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 N21.)

3. Подходящее расстояние от звезды

3.1. Классическая обитаемая зона

Базовой вехой в определении обитаемой зоны остается превосходнейшая работа Кастинга, Уитмира и Рейнольдса (Kasting, Whitmire, and Reynolds, 1993; см. ссылки на предыдущие исследования в этой работе). Самое последнее описание обитаемой зоны, сделанное в рамках оценки обитаемости планет звезды G1581, также можно найти в работе Сельсиса и др. (Selsis et al., 2007).

Большинство исследований, связанных с определением "классической обитаемой зоны", опираются на одномерное климатическое моделирование, когда обитаемость планеты в целом оценивается с помощью расчетов глобальных средних условий, проводимых для столба атмосферы, освещаемого глобальным усредненным потоком.

3.2. Внутренний край обитаемой зоны

Классическим внутренним краем обитаемой зоны называется такое расстояние от звезды, на котором вода полностью испаряется с поверхности, либо в силу теплых атмосферных условий может уходить в верхнюю атмосферу. Здесь вода быстро диссоциирует под воздействием ультрафиолетового излучения и образовавшийся водород улетучивается в космическое пространство (на Земле вода удерживается благодаря холодной ловушке в тропопаузе). При таком определении внутреннего края обитаемой зоны он не может оказаться далеко внутри нынешней орбиты Земли из-за дестабилизирующего механизма, называемого "беглый" парниковый эффект: если планета, имеющая на поверхности жидкую воду, "движется" к солнцу, ее поверхность нагревается и в атмосфере увеличивается количество водяного пара. Этот пар значительно усиливает парниковый эффект, а тот в свою очередь способствует еще большему нагреву поверхности планеты. Проведя расчеты по простой одномерной модели, Кастинг (Kasting, 1988) обнаружил, что океаны на землеподобной планете, обращающейся вокруг Солнца, полностью испарились бы на расстоянии 0,84 астрономической единицы (а.е.). Но он также показал, что полное насыщение стратосферы водяными парами, ведущее к быстрой потере всей воды, произошло бы на расстоянии 0,95 а.е. Ясно, что этот предел "водопотери" является одной из первостепенных физических проблем внутреннего края обитаемой зоны. Здесь существует целый ряд неопределенностей, и предел в 0,95 а.е. можно считать консервативной оценкой, в основном потому, что не учитывается обратная связь облаков (Kasting et al., 1993). Если предположить, что облака могут защитить планету, повысив ее альбедо до 80 процентов (что примерно соответствует сплошному толстому покрову из водяных облаков), то вполне возможно существование потенциально обитаемой планеты на расстоянии около 0,5 а.е. от солнца. Это крайняя величина, поскольку трудно представить себе физические процессы, способные поддерживать существование жидкой воды на расстоянии, скажем, 0,4 а.е.

3.3. Внешний край обитаемой зоны

Классическим внешним краем обитаемой зоны называется такой предел расстояния от звезды, за которым вода на поверхности планеты полностью заморожена. Расчеты в рамках классической модели климата Земли с учетом нынешнего состояния атмосферы дают основание полагать, что этот предел очень близок к современной орбите Земли вследствие сильной положительной температурной обратной связи в процессе "беглого оледенения". Это происходит, когда уменьшение потока солнечного излучения ведет к понижению температуры поверхности и соответствующему увеличению снежного и ледяного покрова, благодаря чему повышается альбедо поверхности, что в свою очередь способствует дальнейшему понижению температуры поверхности (Sellers, 1969; Gerard et al. 1992; Longdoz and Francois 1997).

В действительности благодаря карбонатно-силикатному циклу на Земле обеспечивается длительная устойчивость температуры поверхности и уровня CO₂ (Walker et al., 1981). То же может происходить и на других планетах при наличии там геологической активности, сопровождающейся постоянным выбросом или рециркуляцией CO₂ и образованием карбонатов в присутствии поверхностной жидкой воды. Вследствие этого происходит накопление CO₂ до тех пор, пока не наступает равновесие между геологическим источником его выделения и процессом его удаления с участием жидкой воды, что и обеспечивает присутствие жидкой воды (это ключевое предположение обсуждается в разделе 4). В таком контексте внешний край обитаемой зоны можно определить как предел, внутри которого реалистичная (с точки зрения состава и тепловой структуры) атмосфера способна поддерживать температуру поверхности на уровне, достаточном для существования жидкой воды. Наиболее вероятными парниковыми газами на пригодной для жизни планете являются CO₂ и, конечно, H₂O. В восстановительной атмосфере могут быть и другие газы, например NH₃ или СH₄, но они быстро разлагаются вследствие фотодиссоциации и потому должны быть как-то защищены от солнечного ультрафиолетового излучения (Sagan and Chyba 1997), либо их запас должен непрерывно пополняться за счет постоянного источника или процесса рециркуляции (Kasting 1997). Плотная атмосфера из углекислого газа оказывается одним из наиболее эффективных способов не дать планете остыть, и отнюдь не только благодаря свойствам самого углекислого газа. На самом деле, чисто газовая атмосфера способна создать лишь ограниченный парниковый эффект, и возможность сохранять тепло на планете одним лишь увеличением количества парникового газа не бесконечна. Непрозрачность для инфракрасного излучения стремится к насыщению, а поглощение солнечной энергии уменьшается из-за увеличения альбедо вследствие рэлеевского рассеяния. В случае атмосферы из CO₂, где не существует облаков, а давление воды фиксировано температурой, классический внешний край обитаемой зоны будет находиться на расстоянии 1,64 а.е. от нынешнего Солнца (при давлении CO₂ порядка 8 кбар; Kasting et al., 1993). Недавние исследования дают основание полагать, что это значение слишком велико, поскольку прозрачность углекислого газа в модели Кастинга и коллег (Kasting et al., 1993), вероятно, завышена (см. Wordsworth et al., 2010a). Однако радиационный эффект облаков из ледяного CO₂, которые обыкновенно формируются в таких плотных атмосферах CO₂, способствует дальнейшему прогреву поверхности благодаря их "рассеянному парниковому эффекту" (Forget and Pierrehumbert, 1997). С учетом этого процесса внешний край обитаемой зоны отодвигается до 2,5 а.е. Однако это значение еще нужно подтвердить, для чего требуется провести более реалистическое моделирование с достаточным пространственным разрешением, чтобы учесть процесс формирования облаков и их эффекты. Пока же значение 2,5 а.е. можно рассматривать как оптимистический верхний предел для планет, похожих на Землю, то есть имеющих атмосферу, которая состоит в основном из CO₂, N₂ и H₂O.

Недавно были проведены исследования (Pierrehumbert and Gaidos, 2011) планет совсем иного рода - суперземель, которые могли бы удержать соответствующую часть изначальной смеси Н₂-Не, накопленной в ходе образования этих планет. Было показано, что в результате спектроскопического процесса "поглощения под воздействием столкновений" молекулярный водород может вести себя как несжимаемый парниковый газ и при давлении в несколько бар или десятков бар чистый Н₂ мог бы поддерживать температуру поверхности на уровне выше точки замерзания далеко за пределами "классической" обитаемой зоны, определенной для парниковой атмосферы CO₂, - на расстояниях до 10 а.е. от звезды типа Солнца. Здесь проблема состоит в том, что такая Н₂-избыточная оболочка либо быстро улетучивается с планеты после ее образования (см. раздел 4.1), либо остается чересчур плотной, препятствуя существованию воды в жидкой фазе из-за слишком высокого давления на поверхности. Таким образом, планет, где по завершении ранних стадий атмосферной эрозии создается атмосферное давление, позволяющее поддерживать пригодную для жизни температуру, по всей вероятности очень немного (Wordsworth et al., 2012). Тем не менее, там же отмечалось, что многочисленные экзопланеты, находящиеся далеко за пределами "классической" обитаемой зоны и действительно теряющие свою изначальную атмосферу, могут проходить через некоторые переходные периоды, когда на их поверхности будут формироваться океаны. Однако длительность таких пригодных для жизни условий будет составлять от тысяч до нескольких миллионов лет.

3.4. Другие звезды

Пределы, указанные выше для Солнечной системы, можно в первом порядке экстраполировать на планеты, вращающиеся вокруг других звезд, путем масштабирования орбитальной дистанции на одну и ту же звездную светимость, которая сильно зависит от звездной массы (рис. 1). Однако звезды размером меньше Солнца с низкой эффективной температурой испускают пиковое излучение в диапазоне более длинных волн (красный и ближний инфракрасный), когда вследствие рэлеевского рассеяния отражение излучения в атмосфере уменьшается, а абсорбирующее свойство насыщенной влагой атмосферы увеличивается. В таких условиях планета нагревается более эффективно. Края обитаемой зоны соответственно сдвигаются (Kasting et al., 1993; рис. 1). На самом деле особенно интересны малые звезды класса М с массой 0,1-0,5 массы Солнца, поскольку они составляют около 75 процентов всей звездной совокупности нашей Галактики, а их эволюция за последние 10 гигалет пренебрежимо мала. Таким образом, понятия "постоянно обитаемая зона" и начальная обитаемая зона для них равносильны. При этом и планеты земного типа у таких звезд обнаружить проще! Правда, для того, чтобы оценить их обитаемость, необходимо рассмотреть несколько экзотических проблем, таких как приливной резонанс/захват (в крайнем случае 1:1 означает, что планета будет всегда обращена одной стороной к звезде), активные звездные вспышки и соответствующая утечка атмосферы в космос, о чем будет сказано ниже (см. Tarter et al., 2007, Buccino et al., 2007, Joshi, 2003, Selsis et al., 2007).

Рис.1. Классическая обитаемая зона (слева) и основной состав атмосферы (справа) планеты-аналога Земли в зависимости от расстояния до звезды. В классической теории обитаемых зон предполагается, что содержание CO₂ в атмосфере и его парниковый эффект регулируются геофизическими циклами так, чтобы компенсировать ослабление потока излучении при большем удалении от звезды. Без этого обитаемая зона выглядела бы здесь как тонкая синяя линия. На графике справа штрих-пунктирная линия соответствует температуре поверхности планеты, а пунктирные линии - внутреннему краю обитаемой зоны. Серая полоса - неопределенность, связанная с эффектом ледяных облаков CO₂. Рисунок взят из работ Kaltenegger and Selsis (2007) и Lammer et al. (2009) с данными из работ Kasting et al. (1993) и Forget and Pierrehumbert (1997).

Звезд размером больше Солнца в Галактике намного меньше, и время их жизни короче. Если предположить, что для возникновения сложных организмов (и строительства ими радиотелескопов) требуется, скажем, 2 гигагода, то следует рассматривать лишь звезды с массой менее 1,5 масс Солнца. Большая звездная масса оказывает влияние и на мощность излучения звезды, испускаемого в диапазоне более коротких волн (синем и ультрафиолетовом). Свет звезды полнее отражается атмосферой, что ведет к соответствующему сдвигу обитаемой зоны.

Перевод Михаила ПОТАПОВА

(Продолжение следует.)