Atmosféra Marsu

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

{| class="wikitable" align="right" | colspan="2" | [[Soubor:Mars atmosphere.jpg|200px|center|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 [[Parts per million|ppm]] |- | [[Krypton]] | 300 [[Parts per billion|ppb]] |- | [[Formaldehyd]] | 130 ppb<ref>http://www.pfs-results.it/</ref> |- | [[Xenon]] | 80 ppb |- | [[Ozon|Ozón]] | 30 ppb |- | [[Metan]] | 10,5 ppb |} '''Atmosféra Marsu''' je [[plyn]]ný obal nacházející se okolo planety [[Mars (planeta)|Mars]]. Je velmi řídká, není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi [[Povrch Marsu|povrchem]] a okolním prostorem, což má za následek velké tepelné rozdíly během dne a noci. Tlak na povrchu se pohybuje mezi 600 a 1&nbsp;000&nbsp;Pa (s extrémy 30&nbsp;Pa na vrcholku [[Olympus Mons]] až 1&nbsp;155&nbsp;Pa v oblasti [[Hellas Planitia]]). Je to přibližně 100 až 150krát méně než na povrchu Země, odpovídá to tlaku zhruba ve výšce 30&nbsp;km nad zemským povrchem (průměrný tlak na povrchu Země je 101,3 k[[Pascal|Pa]]). 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 [[Sublimace|sublimuje]] a vrací se do atmosféry. == Složení atmosféry == Atmosféra je tvořena převážně z [[oxid uhličitý|oxidu uhličitého]] (95,32 %), dále obsahuje: [[dusík]] (2,7 %), [[argon]] (1,6 %), [[kyslík]] (0,13 %), [[oxid uhelnatý]] (0,07 %) a [[vodní pára|vodní páry]] (0,03 %)<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marsatmos.html | titul=Encyclopedia of science; Mars, atmosphere | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> (vznikající sublimací z [[Polární čepičky Marsu|polárních čepiček]]). Mezi ostatní plyny vyskytující se v atmosféře se pak ještě řadí [[neon]], [[krypton]], [[xenon]], [[Ozon|ozón]] a [[Methan|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<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2004/10/1007_041007_mars_methane.html | titul=National Geographic News, Does Mars Methane Indicate Life Underground? od Stefana Lovgrena | datum přístupu=2007-08-19}}</ref>). Jelikož je možné na povrchu planety pozorovat množství sopek, předpokládá se, že část atmosféry vznikla jako důsledek uvolňování [[sopečné plyny|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 Marsu|polární čepičky]]. Během léta část oxidu uhličitého začne opět [[sublimace|sublimovat]] do atmosféry, kde zvětšuje svůj podíl. [[Soubor:Mars-clouds.jpg|thumb|left|Mračna v atmosféře]] === Argon === Dalším významným plynem v atmosféře je [[inertní plyn|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. [[Umělá družice|Satelitní]] data ukazují, že k tomuto poklesu a nárůstu dochází periodicky v oblastech [[Severní polární čepička Marsu|severního]] a jižního pólu v závislosti na změně [[Roční období Marsu|ročního období]]. Procentuální obsah argonu může díky zmenšení obsahu oxidu uhličitého dosáhnout až 30 %.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/publi/forget_science2004.pdf | titul=Francois Forgot - Alien Weather at the Poles of Mars | datum přístupu=2007-02-25}}</ref> === 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 - [[vulkanismus|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]] [[ESA|evropská]] sonda [[Mars Express]] potvrdila výskyt metanu v atmosféře,<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMZ0B57ESD_index_0.html | titul=Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere | datum přístupu=2007-09-26}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/303/5666/1953 | titul=Life or Volcanic Belching on Mars? | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> který byl dříve předpovězen na základě pozorování [[United Kingdom Infrared Telescope]] na [[Havaj]]i a telekosopu [[Gemini South]] v [[Chile]] v roce [[2003]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2003DPS....35.1418M&db_key=AST&data_type=HTML&format= | titul=Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> 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.<ref>{{Citace časopisu|autor = Christopher Oze and Mukul Sharma|titul=Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars|časopis = Geophysical Research Letters|ročník=32|rok=2005|strany = L10203}}</ref> === Formaldehyd === V únoru roku [[2005]] byl oznámen objev [[formaldehyd]]u 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.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nature.com/news/2005/050221/full/050221-15.html | titul=Formaldehyde claim inflames martian debate | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Část vědců zastává názor, že data ze spektrometru byla chybně interpretována.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nature.com/news/2005/050905/full/050905-10.html | titul=Martian methane probe in trouble | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> === 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.<ref name="bbc">{{Citace elektronické monografie | url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3896335.stm | titul=Ammonia on Mars could mean life | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Vědci z NASA dokonce prohlásili „''Nejsou známy žádné způsoby, jak by se mohl vyskytovat amoniak v atmosféře Marsu, která neobsahuje život''“.<ref name="bbc"/> Objevení čpavku se tak stává důležitým argumentem pro podporu hypotézy o současném [[život na Marsu|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.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nature.com/news/2004/040726/full/040726-3.html | titul=The search for life on Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Pro definitivní potvrzení či vyvrácení naměřených výsledků bude potřeba další výzkum a měření. == Členění atmosféry == [[Soubor:MarsSunset.jpg|thumb|Západ slunce viditelný z povrchu Marsu. Oproti západu na Zemi vlivem silnější [[Atmosféra Země|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&nbsp;km nad povrchem. * '''Střední vrstva''' – je oblast, kde se nachází marsovský [[jet stream]] obepínající celou planetu. Rozkládá se mezi 45 až 110&nbsp;km. * '''Vyšší vrstva''' či '''termosféra''' – v této vrstvě se nachází velmi teplá oblast, která je ohřívána přímým [[Slunce|slunečním]] teplem dopadajícím na planetu. Dochází zde k segregaci jednotlivých atmosférických plynů od sebe. Rozkládá se mezi 110 až 200&nbsp;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 [[Kolonizace Marsu|posádku na Marsu]]. Podrobný průzkum ionosféry provádí [[ESA|evropská]] sonda [[Mars Express]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.rozhlas.cz/leonardo/vesmir/_zprava/399475 | titul=První mapa ionosféry Marsu | datum přístupu=2007-11-23}}</ref> * '''Exosféra''' – je oblast, která se nachází ve vyšších oblastech nad 200 km. V této oblasti dochází k úniku plynů do [[kosmický prostor|kosmického prostoru]]. Je složité přesně určit hranici, kde atmosféra končí. === Teploty v atmosféře === Průměrná teplota u povrchu planety je okolo −56&nbsp;°C. Pro Mars jsou charakteristické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty běžně pohybují od −90 do −10&nbsp;°C, a nad nulu se dostanou jen výjimečně. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnout až +30&nbsp;°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&nbsp;km nad povrchem se nachází vrstva, která má stálou teplotu. Následně ve výšce přibližně 130&nbsp;km začíná [[ionosféra]] a vodíková [[korona]] planety dosahuje až do výšky 20&nbsp;000&nbsp;km.<ref name="čeman">{{Citace monografie | příjmení = Čeman | jméno = Róbert | odkaz na autora = Róbert Čeman | titul = Vesmír 1 Sluneční soustava | vydání = 1 | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava | místo = Bratislava | rok = 2002 | strany = 194 | isbn = 80-8067-072-2 }}</ref> 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 [[Viking 2|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&nbsp;°C<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/mars.html | titul=SEDS, Mars | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> a zadržuje okolo 30 % tepelné energie.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://euro.astrobio.net/news/print.php?sid=1762 | titul=European Astrobiology Magazine Extreme, Titan | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Výškově se atmosféra dělí na ''nižší'' (do 45&nbsp;km), ''střední'' (do 110&nbsp;km) a ''vyšší'' (nad 110&nbsp;km). == Počasí == [[Soubor:Mars dust opacities MER-B Sol 1205 to 1235.jpg|thumb|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 [[sol (Mars)|solu]]. Během zimy vzniká [[suchý led]] tvořený oxidem uhličitým, který na jaře začne sublimovat vlivem dopadajícího slunečního [[světlo|světla]]. Následně začne uvolněný oxid uhličitý měnit svojí pozici. Vlivem rychlého nárůstu dochází ke změnám [[tlak]]ů mezi pólem a [[rovník]]ovými oblastmi, které se začnou vyrovnávat vznikem silných větrů dosahujících rychlostí až 400&nbsp;km/h. Silné větry následně [[Transport (geologie)|transportují]] obrovské množství jemného materiálu v podobě [[prach]]u, což způsobuje často vznik celoplanetárních [[prachová bouře|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]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/opportunity/20041213a.html | titul=Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds | datum přístupu=2007-09-23}}</ref> === Oblačnost === [[Soubor:Victoria clouds.gif|thumb|left|Vozítko Opportunity pozorovalo mraky v atmosféře planety]] Na Marsu byla pozorována i oblačnost,<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.solarviews.com/eng/marscld.htm | titul=Solarview, Martian Clouds | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> která je nejspíše tvořena krystalky oxidu uhličitého<ref name="ESA">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMC4JZ7QQE_Life_0.html | titul=ESA Life in Space, Rare high-altitude clouds found on Mars | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> 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 [[prachová bouře|prachových bouří]], které občas dosáhnou celoplanetárního charakteru<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/mars_storm_update_011011.html | titul=Space.com, A global dust storm of massive proportions, unlike any seen since the early 1970s, now rages across Mars. | datum přístupu=2007-08-19}}</ref>, vznikají i malé vzdušné víry v podobě [[prachový vír|prašných vírů]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://science.nasa.gov/headlines/y2005/14jul_dustdevils.htm | titul=Science@NASA, The Devils of Mars | datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Během bouří mohou větry na povrchu planety dosahovat až rychlostí okolo 200&nbsp;km/h, přitom vynášejí do atmosféry značné množství drobných prachových částic (obsahujících [[magnetit]]) o velikosti 0,1&nbsp;μm až 0,01&nbsp;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&nbsp;km/hod.<ref name="čeman"/> Díky řidší atmosféře nemá vítr takovou sílu jako obdobný vítr na Zemi. Oblačnost na Marsu je tvořena většinou krystalky suchého ledu tvořeného oxidem uhličitým,<ref name="ESA" /> ale sonda Mars Global Sureyor přinesla definitivní důkazy, že některé druhy jsou tvořeny i ledovými krystalky z vody.<ref name ="ucar">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mars/exploring/MGS_water_clouds.html | titul=Mars Global Surveyor Measures Water Clouds | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> 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 [[Roční období Marsu#Jaro|jara]] a [[Roční období Marsu#léto|léta]] dochází k [[Vypařování|evaporaci]] nad oblastí čepičky, vzniku oblačnosti a jejímu přesunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznou a dopadnou na povrch v podobě ledových krystalků,<ref name ="ucar"/><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://apod.nasa.gov/apod/ap971013.html | titul=Astronomy Picture of the Day: Ice Clouds over Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> čímž dochází ke vzniku [[jinovatka|jinovatky]] tvořené zmrzlou vodou.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://mars.jpl.nasa.gov/mro/gallery/calibration/seasonalFrost.html | titul=Seasonal Frost on Mars | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Největší výskyt ledových mraků nastává mezi L_s = 40 až 150, což ukazuje na jejich sezónní výskyt.<ref name ="ucar">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.aas.org/publications/baas/v36n4/dps2004/492.htm | titul=Mars Water Ice Clouds: Small Scale Properties and Diurnal Change from Combined MOC, TES and THEMIS Measurements | datum přístupu=2007-09-26}}</ref> [[Soubor:Marian atmosphere disappearance.jpg|thumb|Ilustrace ukazuje unikání plynů z atmosféry vlivem interakce se [[sluneční vítr|slunečním větrem]]]] == Reference == <references/> == Externí odkazy == * [http://planety.astro.cz/mars/21/ Marsova atmosféra] * [http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/pressure_overview.html Mars Atmospheric Pressure (anglicky)] {{Dobrý článek}} {{Commonscat|Atmosphere of Mars}}{{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:Atmosféra|Mars]] [[Kategorie:Mars]]

Návrat na stránku „Atmosféra Marsu“.