Одна из моделей Земли.
Как
это ни кажется на первый взгляд парадоксальным, но до недавнего времени о
планетах Солнечной системы нам было известно меньше, чем о далеких звездах.
Такая ситуация сохраняется до сих пор в вопросах происхождения и эволюции
планет и звезд. Это объясняется тем, что наблюдениям пока доступны всего девять
больших планет Солнечной системы, в то время как число звезд, находящихся на
разной стадии эволюции, только в пределах нашей Галактики превышает 10^11. Еще
в конце позапрошлого столетия удалось выявить закономерности, связывающие светимость,
массу и спектральный класс звезды. Подобные закономерности в планетной физике
отсутствуют, и существующие космогонические и эволюционные концепции опираются
преимущественно на гипотетические представления. Значительного прогресса в
космогонии можно ожидать на пути количественного рассмотрения моделей
аккумуляции протопланетных тел из первичного газово-пылевого облака. Среди них
серьезного внимания заслуживают, на наш взгляд, появившиеся в последнее время
модели, которые строятся исходя из законов классической механики с
использованием современных численных методов. Чтобы изучить последующие стадии
эволюции, необходимо накопить экспериментальные данные о природе планет в
современную и отдаленную эпохи (следы которых в той или иной степени сохранились
на поверхности и в атмосферах планет), всесторонне сопоставить, проанализировать
эти данные, чем и занимается сравнительная планетология.
Есть,
как нам кажется, две причины, объясняющие, почему из всех планет земной группы
именно Венера продолжает оставаться в центре внимания исследователей. Во-первых,
как ближайший аналог Земли, она может рассматриваться в качестве одной из ее
предельных моделей; во-вторых, Венера может служить уникальным полигоном для
экспериментов по активному воздействию на климатические процессы в глобальном
масштабе. С Венерой непосредственно связана проблема чисто земная, утилитарная
– найти пределы регуляции в природно-климатических механизмах и взаимосвязях, за
которыми непрерывно расширяющиеся антропогенные воздействия на климат могли бы
оказаться необратимыми. Естественно, на первый план выдвигается вопрос о том, что
привело к развитию на Венере столь специфических природных условий. Были ли они
предопределены закономерным характером первичного фракционирования вещества
недр Венеры или последующей эволюцией, обусловленной близостью планеты к
Солнцу?
Когда
появился на Венере существующий климат, устойчив ли он в течение времени, сопоставимого
с возрастом Солнечной системы, или Венера переживала более благоприятные
периоды, например в то время, когда на Земле происходили великие оледенения?
Наконец, завершились или продолжаются процессы вулканической и тектонической
деятельности на планете, сопровождаемые интенсивной дегазацией, и каков баланс
продуктов дегазации и диссипации газов из ее атмосферы в различные эпохи?
НЕДРА
ВЕНЕРЫ.
Расчеты
моделей тепловой эволюции планет показывают, что Венера напоминает Землю не
только некоторыми внешними параметрами, но и внутренним строением. У Венеры, по-видимому,
есть железное ядро примерно такого же размера, как земное (около 7000 км поперечником), слой
с пониженной вязкостью – астеносфера, который, как и у Земли, начинается в
среднем с глубины примерно 200
км (или несколько меньше), и кора толщиной в несколько
десятков километров. Можно утверждать, что на Венере (как и на Земле) уже на
самых ранних этапах произошло разделение (дифференциация) слагающего ее
вещества на оболочки.
Поверхностный
слой планеты образован преимущественно изверженной базальтоидной породой, которая
в отдельных местах может быть более кислой (типа земных гранитов). Об этом же
свидетельствуют анализ фотопанорам мест посадки “Венеры-9 и 10”, на
которых видны выходы магматических пород, и измеренная приборами
“Венеры-10” плотность грунта. Она оказалась такой же, как у кристаллических
базальтов (2, 7±0, 1) г/см3. Однако нам пока не известен минералогический
состав грунта, содержание в нем летучих элементов, чтобы можно было
определеннее судить о степени дифференциации планеты и ее эволюционной шкале.
Мощный инструмент изучения внутреннего строения Земли-анализ скоростей
распространения сейсмических волн от очагов землетрясений и сейсмозондирование.
Принципиальная осуществимость таких экспериментов на других планетах не
вызывает сомнений, а эффективность этих методов может быть исключительно
велика. Данные о размере и строении ядра позволили бы, в частности, ответить на
вопрос: почему у Венеры практически отсутствует магнитное поле, действительно
ли это объясняется ее крайне медленным вращением? Определение сейсмичности
важно, таким образом, не только для исследования недр Венеры, но и для лучшего
понимания природы планетарного магнетизма. Как и Земля, где ежегодно происходят
сотни крупных вулканических извержений и разрушительных землетрясений, Венера, очевидно,
сохранила довольно высокую активность недр. Возможно, что для нее наиболее
характерны эффузивные вулканы с близко расположенной к поверхности магмой и ее
интенсивным оттоком из периферического очага. На Венере благодаря высокой
температуре поверхности потоки лавы должны остывать гораздо медленнее, чем на
Земле. Эта лава вместе с кратерами вулканов и вулканическими трещинами
(фумаролами) может служить эффективным источником подвода газов в атмосферу.
Нельзя также исключить, что в формировании поверхностных структур важную роль
играли процессы глобальной тектоники, изменявшие контуры рельефа Венеры за
сотни миллионов лет. С этими процессами, вероятно, связана обнаруженная недавно
в южном полушарии планеты громадная рифтовая долина. Каменистая осыпь на склоне
кратера в районе посадки “Венеры-9” может быть также тектонического
происхождения.
УНИКАЛЬНАЯ
АТМОСФЕРА.
Согласно
современным представлениям, первичные атмосферы планет земной группы не были
ими удержаны на стадии аккумуляции. Существующие атмосферы – вторичные, они
образовались за счет дегазации недр в процессе разделения вещества на оболочки.
Водяной пар и углекислый газ составляют основную часть вулканических газов во
время извержений. Количество воды достигает 20% от объема изливающихся
базальтов, а объемное содержание углекислого газа по отношению к водяному пару
при нормальных условиях примерно 1/5. В состав вулканических газов входят также
соединения серы в виде сернистого ангидрида и сероводорода, метан, аммиак.
Хорошо известны на Земле “кислые дымы” – хлористый и фтористый
водород, выделяющиеся из лав при температуре около 1000°С. На Земле эти
соединения хлора и фтора, как и соединения серы, вымываются из атмосферы
дождями и растворяются в океанах. На Венере, где океанов нет, они сохранились в
атмосфере. Поэтому венерианские облака можно считать своеобразным аналогом земных
океанов.
Протяженные,
хотя и сильно разреженные облака Венеры занимают в ее атмосфере обширную
область на высоте 48-65 км.
Вероятно, основную роль в формировании облаков играют соединения серы, из
которых образовались капли серной кислоты примерно микронного размера. Наряду с
ними в облаках, возможно, встречаются более крупные капли соляной кислоты и
частицы серы. В зависимости от высоты относительное содержание отдельных
компонентов, видимо, меняется, как изменяются размеры и количество частиц.
Сосуществование различных фаз в атмосфере, сохранение удивительной устойчивости
и постоянства глобальной структуры облаков, очевидно, обеспечивается
атмосферной динамикой, контролирующей также и тепловой режим планеты. В
венерианской атмосфере наблюдаются движения различного пространственного
масштаба – от зональных и меридиональных течений ее скоростями а десятки и
сотни метров в секунду до интенсивной турбулентности в зоне облаков. Феномен
четырехсуточной циркуляции на Венере представляет большой интерес с точки
зрения геофизической гидродинамики. Эта циркуляция была обнаружена по
перемещению контрастных деталей на диске планеты и многократно подтверждена
измерениями скорости зонального ветра на спускаемых аппаратах станций
“Венера”. Контрасты деталей на верхней границе облаков с отражают сложнейшие
физико-химические процессы, происходящие внутри облачного слоя. Изучение
облаков Венеры представляет особую важность в связи с возрастающей
актуальностью чисто земной проблемы – защиты окружающей среды. Промышленные
выбросы в атмосферу нашей планеты, приводящие к образованию туманов-смогов, имеют
серьезные последствия – превышение предельных санитарных норм загрязнений
воздушных бассейнов городов, нарушение экологического равновесия, катастрофическое
воздействие на архитектурные памятники и др. Одна из причин возникновения
устойчивых смогов-увеличение содержания в атмосфере сернистого ангидрида, его
последующее окисление и образование капе
ВОДА
НА ВЕНЕРЕ.
По
всей видимости, протопланетное вещество, аккумулировавшееся на орбитах Венеры и
Земли (в пределах всего 0, 3 а. е.), имело одинаковый состав. Но как же тогда
объяснить различия в содержании на Земле и Венере инертных газов- самых
надежных указателей хода планетной эволюции, не подверженных изменениям
вследствие своей химической неактивности? Весьма привлекательной нам кажется
гипотеза гетерогенной аккумуляции планет. Она предполагает, что на завершающей
стадии аккумуляции, после сформирования основной массы планет земной группы, на
их поверхность выпадали метеориты различных классов, которые по-разному
обогащены летучими элементами и, в частности, инертными газами. В этом случае
можно объяснить, например, почему оказались различными измеренные изотопные
отношения аргона на Земле, Венере и Марсе. На Венере отношение содержания
радиогенного изотопа аргон-40, образующегося в результате радиоактивного
распада в коре калия-40, к содержанию первичных изотопов аргон-36 и аргон-38
равно единице, в то время как на Земле это отношение в 300, а на Марсе даже в
3000 раз больше. Абсолютные же содержания аргона в атмосферах Земли и Венеры
практически одинаковы. О чем это говорит? Возможно, что степень дегазации
вещества Венеры была выше, чем на Земле, поскольку аргон-40 выделяется
медленнее, чем его первичные изотопы. Это означает, что основная масса летучих
элементов перешла в атмосферу Венеры. Первичные изотопы аргона и ряд летучих
элементов, захваченных на завершающей стадии аккумуляции, по-видимому, находятся
в основном в венерианской атмосфере, в то время как на Марсе они заключены
преимущественно в твердых породах. К этому надо добавить, что отношение содержаний
первичного аргона и криптона в атмосфере Венеры соответствует их содержанию в
углистых хондритах (класса С III), а для Земли – их содержанию в обыкновенных
хондритах (класса Н). Хондриты этих классов могли быть основным материалом на
завершающей стадии аккумуляции Венеры и Земли. Тогда, допуская идентичность
механизма высвобождения первичных изотопов аргона и водорода на Земле и
учитывая, что в веществе углистых и обыкновенных хондритов содержится примерно
одинаковое количество водорода, можно прийти к предположению о том, что за
геологическую эпоху на обеих планетах выделилось примерно одинаковое количество
воды. Как известно, практически вся углекислота на Венере сосредоточена в
атмосфере. Ее содержание составляет 4х1023 г, чему соответствует давление
атмосферы у поверхности около 90 атм. Почти столько же углекислоты содержится
на Земле, но она заключена в карбонатах осадочных пород. Соотношение содержаний
углекислоты в осадочных породах и атмосфере определяется карбонатно-силикатным
взаимодействием а верхнем слое коры планеты и зависит от температуры. При
необратимом повышении температуры в атмосферу Земли могли бы перейти
“запертая” в осадочных породах углекислота (что создало бы давление
около 70 атм) и вода океанов, объем которых эквивалентен давлению пара свыше
400 атм (!). Если на Венере действительно когда-то существовал аналогичный
земному резервуар воды, то предстоит отыскать механизм и определить время, в
течение которого происходила потеря воды. Ведь в современной атмосфере Венеры
общее содержание водяного пара по крайней мере на три порядка меньше, чем на
Земле, а воды на поверхности, конечно, нет-слишком высокая температура. Но, может
быть, существенно большее количество воды есть в коре Венеры? Известно, что
запасы воды в земной коре могут быть сопоставимы с объемом гидросферы (1 370
323 000 км3). По оценке академика В. И. Вернадского, в земном слое глубиной до 16 км содержится 500000000
км3 воды; по другим оценкам, это число следует увеличить приблизительно вдвое.
Более высокая, чем на Земле, температура поверхностного слоя коры Венеры не
позволяет рассчитывать на аналогичные запасы воды, однако на глубине при
температуре выше критической (374 °С) много воды может находиться в состоянии
газа. Если представить себе, что в отдаленной перспективе венерианский климат
станет мягче, то на поверхности планеты могла бы появиться вода, если к тому же
учесть ее вероятно большое содержание в мантии. Другие мыслимые источники
запасов воды в коре Венеры несравненно меньше. Как и на Земле, в венерианских
породах может содержаться связанная, например кристаллизационная, и в меньшей
степени волосная (капиллярная) вода.
ПАЛЕОКЛИМАТ
ВЕНЕРЫ.
Расчеты
подтверждают высказанное в 60-х годах академиком А. П. Виноградовым
предположение о том, что даже небольшое изменение места планеты в Солнечной
системе существенно влияет на тепловую эволюцию ее атмосферы и климат. Видимо, Земле
очень “повезло”, ибо окажись она всего на 10-15 млн. км ближе к
Солнцу (на четверть расстояния между орбитами Земли и Венеры), привычные нам
благоприятные климатические условия вряд ли бы возникли. В этом убеждает
рассмотрение следующей модели. Естественно допустить, что на самых ранних
этапах эволюции интегральное сферическое альбедо планеты, лишенной атмосферы, мало
отличалось от лунного (0, 07). Равновесная температура при этих условиях должна
была находиться вблизи температуры фазового перехода вода – лед. Поскольку в
отгоняемых из недр газах содержатся водород и его соединения (прежде всего, аммиак),
с образованием атмосферы произошло большое повышение температуры за счет
развития парникового эффекта. Это благоприятно сказалось на климате и
обеспечило сохранение на поверхности выделявшейся из недр воды, которая
сосредотачивалась в океанах. На Венере при тех же начальных условиях ситуация, вероятно,
была существенно иной. Ее равновесная температура при современном уровне
светимости Солнца оказывается больше 50 °С, а значит, вплоть до давления
атмосферы порядка 0, 2 атм температура у поверхности выше температуры кипения
воды. Поэтому в первоначально разреженной атмосфере Венеры (с давлением во
много раз меньше “критического” 0, 2 атм) вода должна была выкипать, способствуя
развитию мощного парникового эффекта и дальнейшему росту температуры на
поверхности. Естественно предположить, что потеря воды могла происходить за
счет диссоциации молекул водяного пара солнечным ультрафиолетовым излучением.
Образующийся водород мог “убегать” в космос, а кислород-
взаимодействовать со свежим неокисленным материалом поверхностных пород, подводимым
из глубины в результате интенсивной тектонической деятельности. Однако, чтобы
согласовать такой ход тепловой эволюции атмосферы Венеры с данными наблюдений, необходимо
допустить, что скорость “убегания” водорода была в миллион раз больше
существующей. Такое допущение маловероятно, поэтому рассмотренную модель потери
воды нужно считать лишь одной из интересных гипотез.
Список литературы
1.«Земля
и Вселенная» № 4 за 1980 год 2.RedShift 3.0 3.«Открытая астрономия», Гомулина
Наталия, «Физикон» Снимок КА «Магеллан»
Для
подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://moscowaleks.narod.ru/
Дата добавления: 19.03.2012