Горизонты научного поиска

Франсуа ФОРЖ

Лаборатория динамической метеорологии,
Институт имени П.С.Лапласа,
Центр научных исследований (CNRS), Париж, Франция

О возможности существования обитаемых планет

(Продолжение. Начало в NN21, 23-24.)

3.5. Изучение обитаемости на основе трехмерных климатических моделей

До 2011 года почти все исследования обитаемости основывались на простых одномерных стационарных радиационных конвективных моделях, которые позволяли моделировать средние мировые условия. Исключением из правила были параметризованные модели энергетического баланса (МЭБ) для исследования изменений температуры поверхности в зависимости только от широты (Williams and Kasting 1997, Spiegel et al. 2008) и трехмерные модельные построения с использованием моделей климата Земли (Joshi 2003).

Во многих случаях одномерные модели могут оказаться недостаточными для оценки обитаемости планеты. Следующим шагом в этих исследованиях стало использование трехмерных шаговых по времени глобальных климатических моделей (ГКМ), необходимых для получения реального представления об обитаемости планеты. Во-первых, они позволяют моделировать локальные условия обитаемости, определяемые, например, суточными и сезонными циклами, и, таким образом, более точно исследовать смысл обитаемости, чем в случае глобально усредненного моделирования. Они также позволяют лучше понять распределение и воздействие облаков, которые, как говорилось выше, имеют определяющее значение и для внутреннего, и для внешнего края обитаемой зоны. Наконец, трехмерные модели дают возможность делать предсказания относительно атмосферного и, в принципе, океанского переноса энергии в направлении полюса и/или на ночной стороне. Это необходимо для того, чтобы установить, разрушается ли планетарная вода или атмосфера CO₂ на ночной стороне планеты с приливным захватом или на полюсах планеты с малым углом наклона.

С помощью таких глобальных климатических моделей можно предсказать климат большинства планет в нашей Солнечной системе. В сущности, полную ГКМ можно рассматривать как "планетный симулятор", предназначенный для моделирования всей окружающей среды на основе одних только универсальных уравнений. Первоначально эти модели были разработаны для Земли как атмосферные модели численного предсказания погоды (для предсказания погоды на несколько дней вперед) и глобальные климатические модели (для полного моделирования климатической системы и ее длительной эволюции). Сейчас такие модели используются для решения бесчисленного множества задач, включая перенос трассеров, взаимодействие с океанами или геологическими углеродными циклами, фотохимию, усвоение данных для построения соответствующих климатических баз данных и т.д. Поскольку все они почти целиком основаны на физических уравнениях (а не на эмпирических параметрах), нескольким научным группам в мире удалось успешно адаптировать их к другим планетам земного типа или спутникам. Например, наша группа Лаборатории динамической метеорологии адаптировала модель Земли LMDZ к Марсу (Hourdin et al. 1993, Forget et al 2009), Титану (Hoirdin et al. 1995, Lebonnois et al. 2012) и Венере (Lebonnois et al. 2009), а в ближайшем будущем мы собираемся адаптировать ее к Тритону и Плутону. Эти модели используются для предсказания и моделирования круговорота летучих веществ, фотохимии атмосферы, облаков и аэрозолей, состояний климата в прошлом и т.д.

Рис. 2. Снимки температуры поверхности в трехмерной глобальной климатической модели внесолнечной планеты Глизе 581d в предположении атмосферы CO2 при давлении 20 бар и при трех возможных значениях скорости вращения. Такие трехмерные модели позволяют лучше понять степень жизнепригодности экзопланет, хотя и требуют сильных предположений относительно природы атмосферы. Рисунок из работы (Wordsworth et al. 2011).

Недавно мы исследовали новый тип климатической модели, достаточно гибкой для моделирования широкого диапазона условий, которые могут существовать на экзопланетах земного типа, включая любой коктейль атмосферных газов, облака и аэрозоли для планет любого размера, вращающихся вокруг любой звезды. На практике с помощью ГЛМ моделируется (а) движение атмосферы, включая перенос тепла и трассеров (с помощью уравнений гидродинамики), (б) нагрев и охлаждение атмосферы и поверхности под воздействием солнечного и теплового излучения (то есть распространение излучения), (в) накопление и диффузия тепла в подповерхностном слое, (г) смешивание турбулентности и конвекции на подсеточном масштабе и (д) образование, перенос и радиационные эффекты любых возможных облаков и аэрозолей. Дополнительные уровни сложности могут включать образование/сублимацию льдов, взаимодействие с океанами и даже влияние растительности и биосферы. Процессы (а), (в) и (г) практически универсальны. Изучение Солнечной системы показало нам, что соответствующие параметризации могут использоваться без каких-либо изменений для большинства планет земного типа. Уравнения распространения радиации тоже универсальны, но одной из серьезных задач при трехмерном моделировании климата на новой планете является разработка программы распространения радиации, достаточно быстрой для построения трехмерных моделей и достаточно универсальной для точного моделирования любых атмосферных коктейлей и плотных атмосфер. В настоящее время эта модель используется для того, чтобы получить более полное представление о пределе обитаемой зоны. Например, с ее помощью изучалась пригодность для жизни планеты Глизе 581d (Wordsworth et al. 2011), открытой в 2007 году (Udry et al. 2007). Эта планета получает на 35 процентов меньше звездной энергии, чем Марс, и, вероятно, захвачена в приливной резонанс, имея крайне низкую инсоляцию полюсов и будучи, возможно, постоянно обращенной к звезде лишь одной стороной. При таких условиях неизвестно, сможет ли какой бы то ни было пригодный климат для жизни на этой планете выдержать глобальное оледенение и/или атмосферный коллапс. Одномерные модели не давали определенных решений (Wordsworth et al. 2010b, von Paris et al. 2010). В ходе трехмерного моделирования климата (Wordsworth et al. 2011) было показано, что существует немало вполне вероятных вариантов развития событий, когда на планете GJ581d могли бы существовать устойчивая атмосфера и поверхностная жидкая вода, и эта планета стала, таким образом, первой подтвержденной суперземлей (экзопланета с массой в 2-10 раз больше массы Земли) в обитаемой зоне. Также было обнаружено, что с учетом формирования водно-ледяных и CO₂-ледяных облаков атмосфера, состоящая из CO₂ и различных концентраций фонового газа (например, N₂) при давлении 10 бар, обеспечивает глобальную среднюю температуру выше 0°C как для твердой, так и для жидкой поверхности (рис. 2).

4. Наличие подходящей атмосферы

Очевидно, что нахождение планеты в пределах обитаемой зоны не является достаточным условием для постоянного присутствия жидкой воды на ее поверхности: планета должна еще обладать такой атмосферой, которая способна поддерживать давление и температуру поверхности (посредством парникового эффекта) на надлежащем уровне в течение миллиардов лет. Однако процессы, ответственные за эволюцию атмосферы на планете, еще слабо изучены. Именно это является основным источником неопределенности в том, что касается вероятности обитаемости планет. Ниже мы вкратце рассмотрим для примера два процесса (из множества прочих), в отношении которых Земля представляет собой случай скорее особый, нежели общий.

4.1. Обитаемость и улетучивание атмосферы

Первый процесс, определяющий длительную эволюцию атмосферы, - это улетучивание атмосферы в космос. В первом порядке он зависит от тяготения и температуры верхнего слоя атмосферы (экзобазы), где молекулы атмосферы могут вылетать за пределы поля тяготения, если скорость их движения достаточно велика, т. е. если температура экзобазы достаточно высока (следует заметить, что в некоторых случаях причиной такого вылета могут стать химические реакции или взаимодействие с солнечным ветром). Полная инсоляция, благодаря которой нагревается поверхность и нижняя атмосфера, не влияет на температуру экзобазы. Наоборот, она зависит от потока высокоэнергетических излучений и потока плазмы от звезды (особенно крайнего ультрафиолета, который поглощается верхней атмосферой). Кроме того, температура экзобазы определяется способностью атмосферных молекул к радиационному охлаждению до температуры космоса путем испускания инфракрасного излучения. Проще говоря, парниковые газы, как, например, CO₂, могут эффективно охлаждаться, а другие газы, например N₂, нет.

Чтобы сохранить свою атмосферу и условия жизнепригодности, планета должна быть достаточно большой и создавать достаточное тяготение для предотвращения вылета молекул из атмосферы при нагревании потоками от звезд. Вполне очевидно, что Луна, находящаяся, как и Земля, в обитаемой зоне, слишком мала. Это, похоже, справедливо и для Марса, несмотря на то что он находится дальше от Солнца и его углекислая атмосфера могла бы обеспечивать эффективное радиационное охлаждение экзобазы. В первом порядке предел размеров для планет в системе нашего Солнца находится где-то между размерами Марса и Земли, хотя это зависит еще и от состава атмосферы. Например, было доказано (Lichtenegger et al. 2010), что если бы атмосфера Земли в период до истечения первых 3,8 гигалет ее существования имела при современном составе избыток азота, она бы за несколько миллионов лет исчезла в условиях крайнего ультрафиолета и солнечного ветра, которые, как предполагается, доминировали в период более молодого Солнца. Следовательно, по заключению авторов исследования, содержание CO₂ в ранней земной атмосфере с избытком азота должно было быть на два порядка больше, чтобы обеспечить радиационное охлаждение и удержание верхней атмосферы и предотвратить ее полное разрушение.

Значительное большинство звезд в нашей галактике по размеру меньше Солнца. В пределах обитаемой зоны таких звезд, особенно в системах карликов класса М, процесс улетучивания атмосферы может быть более интенсивным, поскольку при данном полном потоке от звезды потоки высокоэнергетических излучений и плазмы будут более сильными вследствие звездной активности. Для удержания атмосферы в таких условиях может потребоваться гораздо большая сила тяготения, чем на Земле (если этого вообще будет достаточно), особенно когда на ранней стадии жизни планеты атмосфера эволюционирует в N₂-избыточную атмосферу (см. Lammer et al. 2011, Tian et al. 2011).

Однако при достаточно большом тяготении может возникнуть другая проблема: планета окажется неспособной избавиться от своей протоатмосферы с избытком водорода (см. детали в работе Lammer et al. 2011 и ссылках в ней). Другими словами, потенциальная "суперземля" с твердым телом, немного более массивным, чем у Земли, может в итоге остаться такой, как Нептун, - с массивной оболочкой H²-He, которая создает слишком высокое давление на поверхности и тем препятствует существованию воды в жидкой фазе.

Любопытные наблюдательные данные по этому вопросу можно получить из характеристик некоторых суперземель, у которых были измерены радиусы и массы (Lammer et al. 2011). Планеты Кеплер-11b и Кеплер-11f имеют массу ~4,3М_Зем и ~2,3М_Зем и радиус ~1,97R_Зем и ~2,61R_Зем, что дает среднюю плотность 3,1 и 0,7 г/см³ (см., например, Borucki et al. 2011, Lissauer et al. 2011). Суперземля GJ 1214b с радиусом ~2,68R_Зем и массой ~6,55М_Зем соответственно имеет среднюю плотность 1,87 г/см³ (см., например, Charbonneau et al. 2009). Такие низкие значения плотности указывают на существование там значительных оболочек из легких газов, таких как H и He или, возможно, Н₂О и H. Могло ли так случиться, что эти суперземли так и не потеряли первоначальную протоатмосферу и по сути представляют собой "мини-нептуны"? В действительности, единственные обнаруженные суперземли с более высокой плотностью, свидетельствующей о наличии скальных тел, такие как CoRoT-7b, Кеплер-9b, Кеплер-10b или Кеплер-20b, находятся гораздо ближе к своим звездам, на расстоянии, где можно ожидать очень сильное улетучивание атмосферы.

Таким образом, говоря крайне упрощенно, не исключено, что Земле повезло с самого начала своей истории: с подходящим размером, у подходящего типа звезды и с составом верхней атмосферы, пригодным для того, чтобы в течение миллиардов лет поддерживать "правильную" атмосферу (10^-1-10² бар) и при этом не потерять способность быстро избавиться от плотной первичной водородоизбыточной оболочки.

Перевод Михаила ПОТАПОВА

(Окончание следует.)