Недоліки буферного механізму на марсі
Якщо на Землі кругообіг вуглекислого газу утримував коливання земного клімату в досить вузьких межах, то на Марсі аналогічні процеси, якщо навіть вони існували, не могли б виконувати ту ж роль. У сучасній атмосфері Марса вуглекислий газ створює тиск лише в 0006 бар і забезпечує парниковий ефект з величиною всього 6 ° С.
Зміст
Чи можливо, щоб Марс був холодним з самого початку, а його клімат відчував лише малі коливання в минулі 4,6 млрд років? Навряд чи. Фотографії, зроблені з космічних апаратів «Mariner»І«Viking», Показують, що поверхня Марса порізана безліччю каналів, більшість з яких, можливо, було створено потоками води. Хоча деякі з каналів могли утворитися і в холодному кліматі в результаті виходів води з великих глибин, мережі долин, котрі перетинають в різних напрямках найдавніші ділянки поверхні Марса, могли виникнути, швидше за все, тільки при більш високих температурах. Як встановив П. Шульц з Університету Брауна, швидкість ерозії на планеті протягом першого мільярда років її історії була також вище, ніж зараз. Цей факт зайвий раз свідчить на користь припущення, що колись Марс був досить теплим для того, щоб на його поверхні вода залишалася рідкою.
Геологи не знають, наскільки гарячим був Марс, але його поверхня могла б нагріватися завдяки парниковому ефекту щільної атмосфери, що складається з вуглекислого газу. Наші розрахунки показують, що кількість вуглекислого газу, що створює тиск в 1-5 бар, могло б зберегти частину марсіанської поверхні від замерзання на ранньому етапі історії планети. Нижня межа відноситься до умов на марсіанському екваторі і до того моменту, коли планета наближається до сонцю- верхній - до середніх умов на планеті.
Можливо, коли-то атмосфера Марса дійсно містила таку кількість вуглекислого газу (хоча потрібно відзначити, що воно в 150-800 разів більше, ніж зараз). Якби в атмосфері Марса, маса якого становить приблизно одну десяту від маси Землі, знаходилося таке ж відносна кількість вуглекислого газу, він би створював тиск 10бар. (Щоб отримати цю оцінку, необхідно врахувати меншу площу поверхні і менше прискорення сили тяжіння на Марсі в порівнянні з Землею.)
Ми вважаємо, що Марс мав достатні запаси СО2, але охолов, оскільки там ослаб круговорот СО2. Ми думаємо, що колись планета мала ефективну систему кругообігу. В іншому випадку ерозія порід могла б привести до того, що вуглекислий газ був би видалений з атмосфери приблизно за 10 млн років, а як відомо, атмосфера залишалася багатою вуглекислим газом значно довше. Ключ до розгадки дають мережі каналів: вік тих з них, що розташовані на найдавніших південних височинах, може бути визначений за кількістю покривають їх метеоритних кратерів. Використовуючи цю ідею, вчені прийшли до висновку, що зазначені мережі каналів вже існували, коли закінчилася найпотужніша метеоритне бомбардування - близько 3,8 млрд. Років тому.
Система кругообігу, можливо, виводила СО2 з атмосфери завдяки тим же процесам ерозії, що і на Землі. Однак механізм, який повертав газ в навколишнє середовище, міг бути суттєво іншим, оскільки на такій маленькій планеті, як Марс, ймовірно, була відсутня яскраво виражена тектоніка плит. Одна з можливостей полягає в тому, що вулканічна лава покривала карбонатні опади, які під цією вагою занурювалися на глибини, де під впливом тиску і тепла виділявся СО2 в газоподібному вигляді. Чисельні моделі показують, що такий процес міг забезпечувати кругообіг вуглекислого газу протягом першого мільярда років після утворення планети.
Марс, очевидно, охолоджувався не тому, що отримував менше сонячного світла, ніж Земля, а тому, що сам був менше. Марс мав меншими запасами внутрішнього тепла вже під час свого формування, а через більшу відносини площі поверхні до об`єму він до того ж швидше втрачав це тепло. Зрештою, його надра стали настільки холодними, що втратили здатність вивільняти вуглекислий газ з карбонатних порід. весь СО2, вимиваються з атмосфери, залишався ув`язненим в грунті. Марсіанська атмосфера ставала все «тонше», і клімат наближався до нинішнього холодного стану. Якби Марс був порівнянний за розмірами із Землею, то його внутрішнього тепла могло б виявитися досить для «відтворення» вуглекислого газу і компенсації нестачі сонячного тепла.
Мал. 3.5. Поверхность МАРСА порізана безліччю каналів. Це дозволяє припустити, що колись планета була досить теплою для того, щоб на її поверхні існувала рідка вода. Типові «проточні» канали на кшталт Ніргал Валліс (вгорі) виглядають не так, як земні ріки, тому що їх притоки рідкісні і короткі- можливо, вони виникають внаслідок виходів грунтових вод. Інші, більш розгалужені, структури (внизу), виявлені на стародавніх терасах, по зовнішньому вигляду схожі на мережі долін- вони могли бути сформовані і виходами грунтових вод і потоками води, що випала у вигляді опадів. Той факт, що ці мережі покриті кратерами, означає, що вони виникли до закінчення періоду інтенсивного метеоритного бомбардування близько 3,8 млрд років тому. Деякі канали «виливів» (не показані) могли утворитися в холодному кліматі в ході інших процесів. детально вивчити «Садиба», ви зможете на сайті usadba-tsaritsyno.ru. Тут же ви знайдете повний перелік послуг і контакти ресторану «Садиба».
З цих міркувань випливає, що зараз в корі Марса знаходиться досить велика маса карбонатних порід. Однак до сих пір ведуться з Землі спектроскопічні вимірювання не виявили такі породи. Разом з тим Дж. Гудінг з НАСА недавно знайшов малі кількості карбонату кальцію в так званих ШНШ-метеоритах (Шерготті, Нахабу і Шассіньє), що представляють собою фрагменти породи імовірно марсіанського походження.
Як висохла Венера. У той час як Марс має величезні запаси води (хоча і замерзлої), Венера сьогодні майже повністю зневоднена. Лише трохи вологи залишилося там у вигляді водяної пари в атмосфері або в якості компонента щільних хмар, що складаються в основному з крапельок сірчаної кислоти і щільним шаром оточуючих планету. Кліматологи побудували дві основні теорії, що пояснюють, чому на Венері так сухо.
Дж. Льюїс з університету Арізони і його колеги припустили, що Венера ніколи не мала багато води, оскільки та частина туманності, де сформувалася Венера, була дуже гарячою для освіти гідратованих мінералів. Серйозний недолік цієї теорії полягає в тому, що в ній не враховується роль гравітації. Згідно динамічної моделі, розробленої Дж. Уедеріллом з Інституту Карнегі у Вашингтоні, що формуються планети не тільки захоплюють планетезимали, що трапляються на їхньому шляху, а й обурюють їх орбіти і розсіюють їх по всій Сонячній системі. На більш пізніх стадіях свого зростання «Протоземля» і «Протовенера» вже були досить масивні, щоб обмінюватися планетезималями. Із Землі «прибували» планетезимали багаті водою, тому Венера повинна була отримати значну кількість рідкої води.
Спирається на це міркування альтернативна теорія еволюції венеріанського клімату свідчить, що спочатку Венера мала досить води - можливо, стільки ж, скільки Земля, - але втратила її, коли ця жизнетворного субстанція знайшла шлях до верхніх шарів атмосфери. Там під дією сонячного світла молекули води розпадаються і звільняються атоми водню випаровуються в космос. (Джерелом цього водню служить лише вода у верхній атмосфере- на низьких висотах легкі атоми водню затримуються основними атмосферними газами, такими як СО2.)
Наявні варіанти цієї альтернативної теорії відрізняються одна від одної тим, допускають вони існування рідкої води на поверхні планети протягом деякого часу чи ні. Класичне пояснення - теорія розгониться парникового ефекту - припускає, що на поверхні Венери води ніколи не було. Концепція розгониться парникового ефекту була запропонована в 1955 р Ф. Хойл, але багато деталей були розроблені в кінці 1960-х років Е. Інгерсолл з Каліфорнійського технологічного інституту і Дж. Поллаком.
Відео: Віталій Єгоров: "Бомбити чи не бомбити. Як зробити Марс придатним для життя?"
На думку цих дослідників, вода на поверхні не може залишатися рідкою, якщо потік сонячного світла, що падає на планету, перевищує деяку критичну величину. Якщо на орбіті Венери цей потік мав закритичних величину з самого початку, то вся вода, яка вивільнялася з надр планети, повинна була відразу випаровуватися. По крайней мере, в нижньому, найбільш теплому, шарі атмосфери водяна пара не міг конденсуватися і випадати у вигляді дощів, а значить, не могли утворюватися океани.
Вода повинна була покинути планету, оскільки в такий гарячої влажshy-ної атмосфері повітря в міру свого підйому охолоджувався надзвичайно повільно. Відповідно, так звана холодна пастка располагаshy-лась на великій висоті (близько 100 км). (Холодна пастка - це шар, де низька температура і високий тиск створюють мінімум точки насичення.) У нормальних умовах відносна концентрація водяної пари (частка елементарного об`єму повітря, зайнятого водяною парою) в холодній пастці набагато менше, ніж в атмосфері під нею, тому водяний пар конденсується тут замість того, щоб підніматися далі. Однак в піднятою холодної пастці відносна концентрація вологи повинна бути приблизно такою ж, як і в шарах атмосфери, розташованих ближче до поверхні. При таких умовах холодна пастка дозволяє значній кількості вологи йти в більш високі області, де молекули Н2Про піддаються «фотодиссоциации» і водень вислизає в космос. В ході цього процесу менш ніж за 30 млн років може зникнути цілий океан.
У сучасній земній атмосфері холодна пастка знаходиться на набагато менших висотах (між 9 і 17 км) - поблизу кордону тропосфери і стратосфери. Коли водяна пара з нижніх шарів піднімається до холодної пастці, він майже весь встигає сконденсіроваться- в результаті наша стратосфера виявляється виключно сухий і в космос вислизає мало водню.
Ми розрахували, що потік сонячного випромінювання, необхідний для «запуску» на деякій планеті механізму розгониться парникового ефекту, приблизно в 1,4 рази більше потоку, падаючого зараз на Землю (у припущенні, що планета має повністю насичену водяною парою атмосферу, в якій немає хмар). Ця величина приблизно дорівнює оціненої величиною сонячного потоку на орбіті Венери на ранній стадії історії Сонячної системи, звідки випливає, що Венера була під загрозою розгониться парника. Однак, якщо в атмосфері цієї планети були хмари, що відображали частина приходить сонячного світла, то вона на самому ранньому етапі своєї історії могла уникнути катастрофи і мати на своїй поверхні океани.
Відео: Запасна планета! Найзагадковіші місця на Марсі. Життя на червоній планеті
Такі океани, втім, не могли існувати довго. У вигляді альтернативи теорії розгониться парникового ефекту ми припускаємо, що Венера колись мала океани, але втратила їх, тому що її атмосфера була, на нашу висловом, вологий парник, а саме: відносна концентрація водяної пари у її поверхні складала більше 20% за об`ємом. Для атмосфери з тиском 1 бар біля поверхні, як на Землі, така концентрація може досягатися, якщо температура поверхні піднімається вище приблизно 70 ° С. (Якщо на Венері були океани і йшли дощі, велика частина СО2 повинна була бути похована в карбонатних породах і атмосфера з тиском 1 бар біля поверхні цілком могла існувати.)
Результати розрахунків по нашим моделям показують, що вологий парник виникає тоді, коли потік сонячного випромінювання, що проходить крізь атмосферу, вільну від хмар, по крайней мере, в 1,1 рази більше кількості світла, що падає на Землю. Якщо концентрація водяної пари у поверхні перевищує 20%, конденсація вологи (при якій виділяється тепло) призводить до значного нагрівання атмосфери, що, як і в умовах розгониться парникового ефекту, тягне за собою підйом холодної пастки. Таким чином, вода знаходить дорогу в верхні шари атмосфери. Океани могли б існувати на планеті, де потік сонячного випромінювання в 1,1-1,4 рази перевищував сучасний потік на Землі, однак за кілька сотень мільйонів років вони повинні були б висохнути внаслідок випаровування водню в космос.
На наш погляд, для пояснення того, чому сьогодні Венера практично не має рідкої води, теорія вологого парника підходить більше, ніж теорія розгониться парникового ефекту. Оскільки ерозія повинна була сприяти зниженню вмісту вуглекислого газу у вологому парнику, в цілому атмосферний тиск мав бути нижче, ніж в умовах розгониться парникового ефекту. В результаті було потрібно невелика кількість водяної пари, щоб забезпечити 20% -ву концентрацію пара, так що більша частина запасів води повинна була піти в верхню атмосферу. Наприклад, якщо тиск водяної пари в атмосфері становив 1 бар, а тиск вуглекислого газу також 1 бар, водяна пара займав 50% обсягу і більшість його мало вислизати. Навпаки, якщо тиск вуглекислого газу дорівнювало 99 бар, а тиск водяної пари 1 бар, водяна пара становив 1% за обсягом і вода повинна була залишатися в атмосфері планети.
Незалежно від того, чи знаходилася рання атмосфера Венери в стані розгониться або вологого парника, вона обов`язково повинна була прийти до сучасного гарячого і сухого стану. Після зникнення океанів припинилося формування карбонатів і вуглекислий газ почав накопичуватися в атмосфері. В результаті тиск в 93 бар в сучасній атмосфері планети забезпечується в основному вуглекислим газом. Газоподібні сполуки сірки, які спочатку були рідкісні, оскільки вони легко розчиняються у воді, також накопичувалися і утворювали хмари з крапельок сірчаної кислоти, які зараз є однією з відмінних рис Венери.
Відео: ТАЄМНИЦІ МАРСА
Саме вуглекислий газ, а не відстань від Венери до Сонця визначає сьогоднішню високу температуру її поверхні. До Венері приходить в 1,9 раз більше сонячної радіації, ніж до Землі, але її кислотні хмари відбивають близько 80% сонячного світла, так що поглинає сонячної енергії Венера значно менше, ніж Земля. За відсутності парникового ефекту Венера була б холодніше Землі і лише ненабагато тепліше Марса.
Мал. 3.6. ВОДЯНОЙ ПАР, що йде з земної атмосфери, складає невелику частку загальної кількості водяної пари, чого не можна сказати про молоду Венері. На Землі (а) вода в тропосфері «замкнені» розташованої в стратосфері «холодної пасткою» - шаром, де поєднання низької температури і щодо високого тиску повітря зводить до мінімуму концентрацію водяної пари. На той час, коли водяна пара досягає пастки, велика частина його виявляється сконденсованої. На молодий Венері нижня атмосфера, хоча і тепла за земними мірками, могла бути все ж досить холодної для конденсації пари і освіти океану. Згодом, однак, океани повинні були зникнути - наприклад, під впливом умов «вологого парника» (b) - такі умови виникають, коли через високу температуру поверхні концентрація водяної пари в нижній атмосфері збільшується до 20%. Холодна пастка піднімається на великі висоти і перестає перегороджувати шлях водяній парі в верхні шари атмосфери. Хоча частина пара конденсується у вигляді дощу, інші молекули пара диссоциируют і входять до них атоми водню випаровуються в космос. Венера могла бути і настільки гарячою, щоб виник розганяється парниковий ефект (с) - в цьому випадку вся вода, що існувала на планеті, повинна була швидко перетворитися на пару так, що океани не встигли б утворитися. У будь-якому випадку волога неминуче вислизала з атмосфери.
