Ветровая система на планете, создаваемая за счет неодинакового распределения солнечного тепла в пространстве и во времени, зависит также от того, имеет ли механизм теплового воздействия период больший или меньший периода собственного вращения планеты.

Вследствие термического расширения, обусловленного зависимостью плотности газов, помимо давления, также от температуры, сильнее нагретый, а значит, наименее плотный воздух поднимается вверх, а более холодный и тяжелый опускается вниз. Поэтому кажется очевидным, что возникающие из-за различия инсоляции, а значит, и горизонтальных градиентов температуры перепады давления должны приводить к регулярному переносу воздушных масс из тропиков к полюсам. Вдоль меридиана при этом образуется гигантская замкнутая конвективная ячейка, в верхней части которой теплый воздух будет переноситься от экватора к полюсу, а вдоль поверхности – холодный воздух от полюса к экватору. Сама такая ячейка носит название гадлеевской по имени известного английского астронома Д.Гадлея. На самом деле такая симметричная относительно экватора циркуляция в атмосферах планет не устанавливается. Причиной является наличие из-за вращения планет сил Кориолиса. В динамике атмосферы определяющую роль играет ее горизонтальная составляющая, благодаря которой воздушные течения отклоняются от направления своего движения в северном полушарии вправо, а в южном - влево. В результате протяженность меридиональной циркуляции сильно ограничивается.

При определении поля ветров удобным приближением служит понятие геострофического потока, или геострофического ветра, соответствующего условию, когда градиенты горизонтального давления сбалансированы силами Кориолиса. Сила такого термического ветра зависит от градиента давления и направлена вдоль линий изобар.

Влияние сил Кориолиса на форму движений характеризуется числом Россби:

Ro=U/2LWsinj,

где U – типичная горизонтальная скорость движений, L – их характерный масштаб, W – угловая скорость вращения планеты, j – широта. Силы Кориолиса являются преобладающими при Ro<=1.

Данная схема является весьма идеализированной. Реальный характер циркуляции определяется наложением нескольких типов движений, степень неупорядоченности которых сильно зависит от угловой скорости вращения планеты. На вращающейся планете развиваются волновые движения, называемые волнами Россби. С ростом угловой скорости и при больших перепадах температур вдоль меридиана такие волны становятся неустойчивыми, при их разрушении возникают вихри.

В анализе теплового режима планетной атмосферы обычно используется понятие о постоянной тепловой релаксации t, характеризующей время реакции атмосферы на тепловое возмущение. Эта постоянная представляет собой отношение теплосодержания единичного атмосферного столба к величине излучаемой энергии, пропорциональной четвертой степени эффективной температуры, т.е. характеризует время, за которое запасенная энергия высветится:

t=mCpTср/sTe4.

Таблица 3.

Эффективная температура и параметры тепловой инерции Марса

Атмосфера Марса практически прозрачна для приходящего солнечного излучения, и постоянная тепловой релаксации у него на два-четыре порядка меньше, чем у Венеры и Юпитера, чьи атмосферы намного более плотные. На Марсе, вследствие малой тепловой инерции грунта и малой теплоемкости атмосферы, поверхностная температура оказывается близкой к ее местному лучисто-равновесному значению в каждой точке планеты. В связи с этим более резко выражена суточная составляющая скорости ветра.

Важным метеорологическим фактором в марсианской атмосфере является четко выраженная сезонная вариация давления вследствие конденсации углекислого газа в зимней полярной шапке. Этот эффект обнаружен экспериментально в обоих местах посадки аппаратов "Викинг". Наблюдения охватывают почти целиком марсианский год в северном полушарии планеты. Самый глубокий минимум давления (примерно 120-е сутки от начала измерений) составляет ~7 мбар и соответствует максимальной аккумуляции CO2 к концу зимы на южной полярной шапке, а другой минимум (430-е сутки) ~8,5 мбар – его вымерзанию на северной шапке. Эти минимумы оказываются вблизи осеннего и весеннего равноденствия, в то время как максимум давления наблюдается вблизи перигелия во время зимнего солнцестояния и составляет ~9,7 мбар. С таким общим изменением давления связана перестройка циркуляционной системы, а локальные флуктуации отражают изменения ветрового режима, в том числе возникновение пылевых бурь. По результатам измерений температуры атмосферы Марса в инфракрасном диапазоне, по данным о перемещении пыли на поверхности и данным непосредственных измерений с посадочных аппаратов получены оценки интенсивности и смены направлений ветра в различные периоды времени. Летом в тропических широтах на высотах 15-20 км преобладают западные ветры со скоростью 30-50 м/с, в то время как в тропосфере у поверхности направление ветра испытывает сильные суточные изменения, а среднесуточная составляющая мала, меньше 10 м/с. Наибольшей скорости (порядка 70-100 м/с) ветер достигает во время сильных пылевых бурь, обычно совпадающих с периодами противостояний Марса. Измерения, проводившиеся во время пылевой бури 1971 г., продолжавшейся около четырех месяцев, дали возможность выявить ряд интересных особенностей этого уникального природного явления, имеющего глобальный характер. Темные облака пыли, поднятой до 10 и более километров, наблюдались по всему диску, полностью сглаживая контрасты на поверхности. Было обнаружено существенное потепление самой атмосферы и более низкая температура поверхности (стремление температурного профиля к изотермическому) вследствие прозрачности атмосферы для солнечного излучения, которое задерживалось пылью. Плотность пылевых частиц в атмосфере со средними размерами 5-10 мкм составляла около 10-9 г/см3. В атмосферу было поднято свыше миллиарда тонн пыли, спектральные характеристики которой по высокому содержанию окиси кремния (около 50%) примерно соответствовали составу поверхностных пород.

10. Проблемы климатической эволюции.

В комплексах атмосферных параметров, соединенных на достаточно больших пространственно-временных интервалах, выявляются статистические закономерности, определяющие климат на планете или в отдельных ее регионах.

Равновесная температура Марса существенно ниже нуля, и отгонявшаяся из недр вода могла находиться на поверхности в жидком состоянии лишь при достаточно плотной атмосфере благодаря парниковому эффекту и росту температуры. Неизвестно, была ли вода на поверхности Марса лишь на определенном этапе эволюции или появлялась регулярно на протяжении длительного периода, но оставленные ею следы в виде высохших речных русел и ледниковых выпахиваний довольно очевидны.