Горизонты научного поиска

Франсуа ФОРЖ

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

О возможности существования обитаемых планет

За последние 15 лет астрономы установили, что вокруг значительного количества звезд должны существовать планеты и, по всей вероятности, в нашей галактике имеется немало планет, образующих системы наподобие нашей Солнечной. Сколько же из них потенциально обитаемы, то есть пригодны для возникновения и эволюционного развития жизни? Дискуссии по таким вопросам продолжаются много лет, и мы понемногу продвигаемся к получению ответов на них. Определяющим фактором обитаемости по-прежнему остается наличие жидкой воды. Она может обнаруживаться в недрах самых разных небесных тел, однако обычно предполагается, что для возникновения жизни, способной воздействовать на окружающую среду и развиваться, необходимо наличие воды на поверхности во взаимодействии со скальными породами и светом.

Таким образом, во-первых, крайне важно понять, в каких климатических условиях возможно существование поверхностной жидкой воды при наличии подходящей атмосферы. Этот вопрос изучался при помощи глобальных средних одномерных моделей, и результатом этих исследований стало определение "классической обитаемой зоны" - диапазона расстояний от звезды, в пределах которого на поверхности планет может постоянно существовать жидкая вода (Kasting et al. 1993). С появлением нового поколения трехмерных климатических моделей, основанных на универсальных уравнениях и опробованных на примере планет Солнечной системы, стало возможным исследовать с большой точностью климатические режимы, в которых возможно локальное существование жидкой воды.

Во-вторых, крайне важно лучше проникнуть в суть процессов, управляющих составом и эволюцией атмосферы экзопланет, в частности геофизическими процессами обратной связи, которые, по всей видимости, играют важную роль в поддержании постоянно пригодного для жизни климата. С этой точки зрения не исключено, что Земля может быть очень специфическим и редким явлением.
 

1. Введение

Обнаружение множества планет за пределами Солнечной системы позволило значительно продвинуться вперед в поисках ответа на основной вопрос астробиологии: одиноки ли мы во Вселенной? В частности, мы вскоре сможем оценить один из первых членов уравнения Дрейка - долю звезд, имеющих планеты, и даже вычислить распространенность планет данного размера (включая скалистые планеты и планеты-океаны, или океаниды) в данном диапазоне расстояний от родительских звезд разного типа. Уже получена значимая статистика, особенно по сотням планет, обнаруженных методом лучевой скорости с помощью наземных телескопов (Mayor and Queloz 2012, Howard et al. 2011), и по тысячам (>2300 в 2012 г.) кандидатов в планеты, зарегистрированных телескопом "Кеплер" (Borucki et al. 2012). Кандидатами они называются потому, что некоторые из них могут оказаться объектами искусственного происхождения. Тем не менее оценка распределения планет должна быть значимой в первом приближении. Конечно, оба метода имеют систематическую субъективную погрешность, поскольку очень трудно обнаружить и распознать малые планеты (то есть планеты размером с Землю), особенно если у них долгий период обращения или они обращаются вокруг звезды более массивной, чем красный карлик класса М. Однако обнаружение "суперземли", "малого Нептуна" и газовых гигантов уже дало немало информации.

Еще один метод, основанный на гравитационной фокусировке, дает объективную статистику на гораздо меньшей совокупности и подтверждает общее заключение, что в нашей галактике должно существовать огромное множество планет, в том числе и достаточно небольших, чтобы иметь твердую или жидкую поверхность. На основе данных, полученных методом лучевой скорости, было предсказано, что "у 23 процентов звезд есть планеты близкие по массе к Земле (от 0,5 до 2,0 масс Земли)" (Howard et al. 2010), а также были проведены расчеты, согласно которым половина или даже больше карликовых звезд класса М должны иметь планеты земного типа (>1-10 масс Земли) с периодом обращения от 10 до 100 суток (Bonfils et al. 2011). Расчеты на основе данных телескопа "Кеплер" только за первые четыре месяца показали, что частотность обнаруженных телескопом звезд, имеющих планеты с диаметром не больше удвоенного диаметра Земли и периодом обращения не более 50 суток, составляет 13 процентов (Borucki et al. 2011). Вполне вероятно, однако, что реальная доля звезд, имеющих планеты земного типа, намного больше.

Сколько же из этого множества планет пригодны для возникновения и развития жизни? В этом коротком обзоре, написанном для неспециалистов, мы обсудим споры и исследования, ведущиеся в этой области.

Во втором разделе мы разберем классическое понятие обитаемости, включающее по определению такой неотъемлемый фактор, как наличие жидкой воды на поверхности. В третьем разделе мы обсудим роль климатологических исследований в сужении круга потенциально обитаемых планет, даже если они обладают благоприятной атмосферой. Наконец, в четвертом разделе мы покажем, что процессы, способствующие сохранению благоприятной атмосферы на Земле в течение миллиардов лет, все еще недостаточно изучены, и с этой точки зрения Земля представляет собой очень специфическое и редкое явление.

2. Обитаемость и поверхностная жидкая вода

2.1. Что делает планету пригодной для жизни?

Для того чтобы исследовать этот вопрос, реально имея в качестве примера лишь одну нашу планету и лишь одну форму жизни для определения ее необходимых составляющих, требуются научные экстраполяции в весьма далекие области и просто некоторое доверие к чисто теоретическим изысканиям.

Очевидно, что ответ зависит от формы жизни, которую мы намереваемся рассмотреть. Жизнь в том виде, в каком мы ее знаем, существует за счет использования молекул на основе углерода и воды в качестве растворителя, и никак иначе. Наш опыт, полученный в условиях Земли, фактически показывает, что для существования жизни требуется жидкая вода, причем ее средняя температура и давление значения не имеют (Brack, 1993). Живые организмы могут успешно существовать практически в любых земных условиях при наличии жидкой воды (Rothschield and Mancinelli 2001). Наоборот, ни одно существо не может "жить" (то есть проявлять метаболическую активность) в отсутствие жидкой воды. Можно предполагать существование и других форм жизни на основе, скажем, жидкого аммиака, конденсированного метана или даже взаимодействующих ионов плазмы. Однако исследования в обширнейшей области современной химии и смелые, выходящие за пределы общепринятых понятий гипотезы ученых-химиков показали, что при нашем нынешнем уровне знаний трудно представить себе какую-то альтернативную химию, сколько-нибудь приближающуюся по сочетанию разнообразия, многосторонности и быстродействия к биохимии на основе жидкой воды. Это связано с уникальными свойствами воды как жидкого растворителя (большой дипольный момент, способность образовывать водородные связи, стабилизировать макромолекулы, ориентировать гидрофобные/гидрофильные молекулы и т.п.).

В таком контексте главным в определении обитаемости будет наличие жидкой воды. Здесь, конечно, есть своя ограниченность, но если такой подход приведет нас к оптимистическим выводам, то все, чем мы пренебрегли на этом пути, будет лишь способствовать расширению границ биологии (Sagan 1996). С другой стороны, можно утверждать, что одной лишь жидкой воды может быть недостаточно, и для поддержания жизни нужны и некоторые другие элементы, а также источник энергии (химический градиент или свет). Однако тот факт, что за последние годы на Земле было открыто огромное множество экстремофилов, позволяет предположить, что чуть ли не любой химический градиент, какой только можно себе представить, способен поддержать тот или иной вид жизни (Lammer et al. 2009).

Вода достаточно широко распространена в нашей галактике (Cernicharo and Crovisier, 2005) и, как предполагается, изначально присутствует на планетах земного типа. Таким образом, самым сложным для существования жидкой воды на планете фактически оказывается наличие подходящей температуры и давления. Давление должно быть значительной выше тройной точки (около 6,1 мб), а температура должна колебаться в диапазоне между точкой замерзания (0°С или ниже при наличии растворенных солей) и точкой кипения в зависимости от давления.

На нашей планете жизнь прошла в своем развитии путь от простой бактериальной формы (которая, по-видимому, существовала на Земле уже в самые давние известные нам времена) до сложных форм примерно за три миллиарда лет. Мы не будем здесь останавливаться на внутренней сложности биологической эволюции, а также на том, что для возникновения животных требуется "изрядная доля везения" (Ward and Brownlee, 2003). Однако примечательно, что при оценке шансов на существование планет со сложными или даже разумными формами жизни, как в уравнении Дрейка, необходимо оценить частоту встречаемости планет, которые способны оставаться обитаемыми в течение миллиардов лет.

2.2. Четыре класса потенциально обитаемых планет

В обзоре факторов, важных для эволюции потенциально обитаемых землеподобных планет (Lammer et al. 2009), предложена классификация из четырех типов среды обитания на основе жидкой воды, которая нам кажется весьма подходящей для систематизации научной дискуссии по вопросу обитаемости. Приведем несколько упрощенную версию этой классификации.

Класс I включает планеты-аналоги Земли, где звездные и геофизические условия благоприятны с точки зрения существования воды на поверхности и солнечной освещенности. Свет - это важный фактор, поскольку наиболее продуктивным естественным способом получения организмом энергии является использование солнечных лучей посредством фотосинтеза, либо использование в качестве пищи того, что способно к фотосинтезу (по крайней мере, это так в отношении известного нам вида жизни). На Земле источником энергии даже для наиболее глубоко лежащих под поверхностью экосистем является фотосинтез. Глубоководные гидротермальные сообщества получают энергию благодаря реакции между сероводородом H₂S, выбрасываемым из гидротермального источника, и кислородом О₂, растворенным в окружающей морской воде. Однако источником этого кислорода является фотосинтез, так что, в конечном счете, все такие экосистемы зависят от него. Имеются сообщения лишь о трех экосистемах, полностью независимых от фотосинтеза, и все они характеризуются ограниченным метаболизмом (McKay et al. 2008).

Класс II включает небесные тела, на которых первоначально существовали условия, подобные земным, но которые оказались не в состоянии удержать жидкую воду на поверхности из-за звездных или геофизических условий. Таковы, например, Марс и, возможно, Венера. Разумно предположить, что на таких планетах могла бы возникнуть жизнь, а после того как планета потеряла способность удерживать жидкую воду на своей поверхности, эта жизнь теоретически могла бы мигрировать на некоторые оставшиеся планеты этого класса. Допускается, например, что на Марсе могла бы сохраниться остаточная жизнь в водоносных слоях, залегающих глубоко под поверхностью, а на Венере некоторые экзотические формы жизни могли бы существовать в жидких капельках, образующих облака в верхних слоях атмосферы.

Класс III включает планетарные тела, на которых водные океаны находятся ниже уровня поверхности и могут непосредственно взаимодействовать с ядром, насыщенным силикатами. Такая ситуация может возникать на планетах с большим количеством воды, которые расположены слишком далеко от своей звезды, чтобы удержать воду на поверхности, но при этом под поверхностью вода существует в жидком виде благодаря геотермальному теплу. Примером здесь может служить Европа - один из спутников Юпитера. Масса этой планеты составляет одну десятую массы Земли, атмосфера почти отсутствует, но она сильно нагревается за счет внутренних деформаций, вызываемых приливными силами. В таких мирах не только невозможно использование света в качестве источника энергии, но и сильно затруднен доступ к жидкой воде для органического материала, приносимого метеоритами (что, по некоторым сценариям, считается необходимым для зарождения жизни). Тем не менее здесь возможны взаимодействие с силикатными породами и гидротермальная активность, которая тоже считается важной для возникновения жизни.

Класс IV включает миры очень богатые водой, которая существует в жидком виде и образует океаны или водоемы поверх плотного слоя льда. Действительно, если большинство планет предположительно обладают силикатным ядром, которое окружено слоем воды, причем достаточно толстым слоем, то вода у его основания будет находиться в твердом состоянии (полиморфные модификации льда) вследствие высокого давления. Планетами этого класса являются, по всей вероятности, Ганимед и Каллисто. Предполагается, что на них океаны расположены между толстыми слоями льда. Такие условия могут значительно затруднять возникновение жизни, поскольку необходимая составляющая жизни будет, скорее всего, находиться в полностью разжиженном состоянии. Ламмер и коллеги (Lammer et al., 2009) посчитали отсутствие скального субстрата столь существенным ограничением, что отнесли океаниды, где океаны лежат поверх толстого слоя льда, к классу IV, даже если вода там жидкая и находится на поверхности, подвергаясь, таким образом, воздействию света и падающих метеоритов.

В свете этой классификации трудно представить себе, что высшие формы жизни в том виде, в каком мы их знаем, могут существовать где-либо, кроме планет класса I (Lammer et al., 2009). Более того, если на какой-нибудь планете жизнь сможет существовать только под поверхностью, она вряд ли будет способна сколько-нибудь заметно преобразовать среду в масштабе всей планеты (Rosing 2005) и уж тем более построить радиотелескопы. Обнаружить на экзопланете присутствие такой жизни было бы чрезвычайно сложно.

В этом контексте понятие потенциально обитаемых планет обычно сводится к обитаемости поверхности планет, а термин "обитаемая зона" определяется как диапазон расстояний от звезды, в пределах которого на поверхности планеты может постоянно существовать жидкая вода.

Перевод Михаила ПОТАПОВА

(Продолжение следует)