Климат Марса: назад в будущее
Где-то на орбите Марса спустя 50 миллионов лет.
До недавнего времени климат планет Солнечной системы считался практически неизменным: только в 1920 году Милутином Миланковичем была предложена идея что изменения в эксцентриситете орбиты, наклон оси вращения Земли и её прецессии вызывают в сумме циклические изменения климата (на самом деле подобные предположения высказывались и до него, но недостаток данных не позволял правильно сформулировать это правило раньше). Эту закономерность так и назвали в честь её автора — циклами Миланковича. В 1950 году Дирком Брауэром и Адрианусом Ван Воеркамом было предположено что эксцентриситет марсианской орбиты тоже меняется со временем, ведя к изменениям его климата. Но на тот момент подтвердить или опровергнуть это было невозможно — до пролёта Марса первым земным зондом Маринер-4 оставалось ещё 15 лет.
Благодаря моей хорошей знакомой Диляре Садриевой, вы можете посмотреть эту статью в формате видеоролика.
Однако даже первые пролётные миссии передавали снимки слишком низкого качества, чтобы приоткрыть завесу тайны над этим вопросом. Но уже Маринеру-9 (впервые среди земных зондов вышедшему на марсианскую орбиту и проработавшем на ней с 14 ноября 1971 года по 27 октября 1972-го) удалось передать более 7 тысяч снимков приличного качества с разрешением в 100–1000 метров на пиксель. Для поклонников «Аэлиты» Алексея Толстого и «Войны миров» Герберта Уэллса новости оказались неутешительными: открытые Джованни Скиапарелли каналы на Марсе оказались всего лишь оптической иллюзией, а сам Марс предстал человечеству безжизненной пустыней. Температурные перепады на планете составляли от -143°C на полюсах зимой до +35°C в солнечный день на экваторе летом, а атмосферное давление на большей части планеты было столь низким, что водяной лёд превращался в пар и обратно минуя жидкую фазу.
Первые следы непостоянства марсианского климата полученные «Маринером-9»: на снимке отчётливо видна слоистая структура полярных шапок идущая от правого верхнего угла снимка к центру его нижней части.
Однако были и хорошие новости: аппарату удалось заснять больше 70% марсианской поверхности, включая полярные шапки. На них почти не наблюдалось кратеров, что свидетельствовало об их молодом возрасте (его оценили в 20 миллионов лет). Также повсеместно, начиная от 80 параллели и до самых полюсов, фиксировалась слоистая структура — это означало что полярные шапки Марса не только являются весьма молодыми образованиями, но ещё и периодически менялись в этот период. Теория об изменчивости марсианского климата начала подтверждаться.
Первые симуляции давали изменения эксцентриситета в диапазоне 0,004–0,141, что почти совпало с современными оценками, составляющими 0–0,16. Текущее значение эксцентриситета для Марса оценивается в 0,0934 — это всё равно весьма большое значение по сравнению с земными 0,0167 и оно уступает только Меркурию. Именно на основании наблюдений Тихо Браге движения Марса Иоганн Кеплер смог прийти к выводу о том, что орбиты планет являются эллиптическими, а не круговыми, что в дальнейшем позволило ему составить три своих знаменитых закона.
Цикличность изменений эксцентриситета также верно определили двумя периодами в 95 тысяч и 2 миллиона лет (хотя из-за сложностей в измерении скорости осаждения пород в полярных шапках Марса погрешности оценили в целых два порядка величины). А вот изменения в наклоне орбиты были оценены неверно: из-за преуменьшения влияния прецессии на этот параметр, первые расчёты исследователей давали только 15–35° вместо современных 0–80°.
Анимация прецессии оси вращения Земли. У Марса она происходит в обратном направлении.
Несмотря на то что Марс весит почти в 10 раз меньше Земли, его циклы занимают намного больше времени. Для Земли цикл прецессии занимает 25800 лет, в то время как для Марса это целых 56600 лет (скорость прецессии составляет 50,3 угловых секунд для Земли и 8,26 угловых секунд для Марса соответственно). Цикл изменения наклона оси у Земли составляет 41 тысячу лет, а у Марса — 124 тысячи. Прецессия оси вращения планеты ведёт к интересным эффектам: связанное с ней постепенное изменение оси вращения планеты приводит к тому, что звание «полярной» звезды со временем переходит от одной из них к другой. Также вместе с этим постепенно «дрейфует» и начало времён года: на Земле они смещаются назад на 1 день каждые 70,5 лет, а у Марса они наоборот смещаются на 1 день вперёд каждые 83,3 года. Скорость изменений в данном случае почти совпадают из-за того, что сам марсианский год в 1,8 раза дольше земного.
Эволюция южной полярной шапки по снимкам «Марс Глобал Сервейор».
Из-за высокого эксцентриситета марсианской орбиты, совпадающим в афелии (самой удалённой от Солнца точки орбиты) с зимой в южном полушарии, приводит к тому что климат в этом полушарии является более суровым, а южная полярная шапка значительно превосходит северную в размерах. Из других интересных особенностей: продолжительность суток на Марсе на 37,4 минуты дольше земных, но дальше отрыв будет сокращаться, так как замедление вращения Марса происходит со скоростью на 3 порядка меньше чем у Земли, что связано с малой массой двух спутников Марса по сравнению с нашей Луной.
1001 симуляция изменений наклона оси вращения Марса.
В 1989 году Ласкаром было установлено что параметры планет земной группы изменяются хаотично (в основном из-за влияния также хаотически движущихся астероидов Веста и Церера, на которые влияют объекты Пояса астероидов). Это приводит к тому что точно определить изменения наклона оси и эксцентриситета Марса на период более 10 миллионов лет оказывается невозможно (этот период называют временем Ляпунова), а на период более 50 миллионов лет становится невозможно с большей или меньшей точностью определить даже статистическое распределение их значений (для Земли эти интервалы составляют 50 и 250 миллионов лет соответственно). Но на периоды в пределах 10 миллионов лет характеристики орбит всех планет Солнечной системы возможно определить с достаточно высокой точностью.
Исследования этих показателей для других планет тоже дали весьма интересные результаты: при том что параметры орбит планет-гигантов практически не меняются, у Марса и Меркурия их эксцентриситеты колебались в весьма широких пределах. А для Меркурия они и вовсе были столь велики, что могли на интервалах в миллиарды лет привести к тому что он мог быть выброшен из Солнечной системы при его сближении с Венерой (такая вероятность была в прошлом и сохраняется в будущем). Это также может позволить нам по-другому взглянуть на парадокс Ферми (проблему того почему мы не находим следы жизни у других звёзд), так как для зарождения жизни на планете оказывается что ей не только нужно сформироваться в обитаемой зоне у своей звезды, но при этом ещё и оказаться в квазистабильном состоянии с другими планетами, чтобы из неё не выпасть.
Но вернёмся к Марсу. По оценкам изначальная атмосфера Марса имела давление в 6 раз больше текущего земного, но в результате поздней тяжёлой бомбардировки астероидами и кометами (случившейся 3,8 миллиарда лет назад) Марс потерял большую её часть сохранив давление в 0,5–1 земную атмосферу (500–1000 мбар). Но сейчас мы наблюдаем среднее давление у марсианской поверхности всего лишь в 6 мбар — куда же делось оставшееся? Главной причиной потерь марсианской атмосферы до последнего времени считалось исчезновение у него магнитного поля, которое тем самым перестало препятствовать «сдуванию» атмосферы под действием солнечного ветра.
Но как показали дальнейшие исследования, отсутствие магнитного поля наоборот замедляет скорость её улетучивания: измеренные спутником MAVEN за первые 2 года своей работы потери атмосферы составили в среднем 2193 тонны за год. Даже если учесть, что эти измерения производились на спаде активности Солнца, и среднее значение будет в несколько раз выше, этого всё равно оказывается недостаточно: прежние оценки учёных, основанные на уровне потерь в 568 тонн за год в солнечный минимум в современное время, давали общую потерю углекислого газа из атмосферы в размере 0,8–43 мбар за предыдущие 3,5 миллиарда лет. То есть экстраполируя их оценки на полученные MAVEN данные (оказавшиеся в 3,86 раза выше) мы получаем утечку в 31–166 мбар за этот период, против минимально недостающих 500 мбар.
Изменение атмосферного давления за марсианский год. Разница в показаниях объясняется тем что Викинг-2 располагался на 900 метров ниже среднего уровня марсианской поверхности чем его собрат Викинг-1.
Какие есть ещё подозреваемые? Посадочные платформы «Викингов» обнаружили то, что марсианский грунт содержит значительную долю монтмориллонитовых глин, которые могут адсорбировать значительную массу углекислого газа из атмосферы. Так что кроме 4–5 мбар кочующих от полюса к полюсу в полярных шапках (по более новым данным там может находиться до 85 мбар) и 6 мбар находящихся в атмосфере, предполагается что ещё порядка 300 мбар углекислого газа из атмосферы было поглощено почвой и ещё 130 мбар превратились в ней в карбонаты. Оценки общих текущих запасов углекислого газа на Марсе у различных учёных варьируются в довольно широких пределах: от ≤200 до ≥450 мбар. Но раньше они и вовсе колебались в интервале 200–10000 мбар.
Причиной такого разброса было наше плохое знание внутреннего устройства «Красной планеты». Да и сейчас, хоть мы и неплохо изучили полярные шапки Марса, а также приповерхностные слои Марса на всей его площади до глубины в пару метров, наши знания его внутреннего устройства оставляют желать лучшего, отчего разброс оценок всё ещё остаётся большим. Приоткрыть завесу над этим вопросом должна посадочная платформа «InSight», которая приземлилась на Марс 26 ноября. На борту InSight находятся чувствительный сейсмометр и складной 5-метровый бур (химического анализа грунта производить в данном случае не собираются, но и измерение физических свойств почвы на таких глубинах станет для нас большим шагом вперёд).
«Как это всё влияет на марсианский климат?» — вы можете спросить. Дело тут заключается в том, что от эксцентриситета зависит то как близко подходит планета к Солнцу и сколько времени за оборот она проводит в этом положении. Таким образом эксцентриситет влияет на климат планеты в целом, а наклон оси влияет на его широтное распределение: при достижении наклона оси вращения планеты значения в 54° полюса планеты начинают получать такое же количество солнечного света, как и экватор. А при дальнейшем увеличении наклона — даже больше него. Таким образом климат на полюсах становится теплее чем на экваторе, что ведёт в свою очередь к таянию верхнего слоя полярных шапок, состоящих из «сухого льда» (замёрзшего углекислого газа). А так как углекислый газ является парниковым газом, то его выделение вызывает потепление на всей планете в целом.
График годичных пиков температур в областях полярных шапок согласно исследованию 2012 года. Самые высокие температуры выделены чёрным цветом, а средние — красным и жёлтым, а низкие — белым (при этом ромбом указано текущее состояние Марса). Синим прямоугольником указан интервал изменения параметров эксцентриситета и наклона у Земли.
По всей совокупности факторов оптимальными параметрами для разогрева Марса являются среднее значение эксцентриситета (0,06–0,08) и совпадение перигелия орбиты с днём равноденствия (0° или 360°), но в целом эти параметры на климат имеют значительно меньшее влияние. Текущими значениями для Марса являются 25,19° наклона оси, эксцентриситет в 0,0934 и перигелий 286,502°. Эксцентриситет орбиты Марса сейчас движется к своему пику в 0,105 (который должен достичь спустя 24 тысячи лет), после чего он двинется обратно к показателю 0,002 (который достигнет спустя 100 тысяч лет). К сожалению наклон Марса сейчас находится в своей спокойной фазе, вблизи минимума цикла в 2 миллиона лет, и в ближайшее время не планирует подниматься выше 36°. Так что Марс в обозримом будущем для нас так и должен остаться бескрайней пустыней.
Песчаный вихрь заснятый марсоходом «Спирит» 15 мая 2005 года. Gif отображает процесс движения вихря за 9,5 минут (интервал между кадрами составляет около полуминуты).
Однако это не означает что климат Марса не будет меняться в ближайшее время. Точнее сказать он меняется прямо сейчас: за период с получения последних сведений от «Викингов» в 1977 году и до момента получения первых данных с зонда «Марс Глобал Сервейор» в 1999 году, температура марсианской поверхности поднялась на 0,86°C. Этот процесс не связан напрямую с описанными выше явлениями — объяснение ему учёные нашли в изменении альбедо Марса (степени отражающей способности его поверхности) которое как оказалось за эти 22 года изменилось больше чем на 10% в большую или меньшую сторону на трети марсианской поверхности.
Это изменение не предвещает пока сделать терраформинг Марса значительно проще, так как по предварительным оценкам учёных для него требуется поднять температуру на поверхности на целых 25°C — иначе после снятия внешнего воздействия Марс вернётся в своё изначальное холодное состояние. Само изменение альбедо Марса по всей видимости связано с пылевыми бурями, и как видно на снимках, южная полярная шапка (формирующаяся в тот период года, когда на Марсе происходит глобальная пылевая буря) становится более «грязной» чем северная.
Сейчас эти данные строятся всего на двух временных точках и говорить о каких-то закономерностях пока рано. Однако исследования циклов изменения эксцентриситета и наклона также говорят о том, что глобальное потепление происходит на Марсе уже прямо сейчас, но происходит со значительно меньшей скоростью:
Синяя линия — температура при которой начинается таяние вечной мерзлоты в кратере Гейла, располагающегося в 5° к югу от экватора (получено по данным Кьюриосити).
Что же может дать нам этот небольшой пик на графике, к которому мы сейчас движемся? Если говорить в целом, то довольно немного. При повышении средней температуры на Марсе там тоже должно происходить глобальное потепление, как и на Земле: при давлении атмосферы в 6,1 мбар и температуре в 158°K в марсианской почве может адсорбироваться до 11 см³ углекислого газа на 1 грамм грунта, но при температуре в 196°K насыщение происходит уже при 3,5 см³ на грамм. Таким образом нагрев почвы вызовет выделение накопленного в ней парникового газа. Однако в целом от этого небольшого повышения средней температуры и сам эффект будет незначительным. К тому же из-за ограниченной теплопроводности почвы её прогрев происходит не мгновенно, а со скоростью около 1 метра за год, так что эти узкие пики не успевают прогреть Марс на значительную глубину и вызвать выделение значительных объёмов углекислого газа.
Взвесь пыли в марсианской атмосфере делает его небо противоположным земному.
Кроме выделения газов из почвы возможен ещё один эффект, усиливающий потепление: при значительном росте давления атмосферы знаменитые глобальные пылевые бури Марса по оценкам учёных должны сойти на нет. Это также должно повысить среднюю температуру на планете, так как эти бури могут накрывать всю планету на срок от нескольких земных месяцев до полугода, отражая часть света обратно в космос. Но возможно ещё более последствием этого может быть то, что согласно другому недавнему исследованию эти бури являются источником перхлоратов на Марсе, которые в больших концентрациях являющихся ядовитыми для людей и большинства форм жизни на Земле (включая растения). Таким образом потепление климата на «Красной планете» может напрямую послужить и в повышении плодородности её почвы. Однако этот эффект требует заметно большего потепления, чем будет достигнут в текущем цикле повышения температуры, так что об этом скорее стоит поговорить в контексте терраформинга Марса, о котором будет идти речь в очередной статье.
В завершении статьи я хотел бы предложить всем интересующимся исследованием, колонизацией и терраформингом Марса подписаться на группу Марсианского общества в Facebook и ВКонтакте, а также вступить в наши ряды или стать координаторами Марсианского общества в регионах, чтобы внести свой посильный вклад в процесс превращения «Красной планеты» в сине-зелёную. Для этого можно обратиться ко мне или Алексею.
Ссылки на использованную литературу
