Atmosfera Marsa

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Zdjęcie powierzchni i atmosfery Marsa z niskiej orbity, wykonane przez orbiter Viking.

Atmosfera Marsa jest bardzo cienka i rozrzedzona w porównaniu z ziemską, ciśnienie atmosferyczne wynosi od 30 Pa na wierzchołku Olympus Mons do ponad 1155 Pa przy dnie Hellas Planitia. Skład atmosfery to głównie dwutlenek węgla (95,32%), azot (2,7%) i argon (1,6%). Pozostałe 0,38% stanowią pierwiastki śladowe, wśród których znajduje się także tlen. Uważa się, że miliardy lat temu atmosfera Marsa była gęstsza i zawierała więcej tlenu niż ziemska [1].

Ciśnienie[edytuj | edytuj kod]

Ponieważ grawitacja Marsa jest prawie trzykrotnie mniejsza od ziemskiej, wysokość, na jakiej ciśnienie spada 2,72 raza (czyli o czynnik e), jest dla atmosfery tej planety prawie dwukrotnie większa, niż dla atmosfery ziemskiej, i wynosi 11 km. Ciśnienie na powierzchni 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 to 600 Pa[2]. Na Ziemi takie ciśnienie panuje na wysokości 35 km nad powierzchnią morza[3]; stanowi to mniej niż 1% ciśnienia przy powierzchni Ziemi (1013 hPa).

Według hipotezy, która tłumaczy obecność tak cienkiej atmosfery, głównym czynnikiem odpowiedzialnym za jej erozję jest wiatr słoneczny. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars miał zbyt małe rozmiary, by przez dłuższy czas utrzymać silną magnetosferę[4]. Wskutek braku pola magnetycznego o globalnym zasięgu, tory cząsteczek wiatru słonecznego nie są zakrzywiane i nie opływają planety (jak to ma miejsce na Ziemi), lecz bez trudu zderzają się z atomami gazów atmosferycznych. W wyniku tych zderzeń cząsteczki tworzące atmosferę uzyskują na tyle dużą energię kinetyczną, że mogą na zawsze zerwać więź grawitacyjną z Marsem.

Burze piaskowe[edytuj | edytuj kod]

Burza piaskowa o globalnym zasięgu, widziana przez Teleskop Hubble'a
Zawartość metanu w atmosferze Marsa

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.

Metan[edytuj | edytuj kod]

W 2003 roku dzięki obserwacjom teleskopowym odkryto w atmosferze śladowe ilości metanu, co zostało potwierdzone w marcu 2004 przez misję Mars Express Orbiter. Gaz ten jest nietrwały, co znaczy, że na planecie musi być (lub było w ciągu ostatnich kilku setek lat) jego źródło. Prawdopodobnym wyjaśnieniem może być aktywność wulkaniczna, upadki komet lub nawet istnienie mikroorganizmów produkujących metan. Gaz występuje miejscowo, co sugeruje, że jest on szybko rozkładany i nie ma czasu, żeby uzyskał jednorodne stężenie w całej atmosferze. Planuje się zbadanie obecności innych gazów towarzyszących metanowi, co pozwoli na określenie źródła jego wydzielania się. Na Ziemi metanowi powstałemu w wyniku procesów biologicznych w oceanach towarzyszy etan, podczas gdy metan będący wynikiem działalności wulkanicznej występuje razem z dwutlenkiem siarki.

Metan został wykryty w marsjańskiej atmosferze w stężeniu objętościowym około 30 ppb[5][6]; tworzy on rozszerzone pióropusze, co oznacza, że jest uwalniany z oddzielnych, niewielkich pod względem powierzchni źródeł. Podczas lata na północnej półkuli, główny pióropusz zawiera 19 000 ton metanu, a wydajność źródła szacowana jest na 0,6 kilograma na sekundę[7][8]. Profile sugerują, że mogą istnieć dwa źródła metanu, pierwsze skupione w pobliżu 30°N, 260°W, a drugie w pobliżu 0°, 310°W[7]. Czas życia metanu w atmosferze Marsa może wynosić od 4 lat ziemskich do tylko 0,6 roku ziemskiego[7][9]. Szybka wymiana gazu oznaczałaby istnienie aktywnego źródła gazu na planecie. Wśród możliwych źródeł wymienia się: aktywność wulkaniczną, upadki komet, oraz obecność metanogennych form życia. Metan może być również wytwarzany w procesie niebiologicznym nazywanym serpentynizacją, z udziałem wody, dwutlenku węgla i oliwinu, które występują na Marsie[10]. W czerwcu roku 2012 opublikowano wyniki testów laboratoryjnych z których wynikało, że metan może być produkowany w procesie naświetlania promieniami UV spadających na planetę bogatych w węgiel meteorytów[11]. Szacuje się, że Mars musi uwalniać 270 ton metanu na rok[7][12].

Obecność metanu na Marsie nie została potwierdzona przez misję Curiosity[13].

Chmury[edytuj | edytuj kod]

Innym przejawem dynamiki atmosfery Marsa, oprócz powstawania i znikania metanu, jest para wodna przemieszczająca się między biegunami, powodująca powstawanie podobnego do ziemskiego szronu i rozległych chmur pierzastych, złożonych z kryształków lodu i sfotografowanych przez pojazd Opportunity (MER-B) w roku 2004.

Zorze[edytuj | edytuj kod]

Zorze na Marsie odkryto w 2004 dzięki obserwacjom przyrządu SPICAM (nadfioletowy i podczerwony spektrometr atmosferyczny) sondy Mars Express.

W 2008 ESA stworzyło pierwszą mapę zórz na Marsie na podstawie emisji promieniowania UV. Badania podjęte przy jej opracowywaniu sugerują, że powstają one nad regionami silniejszego pola magnetycznego. Na Marsie, który nie posiada pola magnetycznego o zasięgu globalnym, jak Ziemia, takie regiony związane są zaleganiem dużych ilości namagnesowanych skał. Skutkuje to istnieniem wielu małych punktów o silniejszym polu, rozsianych po całym globie.

Mechanizm przyspieszania elektronów do energii wystarczających do wywołania zórz pozostaje nieznany. Wiąże się on najpewniej z wiatrem słonecznym. Zorze na Marsie są prawdopodobnie za słabe, aby mogły być zauważone z powierzchni planety.

Przyszłość[edytuj | edytuj kod]

Rozważa się (zwłaszcza w futurologii i fantastyce naukowej) ideę terraformowania Marsa. Niezależnie od szczegółów technicznych, atmosfera Czerwonej Planety będzie musiała stać się cieplejsza, gęściejsza i bogatsza w tlen, by mogli nią oddychać ludzie. Grubsza atmosfera złożona z gazów cieplarnianych, jak dwutlenek węgla, 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[14].

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  1. Mars Daily Mars Express Observes Aurorae On The Red Planet – Mars Daily
  2. Planet Gobbling Dust Storms – Science @ NASA

Przypisy

  1. Mars Atmosphere was Oxygen-Rich 4 Billion Years Ago
  2. Alexander A. Bolonkin: Artificial Environments on Mars. Springer Berlin Heidelberg, 2009, s. 599–625. ISBN 9783642036293.
  3. Atkinson, Nancy: The Mars Landing Approach: Getting Large Payloads to the Surface of the Red Planet. 17.07.2007. [dostęp 2010-11-20].
  4. Mars zbyt mały by utrzymać życie
  5. V. Formisano, S. Atreya, T. Encrenaz, N. Ignatiev i inni. Detection of Methane in the Atmosphere of Mars. „Science”. 306, s. 1758–1761, 2004. doi:10.1126/science.1101732. PMID 15514118. 
  6. Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere. , 30 marca 2004. ESA. [dostęp 2010-11-20]. 
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 Michael J. Mumma. Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003. „Science”. 323 (5917), s. 1041–1045, 20.02.2009. doi:10.1126/science.1165243. PMID 19150811. 
  8. Eric Hand. Plumes of methane identified on Mars. , 21.10.2008. Nature News. [dostęp 2010-11-20]. 
  9. Lefèvre Franck. Observed variations of methane on Mars unexplained by known atmospheric chemistry and physics. „Nature”. 460 (7256), s. 720–723, 6.08.2009. doi:10.1038/nature08228. PMID 19661912. [dostęp 2010-11-20]. 
  10. C. Oze, M. Sharma. Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars. „Geophysical Research Letters”. 32, s. L10203, 2005. doi:10.1029/2005GL022691. 
  11. Keppler, Frank, Vigano, Ivan, McLeod, Andy, Ott, Ulrich i inni. Ultraviolet-radiation-induced methane emissions from meteorites and the Martian atmosphere. „Nature”. 486 (7401), s. 93-96, 2012. doi:10.1038/nature11203. 
  12. Vladimir A. Krasnopolsky. Some problems related to the origin of methane on Mars. „Icarus”. 180 (2), s. 359–367, luty 2005. doi:10.1016/j.icarus.2005.10.015. 
  13. http://www.astrobio.net/pressrelease/5697/curiosity-finds-no-methane-on-mars Curiosity Finds No Methane on Mars
  14. Zubrin, Robert M. & McKay, Christopher P. (1997). Technological Requirements for Terraforming Mars. Journal of the British Interplanetary Society, 50, 83. [dostęp 2009-06-09]