ПОИСКИ «ЗОН ОБИТАНИЯ» В ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМАХ КАК ЗАДАЧА КЛИМАТОЛОГИИ

Исследование климатических условий планет сравнительно недавно приобрело совершенно иную окраску, позволив наметить направление решения одной из самых фундаментальных научных проблем — о том, существует ли жизнь вне Земли.

Как известно, единственный фактор, без которого жизнь в том виде, в каком она нам известна («жизнь земного типа») существовать не может, — это жидкая вода. Она представляет собой растворитель, доставляющий питательные вещества во все части организма. Осмысление этой идеи с точки зрения нерасторжимости организма и окружающей среды привело к пониманию того, что жизнь земного типа может быть присуща только тем планетным мирам, в которых имеется вода в жидкой форме. В то же время химические элементы, слагающие воду, — водород и кислород — принадлежат к числу самых распространенных химических элементов во Вселенной (водороду принадлежит первое место, кислороду — третье). Кислород образует химические связи с атомами различных элементов, таких, как углерод, магний и др., и при взаимодействии с водородом — молекулы воды. Это определяет универсальную распространенность воды во Вселенной. Она может существовать как в свободном состоянии, так и в составе различных минералов, слагающих горные породы. Количество воды на планете может увеличиваться в результате подпитывания кометами или астероидами, приносящими лед, постепенно уменьшаться из-за влияния звездного ветра (аналог понятия солнечный ветер) и жесткого излучения звезды, катастрофически теряться при столкновениях с особенно крупными небесными телами и др. Отвлекаясь от деталей, можно считать, что вода присутствует (или присутствовала) на любой планете, однако с точки зрения определения потенциальных возможностей развития жизни земного типа весь вопрос заключается в том, в каком она пребывает (пребывала) фазовом состоянии. Поэтому поиск внеземной жизни приобрел конкретные черты определения тех планет (в том числе и экзопланет), на которых имеется жидкая вода. Наличие воды (и углерода) определяет выполнение необходимых условий. Далее, в конкретных случаях, можно обсуждать уже и достаточные условия существования жизни.

Так, на основе данных наблюдений доказано существование жидкой воды на некоторых спутниках планет-гигантов Солнечной системы. На спутнике Юпитера Европе нужные температурные условия создаются из-за действия приливных сил со стороны самого Юпитера и других лун, а от замерзания воду спасает толстый слой льда, представляющий собой поверхность планеты. Другой пример наличия подповерхностных вод демонстрируют водяные гейзеры, зафиксированные на другом спутнике Юпитера — Энцеладе. Однако данные примеры уникальны в том смысле, что здесь в каждом случае реализуется свой комплекс действующих механизмов, которые трудно формализовать и распространить на другие космические объекты, на которых, к тому же, сложно проверить возможность подобных эффектов. Поэтому общие заключения невозможны, и фак-

тически все ограничивается названными планетами — спутниками Юпитера.

Наличие воды на Земле и осмысление физических причин ее существования открывает возможность реализации иного подхода, при котором присутствие жидкой воды на планете устанавливается исходя из ее климата. В соответствии с этой идеей ищутся планеты, у которых климатические условия таковы, что существование жидкой воды не запрещено. В этом смысле проблема поиска жизни, по крайней мере, необходимых для нее условий, т.е. зоны обитания, становится проблемой климатологии.

Термический режим планеты земного типа зависит от притока к ней солнечного тепла. Эта величина определяется светимостью Солнца, расстоянием до Солнца, отражательными свойствами планеты (см. параграф 2.1). Если взять в качестве примера Землю и «передвигать» ее орбиту ближе к Солнцу или дальше от него (что можно сделать в рамках компьютерного эксперимента с климатической моделью), можно убедиться, что при приближении к Солнцу условия на планете, начиная с какого-то момента, станут таковы, что конденсация водяного пара окажется невозможна. Наоборот, при удалении достаточно далеко температура снизится настолько, что вновь существование жидкой воды будет невозможно, но теперь уже из-за того, что вся вода замерзнет. Изучение этой ситуации показало, что здесь работает целый ряд специальных механизмов, ускоряющих или замедляющих эффект, но в целом в его реальности сомнений не существует, и примерами такого рода крайних ситуаций являются разогретая Венера и холодный Марс.

Результаты моделирования климата показали, что возрастание солнечной постоянной (при приближении планеты к Солнцу) сначала вызывает линейный рост температуры. Однако, поскольку он сопровождается ростом содержания в атмосфере водяного пара, интенсифицируется парниковый эффект, из-за чего монотонность температурного отклика скоро прерывается, и уже при расстоянии до Солнца в 0,84 AU (астрономических единиц, выраженных средним расстоянием до Солнца от Земли) температура возрастает на десятки градусов. Следует, однако, принять во внимание другой механизм, благодаря которому предельное расстояние оказывается гораздо меньше. Дело в том, что при росте температуры усиливается конвекция, и водяной пар в больших количествах начинает проникать в стратосферу. Здесь он подвергается фотодиссоциации за счет действия ультрафиолетовой радиации. Часть атомов не воссоединяется при рекомбинации и, попадая в верхние слои атмосферы, способна ее покидать. Условием этого является движение атомов со скоростями, превышающими вторую космическую скорость, и эффект убегания оказывается существенен для атомов водорода (см. параграф 1.2). Таким путем, за счет фотодиссоциации молекул воды с последующей потерей водорода, может произойти потеря всей воды на планете за сравнительно небольшое (по астрономическим масштабам) время. Этот механизм делает критическим уже расстояние в 0,95 AU (1,1 /0), здесь /0 — современное значение солнечной постоянной.

Теперь рассмотрим ситуацию при удалении от Солнца, т.е. при уменьшении солнечной постоянной. Существование незамерзающих океанов на Земле оказывается возможно при 1,15 AU. Если же учесть, что при уменьшении воды С02 не удаляется прежними темпами, то его накопление расширит критическую границу даже до 1,67 AU (0,36/0).

Эти границы (0,36/0— 1,1 /0) определяют зону обитания в Солнечной системе (рис. 8.6). Этот расчет сделан для современной светимости Солнца. Для разных планет диапазон может несколько измениться (убегание будет происходить иначе при другом ускорении силы тяжести, также важную роль играют масса атмосферы и ее состав, отражательные свойства, наличие магнитного поля (см. ниже) и др.), но эти изменения не имеют принципиального значения. Таким образом, вокруг звезды с известной светимостью можно выделить область пространства, такую, что если в ней имеется планета, то ее климатические условия допускают наличие воды в жидкой форме. Конечно, речь идет о необходимых условиях: так, на Луне, также находящейся в зоне обитания, вода в жидкой форме существовать не может.

Зона в Солнечной системе с возможностью существования воды в жидкой фазе на планете земного типа («зона обитания»)

Рис. 8.6. Зона в Солнечной системе с возможностью существования воды в жидкой фазе на планете земного типа («зона обитания»)

Рассмотрим общие закономерности эволюции планет и изменений климата у Марса, Земли и Венеры по мере развития Солнечной системы, начиная с этапа, когда на планетах земной группы дегазация планетного вещества сформировала азотно-углекислотно- водяные атмосферы. На Земле и, возможно, на Венере, термические условия позволили образоваться гидросфере. Так выглядит процесс в общем виде: на конкретных планетах в эволюцию могли вмешиваться различные процессы, в том числе катастрофические, такие как гипотетическое столкновение Земли с крупным небесным телом, в результате чего образовалась Луна.

В дальнейшем светимость Солнца постепенно возрастала (~5% за миллиард лет). Кроме того, имели место нерегулярные эпохи, при которых активизировались выбросы в атмосферу углекислого газа и водяного пара из недр (см. параграф 7.2). Эти парниковые газы влияли на изменения термического режима, и такие процессы имели место на всех планетах земного типа.

Земля на протяжении всей своей истории находилась внутри диапазона зоны обитания.

На Венере нарастание солнечной энергии и увеличение температуры стимулировали рост испарения и увеличение содержания водяного пара в воздухе, что усиливало парниковый эффект и, в свою очередь, увеличивало температуру. В атмосфере молекулы водяного пара подвергались воздействию ультрафиолетового излучения. Продукты фотодиссоциации (ионы водорода и кислорода) удалялись из атмосферы, в том числе активную роль играл солнечный ветер (этот эффект зафиксирован современными данными наблюдений). В том, что этот процесс эффективно работал на Венере, но малозаметен на Земле (см. параграф 6.3), главную роль играло отсутствие у Венеры собственного магнитного поля, не препятствующего проникновению солнечного ветра в верхние слои атмосферы. Таким путем Венера достаточно быстро потеряла практически всю воду (по существующим оценкам, для этого достаточно нескольких миллионов лет — срок, ничтожно малый по сравнению с возрастом планеты). Отсутствие жидкой воды затрудняло выветривание горных пород, так что сток С02 из атмосферы отсутствовал, а приток (за счет вулканических извержений) продолжал увеличивать массу атмосферы. Рост светимости Солнца и усиливающийся парниковый эффект сформировали современные высокие значения температуры на Венере (см. табл. 8.1).

Эволюция климата Марса началась у границы зоны обитания. Однако увеличение солнечной постоянной Марса постепенно приводило к повышению температуры. Около 0,8 млрд лет назад она достигла таких значений, что стал возможен переход части воды из льда в жидкость. Мерзлотное питание марсианских водных потоков сопровождалось усилением испарения, повышением содержания водяного пара в воздухе (что существенно сказалось на атмосферном давлении, так как масса марсианской атмосферы мала (см. табл. 8.1) и усилением парникового эффекта, еще больше увеличившим температуру. В это время текущие по поверхности потоки воды образовали сеть речных долин на Марсе, возраст которых независимо датируется примерно этим же временем. Однако в оптически тонкой атмосфере ультрафиолетовое излучение вызывало фотодиссоциацию водяного пара с дальнейшим убеганием ионов (чему способствовал и солнечный ветер в условиях слабого магнитного поля). Водяной пар был достаточно быстро исчерпан, парниковый эффект вновь стал слабым, а последовавшее уменьшение температуры привело к тому, что оставшаяся вода перешла в лед.

Фундаментальным достижением астрономии за последние четверть века явилось открытие экзопланет (внесолнечных планет). Идея множественности миров была обобщена И. Кантом в книге «Всеобщая естественная история и теория неба» (1791 г.). В ней, в частности, говорится: «Планетный мир, в центре которого находится Солнце, заставляющее своим могучим притяжением обращаться по вечным орбитам светила своей системы, всецело образовался из первоначально рассеянного основного вещества всей мировой материи. Все неподвижные звезды, доступные глазу в неизмеримой глубине неба, где они кажутся рассеянными с какой- то расточительностью, представляют собой солнца и центры подобных же систем». Эта идея о множественности планетных систем, высказанная параллельно с открытием М.В. Ломоносовым (1761 г.) атмосферы у планеты Венера, поставила вопрос об изучении экзопланет. Однако на протяжении двух столетий казалось принципиально невозможным подтвердить их существование, поскольку звезды расположены так далеко, что обнаружить их планеты представлялось нереальным.

Только в конце XX в. появились оригинальные методики и необходимые средства наблюдений, позволившие по косвенным признакам диагностировать наличие планет у некоторых звезд. Первым был применен метод изучения регулярных доплеровских сдвигов в излучении звезд, который можно было интерпретировать как отклик на собственные периодические движения звезд по эллиптическим орбитам, параметры которых определяются гравитационным влиянием планет. Таким способом М. Майором и Д. Къело (М. Mayor,

D. Queloz) в 1995 г. была открыта первая планета, а через 10 лет уровень наблюдательных систем настолько вырос, что несколько особенно крупных планет уже удалось непосредственно «разглядеть» в телескоп. В практике обнаружения планет применяется семь методов, однако подавляющее большинство открыто двумя спосо-

бами — доплеровским и так называемым транзитным, когда изучается нарушение излучения звезды-хозяина при пересечении ее лучей планетой, принадлежащей к ее системе.

Все методы наиболее надежно выявляют массивные планеты, чем, возможно, и объясняется то, что открытые в настоящее время планеты относятся, как правило, к планетам-гигантам, причем многие не имеют аналогов в Солнечной системе. Так, одна из самых горячих планет WASP- 12b представляет собой «горячий Юпитер» — он расположен в 50 раз ближе к своей звезде, чем Земля к Солнцу, поэтому температура воздуха в тропосфере превышает 2500 К.

Самые маленькие из обнаруженных планет — это так называемые сверхземли, которые по размерам в несколько раз превосходят нашу планету, и планеты меньшего, чем Земля, размера. Одна из них (GJ 1214Ь) расположена на расстоянии в 13 парсек. Согласно расчетам, ее равновесная температура (см. параграф 2.1) оценена как 393—555 К. Нижняя граница этого диапазона ненамного превышает точку конденсации водяного пара, так что здесь возможно существование воды в жидкой форме.

В настоящее время ни одна из найденных планет не удовлетворяет полностью условиям соответствия зоне обитания. Однако, исходя из статистических данных о количестве планет во Вселенной, можно ожидать, что планеты с нужными свойствами скоро будут открыты.

Следует отметить, что анализу подвергают не только звезды, относящиеся к тому же классу, что и Солнце, т.е. не только желтые карлики. Около 70—80% звезд Млечного пути представляют собой красные и коричневые карлики — более холодные, чем Солнце, звезды. Однако, если бы планета земного типа вращалась вокруг такого карлика в зоне обитания, то на ней могла бы быть вода в жидкой форме, а следовательно, сложиться жизнь земного типа. Другое замечание касается размеров планеты: для возникновения правильных термических условий и возможного возникновения жизни ей не надо быть обязательно того же размера, что и Земля.

Помимо требований к звездам и размерам планет обсуждается вопрос об оптимальности планетных систем. В настоящее время считается, что Солнечная система устроена очень удобно для поддержания жизни. В самом деле, Земля расположена на комфортном расстоянии от Солнца, при котором вода существует в жидкой форме. Она находится около звезды, которая эволюционирует очень медленно, что позволило возникшей жизни развиваться несколько миллиардов лет, не испытывая внешних стрессов (зародиться ~3,8 млрд лет назад и не прерываться). Планета Земля имеет крупный спутник Луну, что, как оказалось, обеспечивает стабильность небольших по амплитуде вариаций величины угла наклона оси вращения к плоскости вращения

(см. параграфы 2.1 и 8.1), что определяет, в свою очередь, квазистабильность распределения инсоляции и, следовательно, устойчивость климата. Атмосфера обладает озоновым слоем, защищающим ее от ультрафиолетового излучения и блокирующим процесс фотодиссоциации молекул водяного пара. Земля обладает магнитным полем, сдерживающим эродирующее воздействие солнечного ветра. Центральная зона Солнечной системы окружена гигантскими планетами, гравитационные поля которых являются ловушками для комет и астероидов. В том, что эта линия обороны действительно работает, убеждают данные наблюдений. Так, в июле 1994 г. Юпитер поглотил комету Шумейкера — Леви 9, в июле 2009 г. — весьма крупный астероид.

В последнее время активно стал продвигаться вопрос, несколько расширяющий парадигму воды как единственного фактора жизни: стала создаваться концепция, согласно которой жизнь возможна там, где вообще есть жидкость (не обязательно вода). Примером, вызвавшим к жизни эту идею, стал Титан, спутник Сатурна, где есть озера и реки, есть фазовые переходы жидкости в твердое и газообразное состояние, однако это не вода, а углеводороды в жидкой фазе, способные к такому режиму функционирования в условиях очень холодного мира (см. табл. 8.1). Пока неясно, по каким критериям следует искать такую неземную форму жизни, но, тем не менее, данное направление динамично развивается.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >