Сохранение у планеты полностью или частично расплавленного ядра
подтверждают данные измерений Ш.Ш.Долгиновым и его сотрудниками магнитного
поля Марса на автоматических станциях "Марс-2", "Марс-3" и "Марс-5". Эти
измерения привели к выводу, что Марс обладает собственным магнитным полем,
топология которого соответствует полю дипольной природы, с напряженностью у
поверхности на экваторе около 65 гамм, хотя, как и в случае Венеры, этот
вывод разделяется не всеми исследователями. По сравнению с геомагнитным,
это поле слабое, что при одинаковых параметрах вращения обеих планет могло
бы быть следствием небольшой жидкой зоны в ядре. Если же, как полагает,
например, американский космофизик К.Рассел, это поле целиком
индуцированного происхождения, то даже это допущение придется отвергнуть и
признать, что ядро, скорее всего целиком затвердело. Нельзя, впрочем,
исключить, что в своей космогонической истории Марс переживает период
инверсии магнитного поля, какой, судя по палеонтологическим данным, не раз
переживала в прошлом Земля.
7. Атмосфера Марса.
Атмосфера представляет собой самую внешнюю и потому наиболее доступную
дистанционным методам исследований оболочку планеты, формирование которой
непосредственно связано с ее эволюцией.
Давление атмосферы у поверхности Марса на два порядка меньше, чем у
поверхности Земли. Средняя температура у поверхности Марса -60оС(~210K).
Преобладающий компонент в атмосфере Марса - углекислый газ, относительное
объемное содержание которого свыше 95%.
Таблица 2.
Относительные параметры атмосферы Марса.
|Химический состав |CO2 |95 |
|(объемные проценты по | | |
|отношению к средней | | |
|плотности) | | |
| |N2 |2-3 |
| |Ar |1-2 |
| |H2O |10-3-10-1 |
| |CO |4*10-3 |
| |O2 |0,1-0,4 |
| |SO2 |10-5 |
| |Ne |<10-3 |
| |Kr |<2*10-3 |
| |Xe |<5*10-3 |
|Средняя молекулярная масса| |43,5 |
|Температура у поверхности | | |
|Tmax(K) | |270 |
|Tmin(K) | |200 |
| | | |
|Среднее давление у | |6*10-3 |
|поверхности P (атм.) | | |
|Средняя плотность у | |1,2*10-5 |
|поверхности r (г/см3) | | |
Для атмосферы Марса характерно низкое относительное содержание
водяного пара, на уровне сотых и тысячных долей процента. Около 80%
количества H2O сосредоточено в приповерхностном слое атмосферы толщиной в
несколько километров. Содержание водяного пара в зависимости от сезона,
широты и времени суток колеблется в сто раз. Наиболее сухая атмосфера - в
высоких широтах зимой, а наиболее влажная - над полярными областями летом.
На Марсе обнаружены также отдельные районы повышенной влажности в средних
широтах и общее уменьшение влагосодержания в атмосфере в период пылевой
бури.
В разреженной атмосфере Марса тепловые неоднородности у поверхности
резко выражены, и температурный профиль испытывает значительные сезонно-
суточные изменения, достигающие 100-150 K. С высотой глубина вариаций
сильно уменьшается. За среднее давление, примерно соответствующее
среднеуровенной поверхности Марса, принято 6,1 мбар. Оно совпадает с
положением тройной точки на фазовой диаграмме воды. В зависимости от
рельефа давление колеблется от ~2 до ~ 10 мбар. Днем температура
поверхности выше, а ночью ниже, чем температура атмосферы. У полюсов
температура атмосферы опускается зимой ниже температуры фазового перехода
углекислого газа(148 K при давлении 6 мбар), в результате чего CO2
превращается в сухой лед.
[pic]
Рисунок 5.
Высотный профиль температуры атмосферы Марса, показанный на рисунке 5,
отвечает средним условиям, т.е. относится к послеполуденному времени
приэкваториальных широт. Температурный градиент днем близок к
адиабатическому, от поверхности до 20-30 км, а выше, в стратосфере,
достигаются условия, близкие к изотермии, с отдельными инверсионными
слоями. В стратосфере Марса, так же как и на полюсах, может
конденсироваться углекислота, однако марсианские облака преимущественно
состоят из кристаллов водяного льда и расположены ниже, в тропосфере.
Положение и температура мезопаузы на Марсе примерно такие же, как на
Венере, а дневная экзосферная температура ~350 K, и она испытывает меньшие
вариации в зависимости от времени суток.
8. Ионосфера.
Интенсивным высвечиванием энергии в инфракрасных полосах углекислого
газа в верхних атмосферах Марса, по-видимому, объясняются их существенно
более низкие по сравнению с Землей средние экзосферные температуры. Так
называют температуру выше той области верхней атмосферы (термосферы), где
происходит основной приток энергии за счет прямого поглощения атмосферными
молекулами и атомами солнечного ультрафиолетового и рентгеновского
излучения, и профиль температуры становится почти изотермическим.
Экзосферная температура Марса не превышает 200-350 К, а основания экзосфер
лежат примерно на 200 км ниже.
Измерения по методу радиопросвечивания с космических аппаратов
показали, что Марс обладает ионосферой, однако менее плотной, чем земная, и
ближе поджатыми к планете.
Основной максимум дневного слоя марсианской ионосферы лежит на высоте
135-140 км и имеет электронную концентрацию не более 2*105 эл/см3, т.е.
почти на порядок меньше концентрации в дневном слое F2 ионосферы Земли.
Второй максимум обнаружен на высоте около 110 км с электронной
концентрацией 7*104 эл/см3. Основной компонентой марсианской ионосферы
является ион O2+ с примесями O+ и др.; выше 200 км преобладают ионы O+. Ее
дневной максимум с концентрацией (3-5)*105 эл/см3 расположен на высоте 140
км, резкий спад электронной концентрации наблюдается на уровне 250-400 км:
здесь находится ионопауза - граница между тепловыми ионами ионосферы и
потоками энергичных частиц солнечной плазмы. С ночной стороны образуется
протяженная зона до высоты свыше 3000 км, со средней концентрацией
электронов до 103 эл/см3 и несколькими локальными максимумами на высотах
ниже 150 км, где концентрация в 5-10 раз выше, а основной ион O2+. Состав и
содержание ионов в ионосфере Марса подвержены существенным вариациям.
Образование переходной зоны - ионопаузы с дневной стороны планеты в
области, расположенной за ударной волной на высотах выше примерно 300-500
км, является наиболее характерной особенностью взаимодействия солнечной
плазмы с Марсом. Радиационных поясов у него нет. Ионопауза образуется в
зоне, где давление солнечного ветра примерно уравновешивается давлением
ионосферных заряженных частиц вместе с давлением собственного магнитного
поля планеты. В идеальной модели ионосферы бесконечной проводимости токи,
индуцированные потоком солнечного ветра, текут по поверхности ионопаузы и
непосредственно примыкающей к ней сверху области. Поэтому результирующее
индуцированное магнитное поле расположено вне ионосферы. Примерно
аналогичная ситуация сохраняется и в более реальном случае ионосферы
конечной проводимости, поскольку время магнитной диффузии значительно
больше времени изменения направления межпланетного магнитного поля, и
диффузия последнего в невозмущенную ионосферу пренебрежимо мала.
На самом деле картина взаимодействия является значительно более
сложной и имеет ряд специфических черт отдельно для Марса, как это было
выявлено по результатам плазменных экспериментов на искусственных спутниках
планеты. Комплексный характер процессов в области обтекания, помимо
образования промежуточной зоны, отождествляемой с ионопаузой, включает
также в себя последовательность разогрева и термализации ионов, образование
зоны разрежения за ударной волной и много других особенностей.
9. Особенности теплового режима и атмосферной динамики.
Отдельный комплекс проблем представляет тепловой режим планетной
атмосферы и ее динамика. Тепловой режим определяется количеством падающей
на планету солнечной лучистой энергии (энергетической освещенностью) за
вычетом энергии, отражаемой обратно в космическое пространство. Он зависит,
таким образом, от расстояния a планеты от Солнца и ее интегрального
сферического альбедо A, поскольку внутренними источниками тепла для всех
планет земной группы можно пренебречь. Величина потока солнечной радиации,
падающая по нормали на единичную площадку поверхности планеты в отсутствие
атмосферы, определяет солнечную постоянную Ec. Через эти три величины и
постоянную закона Стефана-Больцмана s выражается важный параметр, служащий
мерой поступающей на планету энергии - ее равновесная (эффективная)
температура
Te= [Ec(1-A)/4sa2]1/4.
Здесь a выражается в а.е., а четверка в знаменателе учитывает то
обстоятельство, что поток энергии падает на диск, а излучается со сферы.
Планетарная динамика отражает баланс между скоростями генерации
потенциальной энергии за счет солнечной радиации и скоростью потери
механической энергии за счет диссипации.
Источником атмосферных движений различных пространственных масштабов
служит отсутствие равенства между поступающей и отдаваемой энергией в
отдельных участках планеты при общем строгом выполнении условия теплового
баланса в глобальном масштабе, характеризуемого эффективной температурой.
Другими словами, возникновение горизонтальных температурных градиентов
вследствие дифференциального нагрева должно компенсироваться развитием
Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6
