История Земли

Легче всего кажется возможным приписывать изменения климата и даже погоды изменениям солнечной радиации. Действительно, разница в температурах воздуха у поверхности Земли между днем и ночью, экватором и полюсами, летом и зимой создается разницей в количестве приходящей солнечной радиации: чем больше это количество, тем выше температура; так нельзя ли допустить по аналогии, что в периоды с теплым климатом приходящая на Землю солнечная радиация была повышенной, а во время ледниковых периодов она снижалась (эту гипотезу предложил ирландский астроном Е. Эпик). Однако такое простое рассуждение может оказаться неверным, если небольшие повышения солнечной радиации будут приводить на Земле к увеличению испарения, росту облачности, усилению зимних снегопадов, замедлению снеготаяния из-за повышенной облачности и, как следствие, к росту ледников и понижению температуры (Г. Симпсон). Впрочем, большинство специалистов по эволюции звезд в противоположность Е. Эпику, считает, что Солнце и другие звезды такого же типа («желтые карлики» спектрального класса Г-2) имеют весьма стабильное излучение, мало меняющееся в течение времени порядка 10 млрд. лет (времени их пребывания на так называемой главной последовательности звезд на диаграмме светимость-цвет; см., например, главу 4 книги И. С. Шкловского [49]). Отметим, что не наблюдается и коротко-периодных колебаний суммарной светимости Солнца - идущий от него поток энергии, да среднем расстоянии Земли от Солнца составляющий (по так называемой американской шкале) 1.952 калории на 1 см2 в минуту, по-видимому, не испытывает сколько-нибудь заметных изменений во времени (и потому эта величина именуется солнечной постоянной).

По изложенным причинам в дальнейшем будут рассматриваться лишь факторы, не связанные с какими-либо изменениями в светимости Солнца. Представляется, что из таковых наиболее медленные изменения климата могли создаваться геохимической эволюцией гидросферы и атмосферы, а также приливной эволюцией системы Земля-Луна.

В главе 5 отмечалось, что температура на Земле, по-видимому, всегда оставалась в среднем в пределах существования жидкой воды. В течение истории Земли масса гидросферы росла со временем (см. кривую 2 на рис. 18), но для климата важнее не масса, а относительная площадь Мирового океана - чем она больше, тем более мягким («морским») будет климат на Земле в целом, т. е. тем меньше будет размах широтных изменений температуры воздуха и ее суточных, синоптических и годичных колебаний (яркой иллюстрацией разницы между морским и континентальным климатом может служить приводимая на рис. 64 карта амплитуд годичных колебаний температуры воздуха - эти амплитуды столь малы на океанах и столь велики на континентах, за исключением тропических лесов, что по изолиниям этих амплитуд в умеренных и высоких широтах можно восстановить положение континентов без указания на карте их береговой линии).

Рис. 64. Изолинии амплитуд годичных колебаний температуры воздуха на земном шаре.

Согласно данным главы 5, в катархее и архее площадь Мирового океана возрастала, а в нижнем протерозое менялась мало; затем она могла колебаться, так как параллельно с ростом массы гидросферы нарастала и континентальная кора; в фанерозое в среднем происходила регрессия моря, см. рис. 35 (так что океаны росли лишь в глубину). Таким образом, континенталъность климата в течение первых 2 млрд лет существования Земли уменьшалась, в нижнем протерозое менялась мало, в среднем и верхнем протерозое, возможно, колебалась, а в фанерозое нарастала (хотя и не монотонно, а с максимумами в теократические эпохи D1, Р-Т и N).

Из характеристик атмосферы для формирования климата важна, во-первых, суммарная масса атмосферы М, определяющая как ее механическую и тепловую инерцию, так и ее возможности как теплоносителя, способного переносить тепло от нагретых областей к охлажденным и тем самым частично выравнивать горизонтальные разности температур. Согласно теории подобия для циркуляции планетных атмосфер, созданной в последние годы крупным советским специалистом по гидрофизической гидродинамике Г. С. Голицыным [55], при не очень малой массе атмосферы (скажем, не менее одной тысячной современной) средние скорости ветра в ее нижних слоях и типичные горизонтальные разности температур (в том чирле средняя разность темцератур между экватором и полюсами) зависят от М по закону 1/(M)1/2. По этой причине на ранних стадиях формирования атмосферы, когда ее масса была, скажем, в 100 раз меньше современной (и была в этом смысле похожа на сегодняшнюю атмосферу Марса), скорости ветра в ней и разности температур между экватором и полюсами были вдесятеро больше современных, т. е. ветры были очень сильными, и на полюсах было очень холодно.