Atmosféra Marsu

Z Multimediaexpo.cz

Nad povrchem Marsu je při bočním pohledu viditelná atmosféra (Mars Global Surveyor).
Oxid uhličitý 95,32%
Dusík 2,7%
Argon 1,6%
Kyslík 0,13%
Oxid uhelnatý 0,07%
Vodní pára 0,03%
Oxid dusnatý 0,013%
Neon 2,5 ppm
Krypton 300 ppb
Formaldehyd 130 ppb[1]
Xenon 80 ppb
Ozón 30 ppb
Metan 10,5 ppb

Atmosféra Marsu je plynný obal nacházející se okolo planety Mars. Je velmi řídká, není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi povrchem a okolním prostorem, což má za následek velké tepelné rozdíly během dne a noci.

Tlak na povrchu se pohybuje mezi 600 a 1 000 Pa (s extrémy 30 Pa na vrcholku Olympus Mons až 1 155 Pa v oblasti Hellas Planitia). Je to přibližně 100 až 150krát méně než na povrchu Země, odpovídá to tlaku zhruba ve výšce 30 km nad zemským povrchem (průměrný tlak na povrchu Země je 101,3 kPa). Podobně jako na Zemi ale dochází k sezónním změnám v atmosféře, jak se planeta přibližuje a oddaluje od Slunce. V zimě 25–30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na pólech, zatímco v létě opět sublimuje a vrací se do atmosféry.

Obsah

Složení atmosféry

Atmosféra je tvořena převážně z oxidu uhličitého (95,32 %), dále obsahuje: dusík (2,7 %), argon (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhelnatý (0,07 %) a vodní páry (0,03 %)[2] (vznikající sublimací z polárních čepiček). Mezi ostatní plyny vyskytující se v atmosféře se pak ještě řadí neon, krypton, xenon, ozón a metan (který je možným indikátorem života na Marsu, jelikož podléhá rychlému rozpadu a musí tedy existovat nějaký zdroj, který plyn v atmosféře doplňuje – možný život či sopečná aktivita[3]). Jelikož je možné na povrchu planety pozorovat množství sopek, předpokládá se, že část atmosféry vznikla jako důsledek uvolňování sopečných plynů do ní.

Oxid uhličitý

Hlavní složkou atmosféry je oxid uhličitý, který zde vytváří vlastní koloběh. Díky nízkým teplotám dochází k tomu, že oxid uhličitý v zimě zkondenzuje a dopadá na povrch ve formě sněhu. Hlavní část pevného oxidu uhličitého se pak nachází v polárních oblastech, kde tvoří polární čepičky. Během léta část oxidu uhličitého začne opět sublimovat do atmosféry, kde zvětšuje svůj podíl.

Mračna v atmosféře

Argon

Dalším významným plynem v atmosféře je netečný plyn argon podobně jako na dalších planetách. Oproti oxidu uhličitému nekondenzuje, což vede k tomu, že jeho obsah v atmosféře je konstantní. Na druhou stranu koncentrace argonu se v lokálním měřítku mění v závislosti na změnách obsahu oxidu uhličitého. Pokud dochází k sublimaci oxidu uhličitého do atmosféry, procentuální koncentrace argonu v atmosféře klesá a naopak. Satelitní data ukazují, že k tomuto poklesu a nárůstu dochází periodicky v oblastech severního a jižního pólu v závislosti na změně ročního období. Procentuální obsah argonu může díky zmenšení obsahu oxidu uhličitého dosáhnout až 30 %.[4]

Metan

V atmosféře Marsu byl objeven metan, který není schopen přetrvat v atmosféře déle než několik stovek let, což ukazuje, že se na planetě musí nacházet nějaký zdroj, který by jeho koncentraci doplňoval. Spekuluje se o dvou možných zdrojích, které jsou známé z pozemských podmínek - vulkanickou aktivitu a nebo produkci biologickými pochody v podobě extrémofilních organismů. Podobné organismy jsou známé i ze Země zpracovávající vodík a oxid uhličitý za vzniku právě metanu.

V březnu 2004 evropská sonda Mars Express potvrdila výskyt metanu v atmosféře,[5][6] který byl dříve předpovězen na základě pozorování United Kingdom Infrared Telescope na Havaji a telekosopu Gemini South v Chile v roce 2003.[7]

Existuje ale i geologické vysvětlení obsahu metanu v atmosféře, které je spojeno s přeměnou minerálu olivín na serpentin za přítomnosti tekuté vody někde pod povrchem, který by mohl uvolňovat dostatečné množství plynu do atmosféry.[8]

Formaldehyd

V únoru roku 2005 byl oznámen objev formaldehydu na základě měření planetárního fourierovského spektrometru na sondě Mars Express v mnohem větším množství, než někdo předpokládal, což se použilo jako podporu teorie o mikrobiálním životu. Výsledky měření jsou ale stále předmětem mnoha vědeckých debat bez jasného výsledku.[9] Část vědců zastává názor, že data ze spektrometru byla chybně interpretována.[10]

Amoniak

Amoniak v Marsovské atmosféře je velice nestálý a je schopný setrvat pouze po dobu několika hodin, ale i přes tento rychlý rozklad amoniaku, byl tento plyn v atmosféře detekován.[11] Vědci z NASA dokonce prohlásili „Nejsou známy žádné způsoby, jak by se mohl vyskytovat amoniak v atmosféře Marsu, která neobsahuje život“.[11] Objevení čpavku se tak stává důležitým argumentem pro podporu hypotézy o současném životu na Marsu.

Na druhou stranu výsledky měření planetárního fourierovského spektrometru byly opětovně zpochybněny částí vědecké obce, která poukazuje na fakt, že spektrometr nemá dostatečné rozlišení pro schopnost rozlišit amoniak od oxidu uhličitého.[12] Pro definitivní potvrzení či vyvrácení naměřených výsledků bude potřeba další výzkum a měření.

Členění atmosféry

Západ slunce viditelný z povrchu Marsu. Oproti západu na Zemi vlivem silnější atmosféry je západ na Marsu rozdílný

Obdobně jako na Zemi, i atmosféra Marsu se dá vertikálně rozčlenit na několik vrstev, ve kterých se projevují rozdílné vlastnosti atmosféry, či ve kterých dochází ke změně teploty.

  • Nižší vrstva – je poměrně teplá vrstva, která je ohřívána zachyceným zářením prachu v atmosféře a teplem uvolňovaným z povrchu. Rozkládá se přibližně do 45 km nad povrchem.
  • Střední vrstva – je oblast, kde se nachází marsovský jet stream obepínající celou planetu. Rozkládá se mezi 45 až 110 km.
  • Vyšší vrstva či termosféra – v této vrstvě se nachází velmi teplá oblast, která je ohřívána přímým slunečním teplem dopadajícím na planetu. Dochází zde k segregaci jednotlivých atmosférických plynů od sebe. Rozkládá se mezi 110 až 200 km nad povrchem. Mezi výškou 110 až 130 km se nachází marsovská ionosféra, kde dochází k štěpení atomů vlivem slunečního záření. Oproti pozemské ionosféře je marsovská slabší a prochází přes ní více nebezpečného záření na povrch, což by mohl být problém pro případnou posádku na Marsu. Podrobný průzkum ionosféry provádí evropská sonda Mars Express.[13]
  • Exosféra – je oblast, která se nachází ve vyšších oblastech nad 200 km. V této oblasti dochází k úniku plynů do kosmického prostoru. Je složité přesně určit hranici, kde atmosféra končí.

Teploty v atmosféře

Průměrná teplota u povrchu planety je okolo −56 °C. Pro Mars jsou charakteristické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty běžně pohybují od −90 do −10 °C, a nad nulu se dostanou jen výjimečně. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnout až +30 °C. I přes tyto občasně příznivé teploty nemůže na povrchu existovat kapalná voda. Voda by se okamžitě začala vypařovat vlivem nízkého tlaku. Ve výšce okolo 40 až 50 km nad povrchem se nachází vrstva, která má stálou teplotu. Následně ve výšce přibližně 130 km začíná ionosféra a vodíková korona planety dosahuje až do výšky 20 000 km.[14]

Podrobné znalosti o složení atmosféry, jejich změnách a o dlouhodobějším klimatu byly získány na základě několika sond, které na povrchu přistály (např. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atd.), či které zkoumaly atmosféru z orbity. Na základě měření se zjistilo, že i na Marsu panuje skleníkový efekt, který otepluje planetu přibližně o 5 °C[15] a zadržuje okolo 30 % tepelné energie.[16] Výškově se atmosféra dělí na nižší (do 45 km), střední (do 110 km) a vyšší (nad 110 km).

Počasí

Prachová bouře tak jak ho pozorovalo vozítko Opportunity v roce 2007

Na střídání ročních období je založeno i počasí na Marsu. Hlavní složku v tomto procesu hrají polární oblasti. Během zimy na Marsu dochází v oblasti pólu k obdobným jevům jako na Zemi. Oblast pólu je vystavena permanentní tmě (tzv. polární noc) po určitou část solu. Během zimy vzniká suchý led tvořený oxidem uhličitým, který na jaře začne sublimovat vlivem dopadajícího slunečního světla. Následně začne uvolněný oxid uhličitý měnit svojí pozici. Vlivem rychlého nárůstu dochází ke změnám tlaků mezi pólem a rovníkovými oblastmi, které se začnou vyrovnávat vznikem silných větrů dosahujících rychlostí až 400 km/h. Silné větry následně transportují obrovské množství jemného materiálu v podobě prachu, což způsobuje často vznik celoplanetárních prachových bouří.

Díky těmto větrům dochází také k transportu vodní páry, která se často shlukuje v mracích typu cirrus. Tyto mraky byly vyfotografovány vozítkem Opportunity v roce 2004.[17]

Oblačnost

Soubor:Victoria clouds.gif
Vozítko Opportunity pozorovalo mraky v atmosféře planety

Na Marsu byla pozorována i oblačnost,[18] která je nejspíše tvořena krystalky oxidu uhličitého[19] vznikajících ve výšce okolo zhruba patnácti kilometrů. Vyjma oblačnosti se zde projevují i další procesy napovídající, že i na Marsu panují procesy měnícího se počasí. Vedle počasí je atmosféra planety také dějištěm častých prachových bouří, které občas dosáhnou celoplanetárního charakteru[20], vznikají i malé vzdušné víry v podobě prašných vírů.[21] Během bouří mohou větry na povrchu planety dosahovat až rychlostí okolo 200 km/h, přitom vynášejí do atmosféry značné množství drobných prachových částic (obsahujících magnetit) o velikosti 0,1 μm až 0,01 mm. Protože magnetit má větší schopnost pohlcovat modré světlo než červené, atmosféra se při pohledu z planety zdá žlutavá, či při východu/západu Slunce červená. Proces, který toto způsobuje je složitější než Rayleighův rozptyl, který je znám ze Země způsobující zde modrou barvu. Průměrné rychlosti větru jsou 35 až 50 km/hod.[14] Díky řidší atmosféře nemá vítr takovou sílu jako obdobný vítr na Zemi.

Oblačnost na Marsu je tvořena většinou krystalky suchého ledu tvořeného oxidem uhličitým,[19] ale sonda Mars Global Sureyor přinesla definitivní důkazy, že některé druhy jsou tvořeny i ledovými krystalky z vody.[22] První pozorování uskutečnila již sonda Mariner 9, ale její výsledky se daly interpretovat více způsoby. Jejich vznik je spojen převážně se severní polární čepičkou, která je z větší části tvořena vodním ledem. Během marsovského jara a léta dochází k evaporaci nad oblastí čepičky, vzniku oblačnosti a jejímu přesunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznou a dopadnou na povrch v podobě ledových krystalků,[22][23] čímž dochází ke vzniku jinovatky tvořené zmrzlou vodou.[24] Největší výskyt ledových mraků nastává mezi Ls = 40 až 150, což ukazuje na jejich sezónní výskyt.[22]

Ilustrace ukazuje unikání plynů z atmosféry vlivem interakce se slunečním větrem

Reference

  1. ↑ http://www.pfs-results.it/
  2. ↑ Encyclopedia of science; Mars, atmosphere [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  3. ↑ National Geographic News, Does Mars Methane Indicate Life Underground? od Stefana Lovgrena [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  4. ↑ Francois Forgot - Alien Weather at the Poles of Mars [online]. [cit. 2007-02-25]. Dostupné online.  
  5. ↑ Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  6. ↑ Life or Volcanic Belching on Mars? [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  7. ↑ Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  8. ↑ Christopher Oze and Mukul Sharma. Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars. Geophysical Research Letters, 2005, roč. 32, s. L10203.  
  9. ↑ Formaldehyde claim inflames martian debate [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  10. ↑ Martian methane probe in trouble [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  11. ↑ 11,0 11,1 Ammonia on Mars could mean life [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  12. ↑ The search for life on Mars [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  13. ↑ První mapa ionosféry Marsu [online]. [cit. 2007-11-23]. Dostupné online.  
  14. ↑ 14,0 14,1 ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava : Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. S. 194.  
  15. ↑ SEDS, Mars [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  16. ↑ European Astrobiology Magazine Extreme, Titan [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  17. ↑ Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds [online]. [cit. 2007-09-23]. Dostupné online.  
  18. ↑ Solarview, Martian Clouds [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  19. ↑ 19,0 19,1 ESA Life in Space, Rare high-altitude clouds found on Mars [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  20. ↑ Space.com, A global dust storm of massive proportions, unlike any seen since the early 1970s, now rages across Mars. [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  21. ↑ Science@NASA, The Devils of Mars [online]. [cit. 2007-08-19]. Dostupné online.  
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Mars Global Surveyor Measures Water Clouds [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  23. ↑ Astronomy Picture of the Day: Ice Clouds over Mars [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  
  24. ↑ Seasonal Frost on Mars [online]. [cit. 2007-09-26]. Dostupné online.  

Externí odkazy


Commons nabízí fotografie, obrázky a videa k tématu
Atmosféra Marsu
Mars
    Povrch Marsu

Atmosféra • Geologie • Podnebí • Polární čepičky • Stratigrafie • Voda • Život
Seznam plání • Seznam údolí • Seznam kaňonů • Planum Boreum • Planum Australe • Vastitas Borealis • Tharsis • Olympia Undae
Seznam • Echus Montes • Elysium Planitia
Alba Patera • Albor Tholus • Arsia Mons • Ascraeus Mons • Biblis Tholus • Elysium Mons • Hecates Tholus •
Olympus Mons • Pavonis Mons • Syrtis Major • Tharsis

    Měsíce Marsu

Phobos • Deimos

     Výzkum Marsu

Kolonizace • Program Fobos • Program Viking • Mars Pathfinder • Mars Exploration Rover • Mars Orbiter Camera • HiRISE •
Hazcam • Navcam • Pancam • High Resolution Stereo Camera • Mars Hand Lens Imager • Terraformace

Seznam meteoritů z Marsu

ALH 84001 • Chassigny • Kaidun • Shergotty • Nakla

Citováno z „http://ww.multimediaexpo.cz/mmecz/index.php/Atmosf%C3%A9ra_Marsu“