Где ещё в Солнечной системе может существовать жизнь

 

Теперь мы переместимся за пределы Земли и приступим к поискам внеземной жизни. Это обширная и быстро развивающаяся тема. В данной главе мы поговорим о том, какого типа формы жизни мы ищем и где в Солнечной системе мы могли бы их найти. В следующих главах будут подробно описаны Марс и Европа. А затем уже мы рассмотрим возможные места обитания за пределом Солнечной системы.

 

4.1. Какого типа жизнь мы ищем?

 

Что такое жизнь? Не так легко найти общее определение этого понятия, и некоторые люди прибегают к выражению «Я не могу дать определение, но я узнаю её, когда увижу». Широко употребляется одно общее толкование, в котором жизнь характеризуется как неидеальное воспроизведение, открывающее дорогу эволюции. Но одного только неидеального воспроизведения всё-таки недостаточно. Многие объекты воспроизводятся более или менее неидеальным образом, например кристаллы минералов. Однако эволюция, в частности путём естественного отбора, подразумевает своего рода последовательное продвижение от биологических предшественников к многоклеточным существам, т.е. то, что произошло на Земле. Довольно широко используется и другое общее определение, согласно которому жизнь сама управляет своими действиями.

Такие общие выражения не особенно помогают сориентироваться в том, где именно лучше всего искать внеземную жизнь. Значительно более продуктивным ориентиром может служить условие, согласно которому мы ищем существа, имеющие такую же общую основу, как жизнь на Земле (т.е. сложные соединения углерода и жидкая вода). Это не такое уж большое ограничение, как может показаться. Из всех химических элементов именно углерод обладает наибольшими возможностями формировать огромное разнообразие сложных соединений. Они необходимы для поддержания процессов жизнедеятельности и хранения информации, требующейся для возникновения каждого нового поколения. Следующий потенциально значимый элемент – кремний, особенно когда он соединяется с кислородом; вот почему силикаты служат основой для стольких видов каменистых веществ. Однако, хотя глины, представляющие собой водные силикатные минералы, возможно, сыграли решающую роль в возникновении жизни на Земле (разд. 3.3.3), нет данных о том, что кремний мог быть основой какой-либо полностью развитой формы жизни. Поэтому оставим кремний в стороне, но будем иметь в виду, что сложные соединения с участием кремния устойчивы при гораздо более высоких температурах, чем сложные углеродные соединения. Следовательно, нельзя исключить возможность того, что именно кремниевая жизнь где-то существует при температурах слишком высоких для углеродной жизни.

Менее радикальная альтернатива состоит в замене жидкой воды, скажем, жидким аммиаком, что обеспечило бы существование жизни при более низких температурах. Но это лишь предположение, и пока ещё нет доказательств того, что подобная альтернатива возможна.

Таким образом, по крайней мере, поначалу имеет смысл сосредоточить наши поиски на потенциальных местах, пригодных для тех форм жизни, в составе которых главную роль играют углерод и вода в жидкой фазе. Исключением является программа поиска внеземного разума во Вселенной (программа SETI – Search for Extraterrestrial Intelligence): в этом случае мы должны искать именно активность, т.е. передачу информацию через межзвёздное пространство, а химические основы при этом имеют второстепенное значение. Программу SETI мы рассмотрим в гл. 13.

 

4.1.1. Возможные зоны обитания форм жизни, основанных на углероде и жидкой воде

Рис 4.1

В средах, пригодных для обитания живых организмов, должно иметься значительное количество воды и углерода, а также и других элементов (например, азота), присутствующих в сложных углеродных соединениях. Должны существовать также подходящие источники энергии, такие, как солнечное излучение или парные химические соединения, участвующие в окислительно-восстановительных реакциях (разд. 2.4.2).

Необходимо, чтобы вода находилась в жидкой фазе. Диапазоны температуры и давления, при которых чистая вода существует в стабильной форме в жидком, твёрдом и газообразном состояниях, приведены на рис. 2.10. Эта диаграмма воспроизведена здесь на рис. 4.1. Шкала давлений обрывается примерно на тех максимальных значениях, при которых ещё обнаружены живые организмы на Земле (разд. 2.5.2), хотя мы не знаем, почему они не могут существовать при ещё более высоком давлении. Нижний предел давления для пребывания воды в жидком состоянии равен 610 Па, хотя это значение могло бы поддерживаться в клетке, даже если бы в окружающей среде давление было более низким. Таким образом, жизнь возможна при любом из давлений, указанных на рис. 4.1; правда, неясно, как она могла бы появиться, если бы давление нигде никогда не превышало 610 Па.

Более жесткие ограничения наложены на температуру. Жизнь на Земле существует в диапазоне температур от –18 до 123 °С (разд. 2.5.2). Ниже 0 °С вода в клетках сохраняется в жидком состоянии благодаря наличию в ней в растворённом виде некоторых белков и других веществ, в результате чего понижается точка замерзания. Нижний предел температуры мог бы быть даже ниже, если бы, например, вода в клетках находилась в смеси с аммиаком или была обогащена солями. Точка кипения поднимается выше 100 °С при высоком давлении, хотя растворённые вещества также могут играть роль. При ещё более высоком давлении чистая вода может оставаться жидкой при температуре выше 123 °С, но приблизительно выше 160 °С разрушаются сложные биохимические соединения углерода. Таким образом, в возможных местах обитания тех форм жизни, состав которых основан на углероде и жидкой воде, температура, вероятно, должна быть ниже чем примерно 160 °С, но не менее нескольких десятков градусов ниже 0°С (рис. 4.1).

Условия для жизни могут существовать на поверхности планеты или на некоторой глубине под ней. Вначале рассмотрим поверхность. Это приводит нас к концепции возможных зон жизни вокруг звезды.

 

4.2. Зона жизни (ЗЖ)

 

Зона возможного обитания организмов (ЗЖ) вокруг звезды определяется как интервал расстояний от этой звезды, в пределах которого, благодаря излучению звезды, по крайней мере, на значительной части поверхности каменистой планеты могла бы длительное время существовать вода в жидком состоянии. Если планета располагается ближе к звезде, то вся вода с поверхности испарится, а если дальше, за пределом этого интервала расстояний, то поверхностная вода повсюду замёрзнет.

Даже если планета находится в ЗЖ, она должна быть достаточно богата летучими веществами, чтобы могла образоваться атмосфера. Масса планеты m тоже должна быть достаточно большой по трём причинам. Во-первых, атмосфера тогда сможет создать такое давление, при котором вода будет жидкой. Атмосферное давление у поверхности, т.е. сила, действующая на единичную площадку, приблизительно определяется формулой

p_s = Gmm_c/R_s², (4.1)

 

где m_c – масса столба атмосферного воздуха (разд. 1.1.3), R_s – радиус поверхности, а G – универсальная гравитационная постоянная. Таким образом, при данной массе столба, чем больше масса планеты, тем выше давление на поверхности. Во-вторых, обладая значительной массой, планета, скорее всего, будет достаточно активной в геологическом смысле, благодаря чему большая доля имеющихся у неё летучих не окажется связана в породах планетной коры. Как мы увидим в гл. 5, Марс, масса которого в десять раз меньше, чем у Земли, находится ниже этого предела и поэтому потерял свою атмосферу, летучие вещества из которой перешли в кору. Сейчас у Марса есть только разрежённая атмосфера.

В-третьих, при достаточно большой массе планеты лишь малая часть атмосферы будет улетучиваться в космос. Если молекула достаточно быстро движется от верхней границы атмосферы наружу, она покинет планету. Скорость убегания частицы из поля тяготения планеты задаётся формулой

 

v_esc =( 2 Gm/R_a)^1/2, (4.2)

 

где R_a – расстояние от центра планеты до верхней границы её атмосферы. Из соотношения (4.2) следует, что, чем больше масса планеты, тем выше скорость освобождения частицы, и поэтому планете труднее потерять свою атмосферу. В табл. 4.1 приведены значения v_esc для некоторых характерных тел Солнечной системы. Следует сравнить эти значения со скоростями молекул. Даже при заданной температуре скорости движения молекул в атмосфере занимают очень широкий диапазон значений. В середине этого диапазона лежит значение v_mps [индекс mps от most probable speed – наиболее вероятная скорость. – Прим ред. ]. Оно зависит от массы молекулы и локальной температуры. Чем больше масса и ниже температура, тем меньше v_mps и менее вероятно, что эти молекулы вылетят за пределы атмосферы. В табл. 4.1 даны значения 6 v_mps для молекул некоторых распространённых веществ при существующих в настоящее время средних температурах высоко в атмосфере, откуда возможно высвобождение молекул в космическое пространство (эти температуры сильно отличаются от поверхностных). Для не имеющей атмосферы Луны использована средняя температура поверхности, хотя, возможно, более оправданными были бы максимальные значения температуры. Множитель 6 появляется на основе детальных исследований, показывающих, что если в течение большей части истории существования Солнечной системы (4,6 млрд. лет) 6 v_mps ~ v_esc, то это может служить приблизительным порогом для заметной потери молекул в результате теплового убегания (см. книги по физике планет, указанные в Приложениях). Из табл. 4.1 следует, что у Венеры, Земли, Марса и Юпитера Н₂О, N₂ и СО₂ не должны теряться путём теплового убегания.

 

Таблица 4.1. Скорость убегания v_esc для некоторых планетных тел и значения 6v_mps для некоторых распространённых на этих телах молекул, где v_mps – наиболее вероятная скорость.

Скорость, км/с	Венера	Земля	Луна	Марс	Юпитер
vesc	10,4	11,2	2,4	5,0	59,5
6 vmps H2	8,2	17,6	8,9	8,6	16,3
6 vmps H2O	2,7	5,8	3,0	2,9	5,4
6 vmps N2	2,2	4,7	2,4	2,3	4,4
6 vmps CO2	1,7	3,8	1,9	1,9	3,5

 

Необходимо отметить, что летучие могут теряться планетным телом не только в результате теплового убегания. Даже если планета имеет достаточно большую массу и может избежать теплового ускользания, большие количества молекул могут уходить другими путями. В случае Марса происходило нетепловое высвобождение, при котором скорости молекул повышались благодаря химическим реакциям и соударениям с приходящими от Солнца заряженными частицами так называемого солнечного ветра. К потере летучих приводила и эрозия под действием ударов крупных тел. Для Марса эти факторы всегда играли важную роль, поскольку скорость убегания у него низка.

Обладать достаточной массой, для того чтобы иметь на поверхности жидкую воду, для планеты в ЗЖ означает, что она должна быть массивнее Марса, у которого масса вдесятеро меньше, чем у Земли. Под термином «планеты с земной массой» будем подразумевать планетные тела с массой, не менее чем в несколько раз больше марсианской и не более чем в несколько раз превышающей земную. Поэтому допустим, что у нас есть планета достаточно большой массы, богатая летучими веществами. Реальные расстояния до границ ЗЖ определяются из модели планетной атмосферы. Построить их весьма трудно, и всегда приходится прибегать к ряду приближений, например, моделировать только вертикальное строение или использовать в моделях некоторые не очень хорошо известные факторы, в частности – влияние облаков. Из-за этого расстояния до границ ЗЖ получаются с большим разбросом значений. Кроме того, критерии самих границ можно задавать разными способами, что делает диапазон значений ещё более широким.

 

Границы ЗЖ

 

Внутренней границей будем считать такое расстояние от звезды, где планета быстро теряет всю жидкую воду со своей поверхности вследствие так называемого нарастающего парникового эффекта. Вода является сильным парниковым газом (разд. 2.1.3). Она обладает способностью вызывать нарастающий эффект, так как рост температуры поверхности увеличивает количество водяного пара в атмосфере, что ведёт к дальнейшему повышению температуры поверхности, в результате чего происходит дальнейшее увеличение количества водяного пара, и т. д. Температура поверхности могла бы стабилизироваться [За счет роста давления. – Прим. ред. ] ещё до наступления стадии полного испарения, и тогда планета, по определению, находится в ЗЖ. Но если излучение звезды достаточно интенсивное, то испарение может стать полным. А в таком случае не только поверхность лишится жидкой воды, но и температура поверхности будет не меньше 374 °С, т.е. значительно выше предела существования сложных углеродных соединений (160 °С), так что жизнь на основе углерода и жидкой воды будет невозможна.

На внешней границе ЗЖ вследствие низкой температуры в атмосфере содержится мало воды. Тогда из широко распространённых летучих определяющим веществом является СО₂ и важнейшую роль играет создаваемый им парниковый эффект. Принимаемый здесь критерий для этой границы – максимальное расстояние от звезды, на котором благодаря безоблачной атмосфере СО₂ могла бы поддерживаться средняя температура поверхности, равная 0 °С. Этот максимум соответствует давлению СО₂ в 8 ´ 10⁵ Па. При более высоком давлении поверхность охлаждается из-за того, что атмосфера рассеивает излучение звезды назад в космическое пространство, а при более низком создаваемый СО₂ парниковый эффект слабее, так что температура поверхности опять-таки понижается. Эти критерии широко используются для определения границ, хотя есть и другие, приводящие к более узкой ЗЖ, как и третьи, наоборот расширяющие эту зону.

Для внутренней границы ЗЖ водные облака в модели зафиксированы на том значении, которое в настоящее время существует у Земли. В действительности, облачный покров может быть плотнее, а это увеличит рассеяние солнечного излучения обратно в космос. Тогда поверхность планеты будет нагреваться слабее, и поэтому граница ЗЖ сместится ближе к звезде. На внешней границе образование облаков СО₂ тоже должно увеличивать рассеяние солнечного излучения обратно в космос, но это, вероятно, компенсируется усилением парникового эффекта, и потому внешняя граница будет смещаться наружу. Парниковый эффект усиливается из-за рассеяния инфракрасного излучения, испускаемого поверхностью планеты, мелкими ледяными кристалликами СО₂, из которых состоят облака. Смещение наружу внешней границы может быть вызвано и небольшим количеством такого важного парникового газа, как СН₄.

Границы ЗЖ перемещаются вместе с возрастом звезды. При рождении звезда приходит в равновесие, поддерживаемое реакцией ядерного синтеза гелия из водорода (разд. 1.1.2). В этот момент звезда вступает на стадию главной последовательности, и её ЗЖ обозначается как ЗЖ(0), т.е. соответствует нулевому возрасту. Примерно к этому времени или чуть позже образуются все планеты земного типа. С возрастом эффективная температура звезды (разд. 1.1.2) плавно повышается, сдвигая её спектр излучения к более коротким длинам волн и вызывая медленный рост светимости. Увеличение светимости должно приводить к росту температуры поверхности планет, но возрастание эффективной температуры из-за связанного с этим сдвига звёздного спектра в область более коротких волн может вызывать и уменьшение поверхностной температуры. Однако рост светимости оказывает более сильное влияние, поэтому внутренняя граница ЗЖ смещается наружу. Внешняя граница тоже будет сдвигаться наружу, если только она не привязана точно к значению ЗЖ(0). Это может случиться, если некая замёрзшая планета никогда не оттаивает, несмотря на изменения, происходящие со звездой. В таком случае вначале планета находится вне ЗЖ(0) – испытывает холодное начало и остаётся замёрзшей. Холодное начало не должно представлять проблемы, если достаточно эффективен карбонатно-силикатный цикл (разд. 3.2.3).

Несмотря на своё название, зона жизни не охватывает все места в планетной системе, где могут быть найдены среды, пригодные для обитания организмов. В разд. 4.3 мы рассмотрим и другие области. Не следует также делать вывод, что если планета с достаточно большой массой находится в ЗЖ и при этом богата летучими веществами, то она действительно будет обитаемой. Одна (из многих) причин может состоять в том, что она не пребывает в ЗЖ достаточно долгое время. Позднее мы встретимся и с другими причинами.

 

4.2.1. Зона жизни в Солнечной системе

Рис 4.2(а)

Рис 4.2(б)

 

На рис. 4.2(а) изображены для Солнечной системы, согласно принятым нами критериям, ЗЖ(0) и ЗЖ(сейчас), т.е. 4,6 млрд. лет спустя. На рис. 4.2(б) показано, как увеличивается светимость Солнца и меняется его эффективная температура в течение 11 млрд. лет пребывания на главной последовательности. На рис. 4.2(а) нанесены также орбиты планет земной группы. Можно видеть, что Меркурий располагается гораздо ближе к Солнцу, чем ЗЖ(0) и ЗЖ(сейчас), и поэтому следовало ожидать, что он потерял всю воду, которую когда-либо мог иметь, особенно из-за своей малой массы. Действительно, Меркурий очень сухая планета и едва ли обладает хоть какой-то атмосферой. Кроме того, из-за вращения Меркурия вокруг своей оси температура его поверхности существенно изменяется, намного превышая 160 °С в дневные часы (достигая даже 430 °С), а ночью снижаясь до –180 °С. Диапазон температур, подходящий для существования жидкой воды, по-видимому, мог бы поддерживаться только в отдельных изолированных карманах вблизи полюсов, правда для этого потребовалось бы гораздо более высокое атмосферное давление, чем обнаружено на этой планете. Поэтому нет смысла тратить средства для поиска жизни на поверхности Меркурия.

Венера располагается на внутренней границе ЗЖ(0), но в результате эволюции Солнца эта граница вскоре отодвинулась за пределы орбиты Венеры. Однако из-за облачности внутренняя граница ЗЖ(0) могла находиться ближе к Солнцу, чем показано на рис. 4.2(а), так что в течение приблизительно первого миллиарда лет своей истории Венера, возможно, пребывала в ЗЖ. Следовательно, жизнь на ней могла появиться в этот период, но затем исчезнуть из-за роста температуры поверхности в ходе эволюции Солнца.

Конечно, Венера не попадает в ЗЖ(сейчас), и нелегко понять, как могла бы сместиться к Солнцу внутренняя граница зоны, чтобы Венера в неё попала. Это согласуется с действительностью: температура поверхности Венеры в настоящее время составляет 460 °С и поддерживается сильнейшим парниковым эффектом в её массивной атмосфере. Масса столба венерианской атмосферы (разд. 1.1.3) примерно в 100 раз больше, чем земной. Почти вся атмосфера состоит из парникового газа СО₂, но важную роль в создании парникового эффекта на Венере играют и другие газы, присутствующие в гораздо меньшем количестве, в том числе водяной пар, которого немного, и он, по-видимому, остался после нарастающего парникового эффекта, обусловленного наличием воды. Нетрудно понять, как этот неудержимый рост привёл к потере воды. По мере нарастания эффекта в верхнюю атмосферу попадало большое количество водяного пара. Солнечное ультрафиолетовое излучение вызывало диссоциацию молекул воды (уравнение (3.1)). Образующийся водород убегал в космическое пространство. А возникший кислород, вероятно, расходовался на окисление поверхности и вулканических газов. Высокая температура и отсутствие океанов препятствовали формированию карбонатов (разд. 3.2.3), так что наличие СО₂ в атмосфере Венеры остаётся основой современного парникового эффекта.

Если жизнь всё-таки существовала на Венере в течение нескольких сотен миллионов лет на раннем этапе её истории, то маловероятно, чтобы сегодня от неё сохранились хоть какие-то ископаемые остатки. Венера –геологически активная планета, и возраст её поверхности нигде существенно не превышает примерно 500 млн. лет.

В отношении Земли из рис. 4.2(а) следует, что она находилась в пределах ЗЖ в продолжение всей своей истории. Это обнадёживающее согласие между известной нам реальностью и теорией! Заметим, однако, что Земля, подобно всем планетам земной группы, со времени своего образования 4,6 млрд. лет назад и примерно до 3,9 млрд. лет назад подвергалась интенсивной бомбардировке космическими телами (разд. 3.2.1). И даже в том случае, если жизнь возникала в течение относительно спокойных интервалов времени, она, скорее всего, оказалась бы уничтожена. Ещё и по этой причине планета может располагаться в ЗЖ, но быть необитаемой.

Луна, наша ближайшая соседка, тоже на протяжении всей своей истории находилась в ЗЖ. Почему она не может быть потенциальной средой обитания, рассматривается в одном из вопросов, приведённых в конце главы.

Марс на раннем этапе своей истории, как следует из рис. 4.2(а), лежал непосредственно за внешней границей ЗЖ(0). Это противоречит данным, приведенным в гл. 5, согласно которым в те далёкие времена он мог быть обитаем. Но, как мы говорили выше, существует возможность, что внешняя граница ЗЖ располагается дальше. Сейчас Марс находится внутри ЗЖ, но это также не соответствует фактическим данным. В настоящее время температура его поверхности в низких широтах действительно может достигать в дневные часы приблизительно 10 °С, но средняя температура поверхности на экваторе равняется -55 °С, и хотя давление на поверхности в нескольких углублениях может превышать величину 610 Па, необходимую для существования жидкой воды, усреднённое его значение составляет 560 Па. Следовательно, в настоящее время поверхность Марса в лучшем случае может находиться на грани обитаемости. Объяснение кроется, по-видимому, в малой массе этой планеты, составляющей 0,1 от массы Земли. Изображённые на рис.4.2(а) зоны жизни построены на основе моделей планетных атмосфер, в которых требуется масса, более близкая к земной, чтобы лишь малая часть атмосферы уходила в космос или входила в породы коры. Разрежённая атмосфера ослабляет парниковый эффект, поэтому поверхность планеты во внешней области ЗЖ становится холодной, что способствует конденсации на ней воды с образованием льда. Если бы на том расстоянии от Солнца, где находится Марс, располагалась другая планета, с большей массой, то она могла бы быть обитаемой. Тем не менее, с точки зрения обнаружения внеземной жизни на каком-либо из планетных тел в Солнечной системе, Марс представляет наилучшие перспективы, даже если это будут всего лишь ископаемые остатки давно вымерших представителей биосферы. Мы рассмотрим Марс в гл. 5.

 

4.2.2. Другие соображения

 

Обитаемость, критерием которой служит наличие жидкой воды на поверхности космического тела, зависит не только от расположения подходящей для этого планеты в ЗЖ. Мы уже говорили о том, что интенсивная метеоритная бомбардировка внутренних областей Солнечной системы в период примерно до 3,9 млрд. лет назад должна была отсрочить момент, когда для жизни на поверхности Земли возникли стабильные условия. Бомбардировка никогда полностью не прекращалась, и случайные удары крупных тел, по-видимому, вызывали массовые вымирания и были причиной прерывистой эволюции (разд. 3.2.2). Возможно, если бы такие крупные удары происходили в несколько раз чаще, то жизнь на Земле была бы сметена или не вышла бы за пределы стадии одноклеточных. Юпитер – наиболее массивная планета Солнечной системы – защищал Землю, отклоняя приближавшиеся к ней тела, и поэтому мог сыграть важную роль в развитии большого разнообразия организмов на Земле, или даже вообще в самом их существовании. Так же точно Юпитер защищал Венеру и Марс.

Рис 4.3

 

Другой благодетель Земли – Луна. Благодаря ей были предотвращены колоссальные изменения климата, которые в противном случае возникали бы из-за сильных вариаций в наклоне оси вращения. Наклон оси к орбитальной плоскости у планет земной группы заметно меняется, поскольку Солнце и другие планеты, особенно Юпитер, действуют на них своим притяжением. У Марса наклон оси [Наклоном оси называют угол между осью вращения планеты и перпендикуляром к плоскости её орбиты. – Прим. ред. ] может изменяться от 0 до более чем 45°. Когда он близок к нулю, в полярных областях всегда холодно, но при 45° по мере движения Марса вдоль орбиты вокруг Солнца условия на полюсах меняются от тёплых до холодных (рис. 4.3). Это изменение физических условий в полярных областях вызывает сильные вариации глобального климата. В случае Земли Луна создаёт стабилизирующий момент, в результате чего угол наклона земной оси может меняться не более чем на 1° в обе стороны от его современного значения 23,4°. Маловероятно, что без такого воздействия Луны Земля оказалась бы совершенно необитаемой; но вполне возможно, что жизнь сохранилась бы только в океанах, где колебания условий окружающей среды менее резкие, чем на суше. Приблизительно через миллиард лет Луна уже больше не будет регулировать климат на нашей планете, так как из-за приливного взаимодействия с Землёй она медленно удаляется от нас (разд. 4.3.2). Через миллиард лет она будет находиться слишком далеко и уже не сможет стабилизировать наклон земной оси. [В далеком прошлом, миллиарды лет назад, Луна также не стабилизировала земную ось, а напротив, была причиной сильного изменения её ориентации. Кроме этого, приливное влияние Луны приводит к замедлению вращения Земли, причем энергия вращения в основном выделяется в недрах нашей планеты, стимулируя тектонические процессы и связанные с ними биосферные явления. Поэтому роль крупного спутника в геологической и биологической эволюции любой планеты значительно важнее, чем это может показаться на первый взгляд. – Прим. ред. ]

Кроме вариаций в наклоне оси вращения климатические изменения вызываются и множеством других причин. Мы уже говорили об извержениях вулканов и ударах крупных метеоритов (разд. 3.2.2). Среди других внешних факторов, вызывающих изменения климата на планете, - вариации формы орбиты, создаваемые другими планетными телами. Однако, как и в случае с наклоном оси, в Солнечной системе эти вариации, по-видимому, не угрожают обитанию организмов на поверхности. На планетах около других звёзд ситуация может быть иной, и об этом мы поговорим в гл. 11.

На обитаемость поверхности может также оказывать влияние сильное магнитное поле планеты. Оно способно отклонять в сторону солнечный ветер, который в противном случае разъедал бы атмосферу. Отклонению от своего курса подвергнутся и заряженные частицы, приходящие из более далёкого космоса. Частицы космических лучей, обладающие достаточно большой энергией, могли бы привести к тому, что жизнь на суше оказалась бы ограничена лишь бактериями, способными противостоять воздействию радиации. Земля обладает таким полем, а Марс – нет, хотя, возможно, он имел его в прошлом, но затем потерял, когда его недра охладились. Земное магнитное поле не является постоянным ни по величине, ни по направлению. Ярким проявлением его изменчивости служат обращения полюсов, в процессе которых северный и южный магнитные полюсы меняются местами. Во время таких инверсий, которые в последнее время происходили каждые 0,1–1 млн. лет, напряжённость геомагнитного поля сокращается почти до нуля, всякий раз лишая Землю своей защиты примерно на 10 000 лет. Поток частиц, хлынувших на земную поверхность, безусловно, стимулировал мутации в биосфере.

 

4.3. Возможные места обитания вне зоны жизни

Как мы определили в разд. 4.2, ЗЖ – не единственное место, где могли бы существовать среды, пригодные для обитания. Возможно, соответствующие условия имеются в недрах планет и спутников на таких глубинах, где температуры и давления допускают присутствие воды в жидкой фазе, но не столь глубоко, чтобы в породах отсутствовала необходимая для существования живых организмов пористость.

 

4.3.1. Планетные недра

 

Если бы погасло Солнце, земная поверхность быстро бы охладилась и температура опустилась бы существенно ниже точки замерзания воды. Но на глубинах, превышающих несколько километров, температуру определяют источники энергии, имеющиеся внутри Земли. Когда наша планета была ещё молодой, в её недрах существовала высокая температура. Это было обусловлено падением материала, сформировавшего Землю, первичной дифференциацией (оседанием вниз) вещества, образовавшей расплавленное железное ядро, и теплом, выделяющимся при распаде короткоживущих радиоактивных изотопов, особенно ²⁶Al. Даже сейчас, спустя 4,6 млрд лет, температура в земных недрах намного выше, чем была бы при отсутствии этого первоначального разогрева. К дальнейшему росту температуры приводит выделение тепла при распаде долгоживущих радиоизотопов, особенно ²³⁵U, ²³⁸U, ⁴⁰K и ²³²Th.

В результате температура, которая всё ещё быстро возрастает с глубиной, в железном ядре достигает в настоящее время примерно 4000 К. Вблизи поверхности, приблизительно до глубины 5 км, температура позволяет существовать формам жизни, основанным на углероде и жидкой воде. Одноклеточные существа, найденные на таких глубинах в породах земной коры (разд. 2.5.2), если они действительно не имеют связи с поверхностной биосферой, демонстрируют, что жизнь может находить приют в глубине любого каменного тела значительных размеров независимо от расстояния до центральной звезды. Давление в породах быстро растёт с глубиной. Поэтому для того, чтобы в данном теле могла присутствовать жидкая вода, вовсе не требуется, чтобы давление на поверхности превышало 610 Па.

Заметим, что каменистое тело не должно быть слишком маленьким. В простейшей модели энергия, выделяемая внутренними источниками, пропорциональна объёму тела, тогда как скорость потери тепла путём излучения его в окружающее пространство, пропорциональна площади поверхности данного тела. В этом случае отношение скорости потерь к мощности источника пропорционально R ² /R ³ = 1/ R,где R – радиус тела. Следовательно, чем тело меньше, тем больше скорость потерь на единицу объёма источника и тем ниже устанавливается температура в недрах. В этой простой модели не учитываются возможные различия в механизмах переноса тепла из недр к поверхности, но всё же именно это отношение служит основной причиной, по которой у каменного спутника с поперечником несколько сотен километров сегодня недра холоднее, чем у 10 000-километровой планеты того же состава.

Если жизнь глубоко внутри горных пород возможна, то насколько больше потенциальных сред обитания мы можем обнаружить в Солнечной системе? Меркурий, у которого средняя глобальная температура поверхности всего около –100 °С, имеет как раз подходящий размер, чтобы в наружных нескольких десятках километров его до сих пор ещё достаточно тёплых недр вода могла существовать в жидком состоянии. Очень близко к поверхности, в пределах нескольких десятков метров, колоссальные суточные колебания температуры, происходящие на поверхности планеты, не позволяют сохраняться воде в жидком виде. Однако… [этот кусок по совету Сурдина автор заменил на…]

 

Вероятно, Меркурий не следует принимать в расчет. В его поверхностном слое толщиной несколько метров температура испытывает сильные колебания: днем она существенно выше 100 °C, а ночью намного ниже 0 °C.

Жидкая вода может существовать там лишь в течение малой доли солнечных суток. На больших глубинах, где суточные колебания температуры сглажены, по-видимому, слишком жарко для существования жидкой воды. Более того,

нет данных, которые подтверждали бы наличие на Меркурии воды в какой-либо форме, разве что, возможно, вблизи полюсов. Поэтому мы оставим Меркурий в стороне, до тех пор, пока не узнаем больше о содержании на нём летучих веществ. Температура на поверхности Венеры, почти повсеместно всегда близкая к 462 °С, слишком высока, а в недрах она ещё выше, так что Венеру мы тоже не будем рассматривать. На Марсе, как мы знаем, вода имеется в изобилии, а при температурах, господствующих в его коре, могла бы существовать жидкая вода. Марс мы рассмотрим в гл. 5.

Из планет остаются четыре планеты-гиганта и Плутон. У Юпитера температура атмосферы ниже самого верхнего слоя облаков возрастает с глубиной, проходя через интервал высот, в котором температура и давление допускают существование сложных углеродных соединений и воды в жидкой фазе. Вода и соединения углерода присутствуют на этих высотах, к тому же имеется достаточно интенсивное солнечное излучение, обеспечивающее источник энергии. Налицо все условия для существования жизни, и это привело к выдвижению совершенно фантастических идей о жизни в юпитерианской атмосфере. К сожалению, в атмосфере Юпитера происходит очень сильная конвекция, приводящая к перемешиванию с нижележащими слоями, где температура весьма высока. Поэтому трудно представить себе, как в столь неустойчивой среде могла бы появиться жизнь. То же самое относится и к Сатурну. Что касается Урана и Нептуна, то большая часть их недр, вероятно, состоит из жидкой воды, и хотя в основном они, очевидно, имеют слишком уж высокую температуру, быть может, в верхних слоях достаточно прохладно; но конвективные потоки снова могут свести на нет возможность возникновения жизни. В целом на планетах-гигантах жизнь маловероятна.

Плутон – это тело значительно меньших размеров, чем другие планеты и даже некоторые спутники планет (рис. 1.7). Недра таких малых тел изначально должны были иметь довольно высокую температуру из-за первичного разогрева, но менее чем за 100 млн. лет подавляющее большинство их должно было охладиться, и поэтому вряд ли там когда-либо была возможна жизнь. На первый взгляд кажется, что только самые крупные из них – Ганимед, Титан и Каллисто – могли бы оставаться достаточно тёплыми в течение необходимого для возникновения жизни времени и могут до сих пор сохранять достаточную температуру для поддержания жизни на некоторой глубине. Но, рассуждая так, мы забываем, что кроме внутренних источников тепла есть ещё приливный разогрев. Приливное трение можно рассматривать как внешний тепловой источник, и это может изменить наши представления об обитаемости планетных недр.

 

 

4.3.2. Приливный разогрев

Рис 4.4

Вызывающее разогрев приливное трение создаётся деформацией тела под действием гравитационного влияния на него одного или более других тел. На рис. 4.4 изображена деформация спутника, создаваемая планетой-гигантом, вокруг которой он обращается. Чтобы понять, как это происходит, рассмотрим силу тяготения, действующую на спутник массой m со стороны планеты-гиганта массой M, находящейся от него на расстоянии d. Величина этой силы определяется по формуле (см. учебники по физике в Приложениях)

F = G Mm/d². (4.3)

Вектор силы направлен в сторону массы М. Строго говоря, это соотношение справедливо лишь в том случае, если оба тела крайне малы по сравнению с разделяющим их расстоянием, либо имеют сферически-симметричное относительно своих центров распределение массы. Достаточная степень точности получается в случае планеты-гиганта и одного из её спутников. Формула применима также к любой небольшой части спутника. Если рассмотреть два участка с массой d m, один из которых расположен в ближайшей к планете точке спутника, а другой – в наиболее удалённой (рис. 4.4), то ясно, что сила тяготения на ближнем участке будет больше, чем на дальнем. Разность сил, действующих на эти крайние участки, будет равна

 

GMdm GMdm

DF = ¾¾¾ - ¾¾¾¾¾&frac3