Атмосфера Марса

Состав и структура атмосферы Марса

Атмосфера Марса представляет собой тонкую газовую оболочку, коренным образом отличающуюся от земной. Основной компонент — углекислый газ (CO₂), доля которого составляет примерно 95,3%. Остальные газы присутствуют в следовых количествах: азот (N₂) — около 2,7%, аргон (Ar) — 1,6%, кислород (O₂) — 0,13%, водяной пар (H₂O) — переменное количество в зависимости от времени года и местоположения. Давление у поверхности варьируется от 600 до 1100 Паскалей (в среднем около 610 Па), что составляет менее 1% от среднего давления у поверхности Земли.

Атмосфера Марса имеет слоистую структуру:

Тропосфера — простирается до высот порядка 40 км, здесь происходит основное перемешивание газов и формируются облачные образования.
Стратосфера — выше 40 км, характеризуется уменьшением плотности и отсутствием значительных температурных градиентов.
Термосфера — на высотах от 120–130 км и выше, где температура начинает увеличиваться с высотой за счёт поглощения ультрафиолетового излучения.

Марс не имеет выраженной озоносферы, как Земля, из-за крайне малого количества кислорода и, соответственно, отсутствия озона. Это позволяет жесткому ультрафиолетовому излучению Солнца проникать до поверхности.

Температурные режимы

Температура в атмосфере Марса варьируется в широких пределах, главным образом из-за низкой тепловой инерции атмосферы и незначительного парникового эффекта. Средняя температура поверхности составляет около –60 °C, но в дневное время на экваторе может достигать 20 °C, тогда как ночью температура падает до –100…–130 °C. Столь сильные суточные колебания объясняются малой толщиной атмосферы и слабой теплоемкостью.

Температурный профиль атмосферы Марса отличается по сезонам и широтам. Вблизи поверхности наблюдается инверсия температуры в ночное время, особенно в пустынных районах, где происходит быстрое выхолаживание поверхности. В дневное время над экваториальными регионами часто формируется конвективная активность, способствующая турбулентному перемешиванию.

Динамика и циркуляция атмосферы

Общая циркуляция атмосферы Марса определяется сезонными изменениями освещённости, связанными с высокой эксцентриситетностью орбиты и значительным наклоном оси вращения планеты (25,2°, близким к земному). Это приводит к ярко выраженным сезонным различиям температур в полушариях и соответствующей перестройке глобальных ветровых структур.

Главными элементами циркуляции являются:

Ячейки Хэдли, охватывающие широты до ±30°, особенно активны в периоды равноденствий. Подъём тёплого воздуха у экватора и его перенос в более высокие широты сопровождаются нисходящими потоками у тропиков.
Сильные струйные течения в средних широтах, особенно в зимние периоды, где разница температур между экватором и полюсами достигает максимума.
Планетарные волны и бароклинические вихри, развивающиеся в результате температурных градиентов, также играют важную роль в формировании погодных явлений.

Пылевые бури

Одним из уникальных феноменов атмосферы Марса являются глобальные пылевые бури. Они могут покрывать всю планету, продолжаясь от нескольких недель до нескольких месяцев. Пыль, поднятая в атмосферу, существенно увеличивает её оптическую толщу, что приводит к изменению радиационного баланса и даже влияет на температурную стратификацию: нагрев верхних слоёв атмосферы и охлаждение нижних.

Механизм формирования бурь основан на термических ветрах и местных восходящих потоках, способных поднимать частицы пыли. После достижения определённой плотности пылевого слоя происходит положительная обратная связь: нагрев атмосферы усиливает ветра, которые поднимают ещё больше пыли.

Наиболее интенсивные бури наблюдаются в южное лето, когда Марс находится в перигелии и получает максимум солнечного излучения. В это время существенно возрастает конвективная активность, провоцируя подъём пыли на большие высоты — до 40–60 км.

Облачность и водяной пар

Несмотря на крайне низкое содержание водяного пара, в атмосфере Марса наблюдаются различные типы облаков:

Водяные ледяные облака, образующиеся на высотах 10–30 км при ночном охлаждении, особенно часто — в экваториальной и умеренной зонах.
CO₂-облака, формирующиеся при очень низких температурах, преимущественно в полярных регионах и в мезосфере.
Туманы и иней вблизи поверхности, возникающие ночью и исчезающие после восхода Солнца.

Водяной цикл на Марсе включает в себя испарение из полярных ледников и реголита, перенос паров по атмосфере и их конденсацию с образованием облаков и инея. Влага концентрируется в холодных областях, что объясняет сезонную миграцию водяного пара.

Полярные процессы и углекислотный цикл

Полюса Марса играют ключевую роль в сезонном изменении состава и массы атмосферы. В течение зимнего периода в соответствующем полушарии углекислый газ конденсируется на поверхности, формируя сезонные ледяные шапки толщиной до 1 м. Это приводит к снижению общего давления атмосферы почти на 25%. Весной CO₂ сублимирует, возвращаясь в атмосферу и увеличивая давление.

Такой сезонный углекислотный насос оказывает значительное влияние на циркуляцию атмосферы. Он вызывает глобальные перераспределения масс воздуха и способствует формированию сильных ветров, особенно вблизи границ полярных шапок.

Химическая активность и фотохимические процессы

Верхняя атмосфера Марса подвергается интенсивному солнечному излучению, что вызывает ряд фотохимических реакций:

Распад CO₂ с образованием CO и O.
Фотолиз воды с образованием водорода и кислорода.
Образование перекиси водорода (H₂O₂) — одного из главных окислителей в атмосфере Марса.

Эти процессы поддерживают крайне окислительную среду, что может объяснять отсутствие видимых органических соединений на поверхности. Утечка водорода в космос и накопление кислорода в атмосфере способствуют её эволюции в сторону дальнейшего обеднения летучими.

Климатическая эволюция

Современная атмосфера Марса — это результат длительного процесса дегазации, утечки и фотохимического разрушения. В прошлом атмосфера, вероятно, была более плотной и насыщенной водяным паром, что позволяло существование жидкой воды на поверхности.

Потеря атмосферы произошла под воздействием нескольких факторов:

Отсутствие глобального магнитного поля, что позволяет солнечному ветру эффективно срывать верхние слои атмосферы.
Слабая гравитация, не способная удерживать лёгкие газы, особенно водород.
Замерзание CO₂ и H₂O в полярных областях и их длительная консервация в виде льдов и гидратов.

Современные исследования при помощи орбитальных аппаратов (Mars Express, MAVEN и др.) продолжают уточнять динамику атмосферных потерь, механизмов химического обмена и возможные остатки былого климата.

Особенности радиационного баланса

Энергетический баланс атмосферы Марса определяется сочетанием солнечного излучения, отражения от поверхности и атмосферных частиц, а также излучения планеты в инфракрасном диапазоне.

Основные черты:

Низкий альбедо атмосферы, особенно в периоды без пылевых бурь.
Слабый парниковый эффект, обусловленный малым содержанием CO₂ и практически отсутствием H₂O.
Значительное влияние пыли, которая в периоды бурь может действовать как поглотитель и как рассеиватель солнечного света.

Результирующая структура температур и потоков энергии зависит от широты, времени года и высоты, а также от состояния пылевой нагрузки атмосферы.