Mars atmosferi | |
Ufukta görünen Mars atmosferi (kırmızıya doğru güçlendirilmiş renkler). | |
Genel Bilgiler | |
---|---|
Atmosferik basınç | 6,36 mbar |
kitle | 25 Tt (25.000 milyar ton) |
Hacimsel bileşim | |
Karbondioksit (CO 2) | % 95,97 |
Argon (Ar) | % 1,93 |
Azot (N 2) | % 1.89 |
Dioksijen (O 2) | % 0.146 |
Karbon monoksit (CO) | % 0,0557 |
Su buharı (H 2 O) | % 0,03 |
Nitrik oksit (NO) | % 0,013 |
Neon (Ne) | 2,5 ppm |
Kripton (Kr) | 300 ppb |
Ksenon (Xe) | 80 ppb |
Ozon (O 3) | 30 ppb |
Metan (CH 4) | 10,5 ppb |
Mars atmosferi olan gaz katmanı çevreleyen gezegen Mars . Mars atmosferinin zemin basıncı arasında değişir 30 Pa ( 0.03 kPa üstünde) Olympus Mons ve 1155 Pa ( 1.155 kPa derinliklerinde) Hellas Planitia'da . Ortalama basınç 600 Pa'dır ( 0.6 kPa veya 6 milibar, Dünya'dakinden yaklaşık 170 kat daha az ) ve toplam kütlesinin 25 teraton (25.000 milyar ton) veya atmosferden yaklaşık 200 kat daha az olduğu tahmin edilmektedir . iki uydusu olan Phobos ve Deimos'un birleşik kütlesi .
Çoğunlukla karbondioksit (% 96), argon (% 1,93) ve dinitrojenden (% 1,89) oluşan Mars atmosferi , eser miktarda oksijen , su ve metan içerir . Fırtınalar sırasında tozludur, yüzeyden bakıldığında gökyüzüne paslı, sükunetlerde mavi bir renk verir. Yazarlara göre Mariner 9 , Mars Exploration Rovers ve diğer sondalardan elde edilen veriler, bunların medyan boyutu 1.5 ila 3 mikrometre arasında olan kil parçacıkları olduğunu gösteriyor .
Mars'ta yaşamın varlığına işaret edebilecek olan metanın tespit edilmesinden bu yana, gezegenin ve atmosferinin incelenmesine olan ilgi arttı. Bu metan, jeokimyasal veya volkanik bir süreçten kaynaklanabilir .
Güneş bulutsusu hipotezi , genel olarak bilim camiası tarafından kabul edilen hipotezdir . Bu bulutsu, özellikle gaz ve tozdan oluşuyordu. Bu gazlar arasında , hafiflikleri nedeniyle güneş rüzgarı tarafından güneş sisteminin (Mars'ın oluştuğu yer) merkez bölgesinden taşınan hidrojen ve helyum da vardı . Ancak, nadir gazlar gibi neon , kripton ve ksenon ağırdır, güneş bulutsu bu bölgede kalmış olabilir.
Gezegen Diğer yandan, oluşan edildi toplanma ve yoğunlaştırma yerçekimi etkisi altında gaz ve toz. Gezegenin oluşumundan sonra yüzeyde hakim olan sıcaklık, minerallerde ve tozda bulunan gazların atmosfere salınmasına neden oldu. Bu süre, muhtemelen Mars, ilgili serbest gaz giderici CO 2 , su buharı (bu daha sonra ayrıştırılmış oksijen kayalar oksitlenir, ve hidrojen hafifliği nedeniyle kaçan), karbon monoksit ve nitrojen .
Ancak göktaşlarının etkileri atmosferin oluşumunda da rol oynadı çünkü bu cisimler yüzeyle çarpışmaları sırasında gazları açığa çıkardı ve bu da gezegenin atmosferini zenginleştirdi. Ancak, Mars'taki atmosferik gazların ana kaynağı gibi görünmüyorlar.
Mars Express sondasının OMEGA spektro-görüntüleyicisinin gözlemlerinden yapılan son keşifler , Mars yüzeyinde gözlemlenen hidratlı kayaların oluşum dönemlerine dayalı olarak alternatif bir jeolojik zaman ölçeği önermeyi mümkün kılmıştır .
Nature Geoscience dergisinde yayınlanan bir araştırmanın sonuçlarına göre , "3.6 milyar yıl önceki atmosferik basınç 0,9 bar civarında olmalı" , "şu anda gözlemlenen değerin 150 katı" . Bu değer, Mars Keşif Orbiter ( MRO ) tarafından sağlanan ve "84.000 kilometre karelik bir bölgede ve ekvatorun yakınında bulunan bir bölgede Mars yüzeyine basılmış 300'den fazla krater" görünen görüntülerin analizi yoluyla elde edildi . Gerçekte, "bir gezegenin atmosferi ne kadar yoğunsa, meteorların bozulmadan kalarak yüzeyine çarpma şansı o kadar az olur" , yani belirli bir atmosfer için, " en küçük boyutta bir göktaşı var " anlamına gelir. krater var ” . Bu alanda kraterlerin% 10'unun çapı 50 metreden küçük veya buna eşittir. Ardından, meteorların Mars'a gelişini simüle eden ve farklı yoğunluklardaki atmosferleri hesaba katan bir yazılım kullanıldı. Tahmin edilen atmosferik basınç, şu anda Dünya yüzeyinde mevcut olan basınçla karşılaştırılabilir olsa da, yine de "Mars yüzeyinde sıvı suyun tutulmasına izin vermek için yetersiz" ve Mars atmosferinin 3.6 milyar yıl önce olduğu görülüyor. asla yaşamın ortaya çıkması için yeterince yüksek sıcaklıklara sürdürülebilir bir şekilde izin verecek kadar yoğun olmayacaktı: tahminler, Mars yüzeyini kalıcı olarak donma noktasının üzerinde tutmak için üç kat daha büyük bir atmosfere ihtiyaç duyulacağını gösteriyor. Bu nedenle, "sıcak ve nemli bir sera etkisini dışlayabiliriz ve uzun vadeli ortalama sıcaklıklar büyük olasılıkla donma noktasının altındaydı" . Mars'ın yüzeyindeki su akışlarının, "kızıl gezegenin kutuplarının eğimindeki değişimin veya volkanik patlamaların" veya hatta asteroitler arasındaki bir çarpışmanın olası bir sonucu olarak ortaya çıktığı anlaşılıyor. yoğun ısı üreten bu son iki senaryo, atmosferi onlarca, hatta yüzlerce yıldır kalınlaştırdı.
Mars'ın atmosferi dört ana katmana ayrılmıştır:
yer | Basınç |
---|---|
Olympus Mons Zirvesi | 0,03 kPa |
Mars'ın ortalama yarıçapı | 0,636 kPa ( mevsime bağlı olarak 0,40 ila 0,87 kPa ) |
Viking Lander Sitesi 1 ( Chryse Planitia ) | 0,69 ila 0,90 kPa |
Hellas Planitia'nın Arkaplanı | 1,16 kPa |
Armstrong sınırı | 6,18 kPa |
Everest Zirvesi | 33,7 kPa |
Deniz seviyesinde arazi | 101,3 kPa |
Mars troposfer 45 yaklaşık kadar uzanır km irtifada hatta 60 km
Gibi karasal troposfer , bu 2.5 mertebesinde yükseklikte bir fonksiyonu olarak sıcaklıktaki kademeli bir düşüş ile karakterize edilir K / km ; tropopozda sıcaklık yaklaşık 140 K'dır ( -130 ° C ). Bu atmosferik katmanda, ısı alışverişi esas olarak zeminle ve özellikle süspansiyon halindeki tozla gerçekleşir. Benzer şekilde, toz fırtınaları durumunda atmosferin sıcaklığı artabilir, bu da yüzey ile ısı değişimlerinin sıcaklık kontrolündeki payını azaltırken aynı zamanda gün içindeki sıcaklık değişimlerinin önemini de azaltır.
Sıcaklıktaki düşüş, adyabatik genişleme olgusundan kaynaklanmaktadır . Bununla birlikte, yüzeyden yayılan kızılötesi radyasyon ve Güneş'ten alınan ısının bir kısmını emen asılı parçacıklar , bu fenomenin neden olduğu sıcaklık düşüşünü sınırlar.
Mars mezosfer 45 uzanır km 110 km deniz seviyesinden.
Ayrıca, sıcaklıkların nispeten sabit olduğu bu bölgeden bir jet akışı geçer . Ultraviyole radyasyon, Mars'ta Dünya'daki gibi ozon tabakası olmadığı için absorbe edilemez .
Termosfer , mezopoz 110 uzanır Mars atmosferinin bir parçası olan km bulunan thermopause için, yükseklikte 200 km . Bu atmosferik bölgedeki sıcaklık, atmosferik bileşenler tarafından ultraviyole ışınlarının soğurulması nedeniyle irtifa ile tekrar artar.
Bu atmosferik katmanda, güneş radyasyonu gazları iyonize ederek iyonosferi oluşturur . Bu iyonlaşma, bir yandan Mars atmosferinin 120 km yükseklikte yoğunluğundaki düşüşten , diğer yandan da güneş rüzgarının atmosfere nüfuz etmesine izin veren manyetik bir alanın bulunmamasından kaynaklanıyor . Bu katman 100 km'den yaklaşık 800 km yüksekliğe kadar uzanır .
Mars atmosferinin ana bileşeni karbondioksittir (CO 2 ). Mars Kış aylarında kutuplar karanlıkta sürekli ve yüzey soğuk çok olur ve yaklaşık 25% hava CO 2 içinde polar kapaklar ile kondense katı CO 2 buz ( kuru buz ). Kutuplar tekrar güneş ışığına maruz kaldığında, Mars yazında, CO 2 buzu atmosferde süblimleşir . Bu süreç, Mars yılı boyunca kutuplarda basınç ve atmosferik bileşimde önemli değişikliklere yol açar.
Mars atmosferi de içinde zenginleştirilmiş olan argon , bir nadir gaz gezegenleri diğer atmosfer ile karşılaştırıldığında, Güneş sistemi .
Karbondioksitin aksine, argon Mars atmosferinde yoğunlaşmaz, bu nedenle Mars atmosferindeki argon miktarı sabittir. Bununla birlikte, belirli bir konumdaki bağıl konsantrasyon, atmosferdeki karbondioksit miktarındaki değişiklikler nedeniyle değişebilir. Yakın zamanda uydu verileri, sonbaharda Mars'ın güney kutbundaki atmosferik argon miktarında bir artış olduğunu gösterdi ve bu da bir sonraki baharı dağıttı.
2019'da Gale krateri bölgesinde oksijen içeriğinde mevsimsel değişiklikler gözlendi ; bu varyasyonun kökeni açıklanmamıştır. 24 Nisan'dan 1 elde edilen veriler st Belçika Uzay Aeronomy Kraliyet Enstitüsü tarafından Aralık 2019 Mars'ta yeşil oksijen emisyonunu düşündürmektedir. Bu teori Haziran 2020'de, yörünge aracı İz Gazlı Orbiter, daha önce Dünya atmosferinde gözlemlenen bir fenomen olan Mars atmosferinde kalıcı bir yeşil parıltı algıladığında doğrulandı .
Karbondioksit , Mars yazında atmosferde süblimleştiğinden , su izleri bırakır . Mevsimsel rüzgarlar 400 km / saate yaklaşan hızlarda kutuplara esmekte ve sirrus bulutlarına yol açan büyük miktarda toz ve su buharı taşımaktadır . Bu buzlu su bulutları, Opportunity gezgini tarafından 2004 yılında fotoğraflandı . Phoenix Mars görevinde çalışan NASA bilim adamları , Mart'ın Kuzey Kutbu yüzeyinin altında su buzu bulduklarını 31 Temmuz 2008'de doğruladılar.
Şubat 2005'te, Mars Express sondası tarafından beklenenden çok daha büyük miktarlarda metanal keşfedildi ve bu da mikrobiyal yaşam teorisini destekledi. Bu ölçümlerin sonuçları, kesin bir sonuca varılmadan hala birçok bilimsel tartışmanın konusudur. Bazı bilim adamları, ölçümlerin yanlış yorumlandığını iddia ediyor.
İzleri metan içinde milyar başına parçaları , bir ekip tarafından Mars atmosferinde keşfedildi Goddard Uzay Uçuş Merkezi ve NASA Mars'ta metan varlığı ancak tartışılıyor 2003 yılında; aslında metan tarafından yere iki tespit edildi Merak tarafından uzaydan Mars Express düzeyinde Haziran 2013 yılında Gale krateri 15.5 ± 2.5 bir konsantrasyon ile ppb ancak tek bir olay ve bir ExoMars İz Gaz Orbiter sonda tespit etmedi yaklaşık 0,05 ppb'lik bir alet duyarlılığına rağmen Mars atmosferinde metan gazı .
In Mart 2004, Mars Express sondası gelen ve gözlemler Kanada-Fransa-Hawaii Teleskobu da varlığını önerdi metan bir konsantrasyon ile atmosferde 10 ppb . Mars'taki metan varlığı ilgi çekicidir, çünkü kararsız bir gaz olarak gezegendeki bir kaynağın varlığını gösterir. Mars'ın yılda 270 ton metan üretmesi gerektiği tahmin ediliyor, ancak asteroit etkileri toplam metan üretiminin yalnızca% 0,8'ini temsil ediyor. Jeolojik metan kaynaklarının varlığı mümkün olsa da, volkanizmanın veya sıcak noktaların olmaması, jeolojik kökenli metan emisyonuna elverişli değildir.
Metanojenik mikroorganizmalar gibi mikro organik yaşamın varlığı bir olasılık olabilir, ancak bu kaynak henüz kanıtlanmamıştır.
Metan, atmosferde eşit bir şekilde dağılmadan önce hızla yok edildiğini düşündüren sarsıntılarla geliyor gibi görünüyor. Bu nedenle, sürekli olarak atmosfere salındığı da görünmektedir. En olası metan kaynağını belirlemek için bir "yardımcı gaz" arama planları devam etmektedir; karasal okyanuslarda, biyolojik kökenli metan üretimine etan eşlik etme eğilimindeyken , volkanik kökenli metana kükürt dioksit eşlik eder .
Yakın zamanda metanın , Mars'ta yaygın olan su, karbondioksit ve olivin içeren biyolojik olmayan bir işlemle üretilebileceği gösterildi . Bu reaksiyon için gerekli koşullar (yani yüksek sıcaklıklar ve basınçlar) şu anda gezegenin yüzeyinde mevcut değil, ancak kabuk içinde var olabilir. Bu sürecin varlığını kanıtlamak için , yine süreçten kaynaklanan bir mineral olan serpantinin tespit edilmesi gerekiyordu. Bu tespit, 2009 yılında Mars Reconnaissance Orbiter sondasının CRISM spektrometresi tarafından gerçekleştirildi .
Avrupa Uzay Ajansı (ESA), metan konsantrasyonu, su buharı varlığında denk olduğunu fark ettik. Üst atmosferde bu iki gaz eşit olarak dağılır, ancak yüzeye yakın üç ekvator bölgesinde, Arabistan Terra , Elysium Planitia ve Arcadia Memnonia'da yoğunlaşırlar . Metanın biyolojik doğasını dışlamak için , karbon 12 ve karbon 14 izotopları , metanın biyolojik veya biyolojik olmayan kökenini ayırt edebildiğinden , gelecekteki bir sondanın bir kütle spektrometresine sahip olması gerekecektir . 2012'de Mars Bilim Laboratuvarı bu izotopları CO 2 ve metanda ölçecek . Mikroskobik Mars yaşamı metan üretirse, muhtemelen yeraltının derinliklerinde, sıvı suyun var olması için yeterince sıcak olduğu yerde.
Amonyak Mars atmosferinde oldukça kararsız ve sadece birkaç saat sürer. Bu minimum ömre rağmen, bu bileşik Mars'ta tespit edildi. Amonyağın keşfi, Mars'ta yaşamın mevcut varlığı teorisinin savunucuları tarafından kullanılan bir argümandır. Bununla birlikte, spektrometrik ölçümlerin sonuçları, kullanılan spektrometrenin amonyağı karbondioksitten ayırt etmek için yeterli hassasiyete sahip olmadığını vurgulayan bilim topluluğu tarafından sorgulandı . Kesin sonuçlar için bir ölçüm görevinin yenilenmesi gerekecektir.
Giancomo Miraldi, 1704'te güney kutup başlığının Mars'ın dönme ekseninde ortalanmadığını keşfetti. 1719 muhalefeti sırasında Miraldi, iki kutuplu başlık ve kendi boyutlarında bir zaman değişimi gözlemledi.
William Herschel , 1784 tarihli yayınında Mars atmosferinin düşük yoğunluğunu ilk çıkaran kişiydi. Mars gezegeninin kutup bölgelerinde dikkat çekici görünümler, ekseninin eğimi, kutuplarının konumu ve küresel figürü hakkında; gerçek çapı ve atmosferi ile ilgili birkaç ipucu ile . Mars iki sönük yıldızı geçtiğinde, Herschel parlaklıklarının gezegenin atmosferinden etkilenmediğini gördü. Daha sonra, Mars çevresinde ışıklarına müdahale edemeyecek kadar az atmosfer olduğu sonucuna vardı.
Honoré Flaugergues , Mars yüzeyinde 1809 “sarı bulutlarda” keşfedildi. Bu, Mars'taki toz fırtınalarının bilinen ilk görüntüsüdür.
Mars paleoklimatolojisinin ciddi bir incelemesine başlamadan önce, özellikle yabancı terimler olmak üzere belirli terimlerin tanımlanması gerekir. Mars için iki zaman ölçeği vardır. Krater yoğunluğuna dayanan ilki, Noachian , Hesperian ve Amazonian olmak üzere üç çağa sahiptir . Mineraller dayalı ikinci, aynı zamanda üç dönemler içerir Phyllosian , Theiikian ve Siderikian .
Gözlemler ve modeller yalnızca mevcut atmosfer ve iklim koşulları hakkında değil, aynı zamanda geçmiş iklim hakkında da bilgi sağlar. Noachian döneminin atmosferi genellikle karbon bakımından zengin olarak kabul edildi. Ancak son gözlemler, kil yatakları sayesinde, bu döneme ait killerde çok az karbonat oluşumu olduğunu göstermiştir.
Spirit'in goetit keşfi, Mars'ın uzak geçmişindeki iklim koşullarının suyun yüzeyinin üzerinden akmasına izin verdiği sonucuna götürdü. Bazı çarpma kraterlerinin morfolojisi, zeminin çarpma anında ıslak olduğunu gösteriyor.
Mars'ın sıcaklığı ve atmosferik sirkülasyonu yıldan yıla değişir. Mars'ta okyanus yok, Dünya'daki sıcaklık değişimlerinin kaynaklarından biri. Mart 1999'da başlayan ve 2,5 Mart yılını kapsayan Mars Orbital kamerasından elde edilen veriler, Mars'taki havanın Dünya'nınkinden daha tekrarlayıcı ve bu nedenle daha öngörülebilir olma eğiliminde olduğunu gösteriyor. Bir yılın herhangi bir noktasında bir olay meydana gelirse, mevcut veriler, bu olayın sonraki yıl aynı yerde tekrarlanma olasılığının güçlü olduğunu gösterir.
29 Eylül 2008'de Phoenix iniş aracı , Heimdall Krateri yakınlarındaki iniş noktasının 4,5 km yukarısındaki bulutlardan düşen karların fotoğraflarını çekti . Bu kar, yere ulaşmadan buharlaştı; bu fenomen virga olarak adlandırılır .
BulutlarRüzgarlar 100 mikrometreden küçük kil parçacıklarını kaldırır . Küçük miktarlarda, bu parçacıklar gökyüzüne koyu sarı turuncu rengini verir. Gezegenin tamamını veya bir kısmını gizleyebilecek fırtınaları nadiren gözlemliyoruz.
Ayrıca sirrus bulutlarına çok benzeyen su ve karbondioksit bulutları da var . Bazı bulutlar o kadar incedir ki, ancak karanlıkta güneş ışığını yansıttıklarında görülebilirler. Bu anlamda, Dünya'nın gece bulutlarına yakındırlar . 2018 yılında görsel izleme kamerası (in) tahta üzerinde Mars Express 1800 uzanan dramatik su buzu bulutları gördü km yanardağ batıya ARSIA Mons . Mars'ın yörüngesindeki çeşitli enstrümanları ve eski fotoğrafların analizini kullanarak yaptığı çalışma, bu bulutun ilkbahar ve yaz aylarında birkaç ay boyunca, her yıl en az beş Mars yılı boyunca düzenli olarak oluştuğunu gösterdi. Yaklaşık 45 km yükseklikte şafakta Arsia Mons'tan gelişmeye başlar ve 170 m / s'ye (yaklaşık 600 km / s ) varan bir hızda yaklaşık iki buçuk saat boyunca batıya doğru uzanır . Daha sonra Arsia Mons'tan ayrılır ve öğleden önce buharlaşır.
SıcaklıkMars'taki ortalama sıcaklık -63 ° C'dir ( Dünya'daki 15 ila 18 ° C'ye kıyasla ). Bu sıcaklığa atmosferin düşük yoğunluğu neden olur, bu da uyarılmış sera etkisinin sadece 3 Kelvin ( Dünya için 33 K ) olduğu anlamına gelir . Buna ek olarak, Güneş'ten ortalama 1,5 kat daha fazla olan Mars, birim alan başına Dünya'dan% 57 daha az güneş enerjisi veya Dünya'ya gelen toplam güneş enerjisinin yalnızca% 12'sini alıyor.
Ancak kutuplarda zemin sıcaklığı kışın -143 ° C'ye düşebilirken , yaz ortasında düşük enlemlerde 27 ° C'ye ulaşabilir . Ayrıca belirtmek gerekir ki, bir okyanus ve yokluğunda ince atmosfere özellikle Bağlı ısı depolama düşük atalet, gece ve gündüz arasındaki indükler kuvvetli bir ısı değişimleri: 'den -89 ° C ile -24 ° C ile ilgili Viking 1 sitesi ( Chryse Planitia ).
SezonlarEkseninin eğim Mars yakın Earth Bunun, 23.45 °, 25.19 ° olan. Bu nedenle Mars , kuzey ve güney yarım kürelerde zıt mevsimler yaşar . Bir ile yörünge basıklık 0.0934 arasında (Earth için 0,0167), Mars yörünge kuvvetle eliptik olup uzaklığı Sun maksimum arasında değişir aphelia 249228000 kilometre ve asgari ait, günberi , 206.644.000 kilometre. Ek olarak, günberi kuzeydeki kış gündönümü ile ve aphelion kuzey yaz gündönümü ile çakışır . İki hemisfer gözlenen mevsim uzunluğu ve şiddetindeki farklılıkları neden olma etkisine sahiptir. Örneğin günberi'de güney kutbu Güneş'e doğru yönelir ve aphelion'daki kuzey kutbundan% 40 daha fazla enerji alır.
Mevsim | Mars günleri (Mars'ta) |
Dünya günleri (Dünya'da) |
|
---|---|---|---|
Kuzey yarımküre | Güney Yarımküre | ||
İlkbahar | sonbahar | 193.30 | 92.764 |
Yaz | Kış | 178.64 | 93.647 |
sonbahar | İlkbahar | 142.70 | 89.836 |
Kış | Yaz | 153.95 | 88.997 |
Kuzey yarımkürede kışlar nispeten "ılıman" ve kısadır, güney yarımkürede ise uzun ve soğuktur. Aynı şekilde güneyde yazlar kısa ve sıcak, kuzeyde uzun ve serindir. Bu nedenle güneyde sıcaklık farkları kuzeydekinden daha fazladır.
Buzul döngüsüMeyil bir varlığı ile stabilize edilmez gezegen, bir kitlesel uydu Earth için olduğu gibi, bir takip kaotik rejimi 120,000 hakkında yıllık bir dönemsellikle. 0 ° ile 60 ° arasında salınır ve Mars iklimini tamamen bozan ani değişikliklerle serpiştirilmiş nispeten stabilize aşamaları bilir.
Nispeten basitleştiren bir genel iklim modeliyle desteklenen kapsamlı araştırmalar, uzun vadeli iklimsel eğilimlerin olası varlığını göstermektedir: güçlü bir eğiklik rejiminde, buz birkaç izole ekvator bölgesinde birikir; düşük eğik rejimde, bu kapaklar erir ve yüksek güney ve kuzey enlemlerinde genel bir şekilde buz birikir. Daha sonra , Dünya'ya benzeterek bir sözde buzul-buzullararası dinamiği buluyoruz . Aslında, bu aşamalar Mars'ta daha belirgindir ve Mars'ın yüksek enlemlerdeki büyük topraklarının neden şaşırtıcı oranlarda buz ve regolit karışımından oluştuğunu açıklayabilir . Genel olarak, bu sonuçlar kesin olmamakla ve güçlü varsayımlara bağlı olmakla birlikte, birbirini izleyen uzay görevlerinden elde edilen jeolojik ve kimyasal veriler ve hipotezlerle uyumludur.
RüzgarlarMars'ın yüzeyinin ısıl ataleti düşüktür , bu da Güneş'in üzerinde parladığında hızla ısındığı anlamına gelir. Dünya'da rüzgar, denizden karaya gibi termal eylemsizlikte ani değişikliklerin olduğu yerde yaratılır. Mars'ta deniz yoktur, ancak yerin termal ataletinin değiştiği, kara deniz meltemine benzer sabah ve akşam rüzgarları oluşturduğu alanlar vardır. Antares Mars Küçük Ölçekli Hava Durumu (MSW) projesi kısa süre önce mevcut iklim modelinde toprak parametresi nedeniyle bazı zayıflıklar keşfetti. Bu zayıflıklar düzeltilmektedir ve daha kesin değerlendirmelere yol açmalıdır.
Düşük enlemlerde Hadley dolaşımı hakimdir ve neredeyse Dünya'daki ticaret rüzgarlarını oluşturan süreçle aynıdır . Yüksek enlemlerde havaya baroklinik basınç dalgaları adı verilen bir dizi yüksek ve alçak basınç bölgesi hakimdir. Mars, Dünya'dan daha kuru ve daha soğuktur, bu nedenle bu rüzgarlar tarafından yükselen toz, atmosferde Dünya'dakinden daha uzun süre kalma eğilimindedir, çünkü onu devirecek yağış yoktur (CO2 kar 2 hariç ).
Mars ve Dünya Hadley dolaşımları arasındaki en büyük farklardan biri hızlarıdır.
Siklonik fırtınalarDünyadaki siklonlara benzer siklonik fırtınalar önce Viking'in haritalama programı ve ardından birkaç sonda ve teleskopla tespit edildi. Resimler onları kum fırtınalarından farklı olarak beyaz renkte sunuyor. Bu fırtınalar yaz aylarında kuzey yarımkürede ve yalnızca yüksek enlemlerde görülme eğilimindedir. Spekülasyon, bu fırtınaların Kuzey Kutbu'ndaki benzersiz iklim koşullarından kaynaklandığını gösterme eğilimindedir.
Atmosferik basınçAtmosferik basınç Mars üzerinde 600 Pa ortalama ( 6.3 mbar çok daha az olan), 101.300 Pa yeryüzünde. Bunun sonuçlarından biri, Mars atmosferinin belirli bir enerjiye Dünya atmosferinden daha hızlı tepki vermesidir. Bununla birlikte, kutuplardaki buz süblimleştiğinde (özellikle karbondioksit ) değişebilir .
Ek olarak, atmosferik basınç da yüksekliğin bir fonksiyonudur. Referans irtifa (seviye 0) geleneksel olarak Mars'ta belirlenir, çünkü ortalama atmosferik basınç 610 Pa'dır , basınç aşağı yukarı suyun üçlü noktasına karşılık gelir . Yükseklik düştüğünde basınç yükselir ve bunun tersi de geçerlidir.
Mars ısı dereceleri, ancak 0 ° C , sıvı su altındaki bir basınçta, her durumda, var kararsız çünkü seviyesi 0 üzerinde, ya da 610 Pa , buzlu su inceltmekte su buharına.
Öte yandan, kuzey yarımkürede veya atmosferik basıncın 1155 Pa'ya ulaşabildiği Mars'taki en büyük ve en derin krater olan Hellas Planitia'nın çarpma kraterinde olduğu gibi , 0 seviyesinin altında (aslında, 610 Pa'dan daha büyük bir basınçta ). en düşük noktasında, sıcaklık 0 ° C'yi aşarsa sıvı su bulunabilir .
Mars mezosferinden geçen jet akıntısının yanı sıra , Mars'ta yalnızca bir Hadley hücresi olduğu , ancak iki yarım küreyi birleştiren ve yılda iki kez tersine dönen , irtifa ve genlik bakımından çok daha fazla işaretlendiği unutulmamalıdır.
Aynı şekilde, Mars'ın Güneş'e en yakın olduğu Avustralya baharının sonuna doğru yerel ve bazen bölgesel toz fırtınaları ortaya çıkar. İstisnai olarak, bu fırtınalar gezegensel hale gelebilir ve 1971'de ve daha az ölçüde 2001'de olduğu gibi birkaç ay sürebilir . Daha sonra küçük toz taneleri yükselir ve Mars'ın yüzeyini neredeyse görünmez hale getirir. Bu toz fırtınaları genellikle Hellas Havzası üzerinde başlar . Kutup ve komşu bölgeler arasında gözlenen önemli termal farklılıklar, atmosferdeki ince partiküllerin yükselmesine neden olan kuvvetli rüzgarlara neden olur. Küresel fırtınalar sırasında, bu fenomen önemli iklim değişikliklerine neden olur: Havadaki toz güneş radyasyonunu emer, böylece atmosferi ısıtır ve aynı zamanda yerdeki güneş ışınlarını azaltır . Böylece 2001 fırtına çıktığında hava sıcaklığı 30 ° C'ye yükselirken, topraktaki sıcaklık 10 ° C düşürülmüştür .
Son yıllarda Mars'ın güney kutbu ( Planum Australe ) çevresinde değişiklikler oldu . 1999'da Mars Global Surveyor , Mars'ın Güney Kutbu'ndaki donmuş karbondioksit tabakalarındaki çukurları fotoğrafladı. Çarpıcı şekilleri ve yönelimleri nedeniyle, bu çukurlar isviçre peyniri özellikleri (in) adı verilen unsurlar olarak bilinir . Uzay aracı 2001'de bu çukurların fotoğrafını tekrar çekti ve bir Mars yılında 3 metre geri çekilerek büyüdüklerini fark etti.
Bu jeolojik özellikler, atıl su buzu tabakasını açığa çıkaran kuru buzun buharlaşmasından kaynaklanmaktadır.
Son gözlemler, Mars'ın Güney Kutbu'nun yüceltilmeye devam ettiğini gösteriyor. Bu çukurlar, Mars yılı başına aynı 3 metre hızla büyümeye devam ediyor. Bir NASA makalesi , bu çukurların Mars'ta "ilerleyen iklim değişikliğini" önerdiğini söylüyor .
Gezegenin başka yerlerinde, daha düşük rakımlı bölgeler daha fazla su buzu içerir.
İlişkilendirme teorileri Kutup kaymasının nedenleri Mars'taki küresel ısınmanın nedeni güneş radyasyonu mu?Zaman ölçekli Mars sıcaklık verilerinin olmamasına rağmen, KI Abdusamatov , Mars ve Dünya'da eşzamanlı olarak gözlemlenen küresel ısınmanın yanı sıra ve bazı küresel ısınma şüphecilerinin bunun Dünya'daki mevcut değişimin nedeninin insan olmadığının kanıtı olduğuna inandıklarını öne sürdü - bu sıcaklık artışının doğrudan nedeni güneş dalgalanmaları olabilir.
Diğer bilim adamları, gözlemlenen değişikliklerin, Mars yörüngesindeki düzensizliklerden veya güneş ve yörünge etkilerinin bir kombinasyonundan kaynaklanabileceğine inanıyor.
MAVEN tarafından gerçekleştirilen ölçümler , Mars atmosferinin güneş rüzgarı tarafından saniyede yaklaşık 100 gram erozyona uğramasını tahmin etmeyi mümkün kıldı ; Bir güneş fırtınası durumunda kayıp, bir seferde bir yıllık kayıpla eşdeğer olacak şekilde daha yüksek olabilir.
Gezegeni insan keşfinin dönüş yolculuğuna hazırlanmak için yakıt yapmak için karbondioksit kullanabileceği öne sürüldü. Bu nedenle, Robert Zubrin tarafından önerilen Mars Direct projesi , oraya vardığında, nispeten basit bir kimyasal reaksiyonlar setinin ( elektrolizle birleşen Sabatier reaksiyonu ), VRE tarafından taşınan küçük bir hidrojeni Mars atmosferinden gelen dioksit karbonla birleştireceğini belirtir. 112 ton itici bir metan ve sıvı oksijen , 96 ton görevin sonunda yeryüzüne ERV dönmek için gerekli olacaktır.