От открытия ломоносовым атмосферы у планеты Венера до исследования климата экзопланет

О ЯВЛЕНИЯХ ВОЗДУШНЫХ И ВОДНЫХ

УДК 556.5 А.В. Кислов1

ОТ ОТКРЫТИЯ М.В. ЛОМОНОСОВЫМ АТМОСФЕРЫ У ПЛАНЕТЫ ВЕНЕРА ДО ИССЛЕДОВАНИЯ КЛИМАТА ЭКЗОПЛАНЕТ

М.В. Ломоносов в 1761 г., проводя астрономические наблюдения прохождения планеты Венера через солнечный диск, обнаружил ряд оптических явлений, которые были объяснены им с позиций существования атмосферы вокруг планеты, что открыло путь к исследованию атмосфер и климата других планет, в том числе экзопланет. Изучение планет продемонстрировало огромный набор самых разных вариантов планетных миров.

В то же время оказалось, что физические процессы, управляющие атмосферными процессами и приводящие к столь разным результатам, одни и те же на любых планетах. Этот результат создает уверенность в фундаментальности знаний, полученных на основе «земной» метеорологии. В этом смысле изучение планетных атмосфер оказывается очень важно не только из-за решения задач открытия других миров, поиска жизни во Вселенной и т.д., но и с точки зрения применения полученных знаний для решения земных проблем — изменений климата и моделирования динамики атмосферы.

Ключевые слова: планеты, экзопланеты, климат, общая циркуляция атмосферы.

Введение. В конце XVIII в. астрономия уже далеко продвинулась в понимании законов небесной механики применительно к Солнечной системе. Однако вопрос о том, что представляют собой планеты, в каком отношении они подобны или не подобны Земле, насколько уникальна Земля, оставался открытым. Поэтому важным событием стало открытие атмосферы у планеты Венера, сделанное М.В. Ломоносовым в 1761 г.

26 мая 1761 г. наблюдалось заранее предсказанное астрономами космическое явление — видимое с Земли прохождение Венеры по солнечному диску. Его наблюдение позволяло решить некоторые проблемы, в частности уточнить расстояние от Земли до Солнца, для чего учеными разных стран были организованы синхронные наблюдения в различных географических точках. Ломоносов, организатор этого эксперимента в России, сам в одном из пунктов проводил наблюдения. Помимо выполнения основной задачи он обратил внимание на некоторые оптические явления, сопровождавшие прохождение планеты по солнечному диску, в частности на наличие светлого ободка вокруг планетного диска. Этот эффект отметили и некоторые другие наблюдатели, однако только Ломоносов объяснил его рефракцией солнечных лучей, происходящей в газовой среде, окружающей планету, обнаружив, таким образом, атмосферу у планеты Венера. Это открытие сделало реальной постановку вопроса об изучении свойств атмосфер и климата планет.

Свойства планетных атмосфер. Атмосферы планет существенно различаются по химическому составу,

массе (атмосферному давлению) и температуре. В таблице эти данные представлены для планет земной группы (к которым добавлен спутник Сатурна Титан).

Температурные условия определяются балансом тепла на внешней границе атмосферы (ВГА) [3]. Его приходная составляющая — так называемая солнечная постоянная (/0), которая определяется светимостью Солнца и вводится для каждой планеты при среднем ее расстоянии до Солнца. Зависимость 10 от расстояния до Солнца квадратичная. Расходная составляющая баланса складывается из отраженной радиации (зависящей от альбедо) и собственного излучения планеты. На планетах-гигантах приток тепла к атмосферам обусловлен примерно в равных дозах как солнечной радиацией, так и потоком из недр планет.

Распределение солнечной энергии и сезонный цикл определяются тремя параметрами: наклоном плоскости экватора к плоскости вращения планеты вокруг Солнца (в), долготой перигелия (ю) и эксцентриситетом орбиты (е). Для Земли е << 1, поэтому сезонный ход создается благодаря значительному наклону (в = 23,5°). Роль параметра ю заключается в некоторой корректировке ситуации — зимой в Северное полушарие (когда Земля проходит перигелий) создается дополнительный приток энергии, отличающийся от среднегодового на 3,5% (соответственно на такую же величину происходит уменьшение летом). В Южном полушарии имеет место обратная картина.

У Марса и у Титана наклонение несколько больше (25,2° и 27° соответственно). Это создает еще более выраженный сезонный ход, который усугубляется тем, что орбита Марса более вытянута и в перигелии

1 Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова, географический факультет, кафедра метеорологии и климатологии, зав. кафедрой, профессор, e-mail: avkislov@mail.ru

Основные характеристики некоторых планет и их атмосфер

Параметры планет и атмосфер Венера Земля Марс Титан

Радиус, км 6051 6378 3396 2576

Период обращения вокруг Солнца, земной год 0,6 1 1,9 29,5

Период обращения вокруг оси, земные сутки 225 1 1.03 16

Наклонение (угол между плоскостью экватора и плоскостью вращения), град 177 23,5 25,2 27

Преобладающий химический компонент атмосферы СО2 N 02 СО2 N

Альбедо планеты 0,77 0,3 0,16 0,22

Солнечная постоянная, Вт/м2 2613 1366 589 15

Температура поверхности, К 730 288 220 94

Атмосферное давление у поверхности, атм 92 1 0,007 1,5

Сухоадиабатический градиент, °С/км 10,0 9,8 4,2 1,5

(поздней весной в Южном полушарии) приходящая радиация на 20% больше, чем при среднем расстоянии до Солнца. У Венеры наклонение практически отсутствует, и при почти круговой орбите сезоны не существуют. Таким образом, у названых планет радиационный баланс на ВГА положителен в низких широтах и отрицателен в полярных регионах, где происходят потери тепла. Циркуляционные системы атмосферы (и океана на Земле) осуществляют межширотный перенос энергии— с позиций тепловой машины можно считать, что глобальная циркуляция существует именно для того, чтобы перераспределять энергию по поверхности планеты. Примером другого типа радиационного режима служит Уран, у которого наклонение близко к 90°.

Несмотря на различия в абсолютных значениях температуры (таблиица), в ее пространственном распределении обнаруживается ряд общих черт. Так, в нижней части — тропосфере — температура быстро убывает с высотой. Затем в стратосфере—мезосфере градиент уменьшается, и наконец, на больших высотах (в термосфере), там, где воздух уже настолько сильно разрежен, что давление на несколько порядков меньше, чем у поверхности, температура вновь растет. У Земли названные особенности дополнены еще областью повышения температуры — стратосферой Земли (на рис. 1,а виден рост температуры с высотой на высотах, превышающих 20 км). Формирование этих закономерностей объясняется одинаковым механизмом теплообмена: тропосферы всех планет получают тепло от поверхности, а парниковый эффект контролирует интенсивность «остывания» за счет собственного излучения. В процесс теплообмена активно включается конвекция, возникающая тогда, когда градиент температуры превышает критическое значение (адиабатический градиент), определяемое как уа = g/cp. Отметим, что уа — планетарная константа, поскольку есть отношение ускорения силы тяжести (определяе-

мого массой планеты) и теплоемкости воздуха при постоянном давлении, которая зависит от газового состава. Для Земли уа = 9,8 °С/км. Если в восходящем воздухе происходит выделение скрытого тепла, то уменьшение температуры происходит медленнее, и вертикальный градиент составляет около половины от уа. Так как конвекция происходит частично в насыщенном, а частично в ненасыщенном воздухе, то в результате на Земле в активно перемешиваемом слое (тропосфере), устанавливается (в среднем) падение температуры (~6,5 °С/км). В других планетных атмосферах профиль температуры определяется теми же закономерностями в соответствии с их сухоадиабати-ческим градиентом (см. таблицу).

На больших высотах — в термосфере — появляется новый источник энергии, связанный с поглощением ультрафиолетовой солнечной радиации, инициирующей процессы диссоциации, ионизации и возбуждения атомов и молекул, в результате чего солнечная энергия переходит в тепло.

Степень соответствия поля температуры полю радиации зависит от свойств атмосферы — чем мощнее атмосфера, тем большую роль в формировании ее структуры играют обратные связи, создаваемые циркуляцией. Так, на Земле в тропосфере (рис. 1,а) наблюдается лишь небольшой сдвиг зоны максимальных температур в сторону летнего полушария (да и то он в значительной степени связан с преобладанием суши в Северном полушарии по сравнению с Южным). В тонкой атмосфере Марса (рис. 1,б) максимум температуры, следуя за радиационным балансом, сильно смещен в летнее полушарие. Температурный режим атмосферы зимнего полушария Марса опять же отражает прежде всего радиационное выхолаживание. В земной атмосфере оно столь же четко выражено только в тонкой стратосфере, температура которой немедленно реагирует на «отключение» солнечной энергии (рис. 1,а).

Рис. 1. Распределение зонально-осредненных значений температуры воздуха (°С): а — в атмосфере Земли (лето Северного полушария), б — в атмосфере Марса (лето Южного полушария) [13]. На обоих рисунках летнее полушарие слева

На Венере распределение температуры практически симметрично относительно экватора. Это кажется если не неожиданным, то по крайней мере не столь очевидным, как для Земли или Марса. Дело в том, что на Венере, очень медленно вращающейся вокруг собственной оси (таблица), нагревание воздуха, казалось бы, могло происходить не над всей экваториальной широтной зоной, а локализоваться в окрестности освещенной Солнцем области. Однако оценки скорости теплообмена показывают [4], что даже существующего слабого вращения достаточно для того, чтобы создавать близкий к осесимметричному нагрев широтных зон.

Продолжая рассмотрение общих физических механизмов, действующих в атмосферах, следует упомянуть об облачности. Общность обусловлена тем, что фазовые переходы — универсальное явление, определяемое для каждого вещества диапазоном изменений давления и температуры на планетах [2]. На Земле облака сложены из капель и кристаллов воды, на Венере — из капель серной кислоты, на Юпитере — из аммиака, на Титане —из метана и этана [8]. На Марсе также наблюдаются облака конденсационного происхождения (состоящие из кристаллов СО2 и Н2О [12]), однако главную роль в оптических процессах играет пылевой аэрозоль, поднимающийся с поверхности. Масштабным земным аналогом этого явления служат облака пыли над Сахарой, выносимые харматаном в Атлантический океан, однако на Земле это региональное явление, в то время как на Марсе пыльные бури часто имеют планетарный масштаб.

Переходя к рассмотрению гидродинамики планетных атмосфер, также сосредоточим внимание на выявлении общих закономерностей. Вводя масштаб высоты (как высоту столба атмосферы с постоянной температурой) H = kT/^g, где к — постоянная Боль-цмана, а ц — средний молекулярный вес воздуха, получим для Земли H ~ 10 км, что гораздо меньше радиуса планеты. Аналогичная зависимость типична и для других планет. Это означает, что атмосферы на планетах земной группы представляют собой тонкие пленки воздуха. Это во многом определяет условие гидростатики движений планетарного масштаба.

Другое общее свойство — эффекты вязкости очень малы (что характеризуется большим числом Рейнольдса — Re = FZ/v >> 1, где V — скорость ветра, L — характерный масштаб, а v — кинематическая вязкость воздуха) и могут проявляться только около подстилающей поверхности. Это определяет универсальность пограничного слоя.

В ответ на нагревание тропиков в атмосферах возникает восходящая циркуляция (рис. 2), создающая движение воздушных масс в сторону полюсов в верхней тропосфере, и противоположные потоки в нижней тропосфере (ячейка циркуляции Хэдли). На Земле данную картину осложняют муссонные эффекты. На Земле и на Марсе циркуляция Хэдли ограничена субтропиками, причем оседание воздуха главным образом реализуется в зимнем полушарии. На Венере ячейка Хэдли симметрична относительно экватора и простирается в высокие широты. В мезосфере

Венеры развивается циркуляция с подъемом воздуха в подсолнечной области и оседанием в антисолярной точке (рис. 2,в). В земной мезосфере—стратосфере также существуют слабые планетарные движения с оседанием в холодной зимней полярной области. Движение такого же типа удалось диагностировать на Титане [8].

На быстро вращающихся планетах в атмосфере внетропических широт развивается так называемый геострофический режим циркуляции [1], реализующийся, когда число Россби мало (Ro = У/юЬ << 1, ю — угловая скорость вращения). На Земле Ro = 0,05, на Марсе Ro = 0,2 [13], так что это условие можно считать выполненным и использовать геострофические соотношения для расчета поля скоростей (рис. 3). Важная особенность геострофической динамики планетной атмосферы — преимущественно зональный характер движений и функциональная зависимость между увеличением скорости ветра с высотой и величинами горизонтального градиента температуры (формула термического ветра). За счет этого зоны максимальных значений скорости ветра (струйные течения) наблюдаются в верхней тропосфере и имеют зональную ориентацию, располагаясь у границ ячейки Хэдли и вдоль фронтов, разделяющих тропические и полярные воздушные массы.

Отмеченная особенность видна и на Земле (рис. 2,а, 3,а), и в зимней атмосфере Марса (рис. 3,б). В летнем полушарии Марса термический контраст мал, поэтому западный перенос не возникает, а в более высоких слоях существует, как и в летней земной стратосфере (рис. 3,а), восточная циркуляция. Отчетливо выражено струйное течение и на границе субтропиков в зимней атмосфере Юпитера (рис. 3,в). Зональность характерна и для Венеры (например, это так называемый облачный воротник, опоясывающий полярные регионы (рис. 2,в)), хотя объяснение этого феномена нельзя выводить из геострофической теории. В зимнем полушарии как Марса, так и Земли обращает на себя внимание струйное течение вблизи границы зоны полярной ночи, соответствующее максимальным градиентам температуры (рис. 1).

Как уже отмечалось, в тонкой атмосфере Марса важную роль играет прямая реакция динамики атмосферы на радиационный нагрев. Проявлением такого рода явлений служат и термические приливы [5], формирующиеся в атмосфере тропиков как реакция атмосферы на суточный ход радиации. Эти эффекты демонстрируют, что кроме общих черт в динамике земной и марсианской атмосферы существуют и важные отличия.

В низких широтах данные о скорости ветра нельзя восстановить по полю температуры, поэтому объем данных существенно меньше, тем не менее можно отметить некоторые явления. Так, в период равноденствий в нижних слоях атмосферы Марса у экватора наблюдается сходимость ветровых потоков, напоми-

Рис. 2. Меридиональная циркуляция (функции тока) в атмосфере Земли (а), данные наблюдений для лета Южного полушария; Марса (б), данные моделирования (108 кг/с) для лета южного полушария [13]) и схема циркуляции в атмосфере Венеры (в), по [18]

нающая кинематические особенности внутритропиче-ской зоны конвергенции земной атмосферы. В тропической стратосфере—мезосфере Юпитера отмечается квазичетырехлетняя цикличность [9], напоминающая земную квазидвухлетнюю цикличность. Вариации такого же типа отмечены на Сатурне [10].

Рис. 3. Распределение широтно осредненной зональной геострофической скорости ветра (м/с) в атмосфере Земли (а), лето Северного полушария и Е — максимумы скорости ветров западного и восточного направлений); Марса (б), лето южного полушария [13]); Юпитера (в), зима северного полушария [9]. Данные о ветре в низких широтах исключены

Зональные воздушные течения тропосферы гидродинамически неустойчивы. В результате их разрушения возникают волны и вихри с вертикальной осью. Это явление хорошо изучено в земной атмосфере. Вихри подобного генезиса отмечаются на Марсе, а также на планетах-гигантах. На Венере отчетли-

вая вихревая структура со сложной структурой в виде двух «глаз бури» обнаруживается в полярных районах (рис. 2,в). Вихревые структуры, напоминающие волны Россби, воспроизведены моделью общей циркуляции атмосферы Титана [16]. Именно вихри вместе с циркуляцией Хэдли осуществляют продеклариро-

ванную выше «климатическую миссию» — перенос энергии (а также момент количества движения) от низких широт к высоким.

Эволюция планет и дивергенция климатических условий. Всем планетам присущи изменения климата. Изучение этого явления позволяет создать методологическую базу для объяснения различий свойств у атмосфер.

На ранней стадии существования солнечной системы, Солнце проходило так называемую стадию Т-Тельца. В этот период солнечный ветер, усилившийся на несколько порядков, вычистил околосолнечное пространство, в том числе сорвал и унес первичные водородно-гелиевые атмосферы ближайших к Солнцу планет. Планеты-гиганты, дальше расположенные от Солнца и обладающие мощным гравитационным полем, сохранили свои атмосферы. После этого на планетах земной группы дегазация планетного вещества сформировала вторичные азотно-угле-кислотно-водяные атмосферы. На Земле и, возможно, на Венере термические условия позволили образоваться гидросфере.

В дальнейшем эволюция планет происходила под влиянием следующих факторов. Во-первых, светимость Солнца постепенно возрастала (~5% за миллиард лет). Во-вторых, имели место нерегулярные этапы выбросов в атмосферу углекислого газа и водяного пара из недр. Эти парниковые газы влияли на изменения термического режима. На Земле при активной роли биосферы постепенно, за 3 млрд лет, сформировалась азотно-кислородная атмосфера.

На Венере нарастание солнечной энергии и увеличение температуры стимулировало рост испарения и увеличение содержания водяного пара в воздухе. Это усиливало парниковый эффект и в свою очередь увеличивало температуру. В атмосфере молекулы водяного пара подвергались воздействию ультрафиолетового излучения. А продукты фотодиссоциации (ионы водорода и кислорода), как показали данные непосредственных наблюдений [18], удалялись из атмосферы солнечным ветром. В этом процессе главную роль играет отсутствие у Венеры собственного магнитного поля, не препятствующего проникновению солнечного ветра в верхние слои атмосферы. Таким путем Венера достаточно быстро потеряла практически всю воду (по существующим оценкам, для этого достаточно нескольких миллионов лет [3]). Отсутствие жидкой воды затрудняло выветривание горных пород, так что сток СО2 из атмосферы отсутствовал, а приток (за счет вулканических извержений) увеличивал массу атмосферы. Рост светимости Солнца и усиливающийся парниковый эффект сформировали современные высокие температуры на Венере (таблица).

Увеличение солнечной постоянной Марса постепенно приводило к повышению температуры. Около 0,8 млрд лет назад она достигла таких значений, что стал возможен переход части воды из льда в жидкость. Мерзлотное питание марсианских водных потоков сопровождалось усилением испарения, ростом

содержания водяного пара в воздухе (что существенно сказалось на массе тонкой атмосферы) и усилением парникового эффекта, это еще больше увеличило температуру. В это время потоки воды образовали сеть речных долин на Марсе, возраст которых независимо датируется примерно этим же временем. Однако в оптически тонкой атмосфере ультрафиолетовое излучение вызывало фотодиссоциацию водяного пара с дальнейшим убеганием ионов (чему способствовал солнечный ветер в условиях очень слабого магнитного поля). Водяной пар был достаточно быстро исчерпан, парниковый эффект вновь стал слабым, а последовавшее уменьшение температуры привело к тому, что оставшаяся вода превратилась в лед.

Изменения климата происходили и на меньшем временном масштабе. Они были связаны с колебаниями параметров е, г, ю [3], инициировавшими изменения радиационного режима. Исследование этой проблемы продемонстрировало важное значение того, что наша планета входит в двойную систему Земля— Луна [11]. За счет этого амплитуда колебаний угла наклона составила за всю историю планеты лишь несколько градусов, в то время как на Марсе она достигала десятков градусов [12, 17].

Отметим, что, несмотря на грандиозность геофизических, астрофизических и геологических процессов, глобальная температура на Земле менялась сравнительно слабо — так, за фанерозой размах колебаний не превысил 10—15°С [3]. Это явилось одним из условий непрерывности жизни на Земле в течение последних 3,8 млрд лет.

Экзопланеты. И. Кант, современник М.В. Ломоносова, обобщил астрономические знания в книге «Всеобщая естественная история и теория неба», которая была подготовлена в 1755 г., но получила распространение только в 1791 г. В ней, в частности, говорится: «Планетный мир, в центре которого находится Солнце, заставляющее своим могучим притяжением обращаться по вечным орбитам населенные светила своей системы, всецело образовался, как мы видели, из первоначально рассеянного основного вещества всей мировой материи. Все неподвижные звезды, доступные глазу в неизмеримой глубине неба, где они кажутся рассеянными с какой-то расточительностью, представляют собой солнца и центры подобных же систем». Эта идея о множественности планетных систем, высказанная параллельно с открытием атмосферы у планеты Венера, расширила представления о мире и открыла возможность постановки вопросов о изучении экзопланет (внесолнечных планет). Однако на протяжении двух столетий казалось принципиально невозможным подтвердить их существование, поскольку звезды расположены так далеко, что рассмотреть их планеты представлялось нереальным.

Только в конце ХХ в. появились оригинальные методики и необходимые средства наблюдений, позволившие по косвенным признакам диагностировать наличие планет у некоторых звезд. Первым был применен метод изучения регулярных допплеровских

сдвигов в излучении звезд, который можно было интерпретировать как отклик на собственные периодические движения звезд по эллиптическим орбитам, параметры которых определяются гравитационным влиянием планет. Таким способом была открыта первая планета [15], а через 10 лет уровень наблюдательных систем настолько вырос, что несколько особенно крупных планет уже удалось непосредственно «разглядеть» в телескоп. В практике обнаружения планет (в настоящее время их известно более 500) применяется семь методов [7], однако подавляющее большинство планет открыто двумя способами — допплеров-ским и так называемым транзитным, когда изучается нарушение излучения звезды-хозяина при пересечении ее лучей планетой. Отметим, что фактически именно таким способом М.В. Ломоносов обнаружил атмосферу у планеты Венера.

Всеми методами наиболее надежно выявляются массивные планеты. Этим, возможно, и объясняется то, что открытые в настоящее время планеты относятся, как правило, к планетам-гигантам (рис. 4), при-

Масса планеты

Рис. 4. Соотношение радиус—масса для некоторых планет [6] (за единицу приняты радиус Земли и ее масса). Линиями показаны теоретические функции в зависимости от состава планеты: 1 — Н2, Не; 2 — Н2О; 3 — 75% Н20, 22% Si, 3% Fe; 4 — состав Земли (67,5% Si, 32,5% Fe). Восемь планет Солнечной системы обозначены буквами: Ме — Меркурий, V — Венера , Е — Земля, Ма — Марс, I — Юпитер, S — Сатурн, и — Уран, N — Нептун

чем многие не имеют аналогов в Солнечной системе. Таким примером может служить самая горячая (из открытых) планета WASP-12b. Этот «горячий Юпитер» расположен в 50 раз ближе к своей звезде, чем Земля к Солнцу, поэтому температура воздуха в его тропосфере превышает 2500 К [14].

Самые маленькие из обнаруженных планет — так называемые сверхземли, поскольку они в несколько раз превосходят нашу планету по размерам. Среди представителей этого семейства две планеты — GJ1214b и CoRoT-7b — пока что единственные, у которых масса меньше, чем у Нептуна и Урана. Используя теоретические представления, можно заключить, что CoRoT-7b по элементному составу близка к Земле (рис. 4), однако ее исследование представляет собой нелегкую задачу из-за того, что она расположена очень далеко. Более массивная планета GJ1214b удобнее для изучения, поскольку расстояние до ее звезды составляет «всего» 13 парсеков. Предварительные расчеты показывают, что равновесная температура ее атмосферы может меняться (в зависимости от значения планетарного альбедо) в диапазоне 393—555 К [6]. Нижняя граница этого диапазона всего на 20° превышает точку конденсации водяного пара, так что здесь возможно существование воды в жидкой форме.

Последний вывод очень важен, поскольку открывает возможность подойти к проблеме обнаружения жизни на экзопланетах. Разумеется, этот вопрос ставится только как задача выполнения необходимых условий, т.е. поиска планет, термические условия которых соответствуют наличию жидкой воды, когда жизнь могла бы существовать. Подчеркнем, что ищется жизнь земного типа, поскольку никакая иная не известна и научные поиски ее бесперспективны.

В настоящее время ни одна из найденных планет не удовлетворяет названным условиям. Более того, не обнаружена ни одна планетная система, столь удобная для поддержания жизни, как Солнечная система. В самом деле, Земля расположена на комфортном расстоянии от Солнца, при котором вода существует в жидкой форме. Она находится около звезды, которая эволюционирует очень медленно, что позволило возникшей жизни развиваться несколько миллиардов лет не испытывая внешних стрессов. Планета Земля имеет крупный спутник Луну, что обеспечивает (см. выше) стабильность распределения солнечной энергии и, следовательно, устойчивость климата. Атмосфера обладает озоновым слоем, защищающим ее от ультрафиолетового излучения и блокирующим процесс фотодиссоциации молекул водяного пара. Планета окружена магнитным полем, сдерживающим воздействие солнечного ветра. Центральная зона Солнечной системы окружена гигантскими планетами, гравитационные поля которых являются ловушками для комет и астероидов. В том что эта внешняя защитная линия действительно работает, убеждают данные наблюдений. Так, 19 июля 2009 г. Юпитер поглотил весьма крупный астероид. По масштабу это

было такое же событие, как падение на Юпитер кометы Шумейкера—Леви в июле 1994 г.

Заключение. Открытие М.В. Ломоносовым атмосферы на Венере, а затем аналогичные доказательства факта существования атмосфер на других планетах поставили планеты в некотором смысле в один ряд с Землей. После этого сформировалась априорная уверенность, что условия на планетах, по крайней мере внутренних, подобны земным. Это подкреплялась туманными идеями панспермии, согласно которым «семена жизни одинаковы для всей Вселенной», широко растиражированными различного рода произведениями, в том числе в жанре научной фантастики. Однако уже изучение планет Солнечной системы разбило эти представления, а исследование экзопланет еще более расширило спектр возможных ситуаций, продемон-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Голицын Г.С. Введение в динамику планетных атмосфер. Л.: Гидрометеоиздат, 1973. 103 с.

2. Гуди Р., Уолкер Дж. Атмосферы. М.: Мир, 1975. 172 с.

3. Кислое А.В. Климат в прошлом, настоящем и будущем. М.: Наука-Интерпериодика, 2001. 326 с.

4. Чемберлен Д. Теория планетных атмосфер. М.: Мир, 1981. 352 с.

5. Angelats i CollM., ForgetF, Lopez-Valverde M.A., Gonza-lez-Galindo F. The first Mars thermospheric general circulation model: The Martian atmosphere from the ground to 240 km // Geophys. Res. Lett. 2005. Vl. 32. L04201, doi:10.1029/2004GL021368.

6. Charbonneau D, Berta Z. K, Irwin J. et al. A super-Earth transiting a nearby low-mass star // Nature. 2009. Vol. 462. P. 891—894.

7. Deming D, Seager S. Light and shadow from distant worlds // Ibid. 2009. Vol. 462. P. 301—306.

8. Flasar F.M. Titan's Polar Weather // Science. 2006. Vol. 313. P. 1582—1583.

9. Flasar F.M., Kunde V.G., Achterberg R.K. et al. An intense stratospheric jet on Jupiter // Nature. 2004. Vol. 427. P. 132—135.

10. Gombosi T.I., Ingersoll A.P. Saturn: Atmosphere, Ionosphere, and Magnetosphere // Science. 2010. Vol. 327. P. 1476— 1479.

стрировав огромный набор разных вариантов планетных миров.

В то же время, несмотря на фантастические различия, оказалось, что физические процессы, управляющие атмосферными свойствами, одни и те же на любых планетах. Это ценный результат, создающий уверенность в фундаментальности знаний, полученных первоначально только на основе «земной» метеорологии. В этом смысле изучение планетных атмосфер оказывается очень важным не только с точки зрения решения задач открытия других миров, поиска жизни во Вселенной и т.д., но и в чисто прагматическом смысле, поскольку работа со столь необычными объектами стимулирует развитие знаний, что приводит к совершенствованию представлений о динамике земной атмосферы и механизмах климатических изменений.

11. Laskar J., Correia A. C.M., Gastineau M. et al. Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars // Icarus. 2004. Vol. 170. P. 343—364.

12. Lefevre F., Bertaux J.-L., Clancy R.T. et al. Heterogeneous chemistry in the atmosphere of Mars // Nature. 2008. Vol. 454. P. 971—975.

13. Leovy C. Weather and climate on Mars // Ibid. 2001. Vol. 412. P. 245—249.

14. Madhusudhan N., Harrington J., Stevenson K.B. et al. A high C/O ratio and weak thermal inversion in the atmosphere of exoplanet WASP-12b // Ibid. 2011. Vol. 469. P. 64—67 .

15. Mayor M., Queloz D. A Jupiter-mass companion to a solar-type star // Ibid. 1995. Vol. 378. P. 355—359.

16. Schaller E.L., Roe H.G., Schneider T., Brown M.E. Storms in the tropics of Titan // Ibid. 2009. Vol. 460. P. 873—875.

17. Schorghofer N. Dynamics of ice ages on Mars // Ibid. 2007. Vol. 449. P. 192—195.

18. Svedhem H., Titov D.V., Taylor F.W., Witasse O. Venus as a more Earth-like planet // Ibid. 2007. Vol. 450. P. 629—632.

Поступила в редакцию 03.02.2011

A.V. Kislov

FROM THE DISCOVERY OF THE ATMOSPHERE OF THE VENUS BY LOMONOSOV TO THE STUDY OF CLIMATE OF THE EXOPLANETS

While making astronomic observations of the Venus passing the Sun disk on 1761 M.V Lomonosov discovered a number of optical phenomena which he explained in terms of the presence of the atmosphere around the planet. This discovery marked the beginning of investigations of atmospheres and climates of other planets including the extrasolar ones. These studies revealed a wide variety of different planetary conditions.

At the same time it was revealed that physical processes governing atmospheric processes and leading to quite different results are practically the same for all planets. This proves the fundamental character of knowledge obtained by the "terrestrial" meteorology. Investigation of planetary atmospheres is therefore particularly important both for discovery of other universes and search for life in the Universe, and in terms of the application of acquired knowledge for solving the Earth's issues, such ads climate change and modeling of the atmosphere dynamics.

Key words: planets, exoplanets, climate, general circulation of the atmosphere.