КІРІСПЕ

Парниктік эффектбұл денелерге айтарлықтай әсер етеді Күн жүйесіатмосферасы бар. Ең жарқын мысалВенера - шамамен 240 К температурадағы Венера үшін тиімді температурадан гөрі, СО2 қысымы 90 бардан жоғары және 733 Кельвин температурасы бар Венера. Венерадан айырмашылығы, Жердегі парниктік эффект шамамен 33 К шамасында қызып кетеді, ол да ойнайды маңызды рөлөмірді сақтауда. Марста парниктік эффект 5 К шамасында, бірақ зерттеулер көрсеткендей, ол бұрын айтарлықтай үлкен болған (Carr and Head, 2010). Бір қызығы, Титанға парниктік әсердің Жердегіге ұқсастығы бар, оның ішінде жер бетіндегі салыстырмалы қысым (Жерден 1,5 есе артық, Венера мен Марстан айырмашылығы, қысымы шамамен 100 есе көп, ал 100 есе аз, тиісінше), сонымен қатар төмен температураға қарамастан, Титанда конденсацияланатын парниктік газдар бар (Кустенис, 2005).

Салыстырмалы планетарлық ғылымды осы планеталарды бірігіп қарау және парниктік эффектінің негізгі заңдары мен маңыздылығын анықтау үшін қолдануға болады. Мұндай салыстырмалы талдауатмосфералық конверттер мен экзопланеталар бетіндегі жағдайлар туралы түсінік бере алады жер үсті... Бұл мақалада планеталардың қазіргі жағдайы туралы тек төрт мәліметтер жиынтығы қарастырылады, өйткені ол геологиялық, геохимиялық және изотопиялық дәлелдерді және басқа да негізгі физикалық себептерді ескере отырып, бұрын болған атмосфералық жағдайларға негізделуі мүмкін.

Бұл жұмыстың құрылымы келесідей: біріншіден, біз парниктік эффект пен радиацияны сіңіретін газдардың физикалық негіздерін қарастырамыз. Екіншіден, біз жоғарыда аталған төрт ғарыштық дененің әрқайсысын қысқаша қарастырамыз, негізгі сіңіргіш газдар, атмосфераның құрылымы мен әр түрлі денелердің бетіндегі қалыптасқан жағдайлар. Біз сондай -ақ өткен жағдайлардың әр түрлі атмосфералық жағдайлары мен әлсіз жас күннің парадоксы туралы мәліметтермен қалай байланысты екенін ескере отырып, өткен жағдайлардың мүмкін болатын заңдылықтарын қарастырамыз. Ақырында, осы жіптердің барлығын байланыстырып, әр планетамен байланысты негізгі физикалық процестерді біліп, олардың арасындағы ұқсастықтарды алайық. Назар аударыңыз, мұнда басты назар сапаға аударылады.

ШАБЫЛДЫҚ ГАЗДАР ТУРАЛЫ НЕГІЗГІ АҚПАРАТ

Парниктік газдар көрінетін жарықтың өтуіне мүмкіндік береді, көпшілігіне мүмкіндік береді күн сәулесіатмосферада шағылыспайды және жер бетіне жетпейді, бірақ олар инфрақызыл диапазонда мөлдір емес, сәулеленуге әсер етеді, сондықтан жер бетінің температурасы жоғарылайды және планета кіретін күн радиациялық ағынымен жылулық тепе -теңдікте болады.

Атомдар мен молекулалардың сәулені жұтуының физикалық процесі күрделі және көптеген заңдылықтарды қамтиды. кванттық механикатолық суретті сипаттау үшін. Соған қарамастан, процесті сапалы сипаттауға болады. Әр атомның немесе молекуланың әр түрлі квантталған энергия деңгейлеріне сәйкес келетін күйлер жиынтығы бар. Молекула энергиясы төмен күйден фотоны жұту арқылы немесе жоғары энергиямен басқа бөлшекпен соқтығысу арқылы энергиясы жоғары күйге өте алады (жоғары энергияның барлық мүмкін болатын күйлері факт емес екенін атап өткен жөн) берілген төменгіден тікелей жетуге болады және керісінше). Қозған күйге ауысқаннан кейін молекула төмен энергия күйіне немесе тіпті негізгі күйге (ең төмен энергия күйіне) шығарылады, фотон шығарады немесе онымен соқтығысқаннан кейін энергиясының бір бөлігін басқа бөлшекке береді. . Жер атмосферасында сіңіргіш газдардың ауысуының үш түрі бар. Энергияның төмендеу реті бойынша олар: электронды ауысулар, вибрациялық ауысулар және айналмалы ауысулар. Электронды ауысулар ультракүлгін диапазонның энергиясымен жүреді, спектрдің жақын және орта инфрақызыл аймағында вибрациялық және айналмалы ауысулар орын алады. Озон ультракүлгін сәулелердің оттегімен жұтылуының мысалы болып табылады, ал су буының инфрақызыл диапазонында вибрациялық және айналмалы энергиялары бар. Инфрақызыл сәуле Жердің сәулеленуінде басым болғандықтан, айналмалы және вибрациялық ауысулар талқылау кезінде ең маңызды болып табылады. жылу балансыЖер.

Бұл барлық әңгіме емес, өйткені әрбір сіңіру сызығы бөлшектердің жылдамдығына (температурасына) және қысымына байланысты. Бұл мәндердің өзгеруі спектрлік сызықтардың өзгеруіне әкелуі мүмкін, демек, газ беретін сәулеленудің жұтылуын өзгертуі мүмкін. Сонымен қатар, өте тығыз немесе өте суық атмосфераға байланысты сіңірудің тағы бір әдісі - соқтығысудан туындаған абсорбция (ICP деп аталады) әлі талқылануда. Оның мәні-ICP полярлық емес молекулаларға (яғни, күшті дипольдік моменті жоқ симметриялы молекулалар) сәулеленуді сіңіруге мүмкіндік береді. Бұл екі жолдың бірінде жұмыс істейді: біріншісі - соқтығысу молекулада фотонды сіңіруге мүмкіндік беретін уақытша дипольдік момент туғызады, немесе екіншісі - екі молекула, мысалы Н2 -N2, олармен бір супермолекулаға қысқа уақыт ішінде байланысады. меншікті квантталған айналу күйлері. Бұл уақытша молекулалар димерлер деп аталады (Хант және т.б. 1983; Wordsworth және т.б. 2010). Тығыздықтың тура пропорционалдылығын интуитивті түрде түсінуге болады: газ неғұрлым тығыз болса, соқтығысу ықтималдығы соғұрлым жоғары болады. Температураның теріс қатынасын тұру уақытының әсері деп түсінуге болады - егер молекула көп аударма энергияға ие болса, ол басқа молекулаға жақын жерде аз уақыт өткізеді, сондықтан димердің пайда болу ықтималдығы аз.

Сәулелік күштеу сипаттамаларының сандық мәндерін біле отырып, кері байланыс әсерінсіз температураны оңай есептеуге болады. Беттік температураны реттеу арқылы ғарышқа көбірек энергия бөлінеді (Хансен, Сато және Руди 1997). Жалпы алғанда, климат бойынша кері байланысты түсіну өте маңызды, себебі теріс кері байланыс температураны тұрақтандырады, ал оң кері байланыс бұзылуларды күшейтеді және бақыланбайтын процесті тудырады. Кері байланыс әсерлерінің айтарлықтай өзгеше уақыты да өте маңызды. Дәл болжам жасау үшін жиі барлық маңызды кері әсерлерді қамтитын жалпы айналым моделіне (GCM) жүгіну қажет (Тейлор 2010). Кері байланыс эффектілерінің мысалдары: температураға байланысты бұлттың пайда болуы (теріс кері байланыс, қысқа уақыт шкаласы), еру немесе мұз қабатының пайда болуы (оң кері байланыс, қысқа / орташа уақыт шкаласы), карбонат-силикат циклі (теріс кері байланыс, ұзақ уақыт шеңберлері) және биологиялық процестер (олар әр түрлі).

КҮН ЖҮЙЕСІНДЕГІ ШАУЛАНУ ӘСЕРІ

Жер

Жер бетінің жылдық орташа орташа мәні 288 К, ал эффективті температурасы 255 К. Эффективті температура төмендегі теңдеуге сәйкес жылу балансының кіретін күн радиациясының ағынына қатынасы бойынша анықталады.

мұнда S-күн константасы (жердегі ~ 1366 Вт / м2), А-Жердің геометриялық альбедосы, σ-Стефан-Больцман тұрақтысы, f-геометриялық фактор, жылдам айналатын планеталар үшін 4-ке тең, яғни. тәулік ретімен айналу кезеңі бар планеталар (Catling and Casting 2013). Демек, парниктік эффект Жердегі осы температураның 33 К жоғарылауына жауап береді (Поллак 1979). Бүкіл Жер 255 К дейін қыздырылған қара дене сияқты сәулеленуі керек, бірақ парниктік газдардың жұтылуы, ең алдымен СО2 және Н2О, жылуды жер бетіне қайтарады, бұл атмосфераның үстіңгі қабаттарын жасайды. Бұл қабаттар 255 К -тан төмен температурада сәулеленеді, сондықтан 255 К температурасы бар қара дене сияқты сәулелену үшін беті жылы болуы керек және көбірек сәулеленуі керек. Ағынның көп бөлігі 8-12 микрондық терезеден шығады (толқын ұзындығы аймағы атмосфераға салыстырмалы түрде мөлдір).

Атмосфераның суық үстіңгі қабаттары жылы бетпен оң корреляциялайтынын атап өту маңызды - атмосфераның жоғарғы қабаты неғұрлым көп шығаруға қабілетті болса, ағынның аз болуы керек (Casting 1984). Сондықтан, планетаның атмосферасының үстіңгі қабаттары мен бетінің температуралық минимумдары арасындағы айырмашылық неғұрлым көп болса, парниктік эффект соғұрлым жоғары болады деп күту керек. Хансен, Сато және Руди (1997) СО2 концентрациясының екі есе артуы кері байланыс әсерін ескермей, күн радиациясының ағынының 2% -ға өсуіне барабар екенін көрсетті.

Жер бетіндегі негізгі парниктік газдар - су буы мен көмірқышқыл газы. Озон, метан және азот оксидтері сияқты газдардың айтарлықтай төмен концентрациясы да ықпал етеді (De Pater and Liesauer 2007). Айта кету керек, бу жылыжайды жылытуға үлкен үлес қосатын болса да, ол конденсацияланбайтын парниктік газдармен, ең алдымен СО2-мен конденсацияланады және «синхрондалады» (De Pater and Liesauer, 2007). Су буы атмосфераға жасырын жылуды шығарып, конденсациялайды, тропосферадағы температура градиентін құрғақ емес, ылғалды адиабатаға ауыстырады. Су стратосфераға ене алмайды және су буын ең төменгі температурада (тропопаузада) конденсациялайтын тропосфералық суық тұзаққа байланысты фотолизге ұшырай алмайды.

Атмосфераның эволюциясы

Шөгінділердің болуы және шамамен 4 миллиард жыл бұрын Жер бетінде мұздық шөгінділердің болмауы Жердің ертедегі жылы болғанын көрсетеді, мүмкін қазіргіден де жылы (Де Патер мен Лизауэр 2007). Бұл әсіресе қиын, өйткені күн ағыны сол кезде шамамен 25% төмен болды деп есептеледі. Бұл мәселе «әлсіз жас күн парадоксы» деп аталады (Goldblatt және Zanle 2011). Мүмкін болатын түсініктеме қазіргіден әлдеқайда үлкен парниктік эффект болуы мүмкін. CH4, CO2 және H2O және мүмкін NH3 концентрациясы сол күндері жоғары болады деп есептеледі (De Pater). Бұл сәйкессіздікті түсіндіру үшін көптеген гипотезалар ұсынылды, оның ішінде СО2 парциалды қысымының жоғарылауы, метан әсерінен болатын парниктік әсер (Павлов, Кастинг және Браун 2000), органикалық тұман қабаты, бұлттылықтың жоғарылауы, спектрлік сызықтардың кеңеюі. азоттың парциалды қысымы мен жалпы атмосфералық қысымның едәуір жоғарылауына дейін (Goldblatt et al. 2009).

Венера

Венера массасы мен көлемінің ұқсас болуына байланысты Жердің әпкесі ретінде жиі сипатталса, оның беті мен атмосфералық жағдайларының Жерге еш қатысы жоқ. Беттің температурасы мен қысымы тиісінше 733 К және 95 бар (De Pater and Liesauer 2007, Краснопольский 2011). Альбедо мен 100% бұлттылықтың арқасында тепе -теңдік температурасы шамамен 232 К құрайды. Сондықтан, Венераға парниктік әсер ету өте қорқынышты және шамамен 500 К тең. Бұл 92 бар CO2 парциалды қысымында таңқаларлық емес. Қысыммен желінің кеңеюі бар үлкен маңызыосындай тығыздықта және жылытуға елеулі үлес қосады. CO2-CO2 ICP де өз үлесін қосуы мүмкін, бірақ бұл туралы әлі әдебиеттер жоқ. Су буының мөлшері 0,00003% көлемімен шектелген (Meadows and Crisp 1996).

Атмосфераның эволюциясы

Көбінесе Венера Жерге ұқсас және бастапқы изотоптық құрамына ұқсас ұшпа композициядан басталды деп саналады. Егер бұл рас болса, онда Жер үшін 150 -ден асатын Deuterium / Protium қатынасы (Donahue және т.б. 1982), мүмкін, судың фотодиссоциациялануына байланысты сутегінің үлкен жоғалуын көрсетеді (Shasefier et al. 2011), дегенмен Гринспун мен Льюис (1988) кометалармен су жеткізу бұл изотопиялық қолтаңбаны түсіндіре алады деп ұсынды. Қалай болғанда да, Венера қазіргі күйіне дейін мұхиттарға ие болуы мүмкін еді, егер оның құрамында Жер суының мөлшері көп болса (Кастинг 1987). Оның жағдайына СО2 концентрациясының жоғарылауы себеп бола алмады парниктік газ), бірақ бұл әдетте күн ағынының ұлғаюынан болады деп есептеледі (Киппенхан 1994), бірақ ішкі жылу ағыны планеталарда бақыланбайтын парниктік әсерге әкелуі мүмкін (Барнс және т.б. 2012).

Кастинг (1987) Венераға бақыланбайтын және тұрақты парниктік әсерлерді зерттеді. Егер Венера тарихтың бастапқы кезеңінде мұхитқа ие болса, онда қазіргі орбитада күн энергиясының ағымы жылыжай сценарийі дереу басталатындай болар еді. Күн ағынының ұлғаюына байланысты мұхит суының жоғалуының екі сценарийі бар (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Бірінші бақыланбайтын сценарий: мұхит тропосфераға булана бастайды, жылуды арттырады, бірақ мұхиттар қайнап кетпеуі үшін қысым да артады. Су тропосферада фотодиссоциацияға және сутектің ғарышқа ағуына қарағанда тезірек жиналады. Ауа райы оқиғалары әлі де болуы мүмкін және CO2 шығарындыларын бәсеңдетуі мүмкін. Су буының температурасы мен қысымы жоғарылайды және мұхит 647 К судың маңызды нүктесіне жеткенше қалады, бұл кезде буды кез келген қысыммен суға айналдыру мүмкін емес, бұл кезде барлық сұйық су буланып кетеді. су буының тығыз тұманы, шығатын ұзақ толқынды радиация үшін мүлде мөлдір емес. Содан кейін беткі температура су буының мөлдірлігі әлдеқайда жоғары және тұрақты болатын жақын инфрақызыл және көрінетін аймақтарда сәулелене бастағанға дейін жоғарылайды. Бұл жер бетіндегі тау жыныстарын ерітуге және олардан көміртекті бөлуге жеткілікті жоғары 1400 К температураға сәйкес келеді. Сонымен қатар, CO2 ауа -райының әсерінен тастан шығарылуы мүмкін және оны еш жерден алып тастауға болмайды. Екінші сценарийде атмосфераға су буының шығуы температураның таралуын изотермиялық етеді, бұл тропопаузаны жоғарылатады және суық тұзақты бұзады. Су буы стратосфераға өтіп, фотолизге ұшырауы мүмкін. Бірінші сценарийден айырмашылығы, су мұхиттың булану жылдамдығына сәйкес келетін жылдамдықта жоғалады және судың бәрі кеткенше булану тоқтамайды. Су таусылған кезде карбонат-силикат айналымы өшеді. Егер CO2 мантиядан дамуын жалғастыра берсе, онда оны жоюдың қол жетімді әдісі жоқ.

Марс

Марс температурасы мен қысымы жағынан Венераға қарама -қарсы. Беттік қысым шамамен 6 миллимарды құрайды және орташа температура 215 К (Carr and Head 2010). Тепе -теңдік температураны 210 К деп көрсетуге болады, сондықтан парниктік эффект шамамен 5 К құрайды және шамалы. Температура ендікке, жыл уақытына және тәулік уақытына байланысты 180 К -ден 300 К -ге дейін болуы мүмкін (Carr and Head 2010). Теория бойынша, H2O фазалық схемасына сәйкес Марс бетінде сұйық су болуы мүмкін қысқа уақыт кезеңдері бар. Жалпы, егер біз ылғалды Марсты көргіміз келсе, өткенге қарауымыз керек.

Атмосфераның эволюциясы

Mariner 9 өзен ағындарының айқын іздерін көрсететін фотосуреттерді алғаш рет орналастырды. Ең көп таралған түсініктеме - Марстың ерте кезеңі жылы және ылғалды болды (Pollak 1979, Carr and Head 2010). Парниктік әсердің кейбір механизмдері (бұлттар да қарастырылған), олар жеткілікті радиациялық мәжбүрлікті тудыруы керек еді, Марсты өзінің алғашқы кезеңінде жылытады. Мәселе жұмсақ климат болған кезде 3,8 миллиард жыл бұрын Күн 25% әлсірегенін ескере отырып, одан да нашар. Ерте Марстың беткі қысымы 1 барға және температурасы 300 К -қа жуық болған болуы мүмкін (De Pater and Liesauer 2007).

Кастинг (1984, 1991) көрсеткендей, тек СО2 Марстың алғашқы бетін 273 К -қа дейін қыздыра алмайды. СО2 -нің клатратқа айналуы атмосфералық температураның градиентін өзгертеді және атмосфераның жоғарғы қабатын көбірек жылу шығаруға мәжбүр етеді. тепе-теңдік, содан кейін беті аз шығарады, сондықтан планетада ұзын толқынды инфрақызыл сәулелену ағымы бірдей болады, беті суи бастайды. Осылайша, 5 бардан жоғары қысым кезінде СО2 планетаны жылытудың орнына салқындатады. Бұл сол кездегі күн ағынын ескере отырып, Марстың бетін судың қату нүктесінен жоғары жылыту үшін жеткіліксіз. Бұл жағдайда CO2 клатратқа айналады. Wordsworth, Foget, and Amyt (2010) тығыз және таза СО2 атмосферасында (оның ішінде ICP) СО2 сіңіру физикасына неғұрлым қатаң зерттеу ұсынды, бұл шын мәнінде 1984 жылы жоғары қысымда беткі температураны жоғары көтеріп, мәселені ушықтырады. жылы, ылғалды ерте Марстан. СО2 -ден басқа басқа парниктік газдар бұл мәселені шешуі мүмкін, немесе егер ол альбедоны азайтса, шаң шығарады.

CH4, NH3 және H2S ықтимал рөлі бұрын талқыланды (Саган мен Муллен, 1972). Кейінірек SO2 парниктік газ ретінде де ұсынылды (Jung et al., 1997).

Титан

Титан бетінің температурасы мен қысымы сәйкесінше 93 К және 1,46 бар (Кустенис). Атмосфера негізінен N2 -ден бірнеше % CH4 және 0,3 % H2 -ден тұрады (McKay, 1991). Титанның тропопаузасы, температурасы 71 К, 40 км биіктікте.

Титанның парниктік эффектісі, ең алдымен, N2, CH4 және H2 молекулаларының ұзақ толқын ұзындығындағы сәулеленуді қысыммен сіңіруінен туындайды (McKay, Pollack and Cortin 1991). Н2 Титанға тән сәулеленуді қатты жұтады (16,7-25 микрон). CH4 Жердегі су буына ұқсайды, өйткені ол Титан атмосферасы жағдайында конденсацияланады. Титанға парниктік эффект негізінен N2-N2, CH4-N2 және H2-N2 димерлермен соқтығысудан туындаған жұтылуға байланысты (Хант және басқалар. 1983; Wordsworth және т.б. 2010). Бұл Жердің, Марстың және Венераның атмосферасынан керемет ерекшеленеді, онда тербелмелі және айналмалы ауысулар арқылы сіңіру басым.

Титан сонымен қатар жылыжайға қарсы әсерге ие (McKay et al. 1991). Жылыжайға қарсы әсер жоғары биіктікте көрінетін жарықты сіңіретін, бірақ инфрақызыл сәулеленуге мөлдір тұман қабатының болуынан туындайды. Жылыжайға қарсы эффект беттік температураны 9 К төмендетеді, ал парниктік эффект оны 21 К жоғарылатады. Осылайша, таза парниктік эффект 12 К құрайды (82 К-байқалған беттің 94 К температурасымен салыстырғанда тиімді температура). Тұман қабаты жоқ титан жылыжайға қарсы эффектінің болмауына және парниктік эффектінің күшеюіне байланысты 20 К жылы болады.

Беттік салқындату негізінен спектрдің 17-25 микрондық аймағындағы сәулеленуге байланысты. Бұл Титанның инфрақызыл терезесі. Н2 маңызды, өйткені ол осы аймақта сіңеді, СО2 жер бетінде өте маңызды болғандықтан, ол инфрақызыл диапазонда Жер бетінен сәуле жұтады. Екі газ да атмосфера жағдайында буларының қанықтылығымен шектелмейді.

Метан қысымға жақын қаныққан бу, Жердегі H2O -ға ұқсас.

Атмосфераның эволюциясы

Күннің жарқырауының жоғарылауына байланысты, Титан бетінің температурасы 4 миллиард жыл бұрынғыға қарағанда 20 К жылы болуы мүмкін (McKay et al. 1993). Бұл жағдайда атмосферадағы N2 мұзға дейін суытады. Титан атмосферасының қалыптасуы мен өмір сүруі - бұл шешімі жоқ қызықты мәселе (Kustenis 2004). Мәселе мынада, CH4 фотолизі мен этан өндіру жылдамдығымен Титан атмосферасындағы СН4 қорлары күн жүйесінің жасына қарағанда әлдеқайда аз уақыт ішінде сарқылады. Сонымен қатар, сұйық этан ағымдағы өндіріс жылдамдығымен жер бетінде бірнеше жүз метр төмен жинақталатын еді (Lunein et al. 1989). Немесе бұл Титан тарихындағы сипатталмаған кезең, немесе этан үшін метан мен раковиналардың белгісіз көздері бар (Catling and Casting, 2013).

ҚОРЫТЫНДЫЛАР ЖӘНЕ ОЛАРДЫҢ ТАЛҚЫЛАУЫ

Жер, Марс және Венера ұқсас, өйткені әрбір планетада атмосфера, ауа райы, өткен немесе қазіргі вулканизм және химиялық құрамы бойынша әркелкі құрамы болады. Титан сонымен қатар маңызды атмосфераға, ауа -райына, мүмкін криоволканизмге және потенциалды гетерогенді құрамға ие (De Pater and Liesauer 2007).

Марс, Жер және Венера СО2 -нің елеулі әсерімен парниктік әсерге ие, дегенмен СО2 -нің жылынуы мен ішінара қысымының мәні бірнеше дәреже бойынша ерекшеленеді. Жер мен Марстың Күн жүйесі тарихының басында, күн әлсіреген кезде қосымша жылытуы болуы керек екені анық. Бұл екі планетаның жылынуының көзі не екені әлі белгісіз, дегенмен көптеген шешімдер ұсынылған және көптеген түсіндірулер мүмкін. Бір қызығы, Марс Жердің өткенімен салыстыруға мүмкіндік береді, өйткені екі планетаның да СО2 газының әсерінен болатын парниктік әсерінен гөрі жылы болғандығы туралы жеткілікті геологиялық дәлелдері бар. Сонымен қатар, Венераға бақыланбайтын парниктік әсер Жердің болашағы туралы түсінік береді, егер күн белсенділігіөсуін жалғастырады. Барлық планеталар үшін бірдей болатын негізгі физикалық заңдылықтарды біле отырып, барлық үш планетаның модельдерін салыстыра отырып, егер Күн жер бетіндегі планеталарға әсер етпесе, мүмкін емес нәрселерді алуға болады.

Титан-бұл зерттеуге арналған қызықты материал, автордың айтуынша, әсіресе, басқа сипатталған әлемдерден айырмашылығы, оның парниктік эффектісінде соқтығысу нәтижесінде жұтылу басым болады. ICP арқасында жылынудың экзопланеталардың жағдайлары мен ықтимал өмір сүруін сипаттауға арналған көптеген мүмкін қосымшалары бар (Пьерхумберт). Жер атмосферасы сияқты, Титанның атмосферасында үш нүктеге жақын заттар жеткілікті, олар атмосферада конденсациялануы мүмкін, сондықтан температураның таралуына әсер етуі мүмкін.

Жер атмосферасындағы газдардың негізгі түрлеріне, әрине, тірі организмдер әсер етеді (Тейлор 2010). Әлбетте, бұл Күн жүйесіндегі басқа планеталар үшін дұрыс емес. Дегенмен, біз мүмкін болатын басқа биосфераларды жақсы түсіну үшін Жерді біздің жүйеміздегі жансыз әлемдермен салыстыруды қолдана аламыз.

ПАЙДАЛАНЫЛҒАН КӨЗДЕР ТІЗІМІ

Carr M. H., Head J. W. (2010) Марстың геологиялық тарихы, EPSL, 296, 185-203.

Біздің планетамыздағы жаһандық жылыну белгілі фактке айналғанға ұқсайды. Ал сарапшылар бұл туралы ескертеді жаһандық жылынуатмосферадағы парниктік әсердің әсерінен ең ауыр зардаптарға әкелуі мүмкін. Адамзат климаттың өзгеруін күтуге болатын нәрсені неғұрлым айқын елестету үшін, тек Жерде ғана емес, сонымен қатар Венерада, Марста және Титанда (Сатурнның спутнигі) де парниктік эффектінің әсеріне зерттеулер жүргізуді жоспарлап отыр. болашақта.

Адамзат аз болды және жүктелмеді техникалық жетістіктероның қызметі Жердің климатына аз әсер етті. Бірақ қазір адам біздің планетамыздағы жылу алмасу процесіне белсенді түрде араласады, көбінесе оның салдары туралы ойламайды.

Күннің энергиясы Жер бетін қыздырады, ол өз кезегінде бұл энергияны қайтадан ғарышқа шығарады. Бірақ кейбір атмосфералық газдар бұл энергияның атмосферадан кетуіне жол бермейді. Бұл парниктік эффект. Онсыз Жердегі орташа температура, қазір 15oС, 30о төмен болар еді. Жанармай жағып, орманды кесіп жатқан адам атмосфераға көптеген парниктік газдар шығарады, осылайша парниктік эффектіні арттырады. Нәтижесінде, соңғы ғасырда Жердегі ғаламдық температура жарты градустан астамға өсті.

Парниктік әсер тым күшейгенде не болатынын мысал ретінде Венерада көруге болады. Бұл планета көлемі мен массасынан Жерден сәл ғана төмен. Бірақ оның бетіндегі температура шамамен 460 o C. Қазір Венера атмосферасы парниктік газ болып табылатын көмірқышқыл газынан тұрады. V жердегі атмосферакөмірқышқыл газының үлесі әлі де шамамен 0,03%құрайды. Бұл өте аз сияқты, бірақ өнеркәсіптік даму басталғалы атмосферадағы көмірқышқыл газының үлесі 30%-ға өсті.

Неліктен Венерадағы атмосфераның құрамы жердегіден өзгеше? Мүмкін Венераның тағдыры Жерді де күтіп тұрған шығар? Бұл сұраққа 2005 жылы Венераны зерттеуге баратын Venus Express еуропалық зондының жауабы болуы мүмкін.

Біздің басқа көрші планета Марс Венераға мүлде ұқсамайды. Марста парниктік әсердің белгілері әлі байқалған жоқ. Оның атмосферасында көмірқышқыл газы бар, бірақ атмосфераның өзі соншалықты жұқа және сирек кездеседі, оның бетіндегі қысымы «жердегі» 760 мм сынап бағанының жүзден бір бөлігі ғана. Өнер Сондықтан ол Күннің ешқандай энергиясын ұстамайды, ал күн мен түннің арасында, жарық пен көлеңке арасында температурада күрт қарама -қайшылықтар болады. Көптеген сарапшылардың пікірінше, бұрын Марс әлдеқайда жылы болған, тіпті мұхиттар да болған, демек, атмосфера мүлде басқа болған. Алайда, шамамен 3,6 миллиард жыл бұрын Марста бірдеңе болып, ол ақырында қазіргі күйіне жетті. Бұл климаттың өзгеруіне не түрткі болуы мүмкін? Ғалымдар бұл сұраққа осы жылдың мамыр айында Марсқа ұшатын Mars Express еуропалық зондының көмегімен жауап беруді жоспарлап отыр.

Парниктік эффект орташа қарқындылықта Сатурнның ең үлкен айы Титанда байқалады. Рас, оның атмосферасында бұл метанның жоғары концентрациясымен түсіндіріледі, ол сонымен қатар парниктік газ. Бірақ Титанда әлі күнге дейін Жерге қарағанда әлдеқайда суық - шамамен -180 o С. Енді Кассини зонды Гюйгенс мини зондымен Сатурнға ұшады. Соңғысы Титан туралы зерттеулерге арналған. Ол үшін ол атмосфераға парашютпен түседі. Мүмкін, бұл зерттеулер жердегі адамдарға өз ғаламшарындағы процестерді түсіну үшін пайдалы нәрсені үйренуге мүмкіндік береді.

Венера - Ежелгі римдіктер бұл ғажайып планетаға риза болды және оны махаббат пен сұлулық құдайы деп атады. Ол аспанда өте әдемі көрінді, бұл байланыс айқын көрінді. Ұзақ уақыт бойы Венера құрылымы, тартылыс күші, тығыздығы мен көлемінің ұқсастығына байланысты біздің туысқан планетамыз болып саналды. Көп жағдайда Венера мен Жер - егіздер, олар шамамен бірдей мөлшерде және Венера Жерге ең жақын планета.

Ғасырлар бойы ғалымдар Жердің егіз планетасы терең мұхиттармен, тығыз тропикалық ормандармен жабылған және оның климаты онда ақылды өмір сүруге барлық жағдай жасайды деп сенген. Қосылмас бұрын ғарыштық дәуірВенера Жерге өте ұқсас деп есептелді, бірақ біз Венераны зерттей бастаған кезде ондағы жағдайлар мүлде басқа екені белгілі болды. Анықталғандай, Венера егіз зұлым сияқты Жердің экзотикалық қарындасы емес. Бұл негізгі ерекшеліктері бойынша бір -біріне өте ұқсас екі планета және олардың эволюциясы басқа сипатта болмады, бұл бізге мәселені басқаша түсінуге мәжбүр етеді. планетарлық эволюция... Ұқсас екі планета болды, олар төрт миллиард жыл бойы өмір сүрді және неге олар басқаша болып шықты.

Климат пен парниктік эффект

Негізгі себептердің біріншісі - Венераның күшті метеорлық әсерге ұшырауы. Бір соққының күшті болғаны соншалық, ғалымдар бұл планетаның айналуына әсер етті деп санайды. Венера өте баяу айналады, және бұл, біз айтқандай, регрессивті айналу. Яғни, Венера басқа планеталар сияқты айналмайды, керісінше. Регрессивті айналудың арқасында Күн батыста сол жаққа шығып, шығыста батады. Венерадағы күн өте ұзақ, бір күн шыққаннан келесі күнге дейін шамамен сегіз Жер айы. Бірақ Венерадағы өмірді адам төзгісіз ететін бұл ерекшеліктер емес. Бұл ішінара қатал климатқа байланысты, бетіндегі температура Цельсий бойынша шамамен 750 градус. Венера - Күн жүйесіндегі ең ыстық планета, және оған бару өте қысқа болады. Егер біз онда бірнеше секунд тұрсақ, қуырылған болар едік.

Парниктік эффект мәселесі

Мейірімсіз жылу толқыны парниктік эффект деп аталатын процесс арқылы пайда болады. Жер бетінде бірдей процесс климатты басқарады. Венераға мұқият қарап, біз таныс нәрсенің өмір немесе өлім цикліне айналатынын түсіне бастаймыз. Бүгін Жердегі температура көтеріліп жатыр, ғалымдар мұның себебін Венерада ашты. «Жаһандық жылыну - бұл парниктік газдардың әсерінің салдары, олар күннен -күнге көбейіп келеді, сондықтан Жер бетінде күн сайын қызып бара жатыр, - Роберт Стром (Аризона университетінің ғалымы). «Біз Венераға қарадық және дәл осында болып жатқанын айттық.

Венераға парниктік әсердің салдары

90 -шы жылдары іске қосылғаннан кейін ғарыш кемесі«Магеллан», Венера жердегі жаман нәрселердің қалай болатынын көрсете бастады. «Ғарыштық зерттеулер бізге Жер туралы көп мәлімет берді қоршаған орта- дейді Роберт Стром. «Жаһандық жылынуға байланысты қазір айтылып жатқан жылыжай (парниктік) эффектісі шын мәнінде Венерада ашылды». Венерада ашылған Жаңа әлемЖердегі жылыжай (парниктік) әсері туралы. Венера әрдайым ыстық емес еді, эволюцияның бастапқы кезеңінде ол Жерге көбірек ұқсайтын. Ол парниктік эффект деп атайтындықтан мұхитынан айырылды. «Венера - бұл планетадағы жаһандық өзгерістер ең нашар сценарий бойынша қалай жүретініне мысал. Қиындыққа түсу үшін бізге Венера жолымен жүрудің қажеті жоқ. Сіз сәл басқа бағытқа бұрылуыңыз керек, біз қазірдің өзінде жасаймыз ».

Парниктік эффектінің себептері

Венераны зерттеу бізге климаттық модельдерді тексеруге мүмкіндік береді. Жалпы айналымдағы компьютерлік модельдерді қолдана отырып, ғалымдар Жердегі температураның көтерілуін Венерадағы парниктік газдардың мөлшеріне қарай есептей алды. Жылыжайдың Венераға әсері планетаны қалай ыстық етеді? Венерада парниктік газдар күннің жылуын ұстамайды, бірақ оның дамуын айтарлықтай баяулатады. Жылыжайдың (парниктік) кез келген планетаға әсері атмосферадағы газдардың, күн сәулесінің түсуіне, жылуды ұстап қалуына байланысты жер бетіндегі температураның жоғарылауын білдіреді. Бізге Венерада өлімге әкелетін бұл парниктік газдар Жердегі тіршілік үшін өте қажет. Парниктік эффект болмағанда орташа температура нөлден төмен болады, мұхиттар толығымен қатып қалады, ал Жерде тіршілік мүлде болмауы мүмкін.

Неліктен Венера өте ыстық? Жауап атмосфераның құрамында. Бұл толығымен дерлік көмірқышқыл газы. Көмірқышқыл газы немесе СО2 Венера атмосферасының 95% құрайды. Және мұндай газ үлкен сомажылуды көбірек сақтайды. «Бұл жылыжайдың (парниктік) өте күшті әсері бар, сондықтан Венерада өте ыстық», - деп түсіндіреді Дэвид Гринспун. Бұл жаһандық жылынудың мысалы ».

Жер бетінде 90 бардан жоғары CO2 қысымы мен 733 Кельвин температурасы, шамамен 240 К Венера үшін тиімді температурадан гөрі (Pollack, 1979). Венерадан айырмашылығы, қазіргі уақытта парниктік эффект шамамен 33 К шамасында қызып кетеді, бұл да өмірді сақтауда маңызды рөл атқарады. Парниктік эффект 5 К шамасында, бірақ зерттеулер көрсеткендей, ол бұрын айтарлықтай үлкен болған (Carr and Head, 2010). Бір қызығы, парниктік эффектінің Жер бетіндегі ұқсастығы бар, оның ішінде бетіндегі қысым (Жерден 1,5 есе жоғары, Венера мен Марстан айырмашылығы, қысымы шамамен 100 есе жоғары және сәйкесінше 100 есе аз), төмен температураға қарамастан, Титанда конденсацияланатын парниктік газдар бар (Кустенис, 2005).

Салыстырмалы планетарлық ғылымды осы планеталарды бірігіп қарау және парниктік эффектінің негізгі заңдары мен маңыздылығын анықтау үшін қолдануға болады. Мұндай салыстырмалы талдау мүмкін болатын атмосфералық конверттер мен Жер бетіндегі жағдай туралы түсінік бере алады. Бұл жұмыста геологиялық, геохимиялық, изотопиялық дәлелдемелер мен басқа да негізгі физикалық себептерді ескере отырып, бұрын болған атмосфералық жағдайларға негізделетін төрт ағымдағы жай ғана деректер жиынтығы қарастырылады.

Бұл жұмыстың құрылымы келесідей: біріншіден, біз парниктік эффект пен радиацияны сіңіретін газдардың физикалық негіздерін қарастырамыз. Екіншіден, біз жоғарыда аталған төрт ғарыштық дененің әрқайсысын қысқаша қарастырамыз, негізгі сіңіргіш газдар, атмосфераның құрылымы мен әр түрлі денелердің бетіндегі қалыптасқан жағдайлар. Біз сондай -ақ өткен жағдайлардың әр түрлі атмосфералық жағдайлары мен әлсіз жастардың парадоксы туралы мәліметтермен қалай байланысты екенін ескере отырып, өткен жағдайлардың мүмкін болатын заңдылықтарын қарастырамыз. Ақырында, осы жіптердің барлығын байланыстырып, әр планетамен байланысты негізгі физикалық процестерді біліп, олардың арасындағы ұқсастықтарды алайық. Назар аударыңыз, мұнда басты назар сапаға аударылады.

ШАБЫЛДЫҚ ГАЗДАР ТУРАЛЫ НЕГІЗГІ АҚПАРАТ

Парниктік газдар күн сәулесінің көп бөлігін атмосферадан шығарып, жер бетіне шығуға мүмкіндік беретін көрінетін жарықты өткізеді, бірақ олар инфрақызыл диапазонда мөлдір емес, радиацияға әсер етеді, сондықтан жер бетінің температурасы жоғарылайды және планета жылулық тепе -теңдікте болады. кіретін күн ағыны.

Атомдар мен молекулалар сәулені жұтатын физикалық процесс күрделі және толық бейнені сипаттау үшін кванттық механиканың көптеген заңдарын қамтиды. Соған қарамастан, процесті сапалы сипаттауға болады. Әр атомның немесе молекуланың әр түрлі квантталған энергия деңгейлеріне сәйкес келетін күйлер жиынтығы бар. Молекула энергиясы төмен күйден фотоны жұту арқылы немесе жоғары энергиямен басқа бөлшекпен соқтығысу арқылы энергиясы жоғары күйге өте алады (жоғары энергияның барлық мүмкін болатын күйлері факт емес екенін атап өткен жөн) берілген төменгіден тікелей жетуге болады және керісінше). Қозған күйге ауысқаннан кейін молекула төмен энергия күйіне немесе тіпті негізгі күйге (ең төмен энергия күйіне) шығарылады, фотон шығарады немесе онымен соқтығысқаннан кейін энергиясының бір бөлігін басқа бөлшекке береді. . Жер атмосферасында сіңіргіш газдардың ауысуының үш түрі бар. Энергияның төмендеу реті бойынша олар: электронды ауысулар, вибрациялық ауысулар және айналмалы ауысулар. Электронды ауысулар ультракүлгін диапазонның энергиясымен жүреді, спектрдің жақын және орта инфрақызыл аймағында вибрациялық және айналмалы ауысулар орын алады. Озон ультракүлгін сәулелердің оттегімен жұтылуының мысалы болып табылады, ал су буының инфрақызыл диапазонында вибрациялық және айналмалы энергиялары бар. Жердің сәулеленуінде инфрақызыл сәуле басым болғандықтан, Жердің жылу балансын талқылау кезінде айналмалы және вибрациялық ауысулар ең маңызды болып табылады.

Бұл барлық әңгіме емес, өйткені әрбір сіңіру сызығы бөлшектердің жылдамдығына (температурасына) және қысымына байланысты. Бұл мәндердің өзгеруі спектрлік сызықтардың өзгеруіне әкелуі мүмкін, демек, газ беретін сәулеленудің жұтылуын өзгертуі мүмкін. Сонымен қатар, өте тығыз немесе өте суық атмосфераға байланысты сіңірудің тағы бір әдісі - соқтығысудан туындаған абсорбция (ICP деп аталады) әлі талқылануда. Оның мәні-ICP полярлық емес молекулаларға (яғни, күшті дипольдік моменті жоқ симметриялы молекулалар) сәулеленуді сіңіруге мүмкіндік береді. Бұл екі жолдың бірінде жұмыс істейді: біріншісі - соқтығысу молекулада фотонды сіңіруге мүмкіндік беретін уақытша дипольдік момент туғызады, немесе екіншісі - екі молекула, мысалы Н2 -N2, олармен бір супермолекулаға қысқа уақыт ішінде байланысады. меншікті квантталған айналу күйлері. Бұл уақытша молекулалар димерлер деп аталады (Хант және т.б. 1983; Wordsworth және т.б. 2010). Тығыздықтың тура пропорционалдылығын интуитивті түрде түсінуге болады: газ неғұрлым тығыз болса, соқтығысу ықтималдығы соғұрлым жоғары болады. Температураның теріс қатынасын тұру уақытының әсері деп түсінуге болады - егер молекула көп аударма энергияға ие болса, ол басқа молекулаға жақын жерде аз уақыт өткізеді, сондықтан димердің пайда болу ықтималдығы аз.

Сәулелік күштеу сипаттамаларының сандық мәндерін біле отырып, кері байланыс әсерінсіз температураны оңай есептеуге болады. Беттік температураны реттеу арқылы ғарышқа көбірек энергия бөлінеді (Хансен, Сато және Руди 1997). Жалпы алғанда, климат бойынша кері байланысты түсіну өте маңызды, себебі теріс кері байланыс температураны тұрақтандырады, ал оң кері байланыс бұзылуларды күшейтеді және бақыланбайтын процесті тудырады. Кері байланыс әсерлерінің айтарлықтай өзгеше уақыты да өте маңызды. Дәл болжам жасау үшін жиі барлық маңызды кері әсерлерді қамтитын жалпы айналым моделіне (GCM) жүгіну қажет (Тейлор 2010). Кері байланыс эффектілерінің мысалдары: температураға байланысты бұлттың пайда болуы (теріс кері байланыс, қысқа уақыт шкаласы), еру немесе мұз қабатының пайда болуы (оң кері байланыс, қысқа / орташа уақыт шкаласы), карбонат-силикат циклі (теріс кері байланыс, ұзақ уақыт шеңберлері) және биологиялық процестер (олар әр түрлі).

КҮН ЖҮЙЕСІНДЕГІ ШАУЛАНУ ӘСЕРІ

Жер

Жер бетінің жылдық орташа температурасы - 288 К, ал эффективті температурасы - 255 К. Тиімді температура төмендегі теңдеуге сәйкес жылу балансының кіретін күн радиациясының ағынына қатынасы бойынша анықталады.

мұнда S-күн константасы (жердегі ~ 1366 Вт / м2), А-Жердің геометриялық альбедосы, σ-Стефан-Больцман тұрақтысы, f-геометриялық фактор, жылдам айналатын планеталар үшін 4-ке тең, яғни. тәулік ретімен айналу кезеңі бар планеталар (Catling and Casting 2013). Демек, парниктік эффект Жердегі осы температураның 33 К жоғарылауына жауап береді (Поллак 1979). Бүкіл Жер 255 К дейін қыздырылған қара дене сияқты сәулеленуі керек, бірақ парниктік газдардың жұтылуы, ең алдымен СО2 және Н2О, жылуды жер бетіне қайтарады, бұл атмосфераның үстіңгі қабаттарын жасайды. Бұл қабаттар 255 К -тан төмен температурада сәулеленеді, сондықтан 255 К температурасы бар қара дене сияқты сәулелену үшін беті жылы болуы керек және көбірек сәулеленуі керек. Ағынның көп бөлігі 8-12 микрондық терезеден шығады (толқын ұзындығы аймағы атмосфераға салыстырмалы түрде мөлдір).

Атмосфераның суық үстіңгі қабаттары жылы қабатпен оң корреляцияланғанын атап өту маңызды - атмосфераның жоғарғы қабаты сәуле шығаруға қабілетті болған сайын ағын аз болады (Casting 1984). Сондықтан, планетаның атмосферасының үстіңгі қабаттары мен бетінің температуралық минимумдары арасындағы айырмашылық неғұрлым көп болса, парниктік эффект соғұрлым жоғары болады деп күту керек. Хансен, Сато және Руди (1997) СО2 концентрациясының екі есе артуы кері байланыс әсерін ескермей, күн радиациясының ағынының 2% -ға өсуіне барабар екенін көрсетті.

Жер бетіндегі негізгі парниктік газдар - су буы мен көмірқышқыл газы. Озон, метан және азот оксидтері сияқты газдардың айтарлықтай төмен концентрациясы да ықпал етеді (De Pater and Liesauer 2007). Айта кету керек, бу жылыжайды жылытуға үлкен үлес қосатын болса да, ол конденсацияланбайтын парниктік газдармен, ең алдымен СО2-мен конденсацияланады және «синхрондалады» (De Pater and Liesauer, 2007). Су буы атмосфераға жасырын жылуды шығарып, конденсациялайды, тропосферадағы температура градиентін құрғақ емес, ылғалды адиабатаға ауыстырады. Су стратосфераға ене алмайды және су буын ең төменгі температурада (тропопаузада) конденсациялайтын тропосфералық суық тұзаққа байланысты фотолизге ұшырай алмайды.

Атмосфераның эволюциясы

Шөгінділердің болуы және шамамен 4 миллиард жыл бұрын Жер бетінде мұздық шөгінділердің болмауы Жердің ертедегі жылы болғанын көрсетеді, мүмкін қазіргіден де жылы (Де Патер мен Лизауэр 2007). Бұл әсіресе қиын, өйткені күн ағыны сол кезде шамамен 25% төмен болды деп есептеледі. Бұл мәселе «әлсіз жас күн парадоксы» деп аталады (Goldblatt және Zanle 2011). Мүмкін болатын түсініктеме қазіргіден әлдеқайда үлкен парниктік эффект болуы мүмкін. CH4, CO2 және H2O және мүмкін NH3 концентрациясы сол күндері жоғары болады деп есептеледі (De Pater). Бұл сәйкессіздікті түсіндіру үшін көптеген гипотезалар ұсынылды, оның ішінде СО2 парциалды қысымының жоғарылауы, метан әсерінен болатын парниктік әсер (Павлов, Кастинг және Браун 2000), органикалық тұман қабаты, бұлттылықтың жоғарылауы, спектрлік сызықтардың кеңеюі. азоттың парциалды қысымы мен жалпы атмосфералық қысымның едәуір жоғарылауына дейін (Goldblatt et al. 2009).

Венера

Венера массасы мен көлемінің ұқсас болуына байланысты Жердің әпкесі ретінде жиі сипатталса, оның беті мен атмосфералық жағдайларының Жерге еш қатысы жоқ. Беттің температурасы мен қысымы тиісінше 733 К және 95 бар (De Pater and Liesauer 2007, Краснопольский 2011). Альбедо мен 100% бұлттылықтың арқасында тепе -теңдік температурасы шамамен 232 К құрайды. Сондықтан, Венераға парниктік әсер ету өте қорқынышты және шамамен 500 К тең. Бұл 92 бар CO2 парциалды қысымында таңқаларлық емес. Қысыммен желінің кеңеюі осындай тығыздықта үлкен маңызға ие және жылынуға айтарлықтай үлес қосады. CO2-CO2 ICP де өз үлесін қосуы мүмкін, бірақ бұл туралы әлі әдебиеттер жоқ. Су буының мөлшері 0,00003% көлемімен шектелген (Meadows and Crisp 1996).

Атмосфераның эволюциясы

Көбінесе Венера Жерге ұқсас және бастапқы изотоптық құрамына ұқсас ұшпа композициядан басталды деп саналады. Егер бұл рас болса, онда Жер үшін 150 -ден асатын Deuterium / Protium қатынасы (Donahue және т.б. 1982), мүмкін, судың фотодиссоциациялануына байланысты сутектің үлкен жоғалуын көрсетеді (Shasefier et al. 2011), дегенмен Гринспун мен Льюис (1988) суды жеткізу бұл изотоптық қолтаңбаны түсіндіруі мүмкін деп ұсынды. Қалай болғанда да, Венера қазіргі күйіне дейін мұхиттарға ие болуы мүмкін еді, егер оның құрамында Жер суының мөлшері көп болса (Кастинг 1987). Оның күйі тек СО2 (немесе кез келген басқа парниктік газдар) концентрациясының жоғарылауынан туындауы мүмкін емес, бірақ, әдетте, күн энергиясының көбеюінен болады деп есептеледі (Киппенхан 1994), бірақ ішкі жылу ағыны бақыланбайтын парникті тудырады. толқындық планеталарға әсері де мүмкін (Барнс және т.б. 2012).

Кастинг (1987) Венераға бақыланбайтын және тұрақты парниктік әсерлерді зерттеді. Егер Венера тарихтың бастапқы кезеңінде мұхитқа ие болса, онда қазіргі орбитада күн энергиясының ағымы жылыжай сценарийі дереу басталатындай болар еді. Күн ағынының ұлғаюына байланысты мұхит суының жоғалуының екі сценарийі бар (Casting 1987, Goldblatt et al. 2011, Catling and Casting 2013). Бірінші бақыланбайтын сценарий: мұхит тропосфераға булана бастайды, жылуды арттырады, бірақ мұхиттар қайнап кетпеуі үшін қысым да артады. Су тропосферада фотодиссоциацияға және сутектің ғарышқа ағуына қарағанда тезірек жиналады. Ауа райы оқиғалары әлі де болуы мүмкін және CO2 шығарындыларын бәсеңдетуі мүмкін. Су буының температурасы мен қысымы жоғарылайды және мұхит 647 К судың маңызды нүктесіне жеткенше қалады, бұл кезде буды кез келген қысыммен суға айналдыру мүмкін емес, бұл кезде барлық сұйық су буланып кетеді. су буының тығыз тұманы, шығатын ұзақ толқынды радиация үшін мүлде мөлдір емес. Содан кейін беткі температура су буының мөлдірлігі әлдеқайда жоғары және тұрақты болатын жақын инфрақызыл және көрінетін аймақтарда сәулелене бастағанға дейін жоғарылайды. Бұл жер бетіндегі тау жыныстарын ерітуге және олардан көміртекті бөлуге жеткілікті жоғары 1400 К температураға сәйкес келеді. Сонымен қатар, CO2 ауа -райының әсерінен тастан шығарылуы мүмкін және оны еш жерден алып тастауға болмайды. Екінші сценарийде атмосфераға су буының шығуы температураның таралуын изотермиялық етеді, бұл тропопаузаны жоғарылатады және суық тұзақты бұзады. Су буы стратосфераға өтіп, фотолизге ұшырауы мүмкін. Бірінші сценарийден айырмашылығы, су мұхиттың булану жылдамдығына сәйкес келетін жылдамдықта жоғалады және судың бәрі кеткенше булану тоқтамайды. Су таусылған кезде карбонат-силикат айналымы өшеді. Егер CO2 мантиядан дамуын жалғастыра берсе, онда оны жоюдың қол жетімді әдісі жоқ.

Марс температурасы мен қысымы жағынан Венераға қарама -қарсы. Беттік қысым шамамен 6 миллимарды құрайды және орташа температура 215 К (Carr and Head 2010). Тепе -теңдік температураны 210 К деп көрсетуге болады, сондықтан парниктік эффект шамамен 5 К құрайды және шамалы. Температура ендікке, жыл уақытына және тәулік уақытына байланысты 180 К -ден 300 К -ге дейін болуы мүмкін (Carr and Head 2010). Теория бойынша, H2O фазалық схемасына сәйкес Марс бетінде сұйық су болуы мүмкін қысқа уақыт кезеңдері бар. Жалпы, егер біз ылғалды Марсты көргіміз келсе, өткенге қарауымыз керек.

Атмосфераның эволюциясы

Mariner 9 өзен ағындарының айқын іздерін көрсететін фотосуреттерді алғаш рет орналастырды. Ең көп таралған түсініктеме - Марстың ерте кезеңі жылы және ылғалды болды (Pollak 1979, Carr and Head 2010). Парниктік әсердің кейбір механизмдері (бұлттар да қарастырылған), олар жеткілікті радиациялық мәжбүрлікті тудыруы керек еді, Марсты өзінің алғашқы кезеңінде жылытады. Мәселе жұмсақ климат болған кезде 3,8 миллиард жыл бұрын Күн 25% әлсірегенін ескере отырып, одан да нашар. Ерте Марстың беткі қысымы 1 барға және температурасы 300 К -қа жуық болған болуы мүмкін (De Pater and Liesauer 2007).

Кастинг (1984, 1991) көрсеткендей, тек СО2 Марстың алғашқы бетін 273 К -қа дейін қыздыра алмайды. СО2 -нің клатратқа айналуы атмосфералық температураның градиентін өзгертеді және атмосфераның жоғарғы қабатын көбірек жылу шығаруға мәжбүр етеді. тепе-теңдік, содан кейін беті аз шығарады, сондықтан планетада ұзын толқынды инфрақызыл сәулелену ағымы бірдей болады, беті суи бастайды. Осылайша, 5 бардан жоғары қысым кезінде СО2 планетаны жылытудың орнына салқындатады. Бұл сол кездегі күн ағынын ескере отырып, Марстың бетін судың қату нүктесінен жоғары жылыту үшін жеткіліксіз. Бұл жағдайда CO2 клатратқа айналады. Wordsworth, Foget, and Amyt (2010) тығыз және таза СО2 атмосферасында (оның ішінде ICP) СО2 сіңіру физикасына неғұрлым қатаң зерттеу ұсынды, бұл шын мәнінде 1984 жылы жоғары қысымда беткі температураны жоғары көтеріп, мәселені ушықтырады. жылы, ылғалды ерте Марстан. СО2 -ден басқа басқа парниктік газдар бұл мәселені шешуі мүмкін, немесе егер ол альбедоны азайтса, шаң шығарады.

CH4, NH3 және H2S ықтимал рөлі бұрын талқыланды (Саган мен Муллен, 1972). Кейінірек SO2 парниктік газ ретінде де ұсынылды (Jung et al., 1997).

Титан бетінің температурасы мен қысымы сәйкесінше 93 К және 1,46 бар (Кустенис). Атмосфера негізінен N2 -ден бірнеше % CH4 және 0,3 % H2 -ден тұрады (McKay, 1991). Титанның тропопаузасы, температурасы 71 К, 40 км биіктікте.

Титанның парниктік эффектісі, ең алдымен, N2, CH4 және H2 молекулаларының ұзақ толқын ұзындығындағы сәулеленуді қысыммен сіңіруінен туындайды (McKay, Pollack and Cortin 1991). Н2 Титанға тән сәулеленуді қатты жұтады (16,7-25 микрон). CH4 Жердегі су буына ұқсайды, өйткені ол Титан атмосферасы жағдайында конденсацияланады. Титанға парниктік эффект негізінен N2-N2, CH4-N2 және H2-N2 димерлермен соқтығысудан туындаған жұтылуға байланысты (Хант және басқалар. 1983; Wordsworth және т.б. 2010). Бұл Жердің, Марстың және Венераның атмосферасынан керемет ерекшеленеді, онда тербелмелі және айналмалы ауысулар арқылы сіңіру басым.

Титан сонымен қатар жылыжайға қарсы әсерге ие (McKay et al. 1991). Жылыжайға қарсы әсер жоғары биіктікте көрінетін жарықты сіңіретін, бірақ инфрақызыл сәулеленуге мөлдір тұман қабатының болуынан туындайды. Жылыжайға қарсы эффект беттік температураны 9 К төмендетеді, ал парниктік эффект оны 21 К жоғарылатады. Осылайша, таза парниктік эффект 12 К құрайды (82 К-байқалған беттің 94 К температурасымен салыстырғанда тиімді температура). Тұман қабаты жоқ титан жылыжайға қарсы эффектінің болмауына және парниктік эффектінің күшеюіне байланысты 20 К жылы болады.

Беттік салқындату негізінен спектрдің 17-25 микрондық аймағындағы сәулеленуге байланысты. Бұл Титанның инфрақызыл терезесі. Н2 маңызды, өйткені ол осы аймақта сіңеді, СО2 жер бетінде өте маңызды болғандықтан, ол инфрақызыл диапазонда Жер бетінен сәуле жұтады. Екі газ да атмосфера жағдайында буларының қанықтылығымен шектелмейді.

Метан қаныққан бу қысымына жақын, Жердегі H2O -ға ұқсас.

Атмосфераның эволюциясы

Күннің жарқырауының жоғарылауына байланысты, Титан бетінің температурасы 4 миллиард жыл бұрынғыға қарағанда 20 К жылы болуы мүмкін (McKay et al. 1993). Бұл жағдайда атмосферадағы N2 мұзға дейін суытады. Титан атмосферасының қалыптасуы мен өмір сүруі - бұл шешімі жоқ қызықты мәселе (Kustenis 2004). Мәселе мынада, CH4 фотолизі мен этан өндіру жылдамдығымен Титан атмосферасындағы СН4 қорлары күн жүйесінің жасына қарағанда әлдеқайда аз уақыт ішінде сарқылады. Сонымен қатар, сұйық этан ағымдағы өндіріс жылдамдығымен жер бетінде бірнеше жүз метр төмен жинақталатын еді (Lunein et al. 1989). Немесе бұл Титан тарихындағы сипатталмаған кезең, немесе этан үшін метан мен раковиналардың белгісіз көздері бар (Catling and Casting, 2013).

ҚОРЫТЫНДЫЛАР ЖӘНЕ ОЛАРДЫҢ ТАЛҚЫЛАУЫ

Жер, Марс және Венера ұқсас, өйткені әрбір планетада атмосфера, ауа райы, өткен немесе қазіргі вулканизм және химиялық құрамы бойынша әркелкі құрамы болады. Титан сонымен қатар маңызды атмосфераға, ауа -райына, мүмкін криоволканизмге және потенциалды гетерогенді құрамға ие (De Pater and Liesauer 2007).

Марс, Жер және Венера СО2 -нің елеулі әсерімен парниктік әсерге ие, дегенмен СО2 -нің жылынуы мен ішінара қысымының мәні бірнеше дәреже бойынша ерекшеленеді. Жер мен Марстың Күн жүйесі тарихының басында, күн әлсіреген кезде қосымша жылытуы болуы керек екені анық. Бұл екі планетаның жылынуының көзі не екені әлі белгісіз, дегенмен көптеген шешімдер ұсынылған және көптеген түсіндірулер мүмкін. Бір қызығы, Марс Жердің өткенімен салыстыруға мүмкіндік береді, өйткені екі планетаның да СО2 газының әсерінен болатын парниктік әсерінен гөрі жылы болғандығы туралы жеткілікті геологиялық дәлелдері бар. Сонымен қатар, Венераға бақыланбайтын парниктік эффект күн белсенділігі арта берсе, Жердің болашағы туралы түсінік береді. Барлық планеталар үшін бірдей болатын негізгі физикалық заңдылықтарды біле отырып, барлық үш планетаның модельдерін салыстыра отырып, егер Күн жер бетіндегі планеталарға әсер етпесе, мүмкін емес нәрселерді алуға болады.

Титан-бұл зерттеуге арналған қызықты материал, автордың айтуынша, әсіресе, басқа сипатталған әлемдерден айырмашылығы, оның парниктік эффектісінде соқтығысу нәтижесінде жұтылу басым болады. ICP арқасында жылынудың экзопланеталардың жағдайлары мен ықтимал өмір сүруін сипаттауға арналған көптеген мүмкін қосымшалары бар (Пьерхумберт). Жер атмосферасы сияқты, Титанның атмосферасында үш нүктеге жақын заттар жеткілікті, олар атмосферада конденсациялануы мүмкін, сондықтан температураның таралуына әсер етуі мүмкін.

Жер атмосферасындағы газдардың негізгі түрлеріне, әрине, тірі организмдер әсер етеді (Тейлор 2010). Әлбетте, бұл Күн жүйесіндегі басқа планеталар үшін дұрыс емес. Дегенмен, біз мүмкін болатын басқа биосфераларды жақсы түсіну үшін Жерді біздің жүйеміздегі жансыз әлемдермен салыстыруды қолдана аламыз.

>> Венераға парниктік эффект

Парниктік газ - көмірқышқыл газы. Ол арқылы әртүрлі толқын ұзындығы өтеді, бірақ ол жылуды тиімді түрде жинай алады, ол көрпе ретінде жұмыс істейді. Күн сәулелері жер бетіне түсіп, қашуға тырысады, бірақ көмірқышқыл газы жылуды сақтайды. Бұл құлыптаулы көлікті күн астында қалдыру сияқты, тек мәңгі

Венера- ең күшті Парниктік эффектКүн жүйесі планеталарының арасында: себептері, атмосфералық ерекшеліктері, температурасы, Күнге дейінгі қашықтық, газ қабығы.

Венера күн жүйесіндегі ең ыстық планета екенін бәрі біле бермейді. Иә, бұл Күннен екінші қашықтықта орналасқанына қарамастан, бұл өте ыстық жер, онда тұрақты температура 462 ° C -та қатып қалады. Бұл қорғасынды толық еріту үшін жеткілікті. Атмосфералық қысым кезінде ол жердегіден 92 есе жоғары. Бірақ мұндай көрсеткіштер қайдан келеді? Бәрі кінәлі Венераға парниктік әсер.

Венерада парниктік эффект қалай жұмыс істейді

Зерттеушілердің пікірінше, бұрын Венера Жерге көбірек ұқсайтын, температурасы төмен, тіпті суы да болған сұйық күй... Бірақ миллиардтаған жыл бұрын жылыту процесі басталды. Су тек атмосфераға буланып, кеңістік толтырылды Көмір қышқыл газы... Беті қызып, көміртегі бөлінді, бұл газ мөлшерін арттырды.

Өкінішке орай, парниктік эффект Венера атмосферасына орнықты. Бұл сценарий Жермен қайталануы мүмкін бе? Олай болса, біздің температуралық белгісі бірнеше жүз градусқа көтеріліп, атмосфералық қабат жүз есе тығыз болады.