КЛИМАТ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

 

Кондратьев К. Я. Окружающая среда и климат. 1985

 

Большой вклад в решение проблемы климата и его изменений может внести изучение закономерностей погоды и климата на других планетах.

 

Фундаментальной основой исследований планет и их спутников является решение проблемы происхождения и эволюции Солнечной системы. Есть в этих исследованиях другой важный аспект: расширяющиеся сведения об атмосферах и поверхностях других планет позволяют лучше понять закономерности процессов, происходящих в земной атмосфере. Изучение других планет открывает в известном смысле возможность натурного моделирования атмосферных процессов в условиях, которые являются экстремальными по отношению к земным (мощные атмосферы медленно вращающейся Венеры и быстро вращающихся планет-гигантов, тонкая атмосфера Марса, различия химического состава атмосфер и условий образования облачности и т. п.).

 

Планеты земной группы —- Венера, Земля, Марс —по массе, радиусу, плотности и т. д. имеют большое сходство. Исследования, выполненные с помощью автоматических межпланетных станций (АМС) «Венера» методом прямых измерений и АМС «Маринер» — методом радиопросвечивания, существенно изменили представления о Венере. Температура поверхности планеты оказалась гораздо более высокой (около 750 К), чем предполагалось ранее. Спектроскопические данные свидетельствуют об очень малом содержании водяного пара выше облачного покрова, а радиоастрономические измерения указывают на низкое содержание водяного пара и в основных слоях венерианской атмосферы; исключительно важное значение имели впервые осуществленные на АМС «Венера» прямые измерения ее состава, скорости ветра, освещенности.

 

Отличительным свойством Венеры является очень медленное вращение вокруг своей оси (к тому же противоположное по направлению обращения ее вокруг Солнца). Медленное вращение и связанное с ним малое значение отклоняющей силы (силы Кориолиса) придают исследованиям Венеры особый интерес по аналогии с недостаточно изученной на Земле тропической циркуляцией. Если на Земле замкнутая конвективная циркуляция в форме так называемой ячейки Гадлея (кольцо меридиональной циркуляции с восходящими движениями у экватора и нисходящими — в субтропических широтах) органичивается поясом тропических широт, где сила Кориолиса мала, то на Венере циркуляция этого типа охватывает гораздо большую часть планетарной атмосферы. Внимание к исследованиям обшей циркуляции венерианской атмосферы значительно возросло в связи с неожиданно сложной системой крупномасштабных воздушных течений, обнаруженных в надоблачной атмосфере Венеры.

 

Общие черты земной и марсианской атмосфер определяются близкими значениями силы Кориолиса, наличием суточного и сезонного изменений метеорологических параметров, вызванных заметным и почти равным у обеих планет наклонением оси к плоскости их обращения вокруг Солнца. Важные же различия состоят в отсутствии на Марсе океанов, малом содержании водяного пара, гораздо меньшей протяженности и большей неустойчивости облачного покрова. При низкой плотности атмосферы Марса, для которой характерна высокая оптическая активность, вблизи поверхности планеты и преобладании в атмосфере углекислого газа, значительную роль играют радиационные процессы (по сравнению с динамическими) как факторы, определяющие температурный режим поверхности планеты и ее атмосферы и влияющие на общую циркуляцию атмосферы (противоположная ситуация существует на Венере и Юпитере).

 

Характерной особенностью погоды на Марсе являются пылевые бури, охватывающие иногда всю атмосферу планеты. Возникновение глобальных пылевых бурь и «радиационно обусловленная» общая циркуляция марсианской атмосферы позволяют рассматривать Марс как экспериментальную модель воздействия аэрозольных (пылевых) загрязнений атмосферы на метеорологический режим. Поскольку же проблема влияния запыленности земной атмосферы на современный климат и его изменения все еще остается не решенной, исследования особенностей метеорологического режима запыленной атмосферы Марса являются, таким образом, чрезвычайно актуальными.

 

Большой интерес представляет и исследование интенсивных процессов эрозии марсианского грунта. Обнаружение на Марсе структур поверхности, напоминающих высохшие русла рек, побудило искать объяснение возможностей существования на этой планете в прошлом теплого и влажного климата. Одна из выдвинутых в связи с этим гипотез сводится к предположению (подтвержденному некоторыми косвенными данными наблюдений) о появлении в процессе эволюции Марса длительного периода повышенной интенсивности солнечных «вспышек». Очевидно, что такая вспышка, если она существовала, должна была вызвать изменения климата также на Земле и других планетах. Это порождает особый интерес к сравнительной палеоклиматологии (климатам геологического прошлого) планет.

 

Богатый материал для исследований сравнительной метеорологии дает изучение облаков и условий их формирования на различных планетах, влияния облачности на формирование «парникового эффекта». Неустойчивые облака на Марсе и стабильный глобальный облачный покров на Венере представляют собой примеры резко контрастных ситуаций. Интересно отметить, что наиболее вероятное предположение о верхней части облаков Венеры как о состоящей из капель раствора серной кислоты позволяет' провести аналогию с так называемым слоем Юнге в земной атмосфере (слой стратосферного аэрозоля на высотах 15—25 км), основной компонентой которого являются сульфатные соединения.

 

Данные измерений с АМС «Маринер» и «Марс» обнаружили клочковатое распределение озона в марсианской атмосфере. Слой' озона на Марсе характеризуется нестабильностью и пространственной неоднородностью в отличие от устойчивого слоя озона на Земле, который защищает все живое от губительного воздействия жесткой ультрафиолетовой радиации. Высказанные за последние-годы предположения о том, что массовые полеты сверхзвуковых самолетов в стратосфере могут частично разрушить слой озона, побуждают с особым вниманием изучить закономерности его образования и разрушения в таких условиях, когда для слоя озона характерны нестабильность и пространственная неоднородность.

 

Специфической особенностью Марса являются динамичные полярные шапки, состоящие из твердой углекислоты. Есть основания предполагать и наличие «погребенного» в их глубинах водяного льда. Сезонные вариации полярных шапок вызывают изменение содержания углекислого газа в атмосфере и соответственно сезонную изменчивость атмосферного давления у поверхности с амплитудой 13—14%.

 

Большой интерес в сравнительной планетологии представляет и исследование Юпитера — планеты-гиганта, которая примерно в 11 раз больше Земли, вращается вокруг своей оси в 2,5 раза быстрее, обладает мощной атмосферой и внутренним источником тепла. Здесь, как и на Земле, удобно, в частности, наблюдать наглядные проявления погоды, изучая динамику облачного покрова по изображениям планеты. В этом отношении Юпитер представляет собой пример структуры глобального облачного покрова с высокой степенью осесимметричности по сравнению с условиями на Земле и с большой устойчивостью отдельных элементов этой структуры. Такая крупномасштабная структура облачности, как Большое Красное Пятно, существует, например, уже по крайней мере в течение нескольких столетий.

 

Результаты наблюдений при помощи АМС и теоретические исследования -условий погоды и климата на Венере, Марсе и Юпитере открывают заманчивые перспективы развития сравнительной метеорологии планет, важной целью которой является использование данных, относящихся к планетам, для более глубокого понимания закономерностей погоды и климата на Земле.

Категория: Метеорология | Добавил: fantast (16.10.2020)
Просмотров: 7 | Рейтинг: 0.0/0