Na površini Marsa temperatura varira od. temperatura na Marsu. Planete Sunčevog sistema. Promjene tokom vremena

Klima na Marsu, iako nepovoljna za život, ipak je najbliža Zemlji. Vjerovatno u prošlosti klima na Marsu moglo je biti toplije i vlažnije, a na površini je bila prisutna tekuća voda i čak je padala kiša.

Mars je najvjerovatnija meta za prvu ekspediciju s ljudskom posadom na drugu planetu.

Encyclopedic YouTube

1 / 3

✪ Klima planete Mars | Kolika je temperatura Marsa

✪ Vladimir Dovbuš: Razgovaramo o uzrocima globalnih klimatskih promjena

✪ Misteriozni Mars

Titlovi

sastav atmosfere

Atmosfera Marsa je prorijeđenija od zračne ljuske Zemlje i 95,9% se sastoji od ugljičnog dioksida, oko 1,9% dušika i 2% argona. Sadržaj kiseonika je 0,14%. Prosječni atmosferski pritisak na površini je 160 puta manji nego na površini Zemlje.

Masa atmosfere tokom godine uveliko varira zbog kondenzacije zimi i isparavanja ljeti, velikih količina ugljičnog dioksida na polovima, u polarnim kapama.

Oblačnost i padavine

U atmosferi Marsa ima vrlo malo vodene pare, ali pri niskom pritisku i temperaturi ona je u stanju blizu zasićenja i često se skuplja u oblacima. Marsovski oblaci su prilično neizražajni u poređenju sa onima na Zemlji.

Studije koje je provela svemirska sonda Mariner 4 1965. godine pokazala su da trenutno na Marsu nema tekuće vode, ali podaci NASA-inih rovera Spirit i Opportunity ukazuju na prisustvo vode u prošlosti. Dana 31. jula 2008. voda u stanju leda otkrivena je na Marsu na mjestu slijetanja NASA-ine svemirske letjelice Phoenix. Uređaj je pronašao naslage leda direktno u zemlji.

Nekoliko je činjenica u prilog tvrdnji o prisutnosti vode na površini planete u prošlosti. Prvo, pronađeni su minerali koji se mogu formirati samo kao rezultat dužeg izlaganja vodi. Drugo, vrlo stari krateri su praktično izbrisani s lica Marsa. Moderna atmosfera nije mogla izazvati takva razaranja. Proučavanje brzine formiranja i erozije kratera omogućilo je da se utvrdi da su ih vjetar i voda najviše uništili prije oko 3,5 milijardi godina. Mnogi jaruzi su približno iste starosti.

NASA je 28. septembra 2015. objavila da Mars trenutno ima sezonske tokove tečne slane vode. Ove formacije se manifestiraju u toploj sezoni i nestaju - u hladnom. Planetarni naučnici su do svojih zaključaka došli analizirajući visokokvalitetne slike dobijene naučnim instrumentom Visoke rezolucije Imaging Science Experiment (HiRISE) Marsovog orbitera Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

Temperatura

Prosječna temperatura na Marsu je mnogo niža nego na Zemlji - oko -40°C. Pod najpovoljnijim uslovima ljeti u dnevnoj polovini planete, atmosfera se zagrijava do 20 ° C - sasvim prihvatljiva temperatura za stanovnike Zemlje. Ali u zimskim noćima mraz može dostići -125°C. Na zimskim temperaturama čak se i ugljični dioksid smrzava, pretvarajući se u suhi led. Ovako oštar pad temperature uzrokovan je činjenicom da razrijeđena atmosfera Marsa nije u stanju dugo zadržati toplinu. Kao rezultat brojnih mjerenja temperatura na različitim tačkama na površini Marsa, pokazalo se da tokom dana na ekvatoru temperatura može doseći i do + 27 ° C, ali do jutra pada na -50 ° C.

Na Marsu postoje temperaturne oaze, u oblastima "jezera" Feniks (Sunčana visoravan) i Noine zemlje, temperaturna razlika je od -53°C do +22°C leti i od -103°C do - 43°C zimi. Dakle, Mars je vrlo hladan svijet, ali klima tamo nije mnogo oštrija nego na Antarktiku.

sastav atmosfere

Atmosfera Marsa je prorijeđenija od zračne ljuske Zemlje, a 95% se sastoji od ugljičnog dioksida, oko 4% dušika i argona. Kiseonik i vodena para u atmosferi Marsa su manje od 1%. Prosječni atmosferski pritisak na površini je 160 puta manji nego na površini Zemlje.

Masa atmosfere tokom godine uveliko varira zbog kondenzacije zimi i isparavanja ljeti, velikih količina ugljičnog dioksida na polovima, u polarnim kapama.

Oblačnost i padavine

U atmosferi Marsa ima vrlo malo vodene pare, ali pri niskom pritisku i temperaturi ona je u stanju blizu zasićenja i često se skuplja u oblacima. Marsovski oblaci su prilično neizražajni u poređenju sa onima na Zemlji.

Temperatura

Prosječna temperatura na Marsu je mnogo niža nego na Zemlji - oko -40°C. Pod najpovoljnijim uslovima ljeti u dnevnoj polovini planete, zrak se zagrijava do 20 ° C - potpuno prihvatljiva temperatura za stanovnike Zemlje. Ali u zimskim noćima mraz može dostići i do -125°S. Na zimskim temperaturama čak se i ugljični dioksid smrzava, pretvarajući se u suhi led. Ovako oštar pad temperature uzrokovan je činjenicom da razrijeđena atmosfera Marsa nije u stanju dugo zadržati toplinu. Kao rezultat brojnih mjerenja temperatura na različitim tačkama na površini Marsa, pokazalo se da tokom dana na ekvatoru temperatura može doseći i do + 27 ° C, ali do jutra pada na -50 ° C.

Na Marsu postoje i temperaturne oaze, u oblastima "jezera" Feniks (Sunčana visoravan) i Noine zemlje, temperaturna razlika je od -53°C do +22°C leti i od -103°C do -43 °C zimi. Dakle, Mars je vrlo hladan svijet, ali klima tamo nije mnogo oštrija nego na Antarktiku. Kada su prve fotografije površine Marsa koje je napravio Viking prenijete na Zemlju, naučnici su bili veoma iznenađeni kada su vidjeli da Marsovo nebo nije crno, kako se očekivalo, već ružičasto. Ispostavilo se da prašina koja visi u vazduhu apsorbuje 40% dolazne sunčeve svetlosti, stvarajući efekat boje.

Oluje prašine i tornada

Vjetar je jedna od manifestacija temperaturne razlike. Preko površine planete često duvaju jaki vjetrovi čija brzina dostiže 100 m/s. Niska gravitacija dozvoljava čak i rijetkim strujanjima zraka da podignu ogromne oblake prašine. Ponekad su prilično velika područja na Marsu prekrivena grandioznim olujama prašine. Najčešće se javljaju u blizini polarnih kapa. Globalna oluja prašine na Marsu spriječila je fotografiranje površine sa sonde Mariner 9. Besnio je od septembra do januara 1972. godine, podižući oko milijardu tona prašine u atmosferu na visini većoj od 10 km. Oluje prašine najčešće se javljaju u periodima velikih suprotnosti, kada se ljeto na južnoj hemisferi poklopi s prolaskom Marsa kroz perihel.

Đavoli prašine su još jedan primjer procesa povezanih s temperaturom na Marsu. Ovakva tornada su vrlo česte manifestacije na Marsu. Oni podižu prašinu u atmosferu i nastaju zbog temperaturnih razlika. Razlog: tokom dana površina Marsa se dovoljno zagrije (ponekad i do pozitivnih temperatura), ali na visini do 2 metra od površine atmosfera ostaje jednako hladna. Takav pad uzrokuje nestabilnost, podižući prašinu u zrak - kao rezultat toga nastaju đavoli prašine.

Godišnja doba

Trenutno je poznato da je od svih planeta Sunčevog sistema Mars najsličniji Zemlji. Osa rotacije Marsa je nagnuta prema njegovoj orbitalnoj ravni za otprilike 23,9°, što je uporedivo sa nagibom Zemljine ose, koji iznosi 23,4°, a marsovski dan se praktično poklapa sa Zemljinim - zbog čega, kao na Zemlji , godišnja doba se mijenjaju. Sezonske promjene su najizraženije u polarnim područjima. Zimi polarne kape zauzimaju značajno područje. Granica sjeverne polarne kape može se udaljiti od pola za trećinu udaljenosti do ekvatora, a granica južne kape prelazi polovinu ove udaljenosti. Ova razlika je uzrokovana činjenicom da na sjevernoj hemisferi zima nastupa kada Mars prolazi kroz perihel svoje orbite, a na južnoj hemisferi kada prolazi kroz afel. Zbog toga su zime na južnoj hemisferi hladnije nego na sjevernoj. A trajanje svakog od četiri godišnja doba na Marsu varira u zavisnosti od njegove udaljenosti od Sunca. Stoga su na sjevernoj hemisferi Marsa zime kratke i relativno "umjerene", a ljeta duga, ali prohladna. Na jugu su, naprotiv, ljeta kratka i relativno topla, a zime duge i hladne.

S početkom proljeća, polarna kapa počinje da se "smanjuje", ostavljajući za sobom postupno nestajuća ostrva leda. Istovremeno, takozvani val zamračenja širi se od polova prema ekvatoru. Moderne teorije to objašnjavaju činjenicom da proljetni vjetrovi nose velike mase tla duž meridijana s različitim reflektirajućim svojstvima.

Očigledno, nijedna kapa ne nestaje u potpunosti. Prije početka istraživanja Marsa uz pomoć interplanetarnih sondi, pretpostavljalo se da su njegove polarne regije prekrivene smrznutom vodom. Preciznija moderna mjerenja tla i svemira također su otkrila smrznuti ugljični dioksid u sastavu leda na Marsu. Ljeti isparava i ulazi u atmosferu. Vjetrovi ga nose na suprotnu polarnu kapu, gdje se ponovo smrzava. Ovaj ciklus ugljičnog dioksida i različite veličine polarnih kapa objašnjavaju varijabilnost pritiska atmosfere Marsa.

Reljef površine Marsa je složen i ima mnogo detalja. Osušeni kanali i kanjoni na površini Marsa dali su razlog za pretpostavke o postojanju napredne civilizacije na Marsu - za više detalja pogledajte članak Život na Marsu.

Tipičan marsovski pejzaž podsjeća na zemaljsku pustinju, a površina Marsa ima crvenkastu nijansu zbog povećanog sadržaja željeznih oksida u marsovskom pijesku.

Linkovi

Wikimedia fondacija. 2010 .

Pogledajte šta je "klima Marsa" u drugim rječnicima:

Klima - nabavite aktivni kupon od 220 volti kod akademika ili kupite povoljnu klimu po niskoj cijeni na rasprodaji od 220 volti

Grad Marsa Alama Država EgipatEgipat Mu ... Wikipedia

Polarna kapa Marsa ... Wikipedia

Marsova polarna kapa Hidrosfera Marsa je ukupnost rezervi vode planete Mars, predstavljena vodenim ledom u polarnim kapama Marsa, ledom ispod površine i mogućim rezervoarima tekuće vode i vodenih rastvora soli u gornjem dijelu slojevi ... ... Wikipedia

- "The Sands of Mars" The Sands of Mars Edition 1993, "North West" Žanr: Roman

Mapa Marsa Giovannija Schiaparellija Marsovski kanali Mreža dugih pravih linija u ekvatorijalnoj oblasti Marsa, koju je otkrio italijanski astronom Giovanni Schiaparelli tokom opozicije 1877. godine, a potvrđena kasnijim zapažanjima ... ... Wikipedia

Mars trenutno ima suvu i hladnu klimu (levo), ali je u ranim fazama evolucije planete najverovatnije imao tekuću vodu i gustu atmosferu (desno).

Studija o

Istorija posmatranja

Current Observations

Vrijeme

Temperatura

Prosječna temperatura na Marsu je mnogo niža nego na Zemlji: -63°C. Budući da je atmosfera Marsa vrlo rijetka, ne izglađuje dnevne fluktuacije površinske temperature. Pod najpovoljnijim uslovima ljeti u dnevnoj polovini planete, zrak se zagrijava do 20 ° C (a na ekvatoru - do +27 ° C) - potpuno prihvatljiva temperatura za stanovnike Zemlje. Maksimalna temperatura vazduha koju je zabeležio rover Spirit bila je +35 °C. Ali zima noću mraz može doseći čak i na ekvatoru od -80°C do -125°C, a na polovima noćne temperature mogu pasti do -143°C. Međutim, dnevne temperaturne fluktuacije nisu toliko značajne kao na Mjesecu i Merkuru bez atmosfere. Na Marsu postoje temperaturne oaze, u oblastima "jezera" Feniks (visoravan Sunca) i Nojeva zemlja temperaturna razlika je od -53°S do +22°S ljeti i od -103°S do -43°S zimi. Dakle, Mars je vrlo hladan svijet, tamo je klima mnogo oštrija nego na Antarktiku.

Atmosferski pritisak

Atmosfera Marsa je prorijeđenija od Zemljine zračne ljuske i sastoji se od više od 95% ugljičnog dioksida, dok je sadržaj kisika i vode samo djelić procenta. Prosječni pritisak atmosfere na površini je u prosjeku 0,6 kPa ili 6 mbar, što je 160 manje od zemaljskog ili jednako zemaljskom na visini od skoro 35 km od površine Zemlje). Atmosferski pritisak prolazi kroz snažne dnevne i sezonske promjene.

Oblačnost i padavine

Vodena para u atmosferi Marsa nije više od hiljaditi deo procenta, međutim, prema rezultatima nedavnih (2013.) studija, to je i dalje više nego što se mislilo, i više nego u gornjim slojevima Zemljine atmosfere, a pri niskom pritisku i temperaturi nalazi se u stanju blizu zasićenja, pa se često skuplja u oblacima. U pravilu se vodeni oblaci formiraju na visinama od 10-30 km iznad površine. Oni su koncentrisani uglavnom na ekvatoru i promatraju se gotovo tijekom cijele godine. Oblaci uočeni na visokim nivoima atmosfere (više od 20 km) nastaju kao rezultat kondenzacije CO 2 . Isti proces je odgovoran za stvaranje niskih (na visini manjoj od 10 km) oblaka u polarnim područjima zimi, kada se temperatura atmosfere spusti ispod tačke smrzavanja CO 2 (-126 °S); ljeti se od leda H 2 O formiraju slične tanke formacije

Formacije kondenzacijske prirode također su predstavljene maglom (ili izmaglicom). Često stoje iznad nizina - kanjona, dolina - i na dnu kratera u hladno doba dana.

U atmosferi Marsa mogu se pojaviti mećave. Rover Phoenix je 2008. godine primijetio virgu u polarnim regijama - padavine ispod oblaka, koje isparavaju prije nego što dostignu površinu planete. Prema prvim procjenama, stopa padavina u virgi bila je vrlo mala. Međutim, nedavno (2017) modeliranje atmosferskih fenomena na Marsu pokazalo je da se na srednjim geografskim širinama, gdje je redovna smjena dana i noći, nakon zalaska sunca, oblaci naglo hlade, a to može dovesti do snježnih oluja, tokom kojih brzine čestica zapravo mogu dosežu 10 m /sa. Naučnici pretpostavljaju da jaki vjetrovi u kombinaciji sa niskom oblačnošću (obično se oblaci na Marsu formiraju na visini od 10-20 km) mogu uzrokovati padanje snijega na površinu Marsa. Ova pojava je slična kopnenim mikrorafovima - škvadrima vjetra niz vjetar brzinama do 35 m/s, često udruženim s grmljavinom.

Snijeg je zaista više puta primijećen. Tako je u zimu 1979. tanak sloj snijega pao u zoni sletanja Viking-2, koja je ležala nekoliko mjeseci.

Oluje prašine i tornada

Karakteristična karakteristika atmosfere Marsa je stalno prisustvo prašine, čije čestice imaju veličinu reda 1,5 mm i sastoje se uglavnom od željeznog oksida. Niska gravitacija omogućava čak i razrijeđenim strujanjima zraka da podignu ogromne oblake prašine do visine do 50 km. I vjetrovi, koji su jedna od manifestacija temperaturne razlike, često duvaju po površini planete (naročito u kasno proljeće - rano ljeto na južnoj hemisferi, kada je temperaturna razlika između hemisfera posebno oštra), a njihovi brzina dostiže 100 m/s. Na taj način nastaju ogromne prašne oluje, koje se odavno uočavaju u obliku pojedinačnih žutih oblaka, a ponekad iu obliku neprekidnog žutog vela koji prekriva cijelu planetu. Najčešće se prašne oluje javljaju u blizini polarnih kapa, njihovo trajanje može doseći 50-100 dana. Slaba žuta izmaglica u atmosferi se u pravilu uočava nakon velikih prašnih oluja i lako se otkriva fotometrijskim i polarimetrijskim metodama.

Oluje prašine, koje su bile dobro uočene na slikama snimljenim sa orbitera, pokazalo se da su jedva vidljive kada se fotografišu sa lendera. Prolazak prašnih oluja na mjestima slijetanja ovih svemirskih stanica zabilježen je samo naglom promjenom temperature, pritiska i vrlo blagim zamračenjem opće pozadine neba. Sloj prašine koji se taložio nakon oluje u blizini mjesta iskrcavanja Vikinga iznosio je svega nekoliko mikrometara. Sve ovo ukazuje na prilično nisku nosivost atmosfere Marsa.

Od septembra 1971. do januara 1972. na Marsu se dogodila globalna oluja prašine, koja je čak spriječila fotografisanje površine sa sonde Mariner 9. Masa prašine u koloni atmosfere (sa optičkom debljinom od 0,1 do 10) procijenjena tokom ovog perioda kretala se u rasponu od 7,8⋅10 -5 do 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Dakle, ukupna težina čestica prašine u atmosferi Marsa u periodu globalnih oluja prašine može dostići i do 10 8 - 10 9 tona, što je srazmerno ukupnoj količini prašine u Zemljinoj atmosferi.

Pitanje dostupnosti vode

Za stabilno postojanje čiste vode u tečnom stanju, temperatura i parcijalni pritisak vodene pare u atmosferi treba da bude iznad trostruke tačke na faznom dijagramu, dok su sada daleko od odgovarajućih vrednosti. Zaista, studije koje je provela svemirska letjelica Mariner 4 1965. godine pokazale su da na Marsu trenutno nema tekuće vode, ali podaci NASA-inih rovera Spirit i Opportunity ukazuju na prisustvo vode u prošlosti. Dana 31. jula 2008. voda u stanju leda otkrivena je na Marsu na mjestu slijetanja NASA-ine svemirske letjelice Phoenix. Uređaj je pronašao naslage leda direktno u zemlji. Nekoliko je činjenica u prilog tvrdnji o prisutnosti vode na površini planete u prošlosti. Prvo, pronađeni su minerali koji se mogu formirati samo kao rezultat dužeg izlaganja vodi. Drugo, vrlo stari krateri su praktično izbrisani s lica Marsa. Moderna atmosfera nije mogla izazvati takva razaranja. Proučavanje brzine formiranja i erozije kratera omogućilo je da se utvrdi da su ih vjetar i voda najviše uništili prije oko 3,5 milijardi godina. Mnogi jaruzi su približno iste starosti.

NASA je 28. septembra 2015. objavila da Mars trenutno ima sezonske tokove tečne slane vode. Ove formacije se manifestiraju u toploj sezoni i nestaju - u hladnom. Planetolozi su do svojih zaključaka došli analizom visokokvalitetnih snimaka dobijenih naučnim instrumentom Visoke rezolucije Imaging Science Experiment (HiRISE) Marsovog orbitera Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

Dana 25. jula 2018. objavljen je izvještaj o otkriću zasnovanom na istraživanju radara MARSIS. Rad je pokazao prisustvo subglacijalnog jezera na Marsu, koje se nalazi na dubini od 1,5 km ispod leda južne polarne kape (na Planum Australe), širok oko 20 km. Ovo je postalo prvo poznato trajno vodeno tijelo na Marsu.

Godišnja doba

Kao i na Zemlji, i na Marsu dolazi do promjene godišnjih doba zbog nagiba ose rotacije prema ravni orbite, pa zimi polarna kapa raste na sjevernoj hemisferi, a gotovo nestaje na južnoj, a nakon šest mjeseci hemisfere mijenjaju mjesta. Istovremeno, zbog prilično velikog ekscentriciteta orbite planete u perihelu (zimski solsticij na sjevernoj hemisferi), ona prima do 40% više sunčevog zračenja nego u afelu, a na sjevernoj hemisferi zima je kratka i relativno umjereno, a ljeto je dugo, ali prohladno, na jugu, naprotiv, ljeta su kratka i relativno topla, a zime duge i hladne. S tim u vezi, južna kapa zimi raste do polovine udaljenosti između pola i ekvatora, a sjeverna samo do trećine. Kada ljeto dođe na jednom od polova, ugljični dioksid iz odgovarajuće polarne kape isparava i ulazi u atmosferu; vjetrovi ga nose do suprotne kape, gdje se ponovo smrzava. Na taj način dolazi do ciklusa ugljičnog dioksida koji, uz različite veličine polarnih kapa, uzrokuje promjenu pritiska atmosfere Marsa dok kruži oko Sunca. Zbog činjenice da se zimi do 20-30% cjelokupne atmosfere zamrzne u polarnoj kapi, pritisak u odgovarajućem području shodno tome opada.

Promjene tokom vremena

Kao i na Zemlji, klima Marsa je pretrpjela dugoročne promjene i u ranim fazama evolucije planete bila je veoma različita od sadašnje. Razlika je u tome što glavnu ulogu u cikličkim promjenama Zemljine klime igra promjena ekscentriciteta orbite i precesija ose rotacije, dok nagib ose rotacije ostaje približno konstantan zbog stabilizirajućeg efekta Mjesec, dok Mars, bez tako velikog satelita, može pretrpjeti značajne promjene u nagibu svoje ose rotacije. Proračuni su pokazali da je nagib ose rotacije Marsa, koji sada iznosi 25° - otprilike istu vrijednost kao i Zemljin - bio 45° u nedavnoj prošlosti, a na skali od miliona godina mogao bi varirati od 10 ° do 50 °.

Ova stranica pruža svo bogatstvo meteoroloških podataka koje rover (Curiosity) prenosi na .

Tabela se ažurira kada se stranica učita, vremenski podaci na Marsu se ažuriraju kako se informacije prenose sa rovera Curiosity.

* Objašnjenja: kada je vrijednost null, nema podataka. Vrijednost "- -" znači da nema vjetra.

Podaci na stranici Vrijeme na Marsu su sa Roverove stanice za praćenje okoliša (REMS). Same podatke objavljuje organizacija Centro de Astrobiologia (CSIC-INTA) Španija.

Godišnja doba na Marsu

Planeta ima ista četiri godišnja doba kao i Zemlja, ali pošto je godina na Marsu duža, nagib osi je malo drugačiji, a orbita je ekscentričnija, godišnja doba na Marsu nisu iste dužine.

Marsova godina je skoro duplo duža od zemaljske (1,88 zemaljskih godina) i shodno tome su godišnja doba duža. Na sjevernoj hemisferi proljeće traje 7 mjeseci, ljeto 6 mjeseci, jesen 5,3 mjeseca, a zima nešto više od 4 mjeseca. Čak i tokom letnjih meseci planeta je veoma hladna. Temperatura na vrhuncu sezone ne prelazi -20 C. Na jugu temperatura može dostići 30 C. Snažne temperaturne fluktuacije između hemisfera izazivaju ogromne prašne oluje. Neki od njih mogu zahvatiti samo malo područje, dok drugi pokrivaju cijelu planetu. Planetarne oluje se obično dešavaju kada je planeta blizu perihela (najbliža tačka Suncu). Kada počne globalna oluja prašine, površina planete je gotovo potpuno skrivena.

Planeta Mars ima ekvatorijalni prečnik od 6787 km, odnosno 0,53 Zemljinog. Polarni prečnik je nešto manji od ekvatorijalnog (6753 km) zbog polarne kompresije jednake 1/191 (u odnosu na 1/298 blizu Zemlje). Mars rotira oko svoje ose na isti način kao i Zemlja: njegov period rotacije je 24 sata. 37 min. 23 sekunde, što je samo 41 minut. 19 sek. duži od perioda rotacije Zemlje. Osa rotacije je nagnuta prema ravni orbite pod uglom od 65°, skoro jednakom uglu nagiba Zemljine ose (66°,5). To znači da se smjena dana i noći, kao i smjena godišnjih doba na Marsu, odvijaju gotovo na isti način kao na Zemlji. Postoje i klimatske zone slične onima na Zemlji: tropska (tropska širina ± 25°), dvije umjerene i dvije polarne (širina polarnog kruga ± 65°).

Međutim, zbog udaljenosti Marsa od Sunca i razrijeđenosti atmosfere, klima planete je mnogo oštrija od one na Zemlji. Marsova godina (687 zemaljskih ili 668 marsovskih dana) je skoro duplo duža od Zemljine, što znači da godišnja doba traju duže. Zbog velikog ekscentriciteta orbite (0,09), trajanje i priroda godišnjih doba na Marsu se razlikuju na sjevernoj i južnoj hemisferi planete.

Tako su na sjevernoj hemisferi Marsa ljeta duga, ali hladna, a zime kratke i blage (Mars je u ovo vrijeme blizu perihela), dok su na južnoj hemisferi ljeta kratka, ali topla, a zime duge i oštre. . Na Marsovom disku sredinom XVII veka. viđena su tamna i svijetla područja. Godine 1784

V. Herschel je skrenuo pažnju na sezonske promjene u veličini bijelih mrlja u blizini polova (polarne kape). Godine 1882, italijanski astronom J. Schiaparelli sastavio je detaljnu mapu Marsa i dao sistem imena za detalje njegove površine; ističući među tamnim mrljama "mora" (na latinskom mare), "jezera" (lacus), "uvale" (sinus), "močvare" (palus), "tjesnace" (freturn), "izvore" (fens), " rtovi" (promontorium) i "regije" (regio). Svi ovi pojmovi su, naravno, bili čisto konvencionalni.

Temperaturni režim na Marsu izgleda ovako. Tokom dana oko ekvatora, ako je Mars blizu perihela, temperatura može porasti do +25°C (oko 300°K). Ali do večeri se spušta na nulu i ispod, a tokom noći planeta se još više hladi, jer razrijeđena suha atmosfera planete ne može zadržati toplinu primljenu od Sunca tokom dana.

Prosečna temperatura na Marsu je mnogo niža nego na Zemlji - oko -40°C. Pod najpovoljnijim uslovima tokom leta u dnevnoj polovini planete, vazduh se zagreva do 20°C - sasvim prihvatljiva temperatura za stanovnike Zemlje. Ali u zimskoj noći mraz može doseći i do -125 ° C. Na zimskim temperaturama čak se i ugljični dioksid smrzava, pretvarajući se u suhi led. Ovako oštar pad temperature uzrokovan je činjenicom da razrijeđena atmosfera Marsa nije u stanju dugo zadržati toplinu. Prva mjerenja temperature Marsa pomoću termometra postavljenog u fokus reflektirajućeg teleskopa obavljena su još početkom 1920-ih. Mjerenja W. Lamplanda 1922. dala su prosječnu površinsku temperaturu Marsa od -28°C, E. Pettit i S. Nicholson 1924. su dobili -13°C. Niža vrijednost dobijena je 1960. godine. W. Sinton i J. Jaki: -43°C. Kasnije, 50-ih i 60-ih godina. Brojna mjerenja temperature su akumulirana i sažeta na različitim tačkama na površini Marsa, u različitim godišnjim dobima i doba dana. Iz ovih mjerenja proizilazi da tokom dana na ekvatoru temperatura može dostići i do +27°C, ali do jutra može dostići -50°C.

Svemirska sonda Viking izmjerila je temperaturu blizu površine nakon sletanja na Mars. Uprkos činjenici da je u to vrijeme na južnoj hemisferi bilo ljeto, temperatura atmosfere u blizini površine ujutro je bila -160°C, ali je sredinom dana porasla na -30°C. Atmosferski pritisak na površini planete je 6 milibara (tj. 0,006 atmosfera). Iznad kontinenata (pustinja) Marsa neprestano jure oblaci fine prašine, koja je uvijek lakša od stijena od kojih je nastala. Prašina takođe povećava sjaj kontinenata u crvenim zracima.

Pod uticajem vjetrova i tornada, prašina na Marsu može se podići u atmosferu i ostati u njoj prilično dugo. Jake prašne oluje uočene su na južnoj hemisferi Marsa 1956., 1971. i 1973. godine. Kao što pokazuju spektralna zapažanja u infracrvenim zracima, u atmosferi Marsa (kao i u atmosferi Venere) glavna komponenta je ugljični dioksid (CO3). Dugotrajna traganja za kiseonikom i vodenom parom u početku nisu dala nimalo pouzdane rezultate, a potom se pokazalo da kiseonika u atmosferi Marsa nema više od 0,3%.