Marsi Atmosfäär

See koosneb peamiselt süsihappegaasist. Atmosfääri rõhk Marsi pinnal on keskmiselt 600 paskalit. See on umbkaudu 0,6% keskmisest rõhust Maa merepinnal, mis on 101,3 kilopaskalit. Marsi atmosfääri rõhk varieerub 30 paskalist Olympus Monsi tipus kuni enam kui 1155 paskalini Hellas Planitia oru sügavustes. See on märgatavalt allpool Armstrongi piiri kaitsmata inimkeha jaoks. Marsi atmosfääri mass on 25 teratonni (võrdluseks: Maa atmosfääri mass on 5148 teratonni).

Marsi atmosfääri koostises on hinnanguliselt 96% süsihappegaasi, 1,9% argooni ja 1,9% lämmastikku. Samuti leidub seal vähesel määral vaba hapnikku, süsinikmonooksiidi, vett, metaani ja ka muid gaase. Marsi atmosfääri keskmine molaarmass on 43,34 g/mol. Huvi Marsi atmosfääri koostise vastu on suurenenud alates 2003. aastast, kuna siis leiti sealt metaani jälgi. See võib olla märk elutegevusest planeedil. Kuid Marsi metaan võib pärineda ka mujalt, näiteks geotermilistest, vulkaanilistest või hüdrotermilistest protsessidest.

Marsi atmosfäär on suhteliselt tolmune. See annab sealsele taevale planeedi pinnalt vaadates helepruuni või oranžikaspunase värvuse. Mars Exploration Roveritelt saadud andmed viitavad, et hõljuvate tolmuosakeste läbimõõt on umbkaudu 1,5 mikromeetrit.

16. detsembril 2014 teatas NASA, et on vaadelnud ebaharilikku metaanisisalduse tõusu Marsi atmosfääris, millele järgnes ka langus. Marsikulguri Curiosity puuritud kivimiproovidest on leitud ka orgaanilisi aineid. Tuginedes deuteeriumi ja prootiumi suhte uuringutele, võib järeldada, et Gale'i kraatrist on väga ammustel aegadel kadunud suur kogus vett. See toimus ammu enne järve sängi tekkimist Gale'i kraatris. Vee kadumine suurtes kogustes jätkus ka pärast järvesängi tekkimist.

2015. aasta 18. märtsil teatas NASA, et on vaadelnud Marsi taevas virmalisi, mille tekke põhjused pole siiani selged. Samuti märgati Marsi atmosfääris seletamatut tolmupilve.

4. aprillil 2015 teatas NASA atmosfääriuuringutest, milles tugineti kulgur Curiosity mõõtmistele. Selleks kasutati kulguri instrumenti nimega Sample Analysis at Mars (SAM) ning mõõtmisteks kasutati ksenooni ja argooni isotoope. Uuringu tulemused kinnitasid hüpoteesi, et Marss kaotas oma algusaegadel suure osa atmosfäärist. Samuti ühtisid mõõtmiste tulemused andmetega atmosfääri kohta, mida on saadud Marsilt pärit meteoriitides leiduvate atmosfäärigaaside uurimisel. Marsi orbiidil tiirlevast uuringujaamast MAVEN pärinevad andmed viitavad samuti, et Marss on aastate jooksul kaotanud suure osa oma atmosfäärist ning selle põhjuseks on olnud päikesetuul.

Atmosfäärirõhkude võrdlus

Marsi atmosfäär koosneb järgmistest kihtidest:

• Eksosfäär. Üldise arvamuse kohaselt algab planeedi pinnast 200 km kõrguselt, see atmosfäärikiht on väga hõre ning sealt lenduvad osakesed maailmaruumi. Puudub selge piir, kus lõpeb atmosfäär ja algab avakosmos.
• Termosfäär. Selles kihis on väga kõrged temperatuurid, mida põhjustab Päikeselt tulev energia. Selles kihis ei moodusta atmosfäärigaasid ühtlast segu nagu madalamates kihtides, vaid hakkavad üksteisest eralduma.
• Keskmine atmosfäär. Selles kihis puhuvad Marsil jugavoolud.
• Madal atmosfäär. Seda kihti soojendavad atmosfääris hõljuv tolm ja maapind, mille tulemusena on sealne temperatuur suhteliselt kõrge.

Marsil on ka keerukas ionosfäär ja aastaajati esinev osoonikiht lõunapooluse kohal. 2015. aastal tegi kosmoseaparaat MAVEN kindlaks, et seal on nii neutraalsetel gaasidel kui ka ioonidel erineva tihedusega kihid.

1860. ja 1870. aastatel läbi viidud spektroskoopilised vaatlused tekitasid mitmel uurijal arvamuse, et Marsi atmosfäär võib sarnaneda Maa atmosfääriga. Kuid William Wallace Campbelli spektraalanalüüsid ja muud kvalitatiivsed vaatlused 1894. aastast viitasid sellele, et Marss sarnaneb Maa kuuga, millel puudub märgatav atmosfäär.

1926. aastal võimaldasid William Hammond Wrighti poolt Licki Observatooriumis tehtud fotograafilised vaatlused Donald Howard Menzelil saada kvantitatiivseid tõendeid Marsi atmosfäärist.

 

Süsihappegaas

Marsi atmosfääri põhiline komponent on süsihappegaas, mis moodustab 95,9% kogu atmosfäärist. Mõlemal Marsi poolusel valitseb vastava poolkera talvel polaaröö ning planeedi pind muutub selle kestel nii külmaks, et hinnanguliselt 25% atmosfääris olevast süsihappegaasist muutub CO₂ jääks (kuivjää). Kui suvisel ajal poolus taas päikesevalgust saab, sublimeerub CO₂ jää tagasi atmosfääri. Seetõttu varieeruvad atmosfääri rõhk ja koostis pooluste ümber aasta jooksul märkimisväärselt.

Mitmed tõendid viitavad sellele, et Marsil oli algaegadel märgatavalt paksem, soojem ja niiskem atmosfäär. Suur osa varasest atmosfäärist koosnes nähtavasti süsihappegaasist. Kui see on tõsi, siis tõstis selline tihe atmosfäär vähemalt mõnes Marsi piirkonnas temperatuuri vee külmumispunktist kõrgemale. Voolav vesi võiski uuristada Marsi pinnale need kanalid, mida seal praegu arvukalt leidub. Samuti võis tekkida järvesid või isegi ookeane. Mõne uurija arvates võis Marsi atmosfäär olla praegusest Maa atmosfäärist mitu korda tihedam. Kuid 2015. aasta sügisel avaldatud uurimuse järgi ei pruukinud Marsi atmosfäär olla nii tihe, kui varem arvati. Praegune Marsi atmosfäär on väga hõre. Aastaid arvati, et suur osa süsihappegaasist, mis oli varases Marsi atmosfääris, sattus karbonaatmineraalide koostisse nagu Maalgi. Kuid Marsi ümber tiirelnud uurimisseadmed, mis otsivad karbonaate, ei ole leidnud kuigi palju karbonaatide lasundeid. Tänapäeva teooriad viitavad pigem sellele, et suur osa süsihappegaasi kadus hoopis päikesetuule tõttu. Uurijad on avastanud kaheastmelise protsessi, mille tulemusel satub gaas avakosmosesse. Päikeselt pärit ultraviolettkiirgus võib lõhkuda süsihappegaasi molekuli süsinikmonooksiidiks ja hapnikuks. Teine ultraviolettkiirguse footon võib pärast seda lõhkuda süsinikmonooksiidi molekuli hapnikuks ja süsinikuks. Need osakesed on juba võimelised piisava energia omastamisel põgenema avakosmosesse. Kõige tõenäolisemalt võib selle protsessi käigus atmosfäärist kaduda kerge süsinikuisotoop (C12). Selle tulemusel rikastub atmosfääri jäänud süsihappegaas raske isotoobiga (C13). Kõrgenenud C13 taset täheldas hiljuti Marsi atmosfääris ka kulgur Curiosity.

Argoon

Võrreldes teiste Päikesesüsteemi planeetidega leidub Marsi atmosfääris arvestavas koguses väärisgaasi Argoon. Erinevalt süsihappegaasist argoon atmosfääris ei kondenseeru. Seetõttu on argooni kogus Marsi atmosfääris stabiilne. Kuid suhteline argooni kontsentratsioon eri piirkondades on muutlik, kuna süsihappegaasi kogus atmosfääris on varieeruv. Hiljutised satelliidivaatlused on näidanud argooni koguse suurenemist atmosfääris Marsi lõunapoolusel sealse sügise ajal. Järgneval kevadel see argoon kaob.

Vesi

Mõned Marsi atmosfääri näitajad on väga muutlikud. Kui Marsi suve ajal süsihappegaas sublimeerub tagasi atmosfääri, jätab see jälgi veest. Hooajalised tuuled puhuvad Marsi poolustel kiirusega kuni 400 km/h. Need tuuled liigutavad suuri tolmukoguseid ja gaasilises olekus vett. Selle tagajärjel tekivad härmatis ja suured kiudpilved. Neid veejääst koosnevaid pilvi pildistas 2004. aastal marsikulgur Opportunity. 31. juulil 2008 kinnitasid marsisondiga Phoenix Lander töötanud teadlased, et nad on leidnud pinnaalust jääd Marsi põhjapoolusel.

Metaan

2003. aastal avastati Marsi atmosfääris väheses koguses metaani. Avastuse tegi NASA Goddardi kosmoselennukeskuses töötanud meeskond. 2004. aastal saadi metaani olemasolule Marsi atmosfääris kinnitust. Selleks andsid alust Mars Express Orbiteri ja kolme maapealse uurimisrühma tehtud vaatlused. Nende uuringute andmetel on metaani kontsentratsioon Marsi atmosfääris hinnanguliselt 10 ppb (osakest miljardi osakese kohta). Marsi atmosfääris sisalduva metaani kogus varieerus suuresti aastatel 2003–2006 tehtud vaatluste jooksul. See viitab, et metaani esineb ebaühtlaselt ning arvatavasti varieerub kogus aastaaegade vahetumisega.

Metaan Marsil laguneb kiiresti. Seda põhjustavad ultraviolettkiirgus ja reaktsioonid teiste gaasidega. Seetõttu viitab metaani pidev olemasolu Marsi atmosfääris sellele, et mingi protsess toodab metaani pidevalt juurde. Praegused fotokeemilised mudelid ei suuda täielikult seletada, mis põhjustab metaanikoguse suurt muutlikkust. Teadlased on välja pakkunud, et metaan võib Marsile sattuda meteoriitidega. Kuid uurijad Imperial College Londonist avastasid, et selle protsessi käigus ei saa vabaneda piisavalt metaani, et säilitada selliseid koguseid, mida on mõõdetud Marsi atmosfääris.

Uuringute järgi on metaani eeldatav eluiga vahemikus ~4 Maa aastat ja ~0,6 Maa aastat. See aeg on piisavalt lühike, et tekiks vaadeldud ebatasane metaanijaotus üle planeedi. Metaani eluiga Marsil on tunduvalt lühem, kui läheks aega metaani lagunemiseks fotokeemiliste protsesside (UV-radiatsiooni) tulemusel (~350 aastat). Seega kaob metaan Marsi pinnalt mingi muu protsessi tulemusel. See protsess on 100–600 korda efektiivsem, kui fotokeemiline lagunemine. See seletamatult kiire lagunemine viitab ka sellele, et metaani juurdetootmise protsess toimub väga aktiivselt.

Vääveldioksiid

Vääveldioksiidi olemasolu atmosfääris peetakse märgiks vulkaanilisest tegevusest. See teema on muutunud eriti asjakohaseks seoses poleemikaga metaani kohta. Kui metaani Marsil toodaksid vulkaanid (nagu see on mõnes Maa piirkonnas) peaks Marsil olema suurtes kogustes vääveldioksiidi. Mitmed teadlaste meeskonnad on otsinud Marsilt vääveldioksiidi, kasutades NASA infrapunateleskoope. Kuid nende uuringute käigus vääveldioksiidi ei leitud. 2013. aasta märtsis teatas teadlaste meeskond, mida juhiti NASA Goddardi kosmoselennukeskusest, et leidis vääveldioksiidi Rocknesti piirkonnast. Pinnaseproovid olid võetud kulgur Curiosityga.

Osoon

Osooni kontsentratsioon Marsi atmosfääris on keskmiselt 300 korda väiksem kui Maal. Kuid see on väga muutlik, olenevalt piirkonnast ja ajast.

Teadlased on välja pakkunud variandi, et süsihappegaasist Marsil saaks valmistada raketikütust.

Teadlased usuvad, et Marsi atmosfäär on planeedi eluea jooksul muutunud. On ka tõendeid selle kohta, et miljardeid aastaid tagasi olid Marsil ookeanid. Praegusel Marsil ületab atmosfäärirõhk vee kolmikpunkti vaid kõige madalamates piirkondades, kõrgematel aladel saab vesi eksisteerida vaid gaasilisel või tahkel kujul. Aasta keskmine temperatuur Marsi pinnal on tänapäeval vähem kui −63 °C. See on palju madalam, kui on vaja vedela vee olemasoluks. Kuid varases Marsi ajaloos võisid seal olla vedela vee olemasoluks planeedi pinnal tunduvalt soodsamad tingimused. 2013. aastal kirjutasid teadlased, et miljardeid aastaid tagasi võis Marsil olla hapnikurikas atmosfäär.