Чем чреват град из космоса (стр. 2 из 3)
Пространственная эволюция течения по мере опускания сферического облака в атмосфере. Изолинии давления воздуха p (атм, левые части рисунков) и объемной доли частиц a/a0 (правые части рисунков) показаны в полуплоскости высота—радиальная координата ввиду предполагаемой осевой симметрии течения. Даны картины динамики для плотного (с начальной концентрацией частиц a0=10–4) и разреженного (a0=10–7) облаков.
Для малой концентрации частиц (например, при a0=10-7) процесс взаимодействия сразу охватывает весь объем влетающего облака. Головная ударная волна вначале не образуется. В пределах облака, а затем и с некоторым отставанием от него, образуется волна сжатия, которая постепенно усиливается, превращается в ударную волну (гораздо более слабую, чем в первом случае), проходит через почти полностью испарившееся и затормозившееся облако частиц и вырывается вперед.
Для влета сферических облаков космического града минимально опасные значения a0 можно оценить как a0=10–5 при R0=1 км и a0=10–7 при R0=10 км для скоростей порядка 20—30 км/с. Массы пылевых облаков составят в этих случаях около 4·107 и 4·108 кг, а кинетические энергии — около 1.8—4.1 Мт и 18—41 Мт. Если предположить, что такие облака образовались в результате разрушения сферических ледяных тел, то для радиусов этих тел получатся не такие уж большие значения — приблизительно 20 и 45 м.
Глобальные взаимодействия. Что случилось с Марсом?
Поскольку при глобальных взаимодействиях облака частиц (считаем их осесимметричными) сопоставимы по своим размерам с диаметром планеты, возмущениями будет охвачена вся атмосфера. Начнем со случая взаимодействия гигантского облака частиц с атмосферой Марса, и вот почему.
Как известно, атмосфера Марса в настоящее время весьма разрежена: давление и плотность у поверхности планеты примерно в 100 раз меньше земных значений. Полеты космических аппаратов дают все больше информации в пользу того, что в далеком прошлом (2—4 млрд лет назад) атмосфера там была гораздо более плотная, в какой-то степени напоминающая нынешнюю земную, но состоявшая в основном из углекислого газа.
Существует эволюционный сценарий, который объясняет потерю Марсом атмосферы [6]. В предельно краткой и упрощенной форме он выглядит так. На раннем этапе эволюции Марса круговорот углекислого газа на планете поддерживался, с одной стороны, за счет растворения CO2 в воде и образования карбонатных отложений, а с другой стороны — поставки CO2 в атмосферу в результате интенсивной вулканической деятельности. Именно на Марсе обнаружены самые большие среди планет Солнечной системы потухшие вулканы. По мере затухания вулканической деятельности атмосфера становилась все более разреженной, парниковый эффект ослабевал, температура понижалась, и, наконец, атмосфера пришла к ее нынешнему состоянию. Данная теория не стала общепризнанной, поскольку она не лишена внутренних противоречий и сталкивается с большими трудностями при объяснении некоторых фактов. В частности, есть свидетельства того, что перемена климата на Марсе произошла довольно быстро, а не в результате длительной и постепенной эволюции. Не обнаружены также пока и карбонатные отложения, которые должны были бы образовывать слой толщиной не менее 80 метров по всей поверхности Марса.
А не мог ли Марс потерять плотную атмосферу в ходе некоторого катастрофического процесса космического масштаба? Расчеты прямо показывают реальность такого события.
Речь идет о моделировании столкновения Марса с большим облаком мелких частиц, сопоставимым по своим размерам с планетой. Подобное облако могло образоваться поблизости от Марса в результате столкновения, например, двух крупных астероидов. В поясе астероидов, расположенном между орбитами Марса и Юпитера, таких тел и сейчас предостаточно, а в далеком прошлом их было еще больше, причем более крупных размеров (считается, что в этом поясе постоянно происходят процессы столкновения и дробления тел [7]). Не случайно автор книги [7], известный специалист в области физики метеоров и малых планет В.С.Гетман, называет этот пояс каменоломней Солнечной системы.
Древняя атмосфера Марса представляется с помощью изотермической экспоненциальной модели. Давление и плотность принимаются совпадающими у поверхности с современными земными значениями, но в силу меньшей силы тяжести на Марсе медленнее меняющимися с высотой (характеристическая высота атмосферы на Марсе H* ~ 22 км по сравнению с H* ~ 7 км для Земли).
Планета берется в виде твердого шара марсианского радиуса R = 3400 км. Предполагается, что на нее налетает облако частиц в виде цилиндрического слоя радиусом R0 и высотой L0 со скоростью n0, направленной вдоль оси цилиндра к центру планеты.
Рассмотрим два набора исходных параметров. В обоих случаях R0 = 1.1R (что больше радиуса Марса примерно на толщину его атмосферы). Начальный радиус каждой частицы равен 1 мм. В случае (а) L0 = =2R0, n0 = 40 км/с (что попадает примерно в середину возможного диапазона относительных скоростей космических тел в Солнечной системе), a0=10–4; во втором L0 = R0, n0 = 5 км/с (вторая космическая скорость у поверхности Марса), a0=10–5. Расчет начинается с высоты 400 км над поверхностью планеты.
На двух рисунках представлены распределение давления (тоновая шкала), плотности газа (изолинии с отмеченными значениями — в единицах невозмущенной плотности атмосферы у поверхности планеты) и поле скоростей газов (стрелки). Левый рисунок дает картину в момент времени t = 600 с после начала вторжения для первого случая. Максимальная скорость в показанной области достигает почти 30 км/c, что в шесть раз больше второй космической. Поэтому разлетающийся газ уже не сможет вернуться к планете и покинет ее навсегда. Распределение плотности показывает, что унос массы атмосферы в основном происходит в направлении движения пылевого облака, т.е. облако как бы срывает атмосферу с планеты и выталкивает ее в космос. Масса оставшейся части атмосферы (не первоначальной, а в смеси с парами частиц) по отношению к начальной массе атмосферы Марса составляет по расчету 0.33. На более поздних стадиях процесса наблюдается сложное течение вокруг планеты с отражениями от оси симметрии (значения давления и плотности у поверхности постепенно выравниваются).
Модель столкновения большого облака мелких частиц с Марсом. На левом рисунке показаны распределения давления, плотности, а также поле скоростей газа около Марса через 600 с после вторжения облака (на высоте 400 км) при скорости n0=40 км/с. В этом случае облако срывает большую часть атмосферы планеты. На правом рисунке — характеристики атмосферы через 3000 с после вторжения облака вдвое меньшего объема, в 10 раз менее плотного и с начальной скоростью 5.3 км/с. Здесь окончательный результат столкновения противоположный — наращивание на 15% массы атмосферы Марса. Расчеты проводились для осесимметричной картины течения; x — координата вдоль вектора начальной скорости облака, r — расстояние от оси симметрии.
Рисунок справа соответствует второму случаю и дает картину течения в момент времени t = 3000 с. Обращаем внимание, что стрелки, изображающие поле скоростей, для обоих рисунков даны в разных масштабах (во втором случае стрелки той же длины соответствуют примерно в шесть раз меньшей скорости, чем в первом). Здесь максимальные скорости в газе (5.3 км/c) лишь немного превосходят вторую космическую скорость, а распределение плотности таково, что уносится незначительная масса газа, поэтому атмосфера не теряет, а наращивает свою массу на 15% за счет паров частиц. Оба рисунка соответствуют примерно одной и той же стадии процесса. Здесь показаны картины течений после воздействия ударной волны на всю поверхность планеты.
Итак, в результате взаимодействия с пылевым облаком масса атмосферы может как существенно уменьшиться, так и возрасти.
В принципе, можно поставить следующую обратную задачу: найти такие параметры налетающего облака частиц, при которых будет уноситься заданная часть массы исходной атмосферы. Иначе говоря, зная нынешние характеристики марсианской атмосферы и предполагая, что в далеком прошлом у поверхности они были, например, как у Земли, можно определить (хотя, конечно, и неоднозначно) параметры облака, встреча с которым вызвала предполагаемую потерю марсианской атмосферы. А затем и оценить, какие процессы и тела могли породить такого “похитителя” атмосферы.
Возникает естественный вопрос: может ли такая катастрофа произойти с Землей?
Очевидно, взаимодействие космического облака частиц с атмосферой Земли имеет принципиально такой же характер, как и для Марса. Различие — только в других значениях параметров: размеров планеты, силы тяжести, второй космической скорости. Земля больше Марса и потерять атмосферу в результате подобного катастрофического процесса ей труднее, но такая возможность не исключена. Наши расчеты позволили установить, от столкновения с каким пылевым облаком это может случиться.
Правда, подробное исследование взаимодействия с атмосферой облаков частиц, которые могут унести в космос значительную часть атмосферы, для Земли не столь актуально, как для необитаемой планеты. Воздействие ударной волны и потоков излучения на земную поверхность будет заведомо губительно для жизни на Земле и при существенно меньшей энергии налетающего облака, когда об уносе значительной части атмосферы можно еще не говорить. Так, если размер облака сравним с диаметром Земли, то уже при небольших скоростях влета (скажем, со второй космической скоростью 11.2 км/с) ударная волна станет опасной даже для самого разреженного града — при наименьшем из рассмотренных значений начальной объемной доли частиц a0=10–9. Такой град, будь он локальным, вообще не создал бы для Земли никакой угрозы.