Marso klimatas

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Jump to navigation Jump to search
 Broom icon.svg  Šį puslapį ar jo dalį reikia sutvarkyti pagal Vikipedijos standartus – Jei pastebite vertimo ir kitokių klaidų, prisidėkite.
Jei galite, sutvarkykite.
Mozaikinė Marso nuotrauka, daryta iš Viking 1, 1980 m. vasario 22 d.

Marso klimatas šimtmečiais buvo mokslininkų susidomėjimo objektas.

Nors Marsas yra mažesnio dydžio (turi tik 11 % Žemės masės) ir yra pusantro karto toliau nuo Saulės negu Žemė, pastebima daug klimato panašumų su ja, tokių kaip poliarinės ledo kepurės bei metų laikų ir orų sąlygų kaita. Šie panašumai skatina ilgalaikius planetologų ir klimatologų tyrimus. Nors Marso klimatas turi panašumų į Žemės dėl vyraujančių metų laikų ir periodiškai pasikartojančių ledynmečių, yra ir tokių žymių skirtumų, kaip, pavyzdžiui, daug mažesnė terminė inercija. Be to, Marso atmosfera yra apytiksliai 11 km aukščio (60 % didesnė negu Žemėje). Šie duomenys yra svarbūs bandant atsakyti į klausimą, ar šioje planetoje būta gyvybės ir ar yra ji dabar.

Klimato tyrinėjimai sulaukė susidomėjimo iš žiniasklaidos dėl NASA atliktų matavimų, kurie atskleidė padidėjusią pietų poliarinės ledo kepurės sublimaciją. Tai privedė prie vienos populiarios spekuliacijos spaudoje, kad Marse taip pat vyksta globalinis atšilimas,[1] nors Marso vidutinė temperatūra iš tikrųjų vėso pastaruosius dešimtmečius.

Marsas buvo tyrinėjamas įvairiais prietaisais iš Žemės dar nuo XVII amžiaus, bet tik XX amžiaus 7-o dešimtmečio vidury pradėti kosminiai Marso tyrinėjimai leido planetą pažinti iš arti. Praskriejantys ir orbitiniai erdvėlaiviai suteikė duomenis iš kosmoso, o planetos paviršiuje išsibarstę marsaeigiai aprūpino duomenimis iš tiesioginių atmosferos sąlygų matavimų. Pažangūs Žemės orbitiniai prietaisai šiandien geba suteikti iki tam tikro lygio santykinai didesnį supratimą apie planetoje vyraujančius orų reiškinius.

Pirmasis prie planetos priartėjęs kosminis aparatas buvo Mariner 4, praskriejęs 1965 m. Jo skrydis davė mažai informacijos apie atmosferos charakteristikas, dėl to, kad pats praskridimas truko tik dvi paras. Vėlesnės Mariner misijos (Mariner 6 ir Mariner 7) užpildė kai kurias pagrindinės informacijos apie planetos klimatą spragas. Rimtesni tyrimai prasidėjo su Viking programa 1975 m. ir tęsiasi iki šių dienų kartu su tokiais zondais, kaip Mars Reconnaissance Orbiter.

Šių stebėjimų rezultatai buvo papildyti duomenimis iš mokslinės kompiuterinės simuliacijos, vadinamos Marso bendruoju cirkuliacijos modeliu (MGCM),[2] kurios keletas susistemintų skirtingų pasikartojančių rezultatų leido daugiau sužinoti apie Marsą, taip pat ir tokių modelių galimybių ribas.

Istoriniai klimato stebėjimai[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Giacomo Maraldis 1704 m. patikino, kad pietinė kepurė nėra centruota Marso sukimosi ašyje.[3] Per 1719 m. opoziciją, Maraldis stebėjo abi poliarines kepures ir laikiną kintamumą savo maste.

Viljamas Heršelis pirmasis padarė išvadą, kad Marso atmosfera yra mažo tankio, savo 1784 m. publikacijoje, pavadintoje: Dėl žymių pastebėjimų poliariniuose Marso planetos regionuose, jos ašies pasvirimo, jos polių būkle, jos sferoido pavidalu; su keletu užuominų, susijusių su jo realiu skersmeniu ir atmosfera. Kai dvi blyškios žvaigždės praskrido arti Marso, nedarydama jokio poveikio jų ryškumui, Heršelis teisingai padarė išvadą, kad tai reiškė, kad atmosfera yra per menka, kad ji vykdytų šviesos interferenciją.[3]

Honore Flaugergues 1809 m. "geltonų debesų" atradimas Marso paviršiuje yra pirmasis žinomas Marso dulkių audrų stebėjimas.[4] Flaugergues taip pat stebėjo 1813 m. reikšmingą poliarinio ledo mažėjimą Marso pavasario metu. Jo spėjimai, kad dėl to galbūt Marse yra šilčiau nei Žemėje, vėliau patvirtinti kaip neteisingi.

Marso paleoklimatologija[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Šiuo metu yra dvi istorinių duomenų kaupimo sistemos, kurios naudojamos Marso geologiniam laikui. Viena yra paremta pagal kraterių tankumą ir išskirstyta į tris eras: Noačio, Hesperio, and Amazonio. Kita yra mineraloginė laiko skalė, taip pat išskirstyta į tris eras: Filocio, Teikio ir Siderikis.

Naujausi stebėjimai ir modeliavimai padeda suprasti ne tik apie dabarties klimatą ir atmosferos sąlygas Marse, bet taip pat apie jos praeitį. Buvo anksčiau spėjama, kad Noačio eros metu, Marso atmosfera buvo turtinga anglies dioksido. Naujausi molio mineralų ir jų formavimosi sąlygų spektriniai stebėjimai rodo[5] , kad molyje karbonatų yra mažai arba jų iš vis nėra. Molio formavimasis anglies dvideginiu turtinga aplinka visada lydi anglies formavimasis, nors karbonatai galimai vėliau ištirpsta dėl vulkaninio rūgštingumo.

Vandens suformuotų mineralų, tokių kaip hematitas ir jarositas, atradimas, padarytas marsaeigio Opportunity rover ir getitas, atrastas Spirit rover. Taip prieita prie išvados, kad klimato sąlygos tolimoje praeityje leido laisvai tekėti vandeniui Marse. Kai kurių kraterių poveikių morfologija rodė, kad paviršius tuo metu buvo drėgnas smūgio metu.[6] Geomorfiniai stebėjimai, tiek kraštovaizdžio erozijos lygis[7], tiek Marso slėnių tinklai[8] taip pat stipriai išduota apie šiltesnes, dregnesnes sąlygas Nočio periodo Marse (kiek anksčiau nei prieš 4 milijardus metų). Tačiau, cheminiai Marso meteorito pavyzdžiai rodo, kad aplinkos paviršinė temperatūra Marse galimai buvo žemiau 0 °C per pastaruosius keturis milijardus metų.[9]

Kai kurie mokslininkai teigia, kad didžioji Tarsidės ugnikalnių dalis turėjo pagrindinę įtaką klimatui Marse. Išsiveržiantys ugnikalniai išleisdavo didelius kiekius dujų, daugiausia vandens garų ir CO2. Pakankamas dujų kiekis, galimai paleistas ugnikalnių, galimai padarė ankstyvąją Marso atmosferą tankesnę negu Žemėje. Ugnikalniai galėjo paleisti pakankamai H2O, kuris galimai padengė visą Marso paviršių 120 m gylio sluoksniu. CO2 yra šiltnamio dujos, kurios atsakingos už temperatūros kilimą: ji neleidžia išspinduliuoti šilumai, absorbuojant infraraudonąją spinduliuotę. Taigi, Tarsio ugnikalniai, atiduodami CO2, galėjo Marsą praeityje padaryti labiau panašią į Žemę. Marsas galbūt turėjo daug tankesnę ir šiltesnę atmosferą, taip pat galėjo turėti jūrų ir ežerų.[10] Tai, kaip bebūtų, patvirtino, kad labai sudėtinga sukurti įtikinamus globalius klimato modelius Marsui, kurie padėtų apskaičiuoti, ar būta aukštesnės nei 0 °C temperatūra nors kartą planetos istorijoje,[11] ir tai matomai rodo problemas norint tiksliai nustatyti tokius modelius.

Orai[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Rytiniai debesys Marse - Viking Orbiter 1 (padaryta 1976)

Marso orai nėra pastovūs, jie skiriasi kiekvienais metais kaip ir kiekvienoje planetoje, kuri turi atmosferą. Tik Marsas neturi vandenynų, kurie žymiai prisideda prie atmosferos pokyčių Žemėje. Tai įrodo Mars Orbiter Camera duomenys, pradedant nuo 1999 m. kovo ir apimantys 2.5 Marso metų, kad Marso orai yra labiau nuspėjami ir pasikartojantys. Jei reiškinys pasirodo tam tikru laiku, atsiranda didelė tikimybė, kad įvykis pasikartos panašiu metu ir kitais metais, ir netgi beveik tokioj pačioje vietoje.

2008 m. rugsėjo 29 d., the Phoenix zondas padarė nuotraukas sniego, krentančio iš debesų, esančių virš 4,5 km nuo jo nusileidimo vietos šalia Heimdalio kraterio. Krituliai išgaravo prieš pasiekdami žemę, kaip fenomenas, vadinamas virga.

Debesys[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

Ledo debesų animacija, padaryta (1 nuotrauka, kas 10 minučių) virš Phoenix nusileidimo vietos (2008 m. rugpjūčio 29 d.).

Marso dulkių audros gali pakelti mažas daleles aukštyn į atmosferą, iš kurių gali formuotis debesys. Šie debesys gali pakilti labai aukštai, net iki 100 km (62 mi) aukščio virš planetos paviršiaus. Debesys yra labai neryškūs ir gali būti matomi tik kaip saulės šviesą atspindintys debesys nakties pradžios/pabaigos metu. Šiuo požiūriu, jie yra panašūs į mezosferos debesis, taip pat žinomi kaip sidabriškieji debesys Žemėje, kurie pasirodo 80 km nuo mūsų planetos paviršiaus.

Šaltiniai[redaguoti | redaguoti vikitekstą]

  1. Francis Reddy (September 23, 2005).
  2. NASA.
  3. 3,0 3,1 Exploring Mars in the 1700s
  4. Exploring Mars in the 1800s
  5. "Clay studies might alter Mars theories".
  6. Carr, M.H.; et al. (1977).
  7. Golombek, M.P.; Bridges, N.T. (2000).
  8. Craddock, R.A.; Howard, A.D. (2002).
  9. Shuster, David L.; Weiss, Benjamin P. (July 22, 2005).
  10. Hartmann, W. 2003.
  11. Aberle, R.M. (1998).