Возможности жизни вне Солнечной системы

 

До сих пор в этой книге мы рассматривали возможность существования внеземных форм жизни только в пределах Солнечной системы. Однако в следующих главах мы будем обсуждать проблемы зарождения и развития жизни в гораздо более широких границах – во всей нашей Галактике, хотя, по большей части, – в ближайших к нам её областях. Поиск жизни или хотя бы пригодных для неё мест существенно усложняется с ростом расстояния до объектов, поскольку резко снижается мощность приходящего от них излучения.

Мы по-прежнему будем рассматривать лишь возможность углеродной жизни в водной среде, поэтому всё наше внимание будет обращено на планеты и их крупные спутники, существующие за пределом Солнечной системы. Судя по всему, описанные в разделе 1.2 условия и процессы, приведшие к образованию Солнечной системы, являются достаточно обычными, так что у многих звезд можно ожидать наличия планетных систем (в гл. 11 мы вернемся к этому вопросу и обсудим справедливость такого утверждения). Но какая из многочисленных планет может быть прибежищем жизни? Естественно, в первую очередь нас интересуют землеподобные планеты, то есть планеты каменистого состава, обладающие подходящими летучими компонентами и имеющие массу, близкую земной (т.е. от нескольких масс Марса до нескольких масс Земли). Кроме того, важно учитывать положение планеты: ей требуется долго находиться в зоне жизни (ЗЖ), чтобы условия для жизни сохранялись на поверхности планеты. Именно жизнь на поверхности наиболее доступна для её поиска вне Солнечной системы. Дело в том, что в обозримом будущем поиски жизни будут вестись с Земли или из её окрестности, поэтому заметить проявление поверхностных форм жизни, влияющих на атмосферу и поверхность планеты, будет значительно легче, чем обнаружить подземную жизнь. Для поддержания жизни могут оказаться важными и многие другие условия, например, наличие планет-гигантов, способных защитить населенные планеты от слишком частых космических столкновений (разд. 4.2.2).

Кроме того, возможность жизни на планете зависит от типа звезды, вокруг которой обращается планета, и от местоположения этой звезды в Галактике. Этим темам мы и посвятим данную главу, начав с разнообразия звёзд.

 

Типы звезд

 

Диаграмма Герцшпрунга–Рассела

Рис 8.1

 

Звёзды чрезвычайно разнообразны как по своему внутреннему строению, так и по внешним признакам. Весьма наглядно внешние характеристики звезд проявляются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела, названной в честь датского астронома Эйнара Герцшпрунга и американского астронома Генри Норриса Рассела, которые независимо друг от друга опубликовали схожие диаграммы, соответственно, в 1911 и 1913 годах. Это зависимости между светимостью звезд и их эффективной температурой (и между иными характеристиками, связанными с этими двумя). Приведенная на рис.8.1 типичная диаграмма Герцшпрунга–Рассела демонстрирует, где группируются основные типы звёзд.

Заметим, что шкала светимости логарифмическая, где в качестве единицы выбрана светимость Солнца в настоящее время (3,85 ´ 10²⁶ Вт); а шкала эффективной температуры, также логарифмическая, имеет обратное направление – значения на ней возрастают справа налево.

 

В разделе 1.1.2 уже говорилось, что эффективная температура Солнца (5780 К)

определена по спектру излучения абсолютно чёрного тела, наиболее точно подходящему к спектру Солнца, который и сам весьма похож на чёрнотельный спектр. Это же справедливо и для излучения других звезд.

Рис 8.2

На рис.8.2 показаны спектры излучения абсолютно чёрного тела при трёх различных значениях его температуры (указана мощность излучения с единицы поверхности тела в единичном спектральном интервале). Как видим, с ростом температуры не только резко возрастает полная мощность излучения, но и его максимум сдвигается в коротковолновую область спектра (от красного цвета к голубому). Таким образом, цвет «черного тела» зависит от его температуры. Сказанное, конечно, не следует понимать буквально: излучение звезды никогда не бывает монохромным, как чистые цвета радуги, а всегда занимает довольно широкий диапазон в спектре. Поэтому цвет реальных звёзд всегда близок к белому, но с некоторым характерным оттенком. В зависимости от температуры поверхности звезды выглядят бледно-оранжевыми (около 4000 К), бледно-желтыми (около 6000 К, к этой группе относится и наше Солнце) или почти бесцветными, практически белыми (при температуре выше 8000 К).

В таблице 8.1 приведены воспринимаемые человеческим глазом оттенки излучения звезд в зависимости от их температуры, а буквами (O, B, A, F, G, K, M) обозначен спектральный класс соответствующих звезд. Такая система обозначений возникла на основе оценки эффективной температуры по линиям поглощения в спектре звезды, и каждая из букв соответствует некоторому диапазону температуры, также указанному в табл.8.1 (данные таблицы относятся лишь к звездам главной последовательности и являются приближенными). Каждый спектральный класс дополнительно подразделяется на подклассы, – от 0 до 9, по мере снижения температуры, – так что звезда класса B9 немного горячее, чем A0, а звезда G4 – немного горячее, чем G5. Впрочем, у звёзд-гигантов и сверхгигантов даже при одинаковых буквенных обозначениях эффективные температуры соответствующих диапазонов могут несколько различаться. Чтобы запомнить порядок букв, обозначающих спектральные классы, можно использовать мнемонические правила – фразы, первые буквы которых образуют нужную последовательность: например, шуточный призыв «Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me!».

 

Таблица 8.1. Эффективные температуры (характерные значения), цветовые оттенки излучения и спектральные классы звезд главной последовательности

	Диапазон эффективных температур (К)
>30000	- 9800
Оттенок белого	голубой	голубой	белый	желтый	желтый	оранжевый	красный
Спектральный класс	O	B	A	F	G	K	M

 

 

Вернемся к уравнению (7.1), связывающему светимость звезды L с её эффективной температурой T_e и радиусом R:

 

L = 4 p R ² s T_e ⁴ (8.1)

 

и преобразуем его так, чтобы можно было вычислять радиус звезды по известным параметрам L и T_e:

 

(8.2)

 

Линии постоянного радиуса приведены на рис.8.1 в единицах радиуса Солнца (6,96 ´ 10⁵ км).

Легко понять, что на диаграмме Герцшпрунга–Рассела нельзя нанести линии постоянной массы, поскольку звезда в процессе эволюции может перемещаться по диаграмме, лишь незначительно изменяя при этом свою массу. Исключение составляют звезды главной последовательности, которые на рис. 8.1 заполняют очень узкую S – образную полосу, пересекающую диаграмму по диагонали от области "низкая температура – низкая светимость" до области "высокая температура – высокая светимость". На стадии главной последовательности звезды в своем развитии почти не перемещаются по диаграмме, поэтому их массу можно указать на рисунке 8.1 довольно точно. Как видим, при движении вдоль диагонали вправо эти массы постепенно уменьшаются. Измеренные массы звёзд лежат в диапазоне примерно от 100 масс Солнца (М_¤) до 0,08 М_¤. Известны и объекты меньшей массы, однако температура в их центре всегда ниже той, которая требуется для термоядерного "горения" водорода, так что эти звезды не принадлежат главной последовательности. Такие объекты малой массы – коричневые карлики – уже упоминались в разделе 1.3.1. Звезды главной последовательности, особенно более холодных спектральных классов, чем О и В, тоже часто называют карликами, чтобы подчеркнуть их малый размер по сравнению с гигантами (рис. 8.1). Принадлежность звезды к главной последовательности принято отмечать римской цифрой пять (V), указывая перед ней обозначение спектрального класса; например, наше Солнце представляет собой звезду типа G2V.

После эволюции на главной последовательности звезды с массой менее примерно 4 М_¤ становятся гигантами. В конце своей жизни гигант сбрасывает оболочку, которая расширяется и превращается в планетарную туманность, а остаток звезды становится белым карликом (рис. 8.1). В разделе 7.1 мы уже рассматривали детально эволюцию такой звезды на примере Солнца; история звезд с близкой исходной массой выглядит примерно так же. Звезды с массой от 4 до 8 М_¤ тоже превращаются в гиганты. Однако в дальнейшем, когда запас гелия в ядре такой звезды истощается, масса образовавшегося углеродно-кислородного ядра оказывается настолько большой, что давление вырожденного электронного газа уже не в состоянии удерживать его от сжатия (максимальная масса ядра в этой ситуации составляет около 1,4 М_¤). Поэтому ядра таких звезд продолжают сжиматься до тех пор, пока повышение температуры не приведет к запуску реакций слияния атомов углерода с образованием новых элементов (в частности, неона, натрия и магния). Впрочем, и эти звезды, подобно менее массивным, в конце концов выбрасывают в пространство планетарную туманность, а их ядро превращается в белый карлик довольно малой массы (менее 1,4 М_¤), равновесие которого поддерживается давлением вырожденных электронов. Звезда, масса которой на главной последовательности превышает 8 М_¤, в процессе эволюции превращается в сверхгигант (рис. 8.1). Жизненный цикл сверхгиганта примерно такой же, как у гиганта, но завершается он взрывом сверхновой (гл. 7), а из остатка звезды формируется либо нейтронная звезда (объект, в основном состоящий из нейтронов, масса которого близка к массе Солнца, но диаметр составляет всего около 10 км), либо ещё более странное образование – черная дыра. Ниже, в разделе 8.2, будет показано, что массивные звезды, вероятно, не имеют обитаемых планетных систем, поэтому далее мы не будем описывать их эволюцию.

Продолжительность жизни звезды (от рождения до неминуемой гибели) очень сильно зависит от её исходной массы, но в любом случае звезда проводит большую часть жизни на главной последовательности. Мы ещё вернемся к этому в разделе 8.2.1.