Марс становится объектом активного изучения с целью прагматической цели - ранее или позже колонизировать его землянами. Эта планета наиболее близкая к Земле и по многим своим физическим и химическим параметрам подобна земной.
У Марса имеется атмосфера, хотя и слишком разрежённая, поэтому здесь происходят процессы, которые формируют погоду и климат. Такой климат не пригоден для жизни на Земле, но он наиболее близок к земному из всех планет Солнечной системы. Учёные утверждают, что 3,5 миллиардов лет назад климат Марса приближался к земному, но затем происходили катаклизмы, в результата которых он потерял свою атмосферу.
Марс (слева - сейчас, справа - в прошлом)
Одним из важнейших для жизни человека фактором является средняя температура окружающей среды. Если на Земле она составляет в настоящее время +1,1 градуса (с учётом Антарктиды), то на Марсе - минус 63 градуса из-за сильно разрежённой атмосферы, которая плохо сглаживает суточные колебания температуры воздуха.
При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 30 градусов (на экваторе - до +27), что много даже для жителей Земли. Максимальная температура воздуха, зафиксированная марсоходом "Спирит", составила +35 градусов. Ночью мороз может достигать летом даже на экваторе от −80 −125 градусов, а на полюсах ночная температура может падать до −143 градусов. Такие перепады температур обычно не бывают столь значительными, как на других планетах или на Луне. На Марсе есть оазисы, в районах "озера" Феникс (плато Солнца) и земли Ноя, где перепад перепад температур составляет от −53 до +22 градусов летом и от −103 до −43 зимой.
Для сравнения: средняя тепература в Антарктиде зимой составляет минус 60-70 градусов, а летом минус 25 - 45 градусов. В районе "Купола Фудзи" зафиксирована температура минус 91,2 градуса, что немногим уступает марсианским.
Говорить о климате Марса пока рано, поскольку климат определяется на основе многолетних показателей погоды в конкретных областях, а такие замеры показателей на планете пока что носят эпизодический характер.
Атмосфера Марса более разрежена, чем на Земле, и более чем на 95 % состоит из углекислого газа. Содержание кислорода и воды составляет доли процента.
Среднее давление атмосферы у поверхности составляет 0,6 кПа или 6 мбар, что в 160 раз меньше земного. Атмосферное давление очень сильно колеблется в течение суток и сезонов года.
Водяного пара в марсианской атмосфере не более 0,001 %, однако по результатам исследований 2013 года это всё же больше, чем предполагалось ранее, и больше, чем в верхних слоях атмосферы Земли. При низких давлении и температуре водяной пар находится в состоянии, близком к насыщению, поэтому часто собирается в облака. Водяные облака формируются на высотах 10-30 км над поверхностью планеты. Облака собираются, в основном, на экваторе в течение всего года.
Часто бывают туманы в низинах — каньонах, долинах и на дне кратеров в холодное время суток, поверхность иногда покрывается инеем.
На Марсе могут возникать метели, которые фиксировал марсоход "Феникс" в 2008 году в приполярных областях. Метель образуется в виде вирги (вирга может порождать красочные явления в облаках, особенно во время солнечных закатов. Также не менее известным редчайшим феноменом является появление в кучевых облаках отверстий округлой формы. Вирга разносится моментально по значительной части облака, так как вода, даже при температурах ниже −40 градусов из-за отсутствия ядер замерзания, остаётся в переохлаждённом жидком состоянии.Дыры в облаках образуются на высоте 5—6 км и могут достигать до нескольких сотен метров в диаметре).
По оценкам учёных, скорость падения осадков в вирге была очень малой, но моделирование марсианских атмосферных явлений в 2017 году показало, что на средних широтах, где происходит регулярная смена дня и ночи, после заката облака резко охлаждаются, что может приводить к метелям, скорость частиц во время которых достигает 10 м/с. Учёные допускают, что сильные ветра в совокупности с низкой облачностью (обычно марсианские облака формируются на высоте 10–20 км) могут привести к тому, что снег будет выпадать на поверхность Марса. Это явление подобно земным микропорывам - шквалам из нисходящего ветра со скоростью до 35 м/с, часто связанным с грозами.
Снег на Марсе наблюдался неоднократно, например, зимой 1979 г. в районе посадки "Викинга-2" выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.
Пыльные вихри, сфотографированные марсоходом "Оппортьюнити». Цифры в левом нижнем углу отображают время в секундах с момента первого кадра
В атмосферы Марса постоянно присутствует пыль из частиц размером около 1,5 мкм, состоящая и состоят в основном из оксида железа[10][8][14]. Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли на высоту до 50 км. А ветры, являющиеся одним из проявлений перепада температур, часто дуют над поверхностью планеты[4] (особенно в конце весны — начале лета в южном полушарии, когда разница температур между полушариями особенно резкая), и их скорость доходит до 100 м/с.
Так формируются обширные пылевые бури, давно наблюдаемые в виде отдельных жёлтых облаков, а иногда в виде сплошной жёлтой пелены, охватывающей всю планету. Чаще всего пылевые бури возникают вблизи полярных шапок, их продолжительность может достигать 50–100 суток. Слабая жёлтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами измерения.
Суммарная масса пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 108 – 109 т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере.
Пылевые смерчи также поднмают в воздух пыль вследствие суточных перепадов температур. Из-за очень низкой плотности атмосферы Марса смерчи там больше похожи на торнадо, имеющие несколько километров в высоту и сотни метров в поперечнике, которые формируются стремительно и поднимают такие тучи пыли, что оказавшись внутри смерча, наблюдатель внезапно не смог бы видеть дальше, чем несколько сантиметров перед. Ветер достигает 30 м/с. Пылевые смерчи на Марсе будут серьёзной проблемой для астронавтов, которым придется с ними столкнуться на планете.
Жидкая вода в чистом виде не может стабильно существовать на поверхности Марса при нынешних климатических условиях.
Исследования, проведённые космическим аппаратом Маринер-4 в 1965 году, показали, что жидкой воды на Марсе в настоящее время нет, но данные марсоходов НАСА "Спирит" и "Оппортьюнити" свидетельствуют о наличии воды в прошлом.
На Марсе найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды, а старейшие кратеры практически стёрты с лица Марса. Процессы в современной атмосфере не могли вызвать такого разрушения. Изучение скорости образования и эрозии кратеров позволило установить, что сильнее всего ветер и вода разрушали их около 3,5 млрд лет назад. Приблизительно такой же возраст имеют и многие промоины на поверхности.
По данным на начало 2020-х года имеются свидетельства о присутствия воды в замёрзшем виде. Единственным местом, где может существовать жидкая вода, является "озеро" Джезеро под Южном плато.
На Марсе происходит смена времён года из-за наклона оси вращения к плоскости орбиты, поэтому зимой в северном полушарии полярная шапка растёт, а в южном почти исчезает, а через полгода всё происходит наоборот, при этом из-за достаточно большого эксцентриситета орбиты планеты в перигелии (зимнее солнцестояние в северном полушарии) шапка северного полушария получает до 40 % больше солнечного излучения, чем в афелии.
В северном полушарии зима короткая и относительно умеренная, а лето продолжительное и прохладное, в южном - лето короткое и относительно тёплое, а зима длительная и холодная. Южная шапка зимой разрастается до половины расстояния от полюса до экватора, а северная - лишь до трети.
Когда на одном из полюсов наступает лето, углекислый газ из полярной шапки испаряется и поступает в атмосферу, а ветры переносят его к противоположной шапке, где он снова замерзает. Так происходит круговорот углекислого газа, который вместе с разными размерами площади полярных шапок, вызывает изменение давления атмосферы Марса по мере его обращения вокруг Солнца. За счёт того, что зимой до 20–30 % всей атмосферы замерзает в полярной шапке, давление в ней вследствие этого падает.
Расчёты показали, что наклон оси вращения Марса, составляет сейчас 25 градусов, почти как у Земли, но в относительно недавнем прошлом он составлял 45 градусов, а в течение сотен миллионов лет изменялся от 10 до 50 градусов.
Основные пapaмeтpы Зeмли и Mapcа:
Cpeдний paдиуc: 6 З71 км / З З96 км.
Macca: 59.7 × 102З кг / 6.42 x 102З кг.
Oбъём: 10.8 x 1011 кмЗ / 1.6З × 10¹¹ км³.
Пoлуocь: 0.98З – 1.015 a.e. / 1.З814 – 1.666 a.e.
Дaвлeниe: 101.З25 кПa / 0.4 - 0.87 кПa.
Гpaвитaция: 9.8 м/c² / З.711 м/c².
Cpeдний тeмпepaтуpный пoкaзaтeль: 14/ -46 градусов.
Teмпepaтуpныe кoлeбaния: ±160/ ±178 градусов
Oceвoй нaклoн: 2З / 25.19 градусов.
Пpoдoлжитeльнocть дня: 24 чaca /24 чaca и 40 минут.
Длинa гoдa: З65.25 днeй / 686.971 днeй.
Boдa: oбильнaя / пpepывиcтaя (в видe льдa).
Пoляpныe лeдяныe шaпки: Дa / Дa.
Как и на Земле, климат Марса претерпевал долгосрочные изменения и на ранних этапах эволюции планеты сильно отличался от нынешнего. Различие состоит в том, что главную роль в циклических изменениях климата Земли играют изменение эксцентриситета орбиты и прецессия оси вращения, притом что наклон оси вращения остаётся примерно постоянным благодаря стабилизирующему воздействию Луны, тогда как Марс, не имея такого большого спутника, может претерпевать существенные изменения наклона оси его вращения.
Марс в ледниковый период (2,1 млн — 400 тыс. лет назад), когда ось его вращения предположительно была сильно наклонена к плоскости орбиты. Полярные шапки разрастаются до низких широт порядка 30 градусов.
Историю изменений климата на Марсе можно проследить путём анализа слоистых отложений в полярных шапках, на участках, где они доступны для наблюдения в разломах и трещинах.
При сильном (около 45 градусов) наклоне оси вращения планеты на полярные области попадает больше солнечного излучения и они становятся самыми тёплыми участками. Вода и углекислый газ в полярных шапках из твёрдого состояния переходят в газ, наполняя атмосферу, которая становится более плотной и потому более тёплой и влажной. Атмосферное давление увеличивается до значений, необходимых для образованич воды в жидкой фазе. Так начинается круговорот воды, подобный земному.
Водяной пар из атмосферы конденсируется в лёд и снег в низких широтах, где теперь холодно, проникает в почву и замерзает там.
Когда наклон оси вращения уменьшается, то в полярных областях снова становится холоднее, а в экваториальных - теплее, а вода, замёрзшая в поверхностных слоях, оттаивая возвращается в атмосферу в виде пара, затем перемещается к полюсам и конденсируется в ледяные полярные шапки.
Большая часть углекислого газа также возвращается в полярные шапки, делая атмосферу очень разрежённой. Такие изменения происходят в масштабах сотен тысяч и даже миллионов лет.
Климат раннего Марса сильно отличался от того, каким он стал теперь. Наличие жидкой воды способствовало образованию достаточно плотной атмосферы, но со временем бо́льшая её часть рассеялась частицами солнечного ветра из-за отсутствия у планеты магнитного поля и планета изменилась. Цикличность процесса изменения наклона оси в будущем позволит Марсу вновь стать планетой, пригодной для жизни.
