Горизонты научного поиска

Франсуа ФОРЖ

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

О возможности существования обитаемых планет

(Окончание. Начало в NN21, 23-24, 27.)

4.2. Обитаемость и геологическая активность

Классическая теория обитаемости, описанная в разделе 3.3, и современное определение обитаемой зоны опираются на предположение, что благодаря карбонатно-силикатному циклу происходит долговременная стабилизация температуры поверхности и уровня CO₂. Без такой стабилизации Земля не была бы пригодной для жизни, а размер обитаемой зоны резко сократился бы. На Земле постепенное увеличение солнечных потоков всегда компенсировалось уменьшением парникового эффекта, а случайные изменения климата в сторону глобального оледенения (см., например, Hoffman et al. 1998) уравновешивались, как полагают, парниковым эффектом CO₂ без приостановки развития жизни.

Ключевым процессом, создающим на Земле возможности для протекания карбонатно-силикатного цикла и в более широком смысле для круговорота компонентов атмосферы, химически связанных на поверхности, является тектоника плит. Это совершенно особый режим, создаваемый мантийной конвекцией, источником которой являются геотермальный температурный градиент и поверхностное охлаждение. Насколько вероятно существование тектоники плит где-либо еще? Является ли геофизическая стабилизация климата, обязательная для поддержания жизни, редким феноменом?

В Солнечной системе тектоника плит Земли - явление уникальное, происхождение которого еще до конца не понято. На других планетах или спутниках земного типа обычно существует единая плита, покрывающая, как жесткая крышка, всю планету, и это, возможно, является стандартным режимом для внесолнечных планет земного типа. Тектоника плит - сложный процесс, определяемый прежде всего разрушением, деформацией и субдукцией (в тектонике литосферных плит опускание горной породы с края одной тектонической плиты в полурасплавленную астеносферу внизу - прим. ред.) литосферы (литосфера - это "жесткий слой", образующий плиты и состоящий из коры и верхней части мантии). Предполагается, что для его запуска необходимо выполнение двух условий: 1) конвективные напряжения в мантии должны быть достаточно высокими, чтобы преодолеть сопротивление литосферы и тем самым создать возможности для разлома плит, (2) плиты должны быть плотнее (т.е. холоднее), чем нижележащая астеносфера, чтобы обеспечить субдукцию. На планетах меньше Земли (как, например, Марс) быстрое внешнее охлаждение соответствует слабому конвекционному напряжению и мощной литосфере, и потому долговременная тектоника плит там считается невозможной. Исследования планет больше Земли (суперземель) привели к возникновению различных точек зрения. С одной стороны, в теоретической работе "Неизбежность тектоники плит и суперземли" (Valencia et al. 2007) показано, что по мере увеличения массы планеты конвекция должна становиться все интенсивнее, а литосфера тоньше (и, следовательно, менее прочной), а конвективные напряжения усиливаются (благодаря увеличению скоростей в мантии). Такие условия должны приводить к тектонике плит. С другой стороны, на основе численного моделирования мантийной конвекции было показано (O'Neill and Lenardic 2007), что увеличение планетарного радиуса ведет к уменьшению отношения между конвективными напряжениями и сопротивлением литосферы. Отсюда делался вывод, что на суперземлях, по всей вероятности, существует режим "эпизодической или неподвижной" крышки, а не режим тектоники плит. Кто прав?

На самом деле термотектоническая эволюция планет земного типа представляет собой сложное сочетание явлений, которые еще не удалось точно смоделировать. Например, две упомянутые выше модели не учитывают то, что на суперземлях весьма высокое внутреннее давление уже само по себе увеличивает вязкость вблизи границы между ядром и мантией, а это приводит к крайне "вялой" конвекции в нижних слоях мантии этих планет и, соответственно, уменьшает возможность наличия тектоники плит (Stamenkovic et al.). Влияние размера планеты на плотность и субдукцию плит исследовано еще недостаточно подробно. Но эти исследования ясно показали, что Земле, по всей вероятности, могло просто очень "повезти" попасть по размеру именно в тот интервал (с точностью до нескольких процентов), где возможна тектоника плит. Более того, пример Венеры, которая имеет те же размеры, что и Земля, но лишена тектоники плит, указывает на то, что Земля - это редкое явление, определяемое множеством факторов. Предполагается, например, что мантия Венеры более сухая, чем мантия Земли, и, соответственно, более вязкая, а литосфера более толстая (Nimmo an McKenzie, 1998).

Заключение

Проводимые в настоящее время обзорные наблюдения с целью обнаружения экзопланет вскоре подтвердят высокую частоту встречаемости планет земного типа в обитаемой зоне. Теоретические трехмерные исследования климата с использованием нашего опыта моделирования атмосфер землеподобных планет в Солнечной системе позволят оценить с определенной точностью возможность устойчивого существования жидкой воды на этих небесных телах. Правда, в том, что касается атмосфер, мы можем пока опираться только на предположения. Наконец, наша оценка частоты встречаемости пригодных для жизни планет, особенно таких, которые способны сохранять условия обитаемости на протяжении миллиардов лет, будет зависеть от нашего понимания природы возможной эволюции этих атмосфер. Наш опыт в рамках Солнечной системы недостаточен для оценки того, что может иметь место в других звездных системах или на планетах с массой, отличной от массы Земли. В частности, не исключено, что благодаря размерам, местоположению и истории Земли, а также ее солнцу и планетарной системе, на ней возникли соответствующее сочетание благоприятных условий (перечень дополнительных возможных проблем, которые Земле, похоже, удалось избежать, см. в работах Lammer et al. 2009, Ward and Brownlee 2003, Kasting 2006). Поскольку по определению мы ведем наши исследования с обитаемой планеты, мы не можем обобщить наш опыт, предположив, что он универсален.

К счастью, есть надежда, что в следующем десятилетии у нас появится возможность больше узнать об атмосфере землеподобной экзопланеты благодаря космическим телескопам JWST (James Webb Space Telescope - Космический телескоп им. Джеймса Уэбба) или ECHO (Tinetti et al. 2011), а также наземным обсерваториям, оснащенным телескопами нового поколения, как, например, Европейский чрезвычайно большой телескоп (European Extremely Large Telescope).

Задолго до того, как нам удастся обнаружить действительно пригодную для жизни планету и определить ее параметры, эти первые наблюдения атмосфер землеподобных экзопланет, какими бы ни были их результаты, позволят нам продвинуться далеко вперед в наших оценках вероятности существования жизни (особенно развитой жизни) где-либо во Вселенной.

Перевод Михаила ПОТАПОВА