Atmosféra

Historie objevení atmosféry

Marsova atmosféra byla ověřena a analyzována sledováním spektrálních čar, které přicházely z Marsu. V počátku se předpokládalo, že se atmosféra Marsu skládá převážně z dusíku a argonu, ačkoliv přímý důkaz o tom nebyl. Gerard Kuiper v roce 1952 zjistil, že na Marsu je přítomno neznámé množství oxidu uhličitého. To také byla jediná známá složka, o které se po více než deset let domnívali, že je minoritní. Toto vše bylo před měřeními, která provedla kosmická sonda Mariner 4 (1965). Později interferometrické pozorování Kaplanem a kol. prokázalo, že se jedná o složku, která má převažující zastoupení. V roce 1963 Spinrad a kol. nalezl důkaz o přítomnosti vodních par a oxid uhelnatý byl zjištěn v roce 1969 Kaplanem a kol.

Ve 20. století, před érou kosmických sond, bylo studování povrchového tlaku záhadnou záležitostí. V roce 1927 Donald Mentzel předložil dvě hodnoty pro horní limit tlaku na Marsu (závisející na použitých předpokladech), 6,6 a 2,2 kPa. V roce 1929 B. Lyot oznámil hodnotu 2,4 kPa. Většina hodnot tlaku odměřených ve čtyřicátých a padesátých letech dosahovala vcelku vysokých hodnot, například v roce 1954 Gerard de Vaucoleurs oznámil přibližně 8,5 kPa. Tyto velice nepřesné hodnoty byly způsobené různými nepřesnostmi, které byly opraveny až v roce 1964 Kaplanem a kol., který naměřil hodnotu 2,5 ± 1,5 kPa. Použitím mnohem přesnějších přístrojů koncem šedesátých let, byla velikost tlaku stanovena na hodnotu 600 - 700 Pa (516 ± 64 Pa v roce 1967, Louise Young).

Složení atmosféry

Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od atmosféry naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů.

Vzduch na Marsu obsahuje pouze jednu tisícinu vody v porovnání se Zemí, přesto toto množství je schopné zkondenzovat a vytvořit oblačnost, která se vznáší vysoko v atmosféře nebo se víří okolo svahů ohromných sopek. V údolích se mohou v časných ranních hodinách utvářet místa s mlhou. V místech, kde se vyskytoval přistávací modul sondy Viking, se každou zimu objevila tenká vrstva zmrzlé vody.

Je zřejmé, že v minulosti mohla hustá atmosféra planety umožňovat proudění vody na povrchu tak, jak můžeme pozorovat na Zemi. To, že kdysi byly na planetě velké řeky, to naznačují věrohodně vypadající soutěsky, pobřeží, koryta řek a různé ostrovy. Jak tedy Mars ztratil svoji atmosféru. Možných vysvětlení je několik; ztráta magnetického pole, zmírnění sopečné činnosti, únik částic z atmosféry nebo srážka planety s kosmickým tělesem.

Hlavní role magnetického pole spočívá v odklánění částic s elektrickým nábojem letících vesmírem, které by jinak narážely do atmosféry (sluneční vítr). Po ztrátě magnetického pole tak planeta začala ztrácet také svoji hustou atmosféru. To se pravděpodobně stalo na Marsu a podobný osud jednou čeká i větší Zemi.

Sluneční vítr je proud velmi lehkých, nabitých částeček vyletujících ze Slunce rychlostí 400 až 800 km/s, nesoucích magnetické pole. V blízkosti Marsu jsou zastaveny na vrcholu atmosféry ve výšce asi 200 km. Magnetické pole částeček solárního větru zde zachytí ionty z horních vrstev atmosféry, urychlí je a doslova odpálí pryč do vesmíru.

Skleníkový plyn oxid uhličitý, zahřívající povrch planet, se z atmosféry spolu s deštěm dostával na povrch do zdejších oceánů a moří. Zde se rozpouštěl, reagoval s horninami a tvořil uhličitany (vápenec, kalcit), které se ukládaly na dno moří a tisíce let se stlačovaly až vytvořily sedimentární usazeniny.
Zpět do atmosféry se dostával z vybuchujících sopek. Vulkanická aktivita na Marsu však dosáhla vrcholu před 3 až 3,5 mld. let. Poté se CO₂ přestal vracet zpět do atmosféry a mizel z ní, čímž atmosféra chladla a ubývalo z ní i vodních par (další zmenšení skleníkového efektu a další ochlazení), tak dlouho, dokud byla na povrchu přítomna voda.

Vzhledem k tomu, že má Mars zhruba třetinovou gravitaci vůči Zemi, unikají z horních vrstev jeho atmosféry částice plynů mnohem rychleji než je tomu u hmotnější Země.

Náraz komety či asteroidu mohl způsobit ztrátu velké části atmosféry do vesmíru. Pravděpodobně se nejednalo o jediný velký dopad, ale sumu „menších“.

Druhy oblačnosti

I přesto, že je planeta studenou a suchou planetou, má velmi dynamické počasí. Dne 30. června 1999 spatřily kamery sondy Mars Global Surveyor (MGS) tento se vyvíjející rozsáhlý bouřkový systém nad Marsovou severní polární oblastí. Snímky byly pořízeny při každém obletu s intervalem asi 2 hodiny. Zdá se, že vysoké větry promíchávají hnědavé prašné mraky a bílé mraky vodního ledu, jak se vířící čelo bouře přesouvá přes nejsevernější polární krajinu Marsu. Kamery MGS uviděly podobné bouře v této oblasti v červenci a srpnu.

Na Marsu můžeme pozorovat 3 druhy oblaků:

bílé

podobné našim cirrům, tvoří větší soustavy oblaků. Vyskytují se nad vrcholky pohoří. Pohybují se hlavně v oblasti rovníků a oblasti pólů. Tvoří i ranní mlhy.

šedé

jsou ve výšce 15 - 20 km (i 100 km). Jsou tvořeny krystalky ledu CO₂. Častěji se vyskytují na severní polokouli, kde je i vyšší procento vodních par.

žluté

tvoří je písek. Vítr je schopen vynést prachové částice z povrchu až do výšek kolem 10 km.

Z lokálních oblačností se často vyvine útvar planetárních rozměrů. Tak vznikají globální prachové bouře. Ty vznikají nejčastěji nad pánevní oblastí Hellas. Na Marsu je poměrně stálá cirkulace ovzduší. Maximální rychlost větrů dosahuje až 110 m/s (přepočítáním na nám bližší jednotky to dělá až 400 km/h). Atmosféra je rozčleněna na několik vrstev. Ve výšce 40 - 50 km je teplota kolem 350 K. Nad 130 km začíná ionosféra s teplotou až 450 K. Nejvyšší vrstvy přecházejí do vodíkové koróny, která sahá až do vzdálenosti 25 000 km.

Prachové bouře na Marsu

Pokud se někomu nelíbí počasí na Zemi, zajisté nezažil počasí, které se může vyskytnout na Marsu. Na následujícím obrázku je zaznamenán průběh celoplanetární prachové bouře. Jednotlivé snímky pořídila sonda Mars Global Surveyor (MGS), která obíhá okolo Marsu. Ilustrují postup bouře v průběhu jednoho měsíce (od 17. června 2001 do 21. července 2001). Série datovaných snímků ukazuje měření z tepelného emisního spektrometru (Thermal Emission Spectrometer) na MGS, který dokáže určit jak teplotu, tak množství atmosférického prachu. Údaje o prachu jsou vyneseny do mapy povrchu Marsu, kde modrá barva reprezentuje poměrně čistou atmosféru a červená barva indikuje zvýšené koncentrace prachu. Vědci si poprvé všimli začínající bouře na jižní polokouli v polovině června 2001 a sledovali, jak rostla, až postupně zakryla většinu planety. Naneštěstí pro pozorovatele Marsu, načasování bouře skrylo povrch červené planety z dohledu právě během období největšího přiblížení k planetě Zemi.

Průběh prachové bouře na Marsu v polovině roku 2001.

Na Marsu tedy vznikla v polovině roku 2001 obrovská globální prachová bouře, největší za celá desetiletí. Výsledkem jsou tyto dva snímky bouře Hubbleovým kosmickým dalekohledem (WFPC2) z pozdního června a časného září, jenž nabízí dramaticky kontrastní pohledy na povrch Marsu. Vlevo lze spatřit počátek bouře poblíž obrovského impaktového kráteru Hellas (dolní pravý okraj Marsu) a severní polární čepičky. Vpravo je pohled na povrch pořízený o dva měsíce později, který ukazuje plně rozvinutou prachovou bouři zakrývající celý povrch Marsu.

Začátek prachové bouře na Marsu na snímku z 16. června 2001.

Zahalený povrch Marsu způsobený globální prachovou bouří, snímek ze 4. září 2001.

Západ Slunce na Marsu

Následující obrázky, které představují západ Slunce na prašném Marsu, pořídila sonda Mars Pathfinder.

Tento obrázek západu Slunce na Marsu je zobrazen v pravých barvách.

Tento obrázek byl upraven a tak představuje západ Slunce v nepravých barvách. Toto je uděláno z toho důvodu, aby se zvýraznily detaily v prašné Marsově mlze.

Teplota

Průměrná zaznamenaní teplota na planetě Mars je -63°C (210 K) s maximální teplotou 20°C (293 K) a minimální -140°C (133 K).

Teplotní mapa Marsu

Tento obrázek byl získán pomocí Tepelného emisního spektrometru (TES), který se nachází na palubě sondy Mars Global Surveyor. Data z TESu, která byla použitá ke konstrukci této podrobné teplotní mapy, byla pořízena při přechodu přes noční stranu Rudé planety v průběhu 500 mapovacích oběhů Marsu. Mapa zobrazuje teploty od nejvyšších v bílé, přes červenou, žlutou a zelenou barvu k nejstudenějším teplotám, které jsou v modré barvě. Na severní polokouli je léto, zatímco jižní polokoule podstupuje chladnou zimu. V blízkosti rovníku odpovídají variace nočních teplot různým povrchovým materiálům. Modré studené oblasti jsou pokryty jemnými prachovými částicemi a teplejší oblasti jsou pokryty hrubým pískem a kamením.

Tlak

Barometrický tlak se na místě přistání kosmické sondy měnil s pololetní periodou. Oxid uhličitý, hlavní složka atmosféry, ztuhne a vytvoří ohromné polární čepičky střídavě na severním a jižním pólu. Oxid uhličitý vytváří velkou plochu sněhu a potom se opět s přicházejícím jarem na příslušné hemisféře vypaří. Když byla jižní čepička největší, průměrný denní tlak změřený sondou Viking Lander 1 byl 680 Pa, kdežto jindy v roce byl 900 Pa. Tlak změřený sondou Viking Lander 2 byl 730 a 1080 milibarů. Pro porovnání, průměrný tlak na Zemi je 100 kPa a na Zemi je stejný tlak jako při povrchu Marsu ve výšce 30 km.

Souhrn

Magnetické pole

Podle kosmických sond má Mars velmi slabé vnitřní magnetické pole, které je ve stejném rozsahu jako u Venuše. Takto slabé magnetické pole dává příležitost slunečnímu větru, aby pronikal do atmosféry a vytvářel ionosféru, která střídavě vytváří indukované magnetické pole. Některá vysoce energetické záření od Slunce dokonce dosáhnou povrchu. Na Zemi je toto záření zastaveno mnohem silnějším magnetickým polem v kosmickém prostoru. Jestliže by měl Mars významnější vnitřní magnetické pole, byla by ionosféra podobná zemské, jelikož mají obě planety podobnou dobu rotace, a bylo by možné pozorovat mohutnější noční ionosféru. Také by mohlo být pozorováno silnější plazmové pole.

Pro porovnání je na tomto obrázku znázorněné magnetické pole Země, Mars má toto pole velice slabé a neobsahuje van Allenovy pásy, ale je jinak struktura pole podobná.

Magnetické pole je úzce spojeno s vlastnostmi jádra planety, o kterém toho zatím moc nevíme, a proto je jeho magnetické pole doposud zcela neobjasněné. Zatím je jisté, že má Mars dipólový magnet, které je 10 000krát menší než zemský, a chová se podobným způsobem jako u ostatních planet sluneční soustavy, pouze je menší.

Vnitřní magnetické pole není větší než 1,5.10¹² T/m³, což je 10 000krát méně než u Země.

Rázová vlna na Slunci přivrácené straně dosahuje pouze do vzdálenosti poloviny poloměru planety (u Země je to 10 poloměrů). Již ve vzdálenosti, kde se nachází měsíc Phobos (~2,8 poloměrů Marsu), má magnetické pole převážně meziplanetární původ.

Pásovitá struktura magnetického pole

Přístroje na palubě sondy Mars Global Surveyor (MGS) nedávno při mapování Marsu z oběžné dráhy objevily pásovité struktury magnetického pole - překvapivý a neočekávaný důkaz toho, že se Mars v minulosti více podobal Zemi. Červené a modré oblasti na oběžných drahách sondy MGS v jižní části Marsu ukazují oblasti kůry, kde má magnetické pole opačný směr. Zdá se, že pásy se prostírají od východu na západ a jsou asi 160 km široké a 960 km dlouhé. Takové struktury jsou známé na Zemi jako produkt deskové tektoniky. Jak se desky pláště rozestupují podél oceánských brázd, provádí tak pásovité změny magnetického pole Země. Podobné struktury spatřené na Marsu se zdají být důkazem toho, že se alespoň jednou desky pláště pohybovaly a měnilo se magnetické pole, ačkoliv oba procesy - stále aktivní na Zemi - se zdají být ukončené.

Pásovitá struktura magnetického pole Marsu