Sysop: ++

2020-06-17T10:19:23Z

← Starší verze		Verze z 17. 6. 2020, 10:19
Řádka 182:		Řádka 182:


-	{{Dobrý článek}}	+	{{Dobrý článek}}{{Commonscat\|Atmosphere of Mars}}{{Mars}}{{Článek z Wikipedie}}
-	{{Commonscat\|Atmosphere of Mars}}{{Článek z Wikipedie}}	+
	[[Kategorie:Atmosféra\|Mars]]		[[Kategorie:Atmosféra\|Mars]]
	[[Kategorie:Mars]]		[[Kategorie:Mars]]

Sysop: 1 revizi

2013-12-27T09:19:20Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 27. 12. 2013, 09:19

Sysop: 1 revizi

2011-02-12T00:29:06Z

1 revizi

Nová stránka

{| class="wikitable" align="right"
| colspan="2" | [[Soubor:Mars atmosphere.jpg|200px|center|Nad povrchem Marsu je při bočním pohledu viditelná atmosféra (Mars Global Surveyor).]]
|-
| [[Oxid uhličitý]]
| 95,32%
|-
| [[Dusík]]
| 2,7%
|-
| [[Argon]]
| 1,6%
|-
| [[Kyslík]]
| 0,13%
|-
| [[Oxid uhelnatý]]
| 0,07%
|-
| [[Vodní pára]]
| 0,03%
|-
| [[Oxid dusnatý]]
| 0,013%
|-
| [[Neon]]
| 2,5 [[Parts per million|ppm]]
|-
| [[Krypton]]
| 300 [[Parts per billion|ppb]]
|-
| [[Formaldehyd]]
| 130 ppb<ref>http://www.pfs-results.it/</ref>
|-
| [[Xenon]]
| 80 ppb
|-
| [[Ozon|Ozón]]
| 30 ppb
|-
| [[Metan]]
| 10,5 ppb
|}
'''Atmosféra Marsu''' je [[plyn]]ný obal nacházející se okolo planety [[Mars (planeta)|Mars]]. Je velmi řídká, není schopná zadržovat tepelnou výměnu mezi [[Povrch Marsu|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 k[[Pascal|Pa]]). Podobně jako na Zemi ale dochází k sezónním změnám v atmosféře, jak se planeta přibližuje a oddaluje od [[Slunce]]. V zimě 25–30 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na pólech, zatímco v létě opět [[Sublimace|sublimuje]] a vrací se do atmosféry.

== Složení atmosféry ==
Atmosféra je tvořena převážně z [[oxid uhličitý|oxidu uhličitého]] (95,32 %), dále obsahuje: [[dusík]] (2,7 %), [[argon]] (1,6 %), [[kyslík]] (0,13 %), [[oxid uhelnatý]] (0,07 %) a [[vodní pára|vodní páry]] (0,03 %)<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marsatmos.html
| titul=Encyclopedia of science; Mars, atmosphere
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref> (vznikající sublimací z [[Polární čepičky Marsu|polárních čepiček]]). Mezi ostatní plyny vyskytující se v atmosféře se pak ještě řadí [[neon]], [[krypton]], [[xenon]], [[Ozon|ozón]] a [[Methan|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<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://news.nationalgeographic.com/news/2004/10/1007_041007_mars_methane.html
| titul=National Geographic News, Does Mars Methane Indicate Life Underground? od Stefana Lovgrena
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref>). Jelikož je možné na povrchu planety pozorovat množství sopek, předpokládá se, že část atmosféry vznikla jako důsledek uvolňování [[sopečné plyny|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 Marsu|polární čepičky]]. Během léta část oxidu uhličitého začne opět [[sublimace|sublimovat]] do atmosféry, kde zvětšuje svůj podíl.
[[Soubor:Mars-clouds.jpg|thumb|left|Mračna v atmosféře]]
=== Argon ===
Dalším významným plynem v atmosféře je [[inertní plyn|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. [[Umělá družice|Satelitní]] data ukazují, že k tomuto poklesu a nárůstu dochází periodicky v oblastech [[Severní polární čepička Marsu|severního]] a jižního pólu v závislosti na změně [[Roční období Marsu|ročního období]]. Procentuální obsah argonu může díky zmenšení obsahu oxidu uhličitého dosáhnout až 30 %.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/publi/forget_science2004.pdf
| titul=Francois Forgot - Alien Weather at the Poles of Mars
| datum přístupu=2007-02-25}}</ref>

=== 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, které jsou známé z pozemských podmínek - [[vulkanismus|vulkanickou aktivitu]] a nebo produkci biologickými pochody v podobě extrémofilních organismů. Podobné organismy jsou známé i ze Země zpracovávající [[vodík]] a [[oxid uhličitý]] za vzniku právě metanu.

V březnu [[2004]] [[ESA|evropská]] sonda [[Mars Express]] potvrdila výskyt metanu v atmosféře,<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.esa.int/esaCP/SEMZ0B57ESD_index_0.html
| titul=Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/303/5666/1953
| titul=Life or Volcanic Belching on Mars?
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> který byl dříve předpovězen na základě pozorování [[United Kingdom Infrared Telescope]] na [[Havaj]]i a telekosopu [[Gemini South]] v [[Chile]] v roce [[2003]].<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2003DPS....35.1418M&db_key=AST&data_type=HTML&format=
| titul=Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref>

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 by mohl uvolňovat dostatečné množství plynu do atmosféry.<ref>{{Citace časopisu|autor = Christopher Oze and Mukul Sharma|titul=Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars|časopis = Geophysical Research Letters|ročník=32|rok=2005|strany = L10203}}</ref>

=== Formaldehyd ===
V únoru roku [[2005]] byl oznámen objev [[formaldehyd]]u na základě měření planetárního fourierovského spektrometru na sondě Mars Express v mnohem větším množství, než někdo předpokládal, což se použilo jako podporu teorie o mikrobiálním životu. Výsledky měření jsou ale stále předmětem mnoha vědeckých debat bez jasného výsledku.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.nature.com/news/2005/050221/full/050221-15.html
| titul=Formaldehyde claim inflames martian debate
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Část vědců zastává názor, že data ze spektrometru byla chybně interpretována.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.nature.com/news/2005/050905/full/050905-10.html
| titul=Martian methane probe in trouble
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref>

=== 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.<ref name="bbc">{{Citace elektronické monografie
| url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3896335.stm
| titul=Ammonia on Mars could mean life
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Vědci z NASA dokonce prohlásili „''Nejsou známy žádné způsoby, jak by se mohl vyskytovat amoniak v atmosféře Marsu, která neobsahuje život''“.<ref name="bbc"/> Objevení čpavku se tak stává důležitým argumentem pro podporu hypotézy o současném [[život na Marsu|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.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.nature.com/news/2004/040726/full/040726-3.html
| titul=The search for life on Mars
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Pro definitivní potvrzení či vyvrácení naměřených výsledků bude potřeba další výzkum a měření.

== Členění atmosféry ==
[[Soubor:MarsSunset.jpg|thumb|Západ slunce viditelný z povrchu Marsu. Oproti západu na Zemi vlivem silnější [[Atmosféra Země|atmosféry]] je západ na Marsu rozdílný]]
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 [[Slunce|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 ní více nebezpečného záření na povrch, což by mohl být problém pro případnou [[Kolonizace Marsu|posádku na Marsu]]. Podrobný průzkum ionosféry provádí [[ESA|evropská]] sonda [[Mars Express]].<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.rozhlas.cz/leonardo/vesmir/_zprava/399475
| titul=První mapa ionosféry Marsu
| datum přístupu=2007-11-23}}</ref>
* '''Exosféra''' – je oblast, která se nachází ve vyšších oblastech nad 200 km. V této oblasti dochází k úniku plynů do [[kosmický prostor|kosmického prostoru]]. Je složité přesně určit hranici, kde atmosféra končí.

=== Teploty v atmosféře ===

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. I přes tyto občasně příznivé teploty nemůže na povrchu existovat kapalná voda. Voda by se okamžitě začala vypařovat vlivem nízkého tlaku. 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 [[korona]] planety dosahuje až do výšky 20 000 km.<ref name="čeman">{{Citace monografie
| příjmení = Čeman
| jméno = Róbert
| odkaz na autora = Róbert Čeman
| titul = Vesmír 1 Sluneční soustava
| vydání = 1
| vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava
| místo = Bratislava
| rok = 2002
| strany = 194
| isbn = 80-8067-072-2
}}</ref>

Podrobné znalosti o složení atmosféry, jejich změnách a o dlouhodobějším klimatu byly získány na základě několika sond, které na povrchu přistály (např. [[Viking 1]] a [[Viking 2|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<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/mars.html
| titul=SEDS, Mars
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref> a zadržuje okolo 30 % tepelné energie.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://euro.astrobio.net/news/print.php?sid=1762
| titul=European Astrobiology Magazine Extreme, Titan
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Výškově se atmosféra dělí na ''nižší'' (do 45 km), ''střední'' (do 110 km) a ''vyšší'' (nad 110 km).

== Počasí ==
[[Soubor:Mars dust opacities MER-B Sol 1205 to 1235.jpg|thumb|Prachová bouře tak jak ho pozorovalo vozítko Opportunity v roce 2007]]
Na střídání ročních období je založeno i počasí na Marsu. Hlavní složku v tomto procesu hrají polární oblasti. Během zimy na Marsu dochází v oblasti pólu k obdobným jevům jako na Zemi. Oblast pólu je vystavena permanentní tmě (tzv. [[polární noc]]) po určitou část [[sol (Mars)|solu]]. Během zimy vzniká [[suchý led]] tvořený oxidem uhličitým, který na jaře začne sublimovat vlivem dopadajícího slunečního [[světlo|světla]]. Následně začne uvolněný oxid uhličitý měnit svojí pozici. Vlivem rychlého nárůstu dochází ke změnám [[tlak]]ů mezi pólem a [[rovník]]ovými oblastmi, které se začnou vyrovnávat vznikem silných větrů dosahujících rychlostí až 400 km/h. Silné větry následně [[Transport (geologie)|transportují]] obrovské množství jemného materiálu v podobě [[prach]]u, což způsobuje často vznik celoplanetárních [[prachová bouře|prachových bouří]].

Díky těmto větrům dochází také k transportu vodní páry, která se často shlukuje v mracích typu [[cirrus]]. Tyto mraky byly vyfotografovány vozítkem [[Opportunity]] v roce [[2004]].<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/opportunity/20041213a.html
| titul=Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds
| datum přístupu=2007-09-23}}</ref>

=== Oblačnost ===
[[Soubor:Victoria clouds.gif|thumb|left|Vozítko Opportunity pozorovalo mraky v atmosféře planety]]
Na Marsu byla pozorována i oblačnost,<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.solarviews.com/eng/marscld.htm
| titul=Solarview, Martian Clouds
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref> která je nejspíše tvořena krystalky oxidu uhličitého<ref name="ESA">{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.esa.int/esaCP/SEMC4JZ7QQE_Life_0.html
| titul=ESA Life in Space, Rare high-altitude clouds found on Mars
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref> vznikajících ve výšce okolo zhruba patnácti kilometrů. Vyjma oblačnosti se zde projevují i další procesy napovídající, že i na Marsu panují procesy měnícího se počasí. Vedle počasí je atmosféra planety také dějištěm častých [[prachová bouře|prachových bouří]], které občas dosáhnou celoplanetárního charakteru<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/mars_storm_update_011011.html
| titul=Space.com, A global dust storm of massive proportions, unlike any seen since the early 1970s, now rages across Mars.
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref>, vznikají i malé vzdušné víry v podobě [[prachový vír|prašných vírů]].<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://science.nasa.gov/headlines/y2005/14jul_dustdevils.htm
| titul=Science@NASA, The Devils of Mars
| datum přístupu=2007-08-19}}</ref> Během bouří mohou větry na povrchu planety dosahovat až rychlostí 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, či při východu/západu Slunce červená. Proces, který toto způsobuje je složitější než [[Rayleighův rozptyl]], který je znám ze Země způsobující zde modrou barvu. Průměrné rychlosti větru jsou
35 až 50 km/hod.<ref name="čeman"/> Díky řidší atmosféře nemá vítr takovou sílu jako obdobný vítr na Zemi.

Oblačnost na Marsu je tvořena většinou krystalky suchého ledu tvořeného oxidem uhličitým,<ref name="ESA" /> ale sonda Mars Global Sureyor přinesla definitivní důkazy, že některé druhy jsou tvořeny i ledovými krystalky z vody.<ref name ="ucar">{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mars/exploring/MGS_water_clouds.html
| titul=Mars Global Surveyor Measures Water Clouds
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> 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 [[Roční období Marsu#Jaro|jara]] a [[Roční období Marsu#léto|léta]] dochází k [[Vypařování|evaporaci]] nad oblastí čepičky, vzniku oblačnosti a jejímu přesunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznou a dopadnou na povrch v podobě ledových krystalků,<ref name ="ucar"/><ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://apod.nasa.gov/apod/ap971013.html
| titul=Astronomy Picture of the Day: Ice Clouds over Mars
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> čímž dochází ke vzniku [[jinovatka|jinovatky]] tvořené zmrzlou vodou.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url=http://mars.jpl.nasa.gov/mro/gallery/calibration/seasonalFrost.html
| titul=Seasonal Frost on Mars
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref> Největší výskyt ledových mraků nastává mezi L<sub>s</sub> = 40 až 150, což ukazuje na jejich sezónní výskyt.<ref name ="ucar">{{Citace elektronické monografie
| url=http://www.aas.org/publications/baas/v36n4/dps2004/492.htm
| titul=Mars Water Ice Clouds: Small Scale Properties and Diurnal Change from Combined MOC, TES and THEMIS Measurements
| datum přístupu=2007-09-26}}</ref>
[[Soubor:Marian atmosphere disappearance.jpg|thumb|Ilustrace ukazuje unikání plynů z atmosféry vlivem interakce se [[sluneční vítr|slunečním větrem]]]]

== Reference ==
<references/>
== Externí odkazy ==
* [http://planety.astro.cz/mars/21/ Marsova atmosféra]
* [http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/pressure_overview.html Mars Atmospheric Pressure (anglicky)]

{{Dobrý článek}}
{{Commonscat|Atmosphere of Mars}}{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Atmosféra|Mars]]
[[Kategorie:Mars]]

Atmosféra Marsu - Historie editací

Sysop: ++

Sysop: 1 revizi

Sysop: 1 revizi