Нетепловая диссипация, экзогенные источники и "первичные" инертные газы в атмосферах планет Павлов Анатолий Константинович

Содержание к диссертации

Введение

Глава I. Обзор литературы 10

1.1 Экспериментальные данные .. 10

1.2 Модели происховдения инертных газов в атмосферах .17

Глава 2. Эволюция первичных инертных газов под действием экзогенных источников и диссипации солнечным ветром в атмосфере Марса 33

2.1 Экзогенные источники 33

2.2 Диссипация инертных газов из атмосфер ... 42

Глава 3. Влияние экзогенных источников и нетепловой диссипации на эволюцию атмосферных газов (/V ,0, Не. ) Марса и Меркурия 58

3.1 Изотопный состав в атмосфере Марса и выводы относительно эволюции его атмосферы.58 3.2 Нетеплован диссипация и экзогенные источники в атмосфере Меркурия 75

Глава 4. Модель происхождения "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы 83

4.1 Межпланетная пыль - источник "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы . 85

4.2 Диссипация из атмосфер на ранних стадиях эволюции 93

4.3 Оценка параметров модели при больших скоростях диссипации 112

Заключение 118

Основные результаты и выводы 119

Приложение. 124

Список цитируемой литературы. 125

• Модели происховдения инертных газов в атмосферах
• Диссипация инертных газов из атмосфер
• Нетеплован диссипация и экзогенные источники в атмосфере Меркурия
• Межпланетная пыль - источник "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы

Введение к работе

В последние годы резко возрос интерес к проблеме происхождения и эволюции планетных атмосфер* Это связано прежде всего с получением новых экспериментальных данных, полученных с помощью советских и американских автоматических межпланетных станций, относительно состава атмосфер Марса, Венеры и Меркурия, которые не могли быть объяснены в рамках старых представлений и вызвали появление целого ряда новых моделей происхождения атмосфер планет земной группы.

Интерес к этой проблеме объясняется также ее тесной связью с такими фундаментальными проблемами, как образование планет, и происхождение и развитие жизни на Земле, эволюция климатических условий на планетах. Возможность объяснения наблюдаемого состава атмосфер в рамках различных моделей происхождения планет земной группы является важным критерием их правильности.

Особое место во всех моделях происхождения и эволюции атмосфер занимает вопрос происхождения и эволюции "первичных" инертных газов А/е. , йг и А л, Кг й Хе . это связано с тем, что содержание этих газов в атмосфере не изменяется за счет действия известных геохимических процессов или распада радиоактивных элементов. Обычно предполагается также, что из-за большой массы на них не действуют процессы диссипации из верхней атмосферы. Имеется также относительно много данных о содержании, элементном и изотопном составе этих газов в других объектах: солнечном ветре, лунных породах, различных классах метеоритов. Поэтому в различных моделях на основе предположения о "консервации" этих газов в атмосферах и данных об их современном количестве и составе делаются выводы об их источниках, степени дегазации планеты, возможном вкладе аккреции газов из протопланетного облака и т.д. Кроме того, можно сделать оценки количества поступавших в атмосферы других газов, содержание которых было изменено в ходе эволюции планет различными геохимическими и диссипативннми процессами, используя данные о содержании этих газов в предполагаемых источниках, которые определяются по "первичным" инертным газам. В то же время на всем протяжении эволюции планет на содержании различных атмосферных газов (в том числе "первичных" инертных) сказывается действие различных экзогенных источников (аккреция межзвездного газа, межпланетной пыли и т.д.) и нетепловых диссипационных процессов, которыми обычно пренебрегают. В связи с большими трудностями, с которыми сталкиваются современные модели происхождения "первичных" инертных газов, представляет интерес оценка влияния этих факторов на содержание и состав инертных и других газов в атмосферах и построения возможной модели происхождения и эволюции "первичных" инертных газов в атмосферах с учетом их действия.

Решению этой задачи и посвящена настоящая работа.

Основные результаты и выводы, полученные в работе и представляемые к защите сводятся к следующему:

I. Впервые рассчитаны скорости поступления инертных газов в атмосферы планет земной группы от экзогенных источников: межзвездный газ, солнечный ветер и аккреция межпланетной пыли, облученной солнечным ветром с учетом эффектов насыщения поверхности частиц пыли ионами солнечного ветра. Показано, что за время существования Марса минимальное количество поступившего //е в десятки раз, а А г в несколько раз превосходит их содержание в современной атмосфере Марса.

2. Впервые проведены расчеты диссипации /Ve и fir из верх ней атмосферы Марса под действием солнечного ветра. Показано, что с учетом колебаний массы атмосферы в прошлом этот механизм может компенсировать избыточный привнес 44 и Аг в атмосферу Марса, при этом в атмосфере устанавливаются "планетарные" отноше- ²⁰ л/ /3&Л ²⁰м /²³-Л/ ³⁶л /³#/1 ния /14/ Аг_г /Ve/ /Ve , Ar/ (\r-.

Проведена оценка баланса инертных газов в атмосфере Меркурия с учетом привноса с межпланетной пылью и от других "экзогенных" источников и диссипации под действием солнечного ветра. Показана возможность колебаний содержания газов в атмосфере при движении по орбите и изменениях солнечной активности.

Впервые проведены расчеты скорости диссипации изотопов азота и кислорода в процессах нетепловой диссипации из верхней атмосферы Марса g учетом дополнительного изотопного разделения, возникающего в этих процессах, а также колебаний массы атмосферы и изменений относительной скорости различных процессов. Показано, что модель непрерывной дегазации хорошо согласуется с наблюдае-мым отношением /V/ /V в атмосфере Марса, которое вероятно является равновесным на шкале 10 -1(г дет. Подтверждена возмож- ность объяснения отсутствия обогащения О в атмосфере Марса за счет обмена С0₂ и НрО с реголитом, предложенная ранее другими авторами.

5. Впервые сделаны оценки скорости диссипации газов в не тепловых процессах на Меркурии С диссоциативной рекомбинации, дис социации электронным ударом и т.п.) и показано, что вероятной причиной отсутствия плотной атмосферы на Меркурии, является по теря газов в этих процессах.

6. Предложена модель происхождения и эволюции "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы, в которой в - 7 -качестве источника используется межпланетная пыль, облученная солнечным ветром, а диссипация газов из верхней атмосферы под действием солнечного ветра фракционирует состав атмосферных газов относительно "солнечного" состава, поступающих газов.

7. Проведены расчеты количества инертных газов, поступающих в атмосферы внутренних планет в рамках модели образования планет Сафронова и с учетом влияния экранировки излучения и солнечного ветра пылью на завершающих стадиях аккумуляции планет. Показано, что количество газов, поступающих на Венеру, в 2-5 раз больше, а на Марс в 10-50 раз меньше чем на Землю. Масса аккрецируемой пыли, необходимой для обеспечения содержания инертных газов в атмосферах, составляет 10-10"* от массы планет.

8. Выполнены расчеты скорости диссипации инертных газов из атмосфер под действием солнечного ветра на ранних стадиях эволю ции планет с учетом изменения массы атмосфер по моделям "катастро фической" дегазации и непрерывной дегазации с вымораживанием на полюсах. Показано, что за счет преимущественной потери более легких газов и изотопов в атмосферах в широком диапазоне вариа ций параметров устанавливаются отношения /И?/ Ar^l , а отно- шение Кг/ А г- сильно зависит от -6₀ (время существования атмосферы с малой массой). Наблюдаемые отношения могут быть полу чены если Ь₀ (в) ^ ₀ (з) ^ -t₀ (я) , что хорошо согласуется с мо делью непрерывной дегазации на полюсах и не противоречит модели "катастрофической дегазации".

9. По результатам расчетов сделан вывод, что отношение ^8i/kr-/^f32Xe

Первая глава посвящена обзору имеющихся экспериментальных данных о составе и содержании различных газов в атмосферах планет земной группы и других объектах, представляющих интерес с точки зрения происхождения и эволюции атмосфер. Проведено рассмотрение существующих моделей происхождения атмосфер, причем основное внимание уделено проблеме происхождения "первичных" инертных газов. Обсуждается соответствие предсказаний различных моделей с экспериментальными данными и их связь с различными моделями образования планет.

В главе 2 проведены оценки скорости привнооа инертных газов экзогенными источниками (межпланетная пыль, межзвездный газ и т.д.). Предложена и рассмотрена модель эволюции "первичных" инертных газов в атмосфере Марса под действием экзогенных источников и диссипации солнечным ветром.

В главе 3 рассмотрено влияние экзогенных источников и процессов нетепловой диссипации на содержание и изотопный состав N, 0 в атмосферах Марса и Меркурия.

В главе 4 предложена модель происхождения и эволюции "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы на основе привноса инертных газов межпланетной пылью и диссипации - 9-солнечным ветром. Проведены расчеты содержания различных газов и изотопов инертных газов на всех планетах на основе различных моделей эволюции атмосфер.

В заключении приведены все основные выводы работы, проанализирована их надежность и приведены аргументы в пользу актуальности работы. Указаны возможности использования результатов работы.

Г 1 А В А I ОБЗОР ЖЕЕШУРН

Данная глава посвящена анализу существующих моделей происхож-дения так называемых "первичных" инертных газов (№>, At, At_} К* нерадиогённне изотопы Хе ) в атмосферах планет земной группы и сравнению их предсказаний с наблюдаемым составом и содержанием "первичных" инертных газов в атмосферах планет. Кратко рассматривается состав и содержание этих газов в различных объектах, представляющих интерес в качестве источников инертных газов в атмосферах.

1.1. Экспериментальные данные

До середины 70-х годов данные о содержании, элементном и изотопном составе инертных газов имелись только для атмосферы Земли. Успешные полеты советских и американских автоматических станций позволили провести прямые измерения состава атмосфер Марса, Венеры и Меркурия. Полученные данные приведены в таблице I. В результате прямых измерений было установлено, что содержание "первичных" инертных газов в атмосферах Венеры, Земли и Марса резко отличается. Содержание Ne и At- в атмосфере Венеры в 100 раз превосходит их содержание в атмосфере Земли и почти в 10000 раз в атмосфере Марса.

С другой стороны количество таких основных атмосферных газов, как 0^ /Y_z и At , примерно одинаково в атмосферах Венеры и Земли с учетом поглощения , в осадочных породах на Земле. В атмосфере Марса с учетом поглощения С О_л в поверхностных породах и диссипации /К из атмосферы (подробный анализ - 11 -этих процессов проведен в главе 2) содержание CO_{z 9} А/_л ^д_ґ примерно на порядок меньше, что обычно связывают с меньшей степенью дегазации планеты. Возможные причины отсутствия плотной атмосферы на Меркурии рассмотрены в главе 2. Данные о содержании "первичных" инертных газов и основных атмосферных газов на разных планетах указывают на различное происхождение этих газов в атмосферах. При этом согласно общепринятой точке зрения источником ^О^Л ^{и к}Аг является дегазация литосферы. В настоящее время существуют различные взгляды на причины, характер и темп такой дегазации. Наиболее распространенными являются модели, согласно которым основные атмосферные газы выделяются после образования планет либо равномерно за все последующее время существования планеты, либо за короткий промежуток времени через несколько сот миллионов лет после образования планеты ("катастрофическая" дегазация).

В приведенных в таблице I элементах и изотопных отношениях "первичных" инертных газов, можно выделить несколько важных особенностей:

1) отношение *%e/³⁶/lrr/ и примерно одинаково для всех атмосфер,

2) /4л-/ Кг- уменьшается от Венеры к Земле и Марсу, осо бенно сильно отличаясь на Венере и Земле, ^8ifkr/^a*Xe "&W во всех атмосферах и близко к отношению в солнечном ветре, изотопное отношение ²⁰/V_e/^2Z//e различно в атмосферах Земли и Венеры и отличается, как от "солнечного", так и от "планетарного",

36 /Зй

5) изотопное отношение Аг/ А г в пределах ошибок измерений совпадает во всех атмосферах.

Таблица I

Содержание и отношения инертных газов и изотопов в атмосфере Венеры дано согласно результатам последних масс-спектрометрических измерений на Венерах 13,14 и Пионер-ВенераГ/^_; f J _ Содержание Кг по предварительным данным газового хроматографа на Венере 13,14 — 1СГ⁸ом /г U^sl . Данные для Марса приведены по результатам экспериментов на КА Викинг Z8fJ_m Данные для Земли взяты из работы [2-32 . Z 13 -Рассмотрим теперь состав и содержание инертных газов в различных объектах, используемых в моделях в качестве источников или аналогов возможных источников "первичных" инертных газов в атмосферах планет. Имеющиеся экспериментальные данные приведены в таблице 2.

Состав инертных газов солнечного ветра (потока плазмы,двига-ющегося от Солнца со скоростью 300-800 км/с) иззгчался в экспериментах с фольгами на космических аппаратах [8 ] . Были измерены только Не, А/е₇³⁶Аг и изотопные отношения *We/^H20tfe/²²fo Другие элементные и изотопные отношения не могли быть измерены из-за недостаточной чувствительности. Обычно считается, что состав солнечного ветра отражает состав внешней конвективной зоны Солнца. Однако, при образовании и распространении потока солнечного ветра возможны различные процессы фракционирования элементов и изотопов, что подтверждается большими вариациями отношения Не/Н (до 5 раз) в зависимости от скорости и плотности потока солнечного ветра, а также вариациями других элементных и изотопных отношений р/?]. Поэтому состав солнечного ветра только приблизительно отражает состав газов на Солнце и мог изменяться на длительной временной шкале при изменении параметров солнечного ветра при постоянном составе на Солнце. Отметим, что измерение состава инертных газов в солнечном ветре остается единственным методом получения информации о составе инертных газов на Солнце, так как измерения'большинства инертных газов спектроскопическими методами в настоящее время невозможны. Отличительной особенностью состава инертных газов в солнечном ветре является большое количество легких газов и изотопов. Это связано с их большей космической распространенностью, поскольку состав Солнца согласно общепринятым взглядам отражает состав газов

Таблица 2

Данные взяты из работ [8 , 8 3_? 24, Z8₃ 3 9 _у */ g _f 7І] - 15 -протопланетной туманности (ППТ). Сходный состав инертных газов был обнаружен при исследовании лунных пород, облученных солнечным ветром. Поскольку на Дуне отсутствует магнитное поле и атмосфера, то происходит прямое взаимодействие потока солнечного ветра с поверхностью. При этом ионы солнечного ветра внедряются в поверхностные слои лунных пород на глубину 0.01-0.1 мкм. При длительном облучении газы солнечного ветра накапливаются в поверхностных слоях лунных пород до определенных уровней насыщения. При этом наблюдается некоторое обогащение более тяжелыми газами и изотопами, однако оно значительно только для We%Ne . Это делает возможным использование лунных пород для изучения состава инертных газов солнечного ветра, причем на длительной временной шкале ~ 3-Ю лет. Отметим, что данные о Кг и Хе в солнечном ветре, получены только по измерениях в лунных породах и метеоритах.

По результатам изучения имплантированных солнечным ветром инертных газов был сделан вывод о более мощных потоках солнечного ветра и большей энергии ионов в прошлом [8 3], Элементные и изотопные отношения инертных газов не показывают больших вариаций, исключая отношение Не/^Не которое растет ~1,5 раза за 3-Ю⁹ лет [6VJ . Изотопное отношение ²А/е/ Л/е на 1($ меньше чем в современном солнечном ветре, что объясняется сложным процессом взаимодействия ионов солнечного ветра с поверхностью, эффектами насыщения и диффузией [# Ч] .В целом лунные породы являются хорошим детектором состава солнечного ветра на длительной временной шкале.

Состав инертных газов в метеоритах чрезвычайно разнообразен. Элементный и изотопный состав варьируется, как для различных ме- теоритов, так и в различных образцах одного метеорита, а также в зависимости от температуры выделения, В таблице 2 поэтому приведены только некоторые основные типы инертных газов, встречающихся в метеоритах и представляющих интерес для проблемы происхождения инертных газов в атмосферах.

Одним из основных типов инертных газов является "солнечный", который по составу сходен с составом газов солнечного ветра (таблица 2), и связан, по-видимому, с облучением частиц, вошедших в метеориты, солнечным ветром. При изучении богатых газами древних метеоритов была выделена также "суперсолнечная" компо-

2.0 /22 36 / 3S нента, в которой изотопные отношения Ne/ Ne и Аг/ Аг выше, чем в современном солнечном ветре [1%\. Вероятным источником этой компоненты является древний солнечный ветер.

Другим основным типом инертных газов в метеоритах является так называемый "планетарный", который отличается резким обеднением содержания легких газов (особенно Ne и ³⁶Ar ) по сравнению с "солнечным" типом инертных газов. Изотопные отношения Ate/ /Ve и Аг/ Аг меньше не только "солнечных",но зачастую меньше изотопных отношений в атмосферах планет. Элементные отношения Ne/ Аг- и А г/ кг- приблизительно подобны отношениям в атмосферах Земли и Марса, но отношение AV/ Хе резко отличается от атмосферных. Наиболее обогащены "планетарной" составляющей углистые хондриты (одни из наиболее древних метеоритов). Исследования последних лет показали, что основная часть инертных газов содержится в небольших включениях таких метеори-тов [?2 fSOj* Такие включения, например типа б? и X в углистых хондритах, содержат различные по составу инертные газы и некоторые из них будут проанализированы в следующем параграфе, как возможные источники инертных газов в атмосферах. Здесь мы отме- - 17 -тим только» что все известные в настоящее время типы инертных газов, содержащихся в метеоритах и других объектах, в большей или меньшей степени отличаются по элементному и изотопному составу от состава "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы, и следовательно, не могут без дополнительных предположений являться источниками атмосферных инертных газов.

1.2 Модели происхождения инертных газов в атмосферах.

Вопрос о происхождении "первичных" инертных газов в атмосферах планет тесно связан как с вопросом происхождения самих атмосфер, так и с общей проблемой образования планет земной группы из протопланетной туманности (ППТ). "Первичные" инертные газы представляют особый интерес из-за их относительно простой геохимической природы, слабого влияния на их состав процессов радиоактивного распада различных элементов и других ядерных процессов и наличия большого числа изотопов и элементов, что делает изучение "первичных" инертных газов очень информативным. Состав и количество атмосферных газов (в том числе и "первичных" инертных) является важным критерием проверки правильности предсказаний различных космогонических моделей.

Существующие модели происхождения планет земной группы можно разделить на три класса. Модели, в которых образование планет происходит на короткой временной шкале 10-10 лет путем объединения разреженных газовых сгустков в ЇЇЇЇТ (модели Камерона, Энеева) j/5",2^J . В модели, развиваемой Хаящи с соавторами[fH] предполагается, что планеты образуются путем объединения твердых планетозималей в присутствии газа с плотностью ~ 10""^г/см . При

6 7 этом время аккумуляции планет составляет ~~ 10-10 лет. - 18 -Большая группа моделей, развиваемых Сафроновым с соавторами,

Везериллом, Гринбергом и другими, предполагает в качестве процесса аккумуляции планет земной группы объединение плането-зималей в пространстве уже свободном от газов ППТ, удаленных тепловой диссипацией и (или) ветром типа Т-тельца. В этих моделях характерное время образования планет значительно длиннее - І0⁸ лет.

Не останавливаясь подробно на сравнительном анализе достоинств и недостатков различных моделей, рассмотрим вопрос о том какие атмосферы могут образовываться на планетах земной группы в рамках этих моделей.

В модели Камерона и подобных ей на ранних стадиях эволюции образуются гигантские газовые протопланети. Для получения в рамках такой модели современных атмосфер необходимо предположить, что гигантские протоатмосферы были утеряны на ранних стадиях эволюции планеты, а современные атмосферы образовались за счет аккреции остаточного твердого вещества и его последующей дегазации. При этом вопрос об образовании современных атмосфер планет переносится на более поздние стадии эволюции, которые не рассматриваются в модели. другой моделью, приводящей к образованию массивных прото-атмосфер, является модель Хаяши и др. В этой модели из-за присутствия газа относительно большой плотности и короткого времени роста планет развивается процесс гидродинамической аккреции

26 газов из ЇЇПТ на зародыши планет, достигших массы - 10 г. При гидродинамической аккреции все газы аккрецируются с одинаковой эффективностью и образуются большие протоатмосферы,состоящие в основном из водорода и гелия. Состав атмосферных газов, в том числе инертных, в этом случае совпадает с их составом в ШТ, ко- торый обычно предполагается, соответствувдим составу тазов на Солнце и в атмосферах гигантских планет. Масса аккрецировашшх протоатмосфер составляет ~ I0²⁶ г. Очевидно, что в рассматриваемых моделях возникает необходимость удаления больших количеств атмосферных газов, в том числе таких тяжелых, как Кг и Хе

Классический механизм термической диссипации из верхней атмосферы (экзосферы) для удаления больших масс даже наиболее легких газов Н и Не требует высоких температур в верхней атмоофере ~~ 10 К, а для более тяжелых газов требуются нереально высокие температуры. Часто используется предположение о диссипации протоатмосфер солнечным ветром типа Т-Тельца (10-Ю⁸ раз мощнее современного). Однако, неясно, как соотносится момент прохождения Солнцем стадии Т-Тельца, продолжительность которой 10-10 лет, с временем образования планет и диссипации ШТ, так как только после диссипации ППТ возможна диссипация газов из протоатмосфер. Какой-либо количественной теории такой диссипации в настоящее время также не разработано, в то же время существуют серьезные возражения относительно возможности диссипации мощных протоатмосфер ветром типа Т-Тельца, основанные на рассмотрении возможного переноса энергии и момента ветром типа Т-Тельца [f?~\ .

Другая интересная возможность диссипации протоатмосфер была предложена /fekiya и др. [91] .. ими был рассмотрен процесс быстрой диссипации Н^ из протоатмосфер под действием мощного УФ излучения молодого Солнца, после диссипации ШТ. Более тяжелые газы за счет высокой скорости потерь Н_г также вовлекаются в процесс диссипации. При использовании ряда упрощающих предположений (химическая однородность во времени .сферически симметричное течение, изменение давления по закону гидростатического рав- новесия авторами было получено простое выражение для разности скоростей инертных газов и Н^ в потоке:

И₀ Л\-(КТ)* (I.I) где: И₀ - скорость Н% , АІ - масса планеты; /V - скорость потерь Н₂ ; Т - температура у основания слоя, поглощающего УФ-излучение (~ І00К);

Если А1> 2*Ю¹⁶г/год, то происходит выход Же , а если М > 8»Ю¹⁶ г/год, то выход Хе . Для обеспечения такой высокой скорости диссипации Н₂ в модели предполагается, что поток УФ-излучения был в 100-1000 раз выше современного на вре-менной шкале ^ 10 лет. Отметим, что в рассмотренных моделях Земля и Венера аккрецируют примерно равные количества инертных газов, а диссипация протоатмосфер солнечным ветром Т-Тельца или в механизме Sekiya более эффективна для атмосферы Венеры из-за меньшего расстояния от Солнца. Поэтому в рамках этих моделей невозможно объяснить значительно большее количество инертных газов в атмосфере Венеры по сравнению с атмосферой Земли. Не рассмотрены в моделях и какие-либо возможности фракционирования элементов и изотопов инертных газов относительно "солнечного" состава. Поэтому авторы предполагают, что в процессе диссипации содержание всех инертных газов упало ниже их современного уровня в атмосферах планет, а затем в результате дегазации литосферы в атмосферах были накоплены "первичные" инертные газы с современ- ным составом. Таким образом, проблема происхождения инертных газов в современных атмосферах выносится авторами за рамки их моделей.

Наиболее интересной моделью, предполагающей значительную аккрецию газов из ШТ, является модель, предложенная Ивановым [/О] . Согласно этой модели газодинамическая аккреция газов из ШТ в атмосферы планет земной группы произошла,когда состав газов в ШТ был сильно обеднен легкими газами и изотопами за счет процесса диссипации, зависившего от массы газа. При этом переход от "солнечного" состава инертных газов к "планетарному" произошел уже в ШТ, а большое различие в количестве "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы, автор связывает с различным количеством аккрецированных планетами газов. Временная последовательность событий в этой модели предполагается следующей:

В результате действия мощного солнечного ветра типа Т-Тельца или (и) тепловой диссипации р0] основная часть газов ШТ ( Н и Не ) теряется и плотность газов в ШТ падает в 10 -I0⁴ раз. Вместе с Н и Не теряются и более тяжелые газы, в том числе А/е и ³⁶Аг и в ШТ устанавливаются "планетарные" отношения инертных газов. Далее предполагается, что в этот момент масса планет достигает ~ Ю²⁶ г и начинается быстрая газодинамическая аккреция из ШТ в атмосферы (условие газодинамической аккреции:^~г", где ^ - длина свободного пробега, с - скорость звука в газе, а М_п - масса планеты). Скорость аккреции дается уравнением Бонди-Хойла: _{= fa-*^riMfj7T)}^Vx

4Л-і~~ ^.»*_м*.л.ГМ—\³А (1.2) где Р\ Т_} JA_} у - плотность, температура, средний молеку- лярный вес и отношение теплоємкостей в газе ШІТ; Зв. - функция

У (0,5 при^ =1,5 и 0,625 при ^=1,4); Л1_П- масса планеты. Зависимость М_п (Ь) принималась, как в модифицированной модели Сафронова [і00} Согласно этой модели в возрасте 10-10 лет, когда масса Венеры достигла Ю^ЛО г и началась аккреция газов, она в 4-5 раз превосходила массу Земли, а масса Земли в 6-7 раз превосходила массу Марса. За счет этого, согласно уравнению (1.2), скорость аккреции газов на Венеру была значительно выше, чем у Земли, а у Марса значительно ниже. При учете разной плотности газа у орбит Венеры, Земли и Марса разница в скорости аккреции должна быть еще больше. Прекращение процесса аккреции объясняется автором падением плотности газов в ППТ, нарушающим условие газодинамической аккреции. Такое падение плотности связывается с продолжающимся действием процесса диссипации ППТ ветром типа Т-Тельца[//] .

Поскольку при газодинамической аккреции все газы поступают в атмосферы с одинаковой эффективностью, то состав протоатмосфер и в том числе инертных газов должен быть подобен во всех атмосферах и соответствовать составу газов в ППТ, что касается основных атмосферных газов (^0^_}М^ и т.д.), то по мнению автора они поступали в атмосферы как путем прямой аккреции, так и за счет дегазации литосферы. В более поздних работах автор предполагает, что и для инертных газов вклад от дегазации на Земле и Марсе мог быть значительным (1-30$ для Земли и до 10$ на Марсе [а] .

В модели Изакова имеется, однако ряд серьезных трудностей. Процесс диссипации газов ШТ с учетом фракционирования легких и тяжелых газов и их изотопов количественно не рассмотрен. Шеются только качественные соображения о возможности необходимого фракционирования инертных газов в процессе тепловой диссипации или диссипации ветром типа Т-Тельца. Существует также проблема с временной привязкой и продолжительностью стадии газодинамической аккреции газов на планеты. Эта стадия, как указывает автор, не может продолжаться свыше 10 лет, иначе будут аккрецированы слишком большие массы газов. Поэтому необходима диссипация оставшейся части газов ППТ в каком-либо процессе на временной шкале *- 10 лет Саккрецированные газы составляют небольшую часть остающихся в ППТ). Рассмотренная в [81 ~] тепловая дис- сипация с краев ППТ имеет характерное время ~ 10 лет и кроме того в этом процессе крайне маловероятна диссипация газов тяжелее Не . Диссипация ППТ ветром типа Т-Тельца должна иметь временную шкалу ~ 10-10 лет \ff^8\ , но неясно как связан момент прохождения Солнцем стадии Т-Тельца с началом формирования планет земной группы, поскольку используемая космогониче-екая модель имеет характерное время роста планет ~ 10 лет и никак не привязана к моменту прохождения Солнцем стадии Т-Тельца. Более того в моделях такого типа предполагается, что влиянием газа на движение планетозималей можно пренебречь, то есть что диссипация газов из ППТ уже закончилась до начала формирования планет. В модели отсутствует объяснение малого изменения

36 /38 изотопного отношения Аг/ А г в атмосферах планет по сравнению с "солнечным" изотопным отношением или даже с отношением в древнем солнечном ветре при больших потерях А г из ППТ в масс-фракционирующем процессе диссипации. Нет и количественного объяснения наблюдаемых изотопных отношений в атмосферах Венеры и Земли. Один из основных доводов в пользу модели - подобие кривых распространенности "первичных" инертных газов в ат- мосферах планет земной грушш противоречит результатам новейших масс-спектрометрических измерений состава атмосферы Венеры, хотя совместим с предварительными результатами анализа газовым хроматографом [Y9] ,

Таким образом, сравнение с экспериментальными данными показывает, что все модели, предполагающие значительную аккрецию газов из ППТ в атмосферы планет земной группы, сталкиваются с существенными трудностями при объяснении состава и содержания "первичных" инертных газов в атмосферах планет. Это служит серьезным аргументом против присутствия газов в ППТ на завершающих стадиях образования планет земной группы.

Другая группа моделей в качестве основного источника "первичных" инертных газов предполагает дегазацию литосферы. В этих моделях принимается, что либо значительная аккреция газов из ППТ вообще отсутствовала, либо первичные протоатмосферы были полностью утеряны. Затем в ходе эволюции планет происходила дегазация литосфер и вместе с другими газами были выделены и "первичные" инертные газы. Состав инертных газов определяется в этом случае составом газов в исходном веществе, вошедшем в состав планеты (обычно предполагается одинаковая степень дегазации для всех инертных газов). Количество выделившихся газов определяется степенью дегазации планеты и количеством газов, содержавшихся в исходном веществе. В качестве аналога исходного вещества обычно принимаются различные классы метеоритов: хондрита, углистые хондрити и др., в которых в значительных количествах содержится "планетарный" тип инертных газов. Элементные отношения ²⁰Ne/ Аг и ³ Л г/ /О примерно подобны в атмосферах Земли и Марса и "планетарных" инертных газах, что использовалось в качестве основного аргумента в пользу таких моде- - 25 -лей. Другим важным доводом в их пользу считалось сильное обеднение "первичных" инертных газов в атмосферах по сравнению с их вероятным содержанием в ШТ.

Как уже отмечалось, наиболее богаты "планетарной" составляющей углистые хондриты, обогащенные также и другими летучими. Основываясь на результатах, полученных экспедицией "Викинг", Андерс и Оуэн предположили, что углистые хондриты типа CSV могли быть источниками "первичных" инертных газов и других атмосферных газов в атмосферах всех внутренних планет [ZS\\» Согласно их модели основная масса вещества планет была другого состава, а вещество типа углистых хондритов было добавлено на завершающих стадиях аккреции планет. Такое предположение необходимо, так как иначе невозможно объяснить состав и плотность планет земной группы. Гипотеза Андерса и Оуэна обладает рядом существенных недостатков, которые характерны и для других моделей, принимающих в качестве источника "первичных" инертных газов различные классы метеоритов, содержащих "планетарные" газы.

Прежде всего в рамках этой гипотезы не удается объяснить большой изыбток "первичных" инертных газов на Венере относительно Земли и трудно объяснить их недостаток на Марсе.

Во-вторых, очень трудно объяснить абсолютное количество "первичных" инертных газов в атмосфере Венеры в рамках этих гипотез. Для этого необходимо, чтобы Венера целиком состояла из наиболее богатых "планетарными" газами углистых хондритов и полностью дегазировалась, но и тогда, выделившегося³⁶/}/- может не хватить. Однако, оба предположения противоречат экспериментальным данным. Первое приводит к резкому отличию состава Венеры от наблюдаемого (например углерода на Венере должно быть в 100 раз больше чем на Земле, а фактически их количество пример- но одинаково). Крайне маловероятно и второе предположение. Очень серьезную трудность представляет объяснение отношения оь //32.

Кг/ Хе которое для "планетарных" газов - І, а в атмосферах Земли и Марса ^ 10. Результаты работы [Н 0~\ указывают, что и в атмосфере Венеры оно>1. Для устранения этого противоречия в работе [25] было высказано предположение, что Хе поглощен из атмосферы Земли осадочными породами, а из атмосферы Марса реголитом. Однако трудно объяснить, почему степень обеднения Хе в атмосферах Земли и Марса при совершенно различных условиях и в различных процессах примерно одинакова. Экспериментальные исследования возможного содержания поглощенного Хе осадочными породами Земли [#5] также показали, что даже при максимальных оценках массы таких осадочных пород невозможно объяснить наблюдаемый дефицит Хе в атмосфере Земли. Оценок возможностей поглощения Хе реголитом на Марсе не проводилось, однако ясно, что в атмосфере Венеры подобные процессы в принципе невозможны, поэтому, если будут надежно подтверждены результаты работы \НО] , то отношение Кг/ Же в атмосфере Венеры в рамках гипотезы Андерса-Оуэна и подобных ей, нельзя будет объяснить даже качественно. Новые масс-спектрометрические

3 /84 измерения отношения Аг/ кг - Ю00 в атмосфере Венеры также резко противоречат этой гипотезе, так как в углистых хондритах отношение Ar/ AV ** 100. Отметим также, что и изотопный состав Me и А г в атмосферах отличается от состава "планетарных" инертных газов, содержащихся в углистых хондритах и других классах метеоритов (см.таблицы I и 2).

В ряде работ были предприняты попытки разрешения этих трудностей в рамках моделей "вторичного" происхождения инертных газов в атмосферах. Толстихиным ря] было обращено внимание на - 27 -то» что некоторые включения в углистых хондритах, составляющие небольшую часть их массы (менее 0,1$) содержат иногда большую часть инертных газов. Если по каким-то причинам большое количество таких включений вошло в состав Венеры и в значительно меньшей степени в состав Земли я Марса, то можно объяснить различие в содержании инертных газов в атмосферах внутренних планет и абсолютное содержание их в атмосфере Венеры, так как концентрация "первичных" инертных газов в них высока (концентрация А г может достигать 10 см /г) и превышает концентрацию этих газов на единицу массы Венеры. Автор однако не приводит причин вследствие которых такой материал мог образовываться в больших количествах в зоне образования Венеры и не образовывался в зонах других планет, кроме того необходимо отсутствие перемешивания шіанетозималей в зоне формирования внутренних планет, что, согласно результатам работы маловероятно. Элементный и изотопный состав инертных газов в рассматриваемых автором включениях сходен с "планетарным" я, следовательно, все приведенные ранее возражения относительно состава остаются в силе.

Значительно более разработанной является гипотеза Поллака и Елэка [#]. В ней предполагается, что в ходе конденсации в ППТ "первичные" инертные газы входили в состав твердого вещества впоследствии вошедшего в состав планет и метеоритов. Захват инертных газов происходил в некотором процессе типа сорбирования или растворения в твердом веществе, причем предполагается, что количество захваченных газов было пропорционально Р (давление) в ППТ и обратно пропорционально єхр(т). Если далее предположить, что в момент образования твердых частиц в зоне Венеры давление в ППТ было в 100 раз больше чем в соответствующий мо- мент в зоне формирования Земли и в 10 раз больше чем в зоне Марса, а температура формирования твердых частиц-носителей инертных газов мало отличалась, то можно объяснить разницу в количестве инертных газов, полученных внутренними планетами. Одновременно получить столь большой градиент давления и изотер-мию в какой-либо модели БИТ представляется невозможным, поэтому авторы предполагают, что такие условия могли реализовываться в различных зонах в разное время за счет процесса диссипации ПІЇТ. Однако до сих пор не было предложено количественной модели такого процесса. Нерешенным остается и вопрос о механизме, который обеспечивает захват инертных газов твердыми частицами и необходимое фракционирование инертных газов и их изотопов. В качестве таких механизмов предлагались химическая и физическая сорбция на поверхность пылинок jZ0_t86\ однако рассмотрение носит в основном качественный характер. Были предприняты и попытки моделирования этих процессов в лабораторных условиях,достаточно сильно отличающихся от вероятных условий в ГШТ pf.2] . Результаты экспериментального моделирования показали, что эффективный захват инертных газов происходит при низких температурах ~ 20GK и относительно высоких давлениях 10~* -10 ^"атм. Согласно современным моделям ЇЇЇЇТ сочетание таких условий маловероятно, более того обычно получаемые значения температур значительно выше и достигают ~- І000К в зоне Венеры и Земли. В экспериментах было показано, что фракционирование для At-, /Z0/Ye обратно необходимому). Нерешенным является и вопрос об увеличении отношения Аг/ Кг от Марса к Земле и Венере, коррелирующее с увеличением содержания At- . Остается и трудность с объяснением отношения ^g^/(_r/^/32Xe . Не рассмотрен в модели вопрос о процессе включения исходных мелких частиц, захвативших инертные газы, в более крупные тела» при котором возможны большие потери слабо связанных при адсорбции инертных газов. Еще одной серьезной проблемой в модели Поллака и Елэка и аналогичных ей является перемешивание планетозималей в зоне внутренних планет, которое, как уже указывалось, происходит с большой эффективностью и сильно уменьшает разницу в количестве инертных газов, получаемых внутренними планетами. Выше перечисленные проблемы характерны и для других моделей аналогичных модели Поллака и Елэка, например модели Мухина

Заканчивая рассмотрение этой группы моделей еще раз отметим, что они являются в основном качественными и не рассматривают конкретных количественных механизмов образования носителей инертных газов с необходимым элементным и изотопным составом и включения этих носителей в состав планет в нужном количестве.

Результаты исследований состава атмосферы Венеры стимулировали появление и нетрадиционных гипотез происхождения инертных газов, в которых в качестве основного источника инертных газов, по крайней мере для атмосферы Венеры, рассматривался солнечный ветер на ранних стадиях эволюции Солнца

В гипотезе Везерилла j/03] предполагается, что до образования крупных планетозималей рой мелких тел облучался сильным солнечным ветром (в 50-500 раз интенсивнее современного). За счет экра- - зо -нировки более удаленные частицы в зонах образования Земли и

Марса не облучались. Если затем происходит быстрое ( — 10 -10⁶лэт) объединение мелких частиц (рассматриваются частицы с г > 0,01см) в крупные планетозимали, то за счет резкого сокращения площади поверхности планетозималей эффективность дальнейшего накопления газов, имплантированных солнечным ветром, сильно снижается. Если теперь предположить одновременность образования всех планет и отсутствие значительного перемешивания планетозималей, то облученные частицы будут включаться в состав Венеры, что и создаёт избыток /14 и Аг в атмосфере Венеры при последующей дегазации.

Существует несколько серьезных возражений против этой гипо тезы. Современные модели аккумуляций планет земной группы пред сказывают значительно более короткое время образования планет, находящихся ближе к Солнцу [27_} ІОН^_щ В этом случае для получения необходимого обогащения Венеры относительно Земли и Марса сле дует дополнительно предположить, что одновременно с образованием планет происходил спад интенсивность солнечного ветра с тем же характерным временем. Это предположение не обосновывается авто ром в связи с какими-либо теориями эволюции Солнца и образования планет. Наибольшую проблему в такой модели представляет объясне ние отношения А^е/³⁶Аг и изотопного отношения Л5?/ И^. Везерилл, а также Мак-Эпрой и Пратер [?з] связывают резкое уменьшение отношения ^zoA/e/^3eAr в атмосферах с большими по терями Me из частиц облученных солнечным ветром, если они на гревались до температур ~ І000К. Однако, экспериментальное изу чение выделения, имплантированных солнечным ветром инертных газов, из лунных пород показало, что даже фракции выделяемые при Т ^ І000К имеют отношение А/е/ Аг> 1 . Отметим, что в этих - 31 -фракциях содержится менее 1% имплантированного Me 86]

Недостатком модели является и то, что она применима только к атмосфере Венеры, а происхождение "первичных" инертных газов в атмосферах Земли и Марса в ней не рассматривается.

Существуют и некоторые другие гипотезы, пытающиеся объяснить происхождение "первичных" инертных газов в атмосферах внутренних планет: аккреция кометоподобных тел [?о] » обогащение атмосферы Венеры D/e и Аг за счет прямого проникновения ионов ветра типа Т-Тельца . Однако они значительно менее обоснованны, чем рассмотренные и не согласуются с наблюдаемым составом и содержанием инертных газов в атмосферах.

Заканчивая анализ существующих моделей происхождения "первичных" инертных газов в атмосферах внутренних планет, отметим еще один общий недостаток, присущий всем моделям. В них не рассматривается проблема атмосферы и в частности инертных газов Меркурия, хотя во многих моделях (модель Изакова и другие модели с аккрецией газов из ШТ, модель Везерилла и т.д.) количество инертных газов, которые должны были поступить в атмосферу Меркурия даже превышают количество этих газов в атмосфере Венеры. Поэтому молчаливо предполагается, что существовал механизм их диссипации на Меркурии, который не действовал на других планетах. Такой подход естественно ограничивает общность моделей.

Таким образом, анализ существующих моделей происхождения инертных газов в атмосферах планет земной группы и сравнение их предсказаний с наблюдаемым составом и содержанием этих газов в атмосферах, позволяет сделать следующие основные выводы.

Ни одна из рассмотренных моделей не может объяснить всю совокупность имеющихся экспериментальных данных без априорных предположений, которые не согласуются с современными моделями форми- - 32 -рования планет из ППТ и эволюции Солнца.

Характерной особенностью всех моделей является предположение о "консервации" инертных газов в атмосферах после их выделения из литосферы или прямой аккреции из ШТ, что отражено в самом названии "первичные".

В связи с большими трудностями существующих моделей представляет большой интерес проверка этого предположения с учетом возможного действия на протяжении эволюции атмосфер планет процессов диссипации и экзогенных источников (межпланетная пыль, межзвездный газ,солнечный ветер) "первичных" инертных газов,которы-ми обычно пренебрегают.

При построении реалистической модели происхождения "первичных" инертных газов в атмосферах необходимо по возможности уменьшать число вводимых произвольных предположений не связанных с конкретными космогоническими моделями и моделями эволюции Солнца и атмосфер планет. Модель должна с единой точки зрения описывать происхождение инертных газов на всех внутренних планетах и объяснять основные особенности их состава и содержания на различных планетах (относительное постоянство отношения */\/е/³ Аг в атмосферах Венеры, Земли и Марса, "солнечное" отношение ***Кг1 Хе большой градиент в содержании Ne и ^ в разных атмосферах и меньший для Кг и Хе _г изотопные отношения ^zoWe I Me И кґ/ Аґ

Попытка построения такой модели,в которой в качестве источника "первичных" инертных газов используется привнос от экзогенных источников,а процессом обеспечивающим необходимое фракционирование элементов и изотопов - диссипация солнечным ветром,и является целью нашей работы. Было проведено исследование воздействия процессов нетепловой диссипации и экзогенных источников и на некоторые другие газы (М,0_/Не),изучение которых представляет интерес для выяснения характера эволюции и происхождения атмосфер.

Модели происховдения инертных газов в атмосферах

Вопрос о происхождении "первичных" инертных газов в атмосферах планет тесно связан как с вопросом происхождения самих атмосфер, так и с общей проблемой образования планет земной группы из протопланетной туманности (ППТ). "Первичные" инертные газы представляют особый интерес из-за их относительно простой геохимической природы, слабого влияния на их состав процессов радиоактивного распада различных элементов и других ядерных процессов и наличия большого числа изотопов и элементов, что делает изучение "первичных" инертных газов очень информативным. Состав и количество атмосферных газов (в том числе и "первичных" инертных) является важным критерием проверки правильности предсказаний различных космогонических моделей.

Существующие модели происхождения планет земной группы можно разделить на три класса. Модели, в которых образование планет происходит на короткой временной шкале 10-10 лет путем объединения разреженных газовых сгустков в ЇЇЇЇТ (модели Камерона, Энеева) j/5",2 J . В модели, развиваемой Хаящи с соавторами[fH] предполагается, что планеты образуются путем объединения твердыхпланетозималей в присутствии газа с плотностью 10"" г/см . При этом время аккумуляции планет составляет 10-10 лет.-Большая группа моделей, развиваемых Сафроновым с соавторами,

Везериллом, Гринбергом и другими, предполагает в качестве процесса аккумуляции планет земной группы объединение плането-зималей в пространстве уже свободном от газов ППТ, удаленных тепловой диссипацией и (или) ветром типа Т-тельца. В этих моделях характерное время образования планет значительно длиннее - І08 лет.

Не останавливаясь подробно на сравнительном анализе достоинств и недостатков различных моделей, рассмотрим вопрос о том какие атмосферы могут образовываться на планетах земной группы в рамках этих моделей.

В модели Камерона и подобных ей на ранних стадиях эволюции образуются гигантские газовые протопланети. Для получения в рамках такой модели современных атмосфер необходимо предположить, что гигантские протоатмосферы были утеряны на ранних стадиях эволюции планеты, а современные атмосферы образовались за счет аккреции остаточного твердого вещества и его последующей дегазации. При этом вопрос об образовании современных атмосфер планет переносится на более поздние стадии эволюции, которые не рассматриваются в модели. другой моделью, приводящей к образованию массивных прото-атмосфер, является модель Хаяши и др. В этой модели из-за присутствия газа относительно большой плотности и короткого времени роста планет развивается процесс гидродинамической аккрециигазов из ЇЇПТ на зародыши планет, достигших массы - 10 г. При гидродинамической аккреции все газы аккрецируются с одинаковой эффективностью и образуются большие протоатмосферы,состоящие в основном из водорода и гелия. Состав атмосферных газов, в том числе инертных, в этом случае совпадает с их составом в ШТ, ко - 19 торый обычно предполагается, соответствувдим составу тазов на Солнце и в атмосферах гигантских планет. Масса аккрецировашшх протоатмосфер составляет I026 г. Очевидно, что в рассматриваемых моделях возникает необходимость удаления больших количеств атмосферных газов, в том числе таких тяжелых, как Кг и Хе

Классический механизм термической диссипации из верхней атмосферы (экзосферы) для удаления больших масс даже наиболее легких газов Н и Не требует высоких температур в верхней атмоофере 10 К, а для более тяжелых газов требуются нереально высокие температуры. Часто используется предположение о диссипации протоатмосфер солнечным ветром типа Т-Тельца (10-Ю8 раз мощнее современного). Однако, неясно, как соотносится момент прохождения Солнцем стадии Т-Тельца, продолжительность которой 10-10 лет, с временем образования планет и диссипации ШТ, так как только после диссипации ППТ возможна диссипация газов из протоатмосфер. Какой-либо количественной теории такой диссипации в настоящее время также не разработано, в то же время существуют серьезные возражения относительно возможности диссипации мощных протоатмосфер ветром типа Т-Тельца, основанные на рассмотрении возможного переноса энергии и момента ветром типа Т-Тельца.

Другая интересная возможность диссипации протоатмосфер была предложена /fekiya и др. [91] .. ими был рассмотрен процесс быстрой диссипации Н из протоатмосфер под действием мощного УФ излучения молодого Солнца, после диссипации ШТ. Более тяжелые газы за счет высокой скорости потерь Нг также вовлекаются в процесс диссипации. При использовании ряда упрощающих предположений (химическая однородность во времени .сферически симметричное течение, изменение давления по закону гидростатического рав - 20 новесия авторами было получено простое выражение для разности скоростей инертных газов и Н в потоке:

Диссипация инертных газов из атмосфер

Время насыщения поверхности частиц различными ионами зависит от потока ионов, материала поверхности, энергии ионов, массы и т.д. Для лунных пород, выбранных нами в качестве аналогов оно составляет от I02 лет для Не до 10 лет для Хе , что меньше времени дрейфа даже до орбиты Марса. После достижения насыщения дальнейшего накопления данного сорта газа не происходит. Уровни насыщения составляют от 10 ат/см для Не до 10 v ат/емл для Хе 84] .В процессе облучения происходит обогащение тяжелыми элементами и изотопами относительно их содержания в -солнечном ветре. Для отношения Ме/1гМе. оно составляета для отношения / - может достигать 5 раз [8 /] . Оценки скорости привноса "первичных" инертных газов межпланетной пылью, проведенные нами, приведены в таблице 3« Видно, что аккреция межпланетной пыли является мощным источником HefA/e} гсдґ . Количество привнесенного #е в десятки раз, а 36Аг в несколько раз превосходят их современное содержание в атмосфере Марса. Привнесенный Л/е также составляет значительную долю Me. в атмосфере Земли и может изменять изотопное отношение Ne/ /\/е в ходе эволюции Земли. Привнос KV и Хе для всех планет исключая Меркурий, при современной интенсивности пренебрежимо мал, что объясняется малым относительным содержанием этих газов в солнечном ветре. В наших оценках форма частиц пыли принималась сферической. В действительности это приводит к занижению оценок, так как реальная форма пылинок отличается от сферической и площадь их поверхности может быть намного больше, а количество захваченных газов определяется площадью поверхности взаимодействующей с оолнечным ветром. В рамках существующих космогонических моделей после образования планет остается большое число небольших тел, приводящих,например, к эффектам "ранней бомбардировки" планет земной группы {joz\ щ При столкновениях этих тел«обладающих большими относительными скоростями ( - нескольких км/с) неизбежно образуется много мелких частиц, Поэтому естественно предположить, что и потоки ак-крецируемой пыли на ранних стадиях эволюции были значительно выше современных.

Таким образом, оценки мощности этого источника, приведенные в таблице 3, следует рассматривать как минимальные.

Другой мощный источник инертных газов был предложен Ньюменом и Тэлботом [3 3 t которые рассмотрели аккрецию межзвездного газа из плотных газо-пылевых облаков, через которые проходила Солнечная система при движении в Галактике, При этом они учитывали вклад только тех облаков, где плотность составляла 10 -I04 ат/см3 и возникала газодинамическая аккреция на Солнце. Оценки количества инертных газов поступивших от этого источника в атмосферу Марса примерно совпадают с оценками для межпланетной пыли (см.таблицу 3).

Таким образом, возникает парадоксальная ситуация: количество поступивших в атмосферу марса от нескольких не зависимых источников t/е. и Аг во много раз превосходит их содержание в современной атмосфере Марса. Отметим, что мы старались выбирать минимальные оценки скорости привноса и полностью игнорировали вклад от дегазации литосферы. Из нашего рассмотрения следует вывод, что в атмосфере Марса должен существовать эффективный процесс потерь N и бАл .компенсирующий их привнос от экзогенных источников. Аналогичный вывод для всех "первичных" инертных газов можно сделать относительно атмосферы Меркурия. Для атмосфер Земли ж Венеры вклад экзогенных источников в содержание "первичных" инертных газов незначителен, исключая в атмосфере Земли. В предыдущем параграфе был сделан вывод о необходимости существования в атмосферах Марса и Меркурия процессов потерь инертных газов. В настоящее время известно несколько механизмов диссипации атмосферных газов из верхней атмосферы: тепловая диссипация, диссипация в процессах рекомбинации, диссоциации и др. в верхней атмосфере, диссипация под действием солнечного ветра и "полярный ветер". Краткий обзор этих процессов дан в работе [б о] Для инертных газов, не образувдих молекул, диссипация в различных реакциях в верхней атмосфере невозможна. Тепловая диссипация является процессом диссипации атомов с кинетической энергией к EhoT (хвост максвелловского распределения) из верхней атмосферы/эк-зосферы/, где длина свободного пробега Н j Н= — - шкала высоты. Скорость тепловой диссипации для і -ого сорта газа в классической теории Джинса у/] определяется формулой: температура у основания экзобазы, Характерные температуры в экзосфере Марса по измерениям на КА "Викинг" составляют І20-І6СЖ [75] » а на дневной поверхности Меркурия (экзосфера на Меркурии начинается у поверхности планеты) Т - 700-800К. Из (2.5) очевидно, что для таких газов как Me ж Аг тепловая диссипация при этих условиях пренебрежимо мала, так как общая концентрация всех газов на уровне экзобазы составляет іФ-і(р ат/ом3. При прямом взаимодействии солнечного ветра с атмосферой возможны различные процессы потерь атмосферных газов. Один из них, который впервые рассмотрел Михель [75"] заключается в следующем. Как уже отмечалооь граница взаимодействия потока солнечного ветра с ионосферой практически непроницаема для ионов, однако, нейтральные атомы могут свободно проникать через нее. Если атом, находящийся выше границы будет ионизован (УФ-излуче-нием, зарядовым обменом с ионами солнечного ветра), то за счет взаимодействия с магнитными и электрическими полями он вовлекается в поток солнечного ветра, обтекавдий планету, михелем было получено уравнение, описывающее скорость потерь атмосферных газов:

Нетеплован диссипация и экзогенные источники в атмосфере Меркурия

Наше рассмотрение будет основано на моделях происхождения планет земной группы типа модели Сафронова, в которых аккумуляция планет происходит после диссипации газов ППТ. Общим свойством всех подобных моделей является образование планет с разной скоростью. Первым образуется Меркурий, затем Венера, Земля и Марс. Временная шкала набора основной массы планет составляет лет, причем завершающие стадии аккумуляции наиболее длительны [?,/09].Разная скорость аккумуляции связана в основном с периодом обращения планет Еокруг Солнца и плотностью в зоне формирования планет. На завершающих стадиях аккумуляции относительные скорости планетозималей велики — 1-Ю км/с. Столкновения мелких тел приводят к дроблению и образованию большого числа мелких фрагментов. Распределение тел по массам при этом имеет вид f(m)=C tn где =1,7 [2 1 \% Модельные эксперименты также показывают, что при соударениях с скоростью несколько км/с образуется много мелких частиц р/ 6] где tt(r) - функция распределения по радиусам,частиц образующихся при соударениях, r iit V - скорость столкновения.

Очевидно, что в этих условиях должно образовываться большое количество межпланетной пыли за счет столкновений плането-зималей в зоне образования планет земной группы. В момент начала образования планет большое количество мелких планетозималей пыли экранирует область формирования планет земной группы от действия солнечного ветра. По мере образования планет и включения мелких планетозималей в их состав, начиная с ближайших к Солнцу областей, облако частиц становится прозрачным для солнечного ветра и излучения. В нашей модели аккреция облученной солнечным ветром межпланетной пыли на завершающих стадиях формирования планет и является основным источником "первичных" инертных газов в их атмосферах. Поступающие из этого источника инертные газы будут иметь состав сходный с составом древнего солнечного ветра (см.таблицу 2). Как уже отмечалось ранее, межпланетная пыль содержит большое количество инертных газов особенно А/еж Ar . Элементарные оценки показывают, что для того чтобы обеспечить современное содержание в атмосфере Венеры достаточ-но аккрецировать 10-10 г/см ( 1(Го-10 от массы планеты) пыли с содержанием инертных газов как у современной. Напомним, что в случае углистых хондритов наиболее богатых "планетарными" газами, необходимо чтобы вся планета состояла из материала сходного с углистыми хондритами и была полностью дегазирована. Большее количество такой пыли будет аккрецировано Венерой по сравнению с Землей, а Марсом значительно меньше.Одновременно с началом аккреции облученной солнечным ветром пыли начинает действовать процесс диссипации атмосферных газов солнечным ветром, рассмотренный в главе 2,который удаляет избыточные количества /Ve и Аг жз атмосфер. Для того чтобы процесе диссипации был эффективен, необходимо чтобы на ранних стадиях эволюции атмосферы планет были тонкими подобно современной атмосфере Марса. На основе изложенных качественных соображений можно построить приближенную количественную модель происхождения "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы, в которой мы использовали модифицированную модель Сафронова образования планет земной группы

Поскольку согласно fcjjoo] и всем аналогичным моделям время формирования Марса много больше чем остальных планет {Тн 2. &, твх /0 лет Г3 г-10 лег j гіМрь5 -10ліг)у то в качестве источника межпланетной пыли мы будем рассматривать только столкновения в зоне формирования Марса, пренебрегая источниками пыли за счет столкновений в зонах формирования других планет. Такое приближение приведет к уменьшению градиента в количестве полученных инертных газов от Меркурия к Марсу.

Численные расчеты других авторов по аналогичным моделям приводят к качественно тем же результатам особенно для завершающих стадий аккумуляции планет, однако у них не получено аналитических выражений для скорости роста планет,что менее удобно для наших расчетов. Скорость образования пили принималась пропорциональной массе планетозималей еще не вошедших в состав планеты

Можно оценить необходимую начальную плотность пыли на орбите Земли, если предположить, что распределение частиц по радиусам такое же как у современной пыли и что она насыщена Кг и Хе до уровня насыщения. Как будет показано в дальнейшем Кг- и Хе практически не диссипируют из атмосфер. Так как время движения частиц в пространстве много меньше характерного времени образования Марса, то зависимость потока аккрецируемой пыли от времени описывается той же формулой (4.3), если отсутствовали значительные изменения в распределении пыли в пространстве (этот вопрос мы проанализируем позднее). Тогда исходя из современного количества Кг и Хе в атмосферах соответствующий поток аккрецируе-мой пыли должен в 10-10 раз превосходить современный. Аккреци-руемый поток пропорционален плотности пыли на орбите планеты, поэтому и плотность пыли должна быть в 10-10 раз больше современной. При такой плотности возможна существенная экранировка солнечного ветра и излучения и необходимо рассмотреть вопрос о влиянии экранировки на распределение пыли в пространстве и уровня насыщения инертными газами.

Межпланетная пыль - источник "первичных" инертных газов в атмосферах планет земной группы

Содержание и состав нерадиогенных инертных газов в атмосферах планет дает важнейшую информацию о происхождении и эволюции атмосфер, так как эти газы не участвуют в геохимических процессах и не зависят от содержания радиоактивных элементов в литосферах планет. Ш происхождение тесно связано с моделями образования планет и возможность объяснения наблюдаемого состава и содержания инертных газов в атмосферах является важным критерием правильности различных моделей. Поскольку в различных моделях происхождения атмосфер обычно предполагается, что инертные газы полностью сохраняются в атмосферах после поступления из лротопланетной туманности или при дегазации литосферы и в связи с большими трудностями попыток объяснения состава и содержания инертных газов в атмосферах в рамках этих моделей представляется актуальным проверка этого предположения и построение модели происхождения и эволюции инертных газов в атмосферах планет земной группы с учетом действия дис-оштативних процессов и, обычно игнорируемых, действующих на большой временной шкале экзогенных источников (межпланетная пыль, межзвездный газ, солнечный ветер). Построение такой модели на основе существующих моделей эволюции атмосфер, образования планет и эволюции Солнца и составляет основной предмет настоящей работы.

Впервые проведена оценка скорости привноса инертных газов в атмосферы планет земной группы межпланетной пылью, облученной солнечным ветром при учете эффектов насыщения поверхности пылевых частиц газами солнечного ветра. Показано, что за время существования Марса минимальное количество поступившего из этого источника Ne в десятки раз, а А г в несколько раз превосходит их содержание в современной атмосфере Марса. Оценка количества Ne и At- привнесенных другими независимыми экзогенными источниками (солнечный ветер, межзвездный газ) также значительно превосходит их содержание в атмосфере Марса.

В качестве механизма удаляющего избыточные количества Ne и Af предложена диссипация этих газов из верхней атмосферы Марса под действием солнечного ветра. В результате расчетов с учетом колебаний массы атмосферы Марса в прошлом согласно астрономической теории колебаний климата показано, что этот механизм может компенсировать избыточный привнос Ne и /\г При этом в атмосфере устанавливаются "планетарные" отношения 10 e/36Ar f /%/U/i/t = }%13 И хотя в источнике они "солнечные" ("20 у ft+ft, $ - 32) за счет преимущественных потерь более леших газов и изотопов из верхней атмосферы.

Показано, что в атмосфере Меркурия измеренные верхние пределы количества Ne}Ar}Xe могут накопиться за счет действия экзогенных источников за очень короткие времена ( ± =10 -гКглет). В качестве механизма компенсирующего привнос газов рассмотрена диссипация под действием солнечного ветра в периоды больших динамических давлений, а также потеря газов при соударении частиц пыли с поверхностью планеты. Сделан вывод о возможности компенсации привноса и возможных колебаниях количества газов в атмосфере Меркурия при движении по орбите и при изменениях солнечной активности.

Оценка скорости привноса Не межпланетной пылью показывает, что аккреция межпланетной пыли является важным источни-ком Не особенно Ие ( - Юат/см «с) в атмосферах всех планет земной группы должна учитываться при расчетах баланса Ы ? в атмосферах.

Впервые проведены расчеты обогащения А/ в атмосфере Марса с учетом изотопного разделения в различных процессах не-тепловой диссипации и диффузионного разделения в верхней атмосфере. Учитывались также колебания массы атмосферы и изменения относительной скорости различных процессов диссипации.

В результате расчетов показано, что модель непрерывной дегазации хорошо согласуется с наблюдаемым отношением N/ /У в атмосфере Марса, которое вероятно является равновесным на шкале 10 -10 лет. Модель "катастрофической" дегазации может быть согласована с наблюдаемым отношением /V/ /V только при наличии сильного химического стока .

Похожие диссертации на Нетепловая диссипация, экзогенные источники и "первичные" инертные газы в атмосферах планет

Тлеющий разряд в смесях инертный газ - хлор - активная среда источников мощного ультрафиолетового излученияГоловицкий, Александр Петрович

Экспериментальные исследования разряда в парах ртути и инертных газов и разработка мощного источника УФ излученияКузьменко Михаил Евгеньевич

Источники широких пучков ионов газов на основе тлеющего разряда для технологических примененийЕмлин, Даниил Рафаилович

Исследование и оптимизация источников вакуумного ультрафиолетового излучения на основе плазмы инертных газовЗверева, Галина Николаевна

Излучающие среды источников спонтанного излучения и низкопороговых лазеров на основе инертных газов, возбуждаемых жестким ионизаторомФеденев Андрей Валентинович

Газоразрядные источники спонтанного и вынужденного излучения с рабочими средами на основе инертных газов и галогеновЛомаев, Михаил Иванович

Сонолюминесценция кавитационной области воды в атмосфере инертных газовГордейчук Татьяна Викторовна

Зондирование изотопологов водяного пара и углеродсодержащих парниковых газов в атмосфере наземными ИК Фурье-спектрометрами высокого разрешенияРокотян Никита Валерьевич

Нелинейная колебательно-вращательная спектроскопия неравновесных многокомпонентных газов и ее применение в диагностике атмосферыИванов Сергей Викторович

Модели и методы в теории интенсивностей колебательно-вращательных (КВ) линий и функция дипольного момента молекул атмосферных газовСулакшина Ольга Николаевна