Недостатки буферного механизма на Марсе

 

Недостатки буферного механизма на Марсе 

Если на Земле круговорот углекислого газа удерживал колебания земного климата в довольно узких пределах, то на Марсе аналогичные процессы, если даже они существовали, не могли бы выполнять ту же роль. В современной атмосфере Марса углекислый газ создает давление лишь в 0,006 бар и обеспечивает парниковый эффект с величиной всего 6 °С.

Возможно ли, чтобы Марс был холодным с самого начала, а его климат испытывал лишь малые колебания в прошедшие 4,6 млрд лет? Вряд ли. Фотографии, сделанные с космических аппаратов «Mariner» и «Viking», показывают, что поверхность Марса изрезана множеством каналов, большинство из которых, возможно, было создано потоками воды. Хотя некоторые из каналов могли образоваться и в холодном климате в результате выходов воды с больших глубин, сети долин, пересекающих в разных направлениях древнейшие участки поверхности Марса, могли возникнуть, скорее всего, только при более высоких температурах. Как установил П. Шульц из Университета Брауна, скорость эрозии на планете в течение первого миллиарда лет ее истории была также выше, чем сейчас. Этот факт лишний раз свидетельствует в пользу предположения, что когда-то Марс был достаточно теплым для того, чтобы на его поверхности вода оставалась жидкой.

Геологи не знают, насколько горячим был Марс, но его поверхность могла бы нагреваться благодаря парниковому эффекту плотной атмосферы, состоящей из углекислого газа. Наши расчеты показывают, что количество углекислого газа, создающее давление в 1—5 бар, могло бы сохранить часть марсианской поверхности от замерзания на раннем этапе истории планеты. Нижний предел относится к условиям на марсианском экваторе и к тому моменту, когда планета приближается к Солнцу; верхний — к средним условиям на планете.

Возможно, когда-то атмосфера Марса действительно содержала такое количество углекислого газа (хотя нужно отметить, что оно в 150—800 раз больше, чем сейчас). Если бы в атмосфере Марса, масса которого составляет примерно одну десятую от массы Земли, находилось такое же относительное количество углекислого газа, он бы создавал давление 10 бар. (Чтобы получить эту оценку, необходимо учесть меньшую площадь поверхности и меньшее ускорение силы тяжести на Марсе по сравнению с Землей.)

Мы считаем, что Марс имел достаточные запасы СО2, но остыл, поскольку там ослаб круговорот СО2. Мы  думаем, что когда-то планета имела эффективную систему круговорота. В противном случае эрозия пород могла бы привести к тому, что углекислый газ был бы удален из атмосферы примерно за 10 млн лет, а как известно, атмосфера оставалась богатой углекислым газом значительно дольше. Ключ к отгадке дают сети каналов: возраст тех из них, что расположены на древнейших южных возвышенностях, может быть определен по количеству покрывающих их метеоритных кратеров. Используя эту идею, ученые пришли к выводу, что указанные сети каналов уже существовали, когда окончилась самая мощная метеоритная бомбардировка — около 3,8 млрд. лет назад.

Система круговорота, возможно, выводила СО2 из атмосферы благодаря тем же процессам эрозии, что и на Земле. Однако механизм, который возвращал газ в окружающую среду, мог быть существенно иным, поскольку на такой маленькой планете, как Марс, вероятно, отсутствовала ярко выраженная тектоника плит. Одна из возможностей состоит в том, что вулканическая лава покрывала карбонатные осадки, которые под этой тяжестью погружались на глубины, где под воздействием давления и тепла выделялся СО2 в газообразном виде. Численные модели показывают, что такой процесс мог обеспечивать круговорот углекислого газа в течение первого миллиарда лет после образования планеты.

Марс, очевидно, охлаждался не потому, что получал меньше солнечного света, чем Земля, а потому, что сам был меньше. Марс обладал меньшими запасами внутреннего тепла уже во время своего формирования, а из-за большего отношения площади поверхности к объему он к тому же быстрее терял это тепло. В конце концов, его недра стали настолько холодными, что потеряли способность высвобождать углекислый газ из карбонатных пород. Весь СО2, вымываемый из атмосферы, оставался заключенным в грунте. Марсианская атмосфера становилась все «тоньше», и климат приближался к нынешнему холодному состоянию. Если бы Марс был сравним по размерам с Землей, то его внутреннего тепла могло бы оказаться достаточно для «воспроизводства» углекислого газа и компенсации нехватки солнечного тепла.

 

 

Рис. 3.5. ПОВЕРХНОСТЬ МАРСА изрезана множеством каналов. Это позволяет предположить, что когда-то планета была достаточно теплой для того, чтобы на ее поверхности существовала жидкая вода. Типичные «проточные» каналы вроде Ниргал Валлис (вверху) выглядят не так, как земные реки, потому что их притоки редки и коротки; возможно, они возникают вследствие выходов грунтовых вод. Другие, более разветвленные, структуры (внизу), обнаруженные на древних террасах, по внешнему виду похожи на сети долин; они могли быть сформированы и выходами грунтовых вод и потоками воды, выпавшей в виде осадков. Тот факт, что эти сети покрыты кратерами, означает, что они возникли до окончания периода интенсивной метеоритной бомбардировки около 3,8 млрд лет назад. Некоторые каналы «излияний» (не показаны) могли образоваться в холодном климате в ходе других процессов. Детально изучить меню ресторана русской кухни «Усадьба», вы сможете на сайте usadba-tsaritsyno.ru. Здесь же вы найдете полный перечень услуг и контакты ресторана «Усадьба».

 

Из этих рассуждений следует, что сейчас в коре Марса находится достаточно большая масса карбонатных пород. Однако до сих пор ведущиеся с Земли спектроскопические измерения не обнаружили такие породы. Вместе с тем Дж. Гудинг из НАСА недавно нашел малые количества карбоната кальция в так называемых ШНШ-метеоритах (Шерготти, Нахала и Шассиньи), представляющих собой фрагменты породы предположительно марсианского происхождения.

Как высохла Венера. В то время как Марс имеет огромные запасы воды (хотя и замерзшей), Венера сегодня почти полностью обезвожена. Лишь немного влаги осталось там в виде водяного пара в атмосфере или в качестве компонента плотных облаков, состоящих в основном из капелек серной кислоты и плотным слоем окружающих планету. Климатологи построили две основные теории, объясняющие, почему на Венере так сухо.

Дж. Льюис из Аризонского университета и его коллеги предположили, что Венера никогда не имела много воды, поскольку та часть туманности, где сформировалась Венера, была слишком горячей для образования гидратированных минералов. Серьезный недостаток этой теории состоит в том, что в ней не учитывается роль гравитации. Согласно динамической модели, разработанной Дж. Уэдериллом из Института Карнеги в Вашингтоне, формирующиеся планеты не только захватывают планетезимали, попадающиеся на их пути, но и возмущают их орбиты и рассеивают их по всей Солнечной системе. На более поздних стадиях своего роста «Протоземля» и «Протовенера» уже были достаточно массивны, чтобы обмениваться планетезималями. С Земли «прибывали» планетезимали богатые водой, поэтому Венера должна была получить значительное количество жидкой воды.

Опирающаяся на это соображение альтернативная теория эволюции венерианского климата гласит, что первоначально Венера имела достаточно воды — возможно, столько же, сколько Земля,— но потеряла ее, когда эта жизнетворная субстанция нашла путь в верхние слои атмосферы. Там под действием солнечного света молекулы воды распадаются и освобождающиеся атомы водорода улетучиваются в космос. (Источником этого водорода служит лишь вода в верхней атмосфере; на низких высотах легкие атомы водорода задерживаются основными атмосферными газами, такими как СО2.)

Имеющиеся варианты этой альтернативной теории отличаются друг от друга тем, допускают они существование жидкой воды на поверхности планеты в течение некоторого времени или нет. Классическое объяснение — теория разгоняющегося парникового эффекта — предполагает, что на поверхности Венеры воды никогда не было. Концепция разгоняющегося парникового эффекта была предложена в 1955 г. Ф. Хойлом, но многие детали были разработаны в конце 1960-х годов Э. Ингерсоллом из Калифорнийского технологического института и Дж. Поллаком.

По мнению этих исследователей, вода на поверхности не может оставаться жидкой, если поток солнечного света, падающего на планету, превышает некоторую критическую величину. Если на орбите Венеры этот поток имел закритическую величину с самого начала, то вся вода, которая высвобождалась из недр планеты, должна была сразу испаряться. По крайней мере, в нижнем, наиболее теплом, слое атмосферы водяной пар не мог конденсироваться и выпадать в виде дождей, а значит, не могли образовываться океаны.

Вода должна была покинуть планету, поскольку в такой горячей влаж­ной атмосфере воздух по мере своего подъема охлаждался чрезвычайно медленно. Соответственно, так называемая холодная ловушка располага­лась на большой высоте (около 100 км). (Холодная ловушка — это слой, где низкая температура и высокое давление создают минимум точки насыщения.) В нормальных условиях относительная концентрация водяного пара (доля элементарного объема воздуха, занятого водяным паром) в холодной ловушке намного меньше, чем в атмосфере под ней, поэтому водяной пар конденсируется здесь вместо того, чтобы подниматься дальше. Однако в приподнятой холодной ловушке относительная концентрация влаги должна быть примерно такой же, как и в слоях атмосферы, расположенных ближе к поверхности. При таких условиях холодная ловушка позволяет значительному количеству влаги уходить в более высокие области, где молекулы Н2О подвергаются «фотодиссоциации» и водород ускользает в космос. В ходе этого процесса менее чем за 30 млн лет может исчезнуть целый океан.

В современной земной атмосфере холодная ловушка находится на гораздо меньших высотах (между 9 и 17 км) — вблизи границы тропосферы и стратосферы. Когда водяной пар из нижних слоев поднимается к холодной ловушке, он почти весь успевает сконденсироваться; в результате наша стратосфера оказывается исключительно сухой и в космос ускользает мало водорода.

Мы рассчитали, что поток солнечного излучения, необходимый для «запуска» на некоторой планете механизма разгоняющегося парникового эффекта, примерно в 1,4 раза больше потока, падающего сейчас на Землю (в предположении, что планета имеет полностью насыщенную водяным паром атмосферу, в которой нет облаков). Эта величина примерно равна оцененной величине солнечного потока на орбите Венеры на ранней стадии истории Солнечной системы, откуда следует, что Венера была под угрозой разгоняющегося парника. Однако, если в атмосфере этой планеты имелись облака, отражавшие часть приходящего солнечного света, то она на самом раннем этапе своей истории могла избежать катастрофы и иметь на своей поверхности океаны.

Такие океаны, впрочем, не могли существовать долго. В виде альтернативы теории разгоняющегося парникового эффекта мы предполагаем, что Венера когда-то имела океаны, но лишилась их, потому что ее атмосфера представляла собой, по нашему выражению, влажный парник, а именно: относительная концентрация водяного пара у ее поверхности составляла больше 20 % по объему. Для атмосферы с давлением 1 бар у поверхности, как на Земле, такая концентрация может достигаться, если температура поверхности поднимается выше примерно 70 °С. (Если на Венере были океаны и шли дожди, большая часть СО2 должна была быть захоронена в карбонатных породах и атмосфера с давлением 1 бар у поверхности вполне могла существовать.)

Результаты расчетов по нашим моделям показывают, что влажный парник возникает тогда, когда поток солнечного излучения, проходящего сквозь атмосферу, свободную от облаков, по крайней мере, в 1,1 раза больше количества света, падающего на Землю. Если концентрация водяного пара у поверхности превышает 20 %, конденсация влаги (при которой выделяется тепло) приводит к значительному нагреву атмосферы, что, как и в условиях разгоняющегося парникового эффекта, влечет за собой подъем холодной ловушки. Таким образом, вода находит дорогу в верхние слои атмосферы. Океаны могли бы существовать на планете, где поток солнечного излучения в 1,1—1,4 раза превышал современный поток на Земле, однако за несколько сотен миллионов лет они должны были бы высохнуть вследствие улетучивания водорода в космос.

На наш взгляд, для объяснения того, почему сегодня Венера практически не имеет жидкой воды, теория влажного парника подходит больше, чем теория разгоняющегося парникового эффекта. Поскольку эрозия должна была способствовать снижению содержания углекислого газа во влажном парнике, в целом атмосферное давление должно было быть ниже, чем в условиях разгоняющегося парникового эффекта. В результате требовалось небольшое количество водяного пара, чтобы обеспечить 20%-ную концентрацию пара, так что большая часть запасов воды должна была уйти в верхнюю атмосферу. Например, если давление водяного пара в атмосфере составляло 1 бар, а давление углекислого газа также 1 бар, водяной пар занимал 50 % объема и большинство его должно было ускользать. Напротив, если давление углекислого газа было равно 99 бар, а давление водяного пара 1 бар, водяной пар составлял 1 % по объему и вода должна была оставаться в атмосфере планеты.

Независимо от того, находилась ли ранняя атмосфера Венеры в состоянии разгоняющегося или влажного парника, она обязательно должна была прийти к современному горячему и сухому состоянию. После исчезновения океанов прекратилось формирование карбонатов и углекислый газ начал накапливаться в атмосфере. В итоге давление в 93 бар в современной атмосфере планеты обеспечивается в основном углекислым газом. Газообразные соединения серы, которые первоначально были редки, поскольку они легко растворяются в воде, также накапливались и образовывали облака из капелек серной кислоты, которые сейчас являются одной из отличительных черт Венеры.

Именно углекислый газ, а не расстояние от Венеры до Солнца определяет сегодняшнюю высокую температуру ее поверхности. К Венере приходит в 1,9 раз больше солнечной радиации, чем к Земле, но ее кислотные облака отражают около 80% солнечного света, так что поглощает солнечной энергии Венера значительно меньше, чем Земля. В отсутствие парникового эффекта Венера была бы холоднее Земли и лишь ненамного теплее Марса.

 

Недостатки буферного механизма на Марсе

Рис. 3.6. ВОДЯНОЙ ПАР, уходящий из земной атмосферы, составляет небольшую долю общего количества водяного пара, чего нельзя сказать о молодой Венере. На Земле (а) вода в тропосфере «заперта» расположенной в стратосфере «холодной ловушкой» — слоем, где сочетание низкой температуры и относительно высокого давления воздуха сводит к минимуму концентрацию водяного пара. К тому времени, когда водяной пар достигает ловушки, большая часть его оказывается сконденсированной. На молодой Венере нижняя атмосфера, хотя и теплая по земным меркам, могла быть все же достаточно холодной для конденсации пара и образования океана. Со временем, однако, океаны должны были исчезнуть — например, под влиянием условий «влажного парника» (b); такие условия возникают, когда из-за высокой температуры поверхности концентрация водяного пара в нижней атмосфере увеличивается до 20 %. Холодная ловушка поднимается на большие высоты и перестает преграждать путь водяному пару в верхние слои атмосферы. Хотя часть пара конденсируется в виде дождя, остальные молекулы пара диссоциируют и входящие в них атомы водорода улетучиваются в космос. Венера могла быть и настолько горячей, чтобы возник разгоняющийся парниковый эффект (с); в этом случае вся вода, существовавшая на планете, должна была быстро превратиться в пар так, что океаны не успели бы образоваться. В любом случае влага неизбежно ускользала из атмосферы.

 

 

29 декабря 2012 /
Похожие новости
Развитие климата на планетах земной группы
Непрерывно обитаемая зона
Карбонатно-силикатный цикл
Развитие климата на планетах земной группы
Краткий обзор водного цикла
Комментарии

НАПИСАТЬ КОММЕНТАРИЙ

Ваше Имя:
Ваш E-Mail:
Полужирный Наклонный текст Подчеркнутый текст Зачеркнутый текст | Выравнивание по левому краю По центру Выравнивание по правому краю | Вставка смайликов Выбор цвета | Скрытый текст Вставка цитаты Преобразовать выбранный текст из транслитерации в кириллицу Вставка спойлера
Вопрос:
Столица России?
Ответ:*
Введите код: