Większość naukowców uważa, że to idealna planeta dla przyszłej kolonizacji oraz stworzenia warunków dla istnienia i rozwoju życia, przemawiają za tym przede wszystkim liczne podobieństwa do naszej rodzimej planety. Mars, bo o nim mowa, fascynuje naukowców, a jego enigmatyczna przeszłość pobudza wyobraźnię miłośników astronomii. Atmosfera Czerwonej Planety jest przedmiotem badań od wieków, ale na przestrzeni ostatnich lat zagadnienie uzyskało status priorytetowy, ponieważ głównie za sprawą innowacji w dziedzinie eksploracji kosmosu wprowadzonej przez firmę SpaceX, na horyzoncie pojawiła się realna szansa na kolonizację Marsa

Localization: somewhere near Ma’adim Vallis, Mars

Sol 1844 (oct 13, 2017), Sunny

High -28°C/-18F

Low -81°C/-113F

Pressure at 8.69 hPa

Daylight 05:59-17:43

Atmosfera i klimat Marsa – podstawowe informacje

Struktura atmosfery

Egzosfera – od 200 km i wyżej, nie ma ściśle wyznaczonej granicy, atmosfera wraz z wysokością staje się coraz rzadsza i powoli zanika w przestrzeni kosmicznej.

Górna warstwa (termosfera) – ciepło naszego Słońca dociera do tej warstwy bezpośrednio, co sprawia, że panuje tam tak wysoka temperatura. To tutaj wiatr słoneczny rozbija cząsteczki gazu tworzącego atmosferę Marsa.

Warstwa środkowa – w tej warstwie atmosfery przepływają marsjańskie prądy strumieniowe.

Dolna warstwa – temperatura tej warstwy reguluje ciepło, które jest oddawane przez powierzchnię i zawartość unoszącego się pyłu.

Mars posiada też jonosferę oraz okresową warstwę ozonową nad południowym biegunem.

Skład atmosfery

95% dwutlenku węgla, 3% azotu, 1,6% argonu oraz śladowe ilości tlenu i wody. Silnie zapylona, pył tworzą cząstki o średnicy około 1,5 mikrometra.

Ciśnienie

Osiąga zaledwie 30 Pa (0,30 hPa) na szczycie Olympus Mons, zaś na dnie basenu Hellas sięga 1155 Pa (11,55 hPa). Średnie ciśnienie atmosferyczne na Marsie wynosi 600 Pa, wartość ta stanowi mniej niż 1% ciśnienia przy powierzchni Ziemi (1013 hPa).

Ciśnienie w atmosferze spada wraz z wysokością ok. 2,7 raza (e) na  każde około 11 km, a na Ziemi na każde 6 km, czyli znacznie wolniej. Przyczyną jest znacznie mniejsze przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Marsa (ok 38% ziemskiego). Wpływ tego czynnika jest w niewielkim stopniu łagodzony przez niską temperaturę i wyższą o około 50% średnią masę cząsteczkową atmosfery, która zwiększa jej gęstość, co sprawia, że nacisk słupa powietrza na jednostkę powierzchni wzrasta.

Czynniki kształtujące klimat Marsa

Klimat Marsa w głównej mierze regulują sezonowe zmiany czap lodowcowych na biegunach planety oraz w mniejszym stopniu przemieszczanie się pyłu. Podobnie jak na Ziemi, w czasie polarnej zimy czapa lodowa znajduje się w strefie cienia, co prowadzi do ochłodzenia powierzchni i atmosfery oraz wytrącenia się grubej warstwy CO2 w postaci suchego lodu. Kiedy biegun zostaje ponownie wystawiony na działanie promieni słonecznych, zamrożony CO2 sublimuje, tworząc silne wiatry (do 400 km/h) wiejące z okolicy biegunów. To sezonowe zjawisko transportuje duże ilości pyłu i pary wodnej, co, podobnie jak na Ziemi, tworzy szron i duże chmury typu cirrus.

Bieguny Marsa, tak jak bieguny Ziemi, skute są lodem, ale w odróżnieniu od naszej planety czapy lodowcowe Marsa tworzą dwa rodzaje lodu: lód wodny i tak zwany lód suchy, czyli zamarznięty dwutlenek węgla. Północna czapa lodowa jest zbudowana głównie z lodu wodnego, ma średnicę ok. 1100 km i pokrywa obszar na północ od równoleżnika 80. Czapa południowa jest znacznie mniejsza, jej średnica wynosi 400 km, ale jest za to dużo grubsza od północnej, co sprawia, że objętość lodu po obu stronach globu jest porównywalna. Jądro czapy południowej składa się z zamarzniętej wody, którą pokrywa zestalony dwutlenek węgla.

Wokół obu czap lodowych rozbudowuje się sezonowa pokrywa lodu suchego, podobnie jak zimowa pokrywa śnieżna na Ziemi. Dzieje się tak, ponieważ w chłodnej porze roku na marsjańskich obszarach polarnych temperatura spada do -150 °C, powodując, że dwutlenek węgla (stanowiący 95% objętości atmosfery) zamarza na powierzchni, tworząc warstwę o grubości dochodzącej do 1 metra. Latem suchy lód sublimuje (paruje). Ten cykl pór roku powoduje, że zimowa pokrywa lodowa na Marsie rozrasta się na tyle, że można ją obserwować z Ziemi – wystarczy do tego mały teleskop.

Czapy biegunowe to nie jedyny element kriosfery Marsa. W marsjańskiej strefie umiarkowanej, między 30 a 60 szerokości północnej i południowej znajduje się lód wodny w rozciągniętych, spływających ze stoków „formach lepkiego spływu” (ang. viscous flow features). Wśród tych obiektów wyróżniono także tak zwane „formy lodowco-podobne” (ang. glacier-like forms), których podobieństwo do lodowców ziemskich jest uderzające. Różnica polega na tym, że lodowce Marsa aby przetrwać, muszą być odizolowane od atmosfery poprzez pokrywę gruzu, w przeciwnym wypadku wyparowałyby w mgnieniu oka.

Badania sugerują, że współczesne lodowce Marsa są prawdopodobnie pozostałościami po dawnych rozleglejszych zlodowaceniach. Przy obecnym klimacie planety, zamarznięta woda nie może się akumulować na powierzchni. Oznacza to, że globalne zmiany klimatyczne oraz epoki lodowcowe  zachodzą nie tylko na Ziemi, ale i na Czerwonej Planecie. Dzieje się tak dlatego, że Mars nie posiada dużego księżyca, który zapewniłby grawitacyjną stabilizację wahań jego osi obrotu. Zmiany nachylenia tej osi względem płaszczyzny orbity powodują zmiany intensywności docierającego do powierzchni promieniowania słonecznego, co silnie wpływa na cały klimat.

Z powodu większej odległości Marsa od Słońca, pory roku na nim są około dwa razy dłuższe niż na Ziemi. Temperatura powierzchni Marsa waha się, spadając do około −133 °C podczas zimy na biegunach i dochodząc do +27 °C w ciepłe dni na równiku. Niższe temperatury wynikają z tego, że planeta jest 1,52 razy dalej od Słońca niż Ziemia, w wyniku czego na jego powierzchnię dociera 43 procent energii padającej na taką samą powierzchnię na Ziemi. Duże wahania temperatur wynikają z małej pojemności cieplnej cienkiej atmosfery (nawet po ciepłym dniu, gdzie temperatura osiągnęła 20 °C, w nocy może spaść do −90 °C), braku oceanów, które magazynują ciepło i bezwładności cieplnej marsjańskiego gruntu, który nie może na długo gromadzić ciepła słonecznego.

Mars znajduje się w pobliżu peryhelium, gdy na półkuli południowej jest lato, a na północnej zima, zaś w pobliżu aphelium gdy na półkuli południowej jest zima, a na północnej lato. W rezultacie, pory roku na półkuli południowej są bardziej surowe niż na półkuli północnej, gdzie różnice między latem a zimą są mniejsze. Temperatura latem na południu może być do 30 °C wyższa niż w lecie na północy, na tej samej szerokości geograficznej.

Zjawiska pogodowe

Burze piaskowe

Jednym ze zjawisk zachodzących w marsjańskiej atmosferze, których efekty są widoczne z Ziemi nawet przez teleskopy amatorskie, są sezonowe burze piaskowe. Zdarzają się one najczęściej, gdy Mars znajduje się najbliżej Słońca (w peryhelium) i wykazują tendencję do podnoszenia temperatury powierzchni. Ich zasięg zmienia się od zjawisk lokalnych, do obejmujących całą planetę, kiedy przez teleskopy nie są widoczne niemal żadne szczegóły powierzchni. Potrafią one być także zjawiskami długotrwałymi – burza obserwowana przez sondę Mariner 9 trwała miesiąc.

Burze piaskowe to bardzo niebezpieczne zjawisko w kontekście przyszłych lotów na Marsa. Powierzchnia planety zostaje odcięta od promieni słonecznych, a wszystko pokrywa się warstwą drobnego pyłu. Może mieć to zły wpływ na pracujące na planecie urządzenia mechaniczne i elektroniczne, w tym na panele słoneczne, których wydajność znacznie spadnie. Przypuszczenia te potwierdziły się podczas globalnej burzy pyłowej w 2007 roku, po której zauważono znaczny spadek energii wytwarzanej przez panele słoneczne zainstalowane na pokładzie aktywnych w tym czasie łazików marsjańskich Spirit oraz Opportunity.

Dust Devils (wiry pyłowe)

Wiry pyłowe najczęściej powstają nad suchymi obszarami w wyniku bardzo silnej konwekcji. Najnowsze badania tych z pozoru niezależnych tworów pokazują, że niekoniecznie zachodzą one jedynie w małej skali. Na Marsie unoszone w nich cząsteczki pyłu mogą pozostać w wyższych warstwach atmosfery, a nawet przemieścić się na znaczne odległości. W ten sposób wiry mają możliwość kształtowania pogody i całego klimatu planety.

Wiatr

Powierzchnia Marsa ma bardzo słabą bezwładność termalną, co oznacza, że bardzo szybko się nagrzewa w ciągu dnia i równie szybko oddaje ciepło. Na Ziemi wiatr powstaje często w miejscu, gdzie bezwładność cieplna gwałtownie się zmienia, jak np. na styku lądu i oceanu. Na Marsie nie ma oceanów, ale są regiony, gdzie bezwładność cieplna gleby się zmienia. W niskich warstwach atmosfery Marsa dominującym procesem jest wielkoskalowa cyrkulacja Hadleya, która umożliwia bezpośredni transport ciepła ze strefy równikowej do szerokości zwrotnikowych.

Chmury

Chmury zasnuwające powierzchnię planety są złożone głównie z dwutlenku węgla i pyłu. Burze piaskowe wyrzucają drobne cząstki pyłu w atmosferę, które stanowią jądra kondensacji dla chmur, mogą się one tworzyć bardzo wysoko, do 100 km nad powierzchnią planety. Są bardzo delikatne i słabe, więc mogą być widoczne na nocnym niebie tylko wtedy, kiedy odbijają światło słoneczne. Wyglądem przypominają chmury mezosferyczne (obłoki srebrzyste) na Ziemi.

Ciekawym zjawiskiem jest chmura w kształcie pączka z dziurką powstała z wodnego lodu, która pojawia się nad biegunem północnym każdego roku w okresie północnego lata. Chmura pojawia się wtedy każdego ranka i zanika po południu. Wyglądem przypomina huragan, ale nie rotuje. Jej rozmiar wynosi prawie 1600 km. Powstała z wodnego lodu i dlatego wyróżnia się swoim białym kolorem na tle innych formacji pyłowych.

Prądy konwekcyjne

Prądy konwekcyjne, które istnieją w atmosferze Marsa, są zbyt słabe, aby spowodować istotne zaburzenia pogody. Burze pyłowe, które wielokrotnie długotrwale uniemożliwiają obserwację powierzchni, powstają wskutek złożenia się oddziaływania pionowych prądów konwekcyjnych w atmosferze i oddziaływania siły Coriolisa na masę skupioną w chmurze.

Opady

Jest wiele dowodów świadczących o tym, że Mars posiadał kiedyś oceany, co oznacza, że musiał tam zachodzić cykl obiegu wody, w tym także opady atmosferyczne. Obecnie na Czerwonej Planecie jest zbyt zimno i sucho żeby mógł tam spaść deszcz, ale opad śniegu jest możliwy. W 2008 roku zaobserwowano śnieg padający z chmur 4,5 km nad powierzchnią Marsa, który wyparował zanim dotarł do powierzchni (virga). Na Marsie występują też mgły oraz zjawisko diamentowego pyłu, czyli drobniutkich kryształków lodu unoszących się w powietrzu.

Przeminęło z wiatrem (słonecznym)

Planeta może utracić część swojej atmosfery na wiele sposobów, mogą to być reakcje chemiczne, które sprawiają, że cząsteczki gazu zostają uwięzione w skałach powierzchniowych, zderzenie z innym ciałem niebieskim lub, tak jak w przypadku Marsa, erozję atmosfery może spowodować wiatr słoneczny.

Mars utracił magnetosferę około 4 miliardy lat temu, ponieważ miał zbyt małe rozmiary żeby utrzymać silne pole magnetyczne o globalnym zasięgu. Od tego czasu cząstki wiatru słonecznego (promieniowanie jonizujące) docierają bezpośrednio do powierzchni planety, tory cząsteczek wiatru słonecznego nie są zakrzywiane i nie opływają planety (jak to się dzieje na Ziemi), lecz bez trudu zderzają się z cząsteczkami gazów w cienkiej atmosferze Marsa, a w wyniku tych zderzeń cząsteczki tworzące atmosferę uzyskują energię kinetyczną (prędkość) umożliwiającą ucieczkę z jego pola grawitacyjnego. Należy zwrócić uwagę na fakt, że młode Słońce emitowało jeszcze więcej promieniowania UV i wiatru słonecznego niż obecnie, co oznacza, że wywiewanie atmosfery Marsa zachodziło dużo szybciej w przeszłości.

Żeby dowiedzieć się jak duża część atmosfery została wywiana naukowcy pracujący przy sondzie MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN Mission) zmierzyli zawartość dwóch różnych izotopów argonu w atmosferze Marsa (izotopy to atomy tego samego pierwiastka, które mają różną masę). Wybrano właśnie argon, ponieważ jest to gaz szlachetny i nie wchodzi w reakcje, więc jego ubytek w atmosferze może nastąpić jedynie na drodze wywiewania. Zawartość lżejszego izotopu jako bardziej podatnego na wywiewanie powinna być, jak wynika z założenia, dużo mniejsza niż zawartość cięższego. Naukowcy porównując proporcje tych izotopów oszacowali, że Mars mógł stracić nawet 95% swojej atmosfery.

Film obrazujący proces rozbijania cząsteczek gazu atmosfery Marsa przez promieniowanie jonizujące w postaci wiatru słonecznego

 

Przyszłość, czyli Elon, inżynieria planetarna  i bomby termojądrowe

 Idea terraformowania Marsa nie jest już  fantastyką naukową, a realną perspektywą. Niezależnie od szczegółów technicznych, atmosfera Czerwonej Planety będzie musiała stać się cieplejsza, gęstsza i bogatsza w tlen, by mogli nią oddychać ludzie. Grubsza atmosfera złożona z gazów cieplarnianych, jak dwutlenek węgla (którego olbrzymie pokłady są uwięzione w czapach polarnych globu), umożliwiłaby zatrzymywanie energii słonecznej, a co za tym idzie ocieplenie klimatu. Ponieważ wzrost temperatury pociągałby za sobą wzrost stężenia tych gazów, wszystkie procesy wzajemnie by się napędzały.

Kriosfera Marsa skrywa odpowiedzi na pytania dotyczące jego przeszłości. Jak powstały te pokłady lodu? Czy klimat na Marsie był kiedyś taki jaki mamy obecnie na Ziemi i jeśli tak, to w jaki sposób możemy przywrócić ten stan? Odpowiedzi na te pytania są kluczowe dla ludzkości, która aspiruje do miana gatunku multiplanetarnego.

 

Źródła:

*NASA: Curiosity Rover Mission; Rover Environmental Monitoring Station (REMS) Data; The Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN) mission;  Mars Climate Orbiter; Mars Climate Modeling Center

*Urania – Postępy Astronomii : Mars

*Climatecentral.org

*Artykuły „Nature”  (dostępne na Google Scholar po wpisaniu tytułu)

Mars: The devil is in the dust

Snowstorms on Mars : Nature Geoscience : Nature Research

Mars volatile and climate history

Weather and climate on Mars

* „Czas Marsa. Dlaczego i w jaki sposób musimy skolonizować Czerwoną Planetę” Robert Zubrin, Richard Wagner

 

Autorka: Navyblue

navyblue Edytor
Popularyzator sektora kosmicznego w Polsce. Udzielam się głównie na tematy załogowej eksploracji kosmosu, kolonizacji Marsa oraz nowinek astrofizycznych.
4