Марс и его спутники
казываются вблизи осеннего
и весеннего равноденствия, в то время как максимум давления наблюдается
вблизи перигелия во время зимнего солнцестояния и составляет ~9,7 мбар. С
таким общим изменением давления связана перестройка циркуляционной системы,
а локальные флуктуации отражают изменения ветрового режима, в том числе
возникновение пылевых бурь. По результатам измерений температуры атмосферы
Марса в инфракрасном диапазоне, по данным о перемещении пыли на поверхности
и данным непосредственных измерений с посадочных аппаратов получены оценки
интенсивности и смены направлений ветра в различные периоды времени. Летом
в тропических широтах на высотах 15-20 км преобладают западные ветры со
скоростью 30-50 м/с, в то время как в тропосфере у поверхности направление
ветра испытывает сильные суточные изменения, а среднесуточная составляющая
мала, меньше 10 м/с. Наибольшей скорости (порядка 70-100 м/с) ветер
достигает во время сильных пылевых бурь, обычно совпадающих с периодами
противостояний Марса. Измерения, проводившиеся во время пылевой бури 1971
г., продолжавшейся около четырех месяцев, дали возможность выявить ряд
интересных особенностей этого уникального природного явления, имеющего
глобальный характер. Темные облака пыли, поднятой до 10 и более километров,
наблюдались по всему диску, полностью сглаживая контрасты на поверхности.
Было обнаружено существенное потепление самой атмосферы и более низкая
температура поверхности (стремление температурного профиля к
изотермическому) вследствие прозрачности атмосферы для солнечного
излучения, которое задерживалось пылью. Плотность пылевых частиц в
атмосфере со средними размерами 5-10 мкм составляла около 10-9 г/см3. В
атмосферу было поднято свыше миллиарда тонн пыли, спектральные
характеристики которой по высокому содержанию окиси кремния (около 50%)
примерно соответствовали составу поверхностных пород.
10. Проблемы климатической эволюции.
В комплексах атмосферных параметров, соединенных на достаточно больших
пространственно-временных интервалах, выявляются статистические
закономерности, определяющие климат на планете или в отдельных ее регионах.
Равновесная температура Марса существенно ниже нуля, и отгонявшаяся из
недр вода могла находиться на поверхности в жидком состоянии лишь при
достаточно плотной атмосфере благодаря парниковому эффекту и росту
температуры. Неизвестно, была ли вода на поверхности Марса лишь на
определенном этапе эволюции или появлялась регулярно на протяжении
длительного периода, но оставленные ею следы в виде высохших речных русел и
ледниковых выпахиваний довольно очевидны.
В первом случае следует допустить, что на планете однажды произошло
резкое изменение климата, вероятно, где-то в пределах 1 млрд. лет назад, и
что до этого момента Марс, проходивший вершину своей геологической
эволюции, был больше всего похож на Землю. Такое изменение могло быть
обусловлено резким уменьшением выделения внутреннего тепла, с чем
естественно связать и заключительный этап вулканической активности на
Марсе. Но нельзя исключить, что колебания марсианского климата происходили
неоднократно, подобно периодам великих оледенений на Земле. Высказываются
даже предположения, что они происходят и сейчас с периодом от нескольких
сот тысяч до миллиона лет. Эти предположения основываются на расчетах
периодических колебаний наклонения экватора Марса к плоскости его орбиты
вследствие приливных возмущений планет и Солнца и соответственно изменения
инсоляции на полюсах. Расчеты К.Сагана, П.Гираша и О.Туна привели к выводу
о том, что за счет изменения наклонения, эквивалентного колебаниям
светимости Солнца, могут быть два предельных устойчивых состояния атмосферы
Марса: одно с такой разреженной атмосферой, как сейчас, а другое - с
атмосферой, по плотности равной земной. Источником возрастания плотности
более чем в 100 раз в данной модели служили полюса, в полярных шапках
которых предполагалось вымораживание больших количеств углекислоты. Было
показано, что повышенное облучение полюсов за счет большего наклона оси
вращения по сравнению с нынешним (примерно на 4-5о), сопровождаемое
уменьшением их альбедо, в принципе способно создать такую атмосферу и
одновременно растопить водяной лед.
Более поздними измерениями, выполненными "Викингами", не было, однако,
обнаружено значительного количества "сухого" льда в шапках в чистом виде.
По-видимому, основная масса дегазированной углекислоты находится в
марсианском реголите, а также в отложениях тонкодисперсного пылевого
материала вокруг полюсов и в напластованиях равнинных областей приполярных
широт. Особенно большие наслоения такого грунта следует ожидать в северной
полярной области за счет различия инсоляции марсианских полушарий: в
северном зима длиннее. Тем не менее и в этом случае равновесное состояние
между количеством адсорбированного углекислого газа и его парциальным
давлением в атмосфере определяется температурой. Поэтому представления о
возможности изменения плотности атмосферы в зависимости от изменения
наклона оси вращения в целом остаются, по-видимому, справедливыми.
Конечно, было бы заманчиво поверить, что нам просто не довелось
увидеть Марс другим, с более благоприятным климатом, из-за недостаточно
большого наклона оси его вращения в современную эпоху и что это
посчастливится увидеть нашим далеким потомкам примерно сто тысяч лет
спустя. Однако против такой привлекательной гипотезы говорит тот факт, что
прорытые водой и ледниками русла и ложбины, по-видимому, образовались
раньше, чем относительно более молодые кратеры ударного происхождения на их
высохшей поверхности, возраст которых оценивается по меньшей мере в десятки
миллионов лет. Поэтому большего внимания заслуживает, на наш взгляд,
предположение о циклических изменениях уровня светимости Солнца, выдвинутое
американским астрофизиком В.Фаулером в связи с попытками объяснения
парадокса солнечных нейтрино. Так называют значительно меньший (примерно в
5 раз) регистрируемый на Земле поток нейтрино от Солнца по сравнению с
ожидаемым их выходом в результате реакций термоядерного синтеза,
считающихся главным механизмом генерации солнечной энергии. Найденная
корреляция этих циклов, повторяющаяся с периодичностью ~108 лет, с великими
оледенениями на Земле естественным образом могла бы объяснить как
периодические колебания марсианского климата, так и, возможно, значительные
климатические вариации на других планетах.
Для выяснения путей эволюции атмосферы и древнего климата Марса очень
важное значение имеют результаты масс-спектрометрических измерений в
атмосфере планеты содержания малых примесей, в первую очередь инертных
газов (см. табл. 2) и отношений основных изотопов. Путем сопоставления
измеренных концентраций инертных газов с их абсолютным и относительным
содержанием в земной атмосфере и газовой фракции метеоритов можно судить о
степени их первичного фракционирования на стадии аккумуляции и происшедшей
за геологическое время степени дегазации на планете. Анализ изотопного
состава позволяет дополнительно выяснить степень дегазации и
фракционирования летучих при диссипации газов из планетной атмосферы.
Результаты изотопного анализа и соотношений летучих (CO2/36Ar;
N2/36Ar) на Марсе дают основание считать, что когда-то он действительно
обладал более плотной атмосферой за счет приблизительно в 20 раз большего
по отношению к существующему содержания углекислого газа и примерно от 10
до 100 раз большего содержания азота. Последняя оценка сделана на основании
измеренного изотопного отношения азота (15N/14N), которое оказалось
примерно на 75% выше, чем в атмосфере Земли, в то время как изотопные
соотношения других распространенных составляющих – кислорода и углерода –
сохраняются примерно аналогичными земным. Это приводит к важному выводу о
том, что, хотя даже в самые благоприятные периоды атмосфера Марса
оставалась по крайней мере вдесятеро менее плотной чем земная, такая
атмосфера была способна создать заметный парниковый эффект и сохранить на
поверхности жидкую воду.
Общее отогнанное количество воды на Марсе оценивается значением
~5*1021 г, что соответствует средней глубине равномерно разлитого на
поверхности слоя около 20 м; это примерно на два порядка меньше, чем на
Земле, но вместе с тем на порядок больше, чем на Венере. Можно ожидать, что
почти вся эта масса отогнанной воды захоронена сейчас на Марсе в
приповерхностных ледниках и полярных шапках, если исходить из
предположения, что скорость диссипации атомов водорода на протяжении всей
геологической истории планеты соответствовала современной величине потока
(около 108 см-2*с-1). В этом случае количество потерянной воды, отнесенное
к толщине эффективного слоя, не должно превысить 3-5 м.
Помимо адсорбирования на марсианском реголите и в напластованиях
приполярных областей, одним из каналов эвакуации CO2 из атмосферы могли бы
быть уже упоминавшиеся соединения включения – клатраты. Легко убедиться в
том, что для оцененного выше количества H2O и CO2 молярное отношение для
клатрата CO2nH2O соответствует n?4-5, что почти совпадает с нижним пределом
для газовых гидратов при нормальном давлении.
Может возникнуть вполне естественный вопрос: только ли удал
| |  скачать работу |
Марс и его спутники |
