19 мая 2015 года

состоялось очередное заседание Президиума Российской академии наук

Члены Президиума заслушали научное сообщение «Марс, Венера и Земля: разные судьбы соседних планет».

Докладчик — д.физ.-мат.н. Олег Игоревич Кораблев, Институт космических исследований РАН.

Рассмотрено современное понимание климатических изменений на Марсе и Венере, в том числе на наблюдаемых масштабах времени, и проводятся параллели с меняющимся климатом Земли. Незначительно отличаясь по расстоянию от Солнца, все три планеты земной группы почти попадают, с учетом погрешностей, в так называемую обитаемую зону. Скорее всего, в процессе формирования они получили приблизительно одинаковые запасы воды. Но только климат Земли подходит для развитой жизни. Как случилось, что Марс стал холодными сухим, а поверхность Венеры раскалена более чем до 460°C? Всегда ли было так?

Считается, что Солнце, планеты и их атмосферы сконденсировались около 4.65 млрд. лет назад из примитивной солнечной туманности, по составу близкой к солнечному. Атмосферы планет могут быть остатками первичных атмосфер, результатом дегазации, или были позднее занесены кометами. Планеты-гиганты удержали большее количество газа, их cпутники в основном состоят изо льда. Планеты земной группы состоят преимущественно из минералов и содержат льды и летучие лишь в виде небольшой примеси, образующей их атмосферы, океан Земли, полярные шапки и т.д. Основная гипотеза формирования планет земной группы предполагает, что в состав любой из планет могли войти планетоземали из любого места внутренней Солнечной системы. Марс и Венера получили воду в той же пропорции, что и Земля. В соответствии с получаемой от Солнца энергией, в дальнейшем вода на планетах либо замерзла и частично диссипировала (Марс), либо была практически полностью потеряна в результате катастрофического парникового эффекта (Венера). Земля сохранила большую часть своих запасов благодаря удачному расположению. Единого объяснения того, как сформировались и эволюционировали атмосферы планет земной группы пока не существует. Обилие благородных газов на планетах существенно отличается от Солнца и метеоритов, их интерпретация в целом подтверждает гипотезу однородности первичного состава планет Земной группы, и не дает оснований предполагать существенных потерь летучих в процессе формирования планет.

Венера вращается вокруг своей оси, почти перпендикулярной к плоскости орбиты, в направлении, противоположном направлению вращения других планет. Комбинация движения вокруг Солнца и обращения вокруг своей оси приводит к тому, что в каждом нижнем соединении Венера обращена к Земле одной и той же стороной. Хотя Земля, несомненно, оказывает на движение Венеры гравитационное влияние, это совпадение не является, как в случае Луны, результатом приливного взаимодействия, и не имеет значения на длительном масштабе времени. Несмотря на близость к Солнцу и сходный с Землей размер, Венера получает от Солнца энергии меньше, чем Земля. Причина этому — высокая отражательная способность сплошного облачного слоя, окутывающего планету. Основные сведения об атмосфере Венеры получены по данным спускаемых и орбитальных аппаратов серии Венера, а также Pioneer Venus. Существенный вклад в исследования планеты внес спутник Venus Express (2005-2015). Облака из нескольких слоев на высоте 40-70 км состоит из капель концентрированного раствора серной кислоты с примесью неизвестного вещества, поглощающего часть УФ-спектра. Климат Венеры, строго говоря, отсутствует. Многие вопросы остаются пока невыясненными. Практически вся атмосфера вовлечена в гигантский ураган: она вращается вокруг планеты со скоростью 120-140 м/с у верхней границы облаков. Источник энергии этого вращения — нагрев атмосферы Солнцем, но детали процесса остаются невыясненными.

Климат Марса определяется его удаленностью от Солнца, и наклоном оси вращения, сходным с наклоном Земли. В связи с этим, на Марсе есть ярко выраженный сезонный цикл, осложнённый большим эксцентриситетом его орбиты. Расстояние до Солнца изменяется от 1.36 а.е. до 1.64 а.е. Зима в северном полушарии совпадает с афелием, что делает ее существенно холоднее, чем в южном. Для сравнения, во время северной зимы Земля сближается с Солнцем, но смягчающий эффект почти незаметен из-за малого эксцентриситета. Средняя температура на Марсе –60°C, а давление 6 мбар, случайно или нет, близко к тройной точке воды. Летом на солнце поверхность иногда прогревается до 20-25°, и с орбиты замечены русла ручьев, возникающие время от времени. Последние данные указывают, что солевые растворы, в частности впервые обнаруженные посадочным аппаратом Phoenix перхлораты, могут находится на поверхности в жидкой форме практически в любом сезоне. Гидросфера Марса состоит из водяного льда, образующего постоянные полярные шапки гидратированных минералов, и вечной мерзлоты в грунте, распространенной, вероятно, на всех широтах, и небольшого количества водяного пара в атмосфере. Эквивалентная глубина этих резервуаров, т.е. глубина однородного сферического слоя воды на поверхности планеты, известна с разной степенью достоверности. Наиболее известна атмосферная составляющая, играющая ключевую роль в переносе воды по планете. Атмосферная вода образует водяные облака и формирует, на масштабах времени десятков тысяч лет, водяной лед асимметричных постоянных полярных шапок. Но общее количество атмосферной воды ничтожно, 10-20 мкм эквивалентной глубины в зависимости от сезона.

Как объяснить почти полное исчезновение атмосферы на Марсе и исключительно малое количество воды на Венере? «Обычные» диссипационные процессы (тепловые и нетепловые) не позволяют вывести существенного количества вещества, и обычно привлекаются два механизма: бомбардировка крупными (вплоть до размеров Марса) телами и гидродинамические потери — катастрофическое убегание разогретой атмосферы. Первый механизм подкупает своей простотой, действительно, энергия, выделяющаяся при крупных ударах приводит к взрыву, казалось бы, полностью срывающему атмосферу. Но более детальные модели показывают, что продукты взрыва вновь собираются гравитационными силами, а масса выделившихся при ударной дегазации летучих может на два порядка превысить массу современного океана. Более того, при взрыве выделяются и летучие соединения ударника. Таким образом, бомбардировка приводит не к потере атмосферы, но к ее обогащению за счет высвобождения летучих из взаимодействующих тел. Без гидродинамического разлета не обойтись. Проблема с этим механизмом заключается в некоторой произвольности описывающих его моделей. Необходим поток легкого газа, увлекающего вслед за собой другие летучие. Вероятно, в процессе отвердевания всех земных планет в первые несколько миллионов лет формировались мощные атмосферы, в основном состоящие из водяного пара в сверхкритическом состоянии [Elkins-Tanton 2011], что может запустить гидродинамический вынос. Рассматривались и другие модели, в которых необходимый разогрев паровой атмосферы обеспечивается жестким УФ-излучением молодого Солнца, либо катастрофическим парниковым эффектом.

Происхождение и историю запасов воды обычно оценивают по измерениям её изотопных отношений. Так, атом дейтерия в два раза тяжелее атома водорода, и его труднее разогнать до второй космической скорости. Чем больше атмосфера обогащена дейтерием, тем больше планета потеряла воды. При гидродинамическом убегании легкие элементы увлекает тяжелые и дифференциация незначительна. В отличие от благородных газов отношение D/H измеряется дистанционно спектроскопическими методами, и используется в качестве удобного индикатора. Исходное отношение D/Hв протопланетном примерно в 10 раз меньше, чем на Земле. Для большинства измеренных комет оно примерно в два раза превышает земное, но эти значения относятся к телам из дальних областей Солнечной системы, а поставщиками летучих на ранней стадии были, скорее всего, кометы зоны Юпитера. Таким образом, кометное происхождение воды на планетах не исключено, но маловероятно.

Широко распространено мнение, что причиной потери атмосферы Марса является отсутствие на планете магнитного поля, защищающего атмосферу от солнечного ветра. Скорости диссипации марсианской атмосферы, измеренные в проектах Фобос-2 и Mars Express имеют большой разброс. Но все равно, экстраполированные на всю историю потери составляют «всего» от 3 до 80 м воды. Это менее 10%от изначальной оценки, что заставляет предположить либо значительные скрытые запасы воды в коре Марса, либо мощные гидродинамические потери. Измеренные изотопные отношения азота говорят в пользу второй гипотезы. Широко известны геологические свидетельства обильной жидкой воды на поверхности Марса. Ископаемые долины, русла рек, целые дренажные системы охватывают обширные области планеты. По оценкам, сделанным путем подсчета кратеров, возраст таких форм рельефа достигает 3.5 млрд. лет. Для их формирования необходимо ~500 м эквивалентной глубины глобального океана. Период «раннего теплого Марса» мог закончиться существенно раньше, чем предполагала классическая хронология, и был скорее всего, недолог. В дальнейшем Марс оставался сухим, и активность на его поверхности была сильно ограничена, что позволило медленным процессам окисления и выветривания сформировать современный облик планеты.

Жизнь на Марсе. Вопрос об обитаемости планеты теснейшим образом связан с ее климатом. Марс вызывает особый интерес, как планета наиболее приближенная к Земле по условиям, и как единственный, кроме Луны, перспективный объект колонизациив Солнечной системе. Наиболее строгие требования выдвигаются для выполнения условий по «зарождению» жизни. По современным представлениям для этого требуется постоянный контакт вулканических пород с термальными водами от нескольких сотен тысяч до двух и более миллионов лет. Как следует из данных минералогического картирования, подкрепленных многочисленными данными с поверхности, вероятность выполнения этих требований на теплом, влажном, и вулканически-активном Марсе в период от 4.3 до 3.7 млрд. лет назад достаточно высока (Рис. 3). Старейшие строматолиты на Земле также приближаются к этому возрасту. Даже если эти условия на Марсе не совпали по времени, и зарождение жизни не произошло, есть вероятность занесения на Марс живых спор с Земли метеоритами. Обмен веществом во внутренней Солнечной системе шел очень интенсивно, а высокая вероятность выживания спор при длительном пребывании в космосе и даже при входе в атмосферу доказана экспериментами. Неясно, правда, как споры могут пережить «запуск», метеоритный удар, отправляющий частицы одной планеты на другую. Если живые микроорганизмы каким-либо образом попали на планету, условиям для их выживания и даже размножения удовлетворяют очень многие области современного Марса. Так, любое из выбираемых сейчас мест посадки для миссии ExoMars могло быть колонизовано. С другой стороны, относительная краткость благоприятных условий на раннем Марсе вряд ли совместима с продвинутой эволюцией, многообразием форм жизни. Если и есть жизнь на Марсе, скорее всего, она осталась на уровне микроорганизмов.

Поиск органики был одной из главных задач первых экспедиций на Марс, а прямое обнаружение жизни — главной целью посадочных аппаратов Viking (1975-1982). Tри вида анализов были несколько раз повторены на различных образцах грунта и на обоих посадочных аппаратах. Отрицательные результаты эксперимента по обнаружению жизни привели к существенному переосмыслению дальнейших исследований Марса. Главным вопросом стал не поиск жизни, а сама возможность ее существования на Марсе, если не в современную эпоху, то на ранней стадии развития планеты. На многие годы на первое место вышли геологические исследования. Лишь через десятилетия для поиска живых форм были разработаны новые системы жидкостной экстракции, примененные на посадочном аппарате Phoenix (2007) и на ровере Curiosity (2013). Но на Phoenix органику обнаружить не удалось, а на Curiosity эта система не сработала. Все же, следы разрушенной космическими лучами органики были обнаружены ХМС [Ming et al., 2014]. Применение специализированных приборов для биологических исследований в будущих проектах пока не планируются. Примером современной программы, направленной на экзобиологию может служить ровер миссии ExoMars 2018 году. Он будет оснащен буровым устройством, позволяющим достичь глубины 2 м, грунта не переработанного космическими лучами.

Наиболее прямым свидетельством жизни на Марсе, причем не ископаемой, а современной является открытие метана в атмосфере. В 2004г сразу три независимые группы заявили о детектировании метана. Наиболее вероятной гипотезой признается наличие разреженных колоний микроорганизмов-метаногенов на поверхности Марса. Общее количество биомассы на планете, необходимое для поддержания фонового метана очень мало. Оно не превышает 20 тонн, что, при распределении в 100-м слое поверхности, соответствует стерильным, по земным меркам, условиям. Наряду с биологическим происхождением рассматриваются возможность выхода в атмосферу ископаемого метана, образовавшегося в результате магматических или биологических процессов ранее в истории Марса. Обнаружение метана инициировало огромное количество гипотез о его происхождении, источниках и стоках. Значение этого открытия таково, что к 2010 со всей серьезностью встал вопрос о специальной орбитальной миссии, посвященной малым атмосферным составляющим. Таким проектом стал Trace Gas Orbiter, первая часть проекта ExoMars, реализуемого совместно Роскосмосом и Европейским космическим агентством. Мы рассчитываем, что российский прибор ACS на его борту не только прольет свет на загадку метана, но и продолжит мониторинг климата Марса, ведущийся непрерывно с 1997 года.

Особый интерес, связанный, в первую очередь, с возможностью возникновения биосферы в прошлые эпохи, вызывает проблема глобальных климатических изменений на планете. C другой стороны, прекрасно сохранившаяся древняя кора Марса дает возможность заглянуть в эпохи, следы которых давно стерлись на Земле. Эта проблема, наряду с экзобиологией, может стать генеральной для дальнейших, более детальных исследований. В связи с этим на первый план выходит задача возврата грунта с Марса для лабораторных анализов.

Выводы. Климатические системы Венеры, Земли и Марса разошлись очень рано в истории. В процессе эволюции Марс и Венера испытывали резкие изменения климата. Марс сохранил геологические следы ранних эпох. Ответ на вопрос, как Марс потерял атмосферу остается открытым. Для климата Земли Венера и Марс служат примером экстремальных экзотических состояний. Наблюдаемые изменения на планетах слабы и не связаны с солнечной активностью. Мы все еще далеки от обнаружения жизни на Марсе. Надежные измерения метана — важный этап.

В обсуждении доклада приняли участие:

ак. В.Е.Фортов, ак. А.Ю. Розанов, ак. М.Я. Маров, чл.-корр. И.И. Мохов, В.В. Ворон, Федеральное космическое Агентство «Роскосмос», ак. Л.М. Зеленый.

Члены Президиума обсудили и приняли решения по ряду других научно-организационных вопросов.

Видеозапись заседания