Temperatūra uz Marsa. Saules sistēmas planētas

Kara dievs Marss Senās Romas panteons tika uzskatīts par romiešu tautas tēvu, lauku un mājdzīvnieku aizbildni, pēc tam jāšanas sacensību patronu. Viņa vārdā ir nosaukta ceturtā planēta no Saules. Iespējams, planētas asinssarkanais izskats pirmajiem novērotājiem raisīja asociācijas ar karu un nāvi. Viņi pat saņēma atbilstošus vārdus - Fobos (“bailes”) un Deimos (“šausmas”).

Sarkanā mīkla

Katrai planētai ir savi noslēpumi, taču neviena no tām neinteresēja zemes iedzīvotājus tik ļoti kā Marss. Neizskaidrojams uz ilgu laiku Planētas neparastais sarkanais izskats bija arī interesanti, kāda temperatūra bija uz Marsa un vai no tā ir atkarīga tās krāsa. Mūsdienās katrs skolēns zina, ka bagātīgais dzelzs minerālu saturs Marsa augsnē piešķir tai tādu krāsu. Un agrāk bija daži jautājumi, uz kuriem atbildes meklēja ziņkārīgākie zemes iedzīvotāju prāti.

Aukstā planēta

Vecuma ziņā šī planēta ir tāda pati kā Zeme un pārējie tās kaimiņi Saules sistēmā. Zinātnieki norāda, ka viņas dzimšana notika pirms 4,6 miljardiem gadu. Un, lai gan planētas attīstības vēsturē vēl nav noskaidrots viss, daudz kas jau ir noskaidrots, ieskaitot to, kāda ir temperatūra uz Marsa.

Salīdzinoši nesen abu pusložu polios tika atklāti lieli ledus nosēdumu biezumi. Tas ir pierādījums tam, ka uz planētas kādreiz pastāvēja šķidrs ūdens. Un Marsa temperatūra varēja būt pilnīgi atšķirīga. Daudzi zinātnieki uzskata, ka, ja uz virsmas ir ledus, tad ūdenim tajā jāpaliek klintis. Un ūdens klātbūtne ir apliecinājums tam, ka kādreiz šeit ir bijusi dzīvība.

Ir konstatēts, ka planētas atmosfēras blīvums ir 100 reizes mazāks nekā Zemes blīvums. Bet, neskatoties uz to, Marsa atmosfēras slāņos veidojas mākoņi un vējš. Virs virsmas dažreiz plosās milzīgas putekļu vētras.

Kāda ir temperatūra uz Marsa, jau zināms, un, pateicoties iegūtajiem datiem, varam secināt, ka uz sarkanā kaimiņa ir daudz vēsāks nekā uz Zemes. Polu reģionā ziemā fiksēta -125 grādu temperatūra pēc Celsija, bet vasarā augstākā temperatūra sasniedz +20 grādus ekvatora reģionā.

Kā tas atšķiras no Zemes?

Starp planētām ir daudz atšķirību, dažas no tām diezgan ievērojamas. Marss ir daudz mazāks nekā Zeme, divreiz lielāks. Un planēta atrodas daudz tālāk no Saules: attālums līdz zvaigznei ir gandrīz 1,5 reizes tālāks nekā mūsu planētai.

Tā kā planētas masa ir salīdzinoši maza, tā ir gandrīz trīs reizes mazāka nekā uz Zemes. Uz Marsa, tāpat kā uz mūsu planētas, ir dažādi laiki gadiem, bet to ilgums ir gandrīz divas reizes ilgāks.

Atšķirībā no Zemes, Marsam, kura gaisa temperatūra ir vidēji -30...-40°C, ir ļoti reta atmosfēra. Tā sastāvā dominē oglekļa dioksīds, kas liek domāt, ka temperatūra uz Marsa virsmas diennakts laikā būtiski nemainās. Piemēram, pusdienlaikā var būt -18° C, bet vakarā - jau -63° C. Naktīs pie ekvatora tika fiksēti 100 grādi zem nulles.

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. Temperatūras oāzes atrodas uz Marsa, Fīniksa ezera reģionos (Saules plato) un Noasa zeme Temperatūras starpība svārstās no −53°С līdz +22°С vasarā un no −103°С līdz −43°С ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti aukstā 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. Vidējais atmosfēras 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, tomēr saskaņā ar jaunāko (2013) pētījumu rezultātiem tas joprojām ir vairāk, nekā tika uzskatīts iepriekš, un vairāk nekā Zemes atmosfēras augšējos slāņos. , un zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas tuvu piesātinājumam, tāpēc bieži pulcējas 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 reģionos ziemā, kad atmosfēras temperatūra nokrītas zem CO 2 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 tiešām ir novērots ne reizi vien. Tātad 1979. gada ziemā Viking 2 nosēšanās zonā uzkrita plāna sniega kārtiņa, kas saglabājās vairākus mēnešus.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Marsa atmosfēras raksturīga iezīme ir pastāvīga putekļu klātbūtne, kuru daļiņu izmērs ir aptuveni 1,5 mm un kas galvenokārt sastāv 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 veidojas plašas putekļu vētras, kas ilgu laiku tiek novērotas 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 redzams fotogrāfijās, kas uzņemtas no orbitālajiem transportlīdzekļiem, izrādījās tikko pamanāms, 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 nosēdās pēc vētras 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 iekšā zemes atmosfēra.

Jautājums par ūdens pieejamību

Par stabilu eksistenci tīrs ūdens V šķidrs stāvoklis temperatūra 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 sejas 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 ar augstas izšķirtspējas attēlveidošanas zinātnes eksperimentu (HiRISE) Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) zinātnisko instrumentu.

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. . Šajā sakarā dienvidu cepure ziemā pieaug līdz pusei pola ekvatora attāluma, bet ziemeļu - 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 cikls oglekļa dioksīds, 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°.

Marss- šī ir skarba, auksta pasaule, kuras apstākļi krasi atšķiras no tiem, pie kuriem 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 tās ļoti blīvo atmosfēru, ziemas periodi atsevišķos reģionos temperatūra pazeminās līdz -50-70 grādiem pēc Celsija, cik aukstam jābūt uz Marsa, kura atmosfēra ir 100 reižu plānāka nekā 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 pienāks Marsa rīts un planētas atmosfēra sāk sasilt, oglekļa dioksīds atkal pārvērtīsies gaistošā savienojumā un atkal visu apkārt pārklāj ar baltu miglu, līdz tā pilnībā iztvaiko.

Marsa ledus cepures labā teleskopā ir redzamas pat no zemes.

Gadalaiki (gadalaiki) uz Marsa

Tāpat kā mūsu planētai, 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.

| 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. Lielās orbītas ekscentricitātes (0,09) dēļ 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 pamanīti tumši un gaiši apgabali. 1784. gadā

V. Heršels vērsa uzmanību uz sezonālām izmaiņām balto plankumu izmēros 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. Dienas laikā 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 šajā laikā 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%.

Atmosfēras sastāvs

Marsa atmosfēra ir retāk sastopama nekā Zemes gaisa apvalks, un tā sastāv no 95% oglekļa dioksīda, aptuveni 4% slāpekļa un argona. Marsa atmosfērā ir mazāk nekā 1% skābekļa un ūdens tvaiku. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes virsmas.

Atmosfēras masa visu gadu ļoti mainās kondensācijas dēļ ziemas laiks un iztvaikošana vasarā, liels oglekļa dioksīda daudzums polāros, polāros vāciņos.

Mākoņi un nokrišņi

Marsa atmosfērā ir ļoti maz ūdens tvaiku, bet zems spiediens un temperatūra ir tuvu piesātinājumam un bieži pulcējas mākoņos. Marsa mākoņi ir diezgan neparasti, salīdzinot ar tiem, kas atrodas uz Zemes.

Temperatūra

Vidējā temperatūra uz Marsa ir daudz zemāka nekā uz Zemes – aptuveni –40°C. Vasarā vislabvēlīgākajos apstākļos planētas dienas pusē gaiss sasilst līdz 20°C – Zemes iedzīvotājiem pilnīgi pieņemama temperatūra. Bet ziemas naktī sals var sasniegt –125°C. Ziemas temperatūrā pat oglekļa dioksīds sasalst, pārvēršoties sausā ledū. Šādas pēkšņas temperatūras izmaiņas izraisa fakts, ka Marsa plānā atmosfēra nespēj ilgstoši noturēt siltumu. Daudzo temperatūras mērījumu rezultātā dažādos punktos uz Marsa virsmas izrādās, ka dienas laikā pie ekvatora temperatūra var sasniegt +27°C, bet līdz rītam noslīd līdz –50°C.

Temperatūras oāzes ir arī uz Marsa Fīniksas “ezera” (saules plato) un Noas zemes apgabalos, temperatūras starpība svārstās no –53°C līdz +22°C vasarā un no –103°C līdz; -43°C ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, taču klimats tur nav daudz skarbāks kā Antarktīdā. Kad uz Zemi tika pārraidītas pirmās Vikingu uzņemtās fotogrāfijas no Marsa virsmas, zinātnieki bija ļoti pārsteigti, redzot, ka Marsa debesis nav melnas, kā gaidīts, bet gan rozā. Izrādījās, ka putekļi, kas karājas gaisā, absorbē 40% no ienākošās saules gaismas, radot krāsas efektu.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Viena no temperatūras atšķirību izpausmēm ir vējš. Pāri planētas virsmai bieži pūš spēcīgi vēji, kuru ātrums sasniedz 100 m/s. Zema gravitācija ļauj pat plānām gaisa straumēm radīt milzīgus putekļu mākoņus. Dažkārt diezgan lielas teritorijas uz Marsa pārklāj milzīgas putekļu vētras. Visbiežāk tie rodas polāro ledus cepuru tuvumā. Globālā putekļu vētra uz Marsa neļāva fotografēt virsmu no zondes Mariner 9. Tas plosījās no 1972. gada septembra līdz janvārim, vairāk nekā 10 km augstumā atmosfērā paceļot aptuveni miljardu tonnu putekļu. Putekļu vētras visbiežāk notiek lielas opozīcijas periodos, kad vasara dienvidu puslodē sakrīt ar Marsa pāreju caur perihēliju.

Putekļu velni ir vēl viens ar temperatūru saistītu procesu piemērs uz Marsa. Tādi tornado ir ļoti biežas izpausmes uz Marsa. Tie rada putekļus atmosfērā, un tos izraisa temperatūras atšķirības. Iemesls: dienas laikā Marsa virsma diezgan nedaudz uzsilst (dažkārt līdz pozitīvai temperatūrai), bet līdz 2 metru augstumā no virsmas atmosfēra saglabājas tikpat auksta. Šī atšķirība izraisa nestabilitāti, paceļot gaisā putekļus, kā rezultātā veidojas putekļu velni.

Gadalaiki

Mūsdienās ir zināms, ka no visām planētām saules sistēma Marss ir visvairāk līdzīgs Zemei. Marsa rotācijas ass ir nosvērta pret savu orbītas plakni par aptuveni 23,9°, kas ir salīdzināms ar Zemes ass slīpumu, kas ir 23,4°, un Marsa dienas praktiski sakrīt ar Zemes – tieši tāpēc, tāpat kā uz Zemes , gadalaiki mainās. Sezonālas izmaiņas ir visizteiktākās polārajos reģionos. Ziemā polārie cepures aizņem ievērojamu platību. Ziemeļu polārā cepures robeža var attālināties no pola par trešdaļu attāluma līdz ekvatoram, un dienvidu vāciņa robeža aptver pusi no šī attāluma. Šo atšķirību izraisa fakts, ka ziemeļu puslodē ziema iestājas, kad Marss šķērso orbītas perihēliju, un dienvidu puslodē, kad tas šķērso afēliju. Tāpēc ziema dienvidu puslodē ir aukstāka nekā ziemeļu puslodē. Un katra no četriem Marsa gadalaikiem garums mainās atkarībā no tā attāluma no Saules. Tāpēc Marsa ziemeļu puslodē ziema ir īsa un salīdzinoši “mērena”, bet vasara ir gara, bet vēsa. Gluži pretēji, dienvidos vasaras ir īsas un salīdzinoši siltas, bet ziemas ir garas un aukstas.

Iestājoties pavasarim, polārais vāciņš sāk “sarukt”, atstājot aiz sevis pakāpeniski izzūdošas ledus salas. Tajā pašā laikā no poliem uz ekvatoru izplatās tā sauktais tumšuma vilnis. Mūsdienu teorijas tas izskaidrojams ar to, ka pavasara vēji pa meridiāniem transportē lielas augsnes masas ar dažādām atstarojošām īpašībām.

Acīmredzot neviens no vāciņiem pilnībā nepazūd. Pirms Marsa izpētes, izmantojot starpplanētu zondes, tika pieņemts, ka tā polārie apgabali ir klāti ar sasalušu ūdeni. Precīzāki mūsdienu zemes un kosmosa mērījumi ir atklājuši kompozīciju Marsa ledus arī sasaldētu oglekļa dioksīdu. Vasarā tas iztvaiko un nonāk atmosfērā. Vēji to aiznes uz pretējo polāro vāciņu, kur tas atkal sasalst. Šis oglekļa dioksīda cikls un dažādie polāro vāciņu izmēri izskaidro Marsa atmosfēras spiediena mainīgumu.

Marsa virsmas reljefs ir sarežģīts un tajā ir daudz detaļu. Sausās upju gultnes un kanjoni uz Marsa virsmas ir radījuši spekulācijas par attīstītas civilizācijas eksistenci uz Marsa – sīkāku informāciju skatiet rakstā Dzīve uz Marsa.

Tipiskā Marsa ainava atgādina tuksnesi uz Zemes, un Marsa virsmai ir sarkanīga nokrāsa, jo Marsa smiltīs ir palielināts dzelzs oksīdu saturs.