Важный вывод, который можно сделать из этого анализа, заключается в том, что, хотя окончательные условия на Марсе после терраформирования могут быть весьма чувствительны к ныне неизвестному значению температуры, необходимой, чтобы освободить диоксид углерода из реголита, – Td, они даже более чувствительны к уровню постоянно поддерживаемого искусственного парникового эффекта. Проще говоря, конечные условия в системе атмосфера – реголит на Марсе после терраформирования можно контролировать. Повышая среднюю температуру планеты исключительно путем освобождения природных запасов углекислого газа, мы сможем преодолеть ограничения, налагаемые даже предельными значениями Td.
Как быстро углекислый газ выходит из реголита?
До сих пор мы рассматривали конечные условия, которые возникнут, после того как весь доступный нам углекислый газ испарится из полярной шапки и высвободится из реголита. Материал, полученный из полярной шапки, выделяется быстро, но вытеснение адсорбированного диоксида углерода из реголита на значительной глубине может занять некоторое время. Для терраформирования скорость, с которой происходит выделение углекислого газа из реголита, очень важна. В конце концов, если процесс испарения значительного количества газа из реголита займет 100 миллионов лет, то все наши расчеты будут представлять разве что академический интерес.
Скорость, с которой газ выходит из реголита, прямо пропорциональна скорости, с которой повышение температуры, которое мы создали на поверхности Марса, может передаваться грунту. Мы получим довольно хорошую оценку этого темпа, если предположим, что марсианский реголит во многом похож на сухую почву на Земле, возможно, с небольшой примесью льда. Скорость, с которой тепло распространяется в такой среде, регулируется процессом теплопроводности. Уравнения теплопроводности предсказывают, что время, необходимое, чтобы повышение температуры распространилось на заданное расстояние в некой среде, пропорционально квадрату расстояния. Если взять за основу показатели для сухой земной почвы, скорость распространения тепла на Марсе составит около 16 квадратных метров в год. Мы также должны оценить количество газа в реголите. Если взять раздробленные цеолиты и при марсианских температурах подержать их в углекислом газе, они адсорбируют достаточное количество диоксида углерода, примерно 20 % от их чистой массы. Марсианский реголит состоит не из цеолита, но, вероятно, включает в себя много глиноподобного материала, который сходен с цеолитами по свойствам. Давайте предположим, что марсианский реголит насыщен углекислым газом примерно на 5 % и что свободный материал имеет среднюю плотность 2,5 тонны на кубометр. В этом случае нам бы пришлось вытеснять углекислый газ из реголита – дегазировать его – до глубины 200 метров, чтобы произвести на Марсе давление в 1000 мбар (1 атмосфера, давление на уровне моря на Земле). Скажем, мы индуцировали устойчивый искусственный рост температуры на поверхности в 10 °К, чего вполне достаточно, чтобы извлечь значительную часть газа, находящегося в реголите. Затем тепло начнет распространяться в грунте. Скорость, с которой это произойдет, показана в табл. 9.1.
Как видите, если на достижение значительной глубины уходит очень много времени, то небольшая прогреется достаточно быстро. И хотя нужны тысячи лет, чтобы тепло распространилось на 200 метров вниз и высвободило из реголита запас углекислого газа для давления в 1000 миллибар, первые 100 миллибар можно получить в течение всего нескольких десятилетий.
Поскольку значительная часть областей Марса нагревается выше точки замерзания по меньшей мере в определенные времена года, большие количества воды, вмороженные в реголит как вечная мерзлота, начнут таять и в конечном итоге вытекут в сухие русла рек. Водяной пар тоже эффективно действует как парниковый газ, а поскольку давление насыщенных паров воды на Марсе при таких условиях значительно вырастет, возвращение жидкой воды дополнит лавину самоускоряющихся эффектов, способствующих быстрому потеплению на планете. Сезонная доступность жидкой воды – также ключевой фактор, важный для создания природных экосистем на поверхности Марса.
Таблица 9.1. Скорость поступления в атмосферу углекислого газа из марсианского реголита
Как может протекать процесс дегазации реголита, мы знаем лишь приблизительно, а общий объем имеющихся запасов диоксида углерода не будет известен наверняка, до тех пор пока астронавты не полетят на Марс, чтобы провести детальное исследование. Так что приведенные результаты следует рассматривать как приблизительные и неточные. Тем не менее понятно, что положительная обратная связь, генерируемая марсианской парниковой системой с диоксидом углерода, значительно снижает количество инженерных усилий, которые потребуются для преобразования Красной планеты. В самом деле, поскольку количество парникового газа, необходимое для нагрева планеты, приблизительно пропорционально квадрату требуемого изменения температуры, создание на Марсе нарастающего парникового эффекта при искусственном повышении температуры на 10 °К потребует всего лишь около 4 % инженерных усилий в подходе грубой силы, которые будут необходимы для увеличения температуры на 50 °К, чтобы марсианские тропики находились при температуре выше точки замерзания воды. Теперь рассмотрим следующий вопрос: как повысить глобальную температуру Марса на 10 °К?
Методы достижения глобального потепления на Марсе
Наиболее перспективными, по всей видимости, будут три варианта: использование орбитальных зеркал для изменения теплового баланса южной полярной шапки (что вызовет испарение диоксида углерода из полярных запасов); массовое производство искусственных галогенуглеводородов на промышленных объектах на поверхности Марса; создание распространенных бактериальных экосистем, способных нагреть планету путем выделения больших количеств сильных естественных парниковых газов, таких как аммиак и метан. Мы рассмотрим каждый из способов по очереди. Однако может статься, что взаимовыгодное сочетание нескольких таких методов может дать лучшие результаты, чем любой из них, использованный по отдельности [47].
Орбитальные зеркала
Хотя производство космического зеркала, способного нагреть всю поверхность Марса до земных температур, теоретически возможно, по инженерной сложности эта задача выходит далеко за пределы технологического горизонта этой книги. Гораздо более практичная идея состоит в постройке зеркала, способного прогреть ограниченную область Марса на несколько градусов. Как показывают данные на рис. 9.1, нагрев южного полюса на 4 °К должен вызвать испарение резервуара с диоксидом углерода в полярной шапке. На основании общего количества солнечной энергии, необходимого для повышения температуры в данной области на определенное количество градусов выше полярного значения в 150 °К, мы приходим к выводу, что космическое зеркало радиусом 125 километров может отражать достаточно солнечного света, чтобы поднять температуру во всей области к югу от 70° южной широты на 5 °К. Этого более чем достаточно. Если солнечный парус будет сделан из материала вроде покрытого алюминием майлара с плотностью 4 тонны на квадратный километр (и толщиной около 4 мкм), его масса составит 200 000 тонн. Множество кораблей близкой массы в настоящее время плавают по океанам Земли. Таким образом, хотя для запуска с Земли парус слишком велик, его можно будет построить в космосе из вещества с астероидов или спутников Марса – когда у нас появятся необходимые технологии. Общее количество энергии, необходимое, чтобы обработать материал для такого отражателя, составит около 120 МВт. лет. Для этого нам потребуется набор 5 МВт ядерных реакторов, которые могут быть использованы в пилотируемом ядерном электрическом реактивном (ЯЭР) космическом аппарате. Интересно, что при размещении вблизи Марса такое устройство не должно обращаться вокруг планеты. Давление солнечного света сбалансирует притяжение планеты, позволяя зеркалу парить как «статит»,
[31] а вырабатываемая энергия постоянно будет направляться на южную полярную область [48]. Рабочая высота для паруса предложенной плотности составит 214 000 километров. Идея статита-отражателя и размер зеркала, необходимый для того, чтобы спровоцировать рост полярной температуры, приведены на рис. 9.8 и 9.9.
