Atmosféra Marsu

Nad povrchom Marsu je pri bočnom pohľade viditeľná atmosféra (Mars Global Surveyor).
Oxid uhličitý	95,32%
Dusík	2,7%
Argón	1,6%
Kyslík	0,13%
Oxid uhoľnatý	0,07%
Vodná para	0,03%
Oxid dusnatý	0,013%
Neón	2,5 ppm
Kryptón	300 ppb
Formaldehyd	130 ppb
Xenón	80 ppb
Ozón	30 ppb
Metán	10,5 ppb

Atmosféra Marsu je plynný obal obklopujúci planétu Mars. Je veľmi riedky, a preto nie je schopná zadržiavať tepelnú výmenu medzi povrchom a okolitým priestorom, čo má za následok veľké tepelné rozdiely počas dňa a nocí. Skladá sa prevažne z oxidu uhličitého, ktorý tvorí viac než 95 % jej objemu.

Tlak na povrchu sa pohybuje medzi 600 a 1 000 Pa (s extrémami 30 Pa na vrcholku Olympus Mons až 1 155 Pa v oblasti Hellas Planitia). Je to približne 100 až 150-krát menej než na povrchu Zeme. Zodpovedá to tlaku zhruba vo výške 30 km nad zemským povrchom (priemerný tlak na povrchu Zeme je 101,3 kPa). Podobne ako na Zemi ale dochádza k sezónnym zmenám v atmosfére, ako sa planéta približuje a vzďaľuje od Slnka. V zime 25 – 30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na póloch, zatiaľ čo v lete opäť sublimuje a vracia sa do atmosféry. Spomedzi planét má nižší atmosférický tlak už len Merkúr. Podobne ako na Zemi ale dochádza k zmenám v atmosfére v závislosti na sezónnych výkyvoch, ako sa planéta približuje a vzďaľuje od Slnka.

Podrobné znalosti o zložení atmosféry, ich zmenách a o dlhodobejších klimatických podmienkach, boli získane na základe niekoľkých sond, ktoré na povrchu pristáli (napr. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atď.), resp. skúmali atmosféru z orbity. Výškovo sa atmosféra delí na nižšiu (do 45 km), strednú (do 110 km) a vyššiu (nad 110 km).

Zloženie

Atmosféra je tvorená prevažne z oxidu uhličitého (95,32 %), ďalej obsahuje: dusík (2,7 %), argón (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhoľnatý (0,07 %) a vodné pary (0,03 %), ktorá vzniká sublimáciou z polárnych čiapoček. Medzi ostatné plyny vyskytujúce sa v atmosfére sa potom ešte radí neón, kryptón, xenón, ozón a metán (ktorý je možným indikátorom života na Marse, keďže podlieha rýchlemu rozpadu a musí teda existovať nejaký zdroj, ktorý plyn v atmosfére dopĺňa – možný život alebo sopečná aktivita.) Keďže je možné na povrchu planéty pozorovať množstvo sopiek, predpokladá sa, že časť atmosféry vznikla uvoľnením sopečných plynov.

Oxid uhličitý

Hlavnou zložkou atmosféry je oxid uhličitý, ktorý v nej vytvára vlastný kolobeh. Vďaka nízkym teplotám dochádza k tomu, že oxid uhličitý v zime skondenzuje a dopadá na povrch vo forme snehu. Hlavná časť pevného oxidu uhličitého sa potom nachádza v polárnych oblastiach, kde tvorí polárne čiapočky. Počas leta časť oxidu uhličitého vysublimuje do atmosféry, a tým zväčší svoj podiel.

Mračná v atmosfére

Argón

Ďalším významným plynom v atmosfére je, podobne ako na ďalších planétach, inertný plyn argón. Oproti oxidu uhličitému nevzniká nijakým procesom, takže je jeho obsah v atmosfére konštantný. Na druhej strane koncentrácia argónu sa v lokálnom meradle mení v závislosti na zmenách obsahu oxidu uhličitého. Ak dochádza k sublimácii oxidu uhličitého do atmosféry, percentuálna koncentrácia argónu v atmosfére klesá a naopak. Údaje zo satelitov ukazujú, že k tomuto poklesu a nárastu dochádza periodicky v oblastiach severného a južného pólu v závislosti na zmene ročného obdobia. Percentuálny obsah argónu môže vďaka zmenšeniu obsahu oxidu uhličitého dosiahnuť až 30 %.

Metán

V atmosfére Marsu bol objavený metán, ktorý v atmosfére nie je schopný vydržať dlhšie ako niekoľko stoviek rokov, čo ukazuje, že sa na planéte musí nachádzať nejaký zdroj, ktorý ho dopĺňal. Špekuluje sa o dvoch možných zdrojoch, ktoré sú známe z pozemských podmienok – vulkanická aktivitu alebo produkcia biologickými pochodmi v podobe mikroorganizmov organizmov. Podobné organizmy spracúvajúce vodík a oxid uhličitý za vzniku práve metánu sú známe aj zo Zeme.

V marci 2004 európska sonda Mars Express potvrdila výskyt metánu v atmosfére, ktorý bol predtým predpovedaný na základe pozorovaní United Kingdom Infrared Telescope na Havaji a telekosopu Gemini South v Čile v roku 2003.

Existuje ale aj geologické vysvetlenie obsahu metánu v atmosfére, ktoré je spojené s premenou minerálu olivín na serpentín za prítomnosti tekutej vody niekde pod povrchom, ktorý by mohol uvoľňovať dostatočné množstvo plynu do atmosféry.

Formaldehyd

Vo februári roku 2005 bol oznámený objav formaldehydu na základe meraní planetárneho fourierovského spektrometra na sonde Mars Express v oveľa väčšom množstve, ako by sa mohlo očakávať, čo by podporovalo teóriu o mikrobiálnom živote. Výsledky meraní sú ale stále predmetom mnohých vedeckých debát bez jasného výsledku. Časť vedcov zastáva názor, že dáta zo spektrometra boli chybne interpretované.

Amoniak

Amoniak je v marťanskej atmosfére veľmi nestály a je schopný v nej zotrvať iba niekoľko hodín, ale aj napriek rýchlemu rozkladu amoniaku, bol tento plyn v atmosfére detegovaný. Vedci z NASA dokonca vyhlásili "Nie je známy žiadny spôsob, ako by sa mohol vyskytovať amoniak v atmosfére Marsu, na ktorom neexistuje život". Objavenie čpavku sa tak stáva dôležitým argumentom pre podporu hypotézy o súčasnom živote na Marse.

Na druhej strane výsledky meraní planetárneho fourierovského spektrometra boli opätovne spochybnené časťou vedeckej obce, ktorá poukazuje na fakt, že spektrometer nemá dostatočnú schopnosť rozlíšiť amoniak od oxidu uhličitého. Pre definitívne potvrdenie alebo vyvrátenie nameraných výsledkov bude potrebný ďalší výskum a merania.

Členenie atmosféry

Západ slnka viditeľný z povrchu Marsu. Oproti západu na Zemi v hustejšej atmosfére je západ na Marse v riedkej atmosfére iný.

Podobne ako na Zemi, aj atmosféra Marsu sa dá vertikálne rozčleniť na niekoľko vrstiev, v ktorých sa prejavujú rozdielne vlastnosti atmosféry, alebo v ktorých dochádza k zmene teploty.

• Nižšia vrstva – je pomerne teplá vrstva, ktorá je ohrievaná prachom zachyteným žiarením a teplom z povrchu. Rozkladá sa približne do 45 km nad povrchom.
• Stredná vrstva – je oblasť, kde sa nachádza marsovský jet stream obopínajúci celú planétu. Rozkladá sa medzi 45 až 110 km.
• Vyššia vrstva alebo termosféra – v tejto vrstve sa nachádza veľmi teplá oblasť, ktorá je ohrievaná priamym slnečným teplom dopadajúcim na planétu. Dochádza tu k segregácii jednotlivých atmosférických plynov od seba. Rozkladá sa medzi 110 až 200 km nad povrchom. Medzi výškou 110 až 130 km sa nachádza marťanská ionosféra, kde dochádza k štiepeniu atómov vplyvom slnečného žiarenia. Oproti pozemskej ionosfére je marťanská slabšia a prechádza cez ňu viac nebezpečného žiarenia na povrch, čo by mohol byť problém pre prípadnú posádku na Marse. Podrobný prieskum ionosféry vykonáva európska sonda Mars Express.
• Exosféra – je oblasť, ktorá sa nachádza vo výške nad 200 km. V tejto oblasti dochádza k úniku plynov do kozmického priestoru. Je zložité presne určiť hranicu, kde atmosféra končí.

Počasie

Prachová búrka tak ako ho pozorovalo vozidlo Opportunity v roku 2007

Na striedaní ročných období je založené aj počasie na Marse. Hlavnú úlohu v tomto procese zohrávajú polárne oblasti. Počas zimy na Marse v oblasti pólu dochádza k obdobným javom ako na Zemi. Oblasť pólu je vystavená permanentnej tme (tzv. polárna noc) po určitú časť solu. Počas zimy vzniká suchý ľad tvorený oxidom uhličitým, ktorý na jar začne sublimovať vplyvom dopadajúceho slnečného žiarenia. Následne začne uvoľnený oxid uhličitý meniť svoju pozíciu. Vplyvom rýchleho nárastu dochádza k zmenám tlaku medzi pólom a rovníkovými oblasťami, ktoré sa začnú vyrovnávať za vzniku silných vetrov dosahujúcich rýchlosť až 400 km/h. Silné vetry následne transportujú obrovské množstvo jemného materiálu v podobe prachu, čo často spôsobuje vznik celoplanetárnych prachových búrok.

Vďaka týmto vetrom dochádza tiež k transportu vodnej pary, ktorá sa často zhlukuje v mrakoch typu cirrus. Tieto mraky boli odfotografované roverom Opportunity v roku 2004.

Teplota

Ilustrácia ukazuje unikanie plynov z atmosféry vplyvom interakcie so slnečným vetrom

Priemerná teplota pri povrchu planéty je okolo −56 °C. Pre Mars sú charakteristické veľké rozdiely medzi dňom a nocou. Na rovníku sa teploty bežne pohybujú od −90 do −10 °C, a nad nulu sa dostanú iba výnimočne. Oproti tomu teplota povrchovej vrstvy pôdy môže niekedy dosiahnuť až +30 °C. Aj napriek týmto občasným priaznivým teplotám nemôže na povrchu existovať kvapalná voda. Voda by sa okamžite začala vyparovať vplyvom nízkeho tlaku. Vo výške okolo 40 až 50 km sa nachádza vrstva, ktorá má stálu teplotu. Následne vo výške približne 130 km začína ionosféra a vodíková koróna planéty dosahuje až do výšky 20 000 km. Na základe meraní sa zistilo, že aj na Marse panuje skleníkový efekt, ktorý otepľuje planétu približne o 5 °C a zadržuje okolo 30 % tepelnej energie.

Oblačnosť

Vozidlo Opportunity pozorovalo mraky v atmosfére planéty

I keď je planéta studená a suchá, má veľmi dynamické počasie. Na Marse bola pozorovaná aj oblačnosť, ktorá je pravdepodobne tvorená kryštálikmi oxidu uhličitého. Prejavujú sa tu aj ďalšie procesy, ktoré umožňujú hovoriť o marťanskom počasí. Okrem počasia je atmosféra planéty tiež dejiskom častých prachových búrok, ktoré občas dosiahnu celoplanetárny charakter alebo aj malé vzdušné víry v podobe prašných vírov.

Počas búrok môžu vetry na povrchu planéty dosahovať až rýchlosti okolo 200 km/h. Vynášajú do atmosféry značné množstvo drobných prachových častíc (obsahujúcich magnetit) o veľkosti 0,1 mikrometra až 0,01 mm. Pretože magnetit má väčšiu schopnosť pohlcovať modré svetlo než červené, atmosféra sa pri pohľade z planéty zdá žltavá až červená. Proces, ktorý toto spôsobuje, je zložitejší než Rayleighov rozptyl, ktorý je známy zo Zeme a spôsobuje modrú farbu oblohy. Priemerné rýchlosti vetra sú však len 35 až 50 km/hod. Kvôli redšej atmosfére ale vietor nemá takú silu ako vietor s rovnakou rýchlosťou na Zemi.

Na Marse môžeme pozorovať 3 druhy oblakov:

• Biele: podobné našim cirrom, tvoria väčšie sústavy oblakov (skladajú sa pravdepodobne z ľadových kryštálikov). Vyskytujú sa nad vrcholkami pohorí. Pohybujú sa hlavne v oblasti rovníka a oblasti pólov. Tvoria i ranné hmly. Môžu pravdepodobne spôsobovať aj sneženie, čím sa v zimnom období obnovujú polárne čiapky Marsu. Pod relatívne tenkou vrstvou oxidu uhličitého a nánosmi prachu sa predpokladá hrubá vrstva vodného ľadu. Vodný ľad sa môže nachádzať aj pod povrchom v podobe večne zamrznutej pôdy tzv. permafrostu.

• Sivé: sú vo výške 15 – 20 km (i 100 km) a sú tvorené kryštálikmi ľadu CO₂. Častejšie sa vyskytujú na severnej pologuli, kde je i vyššie percento vodných pár. Nad polárnymi oblasťami v zimnom období prevládajú oblaky oxidu uhličitého.

• Žlté: Tvorí ich piesok. Vietor je schopný vyniesť prachové častice z povrchu až do výšok cca 10 km.

Iné projekty

Commons

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému Atmosféra Marsu

Zdroj

Astronomický portál Portál slnečná sústava Portál vied o Zemi

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Atmosféra Marsu na českej Wikipédii.