О происхождении Венеры и эволюции планеты

Результаты исследований последнего десятилетия принесли убедительные свидетельства того, что Венера является уникальной планетой, принципиально отличной от других планет Солнечной системы, прежде всего по мощности газовой оболочки, термическому режиму, параметрам собственного вращения. В настоящее время трудно ответить на вопрос о том, что обусловило развитие столь необычных условий на соседней планете, является ли атмосфера Венеры конечным продуктом ранней стадии эволюции, свойственной молодой планете, или такие условия возникли позже, в результате необратимых геохимических процессов, обусловленных близостью Венеры к Солнцу, как это предполагает академик А. П. Виноградов.
Основываясь на гипотезе единого происхождения планет Солнечной системы из гигантской протопланетной туманности, естественно допустить, что первичный состав атмосфер около 4,5 млрд. лет назад был примерно одинаков и соответствовал средней распространенности химических элементов на Солнце. В дальнейшем, однако, наиболее распространенные элементы — водород и гелий — были удержаны лишь холодными гигантскими планетами, образовавшимися в основном из этих газов на периферии Солнечной системы. В состав же твердой железо-силикатной фазы наиболее близких к Солнцу планет земной группы вошли менее распространенные и более тяжелые элементы (в виде металлов, окислов, сульфидов), а самые легкие — водород, гелий — были потеряны за счет диссипации молекул этих газов в космическое пространство.
Газовый состав атмосфер планет земной группы формировался прежде всего за счет вулканических извержений, которыми сопровождались процессы дифференциации вещества планеты на оболочки вследствие разогревания внутренним теплом радиоактивного распада.
В недрах планеты водяной пар и углекислый газ составляют основную долю вулканических газов. С этой точки зрения можно объяснить наличие этих газов в атмосфере Венеры, точно так же как и обнаруженных спектроскопически угарного газа, хлористого и фтористого водорода. Вероятно, несколько миллиардов лет назад примерно аналогичный состав имела и атмосфера Земли. Однако, по-видимому, решающее воздействие на формирование земной атмосферы оказали в дальнейшем процессы фотосинтеза и появление в ее атмосфере свободного кислорода благодаря возникновению биосферы. Это, в свою очередь, обусловило окисление аммиака, также содержащегося в вулканических газах, с выделением в атмосферу больших количеств азота, а углекислый газ, хлористый и фтористый водород и сернистые соединения вошли в реакции с биосферой, гидросферой и твердым веществом планеты. При умеренной температуре поверхности и атмосферы Земля сохранила свою воду, основная масса которой сосредоточилась в океанах, а углекислый газ был связан в карбонатах осадочных пород.
Можно думать, что большая близость Венеры к Солнцу предопределила иной характер эволюции ее атмосферы. Видимо, одним из основных факторов, приведших к существующим условиям, оказалось постепенное обезвоживание планеты. Потеря планетой воды зависит от двух основных факторов: эффективности процессов диссоциации и переноса молекул водяного пара в области верхней атмосферы, где ослабление солнечной ультрафиолетовой радиации мало. Для Земли это высоты около 80 —120 км. Если кислород земной атмосферы задерживает солнечную коротковолновую радиацию выше 100 —150 км, то на Венере из-за отсутствия 02 она может проникать глубже (возможно, такая же ситуация была на Земле около 2 — 3 млрд. лет назад, до появления фотосинтетического кислорода); к тому же температура над облачным слоем (в мезопаузе), как мы видели, несколько выше, чем на Земле. Оба эти фактора позволяют предполагать, что процессы подвода снизу и фотодиссоциации молекул водяного пара протекают в атмосфере Венеры значительно интенсивнее. Водород легко улетучивается (диссипирует) в межпланетное пространство, образуя водородную корону, а кислород вступает в окислительные реакции с твердой оболочкой и атмосферными газами, способствуя, в частности, сохранению преобладающей концентрации углекислого газа в атмосфере Венеры до больших высот.
При повышении температуры, давления и обезвоживании сильно возрастает выделение в атмосферу из карбонатов углекислого газа. Этот процесс определяется взаимодействием карбонатов с силикатами в поверхностном слое планеты. При ожидаемых значениях температуры и давления у поверхности Венеры в ее атмосферу перешло примерно столько же углекислоты, сколько ее содержится в связанном состоянии на Земле. С этой точки зрения можно понять преимущественно углекислый состав и высокое давление в венерианской атмосфере. Если бы температура на Земле возросла до температуры Венеры, давление в земной атмосфере стало бы еще выше, поскольку к давлению около 100 атм за счет высвобождения углекислоты добавилось бы, вследствие испарения океанов, еще примерно 300 атм, что соответствует среднему давлению земной гидросферы.