От чего зависит жизнепригодность планеты?

Кроме очевидных вещей вроде размеров и связанных с ними характеристик атмосферы, огромную роль — причём совсем не ту, которую можно ожидать, — могут играть такие факторы, как длина планетарных суток.

Группа во главе с уже знакомым вам Рави Кумаром Коппарапу (Ravi Kumar Kopparapu) сделала то, что следовало сделать уже давно: она оценила размеры зоны обитаемости экзопланет, исходя не из внешних по отношению к ним факторов, таких как поток звёздного излучения и доля в нём ИК, УФ и видимого света, а из параметров самой планеты.

«Лучше меньше, да...». Нет, лучше больше!

Как вы помните, окажись планета вроде Венеры в её нынешнем состоянии на месте нашего Марса — она имела бы температуры, характеризующие сейчас Землю. Поэтому оценка зоны обитаемости в абсолютных величинах — по расстоянию до звёзд той или иной светимости, как это делают астрономы сегодня, — во многом условна. Гравитация Венеры менее чем втрое превосходит марсианскую, а плотность атмосферы там в тысячу раз больше, и совершенно очевидно, что зкзопланета с гравитацией в 1,3g может иметь атмосферу, по плотности не уступающую венерианской, и в связи с этим быть обитаемой в точке, где Земля с её тонкой газовой оболочкой просто замёрзла бы.

Авторы работы попытались оценить то, насколько будут различаться границы зоны обитаемости для тел с массами от 0,1 (Марс) до 5 земных (аналога в Солнечной системе нет). При этом родительские звёзды брались довольно массовых классов: от М (красный карлик типа Проксимы Центавра) до G (жёлтый, а-ля Солнце). А в расчёты заложена связь между количеством азота в атмосфере и радиусом планеты (связанным с гравитацией). Такой подход сравнительно разумен, так как азот есть во всех известных нам атмосферах планет земной группы, и даже в очень плотной венерианской оболочке его общая масса довольно близка к общей массе азота в нашей атмосфере, особенно с учётом азотфиксации, миллиарды лет практиковавшейся земными организмами.


Предсказуемо получилось, что чем больше планета, тем шире её зона обитаемости. Но были и сюрпризы: так, выяснилось, что не только внешняя, но и внутренняя границы зоны обитаемости малых планет отличаются от зон обитаемости «больших братьев» в худшую сторону. Казалось бы, это контринтуитивно: чем тоньше атмосфера, тем проще планете терять тепло и тем слабее воздействие парникового эффекта.

Однако группа г-на Коппарапу так не считает: у неё вышло, что по мере приближения моделируемой планеты к светилу рост испарения воды и концентрации её паров в атмосфере давал много больший парниковый эффект, чем на крупных планетах. Дело в том, что, во-первых, парниковый эффект других газов при плотной атмосфере значительно выше, а во-вторых, на крупном теле нужно испарить гораздо больше водяных паров, чтобы насытить ими атмосферу, что затрудняет её перегрев. В итоге планеты массой в 0,1 земной прекратят быть обитаемыми, как только количество входящего излучения для них превысит уровень в 0,9 земного. То есть ближе 1,05 а. е. в нашей, например, системе планеты массой в десять раз меньше Земли будут безжизненными. Если верить этим вычислениям, то, окажись Марс на нашей орбите, он стал бы необитаемым ещё более уверенно, чем на своей нынешней.

В то же время более крупные планеты, вплоть до пяти земных масс, способны выдержать поток звёздного излучения на 7% выше земного (орбита в 0,96–0,97 а. е.), всё ещё оставаясь обитаемыми. Тут стоит заметить, что для планет всех упомянутых масс оценка была предельно консервативной, и в действительности разница во внутренней границе зоны обитаемости (ЗО) может быть несколько больше. В частности, исследователи не учитывали другие парниковые газы, только углекислый и водяной пар, хотя очевидно, что планеты массой в пять земных вполне могут иметь в атмосфере некоторое количество водорода — газа, который даже в однопроцентной концентрации способен резко усилить парниковый эффект.

Что с внешней границей ЗО? Тут нас ждёт новый сюрприз: в отличие от большинства других исследовательских групп, утверждающих, что более крупные планеты с толстой атмосферой явно пригоднее для жизни на бóльших удалениях от звезды, коллектив г-на Коппарапу не находит здесь значимой разницы.

Дело в том, что по мере роста плотности газовой оболочки, равно как и её толщины, у планеты сильно увеличивается альбедо (отражающая способность). Живым примером может быть та же пара Венера — Марс: альбедо первой, с её тысячекратно более плотной атмосферой, в 2,5 раза выше, чем у четвёртой планеты нашей системы. В результате, хотя на квадратный метр Венеры приходится в 4,45 раза больше энергии солнечного излучения, Солнце, по сути, нагревает Марс лишь на десятки процентов слабее Венеры, а остальное просто рассеивается второй планетой в космическое пространство.

Зависимость «толще атмосфера — выше альбедо» приводит в представленном исследователями графике к тому, что внешняя граница ЗО, по сути, не различается для планет любой массы в диапазоне 0,1–5 земных.

Определённо, может показаться, что это очень консервативный, а потому спорный вывод. Не секрет, что из схемы «толще атмосфера — выше альбедо» есть исключения: в частности, Титан, имеющий атмосферу вчетверо плотнее земной и льдистую поверхность, показывает альбедо в 0,22, то есть раза в полтора меньше земного. И тут даже не сослаться на иной химический состав атмосферы, благо азот и у спутника Сатурна, и у нас — основной, доминирующий газ.

Наконец, огромной проблемой исследования является то, что авторы брали исключительно альбедо по отношению к видимому свету. В то же время подавляющая часть излучения основных по численности звёзд Вселенной (красных карликов) приходит в виде излучения инфракрасного, для которого альбедо атмосферы и планетарных поверхностей, конечно, совсем другое. К примеру, лёд и снег, белые и отражающие для видимого нам света, в ИК-диапазоне, вообще говоря, «чёрные» (поглощающие), и такие же различия возникают для толстых газовых оболочек. Иными словами, высокое альбедо в системах красных и оранжевых карликов в значительной степени недейственно, так как для ИК-излучения столь быстрого повышения отражающей способности с ростом плотности азотных атмосфер не будет.

Но это не единственная неоднозначность в оценке ЗО для тусклых звёзд. Авторы, к примеру, отсекают зону обитаемости для таких систем точкой, в которой планеты становятся жертвой приливного захвата, то есть они полагают, что в тех случаях, когда планета вечно развёрнута к своему светилу одной стороной, она не будет обитаемой в принципе. Это очень спорный тезис, особенно в отношении массивных планет, где, как было показано другой группой исследователей, даже при приливном захвате ни перегрева освещённой половины, ни замерзания неосвещённой не произойдёт в силу мощного теплопереноса толстой газовой оболочки.

Впрочем, авторы отмечают, что чем массивнее планета, тем труднее звезде приостановить её вращение и подвергнуть приливному захвату. Поэтому тела массой в пять земных на внутренней границе ЗО смогут избегать такого захвата даже вокруг оранжевых звёзд типа К6-К7, а на внешней границе — и вокруг светил класса М2-М3. В то же время для планет массой с Марс уже вокруг оранжевых К5 приливного захвата не избежать, а при тонкой атмосфере на них, по идее, должны полностью вымерзнуть все газы на ночной стороне и сильно нагреться на дневной, что вряд ли слишком комфортно для жизни. Впрочем, как мы уже подчёркивали, наличие в нашей системе Титана с его мощной азотной атмосферой при массе в 0,02 земной как-то затрудняет однозначный вывод о том, насколько именно тонкой будет атмосфера «экзомарсов».

И всё-таки, даже с учётом этой неопределённости и негативного отношения авторов работы к жизнепригодности планет под приливным захватом, их труд следует признать пионерским: связь массы планеты с шириной её зоны обитаемости — тема не только чрезвычайно сложная, но и крайне слабо разработанная, несмотря на всю её актуальность.

Медленнее вращаешься — живее будешь

Ещё одно исследование, предпринятое на сей раз группой Дориана Эббота (Dorian S. Abbot) из Чикагского университета (США), затрагивает другой важнейший, как оказалось, аспект обитаемости планет — скорость их вращения. Чего там исследовать? Ведь чем медленнее планета вращается, тем хуже на ней жить, ибо за сотню–другую земных суток («день» на Венере, скажем) там, наверное, всё раскаляется, а ночью — наоборот. «Так закалялась сталь», а не планета, не так ли?

А вот и нет. Весь фокус, как выяснилось, заключён в том же альбедо. Учёные провели симуляции процессов в атмосферах типа земной для разных периодов вращения и выявили вроде бы очевидное: эффект Кориолиса при медленном вращении будет много слабее, как и его влияние на формирование ветров, а длительный дневной нагрев вызовет сильную конвекцию на освещённой стороне — куда более сильную, чем на Земле.


Следствия этих вроде бы очевидных моментов уже не так бросаются в глаза. В частности, при моделировании атмосферных процессов оказалось, что столь сильная конвекция при слабом образовании пассатов и циклонов-антициклонов вызовет формирование устойчивого, оптически «толстого» слоя облаков над освещённой стороной медленно движущейся планеты, причём слой будет таким мощным, что альбедо резко вырастет. При нормальной плотности атмосферы на неосвещённой стороне в это время никаких «избыточных» облаков не будет, только интенсивная потеря тепла в космос. Итог: чем ближе такая планета к звезде, тем сильнее её охлаждает высокое альбедо на той части, где царит день.


И вот результат: граница ЗО для таких планет резко сдвигается ближе к звезде, в те места, которые общая модель обитаемости считает сейчас совершенно непригодными для жизни. Внешняя граница, правда, от этого почти не меняется, поскольку при удалении от светила конвекция в освещённой части планеты будет ослабевать и образование мощного облачного слоя затруднится. Проиллюстрировать эту мысль может та же Венера: при альбедо, что в 2–3 раза выше земного, она получает вдвое больше излучения Солнца, — и из-за более высокого рассеивания света венерианской атмосферой на нагрев планеты уходит столько же звёздной энергии, сколько и на нагрев Земли. То есть, не будь тамошняя атмосфера засорена адовыми количествами углекислоты, при таком же альбедо температура там была бы как у нас — если, конечно, авторы исследования правы в своих вычислениях.

Стоп, скажете вы. Но разве их ошибка не очевидна? Из графика выше следует, что нынешняя Венера с сутками в 243 раза длиннее земных при (около)земной атмосфере никак не должна была перегреться и стать безжизненной пустыней: получается, что длительный период вращения делал её перегрев нереальным. В то же время пустыни там вполне присутствуют. Очень высокое содержание дейтерия в молекулах водяного пара, оставшихся в сегодняшней венерианской атмосфере, показывает, что в прошлом планета пережила фазу чудовищного парникового эффекта с насыщением верхних слоёв атмосферы этими самыми парами и их последующей потерей. Итак, на практике мы имеем глобальную аридизацию вследствие перегрева, а из вычислений группы г-на Эббота получается, что этого не могло быть!


Учёные осознают некоторое расхождение наблюдаемого с их вычислениями. Однако они, похоже, долго и тщательно все перепроверяли, поскольку предполагают, что расхождение вызвано не их ошибками, а тем, что в прошлом Венера вращалась значительно быстрее: это сделало возможным её перегрев и аридизацию. В целом же вывод неизменен: планеты с сутками вроде венерианских должны оставаться обитаемыми вплоть до областей, где они получают вдвое больше звёздного излучения, чем нынешняя Земля. В Солнечной системе это означает зону в 0,62 а. е. (!), да и во многих других системах медленное вращение должно резко расширить зону обитаемости с её внутреннего края, делая жизнепригодными те места, которые ранее таковыми не считались.

Напомним: до сих пор бытовало мнение, что ближе 0,95–0,98 а. е. в Солнечной системе обитаемая планета начнёт резко терять воду и быстро станет гарантировано необитаемой. Здесь же эта цифра уменьшена примерно в полтора раза, а для более крупных планет (вспомним исследование Рави Коппарапу) — ещё больше.

Работа группы г-на Эббота весьма и весьма дискуссионна, она вызовет жаркие дебаты. И — если авторы не ошиблись в расчётах — резко расширит круг потенциально обитаемых планет, тем более что чем ближе планета к своей звезде, тем сильнее гравитация последней замедляет суточное вращение первой и тем выше вероятность спасительно-охлаждающего «длинного дня».