Повышения температуры южного полюса всего на 4 °C едва ли будет достаточно, чтобы запустить такие изменения планетарного масштаба. Но это все равно что вытащить всего одного яблоко из нижней части аккуратно сложенной пирамиды в продуктовом магазине. Кто-то долго и упорно работал, чтобы разложить эти яблоки в состоянии хрупкого равновесия. Для того чтобы его нарушить, много не нужно. Так же и с южной полярной шапкой Марса. Она в основном состоит из замороженного диоксида углерода – сухого льда. У диоксида углерода есть характеристика, известная как «давление насыщенного пара», которая означает способность вещества переходить в газообразное или парообразное состояние. На давление насыщенного пара какого-то вещества влияет только температура, и, если поднять ее, поднимется и давление насыщенного пара – вещество будет превращаться в пар или газ более энергично. Давление насыщенного пара двуокиси углерода при 147 °К составляет 6 миллибар – это современные условия на южном полюсе Марса. (Чтобы перевести температуру из градусов Кельвина в градусы Цельсия, необходимо вычесть из нее 273 °C. То есть 273 °К равны О °С или 32 °Е Температура южной полярной шапки Марса, 147 °К, равняется -126 °C или -195 °Е) Это состояние равновесия для полярной шапки. До тех пор пока температура полюса остается такой, давление диоксида углерода не поднимается выше 6 миллибар, потому что избыточный углекислый газ просто конденсируется из атмосферы и возвращается в замороженное состояние, форму сухого льда.
Что если мы теперь увеличим температуру на полюсе искусственно? Позже я подробно опишу, как сконцентрировать на нем солнечный свет с помощью больших орбитальных зеркал, но пока давайте просто договоримся, что мы начали искусственно нагревать полюс. Вследствие повышения температуры давление насыщенного пара двуокиси углерода начнет увеличиваться, поэтому больше углекислого газа будет испаряться из шапки в атмосферу. Давление насыщенного пара – способность вещества превратить в газ – и атмосферное давление – фактический вес атмосферы над поверхностью – два очень разных понятия, но можно сказать, что по мере роста давление насыщенного пара углекислого газа на полюсах глобальное атмосферное давление на Марсе будет расти как следствие закачивания диоксида углерода в атмосферу при испарении полярной шапки. Давление насыщенного пара двуокиси углерода при любой температуре – хорошо известная величина, ее можно посмотреть в химическом справочнике, и то, что справедливо для углекислого газа на Земле, будет работать и для него на Марсе. Как влияет объем газообразного диоксида углерода на создание парникового эффекта в атмосфере планеты, также известно, хотя и с меньшей точностью, так что мы можем оценить, насколько увеличится температура на Марсе в результате уплотнения ее атмосферы. Теперь, когда мы разобрались с основными понятиями, пора рискнуть и вникнуть в численные расчеты, которые показывают, как мы можем ускорить терраформирование Марса.
Для начала взглянем на рис. 9.1. На этом рисунке вы видите результаты моделирования, проведенного Маккеем и мной для ситуации с южной полярной шапкой Марса, где, по нашему мнению, может находиться достаточное количество замороженного углекислого газа, чтобы поднять атмосферное давление Марса до значений от 50 до 100 мбар. Я нанес на график полярную температуру как функцию атмосферного давления и давление насыщенного пара как функцию полярной температуры. Обратите внимание на две точки, А и В, где кривые пересекаются. Это точки равновесия, где среднее атмосферное давление Марса (Р – атмосферное давление над усредненной поверхностью Марса в миллибарах) и полярная температура (Т – в градусах Кельвина) приведены в виде двух взаимно согласованных кривых. Однако А – это устойчивое равновесие, в то время как В – неустойчивое. Это можно увидеть, исследуя динамику системы там, где кривые не совпадают. Всякий раз, когда температурная кривая лежит выше кривой давления насыщенного пара, система будет двигаться вправо, к повышению температуры и давления. Так возникает парниковый эффект. Когда температурная кривая лежит ниже кривой давления, система будет двигаться влево, к понижению температуры и давления. Это случай растущего «эффекта морозильной камеры». Современные условия на южном полюсе Марса соответствуют точке А с давлением 6 миллибар и температурой около 147 °К.
Рис. 9.1. Динамика полярной шапки и атмосферы Марса. Текущие равновесие обозначено точкой А. Повышение полярной температуры на 4°К будет сближать точки равновесия А и В, вызывая неизбежный нагрев, который приведет к таянию шапки
Рис. 9.2. Динамика марсианского реголита и атмосферы при условиях Td = 20 °К с запасом CO2 для реализации атмосферного давления в 500 мбар
Теперь рассмотрим, что произойдет, если искусственно повысить температуру на южном марсианском полюсе на несколько градусов. Вся кривая температуры будет двигаться вверх, заставляя точки А и В сближаться, пока они не встретятся. Если рост составит 4 °К, температурная кривая сместится достаточно высоко вверх на графике, чтобы везде оказаться выше кривой давления насыщенного пара. Результатом таких изменений будет парниковый эффект, который вызовет таяние всего полюса, возможно, меньше, чем за десятилетие. После того как давление и температура пройдут мимо точки В, Марс окажется в состоянии нарастающего парникового эффекта даже без искусственного подогрева, так что, если позже прекратить его, атмосфера будет оставаться на своем месте.
По мере испарения полярной шапки в игру вступает парниковый эффект, вызванный запасами углекислого газа в марсианском реголите. Эти резервы существуют главным образом в регионах на высоких широтах, и их одних может быть достаточно, чтобы увеличить атмосферное давление на Марсе до 400 мбар. Однако мы не сумеем получить из реголита весь запас диоксида углерода, потому что при нагреве реголит действует как «сухая губка», стремясь впитать углекислый газ обратно. К сожалению, тут мы сталкиваемся с самой крупной неизвестной на данный момент – количеством энергии или изменением температуры, которое требуется, чтобы высвободить двуокись углерода из марсианского реголита. Назовем эту неизвестную температурой десорбции (Td) и оценим ее в 20 °К, хотя позже мы будем менять ее значение, чтобы увидеть, где наша модель перестает действовать. Динамика атмосферы и реголита продемонстрирована на рис. 9.2. Рисунок показывает созданное за счет CO2 из реголита атмосферное давление на Марсе (обозначенное как «давление реголита») как функцию от температуры реголита, Тreg. (Тreg является средним арифметическим значением температуры реголита в различных областях планеты, взвешенным в соответствии с тем, сколько поглощенного газа он может удержать самостоятельно при собственной локальной температуре. Поскольку холодная почва удерживает больше CO2, Тreg близка к температуре вблизи околоарктических или околоантарктических районов Марса.) Рисунок также демонстрирует зависимость температуры реголита от давления двуокиси углерода в атмосфере. Чтобы получить эти кривые, я предположил, что при высвобождении всех доступных на текущий момент запасов углекислого газа из полярных областей атмосферное давление подскочило бы на 100 мбар, и высвобождение всех резервов двуокиси углерода из реголита повысило бы атмосферное давление на 394 мбар. Таким образом, предполагается, что вместе с уже имеющимся атмосферным давлением в 6 мбар в этом примере Марс имеет общее количество углекислого газа для поддержания атмосферного давления в 500 мбар.
