• Nem Talált Eredményt

A Mars éghajlatának főbb jellemzői

In document CSILLAGÁSZATI FÖLDRAJZ (Pldal 157-162)

A bolygó éghajlatának legalapvetőbb vonásait a Napból érkező, a Földinél jóval kevesebb energia, annak a tengelyferdeség miatt a Földihez hasonló évi változása és területi eloszlása, valamint a ritka – kis abszolút vízgőztartalmú – légkör határozza meg.

Hőmérsékleti viszonyok

Már a földi mérések is nyilvánvalóvá tették, hogy a Mars középhőmérséklete jóval alacsonyabb, mint a Földé. Az űrszondák pontosabb adatai megmutatták, hogy a Marson 0 °C feletti hőmérsékletek ritkán fordulnak elő. Az eddig észlelt maximum: +13 °C (Mars-3, 1972), illetve +24 °C (Mariner-7, 1969). Az ilyen magas hőmérsékletek általában a déli félteke nyarán fordulnak elő, mert a bolygó ekkor van Napközelben. Egyébként jóval 0 °C alatti értékek a jellemzőek. A Viking-szondák pl. a megérkezésük utáni hetekben az északi félteke őszi időszakában –85 °C és –29 °C közötti hőmérsékleteket mértek. A bolygó déli féltekéje viszonylag nagy területének hőmérsékleti viszonyairól mutat átfogó képet a 87. ábra. A téli évszak hőmérsékleti eloszlását bemutató ábrán az izotermavonalak sűrűsödési övezete a terminátor pillanatnyi helyzetét jelzi. Külön térkép (88.

ábra) tájékoztat a poláris területek hőmérsékletéről (déli pólus, téli évszak). Ebből világosan látszik, hogy a hőmérséklet jelentős területeken, az 50.

szélességi foktól délre –125 °C (148 K), tehát a CO2 fagyáspontja alá süllyed. Ezért itt ilyenkor a felszínre csapódó fehér bevonat legalábbis részben a légkör szén-dioxidjából származik. A CO2-nek a poláris vidékekre való lecsapódása a légnyomás általános csökkenésével jár, amit a Viking-szondák egyértelműen jeleztek. Ugyanakkor az is bebizonyosodott, hogy nyáron az északi pólus fölött –68 °C (205 K) körüli a hőmérséklet, ami kizárja az ilyenkor is meglévő poláris maradványsapkák szénsavhó-összetételét.

87. ábra - A marsfelszín hőmérséklete a bolygó déli féltekéjén 1976. július 29-én (Viking-1). A felvétel idején a déli féltekén tél volt. Az izotermák sűrűsödési vonalában (ÉNy–DK-i irány) a terminátor húzódott, ez a hirtelen hőmérséklet-változás oka. A hőmérsékleti értékek K-ben értendők. Az Egyenlítő vidékén a maximum 240 K, a pólus környékén viszont 140 K alá süllyedt a hőmérséklet. A nappali és éjszakai területek hőmérséklet-különbsége nagyjából ugyanekkora

A marsi éghajlat fontos jellemvonása, hogy a napi hőingadozás igen nagy, lényegesen meghaladja a Földön előforduló szélső értékeket. A hőmérséklet napi menetéről a 89. ábra tájékoztat, ami azt is mutatja, hogy a déli órákban a talaj lényegesen melegebb, mint a felette levő levegő.

88. ábra - A hőmérséklet eloszlása a Mars déli pólusa környékén téli időszakban (Viking-1). A legalacsonyabb érték (135 K) 13 K-nel kisebb, mint a szénsavhó kondenzációs hőmérséklete

89. ábra - A hőmérséklet napi változása a Marson. A folyamatos vonal a talaj, a keresztek a levegő hőmérsékletét mutatják (Viking-2 mérései szerint)

Légmozgások

A bolygó általános légáramlási viszonyainak bemutatásához még további mérések szükségesek, de egyes részletkérdések megoldásához máris igen hasznos információkkal rendelkezünk.

A Mars fő szélrendszerei földihez hasonló tengelyforgása és tengelyferdesége miatt sokban hasonlítanak a földi általános légkörzéshez. A különbségek főleg a marsi óceánok hiányából és a bolygó erősen excentrikus pályájából adódnak.

A ma még elsősorban elméleti modellel leírt szélrendszerek sajátosságai közül két dolgot kell kiemelni:

1. A Marson a termikus egyenlítő – óceánok hiányában – szinte teljesen követi a Nap évi járását, így nyaranta a felszálló légáramlások zónája a 25. szélességi fokig is eltolódik (a Földön kevésbé távolodik el az Egyenlítőtől). Ilyenkor a vörös bolygón a Földtől eltérően csak egy, ún. Hadley-cella alakul ki, s annak felszálló ága a nyári féltekéről átnyúlik a télire. A két függőleges áramlási kör (Hadley-Hadley-cella) csak az átmeneti évszakokban – napéjegyenlőségek idején – jön létre.

2. A mérsékelt övek nagy magasságban jellemző futóáramlásai (jet streamek) a Marson csak az adott félteke tavaszi időszakában, a sarki sapkák visszahúzódása idején alakulnak ki. Ilyenkor ugyanis a sapka peremén igen nagy a hőmérséklet-különbség (a hóval fedett és a fedetlen oldal között), s ez erős futóáramlást kelt. Nyáron – a sapka visszahúzódása miatt – alig változik a hőmérséklet a földrajzi szélességgel, s így a hőmérséklet-különbség keltette futóáramlások szinte elhalnak (R. M. Haberle 1986).

A Viking-mérések szerint a helyi szeleknek világosan kimutatható napi menete van. Az éjjeli gyenge légáramlások 5–6 óra körül jelentékenyen megerősödnek, déltájban érik el a maximumot, éjfélre viszont csaknem teljesen megszűnnek. A helyi szelek kialakulásában fontos szerepet játszik a légnyomás jelentékeny napi ingadozása. Bár ez abszolút értelemben kisebb, mint a Földön (0,1–0,2 mbar szemben a földi mintegy 2 mbar-os értékkel), de relatíve sokkal jelentősebb.

12. kép. Kitörőfélben levő porvihar felülnézeti képe a Marson (Viking-2 felvétele, 1977. március 25.)

A porviharok a Mars légkörének legfeltűnőbb, legnagyobb méretű, régóta ismert folyamatai. Nagy oppozíciók idején már a Földről is többször (először 1892-ben) megfigyelték a bolygó szinte teljes korongját elborító portömegeket szállító viharokat. Keletkezésük mechanizmusa még nem tisztázott

minden részletében, de azt már tudjuk, hogy többnyire a bolygó napközelsége idején törnek ki valamelyik kisebb területfolton (12. kép) – gyakran az Argyre-medencében –, majd egy öngerjesztő mechanizmussal fokozatosan szétterjednek, és sokszor az egész égitestet beburkolják. A hetekig tartó viharok végén az esőmentes marslégkör csak lassan tisztul meg a magasba került apró porszemcséktől. Bár átlátszóságát végül visszanyeri, de a legfinomabb részecskékből mindig marad annyi a légkörben, hogy vastartalmuk és fényszóró hatásuk miatt a Mars egét rózsaszínre fessék.

A viharok kitörésében a helyi topográfia és az „árapály-szelek” együttes hatásának van döntő szerepe. A felkavarodó pormennyiség szétoszlik a levegőben, abszorbeálja a napfényt, és felmelegíti a környező gáztömegeket, ami a feláramlás fokozódásához és az egész folyamat kiszélesedéséhez vezet. A légkörbe kerülő túl sok por növeli annak átlátszatlanságát, s emiatt a felszínre egyre kevesebb napfény jut, tehát fokozatosan lehűl. Ezáltal megszűnik a viharokat kiváltó alaphelyzet, megszűnik a feláramlás. Leáll a pozitív visszacsatolás, s a vihar fokozatosan lecsendesedik. A viharok kialakulási mechanizmusával kapcsolatos egyik elképzelésről (R. Goody, 1973) és a viharok főbb jellemzőiről ad áttekintést a 90. ábra.

90. ábra - A marsi porviharok kialakulására vonatkozó egyik hipotézis (R. Goody, 1973) vázlata H. W. Köhler szerint. A felszín határrétegében a portömegek egy ciklonszerű örvénybe áramlanak össze. A napsugárzás abszorpciója következtében felmelegedő por a hőmérsékleti gradiensnek megfelelően a tropopauzáig emelkedik, és ott horizontálisan szétterül

A Mars vízburka

A Mars vízkészletéről igen eltérő álláspontok alakultak ki a kutatómunka egyes szakaszaiban. A különböző vizsgálatok mindinkább lefelé szorították a bolygón elképzelhető vízmennyiségekre vonatkozó becsléseket. E vonatkozásban csak a Viking-kísérletek óta állt be bizonyos változás.

A légkör abszolút vízgőztartalma valóban kevés, a földinek csupán elenyésző része. A Mars atmoszférájában egyidejűleg legfeljebb 7–8 km3 víz van, szemben a Földön található 12 300 km3-rel. (Másképpen mondva, a marsi légkör vízgőztartalma mintegy 0,02–0,05 mm, a földié pedig 20–30 mm

csapadéknak felel meg. A Mars légkörének víztömege mintegy 4-szer töltené meg a Balatont, a Földé viszont az amerikai Felső-tó vízmennyiségével egyenértékű.) Ez a kevés víz azonban az alacsony hőmérséklet és a légkör kis sűrűsége miatt megközelítően telítettségi állapotot jelez, s ezért a légkör és a felszín között könnyű és gyakori vízcsere mehet végbe. A légkör vízgőztartalma kicsapódva gyakran felhőket, ködöket képez (konvekciós, kondenzációs felhők).

A felszínről jórészt szublimációval eltűnő jég a hideg légkörben ködöt képez (a reggeli órák jellegzetes vonása), majd napközben a hőmérséklet emelkedésével a ködök megszűnnek, „elpárolognak”, víztartalmuk a levegőbe kerül, s így annak abszolút vízgőztartalma lényegesen emelkedik.

Este a vízgőz ismét átmegy szilárd fázisba, és részben a felszínre csapódik.

A felszínen a víz jelenleg – egészen kivételes esetektől eltekintve, amelyekre pozitív bizonyítékaink még nincsenek – csak szilárd állapotban fordul elő. Ennek azonban csupán elenyésző hányada a téli féltekéken olykor egészen a 40. szélességi fokig megjelenő jégsapkák víztartalma. Ez a fehér felszíni bevonat ugyanis igen vékony (zömében valószínűleg milliméteres nagyságrendű), és részben szénsavhóból áll. A felszín vizének nagy többsége a nyáron át is megmaradó sarki sapkákban van. Ezek víztartalma elolvadás esetén mintegy 10 m vastagon fedné be a bolygót.

Feltételezések szerint legfeljebb egyenlítői vidékén fordulhat elő időlegesen folyékony víz. Ha a jég porral erősen szennyezett, napi 1–2 órára folyékony fázisba is átmehet. Egyébként meggondolandó, hogy marsi körülmények közt a párolgási ráta óránként 20 mm, és a víz +2 °C-on még a mélyfekvésű területeken is felforr!

A felszín alatti vízkészletre még csak közvetett (elsősorban geomorfológiai és elméleti) bizonyítékok vannak. A felszínközeli laza (regolit) rétegek valószínűleg jó víztárolók, s így jelentékeny vastagságú (esetleg 100 m-es nagyságrendű) állandóan fagyott rétegek jelenlétével lehet számolni. Ezek jege azonban nem vesz részt a víz napi és évi körforgásában. Legfeljebb a legfelső réteg adhat le valamennyi vizet a nyári félévben az atmoszférának.

A felszín alatti vízmennyiség nagyságrendileg a poláris sapkákban tárolt víztömegnek felelhet meg.

In document CSILLAGÁSZATI FÖLDRAJZ (Pldal 157-162)