Kryterium Kaczorowskiej Wilgotności: Definicja i Znaczenie

Szczegóły: Opublikowano: 24. March 2026

Wilgotność powietrza jest jednym z kluczowych elementów meteorologicznych, mających wpływ na pogodę i klimat. Zrozumienie tego parametru jest istotne zarówno w kontekście ziemskim, jak i planetarnym, takim jak Mars.

Pomimo podobieństw Marsa do Ziemi pod kątem długości doby gwiazdowej i doby słonecznej oraz kąta nachylenia osi planety do płaszczyzny ekliptyki, atmosfera, pogoda i klimat obu planet są odmienne. Mars jest najlepiej - oprócz Ziemi - poznaną planetą w Układzie Słonecznym. Wysłano w jego kierunku dziesiątki sond, a w nieodległej przyszłości rozważa się załogową ekspedycję na Marsa.

Atmosfera Marsa: Skład i Charakterystyka

Mars charakteryzuje się rzadką atmosferą złożoną w dużej mierze z dwutlenku węgla i odrobiny tlenu. Atmosfera Marsa zbudowana jest przede wszystkich z CO2, który stanowi aż 95,32%. Ciśnienie atmosferyczne przy powierzchni planety waha się od 6 hPa do 8-10 hPa.

Skład chemiczny atmosfery Marsa:

Dwutlenek węgla (CO2): 95,32%
Azot (N2): 2,7%
Argon (Ar): 1,6%
Tlen (O2): 0,13%
Tlenek węgla (CO): 0,08%
Para wodna (H2O): 0,03%
Neon (Ne): 0,00025%

Mechanizmy Utraty Atmosfery

Na obecny stan atmosfery poszczególnych planet typu ziemskiego wpłynęło wiele czynników. W długich skalach czasu atmosfera nie jest niezmienna. W dłuższej perspektywie czasowej następować może zjawisko odparowania atmosfery, czyli ucieczki jej składników w przestrzeń kosmiczną.

Istnieje kilka czynników powodujących odparowywanie atmosfery:

Przeczytaj także: Poradnik: walka z wilgocią w mieszkaniu

Ucieczka Jeansa: Ucieczka termiczna składników mieszaniny gazowej. Aby cząstki gazu zalegającego w górnej części atmosfery mogły z niej uciec muszą osiągnąć prędkość równą co najmniej prędkości ucieczki. Czas po jakim znaczną część danego gazu ulotni się z atmosfery zależy od temperatury podstawy egzosfery, która jest podstawowym parametrem decydującym o tempie utraty znacznej ilości gazu z atmosfery.
Reakcje chemiczne: Reakcje zachodzące między cząsteczkami, które mogą prowadzić do osiągnięcia prędkości ucieczki. Ten mechanizm był odpowiedzialny za ucieczkę tlenu i azotu z atmosfery Marsa.
Jonizacja gazu: Jonizacja gazu na dużej wysokości w atmosferze. Zjonizowane cząstki gazu mogą poruszać się w polu magnetycznym magnetosfery planety, które następnie są porywane przez docierający do planety wiatr słoneczny. Mars nie posiada wyraźnej magnetosfery, co intensyfikuje proces odzierania go z atmosfery przez wiatr słoneczny.
„Skwierczenie” (sputtering): Ultrafioletowe światło ze Słońca wybija elektron z cząstek atmosfery Marsa, powstały jon wiatr słoneczny wywiewa na większe odległości od planety. Wiatr słoneczny jest namagnesowany, zatem uniesione przezeń jony mogą wirować i zderzać się z kolejnymi cząsteczkami atmosfery, i wybijać je ponad nią.
Wyrzuty koronalne (CME): Na Marsie na przestrzeni setek milionów lat prawdopodobnie przyczynił się do utraty większości atmosfery.

Struktura Pionowa Atmosfery Marsa

Pionowa struktura Marsa została określona w oparciu o kryteria aerologiczne, podobnie jak w wypadku atmosfery ziemskiej. W atmosferze Marsa możemy wyodrębnić trzy warstwy:

Dolna atmosfera: Rozciąga się od powierzchni planety do poziomu izobarycznego 2 hPa, czyli wysokości 50 km. W tej warstwie atmosfery obserwuje się spadek temperatury.
Środkowa warstwa atmosfery: Rozciąga się powyżej dolnej atmosfery, aż do wysokości 100 km. Obserwowane zmiany temperatury w tej warstwie atmosfery spowodowane są pływami i falami atmosferycznymi.
Górna warstwa atmosfery (termosfera): Rozciąga się powyżej 100 km. Temperatura w tej warstwie atmosfery rośnie, a to za sprawą pochłaniania promieniowania UV. W atmosferze marsjańskiej nie występuje warstwa ozonowa lub warstwa innego rodzaju absorbentu.

Marsjańska homopauza znajduje się na wysokości 125 km.

Warstwa Graniczna Atmosfery

W dolnej warstwie atmosfery, w jej najniższej części przylegającej do podłoża, rozpościera się warstwa graniczna atmosfery. Jej grubość waha się od 1 do 10 km. W ciągu dnia w warstwie tej zachodzi intensywna konwekcja z unoszącymi się prądami konwekcyjnymi i wirami do wysokości 5-10 km lub więcej. W nocy konwekcja jest hamowana, a wychłodzenie radiacyjne powierzchni powoduje powstanie stabilnej warstwy.

Warstwa graniczna jest dość istotna, ponieważ jest strefą przejściową między podłożem a swobodną atmosferą i pośredniczy w krótko- oraz długoterminowej wymianie pędu, ciepła, wody, pyłu oraz związków chemicznych tj. argonu oraz metanu.

Dobowe Zmiany Pól Meteorologicznych

Zmiany dobowe struktury warstwy granicznej atmosfery są dynamiczne i ekstremalne. W ciągu dnia jest to warstwa konwekcyjna, w której utrzymywane są superadiabatyczne gradienty temperatury. Przebieg dobowy pól meteorologicznych takich jak temperatury, ciśnienia oraz wiatru wykazuje cykliczne podobieństwo.

Przeczytaj także: Wakacje w Bodrum

Temperatura

Temperatura powietrza marsjańskiego osiąga minimum około godziny 06 czasu lokalnego. Od tej chwili aż do godzin porannych występuje spadek temperatury powietrza. Amplituda zmian temperatury może osiągać wartość około 70 K. W ciągu dnia pionowy gradient temperatury, w warstwie przypowierzchniowej, w okolicach górowania Słońca, osiąga wartość maksymalną wynoszącą około 5-10 K/m. Powierzchnia gruntu jest ogrzewana przez promieniowanie słoneczne.

W godzinach popołudniowych zaczyna tworzyć się warstwa inwersyjna. Przy pewnej wysokości Słońca nad horyzontem marsjańskim bilans radiacyjny podłoża osiąga wartość zerową. Na Marsie w wyniku wypromieniowania podczerwonego, przy powierzchni gruntu tworzą się silne inwersje. Wraz z upływem czasu proces postępuje i już w godzinach nocnych i porannych grubość warstwy inwersyjnej wzrasta powyżej 2 km.

Ciśnienie

Ciśnienie atmosferyczne na Marsie również wykazuje dobowe zmiany. Około godziny 8 czasu lokalnego ciśnienia osiąga maksimum. Od tej chwili, aż do godziny 18 czasu lokalnego, obserwuje się spadek ciśnienia i osiągnięte zostaje minimum, po czym ponownie następuje wzrost ciśnienia.

Oprócz zmian dobowych ciśnienia atmosferycznego obserwuje się także zmiany roczne. Przyczyną są czapy polarne, które w przebiegu rocznym podlegają zmianom. Podczas sublimacji CO2 z czapy polarnej następuje wzrost ciśnienia atmosferycznego. Podczas skraplania CO2 i ponownego tworzenia się czapy polarnej ciśnienie maleje, o około 30%.

Na przebieg ciśnienia także wpływają burze pyłowe, która jak wskazują obserwacje, mają zasięg globalny. Pojawienie się burz pyłowych powoduje skok ciśnienia atmosferycznego.

Przeczytaj także: Poradnik pomiaru wilgotności

Wiatr

Również obserwuje się pewien wzorzec zmian kierunku wiatru w przebiegu dobowym, przy czym idealny wzorzec zmian może być nieco rozmyty ze względu występujące krótkotrwałe wzrosty prędkości wiatru, czyli tzw. porywy wiatru oraz zmienność kierunku.

Chmury na Marsie

Występujące na Marsie niskie temperatury oraz niskie ciśnienie powodują powstawanie lodu wodnego. Chmury na Marsie powstają w wyniku lokalnej lub globalnej cyrkulacji, w zależności od stanu nasycenia, pomimo niskiej zawartości pary wodnej. Marsjańskie chmury są odzwierciedleniem sezonowych zmian zachodzących w atmosferze oraz zmian związanych w sezonowymi zmianami czap polarnych.

Na Marsie nie występuje aż takie bogactwo chmur jak na Ziemi. Charakterystyczne typy chmur to:

Dyskretne chmury typu Lee-wave
Smugi chmur (perihelion cloud trails) zbudowane z kryształków lodu wodnego, ustawiają się w kierunku przeważającej cyrkulacji strefowej, na wysokości 40-60 km.
Chmury typu falowego, przypominające wizualnie ziemską odmianę undulatus.
Uliczki chmur (rzędy chmur), przypominają z wyglądu ziemskie chmury konwekcyjne typu Cumulus w postaci bąbelków.
Spiralne wzory chmur to twory, które są obserwowane wczesnym latem, na półkuli północnej, podczas parowania CO2 z czap polarnych.

Jak wskazują pomiary chmury złożone są wyłącznie z kryształków lodu wodnego lub CO2. Chmury powstają na znacznie wyższych wysokościach w porównaniu z ziemskimi chmurami. Wysokość, na której tworzą się chmury zależy od szerokości areograficznej.

Szerokość areograficzna	Wysokość tworzenia się chmur	Skład chmur
10°S-30°N	10-40 km	Głównie kryształki lodu wodnego
40-70° (N, S)	0-50 km	Kryształki lodu wodnego
Region polarny	-	Głównie CO2

tags: #kryterium #kaczorowska #wilgotność #definicja