Astronomi

Seberapa tebal atau dalam karbon dioksida padat terakumulasi di Mars?

Seberapa tebal atau dalam karbon dioksida padat terakumulasi di Mars?

Di Mars apakah ada area di mana semua $CO_2$ menguap mengekspos kotoran di dekat tiang? Seberapa dalam bisa padat? $CO_2$ menumpuk selama musim dingin di daerah itu selama Musim Dingin Mars?

https://space.stackexchange.com/questions/31724/solar-carbon-dioxide-collector-on-mars


1-2 m di utara dan 8m di selatan. https://en.m.wikipedia.org/wiki/Mars#Physical_characteristics https://en.wikipedia.org/wiki/Martian_polar_ice_caps#North_polar_cap

Ini adalah topi utara yang menghilang di musim panas.


Efek Terlalu Banyak Karbon Dioksida dalam Darah

Karbon dioksida (CO2) adalah gas yang selalu ada dalam darah Anda. Ini adalah produk limbah yang dihasilkan saat tubuh Anda menggunakan oksigen, dan dikeluarkan dari paru-paru saat Anda mengeluarkan napas. Pada tingkat normal, kehadirannya tidak memiliki efek samping yang terukur pada Anda, tetapi jika pernapasan Anda terganggu atau Anda terpapar gas ini dalam jumlah besar, Anda dapat mengalami berbagai efek samping, beberapa di antaranya termasuk cedera permanen dan kematian.


Atmosfer dan Awan di Mars

Suasana dari Mars saat ini memiliki tekanan permukaan rata-rata hanya 0,007 bar, kurang dari 1% dari Bumi. (Begitu tipisnya udara sekitar 30 kilometer di atas permukaan bumi.) Udara Mars terutama terdiri dari karbon dioksida (95%), dengan sekitar 3% nitrogen dan 2% argon. Proporsi gas yang berbeda mirip dengan yang ada di atmosfer Venus, tetapi jauh lebih sedikit dari masing-masing gas ditemukan di udara tipis di Mars.

Gambar 1. Erosi Angin di Mars: Punggungan lurus panjang ini, yang disebut yardang, sejajar dengan arah angin dominan. Ini adalah gambar resolusi tinggi dari Mars Reconnaissance Orbiter dan lebarnya sekitar 1 kilometer. (kredit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

Sementara angin di Mars dapat mencapai kecepatan tinggi, mereka mengerahkan kekuatan yang jauh lebih sedikit daripada angin dengan kecepatan yang sama di Bumi karena atmosfernya sangat tipis. Namun, angin mampu mengangkat partikel debu yang sangat halus, yang terkadang dapat mengembangkan badai debu di seluruh planet. Debu halus inilah yang melapisi hampir seluruh permukaan, memberikan warna merah khas Mars. Dengan tidak adanya air permukaan, erosi angin memainkan peran utama dalam memahat permukaan Mars (Gambar 1).

Isu seberapa kuat angin di Mars dapat memainkan peran besar dalam film hit 2015 Orang Mars di mana karakter utama terdampar di Mars setelah terkubur di pasir dalam badai angin yang begitu hebat sehingga rekan-rekan astronotnya harus meninggalkan planet agar kapal mereka tidak rusak. Para astronom telah mencatat bahwa angin Mars tidak mungkin sekuat yang digambarkan dalam film. Namun, dalam banyak hal, penggambaran Mars dalam film ini sangat akurat.

Meskipun atmosfer mengandung sejumlah kecil uap air dan kadang-kadang awan es air, air cair tidak stabil dalam kondisi saat ini di Mars. Bagian dari masalahnya adalah suhu rendah di planet ini. Tetapi bahkan jika suhu pada hari musim panas yang cerah naik di atas titik beku, tekanan rendah berarti bahwa air cair masih tidak dapat ada di permukaan, kecuali pada ketinggian terendah. Pada tekanan kurang dari 0,006 bar, titik didihnya serendah atau lebih rendah dari titik beku, dan air berubah langsung dari padat menjadi uap tanpa keadaan cair antara (seperti halnya “es kering,” karbon dioksida, pada Bumi). Namun, garam yang larut dalam air menurunkan titik bekunya, seperti yang kita ketahui dari cara garam digunakan untuk mencairkan jalan setelah salju dan es terbentuk selama musim dingin di Bumi. Oleh karena itu, air asin terkadang dapat berada dalam bentuk cair di permukaan Mars, dalam kondisi yang tepat.

Beberapa jenis awan dapat terbentuk di atmosfer Mars. Pertama ada awan debu, dibahas di atas. Kedua adalah awan es air yang mirip dengan yang ada di Bumi. Ini sering terbentuk di sekitar pegunungan, seperti yang terjadi di planet kita. Akhirnya, CO2 atmosfer itu sendiri dapat mengembun di ketinggian tinggi untuk membentuk kabut kristal es kering. CO2 awan tidak memiliki pasangan di Bumi, karena di planet kita suhu tidak pernah turun cukup rendah (turun hingga sekitar 150 K atau sekitar 125 °C) agar gas ini mengembun.


Pengantar

Marsnya dingin. Suhu permukaan rata-rata tahunan di seluruh planet kira-kira —80 ° C, dan bahkan di khatulistiwa mendekati atau di bawah —60 ° C. Suhu malam hari di mana-mana di bawah nol pada semua musim. Jika volatil berlimpah di permukaan Mars, es yang cukup besar akan diharapkan. Bukti adanya es di atau dekat permukaan Mars sangat menarik sebagai indikator lingkungan dan ukuran pelepasan gas planet. Es di Bumi telah dan terus menjadi pengubah topografi permukaan yang efektif. Apakah sekarang, atau pernahkah memainkan peran serupa di Mars?

Setidaknya selama 200 tahun para astronom telah mengamati ekspansi tahunan dan penyusutan lapisan putih di kedua kutub Mars (Referensi Slipher Slipher, 1962). Awalnya, massa ini dianggap sebanding dengan lapisan es kutub terestrial, tetapi akhirnya disadari bahwa mereka tidak lebih dari lapisan es tipis. Embun beku ini pertama kali dianggap terdiri dari air, tetapi pengakuan akan kelangkaan ekstrim zat air di permukaan Mars, kelimpahan relatif CO2.2 di atmosfernya, dan suhu kutub yang dianggap rendah menunjukkan kemungkinan alternatif CO2 embun beku. Spekulasi ini dikonfirmasi oleh pengamatan instrumental Mariner 7 pada tahun 1969 ( Referensi Herr dan Pimentel Herr dan Pimentel, 1969 Referensi Neugebauer Neugebauer dan lain-lain, 1971).

Para astronom telah lama mengamati bahwa penyusutan tutup kutub utara berhenti pada radius sekitar 10 ° menunjukkan keberadaan benda abadi sebesar itu. Situasinya kurang jelas di kutub selatan karena orientasi pengamatan yang tidak menguntungkan pada akhir musim ablasi, tetapi secara bertahap ditetapkan bahwa daerah kutub selatan juga memiliki tutupan tahunan kecil (Referensi Vaucouleurs Vaucouleurs, 1972). Mariner 9 secara dramatis mengkonfirmasi keberadaan badan es sisa di sekitar kedua kutub (Gbr. 1 dan 2). Perhatian utama sekarang adalah ketebalan, komposisi, dan sejarah benda-benda ini dan pola struktural khas yang ditampilkan masing-masing.

Gambar 1. Foto-mosaik sisa tutup kutub selatan di Mars menjelang akhir musim ablasi. Diameter maksimum kurang lebih 400 km. (Courtesy of M. C. Malin dan J. J. van der Woude.)

Gambar 2. Sisa tutup kutub utara Mars. Meridian tengah melewati secara vertikal melalui pusat foto, dan titik gelap sepertiga dari atas adalah perkiraan lokasi kutub utara. Diameter maksimum sekitar 1000 km.

Keberadaan massa es yang signifikan di permukaan Mars di daerah non-kutub tidak mungkin terjadi dalam kondisi saat ini. Beberapa fitur topografi Mars mencapai ketinggian yang luar biasa, gunung berapi Mix Olympica naik lebih dari 20 km di atas sekitarnya, tetapi tidak seperti kondisi di Bumi, ini tidak menghasilkan akumulasi es, salju, atau es yang abadi karena suhu rendah di seluruh planet, kurangnya volatil yang tersedia, atmosfer yang sangat tipis, dan radiasi matahari yang kuat. Massa es yang besar mungkin terletak di bawah permukaan Mars telah dianggap mungkin (Referensi Morgenthaler Morgenthaler, 1963 Referensi Salisbury Salisbury, 1966) dan fitur yang direkam di permukaan Mars oleh Mariners 6 dan 9 mendukung spekulasi ini.

Selain sangat dingin, Mars memiliki atmosfer yang sangat lemah. Tekanan permukaan rata-rata adalah sekitar 6 mbar, atau kira-kira 0,005 dari Bumi. Konstituen utama dari atmosfer ini adalah karbon dioksida dengan jejak uap air dan karbon monoksida. Suasana yang lebih padat di masa lalu sangat diperjuangkan oleh beberapa orang (Referensi Sagan Sagan, 1971 Referensi Sagan Sagan dan lainnya, 1973) dan diabaikan oleh yang lain (Referensi Murray Murray, 1973 Referensi Murray dan Malin Murray dan Malin, 1973[a]). Pemikiran ini menarik karena atmosfer yang lebih padat dengan kondisi yang lebih lembab akan membantu menjelaskan sejumlah bentang alam Mars yang penuh teka-teki. Ini patut dipertimbangkan dengan cermat, keberatan utamanya adalah sulitnya menghasilkan atmosfer seperti itu dan kemudian menghilangkannya secara besar-besaran, mungkin tidak hanya sekali tetapi beberapa kali. Meskipun demikian, setiap diskusi tentang es di Mars harus mempertimbangkan implikasi dari lingkungan yang mungkin berbeda di masa lalu.


Komposisi [ sunting | edit sumber]

Gas paling melimpah di Mars.

Karbon dioksida [ sunting | edit sumber]

Komponen utama atmosfer Mars adalah karbon dioksida (Templat:CO2) sebesar 95,9%. Setiap kutub berada dalam kegelapan terus-menerus selama musim dingin belahan buminya, dan permukaan menjadi sangat dingin sehingga sebanyak 25% atmosfer Templat:CO2 mengembun di tutup kutub menjadi padat Templat:CO2 es (es kering). Ketika kutub kembali terkena sinar matahari selama musim panas, es Template:CO2 menyublim kembali ke atmosfer. Proses ini menyebabkan variasi tahunan yang signifikan dalam tekanan atmosfer dan komposisi atmosfer di sekitar kutub Mars.

Telah disarankan bahwa Mars memiliki atmosfer yang jauh lebih tebal, lebih hangat, dan lebih basah di awal sejarahnya. ⎥] Banyak dari atmosfer awal ini akan terdiri dari karbon dioksida. Suasana seperti itu akan menaikkan suhu, setidaknya di beberapa tempat, hingga di atas titik beku air. ⎦] Dengan suhu yang lebih tinggi, air yang mengalir dapat membentuk banyak saluran dan lembah aliran yang umum di planet ini. Itu juga mungkin telah berkumpul untuk membentuk danau dan mungkin lautan. ⎧] Beberapa peneliti menyatakan bahwa atmosfer Mars mungkin beberapa kali lebih tebal dari Bumi saat ini. Namun, penelitian yang diterbitkan pada musim gugur 2015 mengemukakan gagasan bahwa mungkin atmosfer awal Mars tidak setebal yang diperkirakan sebelumnya. . ⎨] Saat ini, atmosfer sangat tipis. Selama bertahun-tahun, diasumsikan bahwa seperti halnya Bumi, sebagian besar karbon dioksida awal terkunci dalam mineral, yang disebut karbonat. Namun, terlepas dari penggunaan banyak instrumen yang mengorbit untuk mencari karbonat, sangat sedikit endapan karbonat yang ditemukan. ⎨] ⎩] Hari ini, diperkirakan bahwa sebagian besar karbon dioksida di udara Mars dihilangkan oleh angin matahari. Para peneliti telah menemukan proses dua langkah yang mengirimkan gas ke luar angkasa. ⎪] Cahaya ultraviolet dari matahari bisa menyerang molekul karbon dioksida, memecahnya menjadi karbon monoksida dan oksigen. Foton kedua dari sinar ultraviolet selanjutnya dapat memecah karbon monoksida menjadi oksigen dan karbon yang akan menerima energi yang cukup untuk keluar dari planet ini. Dalam proses ini, isotop ringan karbon (12 C) kemungkinan besar akan meninggalkan atmosfer. Oleh karena itu, karbon dioksida yang tersisa di atmosfer akan diperkaya dengan isotop berat (13 C). ⎫] Tingkat yang lebih tinggi dari isotop berat inilah yang baru-baru ini ditemukan oleh Curiosity Rover yang berada di permukaan Mars. ⎬] ⎭] ⎮]

Argon [ sunting | edit sumber]

Atmosfer Mars sangat kaya dengan argon gas mulia, dibandingkan dengan atmosfer planet lain di Tata Surya. Tidak seperti karbon dioksida, kandungan argon di atmosfer tidak mengembun, dan karenanya jumlah total argon di atmosfer Mars adalah konstan. Namun, konsentrasi relatif di lokasi tertentu dapat berubah ketika karbon dioksida bergerak masuk dan keluar dari atmosfer. Data satelit terbaru menunjukkan peningkatan argon atmosfer di kutub selatan selama musim gugur, yang menghilang pada musim semi berikutnya. ⎱]

Air [ sunting | edit sumber]

Beberapa aspek atmosfer Mars sangat bervariasi. Saat karbon dioksida menyublim kembali ke atmosfer selama musim panas Mars, ia meninggalkan jejak air. Angin musiman menyapu kutub dengan kecepatan mendekati 400 kilometer per jam (Template:Convert/round mph) dan mengangkut sejumlah besar debu dan uap air sehingga menimbulkan es seperti Bumi dan awan cirrus besar. Awan es air ini difoto oleh Kesempatan rover pada tahun 2004. ⎲] Ilmuwan NASA mengerjakan Phoenix Misi Mars mengkonfirmasi pada 31 Juli 2008 bahwa mereka memang menemukan es air bawah permukaan di wilayah kutub utara Mars.

Metana [ sunting | edit sumber]

Jumlah jejak metana (CH4), pada tingkat beberapa bagian per miliar (ppb), pertama kali dilaporkan di atmosfer Mars oleh tim di Pusat Penerbangan Luar Angkasa Goddard NASA pada tahun 2003. Γ] ⎳] Pada bulan Maret 2004, Mars Express Pengamatan pengorbit dan berbasis darat oleh tiga kelompok juga menunjukkan adanya metana di atmosfer pada konsentrasi sekitar 10 ppb (bagian per miliar). ⎴] ⎵] ⎶] Besar perbedaan dalam kelimpahan diukur antara pengamatan yang dilakukan pada tahun 2003 dan 2006, yang menunjukkan bahwa metana terkonsentrasi secara lokal dan mungkin musiman.

Karena metana di Mars akan cepat terurai karena radiasi ultraviolet dari Matahari dan reaksi kimia dengan gas lain, kehadirannya yang terus-menerus dilaporkan di atmosfer juga menyiratkan adanya sumber untuk terus mengisi kembali gas. Model fotokimia saat ini saja tidak dapat menjelaskan variabilitas tingkat metana yang cepat. ⎷] ⎸] Telah diusulkan bahwa metana dapat diisi ulang oleh meteorit yang memasuki atmosfer Mars, ⎹] tetapi peneliti dari Imperial College London menemukan bahwa volume metana yang dilepaskan dengan cara ini terlalu rendah untuk mempertahankan kadar gas yang terukur. ⎺]

Penelitian menunjukkan bahwa masa hidup penghancuran metana tersirat adalah selama

4 tahun Bumi dan sesingkat

0,6 tahun Bumi. ⎻] ⎼] Masa hidup ini cukup singkat bagi sirkulasi atmosfer untuk menghasilkan distribusi metana yang tidak merata di seluruh planet. Dalam kedua kasus, masa penghancuran untuk metana jauh lebih pendek daripada skala waktu (

350 tahun) diperkirakan untuk penghancuran fotokimia (radiasi UV). ⎻] Penghancuran cepat (atau "tenggelam") metana menunjukkan bahwa proses lain harus mendominasi penghilangan metana atmosfer di Mars, dan itu harus lebih efisien daripada penghancuran oleh cahaya dengan faktor 100 hingga 600. ⎼& #93 ⎻] Tingkat penghancuran cepat yang tidak dapat dijelaskan ini juga menunjukkan sumber pengisian yang sangat aktif. ⎽] Pada tahun 2014 disimpulkan bahwa keberadaan penyerap metana yang kuat tidak tunduk pada oksidasi atmosfer. ⎾] Kemungkinan adalah bahwa metana tidak dikonsumsi sama sekali, melainkan mengembun dan menguap secara musiman dari klatrat. ⎿] Kemungkinan lain adalah bahwa metana bereaksi dengan kuarsa pasir permukaan berjatuhan (Templat:Kimia) dan olivin untuk membentuk ikatan kovalen Si–Templat:Kimia. ⏀]

Kemungkinan sumber metana dan tenggelam di Mars.

Kandidat utama untuk asal metana Mars meliputi proses non-biologis seperti reaksi air-batuan, radiolisis air, dan pembentukan pirit, yang semuanya menghasilkan H2 yang kemudian dapat menghasilkan metana dan hidrokarbon lainnya melalui sintesis Fischer–Tropsch dengan CO dan CO2. ⏁] Juga telah ditunjukkan bahwa metana dapat dihasilkan melalui proses yang melibatkan air, karbon dioksida, dan mineral olivin, yang diketahui umum di Mars. ⏂] Kondisi yang diperlukan untuk reaksi ini (yaitu suhu dan tekanan tinggi) tidak ada di permukaan, tetapi mungkin ada di dalam kerak. ⏃] ⏄] Deteksi produk sampingan mineral serpentinit akan menunjukkan bahwa proses ini sedang terjadi. Sebuah analog di Bumi menunjukkan bahwa produksi suhu rendah dan pernafasan metana dari batuan serpentinized mungkin terjadi di Mars. ⏅] Sumber geofisika lain yang mungkin adalah hidrat klatrat. ⏆] Di bawah asumsi lingkungan Mars awal yang dingin, kriosfer dapat menjebak metana seperti klatrat dalam bentuk stabil di kedalaman, yang mungkin menunjukkan pelepasan sporadis. ⏇]

Sekelompok ilmuwan Meksiko melakukan percobaan plasma di atmosfer Mars sintetis dan menemukan bahwa semburan metana dapat dihasilkan ketika pelepasan berinteraksi dengan air es. Sumber potensial pelepasan dapat berupa elektrifikasi partikel debu dari badai pasir dan setan debu. Es dapat ditemukan di parit atau di permafrost. Pelepasan listrik mengionisasi gas CO2 dan molekul air dan produk sampingannya bergabung kembali untuk menghasilkan metana. Hasil yang diperoleh menunjukkan bahwa pelepasan listrik berdenyut di atas sampel es di atmosfer Mars menghasilkan sekitar 1,41×10 16 molekul metana per joule energi yang diterapkan. ⏈] ⏉]

Mikroorganisme hidup, seperti metanogen, adalah sumber lain yang mungkin, tetapi tidak ada bukti keberadaan organisme tersebut di mana pun di Mars. Di lautan Bumi, produksi metana biologis cenderung disertai dengan etana, sedangkan metana vulkanik disertai dengan sulfur dioksida. ⏊] Beberapa studi tentang jejak gas di atmosfer Mars tidak menemukan bukti adanya sulfur dioksida di atmosfer Mars, yang membuat vulkanisme tidak mungkin menjadi sumber metana. ⏋] ⏌]

Pada tahun 2011, ilmuwan NASA melaporkan pencarian komprehensif menggunakan spektroskopi inframerah resolusi tinggi berbasis darat untuk melacak spesies (termasuk metana) di Mars, memperoleh batas atas sensitif untuk metana (<7 ppbv), etana (<0.2 ppbv), metanol (<19 ppbv) dan lainnya (H2CO, C2H2, C2H4, N2O, NH3, HCN, CH3Cl, HCl, H O2 – semua batasan di level ppbv). ⏍] Data diperoleh selama periode 6 tahun dan mencakup musim dan lokasi yang berbeda di Mars, menunjukkan bahwa jika organik dilepaskan ke atmosfer, peristiwa ini sangat jarang atau saat ini tidak ada, mengingat perkiraan lama seumur hidup untuk beberapa spesies ini. ⏍]

Pengukuran metana di atmosfer Mars oleh rasa ingin tahu bajak.

Pada Agustus 2012, penjelajah Curiosity mendarat di Mars. Instrumen rover mampu membuat pengukuran kelimpahan yang tepat, yang dapat digunakan untuk membedakan antara isotopolog metana yang berbeda. ⏎] ⏏] Pengukuran pertama dengan rasa ingin tahu Tunable Laser Spectrometer (TLS) pada tahun 2012 menunjukkan bahwa tidak ada metana atau kurang dari 5 ppb metana di lokasi pendaratan. ⏐] ⏑] ⏒] ⏓] ⏔] Pada tahun 2013, ilmuwan NASA kembali melaporkan tidak ada deteksi metana di luar batas dasar. ⏕] ⏖] ⏗] Namun pada tahun 2014, NASA melaporkan bahwa rasa ingin tahu rover mendeteksi peningkatan sepuluh kali lipat ('lonjakan') dalam metana di atmosfer di sekitarnya pada akhir 2013 dan awal 2014. Empat pengukuran yang dilakukan selama dua bulan dalam periode ini rata-rata 7,2 ppb, menyiratkan bahwa Mars secara episodik memproduksi atau melepaskan metana dari sumber yang tidak diketahui . ⏘] Sebelum dan sesudah itu, pembacaan rata-rata sekitar sepersepuluh tingkat itu. Ζ] Η] ⏘]

Misi Pengorbit Mars India, yang memasuki orbit sekitar Mars pada 24 September 2014, dilengkapi dengan interferometer Fabry–Pérot untuk mengukur metana atmosfer pada tingkat beberapa ppb, yang secara sistematis mengumpulkan data per September 2015 [update] . ⏙] ⏚] ExoMars Trace Gas Orbiter yang direncanakan untuk diluncurkan pada tahun 2016 akan mempelajari lebih lanjut metana, serta produk dekomposisinya seperti formaldehida dan metanol. ⏊] ⏛] ⏜] ⏝]

Sulfur dioksida [ sunting | edit sumber]

Sulfur dioksida di atmosfer dianggap sebagai pelacak aktivitas gunung berapi saat ini. Ini menjadi sangat menarik karena kontroversi metana yang sudah berlangsung lama di Mars. Jika metana di Mars diproduksi oleh gunung berapi (seperti sebagian di Bumi), kita akan berharap menemukan belerang dioksida dalam jumlah besar. Beberapa tim telah mencari sulfur dioksida di Mars menggunakan Fasilitas Teleskop Inframerah NASA. Tidak ada sulfur dioksida yang terdeteksi dalam studi ini, tetapi mereka mampu menempatkan batas atas yang ketat pada konsentrasi atmosfer 0,2 ppb. ⏋] ⏌] Pada bulan Maret 2013, sebuah tim yang dipimpin oleh para ilmuwan di NASA Goddard Space Flight Center melaporkan deteksi SO2 dalam sampel tanah Rocknest (Mars) yang dianalisis oleh penjelajah Curiosity. ⏞]

Ozon [ sunting | edit sumber]

Rotasi Mars dekat oposisi. Selatan ekliptika naik.

Seperti dilansir European Space Agency (ESA) pada 29 September 2013, [ kutipan diperlukan ] perbandingan baru data pesawat ruang angkasa dengan model komputer menjelaskan bagaimana sirkulasi atmosfer global menciptakan lapisan ozon (Templat:Chem) di atas kutub selatan Mars di musim dingin. Ozon kemungkinan besar sulit dideteksi di Mars karena konsentrasinya biasanya 300 kali lebih rendah daripada di Bumi, meskipun sangat bervariasi menurut lokasi dan waktu. SPICAM —spektrometer UV/IR — di Mars Express telah menunjukkan adanya dua lapisan ozon yang berbeda di garis lintang rendah hingga menengah. Ini terdiri dari lapisan dekat permukaan yang persisten di bawah ketinggian 30 km, lapisan terpisah yang hanya ada di musim semi dan musim panas utara dengan ketinggian bervariasi dari 30 hingga 60 km, dan lapisan terpisah lainnya yang ada 40-60&# 160km di atas kutub selatan di musim dingin, tanpa pasangan di atas kutub utara Mars. Lapisan ozon ketiga ini menunjukkan penurunan ketinggian yang tiba-tiba antara 75 dan 50 derajat selatan. SPICAM mendeteksi peningkatan bertahap konsentrasi ozon pada 50 km hingga pertengahan musim dingin, setelah itu perlahan-lahan menurun ke konsentrasi yang sangat rendah, tanpa lapisan yang terdeteksi di atas 35 km. Para ilmuwan yang melaporkan berpikir bahwa lapisan ozon kutub yang diamati adalah hasil dari pola sirkulasi atmosfer yang sama yang menciptakan emisi oksigen berbeda yang diidentifikasi di malam kutub dan juga ada di atmosfer bumi. Sirkulasi ini mengambil bentuk sel Hadley besar di mana udara yang lebih hangat naik dan bergerak menuju kutub selatan sebelum mendingin dan tenggelam di lintang yang lebih tinggi. Mars berada pada orbit yang cukup elips dan memiliki kemiringan aksial yang besar, yang menyebabkan variasi suhu musiman yang ekstrem di antara belahan bumi utara dan selatan. Perbedaan suhu Mars sangat mempengaruhi jumlah uap air di atmosfer, karena udara yang lebih hangat dapat mengandung lebih banyak uap air. Ini, pada gilirannya, mempengaruhi produksi radikal hidrogen perusak ozon. [ kutipan diperlukan ]


Hujan penting untuk bagaimana karbon dioksida mempengaruhi padang rumput

Biomassa vegetasi di padang rumput meningkat sebagai respons terhadap peningkatan kadar karbon dioksida, tetapi kurang dari yang diharapkan. Vegetasi di padang rumput dengan musim semi basah memiliki peningkatan terbesar. Ini telah ditunjukkan dalam sebuah studi baru yang diterbitkan dalam jurnal ilmiah Tumbuhan Alam.

Faktor penting, tetapi tidak pasti, dalam penelitian iklim adalah sejauh mana semua ekosistem dapat mengakumulasi karbon dari peningkatan konsentrasi karbon dioksida di atmosfer. Area yang ditumbuhi rumput dan vegetasi serupa memainkan peran penting dalam konteks ini. Di seluruh dunia, area ini mencakup 29 persen permukaan tanah bebas es di Bumi.

"Rerumputan ini sangat penting untuk penyimpanan karbon," kata Louise C. Andresen, seorang peneliti di Universitas Gothenburg dan salah satu peneliti di balik studi penelitian baru.

Dalam studi tersebut, para peneliti memeriksa bagaimana 19 wilayah daratan yang berbeda yang terkena berbagai jumlah curah hujan -- di Australia, Jerman, Selandia Baru, Swiss, Amerika Serikat, Cina, dan tempat lain -- bereaksi dalam eksperimen lapangan dengan konsentrasi karbon dioksida yang meningkat. .

"Secara umum responsnya adalah peningkatan pertumbuhan tanaman kurang dari 10 persen, tetapi ada variasi yang besar."

Hujan musim semi mempengaruhi pertumbuhan tanaman

Hasilnya menunjukkan bahwa paling mudah untuk memprediksi bagaimana vegetasi bereaksi terhadap karbon dioksida selama periode hujan. Seperti yang diharapkan para peneliti, hujan musim semi memiliki dampak signifikan pada padang rumput.

"Vegetasi di padang rumput dengan musim semi yang sangat basah meningkat paling banyak dengan peningkatan konsentrasi karbon dioksida," kata Andresen.

Selain itu, biomassa pada lahan dengan low season sangat kering meningkat lebih banyak dibandingkan pada lahan dengan low season basah.

"Karbon dioksida atmosfer yang meningkat memungkinkan tanaman menghemat air," tambah Andresen. "Kami menemukan bahwa karbon dioksida ekstra dan rumah tangga air yang lebih baik membantu tanaman di ekosistem kering juga."


Air dalam bayang-bayang batu-batu besar di Mars?

Bidang batu-batu besar seperti yang terlihat oleh pendarat Pathfinder Mars di Mars pada tahun 1997. Sebuah studi baru menunjukkan bahwa kolam kecil air cair mungkin dapat secara singkat terbentuk dalam bayang-bayang batu-batu tersebut di pertengahan garis lintang di musim semi. Gambar melalui NASA/ JPL-Caltech/ Popular Mechanics.

Mars adalah dunia gurun yang dingin, sangat kering. Meskipun memiliki lapisan es es air (serta es karbon dioksida) dan sejumlah besar es di bawah permukaannya, tidak ada air cair yang ditemukan di permukaan Mars. Tapi mungkin ada beberapa. Kita mungkin hanya perlu melihat ke balik batu-batu besar, di musim semi.

Sebuah studi baru dari Planetary Science Institute (PSI) di Tucson, Arizona – diumumkan pada 12 Februari 2020 – menambah bukti sebelumnya bahwa sejumlah kecil air asin (asin) mungkin dapat terbentuk di permukaan Mars di bawah hanya kondisi yang tepat.

Makalah peer-review baru, oleh ilmuwan planet Norbert Schorghofer di PSI, diterbitkan di Jurnal Astrofisika pada 12 Februari.

Kemungkinan air cair di Mars saat ini telah diperdebatkan selama setengah abad. Mencair secara fisik sulit di bawah kondisi lingkungan Mars, karena dengan tekanan total atmosfer di dekat tekanan titik tripel air, pendinginan evaporatif es tinggi di dekat titik leleh.

Menurut penelitian, air asin mungkin terjadi hanya beberapa hari setiap tahun Mars. Triknya adalah ini hanya bisa terjadi dalam situasi yang tepat. Schorghofer berkata:

Mars memiliki banyak daerah kaya es dingin dan banyak daerah bebas es hangat, tetapi daerah es di mana suhu naik di atas titik leleh adalah sweet spot yang hampir tidak mungkin ditemukan. Titik manis itu adalah tempat air cair akan terbentuk.

Tampilan komputerisasi tiga dimensi dari suhu permukaan Mars di sekitar batu besar pada garis lintang 30° selatan. Di sisi yang berlawanan dengan matahari, suhunya sekitar -128 derajat Celcius. Saat matahari terbit, daerah ini memanas dengan cepat, mencairkan es di tanah asin. Ini bisa secara singkat membuat sejumlah kecil air asin yang kemudian kembali ke atmosfer, melalui sublimasi. Gambar melalui Norbert Schorghofer/ PSI.

Sweet spot ini akan melibatkan topografi yang menonjol, seperti bongkahan batu besar, di pertengahan garis lintang. Selama musim dingin, bongkahan batu mungkin membentuk bayangan terus-menerus, di mana es air dapat menumpuk sebagai es. Saat musim semi datang lagi, suhu bisa meningkat cukup cepat. Pada model komputer yang digunakan, suhu akan naik dari -198° Fahrenheit (-128° Celcius) di pagi hari menjadi -14° Fahrenheit (-10° Celcius) pada siang hari. Itu adalah waktu yang cukup singkat sehingga tidak semua es akan menyublim – langsung dari keadaan padat ke uap – seperti biasanya di atmosfer yang sangat tipis dan dingin. Dari kertas:

Topografi yang menonjol menciptakan lokasi yang mengalami transisi cepat dari kondisi di mana air beku terakumulasi menjadi masukan energi matahari yang tinggi. Di luar sisi batu yang menghadap kutub, karbon dioksida dan embun beku air dapat menumpuk secara musiman, dan begitu matahari muncul kembali dan embun beku karbon dioksida menghilang, embun beku air dipanaskan hingga mendekati suhu leleh dalam satu atau dua sol [hari di Mars] .

Para ilmuwan mengatakan itu adalah debu di dalam es karbon dioksida yang membantu menjaganya agar tidak menyublim kembali ke atmosfer saat suhu naik. Dari kertas:

Secara keseluruhan, pencairan es air murni tidak diharapkan dalam kondisi Mars saat ini. Namun, pada suhu yang mudah dicapai, embun beku air musiman dapat meleleh pada substrat yang kaya garam.

Seluruh siklus akan berulang, tahun demi tahun di Mars.

Pada tahun 2008, apa yang tampak seperti tetesan kecil air asin terlihat di kaki Phoenix Mars Lander. Gambar-gambar ini menunjukkan perubahan penurunan selama 36 hari. Gambar melalui Renno et al./ NASA/ Space.com.

Seperti disebutkan di atas, es karbon dioksida juga dapat terbentuk di balik batu-batu besar di Mars. Es itu juga akan menyublim di musim semi. Para ilmuwan memiliki nama untuk hari pertama di musim semi ketika es karbon dioksida menghilang. Mereka menyebutnya tanggal crocus.

Pencairan es air juga terjadi pada atau setelah tanggal tersebut. Oleh karena itu, ini disebut sebagai pencairan crocus. Menurut Schorghofer:

Menjawab pertanyaan apakah pencairan es air musiman benar-benar terjadi di Mars membutuhkan banyak perhitungan kuantitatif terperinci, jumlahnya sangat penting. Butuh beberapa dekade untuk mengembangkan model kuantitatif yang diperlukan.

Saat ini, atmosfer Mars terlalu dingin dan terlalu tipis untuk air bertahan lama di permukaan, bahkan air asin. Tetapi ada petunjuk lain yang mungkin terjadi ketika kondisinya tepat.

Garis lereng berulang yang terkenal di Mars mungkin merupakan bukti air asin musiman di Mars. Garis lereng adalah garis-garis gelap yang terjadi di lereng curam selama bulan-bulan hangat dan terus berulang di lokasi yang sama setiap tahun. Masih belum diketahui secara pasti apa penyebabnya, tetapi teorinya berkisar dari sejumlah kecil air asin yang mengalir hingga longsoran debu. Jika air terlibat – belum ada kepastian – itu bisa berasal dari atmosfer, kantong es atau akuifer bawah permukaan.

Norbert Schorghofer di Planetary Science Institute. Gambar melalui Planetary Science Institute.

Selama misi Mars Phoenix Lander, yang mendarat di dekat kutub utara pada 2008, gambar menunjukkan tetesan kecil terbentuk di kaki pesawat ruang angkasa. Meskipun tidak terbukti, mereka pasti tampak seperti tetesan air asin yang kemudian menyublim.

Tahun lalu, pendarat InSight NASA menemukan kemungkinan bukti adanya reservoir air cair saat ini di bawah permukaan. Jika dikonfirmasi, itu akan menjadi penemuan yang menarik, khususnya untuk potensi kehidupan bawah permukaan, yang akan dilindungi dari kondisi parah di permukaan. Pada tahun 2018, diumumkan bahwa pengorbit Mars Express Badan Antariksa Eropa telah menemukan bukti adanya danau asin di bawah permukaan di bawah es di kutub selatan.

Jika memang ada genangan air cair singkat yang bersembunyi di balik batu-batu besar Mars, itu juga akan menyenangkan, karena Mars akan menjadi satu-satunya tempat selain Bumi di tata surya kita di mana air diketahui dapat ada di permukaan. . Ini bisa memiliki implikasi yang signifikan bagi kemungkinan kehidupan mikroba di dunia yang kering dan tidak bersahabat.

Intinya: Sebuah studi baru dari Planetary Research Institute menunjukkan bahwa air asin sementara dapat terbentuk di permukaan Mars dalam kondisi tertentu.


SISTEM SURYA | Mars

MR Walter , . S.A. Chamberlain , dalam Encyclopedia of Geology , 2005

Atmosfer Mars dan Proses Aeolian

Atmosfer adalah 95% karbon dioksida, 2,7% nitrogen, 1,6% argon, dan 0,13% oksigen, ditambah sedikit gas lainnya. Sebaliknya, atmosfer Bumi adalah 78,1% nitrogen, 20,9% oksigen, 0,93% argon, dan 0,03% karbon dioksida. Mars' atmosphere is thin, with the pressure at the surface of the planet (5.6 mbar) being less than one-hundredth of that on Earth. Despite the thin atmosphere of Mars, aeolian (wind-driven) processes have played a large role in shaping many surface features on Mars. These include dunes, yardangs, and etched and eroded terrains. Active dust devils have even been observed by the Mars Orbiter Camera on Mars Global Surveyor ( Figure 2 ). Due to the low gravity of Mars, these features have greater height than their counterparts on Earth have. Dust, blown by the wind over the entire planet, tends to blanket rock features with a homogeneous layer that hampers identification of rock outcrops by orbital and telescopic spectroscopic methods. Dust storms, which periodically turn the Martian atmosphere into an opaque red layer, appear to be coupled with the heating of the atmosphere by the Sun as Mars approaches perihelion (i.e., the closest part of its elliptical orbit).

Figure 2 . An image of a dust devil taken by the Mars Orbiter Camera. NASA/JPL/Malin Space Science Systems.


NASA's Curiosity Rover Sharpens Paradox of Ancient Mars

Evidence shows ancient Mars sometimes had water on its surface. Yet climate modelers struggle to produce scenarios where its surface is warm enough to keep water unfrozen.

› Curiosity rover findings add to a puzzle about ancient Mars because the same rocks that indicate a lake was present also indicate there was very little carbon dioxide in the air to help keep a lake unfrozen.

› No carbonate has been found definitively in rock samples analyzed by Curiosity.

› A new study calculates how much carbon dioxide could have been in the ancient atmosphere without resulting in carbonate detectable by the rover: not much.

Mars scientists are wrestling with a problem. Ample evidence says ancient Mars was sometimes wet, with water flowing and pooling on the planet's surface. Yet, the ancient sun was about one-third less warm and climate modelers struggle to produce scenarios that get the surface of Mars warm enough for keeping water unfrozen.

A leading theory is to have a thicker carbon-dioxide atmosphere forming a greenhouse-gas blanket, helping to warm the surface of ancient Mars. However, according to a new analysis of data from NASA's Mars rover Curiosity, Mars had far too little carbon dioxide about 3.5 billion years ago to provide enough greenhouse-effect warming to thaw water ice.

The same Martian bedrock in which Curiosity found sediments from an ancient lake where microbes could have thrived is the source of the evidence adding to the quandary about how such a lake could have existed. Curiosity detected no carbonate minerals in the samples of the bedrock it analyzed. The new analysis concludes that the dearth of carbonates in that bedrock means Mars' atmosphere when the lake existed -- about 3.5 billion years ago -- could not have held much carbon dioxide.

"We've been particularly struck with the absence of carbonate minerals in sedimentary rock the rover has examined," said Thomas Bristow of NASA's Ames Research Center, Moffett Field, California. "It would be really hard to get liquid water even if there were a hundred times more carbon dioxide in the atmosphere than what the mineral evidence in the rock tells us." Bristow is the principal investigator for the Chemistry and Mineralogy (CheMin) instrument on Curiosity and lead author of the study being published this week in the Proceedings of the National Academy of Sciences.

Curiosity has made no definitive detection of carbonates in any lakebed rocks sampled since it landed in Gale Crater in 2012. CheMin can identify carbonate if it makes up just a few percent of the rock. The new analysis by Bristow and 13 co-authors calculates the maximum amount of carbon dioxide that could have been present, consistent with that dearth of carbonate.

In water, carbon dioxide combines with positively charged ions such as magnesium and ferrous iron to form carbonate minerals. Other minerals in the same rocks indicate those ions were readily available. The other minerals, such as magnetite and clay minerals, also provide evidence that subsequent conditions never became so acidic that carbonates would have dissolved away, as they can in acidic groundwater.

The dilemma has been building for years: Evidence about factors that affect surface temperatures -- mainly the energy received from the young sun and the blanketing provided by the planet's atmosphere -- adds up to a mismatch with widespread evidence for river networks and lakes on ancient Mars. Clues such as isotope ratios in today's Martian atmosphere indicate the planet once held a much denser atmosphere than it does now. Yet theoretical models of the ancient Martian climate struggle to produce conditions that would allow liquid water on the Martian surface for many millions of years. One successful model proposes a thick carbon-dioxide atmosphere that also contains molecular hydrogen. How such an atmosphere would be generated and sustained, however, is controversial.

The new study pins the puzzle to a particular place and time, with an on-the-ground check for carbonates in exactly the same sediments that hold the record of a lake about a billion years after the planet formed.

For the past two decades, researchers have used spectrometers on Mars orbiters to search for carbonate that could have resulted from an early era of more abundant carbon dioxide. They have found far less than anticipated.

"It's been a mystery why there hasn't been much carbonate seen from orbit," Bristow said. "You could get out of the quandary by saying the carbonates may still be there, but we just can't see them from orbit because they're covered by dust, or buried, or we're not looking in the right place. The Curiosity results bring the paradox to a focus. This is the first time we've checked for carbonates on the ground in a rock we know formed from sediments deposited under water."

The new analysis concludes that no more than a few tens of millibars of carbon dioxide could have been present when the lake existed, or it would have produced enough carbonate for Curiosity's CheMin to detect it. A millibar is one one-thousandth of sea-level air pressure on Earth. The current atmosphere of Mars is less than 10 millibars and about 95 percent carbon dioxide.

"This analysis fits with many theoretical studies that the surface of Mars, even that long ago, was not warm enough for water to be liquid," said Robert Haberle, a Mars-climate scientist at NASA Ames and a co-author of the paper. "It's really a puzzle to me."

Researchers are evaluating multiple ideas for how to reconcile the dilemma.

"Some think perhaps the lake wasn't an open body of liquid water. Maybe it was liquid covered with ice," Haberle said. "You could still get some sediments through to accumulate in the lakebed if the ice weren't too thick."

A drawback to that explanation is that the rover team has sought and not found in Gale Crater evidence that would be expected from ice-covered lakes, such as large and deep cracks called ice wedges, or "dropstones," which become embedded in soft lakebed sediments when they penetrate thinning ice.

If the lakes were not frozen, the puzzle is made more challenging by the new analysis of what the lack of a carbonate detection by Curiosity implies about the ancient Martian atmosphere.

"Curiosity's traverse through streambeds, deltas, and hundreds of vertical feet of mud deposited in ancient lakes calls out for a vigorous hydrological system supplying the water and sediment to create the rocks we're finding," said Curiosity Project Scientist Ashwin Vasavada of NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California. "Carbon dioxide, mixed with other gases like hydrogen, has been the leading candidate for the warming influence needed for such a system. This surprising result would seem to take it out of the running."

When two lines of scientific evidence appear irreconcilable, the scene may be set for an advance in understanding why they are not. The Curiosity mission is continuing to investigate ancient environmental conditions on Mars. It is managed by JPL, a division of Caltech in Pasadena, for NASA's Science Mission Directorate, Washington. Curiosity and other Mars science missions are a key part of NASA's Journey to Mars, building on decades of robotic exploration to send humans to the Red Planet in the 2030s. For more about Curiosity, visit:


Mars Australis

Mars is many things: Fascinating, scientifically interesting, historically interesting, dry, frozen, weird, inhospitable.

And as much as I like images of the red planet, one adjectival phrase I wouldn’t have immediately thought to match with Mars is “jaw-droppingly artistically gorgeous”. I’ll change that opinion right here and now:

That is the south pole of Mars, as seen by the European Space Agency’s Mars Express orbiter. It’s a combination of blue, green, and infrared images (put together into that stunning picture by Riding with Robots creator Bill Dunford). This exaggerates the ruddy ochre hue of the planet, but magnifies the overall impact of the picture. It’s surreal it looks a lot like the top of the mug of coffee I make myself every morning.

Where you see white is a vast region of permanently frozen water ice, many kilometers thick, covered in winter by a few-meter-deep veneer of frozen carbon dioxide, commonly called dry ice. In the Martian summer, the temperature at the pole gets high enough to turn the dry ice into a gas, but the water ice stays frozen. Not all the dry ice disappears, but even in winter the underlying water ice cap is far thicker than the dry ice above it.

Amazingly, the atmosphere of Mars—which is primarily carbon dioxide—noticeably thickens locally in the summer when the ice cap melts (for whichever hemisphere is experiencing summer at that time). On Earth we have water ice, which melts into a liquid. But carbon dioxide doesn’t melt, it sublimates, turning directly from a solid into a gas. That goes into the tenuous Martian air, thickening it.

Not that it’s any great shakes then either: Air pressure on Mars is only about 1 percent or less of Earth’s. You wouldn’t want to be there without wearing a spacesuit.

I imagine though that the view standing on the pole would be quite spectacular. Someday, perhaps, we’ll get a chance to see for ourselves. Until then, I’m actually rather happy to let our robot proxies do it for us.


Tonton videonya: Moxie Alat Yang Akan Membuat Oksigen Di Planet Mars (Januari 2022).