Свыше 50 лет назад Герцшпрунг (1911) и Рессел (1914) установили, что звезды можно разделить на группы в зависимости от их спектрального класса (температуры) и светимости (абсолютной звездной величины). Со времени открытия этих фундаментальных свойств звезд было установлено много общих закономерных связей, или, как часто говорят, соотношений между массой, светимостью, возрастом, диаметром (плотностью), температурой, спектральным классом, составом звезд, условиями в их недрах, ядерными реакциями и т. п. На основе этих соотношений в настоящее время развиваются идеи об эволюции звезд, а также внутренних и внешних физических и химических изменениях, сопровождающих процессы их старения. Выдвинуты различные гипотезы о путях звездообразования, связи между членами тесных двойных систем, распределении звезд по классам в галактических скоплениях и др. Нельзя утверждать, что все эти идеи безусловно правильны; некоторые из них по существу вступают в противоречие с другими. Но главное, что бесспорно следует из этих соотношений и закономерностей, сводится к тому, что большие светящиеся объемы вещества во Вселенной, называемые звездами или солнцами, представляют собой не какие-то обособленные, уникальные и странные объекты, кажущиеся совершенно не связанными друг с другом, а что они принадлежат к определенным классам светил и обладают чертами фамильного сходства. Хотя звезды и отличаются друг от друга массами и возрастом, но в целом класс звезд явно образует непрерывную последовательность, в пределах которой все их наблюдаемые свойства, по-видимому, связаны с основными характеристиками — массой, возрастом, скоростью вращения, близостью к другим массивным телам и, возможно, первичным химическим составом.

Число светящихся тел, различимых как отдельные точки на небе, превышает миллион, но из них лишь примерно 500 000 можно назвать звездами, доступными наблюдениям. Следовательно, в нашем распоряжении для изучения имеется достаточное количество объектов, которые можно сравнивать, статистически анализировать их параметры, их распределение в пространстве, исследовать их спектры и т. д.

Совсем иначе обстоит дело, когда мы подходим к изучению несамосветящихся тел Вселенной. Из этого класса тел, о существовании которых известно только благодаря их способности отражать свет или которые можно обнаружить косвенно путем наблюдения периодических колебаний блеска соседних самосветящихся объектов, мы знаем лишь несколько относительно малых тел в пределах нашей Солнечной системы — это планеты, спутники и астероиды.

Так как количество планет в Солнечной системе невелико, к ним обычно подходят как к своего рода уникальным объектам и изучают каждую в отдельности. Тем ее менее, если некоторые современные идеи об образовании звезд в основном правильны, то из них следует, что число звезд во Вселенной, возможно, меньше числа несамосветящихся тел. И этот класс несамосветящихся тел, вероятно, можно разделить на семейства или классифицировать по каким-то признакам в соответствии с их физическими свойствами или локализацией в пространстве. С этой точки зрения планеты Солнечной системы следует считать не уникальными образованиями, а представителями большого семейства объектов, образующих в совокупности непрерывную последовательность, физические характеристики членов которой связаны между собой определенными соотношениями, следующими из основных законов природы.

Слово “планетология” в прошлом использовалось в значении “исследование и интерпретация свойств поверхностей планет и спутников”, причем под планетой понималось “любое, за исключением кометы или метеора, тело, обращающееся вокруг Солнца в пределах нашей Солнечной системы”. Необходимо ввести более общий термин, который охватывал бы все несамосветящиеся тела, независимо от того, являются ли они частью вашей собственной Солнечной системы или движутся по орбитам вокруг каких-то других звезд. Поэтому под “общей планетологией” автор понимает “отрасль астрономии, которая занимается изучением и интерпретацией физических и химических свойств планет”. В этом контексте планеты определяются как “массивные агрегаты вещества, которые тем не менее никогда не были достаточно велики, чтобы способствовать термоядерным реакциям в своих недрах”.

Таким образом, общая планетология должна прежде всего заниматься выводом взаимозависимостей между различными свойствами планетоподобных объектов или, иначе говоря, тех тел, масса которых меньше 10³¹ —10³² г (т. е. меньше чем 1/200— 1/20 массы Солнца). Ниже мы перечисляем свойства планетных тел. Некоторые из них первичные, присущие им от природы или обусловлены их местоположением, другие можно считать производными (или вторичными).

К первичным свойствам относятся: масса, скорость вращения и возраст.

К связанным с местоположением свойствам относятся: среднее расстояние от главной звезды (звезда, вокруг которой движется по орбите планета), наклон экватора к плоскости орбиты, эксцентриситет орбиты, связь с другими планетными телами (спутники и др.) и свойства главной звезды (или звездной системы), близ которой существует планета.

К производным свойствам относятся; интенсивность и вид радиации, получаемой от главной звезды (или главных звезд); распределение температуры по поверхности; ускорение силы тяжести на твердой поверхности; состав атмосферы, градиент плотности и распределение температуры по высоте; внутреннее строение и состав; атмосферное давление на твердой и жидкой поверхности; атмосферная циркуляция; характер приливов; интенсивность радиоактивности; существование различных форм жизни; вулканическая активность; частота падения метеоритов.

Если мы будем считать планетные тела Солнечной системы членами одной семьи и начнем искать между ними фамильное сходство, то выявляется ряд интереснейших закономерностей. Некоторые из них мы обсудим подробно ниже. Здесь же упомянем только о взаимосвязи между средней плотностью и массой, между энергией вращения на единицу массы и массой планеты; между возможным составом атмосферы, с одной стороны, и массой и интенсивностью поля излучения, с другой стороны. Целый ряд интересных зависимостей можно получить путем эмпирической экстраполяции или интерполяции или же анализируя “возмущение” существующих на Земле условий. Некоторые дополнительные взаимозависимости можно вывести из теоретических соображений.

В настоящее время ясно, что наши звания о законах, лежащих в основе общей планетологии, весьма неполны. Прежде всего многие сведения о планетах Солнечной системы известны только приближенно (хотя частенько их приводят с тремя значащими цифрами); следовательно, некоторые данные для использования их при выводе корреляционных зависимостей недостаточно надежны. Например, согласно одним опубликованным данным, плотность Меркурия составляет 3,7 г/см², а по другим — 6,2 г/см² (Фирсов, 1954); неоднократно публиковались и промежуточные значения. Эта неопределенность в значениях плотности есть следствие крайней трудности точных измерений массы и диаметра Меркурия. Физические размеры и плотности Урана и Нептуна также известны только очень приближенно. Вдобавок наши современные знания о свойствах в поведении обычного вещества в условиях крайне высоких давлений (которые могут осуществляться в недрах планет) все еще весьма несовершенны. До сих пор еще нельзя утверждать, что мы располагаем каким-то целостным представлением о причинах горообразования, землетрясений и вулканической активности или о строении земной коры, мантии и недр.

Наконец, многие из подлежащих исследованию вопросов, обременены столь большим количеством усложняющих эти вопросы эффектов, что решить их оказывается чрезвычайно трудно даже с использованием современных математических методов, и чтобы вообще подступиться к задаче, приходится сильно упрощать ее. Примером такого вопроса может служить, например, современная земная метеорология. Огромные усилия затрачиваются на осмысливание явлений ветра, бурь, осадков, закономерностей циркуляции воздуха и других атмосферных явлений, но многие вопросы все еще остаются неразрешенными (например, причина ледниковых периодов), а предсказания погоды в большинстве случаев все еще делаются на эмпирической основе. Насколько труднее было бы решение проблем планетной метеорологии полностью в общем виде с учетом всех возможных комбинаций состава атмосферы, ее массы, силы тяжести на поверхности Земли, скорости ее вращения, учета отношения площадей — суши и моря, наклона оси вращения Земли и т. п.

Однако в ряде случаев постановку задачи можно упростить, отбросив менее существенные факторы. Например, можно оценить условия, при которых теряются или, наоборот, сохраняются различные атмосферные газы, и по этому признаку наметить примерную субклассификацию планет. Знание относительного содержания химических элементов во Вселенной в сочетании со знанием химических и физических свойств наиболее обильных элементов и соединении позволяет сделать вывод о том, какие именно газы, входящие в состав атмосферы, нужно рассматривать.

Главная цель общей планетологии, как и науки вообще, состоит в более полном познания мира, в котором мы живем. Более частными задачами по сравнению с главной целью являются следующие: выявить общие характерные черты планетных систем; оценить возможное число планетных систем; добиться более четкого определения параметров планет, пригодных для жизни, и сделать более уверенную оценку числа пригодных для жизни планет в нашей Галактике и во Вселенной; указать, какие звезды в окрестностях Солнца с наибольшей вероятностью могли бы обладать такими планетами и вычислить эту вероятность; наконец, лучше уяснить себе особенности нашей собственной планеты и оценить в комплексе те факторы, которые делают Землю удобным местом для жизни.

Последующие разделы будут посвящены первичным параметрам планет и параметрам, связанным с их положенном, а также некоторым зависимостям или соотношениям между параметрами, которые были установлены косвенным путем. Приводимые данные, конечно, не являются абсолютными истинами, застрахованными от изменений или коренного пересмотра в будущем. Однако ряд интересных выводов можно сделать даже при несовершенстве общей планетологии наших дней.

Некоторые общие свойства планет
Солнечной системы *)

По-настоящему любое полноценное обсуждение свойств массивных агрегатов вещества во Вселенной следовало бы начинать с описания процесса образования звезд и планет. Однако вопрос этот в целом спорный и стоит несколько в стороне от круга интересов данной главы. Харлоу Шепли (1959) дал список из пятнадцати различных древних и новейших гипотез происхождения планет и отдал предпочтение пятнадцатой — своей “гипотезе отчаяния” или “выживания наиболее приспособленных” (согласно Шепли, упорядоченность в планетной системе получается из хаоса просто потому, что менее устойчивые члены “выметаются” или каким-то иным способом устраняются более устойчивыми членами, так что по прошествии некоторого длительного времени остаются только самые устойчивые члены). В некоторых отношениях эта гипотеза аналогична теориям аккреции пыли и газа, выдвинутым ранее Вайцзеккером (1944), Юри (1952), Кёйпером (1951), Хойлом (1950, 1955) и другими**). Согласно этим теориям звезды возникают при аккреции пыли и газа в облаках космической материи, а планеты формируются из остатков вещества, окружающего вновь образовавшиеся звезды. Много было написано и о деталях формирования звезд и планетных систем. Гипотеза “аккреции” или аккумуляции объясняет более или менее удовлетворительно большую часть наблюдаемых динамических и физических свойств тел Солнечной системы (лучше любой другой гипотезы). Поэтому, не вдаваясь в детали, которые во многом противоречивы, мы будет здесь предполагать, что гипотеза аккумуляции в основном правильна. А наша задача в данный момент сводится к выявлению некоторых свойств, типичных для больших скоплений вещества.

*) Автор рассматривает свойства планет главный образом с точки зрения пригодности их для жизни, и поэтому многие данные здесь не приводятся. Кроме того, ракетные исследования планет, проводимые в СССР и США привели к быстрому росту информации о свойствах планет Солнечной системы, так что любые обзоры здесь очень скоро оказываются устаревшими. Можно порекомендовать читателю следующие книги для более углубленного знакомства со свойствами планет Солнечной системы: В. И. Мороз, Физика планет, “Наука”, 1967, Д. Я. Мартынов, Планеты. Решенные и нерешенные проблемы, “Наука”, 1970. (Прим. ред.)

**) Близка к этой схеме и гипотеза О. Ю. Шмидта, предложенная им в 1944 г, и разрабатываемая преимущественно в СССР его учениками и сотрудниками (Б. Ю. Левин, В. С. Сафронов, Б. Л. Рускол и др.). С гипотезой О. Ю. Шмидта и ее дальнейшей разработкой можно познакомиться по следующей литературе: первая работа О. Ю. Шмидта опубликована в докладах АН СССР, т. 45, № 6, стр. 245, 1944, а более подробное изложение: О, Ю. Шмидт, Четыре лекции о происхождении Земли, Изд. АН СССР, Москва, 1950, Дальнейшее развитие и обсуждение: Б. Ю. Левин, Развитие планетной космогонии в сб. “Развитие астрономии в СССР”, “Наука”, стр. 300, 1967; В. С. Сафронов, Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет, “Наука”, 1969. (Прим. ред.)

Классификация небесных тел на основе величины их массы. Несомненно, важнейшим первичным свойством больших объединений вещества является масса. Если мы примем, что можно дать определение звезде как скоплению вещества, масса которого достаточна для поддержки термоядерных реакций в недрах звезды в настоящий момент или в прошлом, то планетой можно назвать такое скопление вещества, масса которого ни в настоящем, ни в прошлом была недостаточна для поддержки таких реакций.

Все звезды, о которых мы что-либо знаем из наблюдений, имеют массы в диапазоне от 0,04 *) до примерно 60 масс Солнца, хотя громадное большинство звезд, доступных нашим наблюдениям, имеют массы 0,2 — 5 масс нашего Солнца. По определению Эддингтона звезда— это любое скопление вещества, масса которого заключена в пределах между 10³² и 10³⁷ г (0,05—5000 солнечных масс); Эддинггон считал, что тело, масса которого меньше 10³² г, не могло бы остаться самосветящим как звезда, а объединения вещества, превышающие по массе 10³⁷ г, не могли бы сохраняться как целое из-за неустойчивости, обусловленной давлением излучения, которое стремилось бы разнести такое тело на части.

Очевидно, существует некоторое верхнее предельное значение массы для планет и нижнее предельное значение массы для звезд, хотя точное значение массы, при котором наступает переход от звезды к планете, неизвестно. Существование тел, имеющих массы в переходной области, не имеет прямого подтверждения в настоящее время. Однако современные данные показывают, что эта переходная область должна быть где-то между 10³ и 10⁴ массы Земли (6·10³⁰— 6·10³¹ г или 3·10^-3—3·10^-2 массы Солнца).

*) Эта масса определена для двух звезд, обозначаемых L726-8A и L726-8B.

Рис. 7. Соотношение масса —объем для звезд и планет (1 — планеты; звезды: 2 — главная последовательность, 3 — белые карлики, 4 — переменные, 5 — красные гиганты и сверхгиганты).

На рис. 7 показано соотношение масса — объем как для самосветящихся, так и несамосветящихся тел по всему диапазону известных небесных объектов (за исключением таких диффузных образований, как галактическая пыль, газовые облака и кометы).

Линия раздела между самой большой планетой и самой маленькой звездой может быть и не очень четкой; некоторые большие планеты могут даже оказаться чуть массивнее некоторых малых звезд. При таких критических значениях массы, окажется ли тело звездой или планетой, будет до некоторой степени зависеть от плотности вещества во время формирования объекта и относительной скорости материи в ближайших его окрестностях. Если скорость аккумуляции вещества ядром зависит от его массы в каждый данный момент, окружающей плотности вещества и его относительной скорости, то, следовательно, два объекта, имеющие одинаковые конечные массы могли иметь различную скорость роста. Очень медленная скорость роста приводит к более продолжительным потерям кинетической энергии в виде излучения, выделяющегося в результате падения на объект образующих его частиц; это может сказаться на температуре в центральных частях объекта, которые окажутся недостаточно высокими для того, чтобы привести в действие механизм термоядерных реакций, необходимых для существования звезды. Могут быть объекты и пограничного класса, т. е. такие, в которых при сжатии термоядерные реакции начинаются, но при расширении они прекращаются, и, таким образом, эти объекты осциллируют или слабо пульсируют в состоянии, пограничном между планетой и звездой.

Скорость роста планеты существенно зависит от наличия других больших объектов в той же системе. Последние, благодаря быстрому пополнению их собственной массы, должны постепенно снижать среднюю плотность диффузной материи, за счет которой растет каждая данная планета. Чем дальше находятся орбиты планет от центрального тела при прочих равных обстоятельствах, тем меньше они “соперничают” в приобретении материала для своего роста и тем ниже будет средняя относительная скорость вещества в ближайших окрестностях планет. Таким образом, эффективный радиус захвата вещества у более далекой планеты, а следовательно, и скорость ее роста будут больше, чем для объекта с такой же в данный момент массой, но движущегося по более близкой к центральной звезде орбите.

На рис. 7 изображен приближенный верхний предел для массы планеты. Нижний предел для массы планеты в какой-то мере имеет произвольное значение. Его можно установить иным способом, рассматривая тела все меньшей и меньшей массы: в какой-то момент мы начинаем называть их астероидами, метеоритами или просто обломками. Свойства таких масс мы обсудим ниже.

Если изобразить графически связь между размерами и плотностью для всех тел земной группы в Солнечной системе, для которых имеются надежные данные, получается интересная картина. Из графика на рис. 8 видно, что точки, соответствующие средним плотностям Земли, Марса, Луны и средней плотности вещества на поверхности Земли (породы, не находящиеся под давлением), попадают на кривую вида

  (1)

где р — средняя плотность в г/см³; р₀ — плотность поверхности=2,770 г/см³; А — безразмерная постоянная =0,6904; R — средний радиус шара из плотных пород, выраженный в средних радиусах Земли.

Тот факт, что полученные из наблюдений точки для Венеры оказываются ниже этой кривой, легко понять, поскольку наблюдаемый радиус Венеры включает толстую атмосферу под непрозрачным облачным слоем. Следовательно, твердая сфера ниже облаков должна иметь меньший радиус и более высокую плотность, чем указывается точками наблюдений.

Точки для Меркурия весьма разбросаны вследствие большой трудности точных измерений как его массы, так и размера. Реальны ли относительно высокие плотности, которые были выведены некоторыми наблюдателями для Меркурия, или они обусловлены какими-то систематическими ошибками, сейчас неизвестно.

Возможно, высокая плотность Меркурия (если она действительно такова) связана с его близостью к Солнцу и обусловлена сильной дегазацией и потерей кристаллической воды в его горных породах до больших глубин под поверхностью. Поскольку Меркурий вращается по отношению к Солнцу крайне медленно, температура поверхностных пород на освещенной Солнцем стороне может достигать 700 °С (Ньюбёрн, 1961). Температуры такого порядка в сочетании с высоким вакуумом могут вызвать потерю воды из кристаллов некоторых общеизвестных минералов и тем самым привести к увеличению плотности. Согласно другой гипотезе дегазация горных пород, из которых состоит Меркурий, произошла еще до объединения этих веществ в планету.

Данные о других телах земной группы Солнечной системы, например о больших спутниках Юпитера и Сатурна, недостаточно надежны, и поэтому они не нанесены на рис. 8.

Если принять в качестве рабочей гипотезы упомянутую выше эмпирическую зависимость (1) для тел, не имеющих протяженных атмосфер, то можно установить еще несколько интересных свойств этих тел. На рис. 9 приведены величины масс, ускорений силы тяжести на твердой поверхности тел и скорости диссипации *); каждая из этих величин нанесена на график в функции радиуса тела. Затем на основе данных о структурной прочности не подвергавшихся давлению материалов и с использованием данных Копала о горах на Луне (Копал и Филдер, 1959) обсуждаемые объекты можно разделить на два класса: тела, имеющие приблизительно сферическую форму, и тела весьма неправильной формы.

*) То есть параболические (вторые космические) скорости, определяющие потерю атмосферы благодаря улетучиванию составляющих ее молекул, (Прим. ред.)

Небольшие куски горных пород могут существовать почти в любой мыслимой форме; но большие скопления вещества всегда стремятся принять сферическую форму, деформируясь, так как под действием силы тяготения отдельные, ничем не удерживаемые частицы как бы “скатываются с горы” вниз, и даже самые прочные жесткие материалы вынуждены “течь”, как жидкости” до тех пор, пока не установится равновесие.

Рис. 9. Характеристики планет земной группы: масса, ускорение силы тяжести, параболическая скорость в зависимости от их радиуса.

Примером такой текучести может служить ледниковая шапка Гренландии, где снег в центре острова постепенно накапливается и уплотняется в лед, тем не менее ледяная гора не растет. Это происходит потому, что под действием собственного веса лед начинает течь и в конце концов, достигая края острова, разбивается на айсберги. На земной поверхности невозможно построить сооружение, высота которого превышала бы некоторую определенную величину независимо от того, какой бы материал ни использовался. Как только эта высота достигнута, дальнейшее продвижение вверх должно привести к оседанию всего сооружения на собственное основание или к его растеканию с краев. Превысить равновесную высоту нельзя.

Наибольшая возможная масса тела, способного еще сохранить весьма неправильную форму, составляет примерно 10^-5 массы Земли (10²³ г). Для материалов с более высокими прочностями переход от неправильной формы к почти сферической может иметь место при чуть больших величинах массы. Однако чтобы масса, достигающая 10^-4 массы Земли (около 10²⁴ г), могла сохранять форму, сильно отличающуюся от сферической, прочность должна быть нереально высокой.

Приведем некоторые антропоцентрические характеристики масс, соответствующих малым телам планетных систем. Человек может прыгнуть с любого тела, имеющего массу меньше 7·10¹⁷ г (средний радиус примерло 3,9 км ), если предположить, что начальная скорость его прыжков составляет примерно 5 м/сек. Человек может сбросить такой предмет, как бейсбольный мяч, с любого тела, имеющего массу меньше чем 2·10²⁰ г (средний радиус примерно 25,75 км), если считать, что он может подбросить предмет со скоростью около 33 м/сек. Винтовочная пуля может покинуть любое тело, масса которого меньше 3·10²⁷ г (радиус примерно 45 км), если начальная скорость пули достигает 800 м/сек. И на самом деле, люди, исследующие небольшие астероиды в этом диапазоне размеров, должны быть осторожны, бросая какие-либо предметы или открывая стрельбу, так как объект, брошенный в горизонтальном направлении со скоростью больше круговой орбитальной скорости, но меньше параболической скорости, навсегда останется на орбите и будет представлять определенную опасность всякий раз, когда он будет опять проноситься мимо того места, где он ближе всего к планете (перипланетий).

Так как небольшие по массе тела обладают очень малой способностью к захвату пролетающих мимо них малых частиц, то, очевидно, темп их роста путем присоединения частиц будет крайне низким, если, конечно, плотность вещества в их окрестностях не очень высока. Из теоретических выводов о скорости роста тел, окруженных облаком разреженной пыли и газа, вероятно, можно сделать кое-какие заключения об окончательных их размерах и времени, необходимом для достижения этих размеров. Большие тела по мере увеличения их массы имеют тенденцию к более быстрому росту, тем самым истощая запасы материала для роста тел, которые начали образовываться позднее.

Интересно, что кривая соотношения масса — число тел данной массы в Солнечной системе, имеет разрыв для масс примерно 10^-6 массы Земли (рис. 10).

Рис. 10. Число объектов в Солнечной системе в интервале 3·10ⁿ— 3·10^n-1 масс Земли. Индексом J обозначены спутники Юпитера, S — спутники Сатурна , U —спутники Урана, N — спутники Нептуна.

Существует множество тел, масса которых меньше чем 10^-6 массы Земли (и число их с уменьшением массы растет по экспоненциальному закону — эти данные основаны на наблюдениях астероидов и метеоритов), но лишь несколько тел имеет массу больше 10 ^-5 массы Земли.

Используя приведенные выше данные, можно установить приближенный; нижний предел для массы планеты — он составляет около 10^-5 массы Земли. Тела, масса которых меньше этой величины, могут квалифицироваться как астероиды, метеориты, обломки или камни, но их нельзя отнести к планетам. Заметим, что слово планета в том смысле, в каком оно используется здесь, подразумевает объекты, которые в Солнечной системе являются или планетами, или спутниками. Поскольку мы в данный момент не обсуждаем характеристик, связанных с местоположением тела, а только его собственные свойства, то всем должно быть понятно, что название “планета” означает любое тело с массой в пределах 10^-5 — 10⁴ массы Земли независимо от того, является ли оно изолированным в пространстве или обращается вокруг звезды или другого планетного тела.

Захват и сохранение планетой газовой оболочки. Из нижней левой части рис. 7 (см. стр. 49) видно, что все планетные тела, о которых мы располагаем какими-либо данными, попадают в пространство между двумя кривыми. Те из них, которые лежат на нижней кривой или близко к ней, называют планетами земной группы; это твердые тела с незначительными или вообще не ощутимыми атмосферами. Планеты, которые лежат поблизости от верхней кривой, должны быть телами, состоящими в основном из сжатого водорода и гелия. Наконец, те планеты, которые лежат между этими пределами, должны обладать очень протяженными газовыми оболочками. Наблюдаемое соотношение между средней плотностью и массой дано на рис. 11.

Пока мы практически ничего еще не знаем о поведении вещества при предельно высоких давлениях. Поэтому уверенные количественные оценки состава недр массивных тел Солнечной системы сделать нельзя. Однако если принять некоторые предположения о пути их образования, то можно получить определенные ограничительные условия, касающиеся строения их недр. Многое зависит от температуры, при которой шло образование этих тел, и от современной температуры на том уровне планетной атмосферы, с которого могут улетучиваться газы *).

Было разработано несколько теорий диссипации, т. е. рассеяния планетных атмосфер,—Юри (1959), Спицером (1952) и другими учеными**).

*) См. книгу В. Н, Жаркова, В. П. Трубицына, Л, В. Самсоненко “Физика Земли и планет. Фигуры и внутреннее строение”, “Наука”, 1971. (Прим. ред.)

**) Этой проблемой занимался также И. С. Шкловский в работе, опубликованной в Астрон. журнале, т. 28, стр. 234, 1951. (Прим. ред.)

К сожалению, лучшие из этих теорий предполагают, что распределение температуры в атмосфере в вертикальном направлении, а также состав атмосферы известны заранее.

Рис. 11. Соотношение “масса — плотность” для планет Солнечной системы.

Отсутствие таких данных затрудняет использование этих теорий и решение задачи в общем виде.

Полезный, хотя и грубый, критерий для оценки времени потери газов атмосферой был предложен Джинсом (1916) и усовершенствован Джонсом (1923):

где t — время (в секундах), за которое содержание данной атмосферной составляющей уменьшилось до 0,368 (т.е. в е раз) своей прежней величины. Эта величина определяется средней квадратичной тепловой скоростью молекул v (см/сек), радиусом планеты R (см) и ускорением силы тяжести на поверхности g (см/сек²).

Это же соотношение можно также записать в виде

где V_d- скорость диссипации с планеты, а k — некоторая постоянная. Экспоненциальный множитель является главным в этом выражении и может служить для разграничения случаев, в которых существенные составляющие могут быть захвачены планетой, и случаев, в которых эти газы сохранить не удается.

Характерно, что если даже средняя тепловая скорость рассматриваемого газа при соответствующей температуре равна его скорости диссипации с планеты, то в этих условиях многие молекулы газа будут иметь мгновенные скорости в 2—3 раза больше средней тепловой скорости и будут двигаться в направлении от планеты.

Следовательно, газ будет быстро улетучиваться. Даже если средняя тепловая скорость будет равна половине скорости диссипации, газ все еще будет быстро улетучиваться. В табл. 5 показана приближенная связь между отношением скорости диссипации к средней тепловой скорости и способностью тела захватить и удержать газ. Чтобы планета была в состоянии захватывать газ, скорость диссипации должна быть в 3—4 раза больше средней тепловой скорости. Для планеты, которая устойчиво сохраняла бы свой газ, скорость диссипации должна в 5 раз и более превышать среднюю тепловую скорость.

Следовательно, для захвата газа существенными параметрами являются средняя тепловая скорость при соответствующей температуре, скорость диссипации (параболическая) для данной планеты и скорость газа. Если приток газа происходит со скоростью, значительно превышающей скорость его потери, атмосфера будет пополняться, и масса планеты будет расти. В этих условиях параболическая скорость будет постепенно увеличиваться, а, кроме того, по мере накопления газа будет быстро расти и радиус планеты. Все это будет способствовать накоплению еще большего количества газа (и пыли), и процесс захвата газа будет ускоряться до тех пор, пока не исчерпается окружающее планету вещество, за счет которого происходит рост атмосферы. Впрочем, захват свободных газов в противоположность газам, адсорбированным или абсорбированным на твердых частицах, вероятно, не играет важной роли в развитии атмосфер планет земной группы. Захват газов в большом масштабе должен был происходить при образовании планет-гигантов.

Что касается захвата газа массивной твердой, лишенной воздуха планетой, то наиболее важной газовой составляющей для начала процесса должен был быть гелий, так как его много и его легче захватить, чем водород при той же равновесной температуре. А раз некоторое количество гелия уже захвачено, мог начаться быстрый процесс захвата водорода — процесс, напоминающий рост “снежного кома”. В результате могли появиться гигантские планеты, такие, как Юпитер или Нептун.

Очень разреженные верхние области планетных атмосфер, в которых плотность газа столь низка, что длина среднего свободного пробега атомов и молекул измеряется километрами, обычно называют “экзосферами”. В экзосфере существует критический уровень диссипации, который определяется как уровень, с которого очень быстрые молекулы, движущиеся в вертикальном направлении, улетают почти беспрепятственно (Юри, 1959). Главенствующим фактором в захвате и сохранении атмосферных составляющих является температура на критическом уровне диссипации. Для Земли критический уровень диссипации, видимо, соответствует высоте около 600 км, но температура на этой высоте довольно изменчива вследствие изменчивости интенсивности солнечного излучения. Оцененные температуры попадают в диапазон 1000—2000° К.

Согласно Чеймберлину (1962), главным источником нагревания термосферы, вероятно, служит ультрафиолетовое излучение Солнца. Время от времени предлагались другие источники пополнения запаса тепла атмосферы, но их роль все еще неясна. Тем не менее задача предсказания самых высоких температур в термосфере Земли на основе чисто теоретических соображений (или, если предпочтительна иная формулировка, проблема объяснения наблюдаемых температур) все еще полностью не решена.

Рис. 12. Атмосфера планет. Соотношения между положениями планет на графике и линиями, описывающими состав атмосферы, имеют иллюстративный характер, так как температуры экзосфер точно неизвестны. По положениям точек линий можно судить, какие компоненты сохраняются в атмосфере (линии, проходящие ниже соответствующих точек) и какие нет (линии выше точек).

Чтобы проиллюстрировать значение температуры на критическом уровне диссипации, было рассмотрено несколько предположений о температуре экзосферы для планет нашей Солнечной системы (рис. 12). Предполагалось, что температура экзосферы меняется обратно пропорционально перигелийному расстоянию (для температуры экзосферы Земли максимальная величина была принята 2000 °К). Если нанесенные на график значения максимальных температур экзосфер соответствуют действительности, то из него можно сделать некоторые выводы относительно основных газов в составе атмосфер планет; газы, попавшие ниже точек, соответствующих планетам, сохраняются, а газы, оказавшиеся выше этих точек, могут улетучиться. Однако не следует относиться к размещению точек слишком доверчиво, так как задача сильно упрощена, и, кроме того, зависимость между температурой экзосферы и расстоянием от Солнца неизвестна. Основная ценность этого графика в том, что он дает возможность продемонстрировать в общем виде взаимосвязь между удержанным газом, температурой экзосферы и свойствами планеты. Как было упомянуто выше, некоторые составляющие атмосферы, хотя они и медленно улетучиваются, но зато могут пополняться примерно с такой же скоростью за счет вулканизма, фотодиссоциации или радиоактивного распада. Следовательно, эти составляющие могут находиться в планетной атмосфере в динамическом равновесии. Главные потенциальные составляющие планетных атмосфер (в порядке роста их молекулярного веса) приведены в табл. 6. Из перечисляемых газов наиболее распространенными (оценка на основе обилия элементов во Вселенной) должны быть Н, H₂ и его соединения; Не, О, O₂ и его соединения; N, N₂ и его соединения; соединения углерода; Ne, Ar; соединения серы. Криптон и ксенон — относительно редкие элементы.

Соединения азота (за исключением N2), соединения серы и СO₂ хорошо растворимы в воде и химически активны; поэтому они могут уходить из атмосферы при взаимодействиях с веществами поверхности планеты в присутствии воды. Свободный кислород также химически очень активен и если не будет непрерывно пополняться, должен постепенно исчезнуть из атмосферы. При наличии избытка свободного водорода окислы должны восстанавливаться соответствующими им гидридами. При наличии свободного кислорода H₂, СО и CH₄ будут стремиться к окислению до Н₂О и CO₂.

Газы H₂, Н₂O, O₂ и СO₂ могут диссоциировать фотолитическим путем, образуя Н, Н⁺, ОН⁺, О, O^-, О₃ и СО (на непродолжительное время). Азот (N₂) и СО — весьма устойчивые молекулы и не легко диссоциируют под действием солнечного света. Вода представляет особый случай своей высокой точкой замерзания (тройная точка). От фотолитической диссоциации ее защищают находящиеся выше газы (например, О, О₂ и О₃), которые поглощают свет в ультрафиолетовой области спектра. Низкие температуры в атмосфере, которые вызывают замерзание, конденсацию или выпадение воды в виде осадков, могут предохранить ее от подъема на слишком большую высоту.

Наиболее интересными следует считать те планеты, (конечно, с позиции возможности жизни на них людей), у которых существуют оптимальные сочетания радиуса и температуры экзосферы, т. е. сочетания, позволяющие сохранить атомный кислород, но не захватывать гелий и, следовательно, избежать процесса “наращивания снежного кома”. Далее идут требования в отношении температуры, ускорения силы тяжести на поверхности (меньше чем 1,5 ускорения силы тяжести на земной поверхности), парциального давления атмосферного кислорода на поверхности планеты (что предполагает возможность фотосинтеза) и наличия как воды в виде жидкости, так и больших участков суши.

С учетом сделанных здесь предварительно предположении о свойствах планет, пригодных для жизни, такими оказываются планеты, попавшие в заштрихованную область рис. 12.

Классификация планет по их атмосферам. В целом планеты можно разделить на следующие классы: планеты, лишенные атмосфер (скопления вещества более или менее сферической формы, не имеющие ощутимых атмосфер), таковы, например, Луна и Меркурий; планеты с незначительными или небольшими атмосферами — к ним относятся Земля, Марс и Венера; планеты с массивными атмосферами (главным образом из водорода и гелия) — Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

Лишенные атмосферы планеты (им соответствуют точки ниже линии для Xe на рис. 12) будут более или менее соответствовать соотношению радиус — плотность уравнения (1) на стр. 51. Для планет с небольшими атмосферами (которые попадают между линиями для Не и Хе на рис. 12) также будет выполняться соотношение (1), так как массы их атмосфер малы по сравнению с массами твердого тела. Чем ближе тело лежит к линии Не, тем более массивной будет его атмосфера. Положение любой тонки, изображающей планету с небольшой атмосферой на рис. 12, определяет примерный состав ее атмосферы. Газовые составляющие, соответствующие линиям ниже этой точки, если они первоначально присутствовали, будут сохраняться; те молекулы, линии которых проходят выше, будут утрачены. Однако возможно и динамическое равновесие, когда некоторые компоненты возмещаются с той же скоростью, с какой они утрачиваются как за счет диссипации в пространство, так и за счет химических реакций.

Планеты с массивными атмосферами (те, которые лежат выше прямой для Н или H₂) будут иметь сложное строение; они состоят из спрессованного твердого ядра, возможной оболочки из водного льда и наружной газовой атмосферы из водорода и гелия с примесью относительно небольшого количества других газов. Средняя плотность планеты будет, как правило, меньше 2,5 г/см³, а полная масса будет меньше 10³—10⁴ масс Земли (переходная область между планетами и звездами).

Понимание многих деталей процесса образования планетных атмосфер все еще находится на уровне гипотез. На Земле, а возможно, и у большинства планет с небольшими атмосферами первичные ингредиенты, из которых развилась нынешняя атмосфера (и океаны), видимо, связаны с вулканической активностью.

*) Максимальный радиус орбиты прямой внутренней планеты.
**) Максимальный радиус орбиты прямого спутника.
***) Максимальный радиус орбиты прямой внешней планеты.

Остановимся прежде всего на паре Юпитер — Солнце. При своем движении по орбите вокруг Солнца Юпитер “владеет” широкой кольцеобразной полосой шириной около 400 млн. км; средняя линия кольца имеет радиус, равный большой полуоси орбиты Юпитера. Внутри этой полосы невозможно существование какого-либо другого малого твердого тела на устойчивой орбите, поэтому нечего и надеяться найти в пределах этой полосы большую планету, растущую путей аккреции. Размеры такой “запрещенной” области являются функциями mu, e и D.

Перейдем теперь к паре Сатурн — Солнце. Запрещенная область, создаваемая Сатурном,— кольцо шириной около 560 млн. км — не перекрывается с запретной областью Юпитера. Дело обстоит так, как будто в окрестностях орбиты любой планеты существует определенное пространство, в которое не допускаются другие твердые тела, причем этот интервал отталкивания — функция массы и расстояния планеты от Солнца; внутри кольцевого интервала устойчивое движение других планет вообще невозможно. Это условие выполняется не только для Юпитера и Сатурна, но и для Нептуна, Урана, Земли, Венеры, Марса и Меркурия. Ни одна из запретных областей этих планет не перекрывается с какой-либо другой. Единственное исключение — Плутон. Хотя среднее расстояние Плутона от Солнца превышает радиус запретной области Нептуна, истинная орбита Плутона пересекает ее; однако эти орбиты устойчивы благодаря наклону орбиты Плутона и синхронности периодов Плутона и Нептуна (3:2).

Между соседними запретными областями существуют широкие просветы, внутри которых возможно устойчивое состояние малых тел; таким замечательным просветом является пояс астероидов между Юпитером и Марсом. Широкие просветы имеются также между запрещенными областями Урана и Сатурна, а также Нептуна и Урана, в которых могут существовать в большом количестве малые пока еще не открытые объекты, движущиеся по своим орбитам.

Закономерность в расположении тел Солнечной системы, вероятно, должна обнаруживаться и в других планетных системах. Запретные области занимают до 50% пространства нашей Солнечной системы, и если эти закономерности типичны для других планетных систем (или кратных звездных систем), то определить схему распределения тел в любой устойчивой планетной системе при случайном механическом процессе аккумуляции вещества — дело очень несложное.

В этой главе мы обсудили несколько самых простых и самых важных общих свойств планет, а также связей, которые усматриваются между этими свойствами. Ряд других интересных, но более сложных фундаментальных зависимостей между параметрами планет мы не рассматривали. Некоторые из них охватывают свойства планет, обусловленные типом главного (или главных — в системах двойных звезд) тела: температуру поверхности планеты как функцию свойств ее атмосферы, широты на планете и размеров орбиты; изменчивость температуры как функция эксцентриситета орбиты, скорости вращения вокруг оси планеты, наклона экватора к плоскости орбиты и относительного расположения в системе двойной звезды; приливные эффекты, вызываемые главным телом или спутниками: свойства планет, совместимые с существованием жизни в какой-либо форме; относительная “сферичность” массивных скоплений веществ. К другим еще не рассматривавшимся проблемам относятся оценки возможного числа планетных систем, эволюционные особенности планет и звезд (связанные с общей планетологией) и внутреннее строение планет.

Некоторые из этих проблем, поскольку они в силу своей специфики связаны с вопросом о пригодности планет для жизни, будут обсуждаться в последующих главах Однако многие основные проблемы общей планетологии будут, вероятно, оставаться нерешенными, пока благодаря научным исследованиям в космосе мы ее получим более надежных наблюдательных данных.