Может ли в будущем у Земли
появиться атмосфера, подобная современной атмосфере Венеры? Как известно, эта
планета имеет наиболее специфическую атмосферу – очень горячую (до 450 °С) и
плотную, состоящую в основном из СО2.
А почему нет? Вполне
возможно, так как на Земле накоплено в поверхностных слоях огромное
количество карбонатных пород, и если предстоящий нагрев поверхности Земли (за
счет превращения Солнца в красного гиганта) достигнет достаточной величины,
возможна декарбонатизация и быстрый рост содержания СО2 в атмосфере, как и ее плотности. Так
что Венера может быть моделью для будущего Земли.
Чтобы ответить на вопрос о будущем нашей планеты, в первую очередь следует взглянуть на эволюцию Солнечной системы в целом, так как все ее планеты имеют общее происхождение, и их внешние оболочки сильно зависят от активности Солнца.
Считается, что планеты нашей системы сформировались из гигантской протопланетной газопылевой туманности примерно в одно и то же время, около 4,6 млрд лет назад (Vityazev, 1983; Vityazev and Pechernikova, 2009; Ernst, 2014).
Чтобы ответить на вопрос о будущем нашей планеты, в первую очередь следует взглянуть на эволюцию Солнечной системы в целом, так как все ее планеты имеют общее происхождение, и их внешние оболочки сильно зависят от активности Солнца.
Считается, что планеты нашей системы сформировались из гигантской протопланетной газопылевой туманности примерно в одно и то же время, около 4,6 млрд лет назад (Head, 2014; Ernst, 2014).
|
На модели Солнечной системы показаны
четыре внутренние планеты земной группы – Меркурий, Венера, Земля и Марс, а
также четыре внешние – Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В отличие от этих газовых
гигантов из водорода и гелия, планеты земной группы состоят из кислорода, кремния,
железа и других тяжелых элементов. Credit: NASA/JPL
|
Дальнейшую эволюцию планет условно делят на шесть стадий, причем первые три стадии характерны только для планет земной группы – Меркурия, Марса и Земли, а также, частично, Луны, на которых они проходили во многом синхронно.
Что касается Венеры, то о ранних стадиях ее эволюции мы знаем пока недостаточно, потому что на этой планете древние геологические структуры перекрыты молодыми вулканическими породами, а из-за плотной облачности изучение ее поверхности очень затруднено (Head, 2014; Ernst, 2014).
Рождение
планет
Итак, первая стадия формирования планет – это аккреция, сгущение газопылевой туманности. Для Земли длительность этого процесса по данным моделирования и изотопного анализа составила около 100—120 млн лет (Vityazev and Pechernikova 2009; Kleine et al., 2002). Примерно столько же длилась эта фаза у Марса, Меркурия и, по-видимому, у Венеры (Head, 2014; Ernst, 2014). Формирование Луны шло другим путем и на порядок быстрее: она отделилась от Земли в результате столкновения с гипотетической планетой размером с Марс либо перестройки двойной планеты.
На стадии аккреции сформировалась и первичная атмосфера планет земной группы, которая в дальнейшем заметно эволюционировала. В тяжелой и плотной атмосфере юной Земли отсутствовал кислород, но было много свободного водорода и простейшего углеводорода – метана. Постепенно, параллельно с образованием океана она трансформировалась в современную малоплотную атмосферу, состоящую из свободного азота и кислорода (Adushkin et al., 2007; Zharkov, 2013). О первичной атмосфере Венеры мы ничего не знаем, кроме того, что свой современный облик она обрела около 1 млрд лет назад в результате активных вулканических процессов.
|
Геологическую историю планет земной
группы можно проследить по динамике формирования их поверхности и
приповерхностных структур. Эволюцию планет земной группы можно условно поделить
на шесть стадий. На I стадии происходило
формирование планет за счет аккреции, лишь Луна имеет другое происхождение. На II стадии постепенно закончилась тяжелая
метеоритная бомбардировка на Марсе, Земле и Луне, а также начались процессы
тектоники плит, наиболее ярко выраженные на Земле. На III
стадии завершился плюмовый магматизм на Марсе, а на Луне и Меркурии
всякая тектоническая активность исчезла ранее.
Стадии V–VI отчетливо фиксируются лишь на Земле и Венере. На Венере это
период активного плюмового магматизма, а на Земле – образования современных
океанов и континентов. В последние 200 млн лет специфическая тектоническая
активность проявлялась на Ио – крупнейшем спутнике Юпитера, магматизм и
конвекция на котором обусловлены высоким содержанием серы и его периодическими
сжатиями-растяжением при изменении расстояния от Юпитера. По: (Head, Coffin,
1997; Ernst, 2013; 2014), с добавлениями N. L. Dobretsov.
|
Стадия аккреции и последующего раннего развития, сопровождавшегося метеоритными бомбардировками на всех планетах земной группы, кроме Венеры, и Луне, завершилась около 3,8 млрд лет назад, что подтверждается изотопными данными для Земли и Луны. На следующей, II стадии закончилась и тяжелая метеоритная бомбардировка Луны, Земли и, вероятно, Марса (Bottke et al., 2012). Наиболее отчетливые следы этого грандиозного явления обнаружены на «безатмосферной» Луне: судя по ним, максимум падения крупных метеоритов пришелся на период 4,0—3,3 млрд лет назад, а последние из них упали на лунную поверхность не позднее 1 млрд лет назад (Hiesinger et al., 2011).
Итак, первые 2,6 млрд лет на Меркурии, Марсе, Земле и Луне шли примерно схожие процессы формообразования. К концу III стадии завершился плюмовый магматизм на Марсе, связанный с подъемом из глубин планеты горячих расплавов магмы, а на Меркурии и Луне все признаки какой-либо магматической активности исчезли много ранее. Но не так обстояла ситуация на Земле и Венере. Эволюция земного океана и океанических структур, связанных с формированием и изменением структуры течений в верхнем слое мантии (астеносфере), нашли отражение в так называемой тектонике плит – движении гигантских базальтовых плит, которые, как кусочки мозаики, составляют литосферу Земли (Stern, 2008; Dobretsov, 2009, 2010).. Ничего подобного этому явлению на других планетах не было обнаружено, за исключением Марса, где на ранних этапах могли происходить явления, схожие с тектоникой малых плит, характерной для Земли в раннем протерозое (Halliday et al., 2001; Ernst, 2014).
В отличие от Земли, магматическая активность и связанные с ней преобразования поверхностных структур отчетливо фиксируются на Венере только на поздних стадиях формирования планеты, как уже упоминалось выше.
|
Эти изображения поверхности Венеры были
получены в результате визуализации данных межпланетной станции «Магеллан»,
дополненных данными других космических экспедиций и наземных радиолокационных
наблюдений: а – северное полушарие (яркое пятно в нижней части – горы Максвелла
высотой 11 км),
б – восточное полушарие (темные области – следы падения крупных метеоритов на
равнинах). Credit: NASA/JPL
|
Если рассмотреть ход параллельных процессов на двух этих планетах, то 1,8—1,0 млрд лет назад на Венере началось формирование современной плотной атмосферы на фоне роста активности плюмового магматизма, завершившееся 0,8—0,5 млрд лет назад, а на Земле в этот период шло образование современных океанов, континентов и биосферы (Dobretsov, 2010, 2014). За последние 200 млн лет поверхность Земли приобрела свой окончательный облик, в то время как атмосфера и вулканизм Венеры продолжали функционировать на том же самом относительно стабильном уровне.
Таким образом, эволюция всей Солнечной системы представляет собой сложнейшее явление, когда прекращение активности на одной планете сопровождается появлением или усилением активности на другой. Хотя, как отмечено выше, есть и определенное сходство стадий на разных планетах земной группы. Причиной такого сходства является, во-первых, единое происхождение планет. Во-вторых, интенсивная метеоритная бомбардировка, которой завершился процесс аккреции. И, наконец, плюмовый магматизм, яркие проявления которого периодически фиксируются на Земле в течение всей ее истории, на Марсе – первые 2 млрд лет, а на Венере – в последний 1 млрд лет.
Ниже мы подробнее остановимся на условиях формирования специфической атмосферы и магматизма Венеры, а также возможности появления аналогичных явлений на поздних стадиях эволюции нашей планеты.
На
планете с облаками из серной кислоты
С одной стороны, Венера очень похожа на Землю. Ее радиус составляет 0,95 от земного при практически одинаковой средней плотности вещества, из-за чего масса Венеры равна 0,8 от массы Земли. Однако Венера расположена ближе к Солнцу и вращается настолько медленно, что венерианский день составляет 225 земных суток. Неудивительно, что ее поверхность за 4 млрд лет нагрелась, и на ней сформировалась атмосфера, совсем не похожая на земную.
|
Облака в атмосфере Венеры состоят из
мельчайших капель высококонцентрированной серной кислоты. Их V-образная форма –
следствие сильных ветров, дующих вблизи экватора. Из-за плотного облачного слоя
поверхность Венеры можно наблюдать лишь в радио- и микроволновом диапазонах, а
также в отдельных участках ближней инфракрасной области. Этот снимок
поверхности Венеры сделан зондом «Пионер-Венера-1» в ультрафиолетовых лучах в 1979 г. Credit: NASA
|
Данные
по Венере продолжают уточняться, но на сегодня известно, что температура у ее
поверхности составляет около 450 °С, а давление – 93(!) земные атмосферы.
Основная часть атмосферы Венеры – это углекислый газ (96,5%) с примесью азота
(3,5%) и следовыми количествами молекулярного кислорода, воды, аргона,
сероводорода и других соединений (Kondratyev и др., 1987; Avduevsky и др.,
1995; Basilevsky, Head, 2003; Bertaux et al., 2007; Svedham et al., 2007).
Интересно, что хотя доля азота в атмосфере Земли значительно выше, общая масса
азота в венерианской атмосфере в 4 раза больше из-за ее большей плотности и
размеров.
На
высоте 40—65 км на дневной стороне Венеры и 50—80 км – на ночной формируется
облачный слой из мелких (диаметром около 2 мкм) капель раствора серной кислоты H2SO4 высокой концентрации. Откуда она берется? Предположительно, серная
кислота образуется благодаря фотохимическому воздействию из сернистого газа SO2,
выбрасываемого в атмосферу с извержениями, который вступает в реакцию с
активным атомарным кислородом (Basilevsky, Head, 2003; Bertaux et al., 2007):
SO2+O→SO3
SO3+H2O→H2SO4
В земной атмосфере тоже происходят подобные процессы, но в гораздо меньших масштабах.
|
В центре Венеры находится расплавленное
железоникелевое ядро (1), окруженное мантией (2) и корой (3).
Над поверхностью простирается плотная облачная атмосфера (4), где верхняя граница облаков проходит на высоте
65—70 км от поверхности (5). Еще выше
располагается видимая с Земли внешняя «поверхность» атмосферы,
характеризующаяся наиболее резкими температурными колебаниями (6). По: (Dinwiddie et al., 2014)
|
Атмосферу Венеры можно поделить на тропосферу, мезосферу, термосферу и ионосферу. Плотная ее часть – тропосфера, простирается от поверхности до 65 км (верхней части облачного слоя) и содержит 99 % всей массы атмосферы. Большая часть (90 %) атмосферы Земли находится до высоты 10 км, Венеры – до высоты 28 км от поверхности. И лишь на высоте 49,5 км давление здесь становится таким же, как на Земле на уровне моря, а на высоте 54 км опускается до земных значений температура (21 °С) (Patzold et al., 2007). Именно здесь, где есть водяные пары и условия среды близки к земным, может существовать жизнь, пусть и в простейшей форме (Bortman, 2004; и др.). В верхней части тропосферы благодаря сложной конвекции возникают сильные полярные вихри (Svedhem et al., 2007).
Еще выше, до высоты 120 км, простирается мезосфера. Ее нижняя часть (на высоте 62—73 км) совпадает с верхним слоем облаков, а температура здесь опускается до –43 °С. Самый холодный (до –108 °С) на дневной стороне слой атмосферы располагается на высоте 73—95 км. Выше мезосферы начинается термосфера, которая характеризуется наиболее сильными температурными контрастами: на дневной стороне температура может возрастать до 127 °С, а на ночной – падать до –173 °С (Bertaux et al., 2007).
|
Плотная часть атмосферы Венеры
(тропосфера) простирается от поверхности до высоты 65 км (верхней части
облачного слоя) и содержит 99 % всей массы атмосферы. Наиболее сходной с земной
атмосферой является верхняя часть тропосферы (тропопауза) между 49,5 и 58 км (Patzold et al., 2007).
На рисунке – модель физической структуры атмосферы Венеры, на которую наложены
данные по температуре и давлению, полученные советской автоматической
научно-исследовательской космической станцией «Венера-8», запущенной в 1972 г. По: (Basilevsky,
Head, 2003)
|
Такие температурные колебания связаны с особенностями циркуляции в верхней мезосфере и термосфере. На высотах 90—150 км воздушные массы перемещаются с дневной стороны на ночную, что сопровождается апвеллингом (подъемом) над освещенным полушарием и даунвеллингом – над темным. Ночной даунвеллинг вызывает адиабатический нагрев, что формирует относительно теплый (–40 °С) слой на ночной стороне мезосферы на высоте 90—120 км.