화성의 기후

Climate of Mars
2007년 로제타가 본 화성

화성의 기후는 수세기 동안 과학적인 호기심의 화두가 되어 왔는데, 부분적으로는 망원경의 도움으로 지구로부터 표면을 직접 관찰할 수 있는 유일한 지상 행성이기 때문이다.

화성은 지구보다 작고, 지구 질량의 11%, 태양에서 지구보다 50% 더 멀지만, 기후는 극지방 빙하의 존재, 계절적 변화, 관측 가능한 날씨 패턴 등 중요한 유사점을 가지고 있다. 그것은 행성학자들과 기후학자들로부터 지속적인 연구를 끌어왔다. 화성의 기후는 주기적인 빙하시대를 포함하여 지구와 유사하지만, 훨씬 낮은 열 관성 같은 중요한 차이점도 있다. 화성의 대기는 약 11km(36,000ft)의 저울 높이로 지구보다 60% 더 크다. 기후는 지구에 생명체가 존재했느냐, 존재했느냐의 문제와 상당히 관련이 있다. 기후는 간략하게 NASA측정 하나near-polar 지역 일부 언론 추측은 화성, 그리고 극지방의 자신이 될 수 있는 caps 세계 warming,[1]의 병렬에 한바탕 겪지만 화성의 평균 온도 실제로 최근 수십년간 식으면을 받고 있었어 할 수 있도록 해 증가했다 승화는지 여부를 나타내는 값 때문에 그 소식에 더 많은 관심을 받았다.e성장기의

화성은 17세기부터 지구 기반 기구에 의해 연구되어 왔으나, 1960년대 중반에야 화성 탐사가 시작된 이래 근거리 관측이 가능해졌다. 플라이바이와 궤도 우주선은 위로부터 데이터를 제공했고, 착륙선과 탐사선은 대기 상태를 직접 측정했다. 오늘날 첨단 지구 궤도 기구는 비교적 큰 기상 현상에 대한 유용한 "큰 그림" 관측을 계속 제공하고 있다.

화성 비행기의 첫 임무는 1965년에 도착한 마리너 4호였다. 조잡한 기구를 단 그 이틀간의 빠른 패스(1965년 7월 14일~15일)는 화성 기후에 대한 지식 상태에 거의 기여하지 못했다. 이후 마리너 임무(마리너 6호, 마리너 7호)는 기본적인 기후정보의 공백을 일부 메웠다. 데이터 기반 기후 연구는 1975년 바이킹 프로그램 착륙선을 시작으로 본격적으로 시작됐으며 화성 정찰 궤도 탐사선과 같은 탐사선을 계속 진행하고 있다.

이 관찰 작업은 화성 일반 순환 모델이라 불리는 과학적인 컴퓨터 시뮬레이션의 한 종류에 의해 보완되었다.[2] MGCM의 몇 가지 다른 반복은 화성에 대한 이해뿐만 아니라 그러한 모델의 한계도 증가시켰다.

역사적 풍토 관측

지아코모 마랄디는 1704년 남모자가 화성의 회전극 중심부가 아니라고 판단했다.[3] 1719년의 반대기간 동안, 마랄디는 극지방의 캡과 시간적 가변성을 모두 관찰했다.

윌리엄 허셜은 1784년 자신의 논문 '화성의 극지방에서의 주목할 만한 외관, 축의 기울기, 극의 위치, 그리고 축의 위치, 그리고 축의 형태, 그리고 축의 형태, 화성의 실제 직경과 대기와 관련된 몇 가지 힌트를 가지고 화성 대기의 낮은 밀도를 추론한 최초의 사람이었다. 화성이 밝기에 아무런 영향도 주지 않고 희미한 두 개의 별을 가까이 지나가는 것처럼 보이자, 허셜은 이것이 화성 주변에 빛을 방해할 대기가 거의 없다는 것을 의미하는 것이라고 정확하게 결론지었다.[3]

호노레 플로거게스가 1809년 화성 표면에서 '황운'을 발견한 것은 화성 먼지 폭풍에 대한 최초의 알려진 관측이다.[4] 플로거게는 또한 1813년 화성의 봄철에 현저한 극빙이 감소하는 것을 관찰했다. 이것은 화성이 지구보다 더 따뜻하다는 것을 의미한다고 그가 추측한 것은 부정확했다.

화성 고생물학

화성 지질학 시간에 현재 사용되고 있는 두 개의 데이트 시스템이 있다. 하나는 분화구 밀도를 기반으로 하며, 세 가지 나이를 가지고 있다. 노아치안, 헤스페리안, 그리고 아마존인. 다른 하나는 광물학 연대표로, 또한 3세 연령을 가지고 있다. 필로시안, 테이키안, 시데리키안.

HesperianAmazonian (Mars)
화성시 시대(수백만 년 전)

최근의 관측과 모델링은 화성의 현재 기후와 대기 상태뿐만 아니라 화성의 과거에 대한 정보도 생산하고 있다. 노아치아 시대의 화성 대기는 오래 전부터 이산화탄소가 풍부하다는 이론이 세워져 있었다. 최근 화성의 점토 광물 퇴적물과 점토 광물 형성 조건의[5] 모델링에 대한 스펙트럼 관측 결과, 그 시대의 점토에는 탄산염이 거의 존재하지 않는 것으로 나타났다. 이산화탄소가 풍부한 환경에서 점토 형성은 항상 탄산염 형성을 동반하지만, 탄산염은 나중에 화산 산도에 의해 용해될 수도 있다.[6]

오퍼튜니티 탐사선과 스피릿 탐사선에 의해 헤마이트와 자로사이트를 포함한 화성에서 수성형 광물이 발견되면서 먼 과거의 기후조건으로 인해 화성의 물이 자유롭게 흐를 수 있다는 결론에 도달했다. 화성에 대한 일부 분화구 충돌의 형태학은 충돌 당시 지면이 젖어 있었음을 나타낸다.[7] 지형학적 관측으로 인해 경관침식률과[8] 화성계곡망이[9] 모두 관측된 것은 노키아 시대의 화성의 온난하고 습한 상태(약 40억년 전)를 강하게 암시한다. 그러나 화성 운석 표본의 화학적 분석에 따르면 화성의 주변 표면 온도가 지난 40억 년 동안 0°C(32°F) 미만일 가능성이 가장 높다.[10]

일부 과학자들은 타르시스 화산의 거대한 질량이 화성의 기후에 큰 영향을 미쳤다고 주장한다. 분출하는 화산은 많은 양의 가스를 방출하는데, 주로 수증기와 이산화탄소를2 배출한다. 화산에 의해 충분한 가스가 방출되어 화성의 초기 대기를 지구보다 더 두껍게 만들었을지도 모른다. 화산은 또한 화성 표면 전체를 덮을 수 있는 충분한 HO를2 120m(390ft)의 깊이까지 방출할 수 있었을 것이다. 이산화탄소는 행성의 온도를 높이는 온실가스로 적외선 방사선을 흡수해 열을 가둔다. 따라서, 타르시스 화산은, CO를2 발산함으로써, 과거에 화성을 더 지구와 비슷하게 만들 수 있었다. 화성은 한때 훨씬 더 두껍고 따뜻한 대기를 가졌을지도 모르며, 바다나 호수가 존재했을 것이다.[11] 그러나 역사상 어느 지점에서나 0°C(32°F) 이상의 온도를 생성하는 화성에 대해 설득력 있는 지구 기후 모델을 만드는 것은 매우 어려운 것으로 입증되었지만,[12] 이는 그러한 모델을 정확하게 교정하는 데 있어 문제를 반영할 수 있다.

화성의 지질학적으로 최근의 극한 빙하시대를 보여주는 증거가 2016년에 발표되었다. 불과 37만년 전만 해도 이 행성은 붉은색보다 흰색으로 나타났을 것이다.[13]

화성 아침 구름 (바이킹 궤도 1, 1976년)

화성의 온도와 순환은 매년 다양하다(대기압과 축방향 기울기가 있는 행성이라면 누구나 예상할 수 있다). 화성은 지구에서 매년 많은 변화를 일으키는 원천인 바다가 부족하다.[clarification needed] 화성 탐사선 카메라 데이터는 1999년 3월에 시작되어 2.5 화성에[14] 걸쳐 화성의 날씨가 지구의 날씨보다 더 반복 가능하고 따라서 예측 가능한 경향이 있다는 것을 보여준다. 한 해에 특정한 시기에 사건이 발생하는 경우, 이용 가능한 데이터(있는 그대로의 파스)는 거의 같은 장소에서 다음 해를 반복할 가능성이 상당히 높다는 것을 나타낸다.

2008년 9월 29일, 피닉스호는 하임달 분화구 근처의 착륙지 위로 4.5 킬로미터(2.8 mi)의 구름에서 내리는 눈을 감지했다. 강수는 땅에 닿기 전에 기화되었는데, 처녀자리라는 현상이다.[15]

구름

피닉스 착륙지 위로 10분(2008년 8월 29일) 동안 이동하는 얼음 구름

화성 먼지 폭풍은 구름이 형성될 수 있는 주변의 대기 중에 미세한 입자들을 자극할 수 있다. 이 구름들은 행성 위로 100km(62mi)까지 매우 높게 형성될 수 있다.[16] 마리너 4호가 보낸 화성의 첫 번째 이미지는 화성의 상층 대기에 보이는 구름들을 보여주었다. 구름은 매우 희미하고 밤하늘의 어둠에 맞서 햇빛을 반사하는 것만 볼 수 있다. 그런 점에서, 그것들은 지구상에서 약 80km(50mi) 상공에서 일어나는, 항성구름이라고도 알려진 중서구름과 비슷하게 보인다.

화성 온도의 측정은 우주 시대를 앞섰다. 그러나 전파천문학의 초기 계측과 기술은 서로 다른 결과를 낳았다.[17][18] 초기 플라이바이 프로브(Mariner 4)와 이후의 궤도 탐사선들은 무선 오컬레이션을 이용하여 공기공학을 수행했다. 분광학에서 이미 추론된 화학적 성분의 경우, 온도와 압력이 파생될 수 있다. 그럼에도 불구하고 플라이 바이 오컬트는 지구에서 본 화성 원반으로부터의 궤적 진입과 출구로 두 개의 트랜섹트를 따라 특성만 측정할 수 있다. 이것은 특정 지역의 특정 시간에 날씨 "스냅샷"을 초래한다. 그리고 나서 궤도선들은 무선 트랜스섹트의 수를 증가시킨다. 이후 이중 마리너 6호와 7호 플라이비스를 시작으로 소련 화성 2호와 3호까지 적외선 탐지기를 탑재해 복사 에너지를 측정했다. 메리너 9호는 1971년 다른 기구와 무선 송신기와 함께 적외선 방사계와 분광계를 화성 궤도에 처음 배치했다. 바이킹 1호와 2호가 그 뒤를 이어 적외선 열매퍼(IRTM)만이 아니었다.[19] 이 임무는 또한 원격 감지 데이터셋을 현장 착륙선 계측학 붐뿐만 아니라 하강하기 위한 고고도 온도 및 압력 센서로 확증할 수 있다.[20][21]

화성의 평균 온도에 대해 상황 값이 다르게 보고되었으며,[22] 공통 값은 -63°C(210K; -81°F)이다.[23][24] 표면 온도는 정오에 적도에서 약 20 °C(293 K; 68 °F), 극지방에서는 약 -153 °C(120 K; -243 °F)[25]의 낮음에 도달할 수 있다. 바이킹 착륙선의 실제 온도 측정 범위는 -17.2°C(256.0K; 1.0°F) ~ -107°C(166K; -161°F)이다. 바이킹 궤도선에 의해 추정된 가장 따뜻한 토양 온도는 27°C(300K; 81°F)[26]이었다. 스피릿 로버는 35°C(308K, 95°F)의 음영에서 최대 주간 공기 온도를 기록했으며, 겨울 경우를 제외하고 0°C(273K, 32°F)를 훨씬 상회하는 온도를 정기적으로 기록하였다.[27]

"야간 대기온도 데이터에 따르면 아직 관측된 모든 북방 봄과 초북방 여름은 (±1°C 이내) 실험 오차 수준 이내와 동일하다"는 보고가 있었지만, 주간 데이터는 매년 최대 6°C까지 온도가 달라지는 등 다소 다른 이야기를 제시하고 있다. 이번 [28]계절 이 낮밤의 불일치는 예상치 못한 것이며 이해할 수 없다"고 말했다. 남부 봄과 여름은 밤 최저 기온의 값을 높이고 낮 최고 온도를 낮추는 먼지 폭풍이 분산을 지배한다.[29] 이로 인해 평균 표면 온도는 소폭(20°C) 감소하고 대기 상온에서는 보통(30°C) 상승한다.[30]

바이킹 임무 이전과 이후, 더 새롭고 더 발전된 화성 온도는 마이크로파 분광법을 통해 지구로부터 결정되었다. 1 아크 분 이하의 마이크로파 빔이 행성의 원반보다 크기 때문에, 그 결과는 전지구 평균이다.[31] 이후 화성 전역 조사관의 열 방출 분광계 및 그보다 작은 정도인 2001년 화성 오디세이의 TESIS는 적외선 측정뿐만 아니라 상호복합 착륙선, 탐사선 및 지구 마이크로파 데이터를 재현할 수 있었다. 화성 정찰궤도선의 화성 기후 경보장치도 대기권 프로파일을 도출할 수 있다. 바이킹 데이터는 이전에 하향 조정되었지만, 데이터 세트는 "바이킹 미션 기간보다 화성의 대기 온도가 전반적으로 더 낮으며, 최근 수십 년 동안 먼지 부하가 더 낮을 것을 암시한다"[32]고 말했다.[33] TES 데이터는 "1997년과 1977년 사이 지구 대기 온도가 급격히 낮아졌다" "화성의 지구 대기권이 기존의 바이킹 기후학에서 나타내는 것보다 더 춥고, 먼지가 덜하며, 구름이 많이 낀다"는 것을 나타내며, 윌슨과 리처드슨의 V 개정도 고려했다.아이킹 데이터.[34]

나중에 비교한 것은 "가장 대표적인 것이 대기 온도의 마이크로파 기록"이라는 것을 인정하면서도 불연속 우주선 기록의 합병을 시도했다. 바이킹 IRTM과 MGS TES 사이의 지구 평균 온도에서 측정 가능한 추세는 보이지 않았다. "바이킹과 MGS 공기 온도는 이 기간 동안 본질적으로 구별할 수 없으며, 바이킹과 MGS 지라들은 본질적으로 동일한 기후 상태로 특징지어진다." 그것은 북반구와 남반구 사이의 "강한 이분법"과 "화성의 연간 순환에 대한 매우 비대칭적인 패러다임: 비교적 시원하고 먼지가 많지 않으며 수증기와 얼음 구름이 상대적으로 많은 북방 봄과 여름, 그리고 보다 따뜻한 공기 온도를 가진 바이킹이 관측한 것과 다소 비슷한 남부 여름을 발견했다.수증기와 수빙이 적고 대기 먼지 농도가 높다."[28]

화성 정찰 궤도선 MCS(Mars Climate Sounder) 계측기는 도착 즉시 짧은 기간 동안 MGS와 공동으로 작동할 수 있었다. 성능이 떨어지는 Mars Odyssey TESIS 및 Mars Express SPICAM 데이터세트를 사용하여 단일의 잘 보정된 레코드에 걸쳐 사용할 수도 있다. MCS와 TES의 온도는 대체로 일정하지만, 조사자들은 분석 정밀도보다 낮은 냉각 가능성을 보고한다.[35] 이 모델링된 냉각을 고려한 결과 MCS MY 28 온도는 TES MY 24 측정치보다 평균 0.9(주간)와 1.7K(야간) 냉각기가 된다.[36]

화성은 역사 초기에 훨씬 더 두껍고 따뜻한 대기를 가지고 있었다고 제안되었다.[37] 이 초기 대기의 많은 부분이 이산화탄소로 이루어져 있었을 것이다. 그런 대기는 적어도 어떤 곳에서는 온도를 물의 빙점 이상으로 올렸을 것이다.[38] 더 높은 온도로 흐르는 물은 지구상에서 흔한 많은 수로와 유출 계곡을 조각할 수 있었을 것이다. 그것은 또한 호수나 어쩌면 바다를 형성하기 위해 함께 모였을지도 모른다.[39] 일부 연구자들은 화성의 대기는 지구보다 몇 배나 더 두꺼웠을 것이라고 제안했지만 2015년 9월에 발표된 연구는 아마도 초기 화성 대기는 이전에 생각했던 것만큼 두껍지 않았을 것이라는 생각을 발전시켰다.[40]

현재 분위기는 매우 희박하다. 여러 해 동안, 지구와 마찬가지로, 초기 이산화탄소의 대부분은 탄산수라고 불리는 미네랄에 갇혀 있다고 가정되었다. 그러나 탄산염을 찾는 궤도를 선회하는 많은 기구들의 사용에도 불구하고, 탄산염 퇴적물은 거의 발견되지 않았다.[40][41] 오늘날, 화성 공기에 있는 이산화탄소의 많은 부분이 태양 바람에 의해 제거되었다고 생각된다. 연구원들은 가스를 우주로 보내는 2단계 과정을 발견했다.[42] 태양의 자외선은 이산화탄소 분자를 타격하여 일산화탄소와 산소로 분해할 수 있다. 자외선의 두 번째 광자는 이후 일산화탄소를 산소와 탄소로 분해하여 행성을 탈출하기에 충분한 에너지를 얻을 수 있다. 이 과정에서 탄소(12C)의 가벼운 동위원소가 대기를 떠날 가능성이 가장 높다. 따라서 대기에 남아 있는 이산화탄소는 무거운 동위원소(13C)로 농축될 것이다.[43] 이 보다 높은 수준의 무거운 동위원소는 큐리오시티 탐사선이 화성에서 발견한 것이다.[44][45] 예를 들어, 게일 크레이터는 만년설 기후를 가지고 있다.

게일 크레이터용 기후 데이터(2012~2015년)
월 얀 2월 3월 4월 5월 준 줄리 8월 9월 10월 11월 12월 연도
높은 °C(°F)를 기록한다. 6
(43) 		6
(43) 		1
(34) 		0
(32) 		7
(45) 		14
(57) 		20
(68) 		19
(66) 		7
(45) 		7
(45) 		8
(46) 		8
(46) 		20
(68)
평균은 °C(°F) −7
(19) 		−20
(−4) 		−23
(−9) 		−20
(−4) 		−4
(25) 		0.0
(32.0) 		2
(36) 		1
(34) 		1
(34) 		4
(39) 		−1
(30) 		−3
(27) 		−5.7
(21.7)
평균은 °C(°F) −82
(−116) 		−86
(−123) 		−88
(−126) 		−87
(−125) 		−85
(−121) 		−78
(−108) 		−76
(−105) 		−69
(−92) 		−68
(−90) 		−73
(−99) 		−73
(−99) 		−77
(−107) 		−78.5
(−109.3)
낮은 °C(°F)를 기록한다. −95
(−139) 		−127
(−197) 		−114
(−173) 		−97
(−143) 		−98
(−144) 		−125
(−193) 		−84
(−119) 		−80
(−112) 		−78
(−108) 		−78
(−109) 		−83
(−117) 		−110
(−166) 		−127
(−197)
출처: Centro de Astrobiologia,[46] Mars Weather,[47] NASA Quest,[48] SpaceDaily[49]

주요 기사: 화성의 대기
화성 – 가장 풍부한 가스 – (Curiosity Rover, Mars 장치의 샘플 분석, 2012년 10월)

저기압

화성 대기는 주로 이산화탄소로 구성되어 있으며 평균 표면압은 약 600 파스칼(Pa)으로 지구의 10만1000 파보다 훨씬 낮다. 이것의 한 가지 효과는 화성의 대기는 지구의 대기보다 주어진 에너지 입력에 훨씬 더 빨리 반응할 수 있다는 것이다.[50] 그 결과 화성은 중력의 영향보다는 태양열 난방에 의해 생성되는 강한 열조의 영향을 받게 된다. 이러한 조수는 전체 대기압의 최대 10%(일반적으로 약 50Pa)까지 유의할 수 있다. 지구의 대기는 주간 조수와 반야간 조수가 비슷하지만, 지구의 대기 질량이 훨씬 크기 때문에 그 효과는 덜 눈에 띈다.

화성의 기온이 영하(0°C(273K; 32°F)에 달할 수 있지만 대기압이 물의 3중점 이하, 수증기로 수랭이 되기 때문에 지구의 대부분에서 액체 상태의 물이 불안정하다. 화성의 가장 큰 분화구인 헬라스 플라니티아 충돌 분지에서는 이에 대한 예외를 들 수 있다. 워낙 깊어서 하단의 대기압이 3중점 이상인 1155Pa에 달하기 때문에 온도가 0℃를 넘으면 액체 상태의 물이 존재할 수 있다.[citation needed]

바람

큐리오시티 로버의 낙하산 펄럭이는 화성 바람(HiRISE/MRO) (2012년 8월 12일~2013년 1월 13일)
화성 더스트 데블 – Amazonis Planitia (2001년 4월 10일) (또한) (02:19)에서.

화성의 표면은 매우 낮은 열 관성을 가지고 있는데, 이것은 태양이 화성에 비치면 빠르게 가열된다는 것을 의미한다. 전형적인 일교차는 극지방에서 벗어나 100K 정도 된다. 지구에서는 바다와 육지 등 열관성이 갑자기 변하는 지역에서 바람이 발달하는 경우가 많다. 화성에 바다는 없지만 토양의 열적 관성이 변화해 지구의 바닷바람과 비슷한 아침저녁 바람이 부는 지역이 있다.[51] Antares 프로젝트 "Mars Small-Scale Weather" (MSW)는 최근 GCMs의 보다 원시적인 토양 모델링으로 인해 현재의 지구 기후 모델(GCMs)에서 몇 가지 사소한 약점을 찾아냈다. "화성에서는 땅과 등에 대한 열 유입이 상당히 중요하기 때문에 토양 계획은 상당히 정확해야 한다."[52] 그러한 약점들은 수정되고 있고 더 정확한 미래 평가로 이어져야 하지만, 화성의 기후를 모형화한다는 오래된 예측에 계속 의존하는 것은 다소 문제가 있다.

낮은 위도에서 해들리 순환은 지배적이며, 지구상에서 무역 바람을 일으키는 과정과 본질적으로 동일하다. 높은 위도에서 바로클린 압력파라고 불리는 일련의 고기압 지역과 저기압 지역이 날씨를 지배한다. 화성은 지구보다 더 건조하고 더 춥고, 그 결과 이러한 바람으로 인해 발생하는 먼지는 씻을 수 있는 강수량이 없기 때문에 지구보다 대기 중에 더 오래 머무르는 경향이 있다(CO2 강설 제외).[53] 이런 사이클론 폭풍 중 하나가 최근 허블우주망원경에 포착됐다(아래 사진).

화성과 지구의 해들리 순환의 주요한 차이점들 중 하나는 그들의 속도가[54] 뒤집히는 시간 척도로 측정된다는 것이다. 화성의 뒤집히는 시간은 화성의 100일 정도인 반면 지구에서는 1년이 넘는다.

먼지폭풍

참고 항목: 화성 토양 § 대기 먼지
화성 먼지폭풍 – 광학 깊이 tau – 2018년 5월 ~ 9월
(화성 기후 경보 발생기; 화성 정찰 위성)
(1:38, 애니메이션, 2018년 10월 30일, 파일 설명)
화성(전/후) 먼지 폭풍
(2018년 7월)

1971년 메리너 9호 탐사선이 화성에 도착했을 때 과학자들은 표면 디테일의 아삭아삭한 새로운 사진들을 볼 수 있을 것으로 기대했다. 대신 그들은 거대한 화산 올림푸스 몬스 만이 안개 위에 보이는 것과 함께 행성 전체에 가까운[55] 먼지 폭풍을 보았다. 이 폭풍은 한 달 동안 지속되었는데, 과학자들이 그 후 알게 된 사건은 화성에서 꽤 흔하다. 메리너 9, 제임스 B의 데이터를 사용하여. 폴락 등은 1973년 화성 먼지폭풍의 메커니즘을 제안했다.[56]

화성의 먼지 폭풍.
2018년 6월 6일.[57]
2012년 11월 25일
2012년 11월 18일
오퍼튜니티 및 큐리오시티 로버의 위치가 기록된다(MRO).
2001년 헬라스 분지 폭풍
오퍼튜니티 탐사선이 화성 30일 이상 동안 관찰한 화성 지평선의 시간 경과 복합체는 2007년 7월 황사 폭풍이 얼마나 많은 햇빛을 차단했는지 보여준다. 타우의 4.7은 99%의 햇빛이 차단되었음을 나타낸다.

표면에서 바이킹 우주선이 관측한 바에 따르면,[29] "지구적 먼지 폭풍이 부는 동안 주간 온도 범위가 50°C에서 약 10°C로 급격히 좁혀졌고, 풍속이 상당히 빨라졌다. 실제로 폭풍우가 온 지 1시간 만에 17m/s(61km/h)까지 증가했고, 돌풍은 최대 26m/s(94km/h)까지 불어났다. 그럼에도 불구하고 두 현장에서는 실제 자재 이송이 관찰되지 않았으며, 먼지가 쌓이면서 표면 재료의 밝기가 점차 밝아지고 대비가 상실될 뿐이다." 2001년 6월 26일 허블우주망원경이 화성의 헬라스 분지(오른쪽 사진)에서 분진폭풍이 일고 있는 것을 발견했다. 하루 후 폭풍은 "폭발"되어 세계적인 사건이 되었다. 궤도 측정 결과 이 먼지 폭풍은 표면의 평균 온도를 낮추고 화성의 대기 온도를 30K 상승시킨 것으로 나타났다.[30] 화성 대기의 밀도가 낮다는 것은 지표면에서 먼지를 끌어올리기 위해서는 18~22m/s(65~79km/h)의 바람이 필요하다는 것을 의미하지만 화성이 워낙 건조하기 때문에 먼지가 지구보다 훨씬 더 오래 대기할 수 있고, 곧 비가 와서 밀려나기도 한다. 그 다음 계절은 먼지 폭풍이 평균보다 4K 낮은 낮 기온을 4K 낮췄다. 이는 먼지의 폭풍으로 인해 전세계적으로 옅은 색의 먼지를 덮어 화성의 알베도가 일시적으로 증가했기 때문으로 분석됐다.[58]

2007년 중반, 행성 전역의 먼지 폭풍이 태양 전지판이 제공하는 에너지의 양을 줄이고 폭풍이 사라지기를 기다리는 동안 대부분의 과학 실험을 중단해야 함으로 인해 태양열 정령과 기회 화성 탐사 로봇에 심각한 위협이 되었다.[59] 먼지폭풍 이후, 로봇들은 배열에 먼지가 정착되어 전력이 현저히 감소하였다.[60]

2001년 6월(왼쪽), 2001년 7월(오른쪽)에 지구먼지 폭풍우가 없는 화성(마스 글로벌 서베이서브)에서 보듯 화성(마스 글로벌 서베이어)에서 볼 수 있다.

먼지 폭풍은 혹성기 동안 가장 흔하며, 혹성기 동안보다 40% 더 많은 햇빛을 받는다. 수면 중 얼음 구름이 대기 중에 형성되어 먼지 입자와 상호작용하고 행성의 온도에 영향을 미친다.[61]

2018년 5월 하순에 대규모의 먼지 폭풍이 시작되어 6월 중순 현재 지속되고 있다. 2018년 6월 10일까지는 탐사선 오퍼튜니티가 견뎌낸 2007년 먼지 폭풍보다 더 심한 폭풍이 몰아쳤다.[62] 2018년 6월 20일, NASA는 먼지 폭풍이 지구 전체를 완전히 덮을 정도로 증가했다고 보고했다.[63][64]

1950년대 이후 관찰된 바에 따르면 화성의 특정 해에 행성 전체의 먼지 폭풍이 일어날 확률은 대략 3분의 1 정도라고 한다.[65]

먼지 폭풍은 화성의 물 손실을 초래한다. 화성 정찰궤도선을 이용한 먼지폭풍 연구는 화성에서 발생한 물 손실 중 10%가 먼지폭풍에 의한 것일 수 있다는 것을 시사했다. 화성 정찰궤도선에 탑승한 기구는 지구상의 먼지 폭풍우 동안 매우 높은 고도에서 관측된 수증기를 감지했다. 그러면 태양의 자외선은 수소와 산소로 물을 분해할 수 있다. 물 분자에서 나온 수소가 우주로 빠져나간다.[66][67][68] 가장 최근 물에서 원자수소가 손실된 것은 주로 물을 상층 대기권으로 직접 운반하는 계절적 과정과 먼지폭풍에 의한 것으로 밝혀졌다.[69][70]

대기 전기

화성 먼지 폭풍은 대기중의 전기 현상으로 이어질 수 있다고 생각된다.[71][72][73] 먼지 알갱이는 땅이나 다른 알갱이와 충돌할 때 전기적으로 충전되는 것으로 알려져 있다.[74] 지구상의 실험실 규모의 먼지 흐름과 전면적인 먼지 악마의 이론적, 계산적, 실험적 분석은 번개를 포함한 자가 유도 전기는 먼지가 가득한 난류에서 흔히 나타나는 현상임을 보여준다.[75][76][77] 화성의 경우, 이러한 경향은 대기의 저기압에 의해 복합될 것이고, 이것은 고장에 필요한 훨씬 더 낮은 전기장으로 변환될 것이다. 그 결과, 공기역학적 분진 분진과 매크로 스케일의 분진 분진은 지상의 먼지 구름에서 국소적인 전기적 고장을 일으키기에 충분히 큰 전하 분리로 이어질 수 있다.[78]

1억6800만개의 전기충전 관성분진 입자가 적재된 난류의 직접 수치해석

그럼에도 불구하고, 태양계의 다른 행성들과 대조적으로, 이러한 가설을 증명하기 위해 화성 표면에는 어떠한 현장 측정도 존재하지 않는다.[79] 이러한 미지의 실체를 최초로 해명하려는 시도는 2016년 엑소마스 임무의 스키아파렐리 EDM 착륙선에 의해 이루어졌다. 이 착륙선은 화성의 먼지 전기 전하와 대기 전기장을 측정하기 위한 관련 탑재 하드웨어를 포함했다. 하지만 2016년 10월 19일 자동 착륙 도중 착륙선이 고장 나 화성 표면에 추락했다.

염분화

지질 염분화 과정은 대기 중에 미립자를 추가하기 위한 메커니즘으로서 화성에서 상당히 중요하다. MER 스피릿 로버에서 염분화 모래 입자가 관찰되었다.[80] 이론과 실제 세계의 관찰은 서로 일치하지 않았고, 고전 이론은 실제 세계의 염분 입자의 절반까지 누락되었다.[81] 실제 세계의 관찰과 더 밀접하게 일치하는 모델은 염분화 입자가 염분화 효과를 증가시키는 전기장을 생성한다는 것을 시사한다. 화성 알갱이는 지구 알갱이보다 100배 더 높고 긴 궤도에서 소금에 절이고 5~10배 더 높은 속도에 도달한다.[82]

북쪽 환상구름 반복

화성에 있는 거대한 극지 구름의 허블 시야

화성 북극지방에는 매년 화성의 거의 같은 시기에 비슷한 크기의 커다란 도넛 모양의 구름이 나타난다.[83] 그것은 아침에 형성되어 화성의 오후쯤에 소멸된다.[83] 구름의 외경은 대략 1,600 km (1,000 mi)이고, 안쪽 구멍이나 눈은 320 km (200 mi)이다.[84] 구름은 수빙으로 이루어져 있다고 생각되어,[84] 더 흔한 먼지 폭풍과는 달리, 색이 희다.

허리케인과 비슷한 사이클론 폭풍처럼 보이지만 회전하지는 않는다.[83] 구름은 북쪽 여름과 높은 위도에 나타난다. 이는 북극 부근의 독특한 기후 조건 때문이라는 추측이 나온다.[84] 사이클론 같은 폭풍은 바이킹 궤도 지도 프로그램에서 처음 발견되었지만, 북쪽의 환상 구름은 거의 3배 더 크다.[84] 이 구름은 허블과 화성 탐사선을 포함한 다양한 탐사선과 망원경으로도 감지되었다.[83][84]

다른 반복적인 사건들은 먼지 폭풍과 먼지 악마들이다.[84]

메탄 존재

주요 기사: 화성의 메탄
화성의 메탄의 출처는 알려지지 않았다; 화성의 메탄의 발견은 여기에 보여진다.

메탄(CH4)은 현재 화성의 산화 대기에서 화학적으로 불안정하다. 그것은 태양의 자외선과 다른 기체와의 화학적 반응으로 인해 빠르게 분해될 것이다. 따라서 대기 중에 메탄의 지속적인 존재는 가스를 지속적으로 보충할 수 있는 공급원의 존재를 의미할 수 있다.

2003년 NASA 고다드 우주비행센터 팀이 화성 대기에서 메탄의 미량(ppb)을 처음 보고했다.[85][86] 2003년과 2006년에 취해진 관측치들 사이에 많은 차이가 측정되었는데, 이는 메탄이 국지적으로 농축되어 있고 아마도 계절에 따라 존재할 것이라는 것을 시사했다.[87] 2014년 NASA는 큐리오시티 탐사선이 2013년 말과 2014년 초에 주변 대기 중 메탄(metan)이 10배 증가('spike')한 것을 발견했다고 보고했다. 이 기간 동안 두 달 동안 네 번의 측정은 평균 7.2ppb로 화성이 미지의 원천에서 메탄을 생산하거나 방출하고 있음을 시사했다.[88] 그 전과 그 후의 판독치는 평균 그 정도의 10분의 1 수준이었다.[89][90][88] 2018년 6월 7일, NASA는 대기 메탄의 배경 수준의 주기적인 계절 변화를 발표했다.[91][92][93]

큐리오시티 탐사선은 대기 메탄에서 주기적인 계절적 변화를 감지했다.

화성의 메탄 원산의 주요 후보지는 물암 반응, 물의 방사분해, 피시처-트로프슈2 합성을 통해 메탄과 다른 탄화수소를 발생시킬 수 있는 H를2 생성하는 비생물학적 과정이다.[94] 화성에 흔히 있는 것으로 알려진 물과 이산화탄소, 미네랄 올리빈 등이 포함된 공정에 의해 메탄이 생성될 수 있다는 사실도 밝혀졌다.[95]

메탄오균과 같은 살아있는 미생물은 또 다른 가능한 원천이지만, 화성에서는 그러한 미생물의 존재에 대한 증거가 발견되지 않았다.([96][97][98]보기: 생명체 온 마스#메탄)

이산화탄소 조각

화성 정찰궤도선 이미지는 화성의 독특한 기후를 바탕으로 특이한 침식 효과가 발생한다는 것을 암시한다. 특정 지역에서 봄을 따뜻하게 하면 CO2 얼음이 승화되고 위로 흘러 올라가 '거미 굴리'라고 불리는 매우 특이한 침식 패턴을 만들어낸다.[99] 반투명 CO2 얼음은 겨울 동안 형성되며 봄 햇빛이 표면을 따뜻하게 할 때, 반투명 CO2 얼음 아래 위로 흐르는 가스로 CO를2 증발시킨다. 그 얼음의 약점은 이산화탄소2 간헐천으로 이어진다.[99]

산들

플래닛 화성의 휘발성 가스(Curiosity Rover, 2012년 10월)

화성 폭풍은 화성의 큰 산맥의 영향을 많이 받는다.[100] 올림푸스 몬스(26km(85,000피트)를 보유한 기록적인 산과 같은 개별적인 산들은 지역 날씨에 영향을 줄 수 있지만, 더 큰 기상 영향은 타르시스 지역의 화산이 더 많이 수집되었기 때문이다.

산을 포함하는 독특한 반복적인 기상 현상은 아르시아 몬스 상공에 형성되는 나선형의 먼지 구름이다. 아르시아 몬스 상공의 나선형 먼지 구름은 화산 상공 15~30km(4만9000~98,000ft)까지 치솟을 수 있다.[101] 화성의 한 해 동안 아르시아 몬스 주위로 구름이 존재하며, 늦여름에 정점을 이룬다.[102]

산을 둘러싼 구름은 계절적 변동성을 나타낸다. 올림푸스 몬스와 아스크레아스 몬스의 구름은 북반구 봄과 여름에 나타나며, 늦은 봄에 각각 약 90만2 km와 100만2 km의 최대 면적에 도달한다. 알바 파테라와 파보니스 몬스 주변의 구름은 늦여름에 추가적인 작은 봉우리를 보여준다. 겨울에는 구름이 거의 관찰되지 않았다. 화성종합순환모형의 예측은 이러한 관측과 일치한다.[102]

폴라 캡

화성의 축방향 기울기가 지금보다 더 컸다고 여겨지는 210만~40만 년 전 빙하기 시대에 화성이 어떻게 보였을까.
화성의 극지방에서 발견되는 많은 노출된 얼음층 중 하나인 플라눔 보룸의 올림피아 루페스의 하이라이즈 뷰. 표시된 폭: 1.3km(0.8마일)
화성의 남극 얼음판에서 이산화탄소2 간헐천 분출로 형성된 '어두운 모래언덕 스팟'과 부채의 하이라이즈 이미지.

화성의 북극과 남극에는 빙하가 있는데, 이것은 주로 물 얼음으로 이루어져 있다. 그러나 화성의 표면에는 얼린 이산화탄소(건조 얼음)가 존재한다. 드라이아이스는 겨울에만 북극권(Planum Boreum)에 축적돼 여름에 완전히 승화되며, 남극권에는 최대 8m(25피트) 두께의 영구 드라이아이스 커버가 추가된다.[103] 이 차이는 남극의 고도가 높기 때문이다.

대기의 많은 부분이 겨울 극지방에서 응축되어 기압이 평균값의 3분의 1까지 변화할 수 있다. 이러한 응축과 증발로 인해 대기 중 불필요한 가스의 비율이 역적으로 변화할 것이다.[53] 화성 궤도의 편심성은 다른 요인뿐만 아니라 이 사이클에도 영향을 미친다. 이산화탄소 승화 과정으로 인한 봄, 가을바람은 위에서 언급된 세계적인 먼지 폭풍의 원인이 될 수 있을 정도로 강하다.[104]

북극모자는 화성의 북부 여름 동안 약 1,000 km의 지름을 가지고 있으며,[105] 약 160만 입방 킬로미터의 얼음을 포함하고 있는데, 만약 이 북극모자에 고르게 퍼지면 두께는 2 km가 된다.([106]이것은 그린란드 빙상의 부피 285만 입방 킬로미터와 비교된다.) 남쪽의 극지모는 지름이 350km, 최대 두께가 3km이다.[107] 두 극지방 캡 모두 처음에는 차등 태양열 가열의 결과로 형성되는 것으로 생각되었던 나선형 수조를 얼음의 승화와 수증기의 응축과 결합하여 보여준다.[108][109] 최근 SARAD의 얼음 침투 레이더 데이터를 분석한 결과 나선형 수조가 극고도에서 고밀도 카타바틱 바람이 내려와 얼음을 운반하고 큰 파장 베드폼을 만들어내는 독특한 상황에서 형성되는 것으로 나타났다.[110][111] 나선형 모양은 바람의 코리올리 효과에서 오는 것인데, 마치 지구의 나선형 바람이 허리케인을 형성하는 것과 같다. 수조는 만년설과 함께 형성되지 않았다. 대신 만년설과 오십만년 전에 만년설로 시작되었는데, 만년설의 4분의 3이 제자리에 놓여졌다. 이것은 기후 변화가 그들의 시작을 허용했다는 것을 암시한다. 폴라캡 둘 다 화성 계절의 기온 변동에 따라 수축하고 재생된다; 또한 현대 시대에 더 잘 이해되는 장기적 경향도 있다.

남반구 스프링 동안 남극의 드라이아이스 퇴적물의 태양열 가열은 어두운 기질에 의한 방사선 흡수로 따뜻해진 반투명 얼음 표면 아래에 가압된 CO2 가스가 축적되는 곳으로 이어진다. 필요한 압력에 도달한 후 가스는 간헐천 같은 깃털로 얼음을 통해 폭발한다. 분출이 직접 관찰되지는 않았지만, 분출로 인해 높이 운반되는 모래와 먼지와 분출하는 가스에 의해 얼음 아래로 생성되는 거미 같은 형태의 홈을 나타내는 "어두운 모래점"과 얼음 위에 가벼운 부채의 형태로 증거를 남긴다.[112][113] (화성의 간헐천 참조) 보이저 2호가 트리톤에서 관측한 질소 가스의 분출은 유사한 메커니즘에 의해 발생하는 것으로 생각된다.

두 폴라캡 모두 현재 누적되고 있으며, 밀란코비치가 약 40만년과 400만년의 시간대에 자전거를 탄다는 것을 확인할 수 있다. 화성 정찰궤도선 SARAD의 소리는 총 캡 증가량이 연간 약 0.24km3임을 나타낸다. 이 중 92%인 ~0.86mm/년이 북쪽으로 가고 있는데,[114] 화성의 오프셋 해들리 순환은 북쪽에 있는 휘발성 물질의 비선형 펌프 역할을 하기 때문이다.

태양풍

화성은 약 40억년 전에 자기장의 대부분을 잃었다. 그 결과 태양풍과 우주복사선은 화성 전리층과 직접 상호작용한다. 이것은 태양풍 작용이 외부 대기층의 원자를 지속적으로 제거함으로써 대기를 그렇지 않을 때보다 얇게 유지시킨다.[115] 화성의 역사적인 대기 손실 대부분은 이러한 태양풍 효과로 거슬러 올라갈 수 있다. 현재의 이론은 약해지는 태양 바람을 상정하고 있기 때문에 오늘날의 대기 박토 효과는 태양풍이 강했던 과거의 그것보다 훨씬 적다.[citation needed]

계절들

참고 항목: 화성에서의 천문학 § 시즌
봄에는 얼음의 승화로 인해 얼음층 아래로부터의 모래가 계절 얼음 위에 부채꼴 모양의 퇴적물을 형성하게 된다.[clarification needed]

화성의 축 기울기는 25.2° 지구와 마찬가지로 화성에도 계절이 있다는 뜻이다. 화성 궤도의 편심률은 0.1로 현재 지구 궤도 편심률인 약 0.02보다 훨씬 크다. 이 큰 기이성으로 인해 화성의 오만은 행성이 태양을 공전함에 따라 달라진다. (화성의 해는 687일, 대략 지구 2년 동안 지속된다.) 지구에서와 마찬가지로 화성의 부침은 계절에 지배하지만, 큰 기이성 때문에 남반구의 겨울은 길고 추운 반면 북반구의 겨울은 짧고 비교적 따뜻하다.

이제 화성의 궤도 기울기가 지금과 매우 다를 때 축적된 얼음으로 생각된다.(행성이 회전하는 축은 시간이 지남에 따라 각도가 변한다는 뜻의 상당한 '바블'을 가지고 있다.)[116][117][118] 몇 백만년 전 화성의 축 기울기는 현재의 25도 대신 45도였다. 부조화라고도 불리는 그것의 기울기는 지구의 달처럼 그것의 두 작은 달이 안정시킬 수 없기 때문에 크게 변화한다.

화성의 많은 특징들, 특히 이스메니우스 라쿠스 사분면에 있는 많은 특징들은 많은 양의 얼음을 포함하고 있는 것으로 생각된다. 얼음의 기원에 가장 인기 있는 모델은 행성의 회전축 기울기의 큰 변화에 따른 기후 변화다. 때로는 80도 이상 기울기도 했다.[119][120] 기울기의 큰 변화는 화성의 많은 얼음으로 가득한 특징들을 설명해준다.

연구 결과 화성의 기울기가 현재 25도에서 45도에 이르면 극지방에서 더 이상 얼음이 안정되지 않는 것으로 나타났다.[121] 나아가 이 높은 기울기에서 고체 이산화탄소(건식 얼음) 저장소가 승화하여 대기압을 높인다. 이렇게 압력이 높아지면 대기 중에 더 많은 먼지가 쌓일 수 있다. 대기 중의 습기는 눈이나 얼음처럼 먼지 알갱이 위로 떨어질 것이다. 계산 결과 이 물질은 중위도에 집중될 것으로 보인다.[122][123] 화성 대기의 일반적인 순환 모델은 얼음이 풍부한 특징이 발견되는 동일한 지역에 얼음이 풍부한 먼지가 축적될 것으로 예측한다.[120] 경사가 더 낮은 값으로 돌아가기 시작하면 얼음은 승화하여(직접 기체로 돌린다) 먼지의 지체를 남긴다.[124][125] 시차 침전물은 기초 재료를 덮기 때문에 높은 기울기 수준의 각 사이클마다 얼음이 풍부한 맨틀이 뒤에 남아 있다.[126] 매끄러운 표면 맨틀 층은 아마도 상대적인 최근의 물질만을 나타낼 것이다. 아래는 때때로 하늘에서 떨어지는 이 매끄러운 맨틀에 있는 층들의 이미지들이다.

  • 매끄러운 맨틀은 파에톤티스 사분면에 있는 분화구의 일부를 덮고 있다. 레이어링은 맨틀이 여러 번 침전된 것을 암시한다.

  • 맨틀 레이어의 이전 이미지 확대. 4~5겹의 층이 보인다. 하이위시 프로그램에서 찍은 사진.

계절의 균등하지 않은 길이를 나타냄
계절 마스 솔스 어스 데이즈
북부 봄, 남부 가을 193.30 92.764
북쪽 여름, 남쪽 겨울 178.64 93.647
북쪽 가을, 남쪽 봄 142.70 89.836
북쪽 겨울, 남쪽 여름 153.95 88.997

부조화와 기이성의 정렬에서 전이가 일어나면 지구온난화와 냉각('대단한' 여름과 겨울)이 일어나며, 그 기간은 17만년이다.[127]

지구와 마찬가지로 화성의 부류는 기후의 오랜 변화를 가져올 수 있는 주기적인 변화를 겪는다. 다시 한번 화성에 미치는 영향은 큰 달의 안정화 효과가 부족하기 때문에 더욱 뚜렷하게 나타난다. 결과적으로, 부피질은 45°만큼 변할 수 있다. 프랑스 국립과학연구센터의 자크 라스카르는 이러한 주기적인 기후변화의 영향은 화성 북극의 만년설의 층화된 특성에서 볼 수 있다고 주장한다.[128] 현재 연구에 따르면 화성은 10만년 이상 지속된 따뜻한 간빙기에 있다.[129]

화성 글로벌 조사관은 화성 4년 동안 화성을 관찰할 수 있었기 때문에 화성 날씨가 해마다 비슷하다는 것이 밝혀졌다. 어떤 차이도 화성에 도달한 태양 에너지의 변화와 직결되었다. 과학자들은 심지어 비글 2호가 착륙하는 동안 발생할 먼지 폭풍을 정확하게 예측할 수 있었다. 지역적 먼지폭풍은 먼지가 있는 곳과 밀접한 관련이 있는 것으로 밝혀졌다.[130]

최근의 기후 변화에 대한 증거

남극 대륙 빙하의 구덩이 (MGS 1999, NASA)

지난 몇 년 동안 남극(Planum Australe)을 중심으로 지역적 변화가 있었다. 1999년 화성 글로벌 조사관은 화성 남극의 얼어붙은 이산화탄소 층에 있는 구덩이를 촬영했다. 이 구덩이들은 인상적인 모양과 방향성 때문에 스위스 치즈 특징으로 알려지게 되었다. 2001년, 이 우주선은 같은 구덩이를 다시 촬영했고 그들이 화성 한 해에 약 3미터 후퇴하면서 더 크게 성장했다는 것을 발견했다.[131] 이러한 특징은 드라이아이스층의 승화에 의해 발생하여 불활성수빙층이 노출된다. 보다 최근의 관측은 화성의 남극의 얼음이 계속해서 승화되고 있다는 것을 보여준다.[132] 얼음의 구덩이는 화성 1년에 약 3미터씩 계속 자란다. 말린은 화성의 조건이 현재 새로운 얼음 형성에 도움이 되지 않는다고 말한다. NASA의 보도 자료는 화성에 "기후 변화가 진행 중"[133]이라는 것을 나타낸다. 화성 탐사선 카메라로 관측한 결과, 과학자들은 마리너 9호와 화성 글로벌 탐사선 임무 사이에 드라이아이스가 일부 쌓였을 것으로 추측했다. 현재의 손해율을 기준으로 볼 때, 현재의 예금은 백년 후에 없어질지도 모른다.[130]

지구상의 다른 곳에서는 저위도 지역은 현재의 기후 조건을 주었어야 하는 것보다 더 많은 수빙을 가지고 있다.[134][135][136] NASA 제트추진연구소의 프로젝트 과학자 제프리 플로트는 2003년 논피어(non-peer) 리뷰를 통해 "마스 오디세이는 화성의 최근 기후 변화의 징후를 보여주고 있다"고 말했다.

귀인 이론

극의 변화

Colaprete 등은 화성 남극 주변의 지역 기후가 현재 불안정할 수 있다는 것을 보여주는 화성 일반 순환 모델을 사용하여 시뮬레이션을 실시했다. 시뮬레이션된 불안정성은 지역의 지형에 뿌리를 두고 있어 저자들은 극빙의 승화가 세계적인 현상이라기보다는 국지적인 현상이라고 추측하게 된다.[137] 연구원들은 태양 광도가 일정하더라도 극지방은 얼음이 쌓이거나 없어지는 상태 사이를 점프할 수 있다는 것을 보여주었다. 상태 변경의 트리거는 대기 중 먼지 부하가 증가하거나 극지방 캡에 얼음 침적으로 인한 알베도 변화일 수 있다.[138] 이 이론은 2001년 글로벌 먼지폭풍 이후 얼음이 퇴적되지 않아 다소 문제가 있다.[58] 화성종합순환모델의 정확도가 현상의 규모가 국지적으로 커질수록 떨어진다는 점도 문제다.

"관측된 남극 얼음 커버의 지역적 변화는 거의 확실히 지구적 현상이 아닌 지역적 기후 변화 때문이며, 외부 강제력과 명백히 무관하다"[127]는 주장이 제기되어 왔다. Oliver Morton 수석 뉴스앤피쳐스 편집장은 네이처 뉴스스토리에 "기후 수용자들에 의해 다른 태양체들의 온난화가 고착되고 있다"고 말했다. 화성의 경우, 온난화는 먼지가 날아다니며 낮에 뜨거워지는 검은 기저암 덩어리들을 발견하는 것으로 보인다."[58][139]

기후대

지구 기후 지역은 우선 식생 집단의 분포에 기초하여 블라디미르 쾨펜에 의해 정의되었다. 기후 분류는 더 나아가 온도, 강우량, 그리고 기온과 강수량의 계절적 분포의 차이에 기초하여 세분화된다; 그리고 높은 고도에서와 같은 외부 기후에 대해서는 별도의 집단이 존재한다. 화성은 식물도, 강우량도 없기 때문에 기후 분류는 오직 온도에 근거할 수 있다. 시스템의 추가 개선은 먼지 분포, 수증기 함량, 눈의 발생에 기초할 수 있다. 태양 기후 구역은 화성에 대해서도 쉽게 정의할 수 있다.[140]

현재 미션

2001 Mars Odyssey는 현재 화성의 궤도를 돌고 있으며, TES 기기로 지구 대기 온도 측정을 하고 있다. 화성 정찰궤도선은 현재 궤도로부터 매일 날씨와 기후 관련 관측을 받고 있다. 그 악기 중 하나인 화성 기후 경보 발생기는 기후 관측 작업에 특화되어 있다. MSL은 2011년 11월 발사돼 2012년 8월 6일 화성에 착륙했다.[141] 궤도 탐사선 MAVEN, 망갈리안, TGO는 현재 화성의 궤도를 선회하고 있으며 화성의 대기를 연구하고 있다.

큐리오시티 로버 – 화성 게일 분화구의 온도, 압력, 습도(2012년 8월~2013년 2월)
온도
압력
습도

참고 항목

참조

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외부 링크