ചൊവ്വയിലെ അന്തരീക്ഷ മണ്ഡലം

ഇംഗ്ലീഷ് വിലാസം

https://ml.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Mars

ചൊവ്വ, ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി 2005 ഒക്ടോബർ 28ന് പകർത്തിയ ചിത്രം.
രാസ ഘടകം	മോൾ അളവ്
കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ്	95.32%
നൈട്രജൻ	2.7%
ആർഗോൺ	1.6%
ഓക്സിജൻ	0.13%
കാർബൺ മോണോക്സൈഡ്	0.07%
അന്തരീക്ഷ ജലകണം	0.03%
നൈട്രിക് ഓക്സൈഡ്	0.013%
നിയോൺ	2.5 μmol/mol
ക്രിപ്റ്റോൺ	300 nmol/mol
ഫോർമൽഡിഹൈഡ്	130 nmol/mol
സെനൊൺ	80 nmol/mol
ഓസോൺ	30 nmol/mol
മീഥെയ്ൻ	10.5 nmol/mol

ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ നേർത്തതും ഭൂരിഭാഗം കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് (95.32%) നിറഞ്ഞതുമാണ് ചൊവ്വയിലെ അന്തരീക്ഷ മണ്ഡലം.മീഥെയ്നിൻറെ അംശം കണ്ടെത്തിയത്^[1]^[2] ചൊവ്വയിലെ അന്തരീക്ഷത്തെ കുറിച്ച് പഠിക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പ്രോത്സാഹനം നൽകി .

ചൊവ്വയിലെ അന്തരീക്ഷമർദ്ദം 30 പാസ്കൽസ് (ഒളിമ്പസ് മോൺസിൻറെ മുകളിൽ) മുതൽ 1,155 പാസ്കൽസ് (ഹെല്ലസ് പ്ലാനിറ്റിയയുടെ അടിത്തട്ടിൽ )വരെ വ്യതിചലിക്കുന്നു. ഭൂമിയുടെ സമുദ്ര നിരപ്പിലെ ശരാശരി അന്തരീക്ഷമർദ്ദമായ 101.3 കിലോപാസ്കൽസിനെ അപേക്ഷിച്ച് നോക്കിയാൽ ചൊവ്വയിലെ ശരാശരി അന്തരീക്ഷമർദ്ദം 600 പാസ്കൽസ് മാത്രമാണ്. ചൊവ്വയുടെ മൊത്തം പിണ്ഡം വെറും 25 ടെറാ ടൺ മാത്രമാണ് (ഭൂമിയുടേത് 5148 ടെറാ ടൺ ആണ്).എന്നാൽ അന്തരീക്ഷത്തിൻറെ ഉയരം കണക്കാക്കുകയാണെങ്കിൽ ചൊവ്വയുടേത് ഏകദേശം 11 കിലോമീറ്റർ വരും, ഭൂമിയിൽ ഇത് 7 കിലോമീറ്ററേ ഉള്ളൂ.ചൊവ്വയുടെ ഉപരിതലം പൊടിപടലങ്ങൾ നിറഞ്ഞതാണ്. ഇക്കാരണത്താൽ ചൊവ്വയുടെ ആകാശം ചാരനിറത്തിലാണ് കാണപ്പെടുന്നത്.ചൊവ്വയിൽ ഇറങ്ങിയിട്ടുള്ള പേടകങ്ങൾ നൽകുന്ന വിവരം അനുസരിച്ച്, അന്തരീക്ഷത്തിൽ വ്യാപിച്ചിട്ടുള്ള പൊടിപടലങ്ങൾക്ക് ഏകദേശം 1.5 മൈക്രോ മീറ്റർ വ്യാപ്തി ഉണ്ടാകും.^[3]

ചരിത്രം

ചൊവ്വയുടെ ജീവിത കാലത്തിനിടയിൽ അവിടുത്തെ അന്തരീക്ഷത്തിനു പല തരത്തിലുള്ള മാറ്റങ്ങളും സംഭവിച്ചിട്ടുണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു . കോടിക്കണക്കിനു വർഷങ്ങൾക്കു മുൻപ് ചൊവ്വയിൽ വൻ സമുദ്രങ്ങൾ ഉണ്ടായിരുന്നതിന് തെളിവുകൾ ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്.^[4] മാർസ് ഓഷ്യൻ ഹൈപോതസിസ്‌ അനുസരിച്ച് ചൊവ്വയിലെ ഇപ്പോഴത്തെ അന്തരീക്ഷമർദ്ദം ഏറ്റവും താഴ്ന്ന പ്രദേശങ്ങളിൽ ജലത്തിൻറെ ത്രിക ബിന്ദുവിനെക്കാൾ(6.11 ഹെക്ടോപാസ്കൽസ്) അൽപ്പം മാത്രം ഉയരെയാണുള്ളത്. ഉയരം കൂടിയ പ്രദേശങ്ങളിൽ ജലം അതിൻറെ ഖര രൂപത്തിലോ വാതക രൂപത്തിലോ മാത്രമേ കാണപ്പെടൂ. വാർഷിക ശരാശരി ഉപരിതല താപനില ഇപ്പോൾ 210കെൽവിനും(−63 °C; −82 °F) താഴെയാണ്. ജലത്തിന് ദ്രാവക രൂപത്തിൽ നിലനിക്കാൻ ആവശ്യമായ താപനിലയേക്കാൾ വളരെ താഴെയാണ് ഇത്. എങ്കിലും, ചൊവ്വയുടെ ഭൂതകാലത്ത് ജലം ദ്രാവക രൂപത്തിൽ നിലനിൽക്കാൻ ആവശ്യമായ താപനില നിലനിന്നിരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.

ചൊവ്വയിൽ നിലനിന്നിരുന്ന കട്ടികൂടിയ അന്തരീക്ഷം കുറയാൻ പല കാരണങ്ങളും ഉണ്ട്:

അന്തരീക്ഷത്തിൻറെ ഭൂരിഭാഗവും ഇടിച്ചു തെറിപ്പിക്കാൻ ശേഷി ഉള്ള വലിയൊരു വസ്തു ചൊവ്വയുമായി കൂട്ടിയിടിച്ചിരിക്കാം.^[5]
സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള വാതങ്ങൾ ചൊവ്വയുടെ അന്തരീക്ഷം ഒലിച്ചുപോകാൻ കാരണമായേക്കാം.^[6]
വിദ്യുത്കാന്തികമണ്ഡലം കൊണ്ടും സൌരവാതങ്ങളുടെ പ്രവർത്തനം കൊണ്ടും തുടർന്നുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന നശീകരണം.^[5]

ചൊവ്വയിലെ സൂര്യാസ്തമയം, ഗുസേവ്‌ ക്രേറ്റർ, സ്പിരിറ്റ്‌ പേടകം മെയ്‌ 2005ൽ പകർത്തിയത്‌

ഘടന

ചൊവ്വയുടെ അന്തരീക്ഷം ചുവടെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന പാളികൾ പോലെയാണ്:

താഴ്ന്ന അന്തരീക്ഷം: ഉപരിതലത്തിലെ പൊടിപടലങ്ങൾ കൊണ്ടും മറ്റും ചൂടുപിടിച്ച അവസ്ഥയിൽ ഉള്ള പ്രദേശം.
മദ്ധ്യ അന്തരീക്ഷം: ചൊവ്വയിലെ സ്ഥിരവാതങ്ങൾ ഈ മേഖലയിൽ കാണപ്പെടുന്നു.
ഉയർന്ന അന്തരീക്ഷം അല്ലെങ്കിൽ താപാന്തരീക്ഷം: സൂര്യനിൽ നിന്നും ചൂട് പിടിച്ച് വളരെ വലിയ താപനിലയിലാണ് ഈ പ്രദേശം.
ബാഹ്യാന്തരീക്ഷം: ഉപരിതലത്തിനു 200 കിലോമീറ്ററിനും അതിനു മുകളിലോട്ടും ഉള്ള പ്രദേശം. ഇത് കഴിഞ്ഞാൽ ബഹിരാകാശമാണ്.

നിർമ്മാണം

കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ്

ചൊവ്വയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ പ്രധാന ഘടകം കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് ആണ്. ശിശിരകാലത്ത് ധ്രുവങ്ങൾ പരിപൂർണ്ണ അന്ധകാരത്തിൽ ആയിരിക്കും. ഉപരിതലം വളരെയധികം തണുക്കുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലമായി, മൊത്തം കാർബൺ ഡയോക്സൈഡിന്റെ ഏകദേശം 25% വരെ ധ്രുവ മേഖലകളിൽ ഉറഞ്ഞു കട്ടിയാകുന്നു. ഉഷ്ണകാലം എത്തുന്നതോടെ കട്ടിയായ ഈ കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് വീണ്ടും ഉരുകി അന്തരീക്ഷത്തിൽ ചേരുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ മൂലം ചൊവ്വയുടെ ധ്രുവ അന്തരീക്ഷം വർഷം തോറും വളരെ വലിയ മാറ്റങ്ങൾക്കു വിധേയമാകുന്നു.

ആർഗോൺ

ചൊവ്വയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ, സൗരയൂഥത്തിലെ മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് അലസ വാതകമായ ആർഗോൺ ധാരാളമായി കാണപ്പെടുന്നു. കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് പോലെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ ആർഗോൺ കണ്ടൻസ് ചെയ്യപ്പെടുന്നില്ല. അതിനാൽ തന്നെ ചൊവ്വയിലെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ നിലനിൽക്കുന്ന ആർഗോനിൻറെ അളവ് സ്ഥിരസംഖ്യയാണ്. എന്നാൽ ഒരു പ്രത്യേക പ്രദേശത്തെ ആർഗോനിൻറെ അളവിൽ വ്യത്യാസം വന്നേക്കാം. അടുത്തകാലങ്ങളിൽ ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്നും ലഭ്യമായ വിവരങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, ശരത്കാലത്ത് തെക്കേ ധ്രുവത്തിൽ ആർഗോണിൻറെ അളവ് കൂടുകയും, വസന്തകാലത്ത് അത് കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു എന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്^[7].

ജലം

ചൊവ്വയിലെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മറ്റുള്ള ഘടകങ്ങൾക്ക് വളരെ വ്യതിയാനങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. ഉഷ്ണകാലത്ത് അന്തരീക്ഷത്തിലേക്ക് തിരിച്ചുവരുന്ന കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ്, ജലത്തിന്റെ അംശങ്ങൾ നിക്ഷേപിക്കുന്നു. ഇടയ്ക്കിടെ ഉണ്ടാകുന്ന വാതങ്ങൾ ധ്രുവ മേഖലകളിൽ 400 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ വരെ ആഞ്ഞടിക്കുന്നു. ഇവ വലിയ തോതിൽ പൊടിപടലങ്ങളും, ജല കണികകളും അന്തരീക്ഷത്തിൽ ചേരാനും ഭൂമിയിലെതുപോലെ മേഘങ്ങൾ രൂപീകരിക്കുവാനും സഹായിക്കുന്നു. ഇത്തരത്തിലുള്ള മേഘങ്ങളെ ഓപ്പർറ്റ്യൂണിറ്റി പേടകം 2004ൽ ചിത്രീകരിക്കുകയുണ്ടായി^[8].ചൊവ്വയുടെ വടക്കേ ധ്രുവത്തിൽ ജല മഞ്ഞ് കണ്ടെത്തിയതായി ഫീനിക്സ് ചൊവ്വാ ദൗത്യത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്ന നാസയിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ 2008 ജൂലൈ 31ന് സ്ഥിരീകരിച്ചു. ഉപരിതലത്തിൽ ഇറങ്ങുന്ന ഫീനിക്സ് പേടകം ഇതിനെ കുറിച്ച് കൂടുതൽ അപഗ്രഥനം നടത്തുകയും ഏതെങ്കിലും കാലഘട്ടത്തിൽ ചൊവ്വയിൽ ജലം ദ്രാവക രൂപത്തിൽ ഉണ്ടായിരുന്നോ എന്നും അതിൽ ജൈവിക ഘടകങ്ങൾ നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടോ എന്നും പഠനം നടത്തും.

മീഥെയ്ൻ

2003ൽ നാസ ഗോഡാഡ് സ്പേസ് ഫ്ലൈറ്റ് സെൻറെറിലെ ഒരു കൂട്ടം ശാസ്ത്രജ്ഞർ ചൊവ്വയിൽ ചെറിയ തോതിൽ (100 കോടിയുടെ അംശങ്ങളിൽ ) മീഥെയ്ൻ (CH₄) കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. ^[2]^[9] ചൊവ്വയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ 10 nmol/mol^[10] എന്ന അളവിൽ മീഥെയ്ൻ ഉണ്ടെന്ന് 2004ൽ മാർസ് എക്സ്പ്രസ്സ്‌ ഓർബിറ്റർ^[11] എന്ന പേടകവും ഭൗമോപരിതലത്തിൽ നിന്ന് ദൂരദർശനി വഴിയുള്ള നിരീക്ഷണവും^[12] കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട് .

അവലംബം

↑ Interplanetary Whodunit - Methane on Mars, David Tenenbaum, Astrobiology Magazine, NASA, July 20, 2005. (Note: part one of a four-part series.)
↑ ^2.0 ^2.1 Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P., "A Sensitive Search for Methane on Mars" (abstract only). American Astronomical Society, DPS meeting #35, #14.18.
↑ Lemmon et al., "Atmospheric Imaging Results from the Mars Exploration Rovers: Spirit and Opportunity"
↑ "Gamma-Ray Evidence Suggests Ancient Mars Had Massive Oceans". Science Daily. University of Arizona. Retrieved October 31, 2009.
↑ ^5.0 ^5.1 "Solar Wind Rips Up Martian Atmosphere". NASA Headlines. NASA. Archived from the original on 2009-08-14. Retrieved October 31, 2009.
↑ "The Solar Wind at Mars". Science @ NASA. NASA. Archived from the original on 2010-03-23. Retrieved October 31, 2009.
↑ Francois Forgot. "Alien Weather at the Poles of Mars" (PDF). Science. Retrieved February 25, 2007.
↑ Clouds - December 13, 2004 NASA Press release. URL accessed March 17, 2006.
↑ Michael J. Mumma. "Mars Methane Boosts Chances for Life". Skytonight.com. Archived from the original on 2007-02-20. Retrieved February 23, 2007.
↑ ESA Press release. "Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere". ESA. Archived from the original on 2006-02-24. Retrieved March 17, 2006.
↑ V. Formisano, S. Atreya T. Encrenaz, N. Ignatiev, M. Giuranna (2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Science. 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. PMID 15514118.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
↑ V. A. Krasnopolskya, J. P. Maillard, T. C. Owen (2004). "Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?". Icarus. 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)