Pierwsze próby wykorzystania modeli do symulowania zjawisk atmosferycznych na innych planetach Układu Słonecznego pojawiły się pod koniec lat 90. Obiektem, który szczególnie interesował badaczy był Mars. Badania te zbiegły się w czasie z serią bezzałogowych misji, których celem było wyjaśnienie tajemnic czerwonej planety. Modele klimatyczno-prognostyczne szybko stały się cennym źródłem informacji dla zespołów planujących te skomplikowane i niebezpieczne programy kosmiczne. Zwieńczeniem tych sukcesów było rozwikłanie zagadki atmosfery Marsa. Dziś dzięki modelom klimatycznym uczeni odkrywają zagadki bliźniaczej planety Ziemi – Wenus.
AUTOR: Mariusz Figurski, IMGW-PIB/Laboratorium Zaawansowanych Metod Modelowania Meteorologicznego
Podstawowym modelem wykorzystywanym do symulowaniu klimatu i warunków atmosferycznych na Marsie jest model MarsGCM. Opiera się on na prostych równaniach ruchu atmosfery, w których uwzględnia się procesy ogrzewania oraz chłodzenia powierzchni planety promieniowaniem słonecznym i podczerwonym. Założono w nim, że głównym składnikiem atmosfery Marsa jest dwutlenek węgla, który może skraplać się i uwalniać ciepło utajone. Jednymi z pierwszych eksperymentów opartych na modelu MarsGCM były symulacje wykonane dla okresów przesilenia letniego i równonocy jesiennej na półkuli południowej Marsa. W wyniku modelowanie uzyskano obraz formowania się silnych zachodnich wiatrów strefowych na średnich i wysokich szerokościach geograficznych planety, wytwarzanych przez moment obrotowy siły Coriolisa. Symulacje wykazały również falowanie cyklonów na półkuli zimowej oraz cyrkulację południową przechodzącą przez równik, z silnym wiatrem wschodnim w pobliżu równika i słabym wiatrem wschodnim na części hemisfery letniej. Co ciekawe, eksperymenty potwierdziły, że warunki panujące na Marsie w okresie równonocy są bardzo podobne do tych na Ziemi.
Zagadka znikającej atmosfery
Około 4 miliardów lat temu atmosfera Marsa była gęstsza i zawierała więcej tlenu niż ziemska. Dziś w jej składzie znajduje się głównie dwutlenek węgla oraz azot i argon. Wyjaśnienie tej zagadki stało się wielkim wyzwaniem dla świata nauki. Dzięki danym uzyskanym z sond krążących wokół Marsa oraz symulacjom klimatycznym badacze ustalili, że bezpośrednią przyczyną stopniowego odrywania się gazu od górnych warstw atmosfery planety jest obecność stałego strumienia wiatru słonecznego. W odróżnieniu od Ziemi Mars nie ma pola magnetycznego, które chroniłoby go przed niszczycielki oddziaływaniem promieniowania kosmicznego. W rezultacie strumień wiatru słonecznego tworzy wokół planety specyficzną magnetosferę. Wizualizacja symulacji komputerowych pokazuje, jak prądy elektryczne oplatają Marsa, przemieszczając się ze strony dziennej na nocną, i łączą górne warstwy atmosfery i magnetosferę z wiatrem słonecznym. Wzbudzone w ten sposób prądy przekształcają energię wiatru słonecznego w pole elektryczne i magnetyczne, które przyspieszają naładowane cząstki atmosfery Marsa do tego stopnia, że mogą pokonać przyciąganie grawitacyjne planety i odlecieć w przestrzeń międzyplanetarną. W ten właśnie sposób tlen „uwolnił się” z objęć czerwonej planety.
(źródło: NASA/Goddard/MAVEN/CU Boulder/SVS/Cindy Starr)
Lotnisko na Marsie i prognozy pogody
Misje marsjańskie wymagają bardzo dokładnego zaplanowania każdego ich etapu, a szczególnie wejścia w atmosferę Marsa i lądowania. Jakikolwiek błąd przekreśla sukces wyprawy. Bardzo szybko okazało się, że modele klimatyczno-prognostyczne znajdują swoje zastosowanie również w tym obszarze. Podczas misji Pathfinder w 1996 roku wykonano pierwsze symulacje przewidywanych profili zejścia do lądowania. W eksperymentach analizowane były dwa scenariusze propagacji pyłów w atmosferze Marsa. Badanie miały na celu oszacowanie dokładności prognozowanego rozkładu względem rzeczywistych pomiarów. Do modelowania użyto zunifikowanej wersji planetWRF, którą zmodyfikowano do warunków panujących na Marsie (MarsWRF). Wyniki były porównywalne z danymi obserwacyjnymi z wcześniejszych misji marsjańskich. Symulacje wykonane modelem MarsWRF generalnie pokazały poprawne modelowanie obserwowanych profili, chociaż zauważono tendencję do niedoszacowania temperatury i przeszacowania gęstości pyłu dla wysokości powyżej 15 km nad powierzchnią Marsa. Ta ostatnia rozbieżność jest prawdopodobnie spowodowana nieprawidłowym odwzorowaniem pionowego profilu pyłu atmosferycznego, który silnie wpływa na szybkość ogrzewania, a tym samym na inne zmienne modelu. Mimo to wyniki były zadowalające i wykorzystano je w kolejnych etapach projektowania i planowania przyszłych misji na Marsa. Podobne testy wykonano dla kolejnych misji: Mars Exploration Rovers Opportunity and Spirit (2003), Phoenix (2007), Mars Science Laboratory Curiosity Rover (2011) oraz ExoMars (rozpoczęta w 2016).
Potencjał mezoskalowego modelu MarsWRF w pełni ujawnił się podczas trzech kampanii badawczych realizowanych przez łazik Curiosity. Miejscem eksperymentu były okolice krateru Gale, gdzie wykonano pomiary z wykorzystaniem automatycznej stacji monitorowania środowiska. W trakcie misji zebrano bezcenne informacje o środowisku marsjańskiego, morfologii, strukturze i składzie aktywnego pola wydmowego Marsa. Uzyskane dane pozwoliły na opracowanie wzoru cyrkulacji wiatrów wokół potężnej wydmy Aeolis Mons – w ciągu dnia wiatr wznosi się w kierunku szczytu wydmy z północnego zachodu, a w nocy opada w kierunku południowo-wschodnim. Między tymi okresami powietrze rotuje w dużej mierze zgodnie z ruchem wskazówek zegara, generując rano wiatry zachodnie, a wczesnym wieczorem – wschodnie.
Ten rzeczywisty obraz jest zbieżny z prognozami modelu numerycznego MarsWRF, chociaż model zasymulował wiatry wznoszące z silniejszą składową wschodnią niż zachodnią. Prognozowana prędkość wiatru w ciągu dnia była mniejsza o około 2-4 m/s, model nie wykazał również momentu maksymalnej prędkości wiatru, która przypadała ok. godziny 9-tej. Dalsze analizy wykazały, że przyczyną tych różnic jest blokowanie północnych wiatrów przez wydmę. Do modelu wprowadzono stosowne poprawki, m.in. użyto pionowej siatki o niższej rozdzielczości, w wyniku czego uzyskano mniejszą względną siłę nocnych wiatrów i prognozę szczytu prędkości wiatru około godziny 9-tej.
Model MarsWRF został również włączony do prognozowania warunków dla profili zejścia do lądowania w misjach marsjańskich ExoMars 2020[1] i Mars 2020[2]. Symulacje wykonane dla dwóch lokalizacji lądowania łazików ExoMars wskazują na możliwe duże zapylenie na wysokości 10-15 km oraz różnicę wiatrów: do +/- 30 m/s dla Oxia Planum (równina marsjańska w pobliżu równika) oraz +/- 15 m/s dla Jezero Crater (Krater Jezero znajduje się na granicy terenów wyżynnych i północnych nizin Marsa, na zachodnim obrzeżu Isidis Planitia). Model pozwolił również określić najlepszy czas do przeprowadzenia manewru zejścia z orbity i lądowania (między późnym rankiem i wczesnym popołudniem), kiedy prędkość wiatru i zmiana jego kierunku mają być najmniejsze.
Modele klimatyczno-prognostyczne odkrywają tajemnice Wenus
Po sukcesach w modelowaniu atmosfery Marsa naukowcy bardzo szybko skierowali swój wzrok na sąsiadującą z Ziemią, pokrytą nieprzezroczystą warstwą, dobrze odbijających światło, chmur kwasu siarkowego, planetę Wenus. Pierwszym problemem, na który się natknęli było uzyskanie niezbędnych danych o jej atmosferze, by poprawnie ustalić warunki początkowe modeli. Informacje te zebrano w trakcie misji satelitarnych, których celem było osiągnięcie powierzchni planety lub orbitowanie wokół niej. Na ich podstawie naukowcy z Japonii opracowali numeryczny model prognozy pogody wenusjańskiej AFES-Venus. Udało się odtworzyć m.in. wiatry super-rotacyjne i struktury zmian temperatury w okolicach podbiegunowych atmosfery Wenus. Niestety brak wiarygodnych danych obserwacyjnych utrudnia potwierdzenie dokładności uzyskanych wyników. Z drugiej strony symulacje komputerowe pogody na Wenus są bezcenne dla planowania przyszłych misji satelitarnych na tę planetę i zrozumienia jej natury.
W badaniach atmosfery Wenus, analogicznie jak dla Marsa, wykorzystano globalno-mezoskalowy model planetWRF, który został nazwany VenusWRF. Implementowano w nim geometryczno-fizyczne cechy planety oraz dotychczasowe badania pozyskane z sond wenusjańskich. Pierwsze badania obejmowały symulację globalnej cyrkulacji atmosfery z naciskiem na zrozumienie zjawiska superrotacji. Model wykorzystywał zlinearyzowane schematy wymuszania i rozpraszania z profilami temperatury obserwowanymi w atmosferze Wenus. Uzyskano obraz planety z zachodnimi wiatrami dominującymi na wszystkich modelowanych poziomach, z silną superrotacją równikową na wysokości około 70 km. Natomiast pola anomalii temperatury i wiatru południowego pokazały istnienie dużej pojedynczej komórki Hadleya. Obserwowane one są również na Ziemi, jako element tropikalnej cyrkulacji atmosferycznej. Dalsze symulacje wykazały również, że rozpędzanie superrotacji Wenus jest znacznie szybsze niż w przypadku Tytana, do analiz którego wykorzystano analogiczny model, lecz dopasowany do warunków największego księżyca Saturna. Kolejne modelowania wygenerowały, niestabilne barotropowo, prądy w atmosferze Wenus na średnich szerokościach geograficznych, które generują fale przenoszące pęd na zachód w kierunku równika, co pozwala utrzymać tam wiatry superrotacyjne. Występuje również odwrócenie południowego gradientu temperatury w górnej atmosferze (przy 100 Pa), co pojawia się jako cecha tzw. “ciepłego bieguna”, która została zaobserwowana przez sondę Pioneer Wenus. Przedstawione przykłady użycia symulacji numerycznych z wykorzystaniem modeli globalnych i mezoskalowych nie wyczerpują spektrum ich zastosowań w przypadku Wenus.
Nauka tu i teraz
Jak istotne są badania modelowe cyrkulacji atmosfery planet pokazują ostatnie doniesienia medialne. 14 września 2020 roku świat obiegła informacja, że międzynarodowy zespół badaczy odkrył w atmosferze Wenus fosforowodór (fosfiny). W komunikacie wydanym przez Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO) oraz w artykule „Phosphine gas in the cloud decks of Venus”, opublikowanym w Nature Astronomy, można było przeczytać o intrygującym odkryciu biosygnatur wenusjańskiego życia. Sami autorzy zachowali dużą powściągliwość, tłumacząc, że potwierdzenie obecności żywych organizmów w chmurach Wenus wymaga bezpośrednich badań w atmosferze planety i nie może być już uznane za fakt. Fosforowodór (PH3) jest dobrze znany na Ziemi – powszechnie wykorzystuje się go w walce ze szkodnikami niszczącymi uprawy, a w czasie I wojny światowej służył za chemiczny środek bojowy. Wenus i Ziemia nie są jedynymi planetami, na których występuje ta substancja. Wcześniej ustalono jej obecność w atmosferze Jowisza i Saturna.
Odkrycia PH3 na Wenus dokonano przy użyciu James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) na Hawajach, a potwierdzono za pomocą sieci radioteleskopów Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) w Chile. Na podstawie tych obserwacji ustalono, że fosforowodór występuje w wenusjańskich chmurach kwasu siarkowe w koncentracji 20 cząstek na miliard. Zanim opublikowano wyniki tego spektakularnego odkrycia, poprzedzono je szeregiem analiz, w których ważną rolę odegrał model atmosfery Wenus VIRA (Venus international reference model) – a dokładnie zmodyfikowany model drugiej generacji[3]. Poziom PH3 w chmurach Wenus, ustalony zarówno w wyniku obserwacji, jak i modelowania atmosfery planety, jest dość duży i całkowicie nieoczekiwany – gaz ten bowiem jest bardzo podatny na rozpad pod wpływem promieniowania ultrafioletowego. To może sugerować, że na Wenus zachodzą jakieś nieznane obecnie procesy odpowiadające za stały przyrost ilości fosforowodoru. NASA już ogłosiła wysłanie dwóch nowych misji: Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gas, Chemistry, Imaging Plus (DAVINCI+) oraz Venus Emissivity, Radio Science, InSAR, Topography, and Spectroscopy (VERITAS), których głównym celem będzie zbadanie tego fenomenu. Czy planowane wyprawy potwierdzą hipotezę o istnieniu życia biologicznego w chmurach Wenus? Na to pytanie przyjdzie jeszcze nam trochę poczekać. Pewni możemy być natomiast jednego – że podczas obu misji wykorzystane zostaną najnowsze symulacje modeli klimatyczno-prognostycznych.
IMGW-PIB na Marsie?
Z dotychczasowych badań Marsa i Wenus wynika, że modele klimatyczno-prognostyczne stasowane na Ziemi z powodzeniem można adoptować do analiz scenariuszy klimatycznych innych planet, zarówno w przeszłości, jak i obecnie. To dzięki symulacjom numerycznym ustalono, że na Wenus prawdopodobnie istniał płytki ocen z wodą w stanie ciekłym, a temperatura jej powierzchni pozwalała na rozwój organizmów. W przypadku Marsa modele klimatyczne pozwoliły rozwikłać zagadkę jego „znikającej” atmosfery. Odkryć tych nie dokonano by, dysponując jedynie danymi z sond kosmicznych. Z drugiej strony, to właśnie rzeczywiste obserwacje obu planet dostarczyły szeregu niezbędnych informacji do prawidłowej walidacji modeli.
Po ponad 20 latach od pierwszych prób wykorzystania modeli klimatyczno-prognostycznych do badania atmosfery Marsa i Wenus, nasza wiedza o wszechświecie jest znacznie większa. Odpowiedzieliśmy sobie na wiele trudnych pytań, lepiej rozumiemy też procesy wpływające na formowanie się planet. Dzięki symulacjom komputerowym, planowanie i realizacja misji kosmicznych stało się znacznie sprawniejsze i bardziej przewidywalne. A interdyscyplinarne podejście do eksploracji kosmosu, oparte m.in. na takich dziedzinach nauki jak astrofizyka, planetologia, nauki o Ziemi i heliofizyka, na nowo budzi marzenia o znalezieniu, gdzieś tam we wszechświecie, Świętego Grala astronomii – nadającej się do zamieszkania planety, podobnej do naszego globu.
[1] Wspólna misja badawcza Europejskiej Agencji Kosmicznej i Rosyjskiej Agencji Kosmicznej Roskosmos, której zadaniem jest poszukiwanie śladów procesów biologicznych i geologicznych na Marsie.
[2] Misja badawcza na Marsa amerykańskiej agencji kosmicznej NASA rozpoczęta w lipcu 2020 roku.
[3] Prototyp VIRA opracowano w latach 70. ubiegłego wieku na podstawie obserwacji astronomicznych i wyników z sond wenusjańskich penetrujących jej atmosferę, w tym z misji Venera, Pioneer Venus Orbiter oraz Venus Express. W kolejnych latach model został uzupełniony o nowe dane pomiarowe obejmujące: skład chemiczny, wiatry i turbulencje w różnych warstwach atmosfery, strukturę wiatrów termicznych i chmur.
Zdjęcie główne: Alexander Andrews | Unsplash
