Teplota na Marse. Teplota na planétach slnečnej sústavy Teplotné podmienky Marsu

Planéta Mars, rovnako ako ďalší blízky sused Zeme, Venuša, bola podrobená najintenzívnejšiemu štúdiu astronómov od staroveku. Viditeľné voľným okom je odpradávna zahalené tajomstvom, legendami a špekuláciami. A dnes o Červenej planéte nevieme všetko, ale veľa informácií získaných počas storočí pozorovania a štúdia vyvrátilo niektoré mýty, pomohlo človeku porozumieť mnohým procesom prebiehajúcim na tomto vesmírnom objekte. Teplota na Marse, zloženie jeho atmosféry, vlastnosti jeho obežného pohybu sa po zdokonalení metód technického výskumu a začiatku epochy vesmíru dokázali posunúť z kategórie predpokladov do hodnosti nespochybniteľných skutočností. Mnoho údajov o tak blízkom, ako aj vzdialenom susedovi však musí byť ešte vysvetlených.

Po štvrté

Mars sa nachádza jeden a polkrát ďalej od Slnka ako naša planéta (vzdialenosť sa odhaduje na 228 miliónov km). Podľa tohto parametra mu patrí štvrté miesto. Za obežnou dráhou Červenej planéty leží hlavný pás asteroidov a Jupiterovo „panstvo“. Lieta okolo našej hviezdy asi za 687 dní. Dráha Marsu je zároveň silne predĺžená: jeho perihélium sa nachádza vo vzdialenosti 206,7 a jeho afélium je vo vzdialenosti 249,2 milióna km. A deň tu trvá iba o takmer 40 minút dlhšie ako na Zemi: 24 hodín a 37 minút.

Malý brat

Mars patrí k suchozemským planétam. Hlavnými látkami, ktoré tvoria jeho štruktúru, sú kovy a kremík. Medzi podobnými objektmi je z hľadiska rozmerov iba pred Merkúrom. Priemer Červenej planéty je 6 786 kilometrov, čo je asi polovica priemeru Zeme. Pokiaľ však ide o hmotnosť, Mars je 10-krát horší ako náš vesmírny domov. Plocha celého povrchu planéty mierne presahuje plochu zemských kontinentov, spolu, okrem rozsiahlosti Svetového oceánu. Hustota je tu tiež nižšia - je iba 3,93 kg / m 3.

Hľadanie života

Napriek zjavnému rozdielu medzi Marsom a Zemou sa dlho považoval za skutočného kandidáta na titul obývanej planéty. Pred začiatkom vesmírneho veku vedci, ktorí pozorovali červenkastý povrch tohto kozmického tela prostredníctvom ďalekohľadu, pravidelne objavovali známky života, ktoré však čoskoro našli prozaickejšie vysvetlenie.

Postupom času boli jasne definované podmienky, za ktorých sa mimo Zeme mohli objaviť aspoň tie najjednoduchšie organizmy. Patria sem určité teplotné parametre a prítomnosť vody. Veľa výskumov na Červenej planéte malo za cieľ zistiť, či sa tam vyvinula vhodná klíma, a pokiaľ je to možné, nájsť stopy života.

Teplota na Marse

Červená planéta je nehostinný svet. Značne to ovplyvňuje vzdialenosť od Slnka klimatické podmienky tohto kozmického tela. Teplota na Marse v stupňoch Celzia sa pohybuje v priemere od -155 ° do + 20 °. Je tu oveľa chladnejšie ako na Zemi, pretože jeden a polkrát ďalej odtiaľ Slnko ohrieva povrch o polovicu slabšie. Tieto nepriaznivé podmienky zhoršuje zriedená atmosféra, ktorá umožňuje, aby žiarenie prechádzalo dobre, ako je známe, deštruktívne pre všetko živé.

Takéto fakty znižujú na minimum šance na nájdenie stôp po existujúcich alebo kedysi vyhynutých organizmoch na Marse. Bod v tomto vydaní však ešte nebol uvedený.

Určujúce faktory

Teplota na Marse, rovnako ako na Zemi, závisí od polohy planéty voči hviezde. Jeho maximálna hodnota (20 - 33 °) je pozorovaná počas dňa v oblasti rovníka. Minimálne hodnoty (až do -155 °) sa dosahujú v blízkosti južného pólu. Celé územie planéty sa vyznačuje výraznými teplotnými výkyvmi.

Tieto zmeny ovplyvňujú klimatické vlastnosti Marsu aj jeho vzhľad. Hlavným, viditeľným dokonca zo Zeme, detailom jeho povrchu sú polárne čiapky. V dôsledku výrazného vykurovania v lete a ochladenia v zime prechádzajú citeľnými zmenami: buď sa zmenšujú, až takmer úplne zmiznú, potom sa opäť zväčšujú.

Je na Marse voda?

Keď v jednej z hemisfér začne leto, veľkosť zodpovedajúcej polárnej čiapočky sa začne zmenšovať. Vzhľadom na orientáciu osi planéty, keď sa blíži k bodu perihélia, sa južná polovica otáča k Slnku. Vďaka tomu je tu leto o niečo teplejšie a polárna čiapočka takmer úplne zmizne. Na severe tento efekt nie je pozorovaný.

Zmeny veľkosti polárnych čiapok prinútili vedcov myslieť si, že nie sú celkom bežný ľad... Doteraz zozbierané údaje nám umožňujú predpokladať, že pri ich vzniku zohráva významnú úlohu oxid uhličitý, ktorá obsahuje veľké množstvo atmosféry Marsu. V chladnom období tu teplota dosahuje bod, v ktorom sa zvyčajne premení na takzvaný suchý ľad. Je to on, ktorý sa s príchodom leta začína topiť. Voda je podľa vedcov prítomná aj na planéte a tvorí tú časť polárnych čiapočiek, ktorá zostáva nezmenená aj pri zvýšení teploty (ohrev je pre jej zmiznutie nedostatočný).

Planéta Mars sa zároveň nemôže pochváliť tým, že má hlavný zdroj života v tekutom stave. Nádej na jej objav dlho inšpirovali oblasti reliéfu, ktoré veľmi pripomínali korytá riek. Stále nie je úplne pochopené, čo mohlo viesť k ich vzniku, keby na Červenej planéte nikdy nebola tekutá voda. Atmosféra Marsu svedčí v prospech „suchej“ minulosti. Jeho tlak je taký nevýznamný, že bod varu vody klesá na teploty, ktoré sú pre Zem neobvykle nízke, to znamená, že tu môže existovať iba v plynnom stave. Teoreticky mohol mať Mars v minulosti hustejšiu atmosféru, potom by však po ňom zostali stopy v podobe ťažkých inertných plynov. Doteraz sa však nenašli.

Vetry a búrky

Teplota na Marse, respektíve jej výkyvy, vedie k rýchlemu pohybu vzdušné hmoty na pologuli, kde prišla zima. Vetry vznikajúce v tomto prípade dosahujú 170 m / s. Na Zemi by takéto javy sprevádzali lejaky, ale Červená planéta na to nemá dostatočné zásoby vody. Vyskytujú sa tu prachové búrky, také rozsiahle, že niekedy pokrývajú celú planétu. Zvyšok času je tu takmer vždy jasné počasie (na vytvorenie značného množstva oblakov je tiež potrebná voda) a veľmi priezračný vzduch.

Napriek relatívne malej rozlohe Marsu a jeho životnej nevhodnosti vkladajú doň vedci veľké nádeje. Tu sa v budúcnosti plánuje umiestniť základy pre ťažbu nerastov a realizáciu rôznych vedecké činnosti... Je stále ťažké povedať, aké skutočné sú takéto projekty, ale neustály vývoj technológií svedčí o tom, že ľudstvo bude čoskoro schopné stelesniť tie najodvážnejšie nápady.

Atmosférické zloženie

Atmosféra Marsu je vzácnejšia ako vzdušná škrupina Zeme a je z 95% tvorená oxidom uhličitým, asi 4% tvoria dusík a argón. Kyslík a vodná para v atmosfére Marsu sú menej ako 1%. Priemerný atmosférický tlak na povrchu je 160-krát nižší ako na povrchu Zeme.

Hmotnosť atmosféry sa počas roka veľmi líši v dôsledku kondenzácie v zime a odparovania v lete, veľkého množstva oxidu uhličitého na póloch, v polárnych čiapkach.

Oblačnosť a zrážky

V marťanskej atmosfére je veľmi málo vodnej pary, ale pri nízkych tlakoch a teplotách je v stave blízkom nasýteniu a často sa zhromažďuje v oblakoch. Marťanské mraky sú v porovnaní s pozemskými skôr nevýrazné.

Teplota

priemerná teplota na Marse je oveľa nižšia ako na Zemi - asi −40 ° С. Za najpriaznivejších letných podmienok, v dennej polovici planéty, sa vzduch ohrieva na 20 ° C - pre obyvateľov Zeme úplne prijateľná teplota. Ale v zimnej noci môže mráz dosiahnuť -125 ° C. V zimných teplotách dokonca oxid uhličitý zamŕza na suchý ľad. Takéto drastické zmeny teploty sú spôsobené skutočnosťou, že zriedená atmosféra Marsu nie je schopná dlhodobo zadržiavať teplo. V dôsledku početných meraní teplôt v rôznych bodoch na povrchu Marsu sa ukazuje, že počas dňa na rovníku môže teplota dosiahnuť + 27 ° С, ale ráno klesne na -50 ° С.

Na Marse sa nachádzajú aj teplotné oázy; v oblastiach fénixského „jazera“ (slnečná plošina) a Noemovej krajiny sa teplotný rozdiel pohybuje od −53 ° С do + 22 ° С v lete a od −103 ° С do - V zime 43 ° С. Mars je teda veľmi chladný svet, ale podnebie tam nie je oveľa drsnejšie ako v Antarktíde. Keď sa na Zem preniesli prvé fotografie z povrchu Marsu, ktoré urobil Viking, vedci boli veľmi prekvapení, keď zistili, že marťanská obloha nie je čierna, ako sa predpokladalo, ale ružová. Ukázalo sa, že prach visiaci vo vzduchu absorbuje 40% prichádzajúceho slnečného žiarenia a vytvára farebný efekt.

Prachové búrky a tornáda

Vetry sú jedným z prejavov teplotných rozdielov. Na povrch planéty často fúka silný vietor, ktorého rýchlosť dosahuje 100 m / s. Nízka gravitácia umožňuje aj tenkým prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu. Niekedy sú dosť veľké oblasti na Marse pokryté grandióznymi prachovými búrkami. Najčastejšie sa vyskytujú v blízkosti polárnych čiapok. Celosvetová prachová búrka na Marse zabránila povrchovému fotografovaniu zo sondy Mariner 9. Zúrila od septembra do januára 1972 a do atmosféry vo výške viac ako 10 km zdvihla asi miliardu ton prachu. Prachové búrky sa najčastejšie vyskytujú v obdobiach veľkého odporu, keď sa leto na južnej pologuli kryje s prechodom Marsu perihéliom.

Prachové tornáda sú ďalším príkladom teplotných procesov na Marse. Takéto tornáda sú veľmi častými prejavmi na Marse. Zvyšujú prach do atmosféry a sú spôsobené teplotnými rozdielmi. Dôvod: cez deň sa povrch Marsu dostatočne zahrieva (niekedy až na kladné teploty), ale vo výške až 2 metre od povrchu zostáva atmosféra rovnako chladná. Takýto pokles spôsobuje nestabilitu, vyhadzovanie prachu do vzduchu - v dôsledku toho sa tvoria prachoví čerti.

Ročné obdobia

V súčasnosti je známe, že zo všetkých planét slnečnej sústavy je Mars najviac podobný Zemi. Os rotácie Marsu je naklonená k svojej obežnej rovine asi o 23,9 °, čo je porovnateľné s naklonením zemskej osi, ktorá je 23,4 °, a marťanské dni sa prakticky zhodujú so zemskou - preto, tak ako na Zemi , dochádza k zmene ročných období. Sezónne zmeny sú najvýraznejšie v polárnych oblastiach. V zime zaberajú polárne čiapky značnú plochu. Hranica severnej polárnej čiapky sa môže pohybovať od pólu o tretinu vzdialenosti k rovníku a hranica južnej čiapky pokrýva polovicu tejto vzdialenosti. Tento rozdiel je spôsobený skutočnosťou, že na severnej pologuli nastáva zima, keď Mars prechádza perihéliom svojej dráhy, a na južnej - keď aféliom. Z tohto dôvodu sú zimy na južnej pologuli chladnejšie ako na severnej. A trvanie každej zo štyroch marťanských sezón sa líši v závislosti od vzdialenosti od Slnka. Preto sú na marťanskej severnej pologuli zimy krátke a relatívne „mierne“ a letá dlhé, ale chladné. Na juhu je naopak leto krátke a pomerne teplé, zima zase dlhá a studená.

S nástupom jari sa polárny uzáver začína „zmenšovať“ a zanecháva po sebe postupne sa strácajúce ostrovy ľadu. Zároveň sa z pólov do rovníka šíri takzvaná stmavujúca vlna. Moderné teórie to vysvetľujú skutočnosťou, že jarné vetry prenášajú pozdĺž poludníkov veľké masy pôdy s rôznymi reflexnými vlastnosťami.

Zdá sa, že žiadna z čiapočiek nezmizne úplne. Pred začiatkom prieskumu Marsu pomocou medziplanetárnych sond sa predpokladalo, že jeho polárne oblasti sú pokryté zamrznutou vodou. Presnejšie moderné pozemné a vesmírne merania zistili aj zmrazený oxid uhličitý v zložení marťanského ľadu. V lete sa odparuje a vstupuje do atmosféry. Vetry ho prenášajú k protiľahlej polárnej čiapočke, kde opäť mrzne. Tento cyklus oxidu uhličitého a rôzne veľké polárne čiapky vysvetľujú volatilitu tlaku v atmosfére Marsu.

Reliéf marťanského povrchu je zložitý a má veľa detailov. Vysušené korytá riek a kaňony na povrchu Marsu vyvolali špekulácie o existencii rozvinutej civilizácie na Marse - ďalšie podrobnosti nájdete v článku Život na Marse.

Typická marťanská krajina pripomína suchozemskú púšť a povrch Marsu má kvôli vysokému obsahu oxidov železa v marťanskom piesku červenkastý odtieň.

Odkazy

Wikimedia Foundation. 2010.

Zistite, čo je podnebie v Marse v iných slovníkoch:

Podnebie - získajte aktívny kupón na 220 V na Akademik alebo kúpte klímu za nízku cenu pri výpredaji 220 V

Mesto Marsa Alam Krajina Egypt Egypt Mu ... Wikipedia

Polárny uzáver Marsu ... Wikipedia

Polárna čiara Marsu Hydrosféra Marsu je agregát zásoby vody planéta Mars zastúpená vodný ľad v polárnych čiapkach Marsu, ľad pod povrchom a možné zásobníky tekutej vody a vodných roztokov solí v horných vrstvách ... ... Wikipedia

- "Sands of Mars" Vydanie Sands of Mars 1993, "Northwest" Žáner: román

Mapa Marsu od Giovanniho Schiaparelliho Marťanské kanály sú sieťou dlhých priamych línií v rovníkovej oblasti Marsu, ktorú objavil taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli počas opozície v roku 1877 a potvrdili ju následné pozorovania ... ... Wikipedia

Mars má teraz suché a studené podnebie (vľavo), ale v počiatočných fázach vývoja planéty s najväčšou pravdepodobnosťou existovala tekutá voda a hustá atmosféra (vpravo).

Štúdium

História pozorovania

Aktuálne pozorovania

Počasie

Teplota

Priemerná teplota na Marse je oveľa nižšia ako na Zemi: -63 ° C. Pretože atmosféra Marsu je veľmi riedka, nevyhladzuje denné výkyvy povrchovej teploty zle. Za najpriaznivejších letných podmienok, v dennej polovici planéty, sa vzduch ohrieva na 20 ° C (a na rovníku - +27 ° C) - pre obyvateľov Zeme úplne prijateľná teplota. Maximálna teplota vzduchu zaznamenaná vozidlom Spirit Rover bola +35 ° C. ale zimné v noci môže mráz dosiahnuť aj na rovníku od -80 ° C do -125 ° C a na póloch môže nočná teplota klesnúť na -143 ° C. Denné výkyvy teplôt však nie sú také výrazné ako na bez atmosférickom Mesiaci a Merkúre. Na Marse sú teplotné oázy, v oblastiach fénixského „jazera“ (slnečná plošina) a krajina Noe teplotný rozdiel je od -53 ° C do + 22 ° C v lete a od -103 ° C do -43 ° C v zime. Mars je teda veľmi chladný svet, jeho podnebie je oveľa prísnejšie ako v Antarktíde.

Tlak atmosféry

Atmosféra Marsu je vzácnejšia ako vzdušná škrupina Zeme a viac ako 95% pozostáva z oxidu uhličitého a obsah kyslíka a vody je zlomok percent. Priemerný tlak atmosféry na povrch je v priemere 0,6 kPa alebo 6 mbar, čo je o 160 menej ako Zem alebo rovné Zemi v nadmorskej výške takmer 35 km od zemského povrchu). Atmosférický tlak prechádza silnými dennými a sezónnymi zmenami.

Oblačnosť a zrážky

Vodná para v marťanskej atmosfére nie je vyššia ako tisícina percenta, podľa výsledkov nedávnych (2013) štúdií je to však stále viac, ako sa doteraz predpokladalo, a viac ako v horných vrstvách zemskej atmosféry, a pri nízkom tlaku a teplote je v stave blízkom nasýteniu, preto sa často zhromažďuje v oblakoch. Typicky sa vodné oblaky tvoria 10 - 30 km nad povrchom. Sú sústredené hlavne na rovníku a sú pozorované takmer počas celého roka. Mraky pozorované dňa vysoké úrovne atmosféra (viac ako 20 km), sa tvoria v dôsledku kondenzácie CO 2. Rovnaký proces je zodpovedný za tvorbu nízkej oblačnosti (v nadmorskej výške menšej ako 10 km) v polárnych oblastiach v zime, keď teplota atmosféry klesne pod bod mrazu CO 2. (-126 ° C); v lete sa z ľadu similar 2 О vytvárajú podobné tenké útvary

Útvary kondenzačného charakteru sú tiež predstavované hmlami (alebo hmlami). Často stoja nad nížinami - kaňonmi, údoliami - a v chladnom počasí na dne kráterov.

V atmosfére Marsu sa môžu vyskytovať snehové búrky. Mars rover "Phoenix" v roku 2008 pozoroval v cirkumpolárnych oblastiach virgu - zrážky pod mrakmi, ktoré sa odparovali pred dosiahnutím povrchu planéty. Podľa pôvodných odhadov bola miera poklesu zrážok v panne veľmi nízka. Posledné (2017) simulácie Marsu atmosférické javy ukázal, že v stredných zemepisných šírkach, kde dochádza k pravidelnej zmene dňa a noci, sa po západe slnka mraky prudko ochladia, čo môže viesť k snehovým víchriciam, počas ktorých môže rýchlosť častíc skutočne dosiahnuť 10 m / s. Vedci pripúšťajú, že silný vietor v kombinácii s nízkou oblačnosťou (zvyčajne sa vytvárajú oblaky Marsu vo výške 10-20 km) môžu viesť k tomu, že na povrch Marsu bude padať sneh. Tento jav je podobný pozemským mikroburstom - búrkam od vetra s rýchlosťou až 35 m / s, často spojeným s búrkami.

Sneh bol skutočne pozorovaný mnohokrát. V zime 1979 teda napadla v pristávacej oblasti Viking-2 tenká vrstva snehu, ktorá trvala niekoľko mesiacov.

Prachové búrky a tornáda

Charakteristickým znakom atmosféry Marsu je stála prítomnosť prachu, ktorého častice sú veľké asi 1,5 mm a pozostávajú hlavne z oxidu železitého. Nízka gravitácia umožňuje aj zriedeným prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu do výšky 50 km. A vetry, ktoré sú jedným z prejavov teplotných rozdielov, často fúkajú cez povrch planéty (najmä neskoro na jar - začiatkom leta na južnej pologuli, keď je teplotný rozdiel medzi hemisférami obzvlášť ostrý) a ich rýchlosť dosahuje 100 pani. Tak vznikajú rozsiahle prachové búrky, ktoré boli dlho pozorované vo forme jednotlivých žltých oblakov a niekedy aj vo forme súvislého žltého závoja pokrývajúceho celú planétu. Najčastejšie sa prachové búrky vyskytujú v blízkosti polárnych čiapok, ich trvanie môže dosiahnuť 50 - 100 dní. Slabý žltý opar v atmosfére je spravidla pozorovateľný po veľkých prachových búrkach a je ľahko detekovateľný fotometrickými a polarimetrickými metódami.

Ukázalo sa, že prachové búrky, dobre pozorované na snímkach snímaných z obežných dráh, boli pri snímaní z pristávajúcich vozidiel ťažko viditeľné. Prechod prachových búrok v miestach ich pristátia vesmírne stanice bol zaznamenaný iba prudkou zmenou teploty, tlaku a veľmi slabým tmavnutím celkového pozadia oblohy. Prašná vrstva, ktorá sa po búrke usadila v blízkosti miest pristátia Vikingov, bola iba niekoľko mikrometrov. To všetko svedčí o dosť nízkej nosnosti marťanskej atmosféry.

Od septembra 1971 do januára 1972 sa na Marse vyskytla globálna prachová búrka, ktorá dokonca zabránila fotografovaniu povrchu zo sondy Mariner 9. Hmotnosť prachu v atmosférickom stĺpci (s optickou hrúbkou 0,1 až 10), odhadovaná počas tohto obdobia, sa pohybovala od 7,8 7.10 -5 do 1,66⋅10 -3 g / cm2. Celková hmotnosť prachových častíc v atmosfére Marsu teda v období globálnych prachových búrok môže dosiahnuť 10 8 - 10 9 ton, čo je porovnateľné s Celkom zaprášiť pozemská atmosféra.

Otázka dostupnosti vody

Pre stabilnú existenciu čistej vody v tekutom stave teplota a parciálny tlak vodnej pary v atmosfére by mal byť nad trojitým bodom fázového diagramu, zatiaľ čo teraz sú ďaleko od zodpovedajúcich hodnôt. Výskum vykonaný kozmickou loďou Mariner 4 v roku 1965 skutočne ukázal, že na Marse v súčasnosti nie je žiadna tekutá voda, ale údaje z roverov NASA Spirit a Opportunity naznačujú prítomnosť vody v minulosti. 31. júla 2008 bola na Marse objavená ľadová voda v mieste pristátia kozmickej lode Phoenix z NASA. Prístroj našiel nánosy ľadu priamo v zemi. Existuje niekoľko faktov na podporu tvrdenia o prítomnosti vody na povrchu planéty v minulosti. Najskôr sa našli minerály, ktoré sa mohli vytvárať iba v dôsledku dlhodobého pôsobenia vody. Po druhé, veľmi staré krátery sú z povrchu Marsu prakticky vymazané. Moderná atmosféra nemohla spôsobiť také zničenie. Štúdium rýchlosti tvorby a erózie kráterov umožnilo zistiť, že vietor a voda ich zničili predovšetkým pred asi 3,5 miliardami rokov. Mnoho vpustí má približne rovnaký vek.

NASA 28. septembra 2015 oznámila, že na Marse sú v súčasnosti sezónne prúdy tekutej slanej vody. Tieto formácie sa prejavujú v teplom období a miznú v chladnom období. Planetárni vedci dospeli k svojim záverom analýzou vysokokvalitných snímok získaných pomocou vedeckého prístroja HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) prístroja Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

25. júla 2018 bola zverejnená správa o objave na základe výskumu radarom MARSIS. Práce preukázali prítomnosť subglaciálneho jazera na Marse, ktoré sa nachádza v hĺbke 1,5 km pod ľadom južnej polárnej čiapky (o Planum australe), široký asi 20 km. Stalo sa tak prvým známym stálym vodným útvarom na Marse.

Ročné obdobia

Rovnako ako na Zemi, aj na Marse sa ročné obdobia menia v dôsledku naklonenia osi rotácie na orbitálnu rovinu, takže v zime na severnej pologuli rastie polárna čiapočka a na južnej takmer mizne a po šiestich mesiacoch sa pologule zmeniť miesta. Navyše, vzhľadom na pomerne veľkú excentricitu obežnej dráhy planéty v perihéliu (zimný slnovrat na severnej pologuli), prijíma až o 40% viac slnečného žiarenia ako v aféliu a na severnej pologuli je zima krátka a relatívne mierna a leto je dlhá, ale chladná, na juhu je naopak leto krátke a relatívne teplé a zima dlhá a studená. V tomto ohľade južná čiapka v zime dorastá až do polovice vzdialenosti medzi pólom a rovníkom a severná iba do tretiny. Keď leto dorazí na jeden z pólov, oxid uhličitý z príslušného polárneho uzáveru sa odparí a vstúpi do atmosféry; vetry ju odnesú k protiľahlej čiapke, kde opäť zamrzne. Dochádza tak k cyklu oxidu uhličitého, ktorý spolu s rôznymi veľkosťami polárnych čiapočiek spôsobuje zmenu tlaku atmosféry Marsu, keď sa točí okolo Slnka. Vzhľadom na to, že v zime v polárnom viečku zamrzne až 20 - 30% celej atmosféry, tlak v príslušnej oblasti zodpovedajúcim spôsobom klesá.

Zmeny v priebehu času

Rovnako ako na Zemi, aj klíma na Marse prešla dlhodobými zmenami a v raných fázach vývoja planéty sa veľmi líšila od súčasnej. Rozdiel je v tom hlavná rola Pri cyklických zmenách zemského podnebia zohrávajú úlohu zmeny v excentricite obežnej dráhy a precesia osi otáčania, zatiaľ čo sklon osi otáčania zostáva vďaka stabilizačnému účinku Mesiaca približne konštantný, zatiaľ čo Mars , ak nemá taký veľký satelit, môže prejsť významnými zmenami v naklonení svojej osi otáčania. Výpočty ukázali, že sklon osi rotácie Marsu, ktorá je teraz o 25 ° - čo je zhruba rovnaká hodnota ako na Zemi - sa v nedávnej minulosti rovnal 45 ° a na škále miliónov rokov mohol kolísať od 10 ° až 50 °.

Mars je jedným zo zástupcov suchozemskej skupiny, ktorej priemerná povrchová teplota je pod nulou. Je najbližší k našim susedom, a preto je jeho výskum obzvlášť zaujímavý pre ľudstvo. V budúcnosti ide o variant prvej medziplanetárnej kolonizácie. A znalosť teplotných režimov je pochopenie počiatočných podmienok kolonizácie. Informácie o teplotné podmienky Mars nám umožní vytvoriť teórie o teplotách iných planét.

Aká je teplota na Marse

Prvé pozorovania červenej planéty sa začali v 18. storočí. Potom to boli iba pozorovania, ktoré nedokázali nič povedať o teplote Marsu. Ale už v 20. rokoch minulého storočia vedci umiestnili teplomer do ohniska reflektorového ďalekohľadu, čím určili povrchovú teplotu. V tom čase sa ukazovatele pre rôznych vedcov líšili: od -28 stupňov do -60. Vedci vlastnili rôzne zariadenia s rôznymi chybami merania, ale také široké spektrum iba ohrialo vedecký záujem.

V 50. rokoch sa nahromadilo dostatok informácií, boli známe skutočnosti o pozitívnych teplotách na rovníku. V roku 1956 uskutočnila skupina amerických vedcov štúdie, ktoré potvrdili nízke teploty na póloch.

Minimálna teplota zaznamenaná na póle Marsu je -153 0 С.

Pozorovania počas Veľkej konfrontácie, to znamená v okamihu najbližšieho priblíženia sa k Marsu a Zemi, mali najväčšiu hodnotu. Neskôr, s rozvojom vedeckého pokroku, po niekoľkých neúspešných pokusoch o spustenie roverov sa podarilo získať prvé obrázky pólov červenej planéty. To potvrdilo teplotu na póloch na -125 stupňov Celzia. Veda nezostáva stáť a z roka na rok sa objavujú nové objavy.

Priemerná teplota na povrchu červenej planéty je -63 0 С.

Zároveň na rovníku ukazuje teplomer zvyčajných 18 0 C. Je to dosť na pestovanie rastlín a zakladanie kolónií, ale existuje veľmi priestranný problém. Tlak v ňom dosahuje 0,6 kPa, čo je veľmi malé. Pre porovnanie, jedna atmosféra sa rovná približne 100 kPa, čo je 110-násobok oznámenej hodnoty. Z tohto dôvodu je vzdušný priestor vypúšťaný, a v takom prípade pri malých výškových rozdieloch 1,5 - 2 metra vznikne rozdiel niekoľkých desiatok dielikov teplomeru. V horúčave sa môže horná časť zeme zahriať na 27 0 C, na malom kopci však rýchlo klesne na nulu.

V roku 2004 pristála na planéte jedna z prieskumných misií Marsu NASA. Prístroj sa volal Duch. Prístroj fungoval na planéte do januára 2009 a okrem iných údajov boli získané nové informácie o povrchovej teplote.

Maximálna teplota zaznamenaná na rovníku Marsu je +35 0 С.

To je o 5 stupňov viac ako predchádzajúca hodnota, čo naznačuje možné oteplenie.

Ak sa chystáte stráviť dovolenku na inej planéte, je dôležité sa dozvedieť o možných klimatických zmenách :) Ale vážne, veľa ľudí vie, že väčšina planét v našej slnečnej sústave má extrémne teploty, ktoré nie sú vhodné na pokojné bývanie. Aké sú však teploty na povrchu týchto planét? Ďalej ponúkam malý prehľad teplôt planét v slnečnej sústave.

Ortuť

Merkúr je planéta najbližšia k Slnku, takže by sa dalo predpokladať, že neustále žiari ako pec. Zatiaľ čo teplota na Merkúre môže dosiahnuť 427 ° C, môže tiež klesnúť na veľmi nízkych -173 ° C. K takému veľkému teplotnému rozdielu dochádza v prípade ortuti, pretože nemá žiadnu atmosféru.

Venuša

Venuša, druhá najbližšia planéta k Slnku, má najvyššie priemerné teploty zo všetkých ostatných planét našej slnečnej sústavy, pričom teploty pravidelne dosahujú 460 ° C. Venuša je taká horúca kvôli svojej blízkosti k Slnku a svojej hustej atmosfére. Atmosféra Venuše je tvorená hustými mrakmi obsahujúcimi oxid uhličitý a oxid siričitý. To vytvára silný skleníkový efekt, ktorý zachytáva slnečné teplo v atmosfére a mení planétu na pec.

Pôda

Zem je treťou planétou od Slnka a stále je jedinou planétou známou svojou schopnosťou podporovať život. Priemerná teplota na Zemi je 7,2 ° C, ale mení sa s veľkými odchýlkami od tohto ukazovateľa. Najvyššia teplota, aká kedy bola na Zemi zaznamenaná, bola v Iráne 70,7 ° C. Najnižšia teplota bola a dosahuje -91,2 ° C.

Mars

Mars je chladný, pretože na prvom mieste nemá zachovanú atmosféru vysoká teplota, a po druhé, nachádza sa pomerne ďaleko od Slnka. Pretože Mars má eliptickú obežnú dráhu (v niektorých bodoch svojej dráhy sa približuje oveľa viac k Slnku), môže sa počas leta jeho teplota líšiť o 30 ° C od normálu na severnej a južnej pologuli. Minimálna teplota na Marse je približne -140 ° C a najvyššia je 20 ° C.

Jupiter

Jupiter nemá žiadny pevný povrch, pretože je to plynný gigant, takže nemá ani žiadnu povrchovú teplotu. Na vrchole oblakov Jupitera je teplota okolo -145 ° C. Keď zostupujete bližšie do stredu planéty, teplota stúpa. V mieste, kde Tlak atmosféry desaťkrát vyššia ako na Zemi, teplota 21 ° C, ktorú niektorí vedci vtipne nazývajú „ izbová teplota„. V jadre planéty sú teploty oveľa vyššie a dosahujú okolo 24 000 ° C. Pre porovnanie stojí za zmienku, že jadro Jupitera je teplejšie ako povrch Slnka.

Saturn

Rovnako ako u Jupitera, teplota v horných vrstvách atmosféry Saturnu zostáva veľmi nízka - až asi na -175 ° C - a zvyšuje sa s približovaním sa k stredu planéty (až 11 700 ° C v jadre). Saturn si v skutočnosti vyrába teplo sám. Generuje 2,5-krát viac energie, ako prijíma zo Slnka.

Urán

Urán je najchladnejšia planéta s najnižšou zaznamenanou teplotou -224 ° C. Aj keď je Urán ďaleko od Slnka, nie je to jediný dôvod jeho nízkych teplôt. Všetci ostatní plynoví giganti v našej slnečnej sústave emitujú zo svojich jadier viac tepla, ako prijímajú zo slnka. Urán má jadro s teplotou približne 4737 ° C, čo je iba pätina teploty Jupiterovho jadra.

Neptún

S teplotami až do 218 ° C v horných vrstvách atmosféry Neptúna je táto planéta jednou z najchladnejších v našej slnečnej sústave. Rovnako ako plynní giganti, aj Neptún má oveľa horúcejšie jadro, ktoré má okolo 7000 ° C.

Nižšie je uvedený graf zobrazujúci planetárne teploty vo stupňoch Fahrenheita (° F) aj Celzia (° C). Upozorňujeme, že od roku 2006 Pluto nespadá pod klasifikáciu planét (pozri.