Радиусы твердого тела планет и мощности их атмосфер (по Кесареву, 1976)

В какой стадии эволюции в сравнении с Землей находятся в настоящее время эти планеты?

Мощная и плотная атмосфера на Юпитере, Сатурне, Уране, Нептуне при продолжающемся исключительно активном вулканизме должна была создать парниковый эффект на твердой поверхности планет. Поэтому она может быть раскалена, подобно венерианской, до нескольких сот градусов Цельсия. В этих условиях вся выносимая вулканами вода, полностью испаряясь, переходит в атмосферу. И действительно, наряду с водородом и гелием в верхних слоях атмосферы Юпитера обнаружены водяной пар, метан, аммиак, т.е. состав газов аналогичен глубинным газам Земли.

Вероятно, такие же условия существовали на ранней Земле, когда Солнце пребывало в стадии менее горячей звезды – красного спектрального класса. Отсутствие на ранней Земле достаточно больших количеств свободной воды или пребывание ее в виде ледяных покровов (из-за холодного Солнца) при интенсивном вулканизме неизбежно должно было привести к образованию мощной углекислой атмосферы. Вымывание углекислоты из атмосферы начинается с появлением на поверхности планеты морских бассейнов, в которых она связывается в карбонатную систему. Древнейшие карбонатные породы Земли имеют возраст 3,9 млрд. лет, следовательно, такой же возраст должны иметь и первые моря на нашей планете.

Разница в составе атмосфер Юпитера и Земли обусловлена не их принципиально различным строением, а тем, что земная атмосфера при наличии океана и мощного солнечного излучения эволюционирует дальше юпитерианской. Фотолиз на Юпитере ограничен, поэтому водород, аммиак, метан верхних слоев относительно стабильны. Следует ожидать, однако, что нижние слои атмосфер планет-гигантов более разнообразны по составу. В целом же необходимо признать, что наличие СО₂, других вулканических дымов в атмосферах планет служит показателем отсутствия на их поверхности свободной воды. В будущем, по мере ослабления парникового эффекта и остывания поверхности, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун должны испытать мощную криогенизацию: многокилометровые покровы льда надолго закроют поверхность этих планет. Но поскольку запасы протовещества по массе на этих планетах значительно превосходят земные, то финальный этап криогенизации наступит на них значительно позже, чем океанизация на Земле.