Атмосфера МарсаСнимок «Викинга», 1976 Общая информация Высота 11,1 км Среднее давление у поверхности 6,1 мбар Масса 2,5 кг Состав Углекислый газ 95,32 % Азот 2,7 % Аргон-40 1,6 % Кислород 0,145 % Угарный газ 0,08 % Водяной пар 15—1500 ppmv Аргон-36+Аргон-38
Метан 5,3 ppmv
10ppbv Неон 2,5 ppmv Криптон 0,3 ppmv Ксенон 0,08 ppmv Озон 10—350 ppbv Пероксид водорода 10—40 ppbv
Атмосфера Марса — газовая оболочка, окружающая планету Марс. Существенно отличается от земной атмосферы как по химическому составу, так и по физическим параметрам. Давление у поверхности составляет в среднем 0,6 кПа или 6 мбар (1/170 от земного, или равно земному на высоте почти 35 км от поверхности Земли). Высота однородной атмосферы составляет 11,1 км, примерная масса атмосферы — 2,5 кг (более чем в 200 раз меньше земной). Марс имеет очень слабое магнитное поле (по сравнению с земным) и в 2,6 раза более слабое по сравнению с земным притяжение, вследствие чего солнечный ветер вызывает диссипацию атмосферных газов в космос со скоростью около 100 граммов в секунду (менее 9 тонн в день), в зависимости от текущей солнечной активности и расстояния от Солнца.
Несмотря на высокую разреженность, в атмосфере Марса возможны и осуществлены полёты искусственных аппаратов.
Изучение
Атмосфера Марса была открыта ещё до полётов автоматических межпланетных станций к этой планете. Благодаря спектральному анализу и противостояниям Марса с Землёй, которые случаются 1 раз в 3 года, астрономы уже в XIX веке знали, что она имеет весьма однородный состав, более 95 % которого приходится на углекислый газ.
Ещё в начале 1920-х годов проводились первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора. Измерения В. Лампланда в 1922 году дали среднюю температуру поверхности Марса 245 K (−28 °C), Э. Петтит и С. Никольсон в 1924 году получили 260 K (−13 °C). Более низкое значение получили в 1960 году У. Синтон и Дж. Стронг: 230 K (−43 °C). Первые оценки давления — усреднённого — были получены только в 1960-е годы с использованием наземных ИК-спектроскопов: полученное из лоренцева уширения линий углекислого газа давление 25±15 гПа означало, что именно он является основной составляющей атмосферы.
После начала эры запусков космических аппаратов к Марсу стало возможно непосредственное измерение параметров атмосферы Марса. Так, динамика торможения спускаемых аппаратов определяется плотностью атмосферы и таким образом даёт информацию об изменении температуры и давления с высотой. Температурные профили атмосферы до 85-километровой высоты были также получены спектроскопическим методом — измерениями в ИК-диапазоне, где находится 15 мкм полоса поглощения углекислого газа, — с помощью ИК-спектроскопов InfraRed Imaging Spectrometer (IRIS) на аппарате «Mariner 9» и InfraRed Thermal Mapper (IRTM) на «Викингах», затем приборов Thermal Emission Spectrometer (TES) на станции Mars Global Surveyor, Thermal Emission Imaging System (THEMIS) на «Одиссее», Planetary Fourier Spectrometer (PFS) на «Марс Экспресс» и наконец, Mars Climate Sounder (MCS) на «Mars Reconnaissance Orbiter». Кроме того, температуры в нижнем слое атмосферы (до 45 км) определялись методом затменного зондирования всеми космическими аппаратами, начиная с «Маринера-9», с использованием , пропускаемых ими через атмосферу, а с помощью прибора SPICAM на «Марс Экспресс», использовавшего УФ-излучение звёзд, проходящее через лимб планеты, были получены данные и о верхнем слое высотой до 100 км. Затменное зондирование, выполненное «Викингами», «Марс Экспресс» с 2004 г. и «Mars Global Surveyor» с 1998 по 2005 гг., стало важным источником информации и о верхней атмосфере; она также изучается аппаратом «Марс Экспресс» с помощью приборов ASPERA3 и MARSIS — исследуются свойства плазмы, составляющей ионосферу на больших высотах.
Скорость ветра можно определить по доплеровскому сдвигу спектральных линий. Так, для этого измерялся сдвиг линий CO в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне, причём измерения на интерферометре позволяют получить распределение скоростей в целом слое большой толщины.
Наиболее подробные и точные данные о температуре атмосферы и поверхности, давлении, относительной влажности и скорости ветра непрерывно получает набор приборов Rover Environmental Monitoring Station (REMS) на борту марсохода Curiosity, работающего в кратере Гейла с 2012 г. А аппарат MAVEN, находящийся на орбите Марса с 2014 года, предназначен для подробного исследования верхних слоёв атмосферы, их взаимодействия с частицами солнечного ветра и в особенности динамики рассеяния.
Определение химических составляющих атмосферы и их содержания производилось в основном спектроскопическими методами — при помощи приборов как на Земле, так и на космических аппаратах, — а также с помощью масс-спектрометрии.
Ряд процессов, сложных или пока невозможных для непосредственного наблюдения, подлежит лишь теоретическому моделированию, однако оно также является важным методом исследования.
Строение атмосферы
Из-за меньшей по сравнению с Землёй силы тяжести Марс характеризуется меньшими градиентами плотности и давления его атмосферы, а поэтому марсианская атмосфера гораздо протяжённее земной. Высота однородной атмосферы на Марсе больше, чем на Земле, и составляет около 11 км. Несмотря на сильную разреженность марсианской атмосферы, в ней, по разным признакам, выделяются те же концентрические слои, что и в земной.
В целом атмосфера Марса подразделяется на нижнюю и верхнюю; последней считается область выше 80 км над поверхностью, где активную роль играют процессы ионизации и диссоциации. Её изучению посвящён раздел, который принято называть аэрономией. Обычно же когда говорят об атмосфере Марса, имеют в виду нижнюю атмосферу.
Также некоторые исследователи выделяют две крупные оболочки — гомосферу и гетеросферу. В гомосфере химический состав не зависит от высоты, поскольку процессы переноса тепла и влаги в атмосфере и их обмена по вертикали целиком определяются турбулентным перемешиванием. Так как молекулярная диффузия в атмосфере обратно пропорциональна её плотности, то с некоторой высоты этот процесс становится преобладающим и является основной особенностью верхней оболочки — гетеросферы, где происходит молекулярное диффузное разделение. Граница раздела между этими оболочками, которая находится на высотах от 120 до 140 км, называется турбопаузой.
Нижняя атмосфера От поверхности до высоты 20—30 км протягивается тропосфера, где температура падает с высотой. Верхняя граница тропосферы колеблется в зависимости от времени года (температурный градиент в тропопаузе меняется от 1 до 3 град/км при среднем значении 2,5 град/км).
Над тропопаузой находится изотермическая область атмосферы — стратомезосфера, протягивающаяся до высоты 100 км. Средняя температура стратомезосферы исключительно низкая и составляет -133° С. В отличие от Земли, где в стратосфере содержится преимущественно весь атмосферный озон, на Марсе его концентрация ничтожно мала (он распределён от высот 50 — 60 км до самой поверхности, где она максимальна).
Верхняя атмосфера
Выше стратомезосферы простирается верхний слой атмосферы — термосфера. Для неё свойственен рост температуры с высотой до максимального значения (200—350 K), после чего она остаётся постоянной до верхней границы (200 км). В этом слое зарегистрировано присутствие атомарного кислорода; его плотность на высоте 200 км достигает 5—6 см−3. Присутствие слоя с преобладанием атомарного кислорода (как и то, что основной нейтральной компонентой является углекислый газ) объединяет атмосферу Марса с атмосферой Венеры.
Ионосфера — область с высокой степенью ионизации — находится в интервале высот приблизительно от 80—100 до порядка 500—600 км. Содержание ионов минимально ночью и максимально днём, когда основной слой формируется на высоте 120—140 км за счёт фотоионизации углекислого газа излучением Солнца СО2 + hν → СО2+ + e-, а также реакций между ионами и нейтральными веществами СО2+ + O → О2+ + CO и О+ + СО2 → О2+ + CO. Концентрация ионов, из которых 90 % O2+ и 10 % СO2+, достигает 105 на кубический сантиметр (в остальных областях ионосферы она на 1—2 порядка ниже). Ионы O2+ преобладают при практически полном отсутствии в атмосфере Марса собственно молекулярного кислорода. Вторичный слой образуется в районе 110—115 км за счёт мягкого рентгеновского излучения и выбитых быстрых электронов. На высоте 80—100 км некоторыми исследователями выделяется третий слой, иногда проявляющийся под воздействием частиц космической пыли, привносящих в атмосферу ионы металлов Fe+, Mg+, Na+. Однако позднее было не только подтверждено появление последних (причём практически по всему объёму верхней атмосферы) вследствие абляции вещества попадающих в атмосферу Марса метеоритов и других космических тел, но и вообще постоянное их присутствие. При этом из-за отсутствия у Марса магнитного поля их распределение и поведение значительно отличаются от того, что наблюдается в земной атмосфере. Над главным максимумом могут появляться благодаря взаимодействию с солнечным ветром и другие дополнительные слои. Так, слой ионов O+ наиболее выражен на высоте 225 км. Помимо трёх основных видов ионов (O2+, СO2+ и O+), относительно недавно были зарегистрированы также H2+, H3+, He+, C+, CH+, N+, NH+, OH+, H2O+, H3O+, N2+/CO+, HCO+/HOC+/N2H+, NO+, HNO+, HO2+, Ar+, ArH+, Ne+, CO2++ и HCO2+. Выше 400 км некоторые авторы выделяют «ионопаузу», однако на этот счёт пока нет единого мнения.
Что касается температуры плазмы, то вблизи главного максимума температура ионов составляет 150 К, увеличиваясь до 210 К на высоте 175 км. Выше термодинамическое равновесие ионов с нейтральным газом существенно нарушается, и их температура резко возрастает до 1000 К на высоте 250 км. Температура электронов может составлять несколько тысяч кельвинов, по всей видимости, из-за магнитного поля в ионосфере, причём она растёт с увеличением зенитного угла Солнца и неодинакова в северном и южном полушариях, что, возможно, связано с асимметрией остаточного магнитного поля коры Марса. Вообще можно даже выделить три популяции высокоэнергетических электронов с различными температурными профилями. Магнитное поле влияет и на горизонтальное распределение ионов: над магнитными аномалиями формируются потоки высокоэнергетических частиц, закручивающиеся вдоль линий поля, что увеличивает интенсивность ионизации, и наблюдается повышенная плотность ионов и местные образования.
На высоте 200—230 км находится верхняя граница термосферы — экзобаза, над которой примерно с высоты 250 км начинается экзосфера Марса. Она состоит из лёгких веществ — водорода, углерода, кислорода, — которые появляются в результате фотохимических реакций в нижележащей ионосфере, например, диссоциативной рекомбинации O2+ с электронами. Непрерывное снабжение верхней атмосферы Марса атомарным водородом происходит за счёт фотодиссоциации водяного пара у марсианской поверхности. Ввиду очень медленного уменьшения концентрации водорода с высотой этот элемент является основным компонентом самых внешних слоёв атмосферы планеты и образует водородную корону, простирающуюся на расстояние около 20 000 км, хотя строгой границы нет, и частицы из этой области просто постепенно рассеиваются в окружающее космическое пространство.
В атмосфере Марса также иногда выделяется хемосфера — слой, где происходят фотохимические реакции, а так как из-за отсутствия озонового экрана, как у Земли, ультрафиолетовое излучение доходит до самой поверхности планеты, они возможны даже там. Марсианская хемосфера простирается от поверхности до высоты около 120 км.
Химический состав нижней атмосферы
В силу того что гравитация Марса в 2,6 раза слабее земной, атмосфера Марса существенно обогащена более тяжёлыми газами, которые планета за время своей эволюции теряла гораздо медленнее.