt, tika atrasti minerāli, kas varēja veidoties tikai ilgstošas ​​ūdens iedarbības rezultātā. Otrkārt, no Marsa virsmas ir praktiski izdzēsti ļoti veci krāteri. Mūsdienu atmosfēra nevarēja izraisīt šādu iznīcināšanu. Krāteru veidošanās un erozijas ātruma izpēte ļāva konstatēt, ka vējš un ūdens tos iznīcināja visspēcīgāk aptuveni pirms 3,5 miljardiem gadu. Daudzas gravas ir aptuveni vienāda vecuma.

NASA 2015. gada 28. septembrī paziņoja, ka pašlaik uz Marsa pastāv sezonālas šķidrā sālsūdens plūsmas. Šie veidojumi izpaužas siltajā sezonā un izzūd aukstajā sezonā. Planētu zinātnieki nonāca pie secinājumiem, analizējot augstas kvalitātes attēlus, kas iegūti, izmantojot Marsa izlūkošanas orbitora (MRO) zinātnisko instrumentu High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE).

2018. gada 25. jūlijā tika publicēts ziņojums par atklājumu, kas balstīts uz MARSIS radara pētījumiem. Darbs parādīja subglaciāla ezera klātbūtni uz Marsa, kas atrodas 1,5 km dziļumā zem Dienvidu polārā cepures ledus. Planum Austrālija), aptuveni 20 km plats. Šī kļuva par pirmo zināmo pastāvīgo ūdenstilpi uz Marsa.

Gadalaiki

Tāpat kā uz Zemes, arī uz Marsa notiek gadalaiku maiņa rotācijas ass slīpuma dēļ pret orbītas plakni, tāpēc ziemā polārais vāciņš aug ziemeļu puslodē un gandrīz pazūd dienvidu puslodē, un pēc sešiem mēnešiem polārais cepurītis aug ziemeļu puslodē. puslodes mainās vietām. Turklāt planētas orbītas diezgan lielās ekscentriskuma dēļ perihēlijā ( ziemas saulgrieži ziemeļu puslodē) viņa saņem līdz pat 40% vairāk saules starojums nekā afēlijā, un ziemeļu puslodē ziemas ir īsas un salīdzinoši mērenas, un vasaras ir garas, bet vēsas, savukārt dienvidu puslodē vasaras ir īsas un salīdzinoši siltas, bet ziemas ir garas un aukstas. . Saistībā ar to dienvidu cepure ziemā izplešas līdz pusei attāluma no pola ekvatora, bet ziemeļu cepure tikai līdz trešdaļai. Kad vienā no poliem sākas vasara, oglekļa dioksīds no attiecīgā polārā vāciņa iztvaiko un nonāk atmosfērā; vēji to aiznes uz pretējo vāciņu, kur atkal sasalst. Tādējādi notiek oglekļa dioksīda cikls, kas kopā ar dažādi izmēri Polārās ledus cepures izraisa Marsa atmosfēras spiediena izmaiņas, kad tas riņķo ap Sauli. Sakarā ar to, ka ziemā polārajā vāciņā sasalst līdz 20-30% no visas atmosfēras, spiediens attiecīgajā zonā attiecīgi pazeminās.

Izmaiņas laika gaitā

Tāpat kā uz Zemes, arī Marsa klimats piedzīvoja ilgstošas ​​izmaiņas, un planētas evolūcijas sākumposmā tas ļoti atšķīrās no šodienas. Atšķirība ir tāda galvenā loma Zemes klimata cikliskajās izmaiņās savu lomu spēlē orbītas ekscentricitātes izmaiņas un rotācijas ass precesija, savukārt rotācijas ass slīpums saglabājas aptuveni nemainīgs Mēness stabilizējošās ietekmes dēļ, savukārt Marss, ne kam ir tik liels satelīts, tas var būtiski mainīt tā rotācijas ass slīpumu. Aprēķini ir parādījuši, ka Marsa rotācijas ass slīpums, kas tagad ir 25° - aptuveni tāds pats kā Zemei, - nesenā pagātnē bija 45° un miljonu gadu skalā varēja svārstīties no 10° līdz 50°.

Planēta Marss, tāpat kā otra Zemes tuvākā kaimiņiene Venēra, kopš senatnes ir bijusi vistuvākā astronomu pētījuma priekšmets. Redzams ar neapbruņotu aci, kopš seniem laikiem to apvij noslēpumi, leģendas un spekulācijas. Un šodien mēs zinām ne tuvu visu par Sarkano planētu, taču daudz informācijas, kas iegūta gadsimtiem ilgi novērojot un pētot, ir kliedējusi dažus mītus un palīdzējusi cilvēkiem izprast daudzus procesus, kas notiek šajā kosmosa objektā. Temperatūra uz Marsa, tā atmosfēras sastāvs, orbītas kustības iezīmes pēc uzlabošanas tehniskās metodes pētījumiem un kosmosa laikmeta sākumam izdevās pāriet no pieņēmumu kategorijas uz rangu neapstrīdami fakti. Tomēr daudzi dati gan par tik tuvu, gan tik tālu kaimiņu vēl nav izskaidroti.

Ceturtais

Marss atrodas pusotru reizi tālāk no Saules nekā mūsu planēta (attālums tiek lēsts uz 228 miljoniem km). Pēc šī parametra tas ieņem ceturto vietu. Aiz Sarkanās planētas orbītas atrodas galvenā asteroīdu josta un Jupitera “domēns”. Tas aplido mūsu zvaigzni aptuveni 687 dienās. Tajā pašā laikā Marsa orbīta ir ļoti iegarena: tās perihēlijs atrodas 206,7 attālumā, bet afēlijs ir 249,2 miljoni km. Un diena šeit ilgst tikai gandrīz 40 minūtes ilgāk nekā uz Zemes: 24 stundas un 37 minūtes.

Mazais brālis

Marss pieder pie sauszemes planētām. Galvenās vielas, kas veido tā struktūru, ir metāli un silīcijs. Starp līdzīgiem objektiem pēc saviem izmēriem tas ir tikai priekšā Merkūram. Sarkanās planētas diametrs ir 6786 kilometri, kas ir aptuveni puse no Zemes. Tomēr Marss ir 10 reizes mazāk masīvs nekā mūsu kosmiskā mājvieta. Visas planētas virsmas laukums ir nedaudz lielāks nekā Zemes kontinentu platība kopā, neskaitot Pasaules okeāna plašumus. Arī blīvums šeit ir mazāks - tikai 3,93 kg/m3.

Dzīves meklēšana

Neskatoties uz acīmredzamo atšķirību starp Marsu un Zemi, uz ilgu laiku tā tika uzskatīta par dzīvotspējīgu apdzīvojamas planētas kandidātu. Pirms kosmosa laikmeta sākuma zinātnieki, kas caur teleskopu novēroja šī kosmiskā ķermeņa sarkanīgo virsmu, periodiski atklāja dzīvības pazīmes, kas drīz vien atrada prozaiskāku izskaidrojumu.

Laika gaitā tika skaidri noteikti apstākļi, kādos vismaz vienkāršākie organismi varētu parādīties ārpus Zemes. Tie ietver noteiktus temperatūras parametrus un ūdens klātbūtni. Daudzu Sarkanās planētas pētījumu mērķis bija noskaidrot, vai tur ir izveidojies piemērots klimats, un, ja iespējams, atrast dzīvības pēdas.

Temperatūra uz Marsa

Sarkanā planēta ir neviesmīlīga pasaule. Ievērojams attālums no Saules būtiski ietekmē klimatiskie apstākļišis kosmiskais ķermenis. Temperatūra uz Marsa pēc Celsija vidēji svārstās no -155º līdz +20º. Šeit ir daudz vēsāks nekā uz Zemes, jo Saule, kas atrodas pusotru reizi tālāk, sasilda virsmu uz pusi mazāk. Šos ne vislabvēlīgākos apstākļus pasliktina retināta atmosfēra, kas ir ļoti caurlaidīga radiācijai, kas, kā zināms, ir postoša visam dzīvajam.

Šādi fakti līdz minimumam samazina iespēju uz Marsa atrast esošu vai kādreiz izmirušu organismu pēdas. Tomēr šis jautājums vēl nav atrisināts.

Noteicošie faktori

Temperatūra uz Marsa, tāpat kā uz Zemes, ir atkarīga no planētas stāvokļa attiecībā pret zvaigzni. Tās maksimālā vērtība (20-33º) tiek novērota dienas laikā pie ekvatora. Minimālās vērtības (līdz -155º) tiek sasniegtas tuvu Dienvidpols. Visai planētas teritorijai raksturīgas ievērojamas temperatūras svārstības.

Šīs atšķirības ietekmē abus klimatiskās īpatnības Marss un uz tā izskats. Tās virsmas galvenā iezīme, kas pamanāma pat no Zemes, ir polārie vāciņi. Ievērojamas apkures vasarā un dzesēšanas rezultātā ziemā tie piedzīvo ievērojamas izmaiņas: tās vai nu samazinās, līdz gandrīz pilnībā izzūd, tad atkal palielinās.

Vai uz Marsa ir ūdens?

Kad vienā puslodē sākas vasara, atbilstošais polārais vāciņš sāk samazināties. Planētas ass orientācijas dēļ, tuvojoties perihēlija punktam, dienvidu puse ir vērsta pret Sauli. Tā rezultātā vasaras šeit ir nedaudz karstākas, un polārais vāciņš pazūd gandrīz pilnībā. Ziemeļos šī ietekme nav novērota.

Polāro vāciņu lieluma izmaiņas lika zinātniekiem domāt, ka tās sastāv ne tikai no parasts ledus. Līdz šim apkopotie dati ļauj pieņemt, ka oglekļa dioksīdam ir nozīmīga loma to veidošanā, kas lielos daudzumos satur Marsa atmosfēru. Aukstajā sezonā temperatūra šeit sasniedz punktu, kurā tas parasti pārvēršas par tā saukto sauso ledu. Tas ir viņš, kurš sāk kust līdz ar vasaras atnākšanu. Ūdens, pēc zinātnieku domām, atrodas arī uz planētas un veido to polāro vāciņu daļu, kas paliek nemainīga pat pieaugot temperatūrai (tā pazušanai ar uzsildīšanu nepietiek).

Tajā pašā laikā planēta Marss nevar lepoties ar galvenā dzīvības avota klātbūtni šķidrā stāvoklī. Ilgu laiku cerības uz tā atklāšanu iedvesmoja reljefa apgabali, kas ļoti līdzinājās upju gultnēm. Joprojām nav pilnībā skaidrs, kas varētu novest pie to veidošanās, ja uz Sarkanās planētas nekad nebūtu bijis šķidrs ūdens. Marsa atmosfēra liecina par labu “sausai” pagātnei. Tās spiediens ir tik nenozīmīgs, ka ūdens viršanas temperatūra pazeminās Zemei neparasti zemā temperatūrā, tas ir, tas šeit var pastāvēt tikai gāzveida stāvoklis. Teorētiski Marsam agrāk varēja būt blīvāka atmosfēra, taču tad tās pēdas būtu palikušas smagu inertu gāzu veidā. Tomēr līdz šim tie nav atklāti.

Vēji un vētras

Temperatūra uz Marsa vai drīzāk tās izmaiņas noved pie ātra kustība gaisa masas puslodē, kur iestājusies ziema. Rezultātā vēja ātrums sasniedz 170 m/s. Uz Zemes šādas parādības pavadītu lietusgāzes, taču Sarkanajai planētai tam nav pietiekamu ūdens rezervju. Šeit notiek putekļu vētras, tik lielas, ka dažkārt pārklāj visu planētu. Pārējā laikā gandrīz vienmēr ir skaidrs laiks (arī ūdens ir nepieciešams, lai izveidotu ievērojamu daudzumu mākoņu) un gaiss ir ļoti skaidrs.

Neskatoties uz Marsa salīdzinoši nelielo izmēru un tā nepiemērotību dzīvībai, zinātnieki uz to saista lielas cerības. Šeit nākotnē plānots izvietot bāzes derīgo izrakteņu ieguvei un dažādu realizācijai zinātniskā darbība. Grūti pateikt, cik šādi projekti ir reāli, taču nepārtrauktā tehnoloģiju attīstība liecina, ka drīz cilvēce spēs īstenot visdrosmīgākās idejas.

| Rādīt ziņas: 2011, 2011. gada janvāris, 2011. gada februāris, 2011. gada marts, 2011. gada aprīlis, 2011. gada maijs, 2011. gada jūnijs, 2011. gada jūlijs, 2011. gada augusts, 2011. gada septembris, 2011. gada oktobris, 2011. gada novembris, 2012. gada decembris, 2012. gada 2. marts, 2012. gada 2. februāris 2012. gada aprīlis, 2012. gada maijs, 2012. gada jūnijs, 2012. gada jūlijs, 2012. gada augusts, 2012. gada septembris, 2012. gada oktobris, 2012. gada novembris, 2013. gada decembris, 2013. gada janvāris, 2013. gada februāris, 2013. gada marts, 2013. gada aprīlis, 2013. gada 3. jūlijs, 2013. gada 1. jūlijs, 2013. gada 3. jūnijs , 2013. gada septembris, 2013. gada oktobris, 2013. gada novembris, 2017. gada decembris, 2018. gada novembris, 2018. gada maijs, 2019. gada jūnijs, 2019. gada aprīlis, maijs

Planētas Marsa ekvatoriālais diametrs ir 6787 km, t.i., 0,53 no Zemes diametra. Polārais diametrs ir nedaudz mazāks par ekvatoriālo diametru (6753 km) polārās kompresijas dēļ, kas vienāds ar 1/191 (pret Zemei 1/298). Marss griežas ap savu asi gandrīz tāpat kā Zeme: tā rotācijas periods ir 24 stundas. 37 min. 23 sekundes, kas ir tikai 41 minūte. 19 sek. garāks par Zemes rotācijas periodu. Rotācijas ass ir slīpa pret orbītas plakni 65° leņķī, kas ir gandrīz vienāds ar zemes ass slīpuma leņķi (66°,5). Tas nozīmē, ka dienas un nakts maiņa, kā arī gadalaiku maiņa uz Marsa notiek gandrīz tāpat kā uz Zemes. Ir arī klimatiskās zonas, līdzīgi kā uz Zemes: tropisks (tropu platums ±25°), divi mēreni un divi polāri (polāro apļu platums ±65°).

Tomēr Marsa attāluma no Saules un planētas retinātās atmosfēras dēļ planētas klimats ir daudz skarbāks nekā Zemes. Marsa gads (687 Zemes jeb 668 Marsa dienas) ir gandrīz divas reizes garāks par Zemes gadu, kas nozīmē, ka gadalaiki ilgst ilgāk. Pateicoties lielajai orbītas ekscentricitātei (0,09), Marsa gadalaiku ilgums un raksturs planētas ziemeļu un dienvidu puslodē ir atšķirīgs.

Tādējādi Marsa ziemeļu puslodē vasaras ir garas, bet vēsas, un ziemas ir īsas un maigas (Marss šajā laikā ir tuvu perihēlijai), savukārt dienvidu puslodē vasaras ir īsas, bet siltas, un ziemas ir garas un bargas. . Uz Marsa diska vēl 17. gadsimta vidū. tika novēroti tumši un gaiši apgabali. 1784. gadā

V. Heršels vērsa uzmanību uz sezonālām izmaiņām balto plankumu izmērā pie poliem (polārās cepures). 1882. gadā itāļu astronoms G. Skjaparelli sastādīja detalizēta karte Marsu un deva nosaukumu sistēmu tā virsmas detaļām; izceļot starp tumši plankumi“jūras” (latīņu valodā ķēve), “ezeri” (lacus), “līči” (sinus), “purvi” (palus), “šaurumi” (freturn), “avoti” (puri), “apmetņi” (promontorium ) un "reģioni" (regio). Visi šie termini, protams, bija tikai nosacīti.

Temperatūras režīms uz Marsa izskatās šādi. Dienā pie ekvatora, ja Marss atrodas perihēlija tuvumā, temperatūra var paaugstināties līdz +25°C (apmēram 300°K). Bet līdz vakaram tas nokrītas līdz nullei un zemāk, un naktī planēta vēl vairāk atdziest, jo planētas retinātā sausā atmosfēra nespēj saglabāt siltumu, ko dienas laikā saņem no Saules.

Vidējā temperatūra uz Marsa ir ievērojami zemāka nekā uz Zemes - aptuveni -40° C. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos dienā pusē planētas gaiss sasilst līdz 20° C, kas ir pilnīgi pieņemama temperatūra Latvijas iedzīvotājiem. Zeme. Bet ziemas nakts sals var sasniegt pat -125° C. Kad ziemas temperatūra pat oglekļa dioksīds sasalst sausā ledū. Šādas pēkšņas temperatūras izmaiņas izraisa fakts, ka Marsa plānā atmosfēra nespēj ilgstoši noturēt siltumu. Pirmie Marsa temperatūras mērījumi, izmantojot termometru, kas novietots atstarojošā teleskopa fokusā, tika veikti 20. gadu sākumā. V. Lamplenda mērījumi 1922. gadā deva vidējā temperatūra Marsa virsma -28°C, E. Petits un S. Nikolsons 1924. gadā ieguva -13°C. Zemāka vērtība tika iegūta 1960. gadā. V. Sintons un Dž. Strongs: -43°C. Vēlāk, 50. un 60. gados. Tika uzkrāti un vispārināti neskaitāmi temperatūras mērījumi dažādos Marsa virsmas punktos dažādos gadalaikos un diennakts laikos. No šiem mērījumiem izrietēja, ka dienā pie ekvatora temperatūra varēja sasniegt +27°C, bet līdz rītam tā varētu sasniegt -50°C.

Kosmosa kuģis Viking mērīja temperatūru netālu no virsmas pēc nolaišanās uz Marsa. Neskatoties uz to, ka tobrīd dienvidu puslodē bija vasara, atmosfēras temperatūra pie virsmas no rīta bija -160°C, bet uz dienas vidu tā bija pakāpusies līdz -30°C. Atmosfēras spiediens uz planētas virsmas ir 6 milibāri (t.i., 0,006 atmosfēras). Pār Marsa kontinentiem (tuksnešiem) pastāvīgi peld smalku putekļu mākoņi, kas vienmēr ir vieglāki par akmeņiem, no kuriem tas veidojas. Putekļi arī palielina kontinentu spilgtumu sarkanajos staros.

Vēju un viesuļvētru ietekmē putekļi uz Marsa var pacelties atmosfērā un palikt tajā diezgan ilgu laiku. Spēcīgas putekļu vētras Marsa dienvidu puslodē tika novērotas 1956., 1971. un 1973. gadā. Kā liecina spektrālie novērojumi infrasarkanajos staros, galvenā sastāvdaļa Marsa atmosfērā (tāpat kā Venēras atmosfērā) ir oglekļa dioksīds (CO3). Ilgstoši skābekļa un ūdens tvaiku meklējumi sākumā nedeva nekādus ticamus rezultātus, un tad tika konstatēts, ka Marsa atmosfērā skābekļa nav vairāk par 0,3%.