Обнаружение биосферы на расстоянии

 

12.2.1. Существует ли жизнь на Земле?

Рис 12.2

В 1989 г. NASA запустило космический аппарат "Галилео" (рис. 12.2) к Юпитеру и его спутникам. В разделе 6.2 мы уже говорили, что этот проект подстегнула идея о наличии океана (а может быть и жизни!) на спутнике Юпитера Европе. Аппарат достиг окрестностей Юпитера к декабрю 1995 г., но до этого дважды – в декабре 1990 г. и в декабре 1992 г. – он пролетал на расстоянии около 6´10⁶ км от Земли. Это потребовалось для увеличения скорости аппарата за счет его гравитационного взаимодействия с Землей, что позволило небольшим ракетным двигателям "Галилео" осилить тяжелый груз и довезти его до далекого Юпитера. Ученые использовали моменты сближения аппарата с Землей и Луной для изучения возможности обнаружения жизни. В 1990 г. предметом исследования стала Земля, а в 1992 г. – Луна. Хотя приборы космического зонда не были предназначены для этой цели, ученые надеялись, что такие исследования помогут в дальнейшем разработать более эффективные методы обнаружения признаков жизни.

Ответом "Галилео" на вопрос «Есть ли жизнь на Земле?» было категоричное «Да!». Такое заключение само по себе не стало откровением для ученых, но оно вселило надежду, что приборы "Галилео" способны решить эту задачу. Таких приборов было три.

Во-первых, инфракрасный спектрометр NIMS, который помог астрономам выявить содержащиеся в атмосфере вещества по их следам в инфракрасном спектре излучения поверхности Земли. В частности, среди обнаруженных веществ оказались озон O₃ и метан CH₄. В разделе 3.2.3 было сказано, что одним из основных признаков биосферы является выделение большого количества молекулярного кислорода O₂ в атмосферу планеты. Но O₂ дает слабые спектральные линии в инфракрасной области. Однако под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца часть молекул O₂ превращается в O₃, имеющий в этой области заметные спектральные линии (разд. 12.2.2). Трудно представить себе, какой процесс, помимо фотосинтеза, может вырабатывать такое количество O₂, которое может превратиться в заметное количество O₃. Но некоторые возможности отвергать нельзя. Здесь все зависит от CH₄. Он легко окисляется молекулами O₂ , образуя углекислый газ CO₂ и воду H₂O, в результате чего содержание метана в земной тропосфере является крайне низким: 1 молекула метана на 600 тыс. других молекул. Однако этого количества вполне достаточно для появления слабой, но вполне регистрируемой спектрометром NIMS инфракрасной линии. Здесь принципиально важно то, что без постоянного мощного притока CH₄ в богатую кислородом атмосферу было бы невозможно объяснить даже невысокое наблюдаемое содержание CH₄ в ней. На Земле нет достаточно мощных абиогенных источников метана, даже с учетом вулканических извержений. Поэтому объяснить его мощный приток можно лишь деятельностью биосферы, в которой метан производят как крупные организмы, так и некоторые бактерии. Наличие в атмосфере больших количеств O₂ и CH₄ (при концентрации далекой от равновесной) неопровержимо доказывает существование биосферы на Земле.

Во-вторых, приборы "Галилео" позволили измерить спектр отражения Земли, то есть мощность отраженного ею солнечного излучения на разных длинах волн. В близкой инфракрасной области, на волне около 0,8 мкм, отражение резко усиливается, в особенности над континентами. Этот эффект, названный «красной границей», связан с входящей в состав зеленых растений фотосинтезирующей молекулой хлорофилла и теми биологическими структурами, которые отражают излучение, не используемое хлорофиллом. Однако, хотя мы знаем, как интерпретировать эти спектральные детали на Земле, не следует ожидать, что фотосинтез на далеких планетах будет устроен так же. В лучшем случае можно надеяться увидеть те многочисленные линии поглощения, которые нельзя приписать обычным минералам. Конечно, этот признак жизни является более слабым, чем описанное выше присутствие двух атмосферных газов (O₂ и CH₄) в далекой от химического равновесия концентрации.

В-третьих, радиоприемник "Галилео" зафиксировал мощное излучение планеты в очень узких полосах, причем уровень излучения в каждой полосе был не постоянным, а модулировался весьма сложным образом, что невозможно объяснить природными процессами. Так проявили себя многочисленные радио- и телевизионные передатчики на поверхности Земли. А в модуляции сигналов содержалась передаваемая информация (ведь без этого не обходится даже примитивная «мыльная опера»!). Это доказало не только наличие биосферы на Земле, но и её развитие до достаточно высокого уровня технологической цивилизации (возможно, весьма редкого явления в космосе).

(a)

(b)

Рис 12.3

 

 

Относительно небольшие камеры "Галилео" и его удаленность от Земли не позволили получить фотографии поверхности планеты с четкими изображениями городов или других произведений рук человеческих (одна из фотографий приведена на рис. 12.3(а)). Снимок Земли с гораздо большим разрешением, полученный со спутника на низкой орбите, показан на рис. 12.3(б). Однако даже на нем нельзя разглядеть города и другие сооружения, хотя по окраске можно отчетливо различить обширные участки, покрытые растительностью.

 

В декабре 1992 г. аппаратура "Галилео" была направлена на Луну – результат оказался нулевым! Здесь не было обнаружено двух атмосферных газов в далекой от химического равновесия концентрации, да и вообще никаких газов; не было замечено красного избытка в отраженном свете; не обнаружилось радио- и телевизионных станций. Если на Луне и существует жизнь, то она должна скрываться под поверхностью, а это сомнительно, если учесть нехватку воды.

Далее мы подробнее рассмотрим спектральные характеристики планет в видимом и инфракрасном диапазонах, отложив до 13-й главы вопросы регистрации радиопередач. Спектры – исключительно важный источник информации, поскольку они выдают наличие биосферы на больших расстояниях и уже в ближайшее время могут быть использованы для поиска экзопланет похожих на Землю. Начнем с инфракрасных спектров.

 

12.2.2. Инфракрасный спектр Земли

Рис 12.4

На рис. 12.4 представлен инфракрасный спектр Земли при ее наблюдении из космоса. Но это не спектр, полученный "Галилео", а более детальный спектр, снятый ещё в 1970-х годах с искусственного спутника Nimbus-4. Он снят в дневное время над западной частью Тихого океана и примерно соответствует интегральному спектру нашей планеты в безоблачную погоду, полученному с большого расстояния. Заметьте, что ось абсцисс представлена двумя шкалами – верхней и нижней. При этом интервалы по нижней шкале сокращаются с переходам к большим длинам волн, тогда как интервалы по шкале частот остаются постоянными. Это обстоятельство просто отражает тот факт, что частота излучения f и длина волны l связаны соотношением l = с / f, где с – скорость волны. Дело в том, что в инфракрасной спектрометрии удобно пользоваться обычной, равномерной шкалой для частот, а при нашем рассмотрении удобнее ссылаться непосредственно на длину волны излучения. По шкале ординат отложена относительная мощность излучения в данном диапазоне.

На рисунке нанесены три плавные штриховые кривые, соответствующие излучению абсолютно черного тела при указанных рядом с ними температурах (разд. 1.1.2), а непрерывная зубчатая кривая показывает спектр излучения Земли. По виду именно этой кривой мы можем с уверенностью утверждать, что на Земле существует жизнь.

 

Температура поверхности

 

В диапазоне от 8 мкм до 12 мкм, за исключением «провала» в области 9,6 мкм, спектр излучения Земли близок к спектру черного тела с температурой 27 °С (300 К). Отсутствие сильных спектральных линий, характерных для молекул газа, говорит о том, что зарегистрированное спутником Nimbus-4 излучение в этом диапазоне испущено поверхностью Земли или облаками. А поскольку спектр был получен в безоблачную погоду, его уверенно можно связать с излучением поверхности, температура которой, как видим, близка к 27 °С или чуть меньше. При этой температуре, если атмосферное давление достаточно высокое, вода может существовать в жидком виде (рис. 2.10). Вода в виде жидкости существует при температурах от 0 °С до более высокой, конкретное значение которой зависит от давления атмосферы. При нормальном давлении у поверхности Земли (около 10⁵ Па) вода остается жидкой до температуры около 100 °С. Учитывая наличие у планеты плотной атмосферы, мы можем заключить, что на ее поверхности может существовать жидкая вода. В случае экзопланеты мы не будем знать, облака или поверхность дают спектр в диапазоне 8–12 мкм. Тут потребуются дополнительные данные, например, мы могли бы заметить изменение уровня облачности или детали в спектре, характерные для частиц облаков.

Знание температуры поверхности позволяет сделать ещё один важный вывод: в этом диапазоне могут существовать сложные углеродные соединения.

Поскольку молекулы белков и ДНК обычно разрушаются при температуре выше 160 °С, то большая часть поверхности Земли достаточно прохладна для существования этих веществ. В то же время, она не настолько холодна, чтобы катастрофически замедлилось протекание биохимических реакций, необходимых для поддержания жизни.

 

Вода

 

В том, что вода действительно присутствует на Земле, по крайней мере, в виде пара в атмосфере, нас убеждают многие детали тонкой структуры спектра на рис. 12.4. Молекула H₂O имеет много узких линий в инфракрасном диапазоне, так много, что зачастую они накладываются друг на друга, образуя широкие полосы. Именно такие полосы поглощения, а не отдельные линии, наблюдаются в спектре на рис. 12.4. Их особенно много на границах диапазона, где спектр почти сливается с кривой излучения черного тела при температуре 2 ^оС, которая существенно ниже температуры поверхности западной части Тихого океана. Причина в том, что на этих частотах молекулы водяного пара практически полностью поглощают излучение поверхности планеты, а затем переизлучают его при более низкой температуре, соответствующей их высоте в атмосфере.

Мы можем заключить, что температура тех слоев атмосферы, в которых сконцентрированы водяные пары, ниже температуры поверхности. Определить по рисунку 12.4 высоту слоев с температурой 2 °С мы не можем. Для этого нам надо знать, как изменяется температура атмосферы с высотой. Это показано на рис. 12.5, который получен путем прямых измерений температуры на разных высотах в атмосфере и осреднением этих данных по всей Земле. Как видим, температура 2 °С характерна только для высот в несколько километров над уровнем моря. Это отлично согласуется с прямыми метеорологическими наблюдениями: действительно, интенсивная концентрация водяных паров обычно происходит на высоте нескольких километров. Именно там скапливаются в атмосфере Земли водяные пары, которые маскируют истинную температуру поверхности планеты, полностью поглощая ее излучение в этом диапазоне.

 

Углекислый газ

Рис 12.5

В инфракрасном спектре Земле, показанном на рис. 12.4, в области 15 мкм наблюдается глубокий провал, вызванный несколькими наложенными друг на друга полосами поглощения молекулы CO₂. Минимум кривой в этой области поглощения соответствует температуре -50 °С, которая характерна только для верхних слоев тропосферы (рис.12.5). Это не означает, что максимальная концентрация молекул CO₂ наблюдается на такой высоте, – вовсе нет! – а лишь отражает тот факт, что при наблюдении из космоса углекислый газ уже на этих высотах настольно непрозрачен в области 15 мкм, что полностью поглощает излучение, идущее из более низких слоев атмосферы. Из рис. 12.4 мы делаем вывод, что на планете имеется CO₂, а следовательно, углерод – важнейший элемент биомолекул. Истинное содержание CO₂ в атмосфере около 0,035% от полного числа молекул.

 

Кислород и метан

 

Провал в области 9,3 мкм на рис.12.4 связан с молекулой O₃, образующейся из O₂ под действием ультрафиолетового излучения Солнца. Размер этого провала демонстрируют, что в земной атмосфере содержится весьма заметное количество O₂. Отметим, что сами молекулы O₂ трудно зарегистрировать в инфракрасной области спектра, поскольку они очень слабо поглощают в этом диапазоне. Молекула O₂ состоит из двух одинаковых атомов (т. е. она не только двухатомная, но и гомоатомная), а значит, распределение электрического заряда в ней зеркально симметрично относительно центра масс. Поэтому электромагнитное излучение (в нашем случае – инфракрасное) почти не способно возбудить колебания атомов в такой молекуле, так что поглощение фотонов ею оказывается очень слабым. Напротив, молекулы озона O₃ обладают совершенно иным типом симметрии, вследствие чего они охотно взаимодействуют с инфракрасным излучением. Это общее свойство любых гетероатомных молекул (не только двухатомных, но и с большим числом атомов): CO, CO₂ и H₂O тоже активно поглощают инфракрасное излучение.

Температура в центре полосы поглощения O₃ составляет около 0 °С, что характерно для нижних слоев тропосферы и верхних слоев стратосферы (рис. 12.5). В действительности, озон концентрируется в верхних слоях стратосферы; именно там находятся молекулы O₃, ответственные за полосу поглощения в инфракрасном спектре. Ультрафиолетовое излучение Солнца способствует появлению O₃ высоко над поверхностью Земли, благодаря чему это опасное излучение не проникает в более низкие слои атмосферы.

В связи с наличием O₃ возникает такой вопрос: а его источник, молекула O₂, указывает ли на существование биосферы? В разделе 3.2.3 был описан механизм абиогенного появления молекулярного кислорода при фотолизе воды: поглотив ультрафиолетовый квант, H₂O расщепляется на ОН и Н; легкие атомы водорода поднимаются в верхние слои атмосферы и рассеиваются в космосе, а ОН вступает в серию реакций, приводящих к образованию O₂. Действительно, некоторое количество O₂ вырабатывается на Земле этим механизмом, но нужно учесть, что много кислорода расходуются на окисление горных пород и нейтрализацию вулканических газов. Расчеты говорят, что фотолиза явно недостаточно для обеспечения наблюдаемого содержания кислорода в атмосфере нашей планеты. Следовательно, большая часть O₂ в атмосфере Земли является биогенной, связанной с процессом фотосинтеза. И хотя для значительного поглощения в полосах O₃ достаточно умеренного количества O₂, поглощение O₃ в земной атмосфере, как мы понимаем, указывает на высокое содержание O₂.

Однако, при определенных условиях, фотолиз воды все же может обеспечить изобилие O₂ в атмосфере. Во-первых, это возможно при значительном увеличении частоты реакций фотолиза. Такое произойдет в будущем, через несколько миллиардов лет, когда рост температуры Солнца усилит испарение воды на Земле и насытит парами воды верхние слои нашей атмосферы. Больше воды – больше реакций фотолиза – больше кислорода. Однако это не может продолжаться долго: фотолиз постепенно уничтожит воду на планете, и через несколько миллионов лет Земля станет совершенно сухой. Примерно за то же время выделившийся при фотолизе кислород израсходуется на окисление горных пород и вулканических газов. Получается, что усиление фотолиза не сможет долго поддерживать в атмосфере Земли высокое содержание кислорода, даже если при этом будет израсходован весь запас воды на планете. Некоторые ученые считают, что именно таким образом давно потеряла воду Венера, расположенная ближе к Солнцу, чем наша планета.

Во-вторых, фотолиз воды может заметно повысить содержание кислорода в атмосфере, если скорость расхода образующегося кислорода в геологических процессах будет очень мала. В этом случае доля кислорода в атмосфере будет медленно возрастать в течение сотен миллионов лет, однако нельзя забывать об эффектах, связанных с размером планеты. Крупные скалистые планеты типа Земли проявляют очень высокую геологическую активность, примером которой может служить тектоника плит на Земле, в то время как маленькие планеты в этом отношении менее активны. Если небольшая планета расположена близко к своей звезде, то атмосфера у нее влажная и со временем она может значительно обогатиться кислородом за счёт фоторазложения молекул воды, хотя за длительный период и этот кислород все же будет израсходован на окисление поверхности планеты.

Исходя из этих соображений, если космический наблюдатель учтёт размеры Земли и найдет маловероятным, что исследуемая планета вот-вот потеряет все свои запасы воды, то он придет к выводу, что на Земле существует некий механизм фотосинтеза, при котором постоянно образуется кислород. А в разделе 12.2.1 отмечалось, что одновременное обнаружение в атмосфере Земле значительных количеств CH₄ и O₂ практически не оставляет сомнений в существовании биосферы на нашей планете!

А как обстоит дело со спектрами других планет?

 

12.2.3. Инфракрасный спектр Марса

Рис 12.6

На рис. 12.6 представлен инфракрасный спектр участка поверхности Марса, полученный "Маринером-9" в дневное время при хорошей видимости. В нем ясно видна полоса поглощения CO₂ , но полностью отсутствуют признаки O₃ , а следовательно, в атмосфере не может быть существенного количества O₂ (что и подтвердилось позже прямыми измерениями). Таким образом, на рис. 12.6 нет доказательств наличия биосферы у планеты. Хотя на ней могут быть формы жизни, не проявляющие себя в составе атмосферы. Действительно, до того как содержание кислорода в атмосфере Земли стало значительным (около 2,3 млрд. лет назад, разд. 3.2.3), было бы трудно в ее инфракрасном спектре заметить признаки биосферы. Правда, с Марсом все проще: севшие туда автоматические станции доказали, что сейчас на его поверхность нет жизни.

Итак, если жизнь на Марсе существует, то она спрятана глубоко под поверхностью. Только там постоянно может присутствовать жидкая вода, в отличие от поверхности, где воды нет или она появляется на очень короткое время (разд. 5.3.4).

 

12.2.4. Инфракрасные спектры экзопланет

Рис 12.7

 

Теперь мы заглянем в будущее, в то счастливое время, когда телескопы смогут получать изображения экзопланет, похожих на Землю. Разумеется, пока наши зонды не долетят до этих планет, их изображения будут представлять собой лишь бледные пятна, на которых нельзя будет различить ни диск планеты, ни, тем более, детали ее поверхности. Но будь это хоть диск, хоть точка, анализ ее излучения с помощью инфракрасного спектрометра позволит искать признаки жизни. На рис. 12.7 показано, как примерно будет выглядеть спектр, который может быть получен в близком будущем, после запуска на орбиту космического телескопа "Дарвин" (разд. 9.5.2).

Во-первых, отметим, что спектральное разрешение очень низкое (то есть, вдоль оси длин волн спектр разделен на широкие «ступени»), поэтому мы не сможем выявить детали спектра, которые тоньше ширины ступенек Dl. Естественно, возникает желание максимально уменьшить ширину интервала Dl. Но при этом резко возрастет продолжительность наблюдений, поскольку в каждом интервале необходимо накопить достаточное число фотонов. Чем меньше мы выберем Dl, тем больше станет время экспозиции D t. На рис. 12.7 показан модельный спектр планеты типа Земли, расположенной в зоне жизни ее звезды, находящейся на расстоянии около 30 св. лет от нас; спектр получен инфракрасным космическим телескопом типа "Дарвин"; спектральное разрешение Dl» 0,5 мкм; время экспозиции D t» 40 сут. Напомним, что высота ступенек на спектре подвержена статистическим флуктуациям: при последующих наблюдениях того же объекта полученные спектры будут несколько различаться высотой ступенек, что объясняется небольшим числом фотонов, попадающих в каждую из них (разд. 9.2.1).

Несмотря на низкое разрешение, мы можем заметить в спектре полосы поглощения CO₂ и O₃. Понижение потока в диапазоне 6–8 мкм наводит на мысль о парах воды в атмосфере. Признаков поглощения CH₄ не заметно. Температуру поверхности мы можем оценить по упоминавшемуся выше окну в диапазоне 8–12 мкм, если предположим, что спектр был получен при отсутствии облачности. Средняя глобальная температура поверхности получается около -25 °С; при ней вода не может существовать в жидком состоянии, хотя не исключено наличие участков поверхности с более высокой температурой. С другой стороны, вполне может оказаться, что наши измерения относятся не к поверхности, а к плотному облачному покрову в холодных слоях атмосферы или к какому-то сочетанию участков поверхности и облаков, так что полученная оценка температуры не служит доказательством отсутствия жизни на планете. Действительно, сильная полоса поглощения O₃ может указывать на наличие активной биосферы у этой экзопланеты, хотя не следует забывать и о возможности абиогенного образования O₃ (разд. 12.2.2).

 

Случай отсутствия в спектре следов кислорода

 

Рассмотрим теперь спектр экзопланеты, похожий на рис.12.7, но без полосы поглощения O₃. Мы в сложном положении: наличие углерода и воды, а также благоприятная температура (по крайней мере, в некоторых местах) – все это говорит о подходящих для жизни условиях, но в спектре нет доказательств обитаемости планеты. Тут мы должны вспомнить важный юридический принцип: «Отсутствие доказательств не является доказательством отсутствия». Возможны несколько причин, по которым даже при наличии биосферы не удается обнаружить кислород. Например, атмосфера может содержать много кислорода, но из-за слабости ультрафиолетового излучения звезды молекулы O₃ не образуются. Или же они образуются, но по какой-то причине быстро исчезают. Впрочем, планета может быть обитаемой и при полном отсутствии O₂. Возможны как минимум три варианта:

* На поверхности планеты существует биосфера, использующая фотосинтез с выделением кислорода, но она напоминает биосферу Земли в ранний период ее развития, когда производство кислорода было низким, и его присутствие в атмосфере невозможно было зарегистрировать с большого расстояния.

* На поверхности планеты существует биосфера, использующая фотосинтез без выделения кислорода либо вообще обходящаяся без фотосинтеза. На Земле существую организмы, использующие и ту, и другую возможность.

* Биосфера планеты существует глубоко под корой и не влияет на состав атмосферы, как это может быть сейчас на Марсе или под ледяной корой Европы.

 

Впрочем, даже если где-то реализовались описанные выше случаи, мы сможем обнаружить жизнь другими методами.

Прежде всего, в инфракрасном спектре мы можем заметить наличие газов, помимо O₂, присутствие которых невозможно объяснить абиогенными процессами. Если обнаружен лишь один такой газ, то лучше придерживаться абиогенного объяснения, как в случае с фотолизом воды для O₂. Но наличие двух газов, готовых легко реагировать друг с другом и полностью уничтожать один из них или оба, служит гораздо более сильным доводом в пользу существования жизни. Пример такой пары на Земле – это CH₄ и O₂: менее распространенный CH₄ , образующийся в биохимических реакциях, всё же имеет концентрацию гораздо выше той, которая была бы в случае его химического равновесия с O₂.

CH₄ и O₂ служат примером окислительно-восстановительной пары (разд. 2.4.1), в которой одна из молекул выступает донором электронов (здесь – CH₄), а вторая – акцептором (O₂). Наличие любой такой пары в состоянии далеком от химического равновесия указывает на протекание биохимических процессов. В принципе, число возможных пар этого типа довольно велико; например, вместо кислорода роль акцептора может играть сера (это используют некоторые земные бактерии). К тому же, могут быть пары, не вступающие в окислительно-восстановительные реакции. Обнаружив на планете неравновесную концентрацию любой пары реагирующих газов, мы обязаны тщательно изучить все возможности их небиогенного происхождения, так как отсутствие соответствующих объяснений предполагает наличие каких-то биохимических реакций.

 

12.2.5. Спектры экзопланет в видимом и близком инфракрасном диапазонах

 

Вид инфракрасного спектра экзопланеты в диапазоне, показанном на рис. 12.7, обусловлен излучением ее поверхности и атмосферы, а также поглощением части этого излучения молекулами, входящими в состав атмосферы. Наряду с анализом этого спектра, существуют и другие методы поиска жизни, как это продемонстрировали наблюдения Земли аппаратом "Галилео". В этом разделе мы коснемся наблюдений в видимой и близкой инфракрасной областях излучения.

В инфракрасном диапазоне, вблизи 0,8 мкм, мы можем заметить "красную границу", связанную с наличием растительности на поверхности планеты. Этот "обрыв" в спектре возникает по вине входящих в состав растений и некоторых одноклеточных организмов молекул хлорофилла, играющих ключевую роль в процессе фотосинтеза. Эти молекулы поглощают фотоны солнечного света, что позволяет растениям использовать световую энергию для связывания углерода и осуществления основных биохимических процессов, поддерживающих жизнь (разд. 2.4.2). Хлорофилл поглощает только фотоны определенных длин волн – в красной и синей областях спектра. Именно поэтому большинство растений имеет зеленый цвет. В тканях растений хлорофилл связан со структурами, отражающими свет ближнего инфракрасного диапазона (в основном, чтобы избежать перегрева), благодаря чему в спектре и появляется резкая красная граница. Спектр листьев (рис. 12.8)

Рис 12.8

демонстрирует совместный эффект поглощения и отражения. Обратите внимание, что на рис. 12.8 показан спектр отражения; не спутайте его с обсуждавшимися в предыдущих разделах спектрами излучения. В спектре отражения по вертикальной оси отложена доля излучения внешнего источника (например, Солнца), отраженная данным телом. А спектр излучения показывает распределение энергии в собственном излучении тела.

Красная граница – наиболее явный признак существования хлорофилла. Но чтобы заметить ее в спектрах экзопланет, все же потребуются телескопы калибра "Дарвина", OWL или TPF (разд. 9.4 и 9.5), так что это задача следующего десятилетия. К тому же, если она не будет в точности похожа на красную границу в спектрах земных растений, мы не сможем с уверенностью сказать, имеет ли она биогенное или абиогенное происхождение.

Существует ещё один способ изучения экзопланет по отраженному ими свету, который также станет доступен для телескопов следующего поколения (OWL, "Дарвин", TPF, …). Посмотрите на оптические изображения Меркурия, Венеры, Земли, Марса и Луны (рис. 12.9). Представьте, что у каждого из этих объектов мы измеряем полную интенсивность отраженного ими солнечного света (речь идет не о спектре) с интервалом в несколько часов. Тогда мы получим зависимости вроде тех, что показаны на рис. 12.10. Как видим, переменность блеска у Земли сильнее, чем у других планет. Океаны слабо отражают солнечный свет, облака и ледники отражают его очень хорошо, а пустыни и лесные массивы – умеренно.

(а) (b) (c)

(d) (e)

Рис 12.9

Рис 12.10

Земля вращается, постоянно подставляя Солнцу разные участки своей поверхности. Поэтому суммарная яркость освещенного полушария, измеряемая далеким наблюдателем, в течение суток меняется примерно вдвое. Вариации будут еще заметнее, если измерять не полный поток отраженного излучения, а лишь в определенных спектральных диапазонах. Кроме этого, существует и более долговременная переменность блеска (до 20%), обусловленная сезонными изменениями облачного покрова Земли, причем у других планет Солнечной системы она выражена намного слабее. Конечно, переменность блеска не являются прямым доказательством существования биосферы, но она может служить дополнительным аргументом в пользу обитаемости планеты, особенно в сочетании с другими индикаторами (инфракрасный спектр, и проч.).

В видимом и ближнем инфракрасном диапазонах излучения мы можем получить не только спектр отражения планеты, но и спектр поглощения её атмосферы. Он возникает, когда отраженный поверхностью свет частично поглощается различными компонентами атмосферы. Подобно инфракрасному спектру, поглощение в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах также может рассказать нам о составе атмосферы. В то время как в инфракрасной области спектра кислород O₂ не проявляет себя, и его наличие доказывается косвенно, по линиям озона O₃ , в оптическом диапазоне молекулу O₂ можно зарегистрировать непосредственно, по сильной спектральной линии на 0,76 мкм. Эта возможность была наглядно продемонстрированы при анализе излучения Земли, отраженного темной стороной Луны (так называемый "пепельный свет Луны"). Подобные исследования экзопланет начнутся лишь после создания уже не раз упоминавшихся телескопов следующего поколения.

Быть может, вас удивило наличие сильной спектральной линии O₂ в видимом диапазоне, поскольку выше мы говорили, что симметричные молекулы не имеют сильных линии в инфракрасной области спектра. Причина в том, что инфракрасное излучение взаимодействует с атомами в молекуле кислорода как с цельными объектами, в то время как коротковолновое видимое излучение воздействует на отдельные электроны в каждом из атомов, в результате чего симметрия молекулы уже не имеет значения.

 

12.2.6. Межзвездные зонды

Рис 12.11

Очевидным преимуществом использования межзвездных зондов является их возможность сближаться с экзопланетами (рис. 12.11). Это позволило бы гораздо легче и быстрее, чем при наблюдении от Земли, собрать спектральные данные о таких планетах, не говоря уже о том, что наиболее тонкую спектральную информацию вообще невозможно получить с большого расстояния. А если зонд сблизится с экзопланетой, войдет в её атмосферу и сядет на поверхность, то сможет провести прямые измерения и наблюдения, а также заняться поисками форм жизни, скрытых под поверхностью планеты. Так почему же, запуская зонды к далеким планетам Солнечной системы, мы не можем отправить их к экзопланетам? Представим, что мы захотели послать зонд к ближайшей звезде солнечного типа (a Кентавра А), удаленной от нас на 4,40 св. года. Вспомним, что Солнце находится на расстоянии 1,6 ´ 10 ^–5 св. года от Земли. a Кентавра А в 275000 раз дальше; это и делает полет к ней таким трудным. Если зонд будет двигаться со средней скоростью в 10% скорости света, он доберется до a Кентавра А через 44 года. Довольно долгое путешествие. К тому же, чтобы разогнать зонд до указанной скорости, потребуется огромная энергия (разд. 13.4.1), а также новый тип ракетных двигателей взамен химических.

Посмотрим, что уже достигнуто в области космических полетов. Начиная с первых шагов в космос, сделанных в 1950-е годы, было запущено множество зондов. Все они разрабатывались для исследования планет Солнечной системы, в том числе и самых далеких, но ни один не был предназначен для полета к звездам. Тем не менее, четыре аппарата NASA ("Пионер-10", "Пионер-11", "Вояджер-1" и "Вояджер-2") покинут пределы Солнечной системы. Хотя первым из них в 1972 г. был запущен "Пионер-10", дальше всех сейчас улетел "Вояджер-1", запущенный в 1977 г. В 2003 г. расстояние до него было примерно вдвое больше, чем до Плутона, но и при этом оно составляло всего лишь одну тысячную долю светового года! Движение этого зонда постепенно замедляется притяжением Солнца, так что пройдут десятки тысяч лет, прежде чем он достигнет окрестностей ближайших звезд, и еще больше времени, пока он случайно сблизится с одной из них. Все же на тот маловероятный случай, если зонд попадет к инопланетянам, на нем поместили медный диск (наподобие грамофонной пластинки) с записями изображений и звуков Земли. Впрочем, неясно, смогут ли инопланетяне воспроизвести и понять смысл этого послания.

По-видимому, лишь к концу нынешнего столетия мы найдем способ и средства для запуска зонда со скоростью 10% скорости света. Даже если удастся это сделать, нам придется ждать 44 года, пока зонд достигнет звезды a Кентавра А, и ещё 4,4 года, пока посланная им информация достигнет нас со скоростью света. Есть еще проблема: как затормозить зонд, чтобы он не пронесся мимо планеты слишком быстро? Один из способов – использовать гигантский «парус»: в начале пути давление на парус солнечного света (или мощного лазерного излучения) разгонит зонд для вылета из Солнечной системы, а в конце пути под действием излучения звезды зонд затормозится. Впрочем, пока еще не пришло время подробно описывать межзвездные зонды. К счастью, развитие спектроскопии с наземными и космическими телескопами даст нам реальный шанс обнаружить жизнь за пределом Солнечной системы в

ближайшие десятилетия.

 

Резюме

 

* Нас особенно интересует возможность обнаружения с больших расстояний жизни, основанной на углероде и жидкой воде. Поэтому мы ограничиваемся поиском планет с пригодной для жизни поверхностью, которые провели в зоне жизни своей звезды, по меньшей мере, последний миллиард лет.

* Чтобы проверить, имеет ли экзопланета биосферу, было бы желательно опустить на ее поверхность зонд, способный передать нам результаты исследования вещества и изображения поверхности. В нынешнем веке на это трудно рассчитывать. В обозримом будущем мы вынуждены будем проводить наблюдения из Солнечной системы и в основном опираться на результаты анализа приходящего к нам электромагнитного излучения экзопланет.

* Инфракрасный спектр экзопланеты позволяет судить о температуре в ее атмосфере, а также о температуре поверхности, если в атмосфере есть окна прозрачности. Кроме этого, эти спектры позволяют оценить состав атмосферы. Условия на поверхности планеты можно считать пригодными для углеродно-водных форм жизни, если в её атмосфере есть водяной пар и CO₂, а температура поверхности позволяет существовать воде в жидкой форме и сложным углеродным соединениям.

* О существовании биосферы могут свидетельствовать сильные линии поглощения O₃, указывающие на обилие кислорода в атмосфере, который постоянно может пополняться лишь в процессе кислородного фотосинтеза. Правда, источником O₂ может служить и фотолиз воды, но лишь в том случае, если планета длительное время геологически пассивна, либо же мы застали ее в короткий период интенсивной потери воды из атмосферы.

* Значительно более убедительным доказательством существования биосферы может стать обнаружение окислительно-восстановительной пары газов в далеких от их химического равновесия концентрациях, например, пары CH₄ и O₂ (индикатором которого послужит O₃).

* Отсутствие значительного количества O₂ в атмосфере еще не доказывает отсутствия биосферы на планете.

* Спектр экзопланеты в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах также позволяет судить о возможности жизни и даже о наличии биосферы. Он позволяет определять состав газов в атмосфере и выявлять признаки хлорофилла или других биологических соединений. Переменность блеска планеты также говорит о свойствах ее поверхности и атмосферы.

* Для получения спектров экзопланет, по которым можно будет судить о возможности жизни на них, требуются телескопы нового