ВВЕДЕНИЕ

Парниковый эффект оказывает заметное влияние на те тела Солнечной системы, у которых есть атмосфера. Наиболее ярким примером является Венера с давлением CO2 более чем 90 бар на поверхности и температурой 733 Kельвин, а не с эффективной температурой для Венеры, равной примерно 240 K (Поллак, 1979). В отличие от Венеры, на Земле парниковый эффект составляет в настоящее время около 33 K перегрева, что также играет важную роль в поддержании жизни. На Марсе парниковый эффект небольшой и равен 5 K, хотя исследования говорят о том, что он был значительно больше в прошлом (Карр и Хед, 2010). Интересно, что у парникового эффекта на Титане много общего с таковым на Земле, в том числе там сопоставимое давление на поверхности (в 1,5 раза больше земного, в отличие от Венеры и Марса, которые имеют давления примерно в 100 раз больше, и в 100 раз меньше соответственно), а также на Титане присутствуют конденсирующиеся парниковые газы, несмотря на низкие температуры (Кустенис, 2005).

Можно использовать сравнительную планетологию, чтобы рассмотреть эти планеты в совокупности и обозначить основополагающие законы и значение парникового эффекта. Такой сравнительный анализ может дать представление о возможных атмосферных оболочках и условиях на поверхности экзопланет земного типа. В этой работе рассматривается больше, чем просто четыре набора данных о текущем состоянии планет, ведь можно также опираться на возможные атмосферные условия, существовавшие на этих них в прошлом, с учётом геологических, геохимических и изотопных доказательств и других фундаментальных физических причин.

Структура данной работы выглядит следующим образом: во-первых, рассмотрим физические основы парникового эффекта и газы-поглотители излучения. Во-вторых, кратко рассмотрим каждое из четырех космических тел, перечисленных выше, главные газы-поглотители, структуру атмосферы и преобладающие условия на поверхности у разных тел. Также рассмотрим возможные картины прошлых условий, с учётом того, как они соотносятся с данными о различных атмосферных условиях в прошлом и парадоксом слабого молодого Солнца. И, наконец, свяжем все эти нити вместе и выясним основные физические процессы, связанные с каждой планетой и проведём аналогии между ними. Обратите внимание, что здесь рассматриваются в первую очередь качественные характеристики.

 

ОСНОВНЫЕ СВЕДЕНИЯ О ПАРНИКОВЫХ ГАЗАХ

Парниковые газы пропускают видимый свет, позволяя большей части солнечного света не отражаться атмосферой и достигать поверхности, но они непрозрачны в инфракрасном диапазоне, воздействуя на излучение таким образом, что увеличивается температура поверхности и планета находится в тепловом равновесии с поступающим на неё потоком солнечного излучения.

Физический процесс, посредством которого атомы и молекулы поглощают излучение, сложен, и включает много законов квантовой механики для описания полной картины. Тем не менее, можно качественно описать процесс. Каждый атом или молекула имеет набор состояний, соответствующих различным квантованным (строго определённым – прим.перев.) уровням энергии. Молекула может переходить из состояния с меньшей энергией в состояние с большей энергией либо путем поглощения фотона, либо из высокоэнергетического столкновения с другой частицей (стоит обратить внимание что не факт, что все возможные более высокие энергетические состояния могут быть достигнуты непосредственно из данного более низкого и наоборот). После перехода в возбуждённое состояние молекула может развозбудиться в более низкое энергетическое состояние или даже в основное состояние (состояние с наименьшей энергией), испустив фотон или передав часть своей энергии другой частице после столкновения с ней. Есть три вида переходов для газов-поглотителей в атмосфере Земли. В порядке уменьшения энергии, ими являются: электронные переходы, колебательные переходы и вращательные переходы. Электронные переходы происходят с энергиями ультрафиолетового диапазона, колебательные и вращательные переходы происходят в ближней и средней инфракрасной области спектра. Озон является примером поглощения кислородом ультрафиолетовых лучей, в то время как водяной пар имеет заметные колебательные и вращательные энергии в инфракрасном диапазоне. Поскольку инфракрасное излучение преобладает в излучении Земли, вращательные и колебательные переходы являются наиболее важными при обсуждении теплового баланса Земли.

Это не вся история, потому что каждая линия поглощения зависит от скорости частиц (температуры) и давления. Изменение этих величин может повлечь изменение спектральных линий и, таким образом, изменить поглощение излучения, обеспечиваемое газом. Кроме того, ещё предстоит обсудить другой способ поглощения, относящийся к очень плотной или очень холодной атмосфере – индуцированное столкновениями поглощение (известное как ИСП). Смысл его в том, что ИСП позволяет неполярным молекулам (т.е. симметричным молекулам без сильного дипольного момента) поглощать излучение. Это работает одним из двух способов: первый — столкновение вызывает временный дипольный момент у молекулы, что позволяет поглотить фотон или второй — две молекулы, например Н2-N2, ненадолго связываются в одну супермолекулу со своими собственными квантованными вращательными состояниями. Эти временные молекулы называются димерами (Хант и др. 1983; Вордсворт и др. 2010). Прямую пропорциональность плотности довольно легко понять интуитивно: чем плотнее газ, тем больше вероятность столкновения. Отрицательная связь с температурой может пониматься как влияние времени пребывания – если у молекулы много поступательной энергии, она будет тратить меньше времени в непосредственной близости от другогой молекулы, таким образом, формирование димеров менее вероятно.

Зная численные значения характеристик радиационного форсинга, можно легко рассчитать температуры в отсутствие каких-либо эффектов обратной связи. Если подстраивать температуру поверхности, произойдёт большее излучение энергии в космос (Хансен, Сато и Руди 1997). Вообще, понимание климатической обратной связи имеет решающее значение, так как отрицательная обратная связь стабилизирует температуру, а положительная обратная связь усиливает возмущения и порождает бесконтрольный процесс. Существенно различающиеся временные промежутки эффектов обратной связи также очень важны. Часто бывает необходимо обратиться к модели общей циркуляции (МОЦ), включающей все важные эффекты обратной связи с соответствующими масштабами времени, чтобы делать точные предсказания (Тэйлор 2010). Примерами эффектов обратной связи являются: формирование облаков в зависимости от температуры (отрицательная обратная связь, короткие временные рамки), таяние или образование значительного ледяного покрова (положительная обратная связь, короткие / средние временные масштабы), карбонатно-силикатный цикл (отрицательная обратная связь, длинные временные рамки) и биологические процессы (бывают разными).

 

ПАРНИКОВЫЙ ЭФФЕКТ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Земля

Средняя за год поверхности Земли составляет 288 K, а эффективная температура равна 255 К. Эффективная температура определяется отношением теплового баланса к поступающему потоку солнечного излучения в соответствии с уравнением ниже

Новый точечный рисунок (2)

где S — солнечная постоянная (на земле ~ 1366 Вт / м2), А – геометрическое альбедо Земли, σ — постоянная Стефана-Больцмана, f — геометрический фактор, равен 4 для быстро вращающаяся планет, т.е. планет с периодом вращения порядка дней (Кэтлинг и Кэстинг 2013). Следовательно, парниковый эффект является причиной повышения этой температуры на Земле на 33 K (Поллак 1979).  Вся Земля должна бы излучать как абсолютно чёрное тело, нагретое до 255 K, но поглощение парниковыми газами, в первую очередь СО2 и Н2О возвращает тепло обратно к поверхности, создавая холодные верхние слои атмосферы. Эти слои излучают при температуре значительно ниже 255 К и поэтому, чтобы излучать как абсолютно чёрное тело температурой 255 К поверхность должна быть теплее и излучать больше. Большая часть потока уходит через окно 8-12 микрон (относительно прозрачная для атмосферы область длин волн).

Важно подчеркнуть, что холодные верхние слои атмосферы положительно коррелируют с теплой поверхностью — чем больше способны излучить верхние слои атмосферы тем меньше поток, который должен идти с поверхности (Кэстинг 1984). Поэтому следует ожидать, что чем больше различие между температурными минимумами поверхности и верхних слоёв атмосферы планеты, тем больше парниковый эффект. Хансен, Сато и Руди (1997) показали, что двукратное увеличение концентрации СО2 равносильно усилению потока солнечного излучения на 2%, без учета эффектов обратной связи.

Основными парниковыми газами на Земле являются водяной пар и углекислый газ. Газы значительно меньшей концентрации, как озон, метан и оксиды азота тоже вносят свой вклад (Де Патер и Лизауэр 2007). Примечательно, что в то время как пар вносит самой большой вклад в парниковый нагрев, он конденсироваться и «синхронизируется» с неконденсирующимися парниковыми газами, в первую очередь CO2 (Де Патер и Лизауэр, 2007). Водяной пар может отдавать скрытую теплоту в атмосферу, конденсируясь, сдвигая градиент температуры в тропосфере к влажному адиабатическому, а не к сухому. Вода не может попасть в стратосферу и подвергнуться фотолизу из-за тропосферной холодной ловушки, конденсирующей водяной пар при температурном минимуме (в тропопаузе).

Эволюция атмосферы

Наличие осадочных пород и очевидное отсутствие ледниковых отложений на Земле около 4 млрд лет назад позволяет предполагать, что ранняя Земля была теплой, возможно, теплее, чем сегодня (Де Патер и Лизауэр 2007). Это особенно проблематично, поскольку поток солнечного излучения, как полагают, был в то время примерно на 25% ниже. Эта проблема известна как «Парадокс слабого молодого солнца» (Гольдблат и Занле 2011). Возможным объяснением может быть гораздо больший парниковый эффект, чем сегодня. Концентрации СН4, СО2 и Н2О и возможно NH3 были, как полагают, больше в те времена (Де Патер). Многие гипотезы выдвигались, чтобы объяснить это расхождение, в том числе гораздо большее парциальное давление CO2, значительный парниковый эффект из-за метана (Павлов, Кэстинг, и Браун, 2000), слой органического тумана, повышенная облачность, уширение спектральных линий под действием давления из-за значительно больших парциального давления азота и общего атмосферного давления (Голдблатт и др. 2009).

Венера

В то время как Венера часто описывается как сестра Земли из-за аналогичной массы и размера, её поверхностные и атмосферные условия не имеют ничего общего с Землёй. Температура поверхности и давление равны 733 К и 95 бар соответственно (Де Патер и Лизауэр 2007, Краснопольский 2011). Благодаря высокому альбедо и 100% облачности, равновесная температура составляет около 232 К. Поэтому парниковый эффект на Венере просто монструзный и равен примерно 500 К. Это не удивительно при парциальном давлении CO2 в 92 бар. Уширение линий давлением имеет большое значение при таких плотностях и вносит значительный вклад в потепление. СО2-СО2 ИСП также может внести свой вклад, однако ещё не было литературы об этом. Содержание водяного пара ограничивается 0,00003 % по объёму (Мидоуз и Крисп 1996).

Эволюция атмосферы

Часто считается, что Венера начала с летучим набором, аналогичным земному и подобным первоначальным изотопным составом. Если это правда, то измеренное для Земли отношение Дейтерий/Протий, равное более чем 150 (Донахью и др. 1982), указывает на большие потери водорода в прошлом, предположительно из-за фотодиссоциации воды (Шасефьер и др. 2011), хотя Гринспун и Льюис (1988) предположили, что доставка воды кометами могла бы объяснить эту изотопную подпись. В любом случае, Венера могла иметь океаны перед наступлением своего текущего состояния, если бы содержала столько воды, сколько содержит Земля (Кэстинг 1987). Её состояние не могло быть вызвано одним только увеличением концентрации СО2 (или любого другого парникового газа), но обычно считается, что оно вызвано увеличенным притока солнечной энергии (Киппенхан 1994), хотя внутренний тепловой поток, вызывающий бесконтрольный парниковый эффект у планет с приливным захватом также возможен (Барнес и др. 2012).

Кэстинг (1987) исследовал как бесконтрольный, так и устойчивый парниковый эффект на Венере. В случае, если у Венеры был океан на ранних этапах истории, солнечный поток энергии на её нынешней орбите был бы таким, что практически сразу начался бы парниковый сценарий. Есть два сценария потери океана воды из-за увеличения потока солнечного излучения (Кэстинг 1987, Голдблатт и др. 2011, Кэтлинг и Кэстинг 2013). Первый неконтролируемый сценарий: океан начинает испаряться в тропосферу, увеличивая нагрев, но и давление тоже увеличивается, так что океаны не кипят. Вода накапливается в тропосфере гораздо быстрее, чем происходят фотодиссоциация и утекание водорода в космос. Погодные явления всё ещё могут происходить и замедлять выделение CO2. Температура и давление водяного пара увеличиваются и океан сохраняется до достижения критической точки воды в 647 К, при которой невозможно превратить пар в воду ни при каком давлении, и в этот момент вся ещё жидкая вода испаряется и создает плотный туман из водяного пара, полностью непрозрачный для исходящего длинноволнового излучения. Температура поверхности затем увеличивается, пока не начинает излучать в ближней инфракрасной и видимой областях, где прозрачность водяного пара значительно выше и устойчивее. Это соответствует температуре 1400 К, достаточно высокой чтобы плавить приповерхностные породы и выделять из них углерод. Кроме того, без погодных воздействий CO2 может выделяться из породы и никуда не удаляться. Во втором сценарии, выход водяного пара в атмосферу делает распределение температуры более изотермическим, поднимая тропопаузу и разрушая холодную ловушку. Водяной пар, следовательно, может перейти в стратосферу и подвергнуться фотолизу. В отличие от первого сценария, вода теряется со скоростью, соразмерной со скоростью испарения из океана, при этом испарение не прекратится до тех пор, пока вся вода не закончится. Когда вода закончилась, карбонатно-силикатный цикл выключается. Если продолжается газовыделение СО2 из мантии, то не существует доступного способа его удаления.

Марс

Марс в каком-то смысле противоположен Венере с точки зрения температуры и давления. Давление на поверхности составляет примерно 6 миллибар, а средняя температура 215 K (Карр и Хед 2010). Равновесная температура, как может быть показано, равна 210 K, так что парниковый эффект составляет около 5 К и является незначительным. Температура может изменяться в диапазоне от 180 К до 300 K в зависимости от широты, времени года и времени суток (Карр и Хед 2010). Теоретически, есть короткие промежутки времени, когда жидкая вода может существовать на марсианской поверхности в соответствии с фазовой диаграммой для H2O. Вообще, если мы хотим увидеть мокрый Марс, мы должны смотреть в прошлое.

Эволюция атмосферы

Маринер 9 впервые отправил фотографии, показывающие очевидные следы речных потоков. Самое распространенное их толкование, что раннее Марс был теплым и влажным (Поллак 1979, Карр и Хед 2010). Какой-то механизм, предположительно парниковый эффект (хотя рассматривались также и облака), который должен был вызваться достаточным радиационным форсингом, сделал Марс теплее в период его ранней истории. Проблема ещё хуже, чем кажется на первый взгляд, учитывая, что Солнце было на 25% тусклее 3,8 миллиарда лет назад, когда на Марсе был мягкий климат (Кастинг 1991). Ранний Марс, возможно, имел давление на поверхности порядка 1 бар и температуру, близкую к 300 К (Де Патер и Лизауэр 2007).

Кэстинг (1984, 1991) показал, что один только CO2 не мог греть раннюю поверхность Марса до 273 К. Конденсация СО2 в клатраты изменяет градиент температуры атмосферы и вынуждает верхние слои атмосферы излучать больше тепла, и если при этом планета находится в лучистом равновесии, то поверхность излучает меньше, чтобы планета имела тот же исходящий поток длинноволнового инфракрасного излучения, поверхность при этом начинает охлаждаться. Таким образом, при давлениях, превышающих 5 бар CO2 скорее охлаждает планету, а не нагревает. И этого недостаточно для нагревания марсианской поверхности выше точки замерзания воды, учитывая солнечный поток в те времена. В этом случае СО2 будет конденсироваться в клатраты. Вордсворт, Фогет и Эймит (2010) представили более строгое рассмотрение физики поглощения СО2 в плотной чистой атмосфере СО2 (с учётом ИСП), показывающее, что на самом деле Кэстинг в 1984 завысил температуры поверхности при высоких давлениях, чем усугубил проблему тёплого влажного раннего Марса. Другие парниковые газы в дополнение к CO2 могли бы решить эту проблему, или, возможно, пыль, если она уменьшала альбедо.

Ранее обсуждалась возможная роль СН4, NH3 и H2S (Саган и Маллен, 1972). Позже ещё SO2 был предложен в качестве парникового газа (Юнг и др., 1997).

Титан

Температура поверхности Титана и давление равны 93 К и 1,46 бар соответственно (Кустенис). Атмосфера состоит в основном из N2 с несколькими процентами CH4 и около 0,3% H2 (МакКей, 1991). Тропопауза Титана температурой 71 K на высоте 40 км.

Парниковый эффект Титана в первую очередь вызван индуцированным давлением поглощением длинноволнового излучения молекулами N2, CH4 и H2 (Маккей, Поллак и Кортин 1991). H2 сильно поглощает типичное для Титана излучение (16,7-25 микрон). СН4 аналогичен водяному пару на Земле, так как он конденсируется в условиях атмосферы Титана. Парниковый эффект на Титане обусловлен в основном индуцированным столкновениями поглощением с димерами N2-N2, СН4-N2 и H2-N2 (Хант и др. 1983; Вордсворт и др. 2010). Это разительно отличается от атмосферы Земли, Марса и Венеры, где преобладает поглощение через колебательные и вращательные переходы.

Титан также имеет заметный антипарниковый эффект (МакКей и др., 1991). Антипарниковый эффект вызывается наличием на большой высоте слоя дымки, поглощающей видимый свет, но прозрачной для инфракрасного излучения. Антипарниковый эффект уменьшает температуру поверхности на 9 К, в то же время парниковый эффект повышает её на 21 К. Таким образом, чистый парниковый эффект равен 12 K (82 K — эффективная температура по сравнению с 94 K наблюдаемой температурой поверхности). Титан без слоя дымки будет на 20 К теплее из-за отсутствия антипарникового эффекта и усиленного парникового эффекта (МакКей и др. 1991).

Охлаждение поверхности в основном обусловлено излучением в 17-25-микроновой области спектра. Это инфракрасное окно Титана. Н2 имеет важное значение, так как он поглощает в этой области, также как СО2 очень важен на Земле, потому что он поглощает в инфракрасной полосе излучения поверхности Земли. Оба газа также не стеснены насыщением своих паров в условиях своей атмосферы.

Метан близок к давлению насыщенного пара, аналогично H2O на Земле.

Эволюция атмосферы

Из-за усиления светимости Солнца, температура поверхности Титана, скорее всего, на 20 K теплее, чем была 4 миллиарда лет назад (Маккей и др., 1993). В этом случае N2 в атмосфере был бы охлаждён до состояния льда. Формирование и время существования атмосферы Титана является интересной проблемой без каких-либо прочных решений (Кустенис 2004). Одна из проблем в том, что с такими темпами фотолиза CH4 и производства этана, текущие запасы СН4 в атмосфере Титана истощились бы за намного меньшее время, чем возраст Солнечной системы. К тому же, жидкий этан скапливался бы на поверхности на несколько сотен метров ниже при сегодняшних темпах производства (Люнайн и др., 1989). Либо сейчас нехарактерный период в истории Титана, либо есть неизвестные источники метана и стоки для этана (Кэтлинг и Кэстинг, 2013).

 

ВЫВОДЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ

Земля, Марс и Венера похожи в том, что каждая планет имеет заметную атмосферу, погоду, прошлый или текущий вулканизм, и химически неоднородный состав. Титан также имеет весомую атмосферу, погоду, возможно криовулканизм и потенциально частично неоднородный состав (Де Патер и Лизауэр 2007).

Марс, Земля и Венера имеют парниковый эффект с заметным влиянием СО2, хотя величины потепления и парциального давления СО2 различаются на несколько порядков. Совершенно очевидно, что Земля и Марс должны были иметь дополнительный прогрев ранее в истории Солнечной системы, когда Солнце светило слабее. Пока неясно, что было источником(-ами) потепления для этих двух планет, хотя и было предложено множество решений и множество объяснений возможны. Интересно, что Марс позволяет провести сравнение с прошлым Земли, поскольку обе планеты имеют множество геологических свидетельств тому, что они были теплее, имея нечто большее, чем парниковый эффект, созданный газом CO2. В то же время, бесконтрольный парниковый эффект на Венере даёт представление о будущем Земли, если солнечная активность продолжит расти. Сравнивая модели для всех трёх планет, зная фундаментальные физические законы, одинаковые для всех планет, мы можем получить вещи, получить которые было бы невозможно, если бы Солнце не влияло на планеты земной группы.

Титан является захватывающим материалом для исследования, по мнению автора, тем более что, в отличие от других описанных миров, в его парниковом эффекте преобладает индуцированное столкновениями поглощение. Прогрев из-за ИСП имеет множество возможных применений для описания условий и возможной обитаемости экзопланет (Пьерхьюмберт). Как и в атмосфере Земли, в атмосфере Титана содержится достаточно вещества, близкого к тройной точке, которое может конденсироваться в атмосфере и поэтому способно влиять на распределение температуры.

Основные виды газов в атмосфере Земли, конечно, подвержены влиянию живых организмов (Тэйлор 2010). Очевидно, что это не верно для других планет в Солнечной системе. Тем не менее, мы можем использовать сравнение Земли с безжизненными мирами в нашей системе, чтобы лучше понимать возможные другие биосферы.

 

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

Carr M. H., Head J. W. (2010), Geological History of Mars, EPSL, 296, 185-203.

Chassefiere, E. et. all (2011). The evolution of Venus: Present state of knowledge and future exploration. Planetary and Space Science, 63-64, 15-23

Coustenis, A., 2005. Formation and evolution of Titan’s atmosphere. Space Sci. Rev. 116, 171–184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.

de Pater, Imke and Lissauer, Jack, Planetary Sciences, Cambridge University Press, 2007

Donahue, T. M., Hoffman, J. H., Hodges, R. R. & Watson, A. J. 1982 Venus was wet — a measurement of the ratio of deuterium to hydrogen. Science, 216, 630–633. (doi:10.1126/science.216.4546.630)

Grinspoon, D. H., AND J. S. Lewis 1988. Comet impacts and the evolution of water and deuterium abundances on Venus. Icarus, in press.

HANSEN, J., SATO, M. and RUEDY, R., 1997, Radiative forcing and climate response. Journal of Geophysical Research, 102, pp. 6831–6864.

Hunt, J.L, J. D. Poll, D. Goorvitch, and R. H. Tipping (1983), Collision-Induced Absorption in the Far Infrared Spectrum of Titan. Icarus 55, 63

Forget F, Pierrehumbert RT. 1997. Warming early Mars with carbon dioxide clouds that scatter infrared radiation. Science 278:1273–76

Goldblatt, C., M. W. Claire, T. M. Lenton, A. J. Matthews, A. J. Watson, and K. J. Zahnle (2009), Nitrogenenhanced greenhouse warming on early Earth, Nat. Geosci., 2, 891–896, doi:10.1038/ngeo692.

Goldblatt, C., and A. J. Watson (2012), The Runaway Greenhouse: implications for future climate change, geoengineering and planetary atmospheres, Phil. T. R. Soc. A, in press, preprint available at http://arxiv.org/abs/1201.1593.

Goldblatt, C., and K. J. Zahnle (2011), Faint young Sun paradox remains, Nature, 474 (7349), E3–E4, doi:10.1038/nature09961.

Kasting, J. F. (1988), Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of earth and Venus, Icarus, 74, 472–494, doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9.

Kasting, J. F. (1991), CO2 condensation and the climate of early Mars, Icarus, 94, 1–13, doi:10.1016/0019- 1035(91)90137-I.

Kasting, J. F. (1993), Earth’s early atmosphere, Science,259, 920–926, doi:10.1126/science.11536547.

Kippenhahn, R., and A. Weigert (1994), Stellar Structure and Evolution, Springer-Verlag, Berlin, Heidelberg, NewYork.

Krasnopolsky, V.A., 2011. Atmospheric chemistry on Venus, Earth, and Mars: Main features and comparison. Planet. Space Sci. 59, 952–964.

Lunine, J.I., Atreya, S.K., Pollack, J.B., 1989. Present state and chemical evolution of the atmospheres of Titan, Triton and Pluto. In: Atreya, S.K., Pollack, J.B., Matthews, M.S. (Eds.), Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. Univ. of Arizona Press, Tucson, pp. 605–665.

McKay, C. P., J. B. Pollack, and R. Courtin (1991), The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan, Science, 253, 1118–1121, doi:10.1126/science.253.5024.1118.

Meadows, V. S. & Crisp, D. 1996 Ground-based near-infrared observations of the Venus nightside: the thermal structure and water abundance near the surface. J. Geophys. Res., 101(E2), 4595–4622.

Pavlov, A. A., J. F. Kasting, L. L. Brown, K. A. Rages, and R. Freedman (2000), Greenhouse warming by CH4 in the atmosphere of early Earth, J. Geophys. Res., 105, 11,981–11,990, doi:10.1029/1999JE001134.

Pollack, J. B. (1979), Climatic change on the terrestrial planets, Icarus, 37, 479–553, doi:10.1016/0019- 1035(79)90012-5.

Prinn, R.G., Fegley, B.,1987.The atmospheres of Venus,Earth,and Mars:a critical comparison. Annual Rev. Earth Planet.Sci.15,171–212.

Sagan, C., and G. Mullen (1972), Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures, Science, 177, 52–56, doi:10.1126/science.177.4043.52.

Wordsworth, R., Forget, F., & Eymet, V. 2010, Infrared collision-induced and far-line absorption in dense CO2 atmospheres. Icarus, 210, 992

Эдди Швайтерман