Atmosféra
ATMOSFÉRA MARSU
Atmosféra Marsu je plynný obal nacházející se okolo planety Mars. Je velmi řídká, není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi povrchem a okolním prostorem, což má za následek velké tepelné rozdíly během dne a noci.
Tlak na povrchu se pohybuje mezi 600 a 1 000 Pa (s extrémy 30 Pa na vrcholku Olympus Mons až 1 155 Pa v oblasti Hellas Planitia). Je to přibližně 100- až 150krát méně než na povrchu Země; odpovídá to tlaku zhruba ve výšce 30 km nad zemským povrchem (průměrný tlak na povrchu Země je 101,3 kPa). Podobně jako na Zemi ale dochází k sezónním změnám v atmosféře, jak se planeta k Slunci přibližuje a oddaluje od něj. V zimě 25–30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na pólech, zatímco v létě opět sublimuje a vrací se do atmosféry.
Mars postupně v čase svou atmosféru ztrácí, což je způsobováno interakcí svrchních vrstev atmosféry se slunečním větrem a kosmickým zářením. Tyto interakce způsobují srážky molekul plynů tvořících atmosféru s vysoce energetickými částicemi. Během srážky dojde k rozštěpení molekuly a jednotlivé atomy (např. vodíku) mohou být pak odtlačeny dalšími dopadajícími částicemi z gravitačního působení planety do okolního vesmíru.
Složení atmosféry:
Atmosféra je tvořena převážně z oxidu uhličitého (95,32 %), dále obsahuje: dusík (2,7 %), argon (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhelnatý (0,07 %) a vodní páry (0,03 %; vznikající sublimací z polárních čepiček). Mezi ostatní plyny vyskytující se v atmosféře se pak ještě řadí neon, krypton, xenon, ozón a metan (který je možným indikátorem života na Marsu, jelikož podléhá rychlému rozpadu a musí tedy existovat nějaký zdroj, který plyn v atmosféře doplňuje – možný život či sopečná aktivita). Jelikož je možné na povrchu planety pozorovat množství sopek, předpokládá se, že část atmosféry vznikla jako důsledek uvolňování sopečných plynů do ní.
Oxid uhličitý
Hlavní složkou atmosféry je oxid uhličitý, který zde vytváří vlastní koloběh. Díky nízkým teplotám dochází k tomu, že oxid uhličitý v zimě zkondenzuje a dopadá na povrch ve formě sněhu. Hlavní část pevného oxidu uhličitého se pak nachází v polárních oblastech, kde tvoří polární čepičky. Během léta část oxidu uhličitého začne opět sublimovat do atmosféry, kde zvětšuje svůj podíl.
Argon
Dalším významným plynem v atmosféře je netečný plyn argon podobně jako na dalších planetách. Oproti oxidu uhličitému nekondenzuje, což vede k tomu, že jeho obsah v atmosféře je konstantní. Na druhou stranu koncentrace argonu se v lokálním měřítku mění v závislosti na změnách obsahu oxidu uhličitého. Pokud dochází k sublimaci oxidu uhličitého do atmosféry, procentuální koncentrace argonu v atmosféře klesá a naopak. Satelitní data ukazují, že k tomuto poklesu a nárůstu dochází periodicky v oblastech severního a jižního pólu v závislosti na změně ročního období. Procentuální obsah argonu může díky zmenšení obsahu oxidu uhličitého dosáhnout až 30 %.
Metan
V atmosféře Marsu byl objeven metan, který není schopen přetrvat v atmosféře déle než několik stovek let, což ukazuje, že se na planetě musí nacházet nějaký zdroj, který by jeho koncentraci doplňoval. Spekuluje se o dvou možných zdrojích – vulkanická aktivita nebo produkce biologickými pochody v podobě extrémofilních organismů. Podobné organismy, zpracovávající vodík a oxid uhličitý za vzniku metanu, jsou známé i ze Země.
Existuje ale i geologické vysvětlení obsahu metanu v atmosféře, které je spojeno s přeměnou minerálu olivín na serpentin za přítomnosti tekuté vody někde pod povrchem, který (serpentin) by mohl uvolňovat dostatečné množství plynu do atmosféry.
Formaldehyd
V únoru roku 2005 byl oznámen objev formaldehydu na základě měření planetárního fourierovského spektrometru na sondě Mars Express v mnohem větším množství, než někdo předpokládal, což se použilo jako podpora teorie o mikrobiálním životu. Výsledky měření jsou ale stále předmětem mnoha vědeckých debat bez jasného výsledku. Část vědců zastává názor, že data ze spektrometru byla chybně interpretována.
Amoniak
Amoniak v marsovské atmosféře je velice nestálý a je schopný setrvat pouze po dobu několika hodin, ale i přes tento rychlý rozklad amoniaku byl tento plyn v atmosféře detekován. Vědci z NASA dokonce prohlásili: „Nejsou známy žádné způsoby, jak by se mohl vyskytovat amoniak v atmosféře Marsu, která neobsahuje život.“ Objevení čpavku se tak stává důležitým argumentem pro podporu hypotézy o současném životu na Marsu.
Na druhou stranu výsledky měření planetárního fourierovského spektrometru byly opětovně zpochybněny částí vědecké obce, která poukazuje na fakt, že spektrometr nemá dostatečné rozlišení pro schopnost rozlišit amoniak od oxidu uhličitého.Pro definitivní potvrzení či vyvrácení naměřených výsledků bude potřeba další výzkum a měření.
Členění atmosféry:
Obdobně jako na Zemi i atmosféra Marsu se dá vertikálně rozčlenit na několik vrstev, ve kterých se projevují rozdílné vlastnosti atmosféry či ve kterých dochází ke změně teploty.
- Nižší vrstva – je poměrně teplá vrstva, která je ohřívána zachyceným zářením prachu v atmosféře a teplem uvolňovaným z povrchu. Rozkládá se přibližně do 45 km nad povrchem.
- Střední vrstva – je oblast, kde se nachází marsovský jet stream obepínající celou planetu. Rozkládá se mezi 45 až 110 km.
- Vyšší vrstva či termosféra – v této vrstvě se nachází velmi teplá oblast, která je ohřívána přímým slunečním teplem dopadajícím na planetu. Dochází zde k segregaci jednotlivých atmosférických plynů od sebe. Rozkládá se mezi 110 až 200 km nad povrchem. Mezi výškou 110 až 130 km se nachází marsovská ionosféra, kde dochází k štěpení atomů vlivem slunečního záření. Oproti pozemské ionosféře je marsovská slabší a prochází přes ni více nebezpečného záření na povrch, což by mohl být problém pro případnou posádku na Marsu. Podrobný průzkum ionosféry provádí evropská sonda Mars Express.
- Exosféra – je oblast, která se nachází ve vyšších oblastech nad 200 km. V této oblasti dochází k úniku plynů do kosmického prostoru. Je složité přesně určit hranici, kde atmosféra končí.
Michael 2019 ♂