IMGW-PIB: Pogoda dla Marsa!

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 jej powierzchni, musimy dobrze poznać marsjańskie 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 jest – zaraz po Ziemi – najlepiej poznaną planetą naszego układu. W tej chwili na orbicie Czerwonej Planety działa osiem satelitów, a jego powierzchnię badają trzy łaziki i lądownik. Wspólnie dają tak dokładne dane, że możemy nawet sprawdzać codzienną pogodę dla Marsa. Największej ilości 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 swoim serwisie CMM IMGW-PIB będzie odtąd 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 te są dostępne od momentu lądowania próbnika. Parametry meteorologiczne dostajemy z opóźnieniem kilku dni (dane te muszą najpierw zostać przesłane na Ziemię i przetworzone przez NASA). Odpowiednikiem ziemskiej doby słonecznej jest marsjańska doba słoneczna, którą nazwano od łacińskiego określenia Słońca – sol. Temperatura i ciśnienie są mierzone dla punktu, w którym znajduje się aktualnie łazik – obecnie jest to krater Gale o średnicy 154 kilometrów, położony jest na 5,37° szerokości (areograficznej) 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, a 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 dwutlenku węgla podczas tworzenia i zanikania marsjańskich czap polarnych. Burze piaskowe, które również są nieodłącznym elementem klimatu Marsa, dodatkowo wpływają na wysokość ciśnienia atmosferycznego. Na Ziemi ciśnienie o podobnej wartości jest rejestrowane kilkadziesiąt kilometrów nad jej powierzchnią, w górnej stratosferze.

W ciągu 50 lat eksploracji Marsa ludzkość pozostawiła tam szereg próbników i sond, z których część już nie działa. Najstarsze pochodzą jeszcze z lat siedemdziesiątych (Viking). W miarę wyczerpywania się baterii kończyły one 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 możności korzystania z energii słonecznej, a takie właśnie warunki panują się w pobliżu marsjańskiego równika.

Na ilustracji: Mapa lądowań próbników marsjańskich. Źródło: PlanetPixel

Na ilustracji: Mapa lądowań próbników marsjańskich. Źródło: PlanetPixel

Kalendarz Marsjański

Podstawą kalendarza marsjańskiego, podobnie jak i ziemskiego, jest długość roku zwrotnikowego, czyli czas, jaki musi upłynąć, aby w swojej pozornej wędrówce po ekliptyce Słońce 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, który 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 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 z kolei jedynie Słońce – to tak zwana 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 173 tysiące lat. Na Marsie rok rozpoczyna się z chwilą osiągnięcia przez Słońce punktu równonocy wiosennej. Rok marsjański, na wzór kalendarza ziemskiego, dzieli się na dwanaście miesięcy. Do wyznaczenia długości miesiąca została wykorzystania jedna ze współrzędnych ekliptycznych, a mianowicie długość ekliptyczna Słońca L_s.

Na ilustracji: Rok marsjański. Źródło: Źródło: www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/time/solar_longitude.html

Lata Marsjańskie zaczęto 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.

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 się w peryhelium orbity, otrzymuje około 40% więcej energii od Słońca w porównaniu z położeniem planety w aphelium orbity. W kalendarzu marsjańskim planeta przechodzi przez peryhelium orbity w dziewiątym 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 30–40 K, co potwierdza analiza danych dziesięcioletnich przeprowadzonych w Centrum Modelowania Meteorologicznego. Gdy planeta znajduje się w okolicach peryhelium, jak i w samym peryhelium jej 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 one wzrost temperatury gruntu oraz temperatury powietrza Marsa. 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, gdy L_s wynosi ±50°, co przypada na drugi miesiąc danego roku marsjańskiego. Kiedy długość L_s wynosi ±150°, czyli w szóstym miesiącu roku, powinno przypadać minimum ciśnienia atmosferyczne. Druga para tzw. maksimum i minimum przypada odpowiednia około dziewiątego i dwunastego miesiąca roku marsjańskiego, czyli wtedy kiedy L_s = ±260° oraz ±350° (Haberle, Clancy, Forget, Smith, Zurek, The Atmosphere and Climate of Mars, Cambribge University Press, 2017). Analizy przeprowadzone w Centrum potwierdzają zbliżone terminy występowania maksimów oraz minimów ciśnienia atmosferycznego. Największe skoki wartości ciśnienia atmosferycznego notuje się podczas występowania burz pyłowych.

Dalsze analizy procesów fizycznych zachodzących w atmosferze kształtujących strukturę atmosfery Marsa znajdą się w kolejnych opracowaniach na stronie CMM IMGW-PIB.

Na ilustracji: Zmiany temperatur na Marsie. Źródło: NASA