Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Таким образом, существование развитых форм жизни требует сочетания многих факторов, что может приводить к относительной редкости биосфер, подобных современной земной.

В заключение отметим, что крупные спутники планет также могут быть обитаемыми. Однако если мы исключим примитивные формы жизни в подледных океанах, то речь может идти лишь о крупных объектах, сравнимых с Марсом. Такие спутники должны быть относительно редкими (например, в Солнечной системе их нет). Зато близость крупной планеты может, во-первых, давать дополнительный источник энергии в виде приливов, а во-вторых, магнитное поле планеты-гиганта может защитить близкий спутник от вредоносного влияния звездного ветра. Однако попадание планеты-гиганта в зону обитаемости требует миграции в протопланетном диске, при этом спутники планеты могут быть потеряны. Пока мы не знаем ни одной экзолуны, но в будущем поиски жизни распространятся и на эти объекты, если они будут удовлетворять базовым требованиям к потенциальной обитаемости.

Крупные спутники экзопланет (экзолуны) также могут быть обитаемыми.

Даже жизнь земного типа может существовать в крайне экзотических условиях: глубоко под поверхностью планеты, в глубине океанов (не говоря уже о том, что жизнь может принципиально отличаться от земной). Однако, обсуждая потенциально обитаемые планеты, приходится ограничиваться достаточно развитыми формами жизни земного типа, поскольку лишь для них можно сформулировать достаточно понятные критерии поиска с помощью дистанционных методов (если же жизнь основана на существенно иных принципах, то сделать это пока невозможно).

Мы рассчитываем найти жизнь земного типа.

Современная концепция поиска жизни на экзопланетах базируется на трех основных идеях:

1. Идентификация землеподобных планет.

2. Нахождение планет в зоне обитаемости.

3. Поиск биомаркеров в атмосферах планет, соответствующих условиям 1 и 2.

Обнаружение двойников Земли является технически сложной задачей по нескольким причинам. Во-первых, это небольшие легкие планеты, так что для любого метода наблюдения поиск таких планет требует высокой чувствительности (см. раздел 3.1 «Способы обнаружения и изучения экзопланет»). Например, для обнаружения двойника Земли методом лучевых скоростей около звезды, являющейся двойником Солнца, требуется точность выше 10 см/с, а такие показатели пока не достигнуты. А для транзитного метода ослабление блеска двойника Солнца при прохождении по его диску двойника Земли составляет 0,0084 % – на пределе чувствительности космического телескопа Kepler.

Во-первых, требуется найти планеты, похожие на Землю.

Во-вторых, для надежного установления факта подобия планеты Земле необходимо измерить сразу и массу, и радиус планеты. Это непросто, поскольку обычно метод лучевых скоростей позволяет измерить лишь массу (к тому же есть неопределенность, связанная с неизвестной ориентацией орбиты планеты по отношению к лучу зрения), а метод транзитов – в первую очередь радиус планеты.

Тем не менее на сегодняшний день известны десятки планет, которые с высокой вероятностью имеют массы и радиусы, примерно равные земным. Однако стоит учесть, что по другим параметрам (детали состава, величина магнитного поля, период вращения, наличие тектоники плит, наличие крупных спутников, подобных Луне, и т. д.) эти «двойники Земли» могут существенно отличаться от нашей планеты.

Легкие небольшие планеты проще обнаруживать вокруг более легких, чем Солнце, звезд – с меньшим размером, массой и светимостью: падение блеска при прохождении планеты по диску звезды (транзит) и изменение лучевой скорости звезды в этом случае оказываются больше. Также планеты легче обнаружить, если они находятся ближе к звезде. Но все же не слишком близко, чтобы на поверхности была не слишком высокая температура: это важно для потенциально обитаемых планет. Планета должна попадать в так называемую зону обитаемости.

Во-вторых, планета должна находиться в зоне обитаемости.

Термин «околозвездная зона обитаемости» (circumstellar habitable zone) был введен в 1993 г. в работе Джеймса Кастинга (James Kasting) и его коллег. До этого Харлоу Шэпли (Harlow Shapley) и Юбертус Страгхолд (Hubertus Strughold) в 1953 г. с разных точек зрения обсуждали, на каком расстоянии от Солнца на поверхности планеты может существовать жидкая вода. В 1959 Су-Шу Хуанг (Su-Shu Huang) впервые использовал термин «зона обитаемости» (habitable zone). Однако проблема предельных расстояний от звезды, на которых планета еще может быть обитаемой, обсуждалась еще в XIX в. Современные подходы к расчетам границ области, в которой возможно длительное существование жидкой воды на поверхности планеты, начали применяться в 1970-е гг. в работах Майкла Харта (Michael Hart) и его коллег.

В самой простой форме расчет границ зоны обитаемости может провести даже школьник. Предположим, что единственным источником тепла является свет звезды. В рамках «нулевого приближения» можно пренебречь влиянием атмосферы и установить граничные условия: на внутренней границе зоны обитаемости температура поверхности планеты, нагреваемой звездой, равна 100 °C (373 К), а на внешней – 0 °C (273 К). Затем надо учесть, что температура поверхности планеты в такой модели спадает как квадратный корень из расстояния от звезды, температура поверхности которой известна. Для Солнца она составляет приблизительно 5800 К, и если мы примем для простоты, что Земля поглощает всю падающую солнечную энергию, то в результате получим, что такой упрощенной зоне обитаемости соответствуют расстояния примерно от 1 до 2 a.е. Однако в реальности необходим учет многих других эффектов (в первую очередь атмосферных), чтобы точнее рассчитать температуру на планете и, соответственно, точнее определить границы зоны обитаемости.

На сегодняшний день планеты с массой менее нескольких масс Земли и/или радиусом менее двух земных, находящиеся в зоне обитаемости, относят к потенциально обитаемым.

Внутренняя граница зоны обитаемости определяется запуском неудержимого (runaway) парникового эффекта, который приводит к росту температуры. А это, в свою очередь, – к испарению всей воды с поверхности в атмосферу. Затем под действием ультрафиолетового излучения от молекул воды отрывается водород, который теряется атмосферой планеты. Расчеты показывают, что для Солнечной системы внутренняя граница зоны обитаемости близка к орбите Земли и составляет около 0,86–0,99 a.е. Необходимо отметить, что эти расчеты пока не учитывают многие особенности реального земного климата, поэтому не стоит особенно опасаться того, что Земля близка к внутренней границе зоны. Однако со временем это станет важным, поскольку из-за постепенного роста светимости Солнца через несколько сотен миллионов лет наша планета окажется вне зоны обитаемости, и условия на ней начнут быстро меняться в сторону тех, которые мы сейчас наблюдаем на Венере: парниковый эффект быстро увеличит температуру поверхности на десятки градусов.