Сейчас на поверхности Венеры или в ее атмосфере почти нет воды. Атмосфера этой планеты до сих пор состоит в основном из углекислого газа, а ее поверхность настолько раскалена, что находящиеся на ней горные породы ночью излучают свет. Земля имеет гораздо более разреженную атмосферу с очень небольшим количеством углекислого газа, и, конечно, на Земле достаточно прохладно, чтобы здесь могли быть полные воды океаны и, следовательно, жизнь. Если раньше эти планеты были так похожи, почему они стали такими разными?
Как уже отмечалось, атмосферы Земли и Венеры первоначально были чрезвычайно густыми и состояли из углекислого газа и воды при очень высоких температурах и давлении на поверхности. На Земле, куда попадало чуть меньше солнечного света, температура, вероятно, была достаточно низкой, а давление на поверхности достаточно высоким, чтобы вода здесь имелась в виде жидкости. При нынешнем давлении на Земле в 1 атм вода закипает при 100 °С; если давление повысить, она закипит при более высокой температуре (по этому принципу работает скороварка). При давлении в 60 атм вода могла оставаться в состоянии жидкости при температуре на поверхности Земли 200–300 °С (ниже 270 °С, чтобы быть точным). Наличия этой воды в сочетании с изменением поверхности Земли в результате тектоники плит (мы обсудим это подробнее в следующей главе), возможно, было достаточно, чтобы количество углекислого газа стало сокращаться, поскольку он связывался с горными породами. Они постепенно остужали атмосферу, создавая условия для увеличения количества воды. А увеличение количества воды и все более остывающая поверхность планеты в свою очередь способствовали тектонической активности (мы обсуждали это в предыдущей главе), отчего содержание углекислого газа продолжало падать. В итоге лишь малая часть углекислого газа осталась в атмосфере Земли, остальная перешла в состав горных пород.
На Венере, залитой бóльшим количеством солнечного света, вероятно, было слишком жарко, чтобы вода могла выпадать в виде дождя. Вся она оставалась в атмосфере, поддерживая раскаленную температуру. Солнечный ультрафиолет разделил молекулы воды на водород, который улетучился в космос, и высокоактивный кислород, который связался с минералами на поверхности. В атмосфере Венеры осталось ничтожное количество воды. Кроме того, отсутствие воды в фазе жидкости и высокая температура поверхности, вероятно, мешали регулярному подъему из недр планеты новых пород, т. е. препятствовали процессу тектоники плит, который мог бы сократить количество углекислого газа. На Земле нужный баланс смог удерживаться – вода и тектоника плит, содействуя друг другу, уменьшали количество углекислого газа, в итоге создав пригодную для обитания поверхность. На Венере такой «кооперации» между водой и тектоникой не было, и поверхность планеты осталась адски горячей, сухой и бесплодной.
В наши дни атмосфера Земли намного более разреженная, чем во времена, когда она создавалась. Сейчас она почти на 80 % состоит из газообразного азота и почти на 20 % – из кислорода, а также небольшой примеси других газов (оставшегося углекислого газа, совершающей гидрологический цикл воды и инертного аргона, концентрация которого не меняется). Почти весь кислород в атмосфере биологического происхождения. В процессе фотосинтеза двуокись углерода (та ее часть, которая не ушла в горные породы) соединяется с водой. В результате получаются органические молекулы (сахар) и кислород (подробнее об этом в главе 7). Азот, вероятно, попал из мантии в атмосферу при извержениях вулканов вместе с водой и углекислым газом. Будучи относительно инертным (и при температурах, намного превышающих его точку росы), он остался в тех местах, где и был выброшен. До того как массивная атмосфера, состоящая из углекислого газа, была втянута в горные породы (а позднее и в живые организмы), азот был незначительным компонентом атмосферы, но, после того как это произошло, азот стал доминировать, кроме него в атмосфере мало что осталось.
Эволюция атмосферы Марса представляет собой любопытный контраст Земле и Венере. Сейчас атмосфера Марса почти полностью состоит из углекислого газа и примерно в 100 раз более разреженная, чем земная, при среднем давлении у поверхности менее 0,01 от давления земной атмосферы, измеренного на уровне моря. Окажись мы на поверхности Марса без скафандра, мы ощущали бы себя, как в вакууме. К тому же температура поверхности Марса весьма низкая, в среднем 60 °С. Полярные шапки Марса в основном состоят из водяного льда и некоторого количества сухого льда – замерзшей углекислоты. Вероятно, значительное количество льда содержится и в марсианской коре в регионах вечной мерзлоты. Экваториальные области могут получать достаточно тепла, чтобы лед таял, но атмосфера Марса настолько разреженная, что лед в основном сублимируется, т. е. испаряется, не проходя стадию жидкого состояния. Это значит, что в атмосфере Марса есть небольшое количество воды, которая выпадает в виде снега в более высоких широтах. Тем не менее исследования Марса показали, что на Красной планете когда‑то было значительное количество воды в жидкой фазе – судя по эрозии поверхности, напоминающей русла рек и древние овраги. В какой‑то момент прошлого атмосфера Марса была плотнее и теплее, этого было достаточно, чтобы на планете была вода в виде жидкости.
Имеются и некоторые признаки того, что в далеком прошлом на Марсе была тектоническая активность, возможно, в то время там имелась и жидкая вода. Быть может, Марсу был присущ взаимно поддерживающийся водно‑углеродно‑тектонический цикл, подобный тому, что наблюдается на Земле сейчас. Но это лишь догадки. В любом случае Марс потерял плотную атмосферу, сейчас его окружает разреженная газовая оболочка.
Одна из наиболее вероятных причин потери Марсом атмосферы – то, что он просто слишком мал, чтобы удерживать теплую атмосферу: молекулы газа легко достигали достаточно высокой скорости, выходили из гравитационного поля Марса, и таким образом атмосфера медленно улетучилась в космос. В то же время атмосфера Марса, вероятно, «сдувалась» солнечным ветром – потоком электрически заряженных частиц (ионов), который «обтекает» планеты. Эти частицы медленно выносят в космическое пространство атмосферу из ее верхних слоев. Сильное магнитное поле Земли отклоняет солнечный ветер и защищает атмосферу (и нас) от этих частиц и их десорбирующего эффекта. Венера не имеет магнитного поля, поэтому даже сейчас ее атмосфера постепенно улетучивается; но так как она очень плотная, а сама планета обладает достаточной массой, чтобы удерживать молекулы газа, они рассеиваются в космическое пространство довольно медленно. Возможно, Марс некогда имел сильное магнитное поле (данные спутников зафиксировали следы древней тектоники плит – полосовые магнитные аномалии, «замороженные» в коре планеты, так же, как в центрах растекания морского дна Земли). Однако сейчас там тектоники плит нет и, вероятно, не было на протяжении большей части марсианской истории, поэтому атмосфера Красной планеты рассеивалась солнечным ветром. То, что Марс утратил (а может быть, и никогда не имел) тектонику плит и магнитное поле, также лучше всего объясняется его размерами: он слишком мал, чтобы сохранить в недрах изначальное, оставшееся со времен его формирования тепло, и потому конвекция в мантии и ядре Красной планеты стала слишком слабой, чтобы питать и тектонику плит, и магнитное динамо.
