Atmosféra Marsu

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.

Mračna v atmosféře

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 %.[5].

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.

V březnu 2004 evropská sonda Mars Express potvrdila výskyt metanu v atmosféře,[6][7] který byl dříve předpovězen na základě pozorování United Kingdom Infrared Telescope na Havaji a teleskopu Gemini South v Chile v roce 2003.[8] V roce 2014 se podařilo detekovat metan i americkému vozítku Curiosity operující v kráteru Gale na povrchu Marsu.[9]

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.[10]

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.[11] Část vědců zastává názor, že data ze spektrometru byla chybně interpretována.[12]

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.[13] Vědci z NASA dokonce prohlásili: „Nejsou známy žádné způsoby, jak by se mohl vyskytovat amoniak v atmosféře Marsu, která neobsahuje život.“[13] 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.[14] Pro definitivní potvrzení či vyvrácení naměřených výsledků bude potřeba další výzkum a měření.

Průměrná teplota u povrchu planety je okolo −56 °C. Pro Mars jsou charakteristické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty běžně pohybují od −90 do −10 °C a nad nulu se dostanou jen výjimečně. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnout až +30 °C. Díky těmto občasně příznivým teplotám na povrchu existuje sezóně v určitých místech kapalná voda a to i přesto, že se vlivem nízkého tlaku vypařuje již při teplotě 10 °C[16]. Ve výšce okolo 40 až 50 km nad povrchem se nachází vrstva, která má stálou teplotu. Následně ve výšce přibližně 130 km začíná ionosféra a vodíková koróna planety dosahuje až do výšky 20 000 km.[17]

Podrobné znalosti o složení atmosféry, jejích změnách a o dlouhodobějším klimatu byly získány na základě několika sond, které na povrchu přistály (např. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atd.) či které zkoumaly atmosféru z orbity. Na základě měření se zjistilo, že i na Marsu panuje skleníkový efekt, který otepluje planetu přibližně o 5 °C[18] a zadržuje okolo 30 % tepelné energie.[19] Výškově se atmosféra dělí na nižší (do 45 km), střední (do 110 km) a vyšší (nad 110 km)..

Vozítko Opportunity pozorovalo mraky v atmosféře planety

Na Marsu byla pozorována i oblačnost,[21] která je nejspíše tvořena krystalky oxidu uhličitého[22], vznikajícími ve výšce okolo zhruba patnácti kilometrů. Vyjma oblačnosti se zde projevují i další procesy napovídající, že i na Marsu panují procesy měnícího se počasí. Součástí počasí je také častý výskyt prachových bouří, které občas dosáhnou celoplanetárního charakteru;[23] vznikají i malé vzdušné víry v podobě prašných vírů.[24] Během bouří mohou větry na povrchu planety dosahovat až rychlosti okolo 200 km/h, přitom vynášejí do atmosféry značné množství drobných prachových částic (obsahujících magnetit) o velikosti 0,1 μm až 0,01 mm. Protože magnetit má větší schopnost pohlcovat modré světlo než červené, atmosféra se při pohledu z planety zdá žlutavá, při východu/západu Slunce až červená. Proces, který toto způsobuje, je složitější než Rayleighův rozptyl, který je znám ze Země, způsobující modrou barvu. Průměrné rychlosti větru jsou 35 až 50 km/hod.[17] Díky řidší atmosféře nemá vítr takovou sílu jako obdobný vítr na Zemi.

Oblačnost na Marsu je tvořena většinou krystalky suchého ledu, tvořeného oxidem uhličitým,[22] ale sonda Mars Global Sureyor přinesla definitivní důkazy, že některé druhy jsou tvořeny i ledovými krystalky z vody.[25] První pozorování uskutečnila již sonda Mariner 9, ale její výsledky se daly interpretovat více způsoby. Jejich vznik je spojen převážně se severní polární čepičkou, která je z větší části tvořena vodním ledem. Během marsovského jara a léta dochází k evaporaci nad oblastí čepičky, vzniku oblačnosti a jejímu přesunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznou a prostřednictvím ledových krystalků dopadnou na zem,[25][26] čímž dochází ke vzniku jinovatky, tvořené zmrzlou vodou.[27] Největší výskyt ledových mraků nastává mezi L_s = 40 až 150, což ukazuje na jejich sezónnost.[28]

Ilustrace ukazuje unikání plynů z atmosféry vlivem interakce se slunečním větrem

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Atmosphere of Mars na anglické Wikipedii.

• Obrázky, zvuky či videa k tématu atmosféra Marsu na Wikimedia Commons
• Marsova atmosféra
• (anglicky) Mars Atmospheric Pressure