Циркуляция планетных атмосфер и климат планет. Часть 2. Примеры из жизни солнечной системы

Родин Александр Вячеславович - к.ф.-м.н., доцент кафедры прикладной физики, зам. декана ФПФЭ. Окончив в 1991 году МФТИ по кафедре космической физики (ФПФЭ), работал в Институте космических исследований РАН. После возвращения на Физтех продолжает тесное сотрудничество с ИКИ РАН в качестве участника ряда космических экспериментов по исследованию планет. Круг научных интересов - численное моделирование климата планет, атмосферы планет, физика аэрозолей.

Планеты-гиганты и планеты земной группы

Переходя от умозрительных рассуждений к сравнению реальных климатических систем, полезно вспомнить, что представляют собой планеты Солнечной системы. Их принято делить на два основных семейства: планеты земной группы, куда входят Меркурий, Венера, Земля и Марс, и планеты-гиганты – Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Все остальное население Солнечной системы, весьма разнообразное и очень многочисленное, астрономы определяют общим понятием «малые тела», куда входят как довольно крупные объекты, такие как спутники планет-гигантов и астероиды главного пояса, так и кометы и метеороиды – обломки космического материала, которые мы обнаруживаем лишь при падении на планеты в качестве метеоритов. Эта классификация, конечно, не точна – по стечению обстоятельств «за бортом» остался Плутон, который в конце 90-х годов прошлого века Международный астрономический союз чуть не лишил статуса планеты. Кроме того, многие спутники планет-гигантов, а в особенности спутник Сатурна Титан, вполне могли бы претендовать на «звание» планет земной группы. Тем не менее, различия между двумя основными семействами планет действительно разительны. Планеты земной группы обладают твёрдыми оболочками радиусом в несколько тысяч километров, их массы порядка 1024 кг, их атмосферы (за исключением очень разрежённой атмосферы Меркурия, состоящей в основном из паров натрия и калия) со шкалой высоты около 10-20 км простираются до высот порядка 100 км, где они теряют свойства сплошной среды и превращаются в ансамбль молекул, движущихся по баллистическим траекториям в гравитационных полях своих планет. Только на Земле в значительном количестве присутствует жидкая вода. Атмосферы Венеры и Марса состоят в основном из углекислого газа, Земли и Титана – из азота. Самое главное отличие планет-гигантов, превышающих планеты земной группы примерно на порядок по размеру и на три порядка по массе – отсутствие твердых оболочек и значительная по сравнению с радиусом планеты толщина атмосферы. Водородно-гелиевые атмосферы планет-гигантов, как и атмосферы звёзд, являются уже не тонкими оболочками, а существенно трёхмерными объектами.

Волновой режим циркуляции

Как же реализуются на этих планетах закономерности общей циркуляции атмосферы? Остановимся на планетах земной группы, а внутри группы начнём с Марса как наиболее простой в этом смысле планеты. Схема циркуляции марсианской атмосферы изображена на рис.1. Её главное отличие от идеализированной схемы, которая приводилась в предыдущем номере журнала, состоит в том, что ячейка Хэдли на Марсе в период солнцестояния сильно асимметрична, так что ветвь ячейки, направленная в зимнее полушарие, заметно протяжённее и интенсивнее ветви, направленной в летнее полушарие. Причина понятна – источником конвективного движения является температурный контраст между тёплыми низкими широтами и холодными полюсами, а зимний полюс, безусловно, холоднее летнего. На рис. 1 атмосфера изображена слегка вытянутой в сторону Солнца – это проявление суточного термического прилива. То же самое увеличение шкалы высоты атмосферы в более тёплой области, которое приводит к появлению ячейки Хэдли, на Марсе, атмосфера которого в силу своей разрежённости нагревается и остывает очень быстро, в течение нескольких часов, приводит к её заметному «утолщению» на дневной стороне. Накопленная потенциальная энергия преобразуется в кинетическую энергию атмосферных движений, и возникает приливный ветер. Именно этот ветер, меняющий направление с периодичностью в сутки и достигающий 20-25 м/с, почувствует будущий космонавт, посетивший Красную планету. И только длительные метеорологические наблюдения позволят ему сделать вывод о том, что в среднем термический прилив создаёт атмосферные потоки, соответствующие изображённой на рис. 1 конвективной ячейке. Атмосферные потоки сами способны существенно изменять температуру в результате адиабатического сжатия и разрежения. Именно этим объясняется заметное повышение температуры в высоких широтах и, наоборот, понижение температуры вблизи экватора, как видно из распределения температур, приведённого на рис. 2. Изображённое на рис. 2 поле температур – результат компьютерного моделирования общей циркуляции атмосферы Марса, точность которого подтверждается данными космических аппаратов. Модель разработана, с участием авторов, в лаборатории геодезической гидродинамики (Пристан, США) при сотрудничестве с ИКИ РАН. Компьютерные модели позволяют предсказывать не только поле температур, но и, например, распределение облаков, которые играют заметную роль в круговороте воды на планете (рис. 3). Из рисунка видно, что облака на Марсе образуют регулярные периодические структуры, указывающие на значительный вклад в их формирование планетарных волн. По этому признаку циркуляцию атмосферы Марса, также как и Земли, относят к волновому режиму, или режиму Россби. Картина циркуляции атмосферы Земли, схематично изображённая на рис. 4, оказывается несколько более сложной. В отличие от Марса, она симметрична относительно экватора – благодаря Мировому океану, этому огромному термостату, наиболее тёплые широты на Земле – экваториальные, а не средние широты летнего полушария, как на Марсе. Однако простирается ячейка Хэдли только до тропических широт. Далее следует обширная область, захватывающая все средние широты, где доминируют волны, и лишь в полярных областях возникает ещё одна конвективная ячейка, известная как ячейка Фэррелла. Поскольку масштаб планетарных волн на Земле меньше, чем на Марсе (это обусловлено тем, что температура слишком быстро падает с высотой и тропосфера находится на пороге конвективной неустойчивости), погода здесь гораздо менее предсказуема, а значит, климат более разнообразный. Возможно, в этом – одно из преимуществ Земли как среды обитания живых организмов.

Циркуляция при симметричном режиме

По сравнению с Землёй климат Венеры являет собой исключительно мрачную картину: давление 93 бар, температура 740К, сплошные облака из капелек серной кислоты. И это при том, что твёрдое тело планеты почти идентично Земле, а солнечный поток превышает земной менее чем в два раза. Это обстоятельство, по-видимому, сыграло решающую роль в ранней эволюции планеты, которая потеряла почти всю воду, которую могла накопить, в результате катастрофического парникового эффекта. Поскольку пары воды являются очень эффективным поглотителем инфракрасного излучения, заработал механизм положительной обратной связи – чем больше испаряется воды, тем выше температура, тем интенсивнее испарение и т.д. Атмосфера была столь горячая, что молекулы воды легко диссоциировали, атомы водорода приобретали вторую космическую скорость и убегали через экзосферу. Сегодня мы видим следы тех драматических событий – относительное содержание дейтерия, которому убегать было тяжелее, на Венере превышает земное значение в десятки раз. Почему же этого не произошло на Земле? По-видимому, нас от подобного парникового взрыва спас облачный покров, который при увеличении влажности атмосферы увеличивает долю солнечного излучения, отражённого обратно в космос, и снижает тепловую нагрузку на тропосферу. На Венере же температура достигла таких значений, когда обеспечить конденсацию и образование облаков невозможно даже при очень высокой концентрации паров воды. Если эта гипотеза верна, то следует признать, что чисто количественное различие в расстоянии от Солнца определило столь различную судьбу двух очень похожих друг на друга планет. Другое важное отличие Венеры от Земли – крайне медленное собственное вращение, ретроградное, т.е. направленное в сторону, противоположную вращению планет вокруг Солнца. В результате циркуляция атмосферы Венеры принципиально отличается от волнового режима, который мы видели на Марсе и на Земле. В силу медленного собственного вращения силы Кориолиса в атмосфере Венеры несущественны, а значит, волны Россби не возбуждаются. Конвективные ячейки образуются в плотной атмосфере Венеры на тех высотах, где более интенсивно поглощается солнечное излучение – у поверхности и в облачном слое, как показано на рис. 5. Однако самое, пожалуй, удивительное в динамике атмосферы Венеры состоит в том, что на высоте облачного слоя, около 50-65 км, практически вся атмосфера вовлечена в быстрое зональное течение, направленное в сторону собственного вращения планеты. Таким образом, атмосфера вращается подобно твёрдому телу, обгоняя вращение планеты, причем если последняя обращается вокруг своей оси за 243 земных суток, атмосфера делает оборот вокруг Венеры всего за 4 суток. Это явление, получившее название суперротации, до сих пор не получило полного теоретического объяснения. Однако уже сегодня ясно, что зональная суперротация характерна для всех планет с массивной атмосферой и медленным собственным вращением, и основным механизмом, индуцирующим такое движение, является термический прилив. Это подтверждается и недавними измерениями аппарата «Кассини» на Титане, где также выполняется условие медленного вращения и имеется массивная атмосфера. Такой режим циркуляции, при котором зональное течение доминирует над волновыми движениями, называется симметричным, или режимом Хэдли. Стоит отметить, что возбуждение регулярного, симметричного течения, захватывающего большую часть атмосферы в твёрдотельное вращение – это пример коллективного взаимодействия волн со средними потоками, класса явлений, часто встречающихся в современной физике. В этом кратком обзоре мы так и не ответили на один из ключевых вопросов физики планет: насколько уникально положение Земли в этом разнообразном мире? Насколько «узка дверь» параметров, позволившая реализовать на нашей планете те действительно райские условия, в которых мы с вами находимся? И что нам необходимо предпринять, чтобы эти условия не потерять? Наверное, ни один специалист не может сегодня с уверенностью ответить на эти вопросы. Ясно, что климатическая система – предельно тонкий механизм, включающий множество факторов, однако это механизм, подчиняющийся физическим законам, которые можно и нужно изучать всеми доступными нам методами – с помощью теоретических построений, компьютерных моделей и, конечно, прямых измерений, в том числе – с космических аппаратов. И ещё: благодаря огромным усилиям нескольких поколений у нашей страны в области исследования планет сохранился в мире заслуженный авторитет. И его тоже важно не потерять.