Атмосфера и климат Марса

Плоскость экватора Марса наклонена на 25° 11' к плоскости его орбиты, что близко к аналогичному параметру Земли (23° 26'). Это означает, что на Марсе должна наблюдаться заметная смена сезонов (времен года), поскольку планета поочередно демонстрирует Солнцу то один полюс, то другой.

Этот эффект многократно усиливается из-за большой вытянутости орбиты. Во-первых, продолжительность времен года оказывается разной для южного и северного полушарий планеты, поскольку скорость движения, согласно законам Кеплера, заметно меняется в течение марсианского года. Во-вторых, расстояние до Солнца тоже существенно меняется: более короткое лето в южном полушарии Марса оказывается примерно на 20 °C теплее, чем продолжительное лето в северном полушарии. Асимметрия времен года на Марсе представлена в табл. 8.1, заимствованной из книги Л. В. Ксанфомалити «Парад планет» (М.: Наука. Физматлит, 1997. С. 96).

Хотя альбедо Марса (0,15) значительно ниже, чем у Земли, тем не менее, в среднем поверхность планеты получает около 43% солнечной энергии, падающей на Землю. В результате на северном тропике Марса даже в полдень во время летнего солнцестояния температура верхнего слоя грунта не превышает 0 °C. Среднегодовая температура здесь составляет -43 °С, минимальная—90 °С. На широте 55° зимняя температура может падать до -120°С. В районе полюсов планеты зимняя ночная температура может падать до -138 °С, это самый низкий зарегистрированный уровень.

Таблица 8.1

Продолжительность времен года на Марсе в марсианских сидерических сутках.

У Марса есть атмосфера. Она оказалась очень разреженной и прозрачной. Среднее давление на поверхности Марса составляет 6,1 мбар, что в 160 раз меньше, чем на уровне моря на Земле, и в 15 000 раз ниже, чем на Венере. Близкое давление наблюдается в земной атмосфере на высоте 35 км. Состав атмосферы напоминает венерианский: 95% углекислого газа, 2,5% азота, 1,6% аргона, 0,1—0,4% кислорода, 0,06% угарного газа, а также неон, криптон и ксенон в крайне небольших количествах.

Суточные перепады температуры достигают 100 °C. Прямые измерения, проведенные космическими аппаратами на поверхности Марса, показали, что температура разреженного воздуха днем может быть на десятки градусов ниже температуры грунта. В отдельных случаях из-за наличия темных пород в экваториальной части планеты, видимо, достижимы положительные температуры поверхностных слоев грунта.

Низкая температура вблизи полюсов приводит к тому, что зимой большая часть атмосферной углекислоты замерзает и осаждается на поверхности планеты, образуя грандиозные полярные шапки из сухого льда. Измерения, выполненные космическими аппаратами, показали, что температура зимних полярных шапок примерно соответствует температуре конденсации углекислого газа при существующих там значениях атмосферного давления.

Полярные шапки Марса очень велики: зимой их диаметр достигает 2—3 тыс. км, их толщина достигает 3—4 км, но они различны по своей природе. В обеих шапках содержится в огромных количествах никогда не тающий водяной лед, причем толщина ледяных напластований достигает нескольких (двух-трех) километров. Однако если северная полярная шапка состоит преимущественно из никогда не тающего водяного льда, то южная содержит, помимо замерзшей воды, большую долю замерзшей углекислоты. Такая особенность связана с тем, что долгая зима в южном полушарии оказывается гораздо холоднее, чем в северном: южное полушарие «отвернуто» от Солнца в тот период, когда планета находится дальше всего от светила и движется медленнее всего.

В центральной области (керне) южной полярной шапки значительная часть углекислого газа в замороженном состоянии сохраняется всегда, в то время как углекислота на периферии полярной шапки, где температура выше, чем на полюсе, то переходит в газообразное состояние весной, то снова конденсируется и осаждается на поверхности осенью.

Северная зимняя полярная шапка достигает широты 55°: на Земле это соответствует ситуации, когда север Байкала, Екатеринбург и Москва оказались бы на границе огромной полярной шапки, однако покровы состояли бы не изо льда и снега, а значительно более холодной замерзшей углекислоты. Летом диаметр полярной шапки может уменьшиться вдвоевтрое. Основной, никогда не исчезающий керн северной полярной шапки, например, имеет диаметр 500—700 км. Он состоит преимущественно из водяного льда. Протяженные края зимней шапки, видимо, содержащие тонкий (в несколько сантиметров) углекислотный снег, весной исчезают: углекислота переходит в газообразное состояние и уходит в атмосферу. Ветры приносят много пыли, поэтому полярные шапки имеют слоистое строение. Весной возгонка углекислоты может проявляться в виде газовопылевых гейзеров, бьющих из трещин и каверн в ледяном щите.

Рис. 8.2. Северная полярная шапка Марса. Спиральная структура порождена ветровой эрозией (Фото: «Mars Global Surveyor», NASA).

Весенний переход огромных запасов углекислоты в атмосферу приводит к повышению локального атмосферного давления почти на 25—30% от среднего давления в 6 мбар до 8 мбар). Одновременно в другом (осеннем) полушарии большие массы атмосферного углекислого газа замерзают и осаждаются на керне полярной шапки и окружающих пространствах, при этом атмосферное давление в этом полушарии уменьшается в тех же пределах. Возникает значительный перепад давлений между южным и северным полушариями. При этом относительное содержание азота и инертных газов в южном и северном полушариях меняется в противофазе из-за резких изменений в относительном содержании основного компонента — углекислого газа.

Очень быстрое (за счет стремительной сезонной конденсации углекислоты в зимнем полушарии) нарастание разности давлений приводит к возникновению мощных потоков атмосферного газа, направленных через экватор из летнего полушария в зимнее. Несмотря на низкую плотность марсианской атмосферы, поднимающиеся ветры оказываются чрезвычайно сильными. Тогда как средняя скорость ветра у поверхности Марса обычно не превышает 10 м/с, в период глобальных сезонных бурь она достигает 70—100 м/с. Мощные ураганные ветры поднимают на большую высоту (до 15—20 км!) сотни миллионов тонн красноватой мелкой пыли. В период пылевых бурь атмосфера Марса становится практически непрозрачной, в телескопы с Земли и с борта искусственных спутников планеты над сплошной пылевой завесой с трудом просматриваются лишь вершины высочайших гор. Многокилометровая пылевая завеса преграждает путь солнечным лучам к поверхности, что приводит к выхолаживанию поверхности. Возникают дополнительные локальные перепады температуры, что еще в большей степени усиливает ветер. Наблюдения показали, что при этом могут возникать многочисленные смерчи, получившие название «пылевых дьяволов».

Пылевые бури вызывают своеобразный «антипарниковый» эффект. Марсианские пылевые тучи непрозрачны для приходящего солнечного излучения, но прозрачны для уходящего теплового излучения поверхности планеты. Поэтому во время пылевой бури температура на поверхности Марса падает, зато атмосфера разогревается. Описанные атмосферные процессы радикально отличаются от того, что происходит в уже рассмотренных выше атмосферах Венеры и Земли.