Uz Marsa virsmas temperatūra svārstās no. temperatūra uz Marsa. Saules sistēmas planētas. Izmaiņas laika gaitā

Klimats uz Marsa, lai arī dzīvībai nelabvēlīgs, tomēr ir vistuvāk zemei. Jādomā, ka pagātnē Marsa klimats varēja būt siltāks un mitrāks, un uz virsmas bija šķidrs ūdens un pat lija lietus.

Marss ir visticamākais mērķis pirmajai pilotētai ekspedīcijai uz citu planētu.

Enciklopēdisks YouTube

1 / 3

✪ Planētas Marsa klimats | Kāda ir Marsa temperatūra

✪ Vladimirs Dovbušs: Runājot par globālo klimata pārmaiņu cēloņiem

✪ Noslēpumainais Marss

Subtitri

atmosfēras sastāvs

Marsa atmosfēra ir retāk sastopama nekā Zemes gaisa apvalks, un 95,9% sastāv no oglekļa dioksīda, aptuveni 1,9% ir slāpeklis un 2% argons. Skābekļa saturs ir 0,14%. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes virsmas.

Atmosfēras masa gada laikā ir ļoti atšķirīga, jo ziemā veidojas kondensāts un vasarā iztvaiko, kā arī liels oglekļa dioksīda daudzums polāros, polārajos vāciņos.

Mākoņu sega un nokrišņi

Marsa atmosfērā ir ļoti maz ūdens tvaiku, bet zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas tuvu piesātinājumam un bieži uzkrājas mākoņos. Marsa mākoņi ir diezgan neizteiksmīgi, salīdzinot ar tiem, kas atrodas uz Zemes.

1965. gadā kosmosa kuģa Mariner 4 veiktie pētījumi parādīja, ka pašlaik uz Marsa nav šķidra ūdens, taču NASA lidmašīnu Spirit un Opportunity roveru dati liecina par ūdens klātbūtni pagātnē. 2008. gada 31. jūlijā NASA kosmosa kuģa Phoenix nolaišanās vietā uz Marsa tika atklāts ūdens ledus stāvoklī. Ierīce atrada ledus nogulsnes tieši zemē.

Ir vairāki fakti, kas apstiprina apgalvojumu par ūdens klātbūtni uz planētas virsmas pagātnē. Pirmkārt, ir atrasti minerāli, kas varētu veidoties tikai ilgstošas ​​ūdens iedarbības rezultātā. Otrkārt, ļoti veci krāteri praktiski tiek noslaucīti no Marsa sejas. Mūsdienu atmosfēra nevarēja izraisīt šādu iznīcināšanu. Krāteru veidošanās un erozijas ātruma izpēte ļāva konstatēt, ka vējš un ūdens tos visvairāk iznīcināja apmēram pirms 3,5 miljardiem gadu. Daudzām grēdām ir aptuveni vienāds vecums.

NASA 2015. gada 28. septembrī paziņoja, ka uz Marsa pašlaik ir sezonālas šķidrā sālsūdens plūsmas. Šie veidojumi izpaužas siltajā sezonā un izzūd - aukstumā. Planētu zinātnieki nonāca pie secinājumiem, analizējot augstas kvalitātes attēlus, kas iegūti ar Marsa izlūkošanas orbītas (MRO) Marsa orbītas zinātniskā instrumenta High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) zinātnisko instrumentu.

Temperatūra

Vidējā temperatūra uz Marsa ir daudz zemāka nekā uz Zemes – aptuveni -40°C. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos planētas dienas pusē atmosfēra sasilst līdz 20 ° C - diezgan pieņemama temperatūra Zemes iedzīvotājiem. Bet ziemas naktīs sals var sasniegt -125°C. Ziemas temperatūrā pat oglekļa dioksīds sasalst, pārvēršoties sausā ledū. Tik straujus temperatūras kritumus izraisa fakts, ka Marsa retinātā atmosfēra nespēj ilgstoši saglabāt siltumu. Daudzo temperatūru mērījumu rezultātā dažādos Marsa virsmas punktos izrādās, ka dienas laikā pie ekvatora temperatūra var sasniegt pat + 27 °C, bet līdz rītam noslīd līdz -50 °C.

Uz Marsa, "ezera" Fīniksa (Saules plato) un Noas zemes apgabalos ir temperatūras oāzes, temperatūras starpība ir no -53 ° C līdz + 22 ° C vasarā un no -103 ° C līdz - 43 ° C ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, bet klimats tur nav daudz skarbāks kā Antarktīdā.

atmosfēras sastāvs

Marsa atmosfēra ir retāk sastopama nekā Zemes gaisa apvalks, un 95% sastāv no oglekļa dioksīda, apmēram 4% ir slāpeklis un argons. Skābekļa un ūdens tvaiki Marsa atmosfērā ir mazāki par 1%. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes virsmas.

Atmosfēras masa gada laikā ir ļoti atšķirīga, jo ziemā veidojas kondensāts un vasarā iztvaiko, kā arī liels oglekļa dioksīda daudzums polāros, polārajos vāciņos.

Mākoņu sega un nokrišņi

Marsa atmosfērā ir ļoti maz ūdens tvaiku, bet zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas tuvu piesātinājumam un bieži uzkrājas mākoņos. Marsa mākoņi ir diezgan neizteiksmīgi, salīdzinot ar tiem, kas atrodas uz Zemes.

Temperatūra

Vidējā temperatūra uz Marsa ir daudz zemāka nekā uz Zemes – aptuveni -40°C. Vislabvēlīgākajos apstākļos vasarā planētas dienas pusē gaiss sasilst līdz 20 ° C - Zemes iedzīvotājiem pilnīgi pieņemama temperatūra. Bet ziemas naktīs sals var sasniegt pat -125°С. Ziemas temperatūrā pat oglekļa dioksīds sasalst, pārvēršoties sausā ledū. Tik straujus temperatūras kritumus izraisa fakts, ka Marsa retinātā atmosfēra nespēj ilgstoši saglabāt siltumu. Daudzo temperatūru mērījumu rezultātā dažādos Marsa virsmas punktos izrādās, ka dienas laikā pie ekvatora temperatūra var sasniegt pat + 27 °C, bet līdz rītam noslīd līdz -50 °C.

Temperatūras oāzes ir arī uz Marsa, "ezera" Fīniksa (Saules plato) apgabalos un Noas zemē, temperatūras starpība ir no -53 ° C līdz + 22 ° C vasarā un no -103 ° C līdz -43 ° C ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, bet klimats tur nav daudz skarbāks kā Antarktīdā. Kad uz Zemi tika pārraidītas pirmās vikingu uzņemtās Marsa virsmas fotogrāfijas, zinātnieki bija ļoti pārsteigti, redzot, ka Marsa debesis ir nevis melnas, kā gaidīts, bet gan rozā. Izrādījās, ka putekļi, kas karājas gaisā, absorbē 40% no ienākošās saules gaismas, radot krāsas efektu.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Vējš ir viena no temperatūras starpības izpausmēm. Pāri planētas virsmai bieži pūš spēcīgi vēji, kuru ātrums sasniedz 100 m/s. Zema gravitācija ļauj pat retām gaisa straumēm radīt milzīgus putekļu mākoņus. Dažkārt diezgan plašas teritorijas uz Marsa pārklāj grandiozas putekļu vētras. Visbiežāk tie rodas polāro vāciņu tuvumā. Globālā putekļu vētra uz Marsa neļāva fotografēt virsmu no zondes Mariner 9. Tas plosījās no 1972. gada septembra līdz janvārim, vairāk nekā 10 km augstumā atmosfērā paceļot aptuveni miljardu tonnu putekļu. Putekļu vētras visbiežāk notiek lielas opozīcijas periodos, kad vasara dienvidu puslodē sakrīt ar Marsa pāreju caur perihēliju.

Putekļu velni ir vēl viens ar temperatūru saistītu procesu piemērs uz Marsa. Šādi tornado ļoti bieži izpaužas uz Marsa. Tie rada putekļus atmosfērā un rodas temperatūras atšķirību dēļ. Iemesls: dienas laikā Marsa virsma pietiekami uzsilst (dažkārt līdz pozitīvai temperatūrai), bet līdz 2 metru augstumā no virsmas atmosfēra saglabājas tikpat auksta. Šāds kritums rada nestabilitāti, paceļot gaisā putekļus – rezultātā veidojas putekļu velniņi.

Gadalaiki

Šobrīd ir zināms, ka no visām Saules sistēmas planētām Marss ir vislīdzīgākais Zemei. Marsa rotācijas ass ir nosvērta pret savu orbītas plakni par aptuveni 23,9 °, kas ir salīdzināma ar Zemes ass slīpumu, kas ir 23,4 °, un Marsa diena praktiski sakrīt ar Zemes dienu - tieši tāpēc, tāpat kā uz Zemes , gadalaiki mainās. Sezonas izmaiņas ir visizteiktākās polārajos reģionos. Ziemā polārie cepures aizņem ievērojamu platību. Ziemeļu polārā cepures robeža var attālināties no pola par trešdaļu attāluma līdz ekvatoram, un dienvidu vāciņa robeža pārvar pusi no šī attāluma. Šo atšķirību izraisa fakts, ka ziemeļu puslodē ziema iestājas, kad Marss šķērso orbītas perihēliju, un dienvidu puslodē, kad tas šķērso afēliju. Šī iemesla dēļ ziemas dienvidu puslodē ir aukstākas nekā ziemeļu puslodē. Un katra no četriem Marsa gadalaikiem ilgums mainās atkarībā no tā attāluma no Saules. Tāpēc Marsa ziemeļu puslodē ziemas ir īsas un salīdzinoši "mērenas", bet vasaras ir garas, bet vēsas. Gluži pretēji, dienvidos vasaras ir īsas un salīdzinoši siltas, bet ziemas ir garas un aukstas.

Iestājoties pavasarim, polārā cepure sāk “sarukt”, atstājot aiz sevis pakāpeniski izzūdošas ledus salas. Tajā pašā laikā no poliem uz ekvatoru izplatās tā sauktais tumšuma vilnis. Mūsdienu teorijas to skaidro ar to, ka pavasara vēji pa meridiāniem nes lielas augsnes masas ar dažādām atstarojošām īpašībām.

Acīmredzot neviens no vāciņiem pilnībā nepazūd. Pirms Marsa izpētes uzsākšanas ar starpplanētu zondu palīdzību tika pieņemts, ka tā polārie apgabali ir klāti ar sasalušu ūdeni. Precīzāki mūsdienu zemes un kosmosa mērījumi arī atklājuši sasalušu oglekļa dioksīdu Marsa ledus sastāvā. Vasarā tas iztvaiko un nonāk atmosfērā. Vēji to aiznes uz pretējo polāro vāciņu, kur tas atkal sasalst. Šis oglekļa dioksīda cikls un dažādie polāro vāciņu izmēri izskaidro Marsa atmosfēras spiediena mainīgumu.

Marsa virsmas reljefs ir sarežģīts un tajā ir daudz detaļu. Izžuvušie kanāli un kanjoni uz Marsa virsmas radīja pieņēmumus par attīstītas civilizācijas eksistenci uz Marsa – sīkāku informāciju skatiet rakstā Dzīve uz Marsa.

Tipiska Marsa ainava atgādina sauszemes tuksnesi, un Marsa virsmai ir sarkanīga nokrāsa, jo Marsa smiltīs ir palielināts dzelzs oksīdu saturs.

Saites

Wikimedia fonds. 2010 .

Skatiet, kas ir "Marsa klimats" citās vārdnīcās:

Klimats - iegūstiet aktīvu 220 voltu kuponu pie Academician vai iegādājieties labvēlīgu klimatu par zemu cenu par 220 voltu izpārdošanu

Pilsēta Marsa Alama Valsts ĒģipteĒģipte Mu ... Wikipedia

Marsa polārais vāciņš ... Wikipedia

Marsa polārais vāciņš Marsa hidrosfēra ir planētas Marsa ūdens rezervju kopums, ko attēlo ūdens ledus Marsa polārajos vāciņos, ledus zem virsmas un iespējamie šķidra ūdens un ūdens sāls šķīdumu rezervuāri augšdaļā. slāņi ... ... Wikipedia

- "Marsa smiltis" Marsa smiltis izdevums 1993, "Ziemeļrietumi" Žanrs: romāns

Džovanni Šiaparelli Marsa karte Marsa kanāli Garu taisnu līniju tīkls Marsa ekvatoriālajā reģionā, ko atklāja itāļu astronoms Džovanni Skjaparelli 1877. gada opozīcijas laikā un ko apstiprināja turpmākie novērojumi ... ... Wikipedia

Tagad Marsam ir sauss un auksts klimats (pa kreisi), bet planētas evolūcijas sākumposmā tajā, visticamāk, bija šķidrs ūdens un blīva atmosfēra (pa labi).

Pētījums par

Novērojumu vēsture

Pašreizējie novērojumi

Laikapstākļi

Temperatūra

Vidējā temperatūra uz Marsa ir daudz zemāka nekā uz Zemes: –63°C. Tā kā Marsa atmosfēra ir ļoti reta, tā neizlīdzina ikdienas virsmas temperatūras svārstības. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos planētas dienas pusē gaiss sasilst līdz 20 ° C (un pie ekvatora - līdz +27 ° C) - Zemes iedzīvotājiem pilnīgi pieņemama temperatūra. Spirit rover reģistrētā maksimālā gaisa temperatūra bija +35 ° C. Bet ziema naktī sals var sasniegt pat pie ekvatora no -80 ° C līdz -125 ° C, un polos nakts temperatūra var pazemināties līdz -143 ° C. Tomēr diennakts temperatūras svārstības nav tik nozīmīgas kā uz bezatmosfēras Mēness un Merkura. Uz Marsa ir temperatūras oāzes, Fīniksa (Saules plato) "ezera" un Noasa zeme temperatūras starpība ir no -53°С līdz +22°С vasarā un no -103°С līdz -43°С ziemā. Tādējādi Marss ir ļoti auksta pasaule, klimats tur ir daudz bargāks nekā Antarktīdā.

Atmosfēras spiediens

Marsa atmosfēra ir retāk sastopama nekā Zemes gaisa apvalks, un tā sastāv no vairāk nekā 95% oglekļa dioksīda, savukārt skābekļa un ūdens saturs ir daļa no procentiem. Atmosfēras vidējais spiediens uz virsmas ir vidēji 0,6 kPa jeb 6 mbar, kas ir par 160 mazāks nekā uz zemes vai vienāds ar zemes spiedienu gandrīz 35 km augstumā no Zemes virsmas). Atmosfēras spiediens piedzīvo spēcīgas ikdienas un sezonālas izmaiņas.

Mākoņu sega un nokrišņi

Ūdens tvaiku Marsa atmosfērā ir ne vairāk kā tūkstošdaļa procenta, tomēr saskaņā ar jaunāko (2013) pētījumu rezultātiem tas joprojām ir vairāk, nekā tika uzskatīts iepriekš, un vairāk nekā Zemes atmosfēras augšējos slāņos, un zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas tuvu piesātinājumam, tāpēc bieži pulcējas mākoņos. Parasti ūdens mākoņi veidojas 10-30 km augstumā virs virsmas. Tie ir koncentrēti galvenokārt uz ekvatoru un tiek novēroti gandrīz visu gadu. Mākoņi, kas novēroti augstā atmosfēras līmenī (vairāk nekā 20 km), veidojas CO 2 kondensācijas rezultātā. Tas pats process ir atbildīgs par zemu (mazāk par 10 km augstumā) mākoņu veidošanos polārajos reģionos ziemā, kad atmosfēras temperatūra nokrītas zem CO 2 sasalšanas punkta. (-126 °С); vasarā līdzīgi plāni veidojumi veidojas no ledus H 2 O

Kondensācijas rakstura veidojumus attēlo arī miglas (vai dūmakas). Aukstajā diennakts laikā tie bieži atrodas virs zemienēm - kanjoniem, ielejām - un krāteru apakšā.

Marsa atmosfērā var rasties puteņi. 2008. gadā Phoenix rover polārajos reģionos novēroja virgu - nokrišņus zem mākoņiem, kas iztvaiko, pirms sasniedza planētas virsmu. Pēc sākotnējām aplēsēm, nokrišņu daudzums Virgā bija ļoti mazs. Tomēr nesenā (2017) Marsa atmosfēras parādību modelēšana parādīja, ka vidējos platuma grādos, kur notiek regulāra dienas un nakts maiņa, pēc saulrieta mākoņi strauji atdziest, un tas var izraisīt sniega vētras, kuru laikā faktiski var rasties daļiņu ātrums. sasniegt 10 m /ar. Zinātnieki pieļauj, ka stiprs vējš apvienojumā ar zemu mākoņainību (parasti Marsa mākoņi veidojas 10-20 km augstumā) var izraisīt sniega nokrišanu uz Marsa virsmas. Šī parādība ir līdzīga sauszemes mikrouzliesmojumam – leju vēja brāzmām ar ātrumu līdz 35 m/s, kas bieži vien ir saistītas ar pērkona negaisu.

Sniegs tiešām ir novērots ne reizi vien. Tātad 1979. gada ziemā Viking-2 nosēšanās zonā uzkrita plāna sniega kārta, kas gulēja vairākus mēnešus.

Putekļu vētras un viesuļvētras

Marsa atmosfērai raksturīga iezīme ir pastāvīga putekļu klātbūtne, kuru daļiņu izmērs ir aptuveni 1,5 mm un kas sastāv galvenokārt no dzelzs oksīda. Zema gravitācija ļauj pat retām gaisa plūsmām pacelt milzīgus putekļu mākoņus līdz pat 50 km augstumā. Un vēji, kas ir viena no temperatūras starpības izpausmēm, bieži pūš pāri planētas virsmai (īpaši pavasara beigās - vasaras sākumā dienvidu puslodē, kad temperatūras starpība starp puslodēm ir īpaši asa), un to ātrums sasniedz 100 m/s. Tādā veidā veidojas plašas putekļu vētras, kas jau izsenis novērotas atsevišķu dzeltenu mākoņu veidā, dažkārt arī nepārtraukta dzeltena plīvura veidā, kas pārklāj visu planētu. Visbiežāk putekļu vētras notiek polāro cepuru tuvumā, to ilgums var sasniegt 50-100 dienas. Vāja dzeltenā dūmaka atmosfērā, kā likums, tiek novērota pēc lielām putekļu vētrām un ir viegli nosakāma ar fotometriskām un polarimetriskām metodēm.

Putekļu vētras, kas bija labi novērojamas no orbītiem uzņemtajos attēlos, izrādījās tikko pamanāmas, fotografējot no nolaišanās ierīcēm. Putekļu vētru pāreju šo kosmosa staciju nosēšanās vietās fiksēja tikai krasas temperatūras, spiediena izmaiņas un ļoti neliela vispārējā debesu fona satumšana. Putekļu slānis, kas pēc vētras nosēdās vikingu nolaišanās vietu tuvumā, sasniedza tikai dažus mikrometrus. Tas viss liecina par diezgan zemu Marsa atmosfēras nestspēju.

No 1971. gada septembra līdz 1972. gada janvārim uz Marsa notika globāla putekļu vētra, kas pat neļāva fotografēt virsmu no zondes Mariner 9. Putekļu masa atmosfēras kolonnā (ar optisko biezumu no 0,1 līdz 10) šajā periodā bija robežās no 7,8⋅10 -5 līdz 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Tādējādi kopējais putekļu daļiņu svars Marsa atmosfērā globālo putekļu vētru periodā var sasniegt pat 10 8 - 10 9 tonnas, kas ir samērojams ar kopējo putekļu daudzumu Zemes atmosfērā.

Jautājums par ūdens pieejamību

Tīra ūdens stabilai pastāvēšanai šķidrā stāvoklī, temperatūra unūdens tvaiku daļējam spiedienam atmosfērā jābūt virs trīskāršā punkta fāzes diagrammā, savukārt tagad tie ir tālu no atbilstošajām vērtībām. Patiešām, pētījumi, ko veica Mariner 4 kosmosa kuģis 1965. gadā, parādīja, ka pašlaik uz Marsa nav šķidra ūdens, bet NASA Spirit un Opportunity roveru dati liecina par ūdens klātbūtni pagātnē. 2008. gada 31. jūlijā NASA kosmosa kuģa Phoenix nolaišanās vietā uz Marsa tika atklāts ūdens ledus stāvoklī. Ierīce atrada ledus nogulsnes tieši zemē. Ir vairāki fakti, kas apstiprina apgalvojumu par ūdens klātbūtni uz planētas virsmas pagātnē. Pirmkārt, ir atrasti minerāli, kas varētu veidoties tikai ilgstošas ​​ūdens iedarbības rezultātā. Otrkārt, ļoti veci krāteri praktiski tiek noslaucīti no Marsa sejas. Mūsdienu atmosfēra nevarēja izraisīt šādu iznīcināšanu. Krāteru veidošanās un erozijas ātruma izpēte ļāva konstatēt, ka vējš un ūdens tos visvairāk iznīcināja apmēram pirms 3,5 miljardiem gadu. Daudzām grēdām ir aptuveni vienāds vecums.

NASA 2015. gada 28. septembrī paziņoja, ka uz Marsa pašlaik ir sezonālas šķidrā sālsūdens plūsmas. Šie veidojumi izpaužas siltajā sezonā un izzūd - aukstumā. Planetologi nonāca pie saviem secinājumiem, analizējot augstas kvalitātes attēlus, kas iegūti ar Marsa izlūkošanas orbītas (MRO) Marsa orbītas zinātniskā instrumenta High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) zinātnisko instrumentu.

2018. gada 25. jūlijā tika publicēts ziņojums par atklājumu, kas balstīts uz MARSIS radara pētījumiem. Darbs parādīja subglaciāla ezera klātbūtni uz Marsa, kas atrodas 1,5 km dziļumā zem Dienvidu polārā cepures ledus (plkst. Planum Australe), aptuveni 20 km plats. Šī kļuva par pirmo zināmo pastāvīgo ūdenstilpi uz Marsa.

Gadalaiki

Tāpat kā uz Zemes, arī uz Marsa notiek gadalaiku maiņa rotācijas ass slīpuma dēļ pret orbītas plakni, tāpēc ziemā polārais vāciņš aug ziemeļu puslodē, bet dienvidu puslodē gandrīz pazūd, un pēc sešiem. mēnešus puslodes mainās vietām. Tajā pašā laikā planētas orbītas diezgan lielās ekscentricitātes dēļ perihēlijā (ziemeļu puslodē ziemas saulgrieži) tā saņem līdz pat 40% vairāk saules starojuma nekā afēlijā, un ziemeļu puslodē ziema ir īsa un relatīvi. mērena, un vasara ir gara, bet vēsa, dienvidos, gluži pretēji, vasaras ir īsas un salīdzinoši siltas, bet ziemas ir garas un aukstas. Šajā sakarā dienvidu cepure ziemā izaug līdz pusei attāluma līdz polam, bet ziemeļu cepure tikai līdz trešdaļai. Kad pienāk vasara vienā no poliem, oglekļa dioksīds no attiecīgā polārā vāciņa iztvaiko un nonāk atmosfērā; vēji aiznes to uz pretējo vāciņu, kur atkal sasalst. Tādā veidā notiek oglekļa dioksīda cikls, kas līdz ar dažādajiem polāro vāciņu izmēriem izraisa izmaiņas Marsa atmosfēras spiedienā, kad tā riņķo ap Sauli. Sakarā ar to, ka ziemā polārajā vāciņā sasalst līdz 20-30% no visas atmosfēras, spiediens attiecīgajā zonā attiecīgi pazeminās.

Izmaiņas laika gaitā

Tāpat kā uz Zemes, arī Marsa klimats piedzīvoja ilgstošas ​​izmaiņas un planētas evolūcijas sākumposmā ļoti atšķīrās no pašreizējā. Atšķirība ir tāda, ka galvenā loma Zemes klimata cikliskajās izmaiņās ir orbītas ekscentricitātes maiņai un rotācijas ass precesijai, savukārt rotācijas ass slīpums stabilizēšanās dēļ paliek aptuveni nemainīgs. Mēness ietekme, savukārt Marss bez tik liela satelīta var piedzīvot būtiskas slīpuma izmaiņas.tā rotācijas ass. Aprēķini ir parādījuši, ka Marsa rotācijas ass slīpums, kas tagad ir 25 ° — aptuveni tāds pats kā Zemei, — nesenā pagātnē bija 45 °, un miljonu gadu skalā varēja mainīties no 10 ° līdz 50 °.

Šajā lapā ir sniegti visi meteoroloģiskie dati, ko roveris (Curiosity) pārraida uz .

Tabula tiek atjaunināta, kad lapa tiek ielādēta, laikapstākļu dati uz Marsa tiek atjaunināti, kad informācija tiek pārraidīta no Curiosity rovera.

* Paskaidrojumi: ja vērtība ir null, datu nav. Vērtība "- -" nozīmē, ka nav vēja.

Dati lapā Weather on Mars ir no Rover vides monitoringa stacijas (REMS). Pašus datus publicējusi organizācija Centro de Astrobiologia (CSIC-INTA) Spānija.

Gadalaiki uz Marsa

Planētai ir tādi paši četri gadalaiki kā Zemei, taču, tā kā gads uz Marsa ir garāks, aksiālais slīpums ir nedaudz atšķirīgs un orbīta ir ekscentriskāka, gadalaiki uz Marsa nav vienādi.

Marsa gads ir gandrīz divas reizes garāks par Zemes gadu (1,88 Zemes gadi), un gadalaiki ir attiecīgi garāki. Ziemeļu puslodē pavasaris ilgst 7 mēnešus, vasara 6 mēnešus, rudens 5,3 mēnešus un ziema nedaudz vairāk par 4 mēnešiem. Pat vasaras mēnešos planēta ir ļoti auksta. Temperatūra sezonas augstumā nepārsniedz -20 C. Dienvidos temperatūra var sasniegt 30 C. Spēcīgas temperatūras svārstības starp puslodēm izraisa milzīgas putekļu vētras. Daži no tiem var ietekmēt tikai nelielu teritoriju, bet citi aptver visu planētu. Planētu vētras parasti notiek, kad planēta atrodas tuvu perihēlijai (tuvākajam Saulei punktam). Kad sākas globāla putekļu vētra, planētas virsma ir gandrīz pilnībā paslēpta.

Planētas Marsa ekvatoriālais diametrs ir 6787 km, t.i., 0,53 no Zemes diametra. Polārais diametrs ir nedaudz mazāks par ekvatoriālo (6753 km), jo polārā kompresija ir vienāda ar 1/191 (pret 1/298 pie Zemes). Marss griežas ap savu asi līdzīgi kā Zeme: tā rotācijas periods ir 24 stundas. 37 min. 23 sekundes, kas ir tikai 41 minūte. 19 sek. garāks par Zemes rotācijas periodu. Rotācijas ass ir slīpa pret orbītas plakni 65° leņķī, kas ir gandrīz vienāds ar zemes ass slīpuma leņķi (66°,5). Tas nozīmē, ka dienas un nakts maiņa, kā arī gadalaiku maiņa uz Marsa notiek gandrīz tāpat kā uz Zemes. Ir arī klimatiskās zonas, kas līdzīgas tām, kas ir uz Zemes: tropiskā (tropu platums ± 25 °), divas mērenas un divas polāras (polārā apļa platums ± 65 °).

Tomēr, ņemot vērā Marsa attālumu no Saules un atmosfēras retumu, planētas klimats ir daudz bargāks nekā uz Zemes. Marsa gads (687 Zemes jeb 668 Marsa dienas) ir gandrīz divas reizes garāks par Zemi, kas nozīmē, ka gadalaiki ilgst ilgāk. Pateicoties lielajai orbītas ekscentricitātei (0,09), Marsa gadalaiku ilgums un raksturs planētas ziemeļu un dienvidu puslodē ir atšķirīgs.

Tādējādi Marsa ziemeļu puslodē vasaras ir garas, bet vēsas, un ziemas ir īsas un maigas (Marss šajā laikā ir tuvu perihēlijai), savukārt dienvidu puslodē vasaras ir īsas, bet siltas, un ziemas ir garas un bargas. . Uz Marsa diska XVII gadsimta vidū. bija redzami tumši un gaiši laukumi. 1784. gadā

V. Heršels vērsa uzmanību uz balto plankumu lieluma sezonālām izmaiņām polu tuvumā (polārās cepures). 1882. gadā itāļu astronoms J. Skjaparelli sastādīja detalizētu Marsa karti un deva nosaukumu sistēmu tā virsmas detaļām; izceļot starp tumšajiem plankumiem "jūras" (latīņu valodā ķēve), "ezeri" (lacus), "līči" (sinus), "purvi" (palus), "šaurumi" (freturn), "avoti" (puri), " apmetņi" (promontorium) un "reģioni" (regio). Visi šie termini, protams, bija tīri konvencionāli.

Temperatūras režīms uz Marsa izskatās šādi. Dienas laikā ap ekvatoru, ja Marss atrodas tuvu perihēlijai, temperatūra var paaugstināties līdz +25°C (apmēram 300°K). Bet līdz vakaram tas noslīd līdz nullei un zemāk, un naktī planēta vēl vairāk atdziest, jo planētas retinātā sausā atmosfēra nespēj saglabāt siltumu, ko dienas laikā saņem no Saules.

Vidējā temperatūra uz Marsa ir daudz zemāka nekā uz Zemes - aptuveni -40 ° C. Vislabvēlīgākajos apstākļos vasarā dienas pusē planētas gaiss sasilst līdz 20 ° C - iedzīvotājiem diezgan pieņemama temperatūra. no Zemes. Bet ziemas naktī sals var sasniegt pat -125 ° C. Ziemas temperatūrā pat oglekļa dioksīds sasalst, pārvēršoties sausā ledū. Tik straujus temperatūras kritumus izraisa fakts, ka Marsa retinātā atmosfēra nespēj ilgstoši saglabāt siltumu. Pirmie Marsa temperatūras mērījumi, izmantojot termometru, kas novietots atstarojošā teleskopa fokusā, tika veikti jau 20. gadu sākumā. V. Lemlenda mērījumi 1922. gadā uzrādīja vidējo Marsa virsmas temperatūru -28°C, E. Petit un S. Nikolsons 1924. gadā ieguva -13°C. Zemāka vērtība tika iegūta 1960. gadā. V. Sintons un Dž. Strongs: -43°C. Vēlāk, 50. un 60. gados. Tika uzkrāti un apkopoti daudzi temperatūras mērījumi dažādos Marsa virsmas punktos dažādos gadalaikos un diennakts laikos. No šiem mērījumiem izrietēja, ka dienas laikā pie ekvatora temperatūra var sasniegt pat +27°C, bet no rīta tā var sasniegt -50°C.

Kosmosa kuģis Viking mērīja temperatūru netālu no virsmas pēc nolaišanās uz Marsa. Neskatoties uz to, ka tobrīd dienvidu puslodē bija vasara, atmosfēras temperatūra pie virsmas no rīta bija -160°C, bet uz dienas vidu pakāpās līdz -30°C. Atmosfēras spiediens uz planētas virsmas ir 6 milibāri (t.i., 0,006 atmosfēras). Virs Marsa kontinentiem (tuksnešiem) pastāvīgi plūst smalku putekļu mākoņi, kas vienmēr ir vieglāki par akmeņiem, no kuriem tie veidojas. Putekļi arī palielina kontinentu spilgtumu sarkanajos staros.

Vēju un viesuļvētru ietekmē putekļi uz Marsa var pacelties atmosfērā un palikt tajā diezgan ilgu laiku. Spēcīgas putekļu vētras tika novērotas Marsa dienvidu puslodē 1956., 1971. un 1973. gadā. Kā liecina spektrālie novērojumi infrasarkanajos staros, Marsa atmosfērā (tāpat kā Venēras atmosfērā) galvenā sastāvdaļa ir oglekļa dioksīds (CO3). Ilgstoši skābekļa un ūdens tvaiku meklējumi sākumā vispār nedeva ticamus rezultātus, un tad tika konstatēts, ka skābekļa Marsa atmosfērā ir ne vairāk kā 0,3%.