Marsa atmosfēra: sastāvs, spiediens, metāns un klimata vēsture

Marsa atmosfēra: detalizēts sastāvs, zems spiediens, metāna atklājumi un klimata vēsture — uzzini par pagātnes ūdens, putekļiem un dzīvības iespēju pazīmēm.

Marsa atmosfēra ir gāzu slānis, kas apņem Marsu. To galvenokārt veido oglekļa dioksīds. Vidējais atmosfēras spiediens uz Marsa virsmas ir apmēram 6,0 mbar — daudz zemāks nekā uz Zemes (aptuveni 1,013 bar = 1013 mbar). Šis spiediens ir krietni zem Armstronga robežas (~63 mbar), kas nozīmē, ka bez spiediena tvertnes vai skafandra ķermeņa šķidrumi sāktu vārīties un ūdens virsmas apstākļos ātri iztvaikot; cilvēkam uzturēšanās bez aizsardzības būtu letāla.

Sastāvs un mainīgums

Marsa atmosfēra ir galvenokārt sastāv no aptuveni 95 % oglekļa dioksīda, mazākām frakcijām veido slāpekļa (ap 2–2,7 %), argona (apm. 1,6–1,9 %), skābekļa (ap 0,13 %), oglekļa monoksīda un ļoti maz ūdens tvaiku. Atmosfērā sastopamas arī ļoti mazas metāna (metāna) koncentrācijas un citi sārņi. Ūdens koncentrācija ir mainīga — lokāli un sezonāli var būt vairāk vai mazāk ūdens tvaiku.

Sezonālas CO2 kondensācijas un sublimācijas polārajās galotnēs izraisa virsmas spiediena svārstības — Marsa spiediens var mainīties aptuveni par 25 % gada laikā, jo ziemā daļa CO2 no atmosfēras nosēžas ledus veidā uz poliem.

Metāns — nozīme un avoti

Metāna klātbūtne Marsa atmosfērā ir atklāta 2003. gada novērojumos un vēlāk apstiprināta ar dažādiem mērījumiem. Metāns uz Marsa parasti ir ļoti maz (dažas daļas uz miljardu — ppb), bet dažkārt reģistrēti īslaicīgi spiediena jeb koncentrācijas pieaugumi (flare). Tas mudina zinātniekus izvirzīt iespējamus avotus:

• bioloģiski procesi (mikrobi, ja tādi pastāv);
• ģeohemiķiskas reakcijas, piemēram, serpentinācija (ūdens un silikātu reakcijas ar olbaltumvielu minerāliem) vai atbrīvošanās no klatrātiem;
• vulkāniskas vai vulkāniska un hidrotermāla darbība.

Tomēr metāna avota un iznīcināšanas mehānismi nav pilnībā saprasti — fotokīmiskie procesi, reakcijas ar oksidējošiem minerāliem un ātra difūzija var izskaidrot īslaicīgās svārstības. Turklāt dažādi instrumenti (zemes novērojumi, orbiteri un pazemes roveri) dažreiz dod pretrunīgus rezultātus, tāpēc jautājums joprojām pētāms.

Putekļi, debesis un laika apstākļi

Marsa atmosfēra ir putekļaina — smalkās daļiņas izkliedē gaismu un piešķir debesīm dzeltenīgi-brūnu līdz oranžsarkanu krāsu dienas laikā. NASA dati norāda, ka putekļu daļiņu tipiska raksturīgā diametra kārtā ir apmēram 1,5 mikrometri. Putekļi ietekmē redzamību, saules paneļu darbību un ierīču nosēšanos uz virsmas.

Marsa laikapstākļus raksturo lieli temperatūras svārstījumi: vidējā virsmas temperatūra ir apmēram −60 °C, bet rādiuss mainās no aptuveni −125 °C polārās ziemas laikā līdz līdz pat +20 °C īslaicīgiem maksimumiem ekvatoriālajos reģionos dienas laikā. Atmosfērā var rasties vietējie vēji, iespaidīgas putekļu vētras un reizēm globālas vētras, kas aptver visu planētu un var ilgt vairākas nedēļas.

Auroras un neizskaidroti novērojumi

2015. gada 18. martā NASA un citas misijas atklāja negaidītas auroras un augstajos slāņos redzamu putekļu mākoni Marsa atmosfērā. Auroru uz Marsa sauc par „difūzu” vai lokālu — tās bieži saistītas ar Saules enerģētisko daļiņu ietekmi un ar lokalizētajiem Marsa crustālajiem magnētiskajiem laukiem, jo globālais dipola lauks planētai ir zudis.

Klimata vēsture un atmosfēras zudums

Iegūtie ģeoloģiskie pierādījumi (izžuvušu upju ielejas, deltas, jezgu klātbūtne un ielejas ielejas) liecina, ka agrīnā Marsa vēsturē virsma bija siltāka un mitrāka — šķidrs ūdens uz Marsa kādreiz bija plašāk izplatīts, kas nozīmē, ka atmosfēra bija biezāka. Laika gaitā Marsa atmosfēra ir nepārtraukti vājinājusies, galvenokārt Saules un kosmiskās radiācijas un Saules vēju ietekmē.

Uz Zemes globālais magnētiskais lauks daļēji aizsargā atmosfēru no Saules vēja iedarbības. Marsam agrāk bija spēcīgāks magnētiskais lauks, bet, kodolam atdziestot un konvekcijai apturoties, globālais dipola lauks zuda. Bez plaša globālā laukuma Saules vējš varēja tiešāk "pūst" atmosfēru, izmantojot procesus kā fotodissociācija, ionsūkšana (sputtering) un dinamisks izkliedēšanās. Misija MAVEN ir mērījusi un kvantificējusi šos atmosfēras zuduma procesus un sniegusi datus par to, cik ātri Marss zaudē gāzes.

Praktiskas sekas cilvēku izpētei un kolonizācijai

• Retā un plānā atmosfēra sniedz ļoti maz siltumnīcefekta un maz aizsardzības pret kosmisko starojumu, tāpēc cilvēkam nepieciešama aizsardzība pret radiāciju un sakārtojumi temperatūras/atmosfēras kontrolei.
• Putekļi apgrūtina saules paneļu darbību un mehānismu uzturēšanu; globālas putekļu vētras var traucēt misijas.
• Atmosfēra dod iespējas EDL (iebraukšanas–nolaišanās) manevriem, taču tās biezums un variabilitāte padara drošu nosēšanos sarežģītu; risinājumi iekļauj ātruma samazināšanu ar balistiskām vai aerobraking tehnoloģijām, baloniem vai retrodzinējiem.
• ISRU tehnoloģijas (piem., MOXIE uz Perseverance) demonstrē iespēju no atmosfēras CO2 iegūt skābekli un tādējādi radīt degvielu vai dzīvības atbalsta resursus vietējiem apstākļiem.

Kopumā Marsa atmosfēra ir plāna, dinamiski mainīga un piesaista uzmanību gan no zinātniskā viedokļa (klimata vēsture, metāna izcelsme), gan no praktiskā viedokļa (misiju plānošana, cilvēku uzturēšana un resursu ieguve). Turpmākās misijas un instrumenti turpina precizēt datus un izskaidrot atklātās neskaidrības.

Jautājumi un atbildes

J: No kā galvenokārt sastāv Marsa atmosfēra?

J: Kāds ir atmosfēras spiediens uz Marsa salīdzinājumā ar Zemes atmosfēras spiedienu?

J: Kādas citas gāzes ir Marsā atmosfērā?

J: Kādas krāsas debesis izskatās no virsmas, pateicoties atmosfērā esošajām putekļu daļiņām?

J: Cik lielas ir šīs putekļu daļiņas?

J: Kas kādreiz bija ierasta parādība uz Marsa, kas norāda, ka kādreiz tam bija biezāka atmosfēra?

J: Kāpēc laika gaitā tas ir mainījies?

Meklēt pēc burta