Каква е температурата на Марс? Температура на планетите от Слънчевата система. Сезони на Марс

Планетата Марс има екваториален диаметър от 6787 км, т.е. 0,53 от земния. Полярният диаметър е малко по-малък от екваториалния диаметър (6753 km) поради полярната компресия, равна на 1/191 (срещу 1/298 за Земята). Марс се върти около оста си почти по същия начин като Земята: периодът на въртене е 24 часа. 37 мин. 23 секунди, което е само 41 минути. 19 сек. по-дълъг периодвъртене на Земята. Оста на въртене е наклонена спрямо орбиталната равнина под ъгъл 65°, почти равен на ъгъла на наклона на земната ос (66°.5). Това означава, че смяната на деня и нощта, както и смяната на сезоните на Марс протичат почти по същия начин, както на Земята. Има също климатични зони, подобни на тези на Земята: тропически (ширина на тропиците ±25°), две умерени и две полярни (шир. полярни кръгове±65°).

Въпреки това, поради разстоянието на Марс от Слънцето и разредената атмосфера на планетата, климатът на планетата е много по-суров от този на Земята. Годината на Марс (687 земни или 668 марсиански дни) е почти два пъти по-дълга от земната, което означава, че сезоните продължават по-дълго. Поради големия ексцентрицитет на орбитата (0,09), продължителността и характерът на сезоните на Марс са различни в северното и южното полукълбо на планетата.

Така в северното полукълбо на Марс лятото е дълго, но прохладно, а зимата е кратка и мека (по това време Марс е близо до перихелия), докато в южното полукълбо лятото е кратко, но топло, а зимата е дълга и сурова . На диска на Марс още в средата на 17 век. се наблюдават тъмни и светли участъци. През 1784г

В. Хершел обърна внимание на сезонните промени в размера на белите петна на полюсите (полярните шапки). През 1882 г. италианският астроном Г. Скиапарели съставя подробна картаМарс и даде система от имена за детайлите на неговата повърхност; подчертавайки сред тъмните петна „море“ (на латински mare), „езера“ (lacus), „заливи“ (sinus), „блата“ (palus), „проливи“ (freturn), „извори“ (fens), „ носове" (promontorium) и "региони" (regio). Всички тези термини, разбира се, бяха чисто условни.

Температурният режим на Марс изглежда така. През деня близо до екватора, ако Марс е близо до перихелия, температурата може да се повиши до +25°C (около 300°K). Но до вечерта пада до нула и по-ниско, а през нощта планетата се охлажда още повече, тъй като разредената суха атмосфера на планетата не може да задържи топлината, получена от Слънцето през деня.

Средната температура на Марс е значително по-ниска от тази на Земята - около -40° C. При най-благоприятни условия през лятото, на дневната половина на планетата въздухът се затопля до 20° C - напълно приемлива температура за жителите на Земята. Но зимна нощстудът може да достигне до -125° C. При зимни температури дори въглеродният диоксид замръзва, превръщайки се в сух лед. Такива внезапни температурни промени се дължат на факта, че тънката атмосфера на Марс не е в състояние да задържа топлина за дълго време. Първите измервания на температурата на Марс с помощта на термометър, поставен във фокуса на рефлекторен телескоп, са извършени в началото на 20-те години. Измерванията на V. Lampland през 1922 г. дават средна температураповърхност на Марс -28°C, E. Pettit и S. Nicholson получават -13°C през 1924г. По-ниска стойност е получена през 1960 г. W. Sinton и J. Strong: -43°C. По-късно, през 50-те и 60-те години. Многобройни температурни измервания в различни точки на повърхността на Марс бяха натрупани и обобщени, в различни сезонии часове от деня. От тези измервания следва, че през деня на екватора температурата може да достигне +27°C, но до сутринта може да достигне -50°C.

Космическият кораб Viking измери температурата близо до повърхността след кацане на Марс. Въпреки факта, че по това време в южното полукълбо беше лято, температурата на атмосферата близо до повърхността сутрин беше -160 ° C, но до средата на деня се повиши до -30 ° C. Атмосферното налягане на повърхността на планетата е 6 милибара (т.е. 0,006 атмосфери). Над континентите (пустините) на Марс постоянно се носят облаци от фин прах, който винаги е по-лек от скалите, от които е образуван. Прахът също така увеличава яркостта на континентите в червените лъчи.

Под въздействието на ветрове и торнадо прахът на Марс може да се издигне в атмосферата и да остане в нея за доста дълго време. Силни прашни бури са наблюдавани в южното полукълбо на Марс през 1956, 1971 и 1973 г. Както показват спектралните наблюдения в инфрачервените лъчи, основният компонент в атмосферата на Марс (както и в атмосферата на Венера) е въглеродният диоксид (CO3). Дългосрочните търсения на кислород и водна пара отначало не дадоха надеждни резултати, а след това беше установено, че в атмосферата на Марс няма повече от 0,3% кислород.

Планетата Марс, подобно на друга близка съседка на Земята – Венера, е била подложена най-много внимателно проучванеастрономи. Видимо с невъоръжено око, от древни времена е обвито в мистерия, легенди и предположения. И днес знаем далеч не всичко за Червената планета, но много информация, получена в продължение на векове на наблюдения и проучвания, разсея някои митове и помогна на хората да разберат много от процесите, протичащи на този космически обект. Температурата на Марс, съставът на неговата атмосфера, характеристиките на орбиталното движение след усъвършенстването на техническите методи за изследване и началото космическа ерауспя да премине от категорията на предположенията към ранга безспорни факти. Въпреки това много данни както за толкова близък, така и за толкова далечен съсед все още трябва да бъдат обяснени.

Четвърто

Марс се намира един път и половина по-далеч от Слънцето, отколкото нашата планета (разстоянието се оценява на 228 милиона километра). По този параметър той се нарежда на четвърто място. Отвъд орбитата на Червената планета се намира Главният астероиден пояс и „домейнът“ на Юпитер. Той обикаля звездата ни за около 687 дни. В същото време орбитата на Марс е силно удължена: неговият перихелий се намира на разстояние 206,7, а афелият му е 249,2 милиона км. А денят тук продължава само почти 40 минути по-дълго, отколкото на Земята: 24 часа и 37 минути.

братче

Марс принадлежи към планетите от земен тип. Основните вещества, изграждащи структурата му, са метали и силиций. Сред подобни обекти по своите размери той е само пред Меркурий. Диаметърът на Червената планета е 6786 километра, което е около половината от този на Земята. Марс обаче е 10 пъти по-малко масивен от нашия космически дом. Площта на цялата повърхност на планетата е малко по-голяма от площта на земните континенти заедно, с изключение на необятността на Световния океан. Плътността тук също е по-ниска - само 3,93 kg/m3.

Търсене на живот

Въпреки очевидната разлика между Марс и Земята, за дълго времесмяташе се за жизнеспособен кандидат за обитаема планета. Преди началото на космическата ера учените, наблюдаващи червеникавата повърхност на това космическо тяло през телескоп, периодично откриваха признаци на живот, които обаче скоро намериха по-прозаично обяснение.

С течение на времето условията, при които поне най-простите организми могат да се появят извън Земята, бяха ясно определени. Те включват определени температурни параметри и наличието на вода. Много изследвания на Червената планета имаха за цел да открият дали там се е развил подходящ климат и, ако е възможно, да открият следи от живот.

Температура на Марс

Червената планета е негостоприемен свят. Значително разстояние от Слънцето значително влияе климатични условиятова космическо тяло. Температурите на Марс по Целзий варират средно от -155º до +20º. Тук е много по-студено, отколкото на Земята, тъй като Слънцето, разположено един път и половина по-далеч, затопля повърхността наполовина по-малко. Тези не най-благоприятни условия се утежняват от разредената атмосфера, която е силно пропусклива за радиация, за която е известно, че е разрушителна за всички живи същества.

Подобни факти свеждат до минимум шансовете за намиране на следи от съществуващи или някога изчезнали организми на Марс. По този въпрос обаче все още не е поставена точка.

Определящи фактори

Температурата на Марс, както и на Земята, зависи от положението на планетата спрямо звездата. Максималната му стойност (20-33º) се наблюдава през деня близо до екватора. Минималните стойности (до -155º) се достигат близо до Южен полюс. Цялата територия на планетата се характеризира със значителни температурни колебания.

Тези различия засягат и двете климатични особеностиМарс и на него външен вид. Основната характеристика на повърхността му, забележима дори от Земята, са полярните шапки. В резултат на значително нагряване през лятото и охлаждане през зимата те претърпяват забележими промени: или намаляват, докато почти напълно изчезнат, след което отново се увеличават.

Има ли вода на Марс?

Когато лятото започне в едно полукълбо, съответната полярна шапка започва да намалява по размер. Поради ориентацията на оста на планетата, когато се приближава до точката на перихелия, южната половина е обърната към Слънцето. В резултат на това лятото тук е малко по-горещо и полярната шапка изчезва почти напълно. На север този ефект не се наблюдава.

Промените в размера на полярните шапки накараха учените да вярват, че те се състоят не изцяло от обикновен лед. Събраните до момента данни ни позволяват да предположим, че въглеродният диоксид играе важна роля в тяхното образуване, което големи количествасъдържа атмосферата на Марс. През студения сезон температурата тук достига точка, при която обикновено се превръща в така наречения сух лед. Той е този, който започва да се топи с пристигането на лятото. Водата, според учените, също присъства на планетата и съставлява онази част от полярните шапки, която остава непроменена дори при повишаване на температурата (нагряването не е достатъчно, за да изчезне).

В същото време планетата Марс не може да се похвали с наличието на основния източник на живот в течно състояние. Дълго време надеждата за откриването му се вдъхваше от участъци от релефа, които много приличаха на речни корита. Все още не е напълно ясно какво може да доведе до тяхното образуване, ако на Червената планета никога не е имало течна вода. Атмосферата на Марс свидетелства в полза на "сухото" минало. Неговото налягане е толкова незначително, че точката на кипене на водата пада при необичайно ниски температури за Земята, тоест тя може да съществува тук само в газообразно състояние. Теоретично Марс можеше да има по-плътна атмосфера в миналото, но след това щяха да останат следи от нея под формата на тежки инертни газове. Засега обаче те не са открити.

Ветрове и бури

Температурата на Марс, или по-скоро нейните промени, води до бързо движение въздушни масив полукълбото, където е настъпила зимата. Ветровете в резултат достигат 170 m/s. На Земята подобни явления биха били придружени от дъждове, но Червената планета няма достатъчно водни запаси за това. Тук възникват прашни бури, толкова големи, че понякога обхващат цялата планета. През останалото време времето е почти винаги ясно (необходима е и вода, за да се образува значително количество облаци) и въздухът е много чист.

Въпреки сравнително малкия размер на Марс и непригодността му за живот, учените възлагат големи надежди на него. Тук в бъдеще се планира да бъдат разположени бази за добив на минерални ресурси и внедряване на различни научна дейност. Трудно е да се каже колко реалистични са подобни проекти, но непрекъснатото развитие на технологиите показва, че човечеството скоро ще може да реализира най-смелите идеи.

Марс вече е сух и студен климат(вляво), но в ранните етапи от еволюцията на планетата най-вероятно е имало течна вода и плътна атмосфера (вдясно).

Учене

История на наблюденията

Текущи наблюдения

Времето

температура

Средната температура на Марс е значително по-ниска от тази на Земята: −63°C. Тъй като атмосферата на Марс е много разредена, тя не изглажда ежедневните колебания в повърхностната температура. При най-благоприятните условия през лятото в дневната половина на планетата въздухът се затопля до 20 ° C (а на екватора - до +27 ° C) - напълно приемлива температура за жителите на Земята. Максимална температуратемпературата на въздуха, регистрирана от марсохода Spirit, беше +35 °C. Но зиматаПрез нощта студът може да достигне дори на екватора от −80 °C до −125 °C, а на полюсите нощната температура може да падне до −143 °C. Дневните температурни колебания обаче не са толкова значителни, колкото на безатмосферната Луна и Меркурий. На Марс има температурни оазиси, в районите на езерото Феникс (слънчевото плато) и земя на НойТемпературната разлика варира от −53°С до +22°С през лятото и от −103°С до −43°С през зимата. По този начин Марс е много студен свят, климатът там е много по-суров от този на Антарктида.

Атмосферно налягане

Атмосферата на Марс е по-разредена от въздушната обвивка на Земята и се състои от повече от 95% въглероден диоксид, а съдържанието на кислород и вода е част от процента. Средното атмосферно налягане на повърхността е средно 0,6 kPa или 6 mbar, което е 160 по-малко от земното или равно на земното на височина почти 35 km от земната повърхност). Атмосферно наляганепретърпява силни дневни и сезонни промени.

Облаци и валежи

В марсианската атмосфера няма повече от една хилядна от процента водна пара, но според резултатите от скорошни (2013) проучвания това все още е повече, отколкото се смяташе досега, и повече, отколкото в горните слоеве на земната атмосфера , а при ниско налягане и температура е в състояние, близко до насищане, така че често се събира в облаци. По правило водните облаци се образуват на височина 10-30 km над повърхността. Те са съсредоточени главно на екватора и се наблюдават почти през цялата година. Облаци, наблюдавани на високи ниваатмосфера (повече от 20 km), се образуват в резултат на кондензация на CO 2 . Същият процес е отговорен за образуването на ниски (на надморска височина под 10 km) облаци в полярните региони през зимата, когато атмосферната температура падне под точката на замръзване на CO 2 (-126 °C); през лятото се образуват подобни тънки образувания от лед H 2 O

Образуванията с кондензационен характер също са представени от мъгла (или мъгла). Те често стоят над низини - каньони, долини - и на дъното на кратери през студения сезон.

В атмосферата на Марс могат да възникнат снежни бури. През 2008 г. марсоходът Феникс наблюдава виргу в полярните региони - валежи под облаците, които се изпаряват, преди да достигнат повърхността на планетата. Според първоначалните оценки количеството на валежите във Вирга е било много малко. Въпреки това, скорошно (2017) моделиране на Марсиан атмосферни явленияпоказа, че в средните ширини, където има редовен цикъл на ден и нощ, облаците се охлаждат рязко след залез слънце и това може да доведе до снежни бури, по време на които скоростите на частиците могат действително да достигнат 10 m/s. Учените признават, че силните ветрове в комбинация с ниска облачност (обикновено марсианските облаци се образуват на височина 10-20 км) могат да доведат до падане на сняг върху повърхността на Марс. Това явление е подобно на земните микровзривове - шквалове от низходящ вятър със скорост до 35 m/s, често свързани с гръмотевични бури.

Сняг наистина беше наблюдаван няколко пъти. И така, през зимата на 1979 г. в района на кацане на Viking-2 падна тънък слой сняг, който остана няколко месеца.

Прашни бури и торнадо

Характерна особеност на атмосферата на Марс е постоянното присъствие на прах, частиците от който са с размер около 1,5 mm и се състоят главно от железен оксид. Ниската гравитация позволява дори тънки въздушни течения да издигат огромни облаци прах на височина до 50 км. А ветровете, които са едно от проявленията на температурните разлики, често духат над повърхността на планетата (особено в края на пролетта - началото на лятото в южното полукълбо, когато температурната разлика между полукълбата е особено рязка) и скоростта им достига 100 m/s. По този начин се образуват обширни прашни бури, наблюдавани дълго време под формата на отделни жълти облаци, а понякога и под формата на непрекъснат жълт воал, покриващ цялата планета. Най-често прашните бури се случват в близост до полярните шапки; продължителността им може да достигне 50-100 дни. Слаба жълта мъгла в атмосферата обикновено се наблюдава след големи прашни бури и лесно се открива чрез фотометрични и поляриметрични методи.

Прашни бури, ясно видими на снимки, направени от орбитални апарати, се оказаха едва забележими, когато се снимаха от спускаеми модули. Преминаването на прашни бури в местата за кацане на тези космически станциие записано само от внезапна промянатемпература, налягане и много леко потъмняване на общия фон на небето. Слоят прах, който се е утаил след бурята в близост до местата за кацане на викингите, възлиза само на няколко микрометра. Всичко това показва доста ниска носеща способност на марсианската атмосфера.

От септември 1971 г. до януари 1972 г. на Марс се случи глобална прашна буря, която дори попречи на заснемането на повърхността от сондата Mariner 9. Масата на праха в атмосферния стълб (с оптична дълбочина от 0,1 до 10), оценена през този период, варира от 7,8⋅10 -5 до 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Така общото тегло на праховите частици в атмосферата на Марс по време на глобалните прашни бури може да достигне до 10 8 - 10 9 тона, което е сравнимо с общ бройпрах вътре земна атмосфера.

Въпрос относно наличието на вода

За стабилно съществуване чиста водав течно състояние температура ИПарциалното налягане на водните пари в атмосферата трябва да е над тройната точка на фазовата диаграма, докато сега те са далеч от съответните стойности. Наистина, изследване, проведено от космическия кораб Mariner 4 през 1965 г., показа, че в момента няма течна вода на Марс, но данните от марсоходите Spirit и Opportunity на НАСА показват наличието на вода в миналото. На 31 юли 2008 г. ледена вода беше открита на Марс на мястото на кацане. космически корабНАСА Феникс. Устройството откри ледени отлагания директно в земята. Има няколко факта в подкрепа на твърдението, че водата е присъствала на повърхността на планетата в миналото. Първо бяха открити минерали, които могат да се образуват само в резултат на продължително излагане на вода. Второ, много стари кратери са практически изтрити от лицето на Марс. Съвременната атмосфера не би могла да причини такова разрушение. Проучване на скоростта на образуване и ерозия на кратерите позволи да се установи, че вятърът и водата са ги унищожили най-силно преди около 3,5 милиарда години. Много дерета са приблизително на същата възраст.

НАСА обяви на 28 септември 2015 г., че в момента на Марс съществуват сезонни потоци от течна солена вода. Тези образувания се проявяват в топло времегодини и изчезват – в студа. Планетарните учени стигнаха до своите заключения, като анализираха висококачествени изображения, получени от научния инструмент High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) на Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

На 25 юли 2018 г. беше публикуван доклад за откритието, базиран на изследване на радара MARSIS. Работата показа наличието на подледниково езеро на Марс, разположено на дълбочина 1,5 км под леда на Южната полярна шапка (на Планум Австралия), широк около 20 км. Това стана първото известно постоянно водно тяло на Марс.

Сезони

Както на Земята, така и на Марс има смяна на сезоните поради наклона на оста на въртене към орбиталната равнина, така че през зимата полярната шапка расте в северното полукълбо и почти изчезва в южното полукълбо и след шест месеца полукълба сменят местата си. Освен това, поради доста големия ексцентрицитет на орбитата на планетата в перихелий ( зимно слънцестоенев северното полукълбо) получава до 40% повече слънчева радиация, отколкото в афелия, а в северното полукълбо зимите са къси и относително умерени, а летата са дълги, но прохладни, в южното полукълбо, напротив, летата са къси и относително топли, а зимите са дълги и студени. В тази връзка южната шапка през зимата нараства до половината от разстоянието полюс-екватор, а северната - само до една трета. Когато лятото започне на един от полюсите, въглеродният диоксид от съответната полярна шапка се изпарява и навлиза в атмосферата; ветровете го отнасят до противоположната шапка, където отново замръзва. По този начин възниква цикълът на въглероден диоксид, който заедно с различни размериПолярните ледени шапки причиняват промяна на налягането в атмосферата на Марс, докато тя обикаля около Слънцето. Поради факта, че през зимата до 20-30% от цялата атмосфера замръзва в полярната шапка, налягането в съответната област съответно пада.

Промени във времето

Както на Земята, климатът на Марс претърпя дългосрочни промени и в ранните етапи от еволюцията на планетата беше много различен от това, което е днес. Разликата е в това главна роляв цикличните промени в климата на Земята играят роля промените в ексцентрицитета на орбитата и прецесията на оста на въртене, докато наклонът на оста на въртене остава приблизително постоянен поради стабилизиращия ефект на Луната, докато Марс, без такива голям сателит, може да претърпи значителни промени в наклона на своята ос на въртене. Изчисленията показват, че наклонът на оста на въртене на Марс, която сега е 25° – приблизително същата стойност като тази на Земята – е бил 45° в близкото минало и в мащаб от милиони години може да варира от 10° до 50°.

Марс е по-далеч от Слънцето, отколкото Земята, така че, както бихте очаквали, температурите на Марс са по-ниски. В по-голямата си част планетата е много студена. Единствените изключения са летни днина екватора. Дори на екватора температурите на планетата Марс падат под нулата през нощта. През летните дни през деня може да бъде около 20 градуса по Целзий, но през нощта пада до -90 C.

Орбита

Марс има силно елиптична орбита, така че температурата се променя доста, докато планетата обикаля около Слънцето. Тъй като има наклон на оста, подобен на този на Земята (25,19 на Марс и 26,27 на Земята), планетата има сезони. Добавете към това тънката атмосфера и можете да разберете защо планетата не е в състояние да задържа топлина. Марсианската атмосфера се състои от повече от 96% въглероден диоксид. Ако планетата можеше да задържи атмосфера, тогава въглеродният диоксид би предизвикал парников ефект, който би я затоплил.

Следи от водна ерозия, изображение от Mars Odyssey

Орбиталните апарати са предали изображения, които показват ерозия, причинена от течна вода. Това показва, че някога Марс е бил значително по-топъл и влажен. Ерозията не е изчезнала, защото в момента няма течна вода или тектоника на плочите, които да променят значително пейзажа. Има вятър, но не е достатъчно силен, за да промени повърхността.

Значението на топлия климат

Наличност топло времеа течната вода е важна по няколко причини. Едно от тях е, че течната вода има важноза еволюцията на живота. Някои учени все още смятат, че микробният живот съществува дълбоко под повърхността, където е по-топло и водата може да съществува в течна форма.

Колонизация

Ако хората някога колонизират планетата, те трябва да имат източници на вода. Пилотираната мисия ще отнеме около две години, а количеството на товара на борда на кораба ще бъде ограничено. Едно решение е, че водният лед може да бъде разтопен и след това пречистен, но намирането на течна вода би било още по-практично.

Температурата е малка пречка за ранно развитиечовек на планетата, докато наличието на вода е много по-значимо. Всичко, което трябва да направим, е да намерим начин да стигнем до Марс и обратно, без да се налага да прекарваме две години в тесен космически кораб.

Атмосферен състав

Атмосферата на Марс е по-разредена от въздушната обвивка на Земята и се състои от 95% въглероден диоксид, около 4% азот и аргон. В атмосферата на Марс има по-малко от 1% кислород и водни пари. Средното атмосферно налягане на повърхността е 160 пъти по-ниско от това на повърхността на Земята.

Масата на атмосферата се променя значително през годината поради кондензацията зимно времеи изпарение през лятото, големи обеми въглероден диоксид на полюсите, в полярните шапки.

Облаци и валежи

В марсианската атмосфера има много малко водни пари, но ниско наляганеи температура е в състояние, близко до насищане, и често се събира в облаци. Марсианските облаци са доста безхарактерни в сравнение с тези на Земята.

температура

Средната температура на Марс е много по-ниска от тази на Земята - около −40°C. При най-благоприятните условия през лятото на дневната половина на планетата въздухът се затопля до 20°C – напълно приемлива температура за жителите на Земята. Но през зимна нощ студът може да достигне -125 ° C. При зимни температури дори въглеродният диоксид замръзва, превръщайки се в сух лед. Такива внезапни температурни промени се дължат на факта, че тънката атмосфера на Марс не е в състояние да задържа топлина за дълго време. В резултат на многобройни измервания на температурата в различни точки на повърхността на Марс се оказва, че през деня на екватора температурата може да достигне +27 ° C, но до сутринта пада до -50 ° C.

На Марс също има температурни оазиси; в районите на „езеро“ Феникс (слънчево плато) и земята на Ной температурната разлика варира от −53°C до +22°C през лятото и от −103°C до −43°C през зимата. Следователно Марс е много студен свят, но климатът там не е много по-суров от този в Антарктика. Когато първите снимки от повърхността на Марс, направени от Viking, бяха предадени на Земята, учените бяха много изненадани да видят, че марсианското небе не е черно, както се очакваше, а розово. Оказа се, че висящият във въздуха прах поглъща 40% от входящата слънчева светлина, създавайки цветен ефект.

Прашни бури и торнадо

Едно от проявленията на температурните разлики са ветровете. Те често духат над повърхността на планетата силни ветрове, чиято скорост достига 100 m/s. Ниската гравитация позволява дори на тънки въздушни течения да вдигат огромни облаци прах. Понякога доста големи площи на Марс са покрити с огромни прашни бури. Най-често се срещат в близост до полярните ледени шапки. Глобална прашна буря на Марс попречи на заснемането на повърхността от сондата Mariner 9. Той бушува от септември до януари 1972 г., издигайки около милиард тона прах в атмосферата на надморска височина над 10 км. Прашните бури най-често се случват в периоди на голямо противопоставяне, когато лятото в южното полукълбо съвпада с преминаването на Марс през перихелия.

Праховите дяволи са друг пример за процеси, свързани с температурата на Марс. Такива торнада са много чести явления на Марс. Те вдигат прах в атмосферата и се причиняват от температурни разлики. Причина: през деня повърхността на Марс се нагрява доста (понякога до положителни температури), но на надморска височина до 2 метра от повърхността атмосферата остава също толкова студена. Тази разлика причинява нестабилност, вдигайки прах във въздуха - което води до образуването на прахови дяволи.

Сезони

Днес е известно, че от всички планети в Слънчевата система Марс е най-подобна на Земята. Оста на въртене на Марс е наклонена към неговата орбитална равнина с приблизително 23,9°, което е сравнимо с наклона на земната ос, който е 23,4°, а марсианските дни практически съвпадат със земните – поради което, както и на Земята , сезоните се сменят. Сезонните промени са най-силно изразени в полярните региони. През зимата полярните шапки заемат значителна площ. Границата на северната полярна шапка може да се отдалечи от полюса на една трета от разстоянието до екватора, а границата на южната шапка покрива половината от това разстояние. Тази разлика се дължи на факта, че в северното полукълбо зимата настъпва, когато Марс преминава през перихелия на своята орбита, а в южното полукълбо, когато преминава през афелия. Поради това зимата в южното полукълбо е по-студена, отколкото в северното. А продължителността на всеки от четирите марсиански сезона варира в зависимост от разстоянието му от Слънцето. Следователно в марсианското северно полукълбо зимата е кратка и сравнително „умерена“, а лятото е дълго, но прохладно. На юг, напротив, лятото е кратко и сравнително топло, а зимата е дълга и студена.

С настъпването на пролетта полярната шапка започва да се „свива“, оставяйки след себе си постепенно изчезващи острови от лед. В същото време от полюсите към екватора се разпространява така наречената потъмняваща вълна. Съвременни теорииобяснява се с факта, че пролетните ветрове пренасят по меридианите големи маси почва с различни отразяващи свойства.

Очевидно никоя от капачките не изчезва напълно. Преди Марс да бъде изследван с помощта на междупланетни сонди, се предполагаше, че неговите полярни региони са покрити със замръзнала вода. По-точни съвременни наземни и космически измервания са открили състава Марсиански ледсъщо замразен въглероден диоксид. През лятото се изпарява и навлиза в атмосферата. Ветровете го отнасят до противоположната полярна шапка, където отново замръзва. Този цикъл на въглероден диоксид и различните размери на полярните шапки обясняват променливостта в налягането на марсианската атмосфера.

Релефът на повърхността на Марс е сложен и има много детайли. Пресъхнали речни корита и каньони на повърхността на Марс породиха спекулации за съществуването на напреднала цивилизация на Марс - за повече подробности вижте статията Животът на Марс.

Типичният марсиански пейзаж прилича на земна пустиня, а повърхността на Марс има червеникав оттенък поради повишеното съдържание на железни оксиди в марсианския пясък.

Връзки

Фондация Уикимедия.

2010 г.

Вижте какво е „Климатът на Марс“ в други речници:

Климат - вземете активен купон за 220 волта на Akademika или купете изгоден климат на ниска цена от разпродажба за 220 волта

Град Марса Алам Държава ЕгипетЕгипет Му ... Уикипедия

Полярната шапка на Марс ... Уикипедия Полярната шапка на Марс Хидросферата на Марс е съвкупността от водните запаси на планетата Марс, представена отводен лед

в полярните шапки на Марс, лед под повърхността и възможни резервоари от течна вода и водни разтвори на соли в горните слоеве... ... Wikipedia

- “Sands of Mars” The Sands of Mars Edition 1993, “North West” Жанр: романтика