Kluczem do poznania tajemnic Marsa jest gromadzenie danych z kolejnych misji marsjańskich oraz ciągła obserwacja planety. Jeśli chcemy jako ludzkość w niedalekiej przyszłości wylądować na powierzchni Marsa, musimy poznać jego środowisko. W czasach wielkich odkryć geograficznych obserwacje wykonywali europejscy żeglarze, dziś w przestrzeni kosmicznej rolę wielkich odkrywców przejmują sondy i próbniki planetarne, które są naszymi zmysłami na innych planetach Układu Słonecznego. Sondy międzyplanetarne sprawiły, że Mars, zaraz po Ziemi, jest najlepiej poznaną planetą Układu Słonecznego. W tej chwili na orbicie Czerwonej Planety działa osiem satelitów, a powierzchnię badają trzy łaziki i lądownik. Wspólnie dają tak dokładne dane, że możemy nawet sprawdzać codzienną pogodę dla Marsa. Największą ilość danych o pogodzie na Marsie dostarczają obecnie dwa łaziki, od ponad 10 lat Curiosity i od 2021 roku Perseverance, ogromny, supernowoczesny łazik marsjański oraz pierwszy marsjański helikopter Ingenuity. W naszym serwisie będą prezentowane aktualne dane pogodowe bezpośrednio z Marsa rejestrowane przez łazik Curiosity, a udostępniane za pośrednictwem NASA. W niedalekiej przyszłości dołączą do nich dane ze stacji meteorologicznej łazika Perseverance i dane z marsjańskich modeli meteorologicznych. Dane są dostępne od momentu lądowania próbnika. W tabeli są prezentowane wybrane parametry meteorologiczne z opóźnieniem kilku dni (dane musza zostać przesłane na Ziemie i przetworzone przez NASA). SOL oznacza numer kolejnego dnia marsjańskiego, począwszy od lądowania próbnika Curiosity. Temperatura i ciśnienie są mierzone dla punktu, w którym znajduje się aktualnie łazik – obecnie jest to krater Gale. Krater ma średnicę 154 km, położony jest na 5,37° szerokości (marsjańskiej) południowej i 137,81° długości (areograficznej) wschodniej. Średnie ciśnienie atmosferyczna na Marsie wynosi 7 hPa i jest około 145 razy niższe od średniego ciśnienia atmosferycznego na powierzchni Ziemi (1013,25 hPa). Sonda Viking 1 zanotowała zmiany ciśnienia w przedziale 6,8 – 9 hPa, zaś sonda Viking 2 zmierzyła ciśnienie, którego wartość zmieniała się w granicach 7,5 – 10 hPa. Przyczyną zmian ciśnienia atmosferycznego na Marsie są między innymi przejścia fazowe CO2 podczas tworzenia i zanikania czap polarnych. Burze piaskowe, które również są nieodłącznym elementem klimatu Marsa również wpływają na wartość ciśnienia atmosferycznego. Na Ziemi ciśnienie o podobnej wartości jest rejestrowane kilkadziesiąt km nad powierzchnią Ziemi, w górnej stratosferze.
Mapa lądowań próbników marsjańskich
Na przestrzeni 50 lat eksploracji Marsa, ludzkość pozostawiła szereg próbników i sond, z których część już nie działa. Najstarsze pochodzą jeszcze z lat 70-tych (Viking). W miarę wyczerpywania się ich baterii, kończyły aktywność. Te nowsze to już bardzo złożone zespoły czujników osadzonych na metalowej konstrukcji. Prototypy są testowane na ziemskich pustyniach, aby odtworzyć (choćby częściowo) warunki panujące na Marsie: sporo piasku, niskie ciśnienie i niską (zwłaszcza w nocy) temperaturę. Dlaczego większość próbników ląduje w pobliżu marsjańskiego równika? By przetrwać trudne warunki panujące na Marsie lądowniki wymagają w miarę ciepłego środowiska i korzystania z energii słonecznej, takie właśnie warunki znajdują się w pobliżu równika marsjańskiego.
Łazik Curiosity
Na rysunku zaznaczone zostały miejsca lądowania najważniejszych sond marsjańskich, które zostały wyposażone w mobilne laboratoria badawcze. Nieprzerwanie od wielu lat prowadzą one badania powierzchni i atmosfery Marsa przemierzając pustynną planetę odkrywając jej tajemnice. Łazik Curiosity znajduje się w kraterze Gale, na południowej półkuli Marsa, w pobliżu równika. Strzałką oznaczono usytuowanie czujników meteorologicznych na wysięgniku sondy. Mierzą one temperaturę powietrza oraz powierzchni gruntu, ciśnienie atmosferyczne, prędkość i kierunek składowej horyzontalnej wiatru, składową pionową wiatru, wilgotność względną oraz natężenie promieniowania. Czujniki zostały umieszczone na stacji REMS (Rover Environmental Monitoring Station – stacja śledząca warunki środowiska, w którym aktualnie znajduje się łazik).
Charakterystyka techniczna przyrządów na załączonej tabeli.
Schemat stacji monitorowania środowiska REMS
Prędkość i kierunek wiatru monitorowane są przez trzy dwuwymiarowe czujniki wiatru osadzone na wysięgnikach oddalonych azymutalnie od siebie o 120°. Wysięgniki umieszczone są na różnej wysokości (różnica wysokości 50 mm) w celu zminimalizowania zakłóceń w przepływie mas marsjańskiego powietrza. Czujniki w zakresie podczerwieni wyznaczają temperaturę powierzchni gruntu Marsa. Czujnik ciśnienia umieszczony jest wewnątrz korpusu łazika i połączony rurką z atmosferą zewnętrzną. Ponadto dokonuje się pomiaru natężenia promieniowania ultrafioletowego, a sześć fotodiod wchodzących w skład czujnika pracuje w zakresie następujących kanałów spektralnych 315 – 370 nm (UVA), 280 – 320 nm (UVB), 220 – 280 nm (UVC), 200 – 370 nm (dawka całkowita), 230 – 290 nm (UVD) i 300 – 350 nm (UVE). Czujniki wilgotności znajdują się w drugim wysięgniku, wewnątrz cylindra ochronnego. Czujniki pomiaru temperatury powietrza są umieszczone na obu wysięgnikach, na pręcie, którego rozmiary zostały tak dobrane, aby wyeliminować wpływ tarcia powietrza marsjańskiego o powierzchnią wysięgnika oraz masztu.
Curiosity raport pogodowy z powierzchni Marsa
Ekonomia zużycia energii przez podzespoły łazika umożliwia pomiary przez 3 godziny na dobę (gwiazdowy okres obrotu planety wokół własnej osi wynosi 24h37m22,663s, zaś długość średniej doby słonecznej Marsa wynosi 24h39m35,244s). Aktualnie możliwy jest dostęp do pomiarów temperatury powietrza i gruntu (także maksymalnej i minimalnej) i ciśnienia. SOL w tabeli oznacza kolejny dzień marsjański od wylądowania łazika. Czas wschodu i zachodu Słońca na Marsie w punkcie, w którym aktualnie znajduje się stacja meteorologiczna, jest podana w czasie marsjańskim, przy założeniu, że średnia marsjańska doba słoneczna wynosi 24 godziny. Godziny otrzymuje się w wyniku podziału 24 godzinnej doby planety na równe 24 części zwane godzinami, a każdą godzinę na 60 części, czyli na minuty oraz każdą minutę na 60 mniejszych okresów nazywanych sekundami. Zatem godzina, minuta oraz sekunda marsjańska są nieco dłuższe od ich ziemskich odpowiedników.
Kalendarz Marsjański
Podstawą kalendarza Marsjańskiego, podobnie jak i ziemskiego, jest długość roku zwrotnikowego, czyli czasu jaki musi upłynąć, aby w swojej pozornej wędrówce Słońca po ekliptyce ponownie znalazło się w tym samym położeniu. Jako punkt odniesienia astronomowie wybrali punkt równonocy wiosennej (punkt Barana). Zatem rok zwrotnikowy to okres między dwiema kolejnymi równonocami wiosennymi i w wypadku Marsa wynosi 668,5921 sol. Rok gwiazdowy to czas jednego pełnego obiegu Marsa po orbicie wokół Słońca i wynosi 668,5991 sol. Oba okresy nie są sobie równe, a to za sprawą ruchu precesyjnego. Rok zwrotnikowy jest nieznacznie krótszy. Precesja osi obrotu Ziemi wywołana jest przez Słońce i Księżyc, czyli występuje precesja lunisolarną. Na Marsie precesję wywołuje jedynie Słońce, precesja solarna. W wyniku precesji punkt równonocy wiosennej porusza się po ekliptyce z prędkością 7″,51 w ciągu roku. Czas jednego pełnego zakreślenia stożka precesyjnego przez oś obrotu Marsa, w wyniku precesji, wynosi 173000 lat.
Na Marsie rok rozpoczyna się z chwilą osiągnięcia przez Słońce punktu równonocy wiosennej. Rok marsjański, na wzór kalendarza ziemskiego, zastał podzielony na dwanaście miesięcy. Do wyznaczenia długości miesiąca została wykorzystania jedna ze współrzędnych ekliptycznych, a mianowicie długość ekliptyczna Słońca Ls.
Źródło: http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/time/solar_longitude.html
Źródło: http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/time/solar_longitude.html
Odpowiednikiem ziemskiej doby słonecznej jest marsjańska doba słoneczna, którą nazwano od łacińskiego określenia Słońca – sol.
Lata Marsjańskie rozpoczęto liczyć od 11 kwietnia 1955 roku. Serwis danych meteorologicznych pochodzących z Marsa został uruchomiony 1 grudnia 2022 roku, co jest równoważne dacie marsjańskiej (w zapisie MY-M-SOL): 36-12-31.
Kluczem do poznania tajemnic Marsa jest gromadzenie danych z kolejnych misji marsjańskich oraz ciągła obserwacja planety. Jeśli chcemy jako ludzkość w niedalekiej przyszłości wylądować na powierzchni Marsa, musimy poznać jego środowisko. W czasach wielkich odkryć geograficznych obserwacje wykonywali europejscy żeglarze, dziś w przestrzeni kosmicznej rolę wielkich odkrywców przejmują sondy i próbniki planetarne, które są naszymi zmysłami na innych planetach Układu Słonecznego. Sondy międzyplanetarne sprawiły, że Mars, zaraz po Ziemi, jest najlepiej poznaną planetą Układu Słonecznego. W tej chwili na orbicie Czerwonej Planety działa osiem satelitów, a powierzchnię badają trzy łaziki i lądownik. Wspólnie dają tak dokładne dane, że możemy nawet sprawdzać codzienną pogodę dla Marsa. Największą ilość danych o pogodzie na Marsie dostarczają obecnie dwa łaziki, od ponad 10 lat Curiosity i od 2021 roku Perseverance, ogromny, supernowoczesny łazik marsjański oraz pierwszy marsjański helikopter Ingenuity. W naszym serwisie będą prezentowane aktualne dane pogodowe (temperatura powietrza, gruntu oraz ciśnienie atmosferyczne) bezpośrednio z Marsa rejestrowane przez łazik Curiosity, a udostępniane za pośrednictwem NASA. W niedalekiej przyszłości dołączą do nich dane ze stacji meteorologicznej łazika Perseverance i dane z marsjańskich modeli meteorologicznych. Dane są dostępne od momentu lądowania próbnika. W tabeli są prezentowane wybrane parametry meteorologiczne z opóźnieniem kilku dni (dane musza zostać przesłane na Ziemie i przetworzone przez NASA). SOL oznacza numer kolejnego dnia marsjańskiego, począwszy od lądowania próbnika Curiosity. Temperatura i ciśnienie są mierzone dla punktu, w którym znajduje się aktualnie łazik – obecnie jest to krater Gale. Krater ma średnicę 154 km, położony jest na 5,37° szerokości (marsjańskiej) południowej i 137,81° długości (areograficznej) wschodniej. Średnie ciśnienie atmosferyczna na Marsie wynosi 7 hPa i jest około 145 razy niższe od średniego ciśnienia atmosferycznego na powierzchni Ziemi (1013,25 hPa). Sonda Viking 1 zanotowała zmiany ciśnienia w przedziale 6,8 – 9 hPa, zaś sonda Viking 2 zmierzyła ciśnienie, którego wartość zmieniała się w granicach 7,5 – 10 hPa. Przyczyną zmian ciśnienia atmosferycznego na Marsie są między innymi przejścia fazowe CO2 podczas tworzenia i zanikania czap polarnych. Burze piaskowe, które również są nieodłącznym elementem klimatu Marsa również wpływają na wartość ciśnienia atmosferycznego. Na Ziemi ciśnienie o podobnej wartości jest rejestrowane kilkadziesiąt km nad powierzchnią Ziemi, w górnej stratosferze.
Klimatologia Marsa
Struktura termiczna dolnej warstwy atmosfery zależy od wielu czynników. Na wstępie przeanalizujemy wpływ ekscentryczności orbity planety na strukturę termiczną dolnej warstwy atmosfery oraz na temperaturę powierzchni gruntu. Mimośród orbity Marsa wynosi 0,0934, co wpływa na insolację. Kiedy Mars znajduje sie w peryhelium orbity wówczas otrzymuje około 40% więcej energii od Słońca w porównaniu z położeniem planety w aphelium orbity. W kalendarzu marsjańskim planeta przechodzi przez peryhelium orbity w 9. miesiącu danego roku, zaś przez aphelium w miesiącu trzecim. W tzw. sezonie peryhelium, ze względu na docieranie do powierzchni Marsa większej ilości energii, należy spodziewać się wyższych temperatur zarówno gruntu jak i warstwy przyziemnej atmosfery Marsa. W sezonie aphelium powinien wystąpić trend odwrotny, temperatury powinny być niższe. Różnice temperatur powierzchni gruntu między sezonem peryhelium i aphelium powinny osiągać 30 – 40K co potwierdza analiza danych 10-letnich przeprowadzonych w Centrum Modelowania Meteorologicznego. W okresie kiedy planeta znajduje sie w okolicach peryhelium jak i w samym peryhelium orbity temperatury powierzchni gruntu wzrastają. Podobny trend wykazuje przebieg temperatury (minimalnej jak i maksymalnej) powietrza warstwy przyziemnej przylegającej bezpośrednio do powierzchni gruntu. Kiedy Mars znajduje się w pobliżu aphelium swojej orbity obserwuje się spadek temperatur samego gruntu jak i warstwy przyziemnej powietrza marsjańskiego. Oczekiwany trend jest zauważalny i potwierdzony przez wstępne analizy.
Na przebieg roczny temperatury wpływają także pory roku. Bardzo podobne do ziemskiego, nachylenie płaszczyzny równika Marsa do płaszczyzny jego orbity skutkuje występowaniem pór roku na planecie. W okolicach stanowiska letniego Słońca czyli punktu przesilenia letniego, na danej półkuli dociera duża ilość energii słonecznej. W tym okresie dni są najdłuższe, a nasłonecznienie największe. Wówczas występuje dodatni bilans radiacyjny skutkujący wzrostem temperatury powierzchni gruntu oraz warstw atmosfery przylegających do podłoża. Na półkuli północnej okres letni (czyli sumaryczna liczba dni wiosennych i letnich) jest dłuższy od analogicznego okresu na półkuli południowej, i to o 65 dni. Ten dłuższy okres letni na półkuli północnej zbiega się w tzw. sezonem aphelium. Natomiast sezon peryhelium zbiega się z sezonem letnim na półkuli południowej i łącznie wzmacniają wzrost temperatury gruntu oraz temperatury powietrza.Na półkuli północnej natomiast występują przeciwstawne efekty. Na strukturę pola termicznego podłoża i atmosfery wpływ powinna również mieć szerokość areograficzna.
Roczny przebieg pola marsjańskiego ciśnienia wykazuje dwa maksima oraz dwa minima. Pierwsze maksimum powinno wystąpić wtedy kiedy Ls wynosi ±50°, co przypada na 2. miesiąc danego roku marsjańskiego. Kiedy długość Ls wynosi ±150°, czyli w 6. miesiącu roku, powinno przypadać minimum ciśnienia atmosferyczne. Druga para tzw. maksimum i minimum przypada odpowiednia około 9. i 12. miesiącu roku marsjańskiego czyli wtedy kiedy Ls = ±260° oraz ±350° (Haberle, Clancy, Forget, Smith, Zurek, The Atmosphere and Climate of Mars, Cambribge University Press, 2017). Analizy przeprowadzone w naszym Centrum potwierdzają zbliżone terminy występowania maksimów oraz minimum ciśnienia atmosferycznego. Największe skoki wartości ciśnienia atmosferycznego notuje się podczas okresu występowania burz pyłowych.
Dalsze analizy procesów fizycznych zachodzących w atmosferze kształtujących strukturę atmosfery Marsa w kolejnych opracowaniach.
