Количественные требования к планетам, пригодным для жизни, рассматривались в главе 2. Теперь мы перейдем к анализу первичных свойств планет, их особенностей, связанных с местоположением, а также обсудим, как эти параметры влияют на пригодность планет для жизни человека. В главе 3 уже было упомянуто, что к первичным свойствам планет относятся массы, скорость вращения вокруг своей оси и возраст, а к свойствам, связанным с положением — расстояние от главного тела, эксцентриситет орбиты, наклон экватора к эклиптике, параметры спутников и свойства звезды, вокруг которой обращается планета.

Масса. Основным параметром планеты является масса, поскольку она существенным образом определяет величину силы тяготения на поверхности, состав атмосферы и давление на поверхности, сохранность или потерю воды, уровень радиоактивности на поверхности, топографический рельеф и эффективность вулканизма,— это лишь наиболее важные свойства, зависящие от массы планеты.

Для почти сферической медленно вращающейся планеты типа Земли связь между массой, радиусом, ускорением силы тяжести и параболической скоростью показана на рис. 9 (см. стр. 53). Вспомним, что планета, которая считается пригодной для жизни, должна иметь величину ускорения силы тяжести на поверхности меньше 1,5 g. Из рис. 9 видно, что этому требованию отвечает планета, масса которой равна 2,35 массы Земли, радиус — 1,25 земного радиуса и параболическая скорость 15,3 км/сек. Эти величины соответствуют верхним пределам размера и массы пригодной для жизни планеты. При этом временно не учитываются дополнительные ограничения, которые приходится вводить в связи с увеличением массы: такие, как, например, требование, чтобы площадь планеты, покрытая водой, не превышала определенной величины, или требование, чтобы плотность атмосферы не достигала величины, при которой наступает кислородное отравление или азотный наркоз, или атмосфера станет непрозрачной, препятствующей проникновению солнечного света к поверхности планеты и тем самым мешающей эффективному фотосинтезу.

Каков же примерный нижний предел массы? Он достигается, когда масса оказывается слишком малой, чтобы планета могла удержать на поверхности атмосферу, благоприятную для дыхания человека. Как мы уже видели, минимальное атмосферное давление, переносимое человеком, составляет 0,148 кг/см² (для чистого кислорода). Однако для растений необходимо еще некоторое количество азота. (Атмосферный азот превращается в доступный для использования растениями благодаря жизнедеятельности бактерий или благодаря разрядам молний.) Следовательно, для атмосферы, состоящей, скажем, из 90% кислорода и 10% азота, минимальное барометрическое давление на поверхности должно составлять около 0,162 кг/см² или 0,156 атм.

Если предположить, что все пригодные для жизни планеты должны иметь температуры на поверхности примерно такие же, как на Земле, тогда, вероятно, и температуры их экзосфер будут аналогичны температурам земной экзосферы. Чтобы не происходило быстрое улетучивание атомарного кислорода из верхних слоев атмосферы, параболическая скорость для планеты должна быть порядка пятикратной средней тепловой скорости для атомов кислорода в экзосфере. Это показано на рис. 12 (см. стр. 60). Пока еще мы не вполне уяснили все факторы, в результате действия которых температура в экзосфере Земля так высока (по-видимому, 1000—2000 °К), Однако если мы примем в качестве грубого приближения, что максимальные температуры и экзосферах даже порядка 1000°К не мешают пригодности планеты для жизни, то параболическая скорость для самой маленькой планеты, способной к сохранению атомарного кислорода, составляет всего 6,25 км/сек (5-1,25). Возвращаясь еще раз к рис. 9, мы видим, что эти условия соответствуют планете с массой 0,195 массы Земли, радиусом 0,63 земного радиуса и ускорением силы тяжести на поверхности 0,49 g. При принятых выше предположениях такая планета теоретически могла бы сохранить богатую кислородом атмосферу, но вероятность образования такой атмосферы, как это будет показано ниже, слишком мала.

Однако способность планеты к сохранению атомарного кислорода совсем не означает, что она будет иметь атмосферу, содержащую близ поверхности свободный кислород в количестве, которое необходимо, чтобы планету можно было назвать пригодной для жизни. Лишь в результате действия ряда процессов атмосфера планеты может стать соответствующей требованиям человека. Во-первых, должен существовать какой-то механизм, обеспечивающий появление свободного кислорода. Во-вторых, свободный кислород должен каким-то образом накопиться в атмосфере, чтобы его парциальное давление (на вдохе) составило по крайней мере 60 мм Hg.

На Земле существование свободного кислорода в атмосфере можно целиком приписать фотолизу воды зелеными растениями. В результате действия ряда процессов свободный кислород, наоборот, выводится из атмосферы. Так, кислород “съедается” при окислении минералов в земной коре в ходе процесса выветривания, при дыхании животных и при окислении умерших растений. Когда останки растений разлагаются или растение сжигают, потребляется столько же кислорода, сколько выделяется за время роста этих растений. Поэтому, чтобы в атмосфере накопилось достаточно большое количество свободного кислорода, должен существовать какой-то специальный механизм, препятствующий полному окислению органической материи. Например, если растения или животные вследствие каких-то событий будут замурованы или засыпаны осадочными отложениями, то атмосфера приобретает дополнительный кислород. Возможно, благодаря именно этому процессу был накоплен свободный кислород в земной атмосфере. Точно так же огромная масса живых растений на земной поверхности уравновешивает потери свободного кислорода в атмосфере.

Здесь же существенно иметь в виду, что выветривание, эрозия и “захоронение” органических веществ в наносных и осадочных породах, по-видимому, являются главными процессами, в итоге действия которых не входящий в соединения кислород может аккумулироваться в атмосфере планеты.

Естественно ожидать, что на малых планетах скорость “захоронения” органической материи будет меньше, чем на больших планетах, так как на последних, вероятно, будет выше и интенсивность процессов эрозии и больше будет воды на поверхности. Кроме того, значительная доля продуктов происходящего на Земле фотосинтеза производится в океанах (Уэйсс, 1952). Вот почему есть основания полагать, что чем меньше отношение площадей “море/суша”, тем меньше доля свободного кислорода в атмосфере.

Можно также ожидать, что на планете, атмосфера которой образовалась главным образом из инертных составляющих, содержащихся в вулканических газах, всегда есть достаточное количество азота.

Атмосферное давление р на поверхности планеты зависит как от массы атмосферы на единицу площади поверхности (m/A), так и от ускорения силы тяжести на поверхности g:

Например, на Земле р = 1013 мб, g = 981 см/сек², (m/A=1033 г/см²; на Марсе р=7 мб, g=373 см/сек² отсюда (m/А) = 19 г/см². Земная атмосфера содержит заметное количество кислорода (почти 21% по объему), тогда как в атмосфере Марса его, по-видимому, совсем нет. Вероятно, самая малая пригодная для жизни планета должна иметь массу в пределах между массами Земли и Марса, и соответственно давление на поверхности и концентрация кислорода в атмосфере будут иметь промежуточные значения. На такой планете парциальное давление кислорода на вдохе должно быть по крайней мере 60 мм Hg; к этому выводу мы уже пришли ранее. Путем интерполяции данных рис. 6 (см. стр. 31) оценено, что в минимальной атмосфере обязательно должно быть около 16% кислорода и ее поверхностное давление должно составлять около 550 мб. Используя эти значения, можно оценить массу самой малой годной для жизни планеты. Во-первых, если считать, что наша гипотетическая планета имеет такую же массу атмосферы на единицу площади поверхности, как Земля (или, что то же самое, ее атмосферное давление пропорционально g), то можно вычислить силу тяжести на поверхности (и массу планеты), необходимую, чтобы барометрическое давление составляло 550 мб. Вычисленная таким образом масса планеты составляет 0,25 массы Земли; но эта величина слишком мала, так как из такой небольшой планеты вряд ли сможет выделиться такая же масса атмосферы на единицу площади поверхности, как у Земли.

Рис. 19. Атмосферное давление на поверхности планеты как функция ее массы; кривая a соответствует случаю постоянного значения величины m/A, кривая б описывает случай, когда давление на поверхности планеты пропорционально М^2,23.

Во-вторых, мы можем предположить, что барометрическое давление на поверхности планеты пропорционально ее массе в некоторой степени, и интерполировать величину барометрического давления между соответствующими величинами для Земли и Марса (рис. 19). Получим, что масса, необходимая для создания давления р=550 мб, составляет 0,76 массы Земли, но это слишком большая величина, так как положенное в основу его определения соотношение дает неприемлемо высокую величину для барометрического давления на поверхности Луны (в действительности оно меньше 10^-13 мб). По-видимому, возможная масса для самой малой пригодной для жизни планеты должна быть больше 0,25 и меньше 0,76 массы Земли, т, е. где-то в пределах между 0,4—0,6 массы Земли.

Так как точно определить минимальную массу пригодной для жизни планеты невозможно, примем для наших целей величину 0,4 массы Земли в качестве нижнего предела массы. Эта величина соответствует планете, радиус которой равен 0,78 радиуса Земли, а ускорение силы тяжести на поверхности — 0,68 g.

Рис. 20. Атмосферное давление как функция высоты для большой и малой пригодных для жизни планет в сравнении с Землей (качественная зависимость).

Для планет с небольшими атмосферами градиент плотности (или давления) в атмосфере зависит от ускорения силы тяжести на поверхности g:

(для изотермической атмосферы). С довольно хорошим приближением можно положить р_h = р₀e^-ah, В земной атмосфере а примерно равно 1,38 10^-5 на метр. Для крайних обсуждавшихся выше пределов массы планеты (масса ==0,4 массы Земли и масса =2,35 массы Земли), у которой молекулярный вес атмосферы и температура такие же, как на Земле, а было бы 0,94·10^-5 на метр и а=2,05·10^-5 на метр соответственно. Физический смысл этих величин ясно виден на рис. 20: малые планеты имеют “мягкие” атмосферы, в которых плотность меняется с высотой медленно, а у больших планет атмосферы “жесткие”, в которых изменение плотности с высотой происходит гораздо быстрее. Одно из следствий этого свойства состоит в том, что на больших высотах (выше, скажем, 9000—12000 м) у меньших планет атмосферы оказываются более плотными, чем у больших планет. Это должно сказываться определенным образом на таких факторах, как “потолок” высот для одинаковых самолетов при полетах в атмосферах планет с различными массами.

Итак, в наших последующих изысканиях мы будем постулировать, что масса пригодных для жизни планет может меняться в диапазоне 0,4—2,35 массы Земли, радиус может меняться от 0,78 до 1,25 радиуса Земли; а ускорение силы тяжести на поверхности — от 0,68 до 1,5 g. Диапазоны этих величин показаны на рис. 21.

В пределах данного диапазона масс и заданных соответствующих температур атмосферы ее состав и давление должны зависеть в очень сильной степени от вулканической активности в ходе развития планеты и температуры ее экзосферы. Вообще говоря, можно думать, что планеты, имеющие массы, близкие к минимальной, могли развиваться при более низкой температуре в своих недрах как в период их формирования, так и при последующем радиоактивном разогревании и, следовательно, они быстрее остывают и имеют более толстую кору. Возможно также, что они проявляли более слабую вулканическую активность и, следовательно, могла содержать меньше газов в атмосфере и иметь более низкое атмосферное давление на уровне поверхности. У планет, находящихся близ верхнего конца допустимого диапазона масс, могла быть интенсивная вулканическая деятельность и более высокое атмосферное давление. Планеты с большими массами, вероятно, имели тенденцию также к процессу перераспределения вещества в недрах или к расслоению минералов и химических элементов, т. е. у этих планет возможна большая концентрация плотных материалов к центру, а их кора оказывается относительно обедненной тяжелыми металлами и тяжелыми минералами.

Скорость вращения. Как уже говорилось в главе 3, сплюснутость планет целиком определяется скоростью их вращения с учетом средней плотности и степени концентрации масс к центру планеты. Однако при высоких скоростях вращения первоначальное распределение масс в недрах планеты может измениться, что в свою очередь повлияет на скорость ее вращения. От скорости вращения зависят и другие характеристика — ускорение силы тяжести на поверхности как функция широты, суточные температурные циклы, атмосферная циркуляция и скорость ветров, а возможно, и магнитное поле.

Чем быстрее скорость вращения, тем, вообще говоря, меньше должна быть разница температур от дня к ночи. Метеорологические факторы (скорость ветра, картина циклонов и т. д.) очень трудно оценить количественно, так как в настоящий момент наши знания об общей планетной метеорологии или прогнозирование климатических изменений на основе астрономических данных еще очень недостаточны *).

Если же исходить из условий для жизни человека, существуют два температурных предела, связанных со скоростью вращения. Для малых скоростей вращения предел достигается, когда дневные температуры на низких широтах (ниже некоторой критической широты) становятся слишком высокими, а ночные температуры на больших широтах становятся слишком низкими или же когда смена дня и ночи происходит слишком медленно, так что растения не могут перенести такой длинный жаркий день и столь длинную холодную ночь. Если же представить себе, что скорость вращения постепенно возрастает, то ее максимум соответствует величине, при которой на экваторе сила тяжести падает до нуля, и планета начинает терять вещество, или же когда форма поверхности становится неустойчивой в начинает утрачиваться осевая симметрия.

Трудно сказать, какие именно предельные значения скорости вращения совместимы с пригодностью для жизни. Однако можно, пожалуй, оценить эти пределы, скажем, как один оборот за 96 часов (4 земных суток) на нижнем конце шкалы и как один оборот за 2—3 часа на верхнем конце или как такую угловую скорость, при которой форма становится неустойчивой из-за слишком быстрого вращения.

*) Общая планетная метеорология получила существенное развитое в работах Г. С. Голицына. (Прим. ред.)

Можно представить себе, что особый случай — планета, сидерические сутки которой точно равны ее году, вследствие чего планета одной стороной всегда обращена к главному телу, а другая ее сторона всегда находится в темноте,— совместим с пригодностью к жизни, так как температуры вблизи терминатора (линия, отделяющая день от ночи) могут оказаться в желательном диапазоне. Ранее полагали, что Меркурий в той мере, в какой вопрос о пригодности для жизни определяется скоростью вращения, попадает в эту категорию. Но что произойдет с атмосферой планеты при таких обстоятельствах — вопрос несколько спорный. Окажется ли атмосферная циркуляция достаточно интенсивной, чтобы предотвратить конденсацию всех газов на темной стороне? И будут ли хотя бы вода или углекислый газ выпадать в виде осадков в условиях крайнего холода темной стороны? Если предположить, что равенство дня году возникло не сразу, а ему предшествовал длительный период постепенного изменения скорости вращения, то в течение этого периода вся вода планеты, вероятно, была бы утрачена в результате фотодиссоциации, а затем диссипировал бы и весь водород. Очевидно, случай “день равен году” следует вычеркнуть из числа возможных для жизни, как приводящий или к тому, что вся вода выпадает в виде твердых осадков на темную сторону, или к тому, что планета окажется совершенно безводной. В любом случае на этой планете не может быть океанов из жидкой воды и, следовательно, она не может быть пригодна для жизни согласно данному нами определению понятия пригодности для жизни человека.

В случае больших скоростей вращения ускорение силы тяжести оказывается функцией широты, будучи наименьшим на экваторе и наибольшим в высоких широтах. Например, для планеты, подобной Земле, но с 3-часовым периодом вращения, в предположении той же средней плотности (5,52 г/см³), получим для сплюснутости величину порядка 0,24, а для ускорения силы тяжести на экваторе — около 0,7 g. Сила тяжести на других широтах была бы больше и зависела бы от распределения плотности внутри планеты.

Из этого примера видно, что ускорение силы тяжести на поверхности зависит как от скорости вращения, так и от массы тела, и эта зависимость может изменить сделанные ранее оценки в отношении верхнего предела массы планеты, пригодной для жизни. Однако на основе данных о планетах Солнечной системы представляется возможным принять, что скорость вращения есть приближенная функция массы, указанная в главе 3. Корреляция не идеальная, но тенденция, наблюдаемая в целом, вероятно, обусловлена не одной случайностью. Резонно также принять гипотезу, согласно которой в ходе процесса образования планеты (путем аккреции) каждая захваченная частица массы изменяет энергию вращения, если, конечно, она не падает вертикально в центр диска планеты. Полезный эффект от захвата множества частиц состоит в увеличении скорости вращения с увеличением массы.

Рис. 22. Объяснение вращения Земля, обусловленного ударами частиц при аккреции.

Поскольку все планеты нашей системы, за исключением Урана, вращаются в том же направлении, в котором происходит их движение по орбитам, очевидно, у аккумулируемых частиц существует определенная тенденция к таким соударениям, при которых планеты приобретают дополнительное осевое вращение в прямом направлений*). Эта гипотеза иллюстрируется на рис. 22.

Очень медленные скорости вращения Меркурия, Луны и Венеры (хотя причина попятного вращения последней пока еще не установлена), возможно, обусловлены приливными тормозными эффектами. Этот вопрос будет обсуждаться ниже.

*) Раскручивание планет при аккумуляции вещества рассмотрено В. С. Сафроновым (см. ссылку на стр. 47). (Прим ред.)

Возраст. Прежде чем на поверхности вновь сформировавшейся планеты условия смогут оказаться подходящими для жизни, должно пройти определенное количество временя. События, предшествующие созданию таких условий для планеты, сходной с Землей, могли происходить в следующей последовательности:

1. Путем постепенной аккреции и последующего захвата малых частиц образуется планета.

2. После завершения процесса аккумуляции (строительные материалы исчерпаны) поверхность планеты лишена или почти лишена воздуха.

3. В результате гравитационного сжатия недра планеты сильно нагреваются. Наступает гидростатическая перестройка недр; более плотные вещества, например железо, медленно опускаются вниз, а более легкие материалы, например силикаты, всплывают вверх. Вследствие большой вязкости вещества внутренняя перестройка занимает очень длительный период времени. Она сопровождается движением веществ также и в более близких к поверхности слоях, что приводит к вулканическим явлениям и перемещениям коры, или землетрясениям. Локальное нагревание твердых пород коры под действием трения и распада радиоактивных материалов в мантии создает высокие температуры, при этом выделяются абсорбированные ранее газы.

4. Более легкие газы улетучиваются, а более тяжелые — сохраняются. Такие газы, как метан и аммиак, если их выделение в единицу времени превышает их удаление за счет диссипации, могут начать накапливаться. Под действием солнечной радиации происходит фотодиссоциация водяного пара, сопровождающаяся диссипацией водорода, а кислород активно вступает в реакции химического окисления поверхностных материалов.

5. Те стойкие газы, которые планета может удержать (азот и углекислый газ, а возможно, метан и аммиак), накапливаются и образуется атмосфера.

6. По мере утолщения атмосферы при непрерывной активной вулканической деятельности наступает такой момент, когда скорость образования водяного пара будет превышать скорость его потери вследствие фотодиссоциации, и в атмосфере могут появиться следы кислорода и озона,

7. Кислород и озон поглощают энергию в ультрафиолетовой области солнечного спектра (в длинах волн, вызывающих фоторазложение воды), и накопление водяного пара может происходить быстрее. Наличие озона даже в небольших количествах обеспечивает также более устойчивое расслоение стратосферы, поэтому водяной пар уже не может диффундировать вверх с прежней быстротой. Это явление известно под названием “холодной ловушки” атмосферы и служит важным фактором в удержании водяного пара.

8. Когда температура сосредоточенного в атмосфере водяного пара достигает точки росы или точки замерзания, то в атмосфере местами образуются капли воды или иней. Когда же атмосферное давление становится достаточно высоким (больше 6,3 мб), может появиться в виде жидкости и вода, сконденсированная на поверхности, если только этому благоприятствуют соответствующие температурные условия (немного выше 0°С).

9. Если вулканическая деятельность продолжается, то на планете появляются водоемы, при этом большая часть углекислого газа переходит в раствор с образованием углекислоты и вступает в реакции, в результате которых образуются горные породы, содержащие углерод. Аммиак также переходит в растворенное состояние и вступает в реакции. Теперь атмосфера состоит главным образом из азота и метана с водяным паром в качестве переменной составляющей.

10. Водоемы увеличиваются в размерах и, объединяясь, образуют океаны. Дожди становятся все более обыденным явлением; начинает играть заметную роль выветривание, растворимые минералы вымываются в океаны.

11. В океанах начинают накапливаться более сложные химические соединения. При разрядах молний образуется в небольших количествах окись азота; последняя, растворяясь, дает азотную кислоту и нитраты. Серный ангидрид, выделяемый при вулканических извержениях, дает при растворении серную кислоту и сульфаты.

12. В какой-то момент зарождается жизнь, а со временем одним из основных явлений становится фотосинтез; в атмосфере начинает накапливаться свободный кислород. [За последние годы было написано так много о происхождении жизни на Земле и о происхождении жизни вообще, что здесь мы не будем даже кратко обсуждать этот вопрос*).

*) Читателей, интересующихся этим вопросом, отсылаем к Калвину (1955, 1959, 1961); Холдейну (1923, 1954); Хоровицу (1956, 1958); Опарину (1938, 1957, 1961); Таксу (I960) и Уолду (1954).

Знаменательно, что все, кто основательно изучал этот предмет (Эдсол и Уейман, 1958; Гендерсон, 1958; Сиджуик, 1950), всегда подразумевают жизнь, основанную на соединениях углерода. Сиджуик без всяких оговорок утверждает: “…Углерод— уникальный химический элемент по числу и разнообразию соединений, которые он может образовывать. Свыше четверти миллиона соединений уже было выделено и описано, но и это дает самое несовершенное представление о его мощи, поскольку углерод — основа всех форм живой материи. Более того, это единственный элемент, который занимает такое положение. Теперь мы уже достаточно знаем, чтобы утверждать, что гипотеза о мире, в котором кремний должен занять место углерода в качестве основы жизни, совершенно неверна; соединения кремния не обладают устойчивостью соединений углерода и, в частности, невозможно образование устойчивых соединений с длинными цепочками атомов кремния” *) ].

13. После длительного периода времени, в течение которого главенствующими формами являются растения (или другие живые формы, основанные на фотосинтезе), концентрация кислорода в атмосфере достигает той минимальной величины, которая необходима для человекообразных; уровень вулканической активности понижается, частота падений метеоритов уменьшается, и планету можно считать пригодной для жизни.

Сколько времени нужно для осуществления всего этого процесса? Один миллиард лет? Два-три миллиарда? Невозможно ответить на этот вопрос точно, но порядок величины именно такой. Таким образом, если даже планета с астрономической точки зрения обладает всеми свойствами, необходимыми для жизни человека, должно пройти еще какое-то время, после чего ее уже можно рассматривать как пригодную для жизни.

*) Современное изложение этого вопроса дано И. С. Шкловским “Вселенная, жизнь, разум”, изд, 3-е, “Наука”, 1973. (Прим. ред.)

Легко видеть, что в ходе всего эволюционного процесса или на любой ступени приведенной выше хронологической последовательности развитие подходящих условий на поверхности планеты подвержено влиянию ряда случайных факторов. Если масса планеты окажется лишь чуть меньше, чем нужно, скорость образования ювенильных вод в результате вулканической деятельности будет слишком низкой для уравновешения скорости потерь на фотодиссоциацию, и вода никогда не сможет накопиться на поверхности. А если средняя температура поверхности будет слишком высока, вода никогда не сконденсируется на поверхности; вместо этого вся она останется в атмосфере, откуда будет непрерывно утрачиваться при разложении под действием света. Океаны не смогут образовываться, и углекислый газ станет главным компонентом атмосферы.

В общем, вероятно, планета должна просуществовать 2—3 млрд. лет при почти стационарных условиях солнечного освещения, после чего ее можно считать достаточно созревшей в качестве обители для жизни.

Расстояние от главного тела и наклон экватора планеты к плоскости орбиты. Два эти параметра — расстояние и наклон — следует рассматривать вместе, так как пригодность для жизни зависит скорее от их сочетания, чем от каждого параметра в отдельности. С ними связан также с точки зрения оценки пригодности для: жизни эксцентриситет орбиты планеты. Однако, как будет показано ниже, требования к эксцентриситету, по-видимому, несколько менее жестки, чем к расстоянию и наклону. В ходе данного обсуждения будет предполагаться, что эксцентриситет орбиты равен нулю (т, е. орбита — окружность с центром в главном теле).

Радиацию, которую планета получает от одной изолированной звезды с данной светимостью L, можно характеризовать, используя или расстояние r планеты от звезды или освещенность E, так как E=L/r². Освещенность обычно бывает более полезным параметром при обсуждении пригодности планет для жизни, поэтому в оставшейся часта этого раздела мы будем пользоваться освещенностью. Единица освещенности определяется следующим образом: если r выражать в астрономических единицах, a L — в светимостях Солнца, то Е получается в единицах солнечной постоянной над земной атмосферой на расстояний 1 а. е. от Солнца (солнечная постоянная = 1,94 г·кал/см²·мин или 1,35·10⁶ эрг/см²·сек).

В этой связи полезно ввести термин “экосфера” (от греческого oikos — дом; в словосочетаниях oiko означает обитель или окружающая среда), впервые, по-видимому, истользоваиный Страгхолдом (1955). Мы будем пользоваться термином экосфера для обозначения некоторой области космического пространства в окрестности какой-либо звезды, если в этой области условия на поверхности планет можно считать совместимыми с происхождением жизни, развитием ее до сложных форм и в итоге с возможностью существования людей вместе со всем экологическим комплексом, от которого они зависят. В соответствии с определением экосфера находится между двумя сферами со звездой в центре. В пределах внутренней оболочки слишком высока освещенность; за пределами внешней оболочки она слишком низка. Определение температуры в каждом данном месте на поверхности планеты в функции освещенности и наклона экватора представляет собой трудную задачу. Она оказывается совсем сложной, если планета обладает атмосферной циркуляцией, океанами неправильной формы и зонами пустынь. А у нас нет приемлемых теорий, объясняющих ледниковые периоды и зависимости климатических изменений от распределения площади поверхности между сушей и морем и от наклона экватора планеты к плоскости ее орбиты. Попытка теоретически вычислить хотя бы средние годовые температуры на поверхности Земли оказались не слишком успешными (Миланкович, 1930). Учитывая все сказанное, мы решили для определения температуры на поверхности планет пользоваться эмпирическими методами, взяв Землю в качестве стандарта.

В этом эмпирическом методе планеты уподобляются Земле, т. е. рассматриваются как имеющие оптически тонкие атмосферы и облачный покров, закрывающий около 45% поверхности. Температура вычислялась для различных широт и для различных времен года в предположении, что планеты — быстро вращающиеся непроводящие черные шары (с различными наклонами осей вращения), наполовину освещенные далеким точечным источником. Затем для Земли было найдено соотношение между этими теоретическими температурами и действительно наблюдаемыми температурами на поверхности (рис. 23), и это соотношение было использовано как основа прогноза средних температур на поверхности планет с любым наклоном оси вращения на любой широте в моменты летнего солнцестояния, зимнего солнцестояния и в моменты равноденствий.

Окончательные характеристики (в числовом выражении) пригодности для жизни были получены на основе применения правила, согласно которому область является подходящей, только если средняя годовая температура лежит между 0 и 30 °С и если самая высокая среднесуточная температура ниже 40 °С, а самая низкая средне- суточная температура выше —10 °С.

Рис. 23. Сравнение вычисленных средних температур и наблюдаемых средних температур для Земли (наклон экватора 28°,5). Сплошные линии —вычисленные средние температуры, SS — летнее солнцестояние, E — равноденствие, WS — зимнее солнцестояние; значки — наблюдаемые средние температуры (крестики — лето, кружки — зима, треугольники — апрель, квадратики — октябрь) (по Войтински (1953) и Лондону (1957)).

Результаты приведены на рис. 24, где величина пригодной для жизни площади поверхности планеты дана (в %) в функции освещенности и наклона оси вращения к плоскости орбиты. Если планету, 10% поверхности которой соответствует подходящей климатической области, можно рассматривать как пригодную для жизни, то легко видеть, что допустимы наклоны осей примерно до 80°, а освещенность может меняться приблизительно в 0,65—1,9 раза по сравнению с обычной для Земли. Эти пределы определяют “экосферу” для планет, на которых смогут жить люди. В нашей Солнечной системе экосфера простирается от 0,725 а. е. до 1,24 а. е., ее внутренний край достигает орбиты Венеры (среднее расстояние 0,723 а. е.), а ее внешняя граница находится на половине пути до орбиты Марса (среднее расстояние 1,526 а. е.). Для малых величин наклона оси освещенность на границах экосферы составляет 0,65 и 1,35 средней величины освещенности самого верхнего уровня земной атмосферы.

Рис. 24. Площадь пригодной для жизни поверхности как функция наклона экватора и интенсивности излучения главного тела.

При получении количественных оценок предельных значений освещенности и наклона для пригодных к жизни планет пришлось сделать так много упрощающих предположений, что эти результаты нельзя рассматривать как строгие и окончательные. Скорее их можно использовать для прикидочных оценок распространенности в Галактике планет, пригодных для жизни.

Эксцентриситет орбиты. Для умеренных величин эксцентриситета орбиты вплоть до e=0,2—0,3 средняя годовая температура планеты, по-видимому, практически не зависит от эксцентриситета. Сезонный температурный цикл как функция широты будет, однако, зависеть от относительного положения афелия и точки зимнего солнцестояния (для одного полушария), а также от абсолютной величины периода обращения планеты. Планета с коротким “годом” может остаться пригодной для жизни даже при относительно большом эксцентриситете, так как изменения от сезона к сезону будут сглаживаться вследствие некоторой инертности в реакциях природы на температурные изменения — наличия своего рода “прикладного часа” в сезонных изменениях. Аналогично при большом эксцентриситете планета с длинным “годом” окажется непригодной для жизни.

Так как ось вращения планеты прецессирует, за время существования планеты обязательно должны быть моменты, в которые афелий и точка зимнего солнцестояния совпадут, что приведет к максимально холодной зиме и жаркому лету в одном полушарии и мягким сезонным изменениям—в другом (затем, через половину прецессионного периода, ситуация будет обратной). Скорость прецессии оси Земли составляет 50,5 секунд дуги в год (примерно на одну треть прецессия обусловлена Солнцем, а на две трети— Луной), т. е. одно полное “виляние” оси вследствие существования прецессии занимает около 25 600 лет. В целом скорость прецессии планетной оси ф прямо пропорциональна массе главного тела M1, сплюснутости планеты e и косинусу наклона экватора i и обратно пропорциональна угловой скорости вращения w планеты и кубу большой полуоси планетной орбиты r. Это соотношение для скорости прецессии можно записать в следующей форме (Лемб, 1929):

Большие скорости прецессии должны быть у планеты, орбита которой проходит поблизости от соответствующего главного тела, причем планета быстро вращается вокруг своей оса (поскольку е примерно пропорциональна w²), а наклон ее экваториальной плоскости к плоскости орбитального движения мал; малые скорости прецессии будут у планеты, имеющей противоположные характеристики: ее орбита отстоит далеко от главного тела, сама планета медленно вращается вокруг своей оси и имеет большой наклон экватора к плоскости орбиты.

Вычисления прикидочного характера, в которых в качестве примера была взята Земля и в которых предполагалось, что афелий совпадает с точкой зимнего солнцестояния, показали, что эксцентриситеты, вплоть до значений 0,2 не влияют сколько-нибудь значительным образом на пригодность к жизни. Так как при расчетах всегда приходится делать те или иные предположения, и поскольку вероятность больших величин эксцентриситета мала для тел с массами планет, можно отказаться от изучения всевозможных комбинаций эксцентриситета, наклона, периода обращения и освещенности. Вместо этого примем е = 0,2 в качестве верхнего предела величин эксцентриситета для орбит пригодных для жизни планет.

Выше уже говорилось о связи между пригодностью планеты к жизни и ее возрастом. По существу это означает, что главная звезда должна испускать свет и тепло с почти постоянной эффективностью в течение по крайней мере 3 млрд. лет. Для дальнейшего обсуждения интересующего нас вопроса необходимо хотя бы кратко коснуться классификации звезд. Хотя все звезды (за исключением Солнца) находятся так далеко от нас, что нельзя видеть их диски, мы располагаем о них множеством данных, полученных по измерениям их светимостей, расстояний от Солнца и поверхностных температур, из исследований ярких и темных линий в их спектрах, из измерений, сделанных с различными приборами, например интерферометрами, которые дают астрономам возможность измерить диаметры нескольких звезд. Большинство звезд расположено на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга—Рессела и, согласно принятым в настоящее время представлениям об эволюции звезд, находится в устойчивой фазе своего существования, на которой водород превращается в гелий с более или менее постоянной скоростью. После того как звезды израсходовали определенную часть содержащегося в них водорода, они оставляют главную последовательность. Звезда сильно раздувается и становится красным гигантом, а затем проходит различные по длительности фазы эволюции, завершая свой эволюционный путь в виде белого карлика, возможно, потеряв после взрыва часть массы, как это, вероятно, происходит у вспыхивающих объектов. В общем эволюция массивной звезды идет быстрее, чем эволюция звезды с малой массой.

Почти все звездные спектры можно расположить в некоторой последовательности, соответствующей непрерывному изменению интенсивности линий поглощения. Эта спектральная последовательность содержит семь основных групп или классов, обозначаемых (от самых горячих к самым холодным) буквами латинского алфавита: О, В, А, F, G, К и М. Группы делятся на подклассы, обозначаемые за буквой числом от 0 до 9, например В0, В1, В2, … , В9, А0. Солнце относят к классу G2. Среди звезд главной последовательности звезды класса О (очень редкие) — самые массивные и самые горячие (с температурой поверхности до 50 000 °С). Они имеют самые большие диаметры и самые низкие плотности среда звезд главной последовательности и проводят на ней самое короткое время. Звезды класса М (очень многочисленные) относятся к наименее массивным и самым холодным (с температурой поверхности до 3000 °С). Они обладают самыми малыми диаметрами и самыми высокими плотностями и находятся дольше других звезд па главной последовательности. Звезды классов В, A, F, G и К занимают по этим свойствам промежуточные положения.

Только звезды главной последовательности, имеющие массу меньше чем 1,4 массы Солнца (они относятся к спектральному классу G2 и более поздним), сохраняют устойчивость па протяжении по крайней мере 3 млрд. лет; правда, соотношение между массой и временем пребывания на главной последовательности, вероятно, известно не очень точно и будет подвергнуто пересмотру (рис. 25). Звезды с массами больше 1,4 массы Солнца проводят меньше 3 млрд. лет на главной последовательности, а затем они переходят в другие стадии эволюции, для которых характерно резкое изменение количества выделяемой звездой энергии.

Нижний предел диапазона масс определяется еще и торможением скорости вращения планет главным телом. Ясно, что малые скорости вращения несовместимы с требованиями пригодности для жизни человека, а также очевидно, что приливные эффекты могут привести постепенно к замедлению вращения планеты, пока, наконец, одна ее сторона не окажется всегда обращенной к главному телу, и на поверхности планеты не будет смены дня и ночи.

Рис. 25. Некоторые характеристики малых звезд главной последовательности. т—время жизни на главней последовательности (млрд. лет), R—радиус в единицах радиуса Солнца, L— светимость в единицах светимости Солнца.

Можно показать, что генерирующий приливы потенциал астрономического тела пропорционален MaRb2/r3 и что максимальная высота равновесных приливов в глубокой воде на поверхности сходной с Землей планеты пропорциональна

где Мa — масса возмущающего тела, Мв — масса возмущаемого тела, Rв — радиус возмущаемого тела, а r —расстояние между двумя телами (Уэбстер, 1925). Будем в дальнейшем выражать высоты приливов в единицах средней высоты прилива на Земле в глубокой воде. Тогда коэффициент пропорциональности в этой формуле равен 2,8 м^-1 (т. е. h=2,8MaRb⁴/Mbr³, если расстояние выражено в метрах, а h — безразмерная величина).

Высота прилива в открытом океане на Земле составляет примерно около 30 см над средним уровнем моря, однако в бассейнах (морях) с весьма неправильными по форме очертаниями краев и дна приливы вызывают подъем воды на берегу и в заливах до нескольких метров. Сильные приливные течения наблюдаются также вдоль некоторых береговых линий и в некоторых каналах и проливах. Иногда в зависимости от местного топографического рельефа в различных местах земной поверхности возникают очень сложные течения воды. Знание высоты приливов существенно при обсуждении свойств планет, пригодных для жизни, так как все эти планеты должны иметь на своих поверхностях более или менее обширные бассейны. Вероятно, еще важнее знать вращательно - тормозные эффекты приливов, но эта проблема все еще недостаточно понятна, хотя на протяжении последних двухсот лет она интенсивно изучается. В настоящее время считается, что диссипация энергии под действием приливного трения во всех мелких морях Земли количественно объясняет наблюдаемое замедление вращения Земли. Вероятно, определенное значение имеют и другие факторы, например приливы в твердом теле Земли и изменения момента инерции Земли, связанные с вековыми изменениями в ее недрах, изменениями уровней океанов или морей, приливами в атмосфере и взаимодействием между магнитными полями Земли и Солнца.

Джефрис вывел формулу зависимости высоты приливов h от момента их сил, показывающую, что приливный момент сил, тормозящий вращение, должен быть пропорционален h² (Юри, 1952).

Из табл. 9, которая дает вычисленные безразмерные величины h и h² для различных пар тел Солнечной системы в единицах высоты прилива на Земле, можно видеть, что большие значения всегда приводят к остановке или замедлению вращения возмущаемого тела по отношению к возмущающему телу. Так, мы знаем, что осевое вращение Земли понемногу замедляется, главным образом вследствие приливного воздействия Луны, а скорость вращения Венеры вокруг ее оси по отношению к Солнцу очень мала и имеет обратное направление, хотя вращение еще не приостановилось. Очевидно, величина h, при которой приливное трение останавливает вращение планеты, находится где-то между h² =1,2 и 2,0. Весьма вероятно, что торможение осевого вращения Меркурия и Венеры (в предположении, что на Венере нет океанов) было вызвано приливами в твердом теле этих планет. Хотя некоторые из больших спутников гигантских планет также создают у своих главных тел большие величины h² и могут несколько тормозить их вращение, но приливы в этих случаях в основном — атмосферные и, вероятно, почти не оказывают влияния на замедление скоростей вращения. Из данных табл. 9 можно сделать вывод, что величины h² порядка 1,2 недостаточно велики, чтобы вращение планеты остановилось, но для этого, по-видимому, достаточно, чтобы величина h² была порядка 2,0 или чуть больше. Вероятно, мы не сделаем большой ошибки, положив критическую величину h² равной примерно 2,0; это значит, что если h² больше 2,0 вращение планеты оказывается слишком медленным (вследствие действия силы торможения на протяжения нескольких миллиардов лет), для того чтобы условия на ней были совместимы с пригодностью ее для жизни.

К тому же, чтобы годная для жизни планета, находясь в окрестностях небольшой звезды главной последовательности, обладала необходимой температурой поверхности, ее орбита должна проходить в границах экосферы, которая в данном случае неизбежно будет столь близкой к главному телу, что тормозные действия приливов окажутся весьма значительными. Следовательно, для звезд нижней части главной последовательности (более низкие температуры) требования к тормозному действию приливов и к температурам на планетах, определяющие их пригодность к жизни, несовместимы.

Внутренняя граница, обусловленная тормозящим действием приливов, зависит как от массы главного тела, так и от свойств планеты, но к последним она чувствительна значительно меньше, так как величина (Rb/Mb)^1/8 для планет, пригодных к жизни, почти постоянна.

Рис. 26. Границы экосфер.

Из рис. 26 можно видеть, что если пользоваться критерием h² >= 2, то пригодная для жизни планета может существовать только в экосфере звезд, имеющих массы больше 0,72 массы Солнца. “Полная” экосфера может окружать главные тела, масса которых больше 0,88 массы Солнца, но под влиянием тормозного действия приливов экосфера для главных тел меньшей массы сжимается и исчезает совсем, когда масса звезды оказывается примерно равной 0,72 массы Солнца. Диапазон масс звезд, которые могли бы обладать пригодными к жизни планетами, составляет таким образом 0,72—1,43 массы Солнца, что соответствует на главной последовательности звездам спектральных классов F2 — К1. Расширение этого диапазона в сторону класса М (массы больше 0,35 солнечной массы) возможно для особого класса планет с большими спутниками. Этот вопрос обсуждается в следующем разделе.

Тормозящее приливное действие оказывает на планеты не только главное тело, но и их спутники. Если h² от спутника больше 2,0, a h² от главного тела меньше 2,0, то вращение планеты по отношению к спутнику может остановиться, а по отношению к главному телу будет продолжаться. В этом случае солнечные сутки планеты и синодический месяц должны иметь одинаковую продолжительность. Однако чтобы в этих условиях планета оказалась пригодной для жизни, период ее осевого вращения должен быть таким, чтобы солнечные сутки были короче,— скажем 96 часов,— величины, несколько произвольно принятой в качестве максимальной при оценке пригодности для жизни.

Связь между сидерическим месяцем Р, годом Y и синодическим месяцем S имеет вид

S можно принять равным Р, если величина Р мала по сравнению с Y. Это упрощает изложение основных выводов.

Если в тормозной приливной силе, обусловленной спутником, величина h² больше 2,0 и вращение планеты по отношению к спутнику остановлено, то приливы на планете, вызываемые спутником, окажутся фиксированными по отношению к данной точке планеты (т. е. будут перемещаться по поверхности планеты) и, следовательно, не будут переменным компонентом в комплексе окружающих условий. Однако могут существовать и приливы, связанные с главным телом, т, е. звездой. В этом случае приливообразующая сила главного тела не должна достигать величины силы разрушения, не совместимой с жизнью на суше, так как, если эрозийная мощность приливов станет чрезмерно большой, вся суша может исчезнуть и поверхность планеты превратится в сплошной глубокий океан, дважды в сутки охватываемый гигантскими приливами. При какой величине прилива может происходить это явление? Луна создает на Земле в открытом океане приливы высотой около 30 см, хотя локальные береговые приливы в мелких заливах гораздо выше; отсюда можно сделать вывод, что если бы высота приливов в открытом океане была порядка 3—6 м, этого уже было бы достаточно, чтобы по истечении какого-то длительного промежутка времени вся масса суши Земли оказалась размытой. Для наших оценок можно принять, что предельное значение прилива разрушительной силы характеризуется величиной h², равной 20.

Рис. 27. Влияние приливных сил на пригодность планет для жизни

Используя этот критерий, можно попытаться изобразить при помощи площадей, показанных на рис. 27, все возможные сочетания тормозящей силы приливов, обусловленных как главным телом (h_S), так и спутником h_M. На этом рисунке область 1 соответствует свободно вращающимся планетам; область 2 — планетам с вращением, остановленным по отношению к спутнику; область 3— планетам с вращением, остановленным по отношению к спутнику, но с разрушительными приливами, обусловленными главным телом, и область 4 — планетам с вращением, остановленным по отношению к главному телу. Все пригодные для жизни планеты должны попасть в области 1 и 2; те из них, которые попали в область 2, будут годиться для жизни только в том случае, если их период вращения будет меньше 96 часов.

Ограничения, накладываемые на массу и расстояние спутника, для планет, имеющих характеристики Земли, показаны на рис. 28. Линия, указанная как “предел Роша”, очерчивает область, внутри которой меньшее из двух тел будет иметь тенденцию к разрыву на части под действием приливообразующей силы большего тела.

Рис. 28. Влияние спутников на планету типа Земли.

Интересно отметить, что в пределах определенного диапазона масс спутников могут существовать пригодные для жизни связанные между собой планеты-близнецы, которые не вращаются друг относительно друга.

В правой части рис. 28 изображена ситуация, при которой спутник может оказаться больше, чем сама пригодная для жизни планета. Например, вертикальной линии А соответствует случай, при котором масса спутника в 10 раз превышает массу Юпитера, а вокруг него обращается пригодная для жизни планета с остановленным осевым вращением. Где-то поблизости от этой линии достигаются граничные условия, определяемые количеством тепла, которое испускает более массивное тело. Если спутник близок по массе к звезде, его поверхность, очевидно, должна нагреваться, так как он уже оказывается не в состоянии выделить все то тепло, которое он приобретает путем аккреции и получает от главного тела. При некотором значении массы спутник окажется достаточно нагретым для начала процесса потери воды из атмосферы обращающейся вокруг него планеты, что приводит к непригодности ее для жизни.

Поскольку мы очень слабо осведомлены о температурах поверхности тел, масса которых в десять раз превышает массу Юпитера, ограничение массы в этом смысле в настоящее время можно установить лишь приближенно, примерно, как показано пунктиром А.

Как мы уже видели, для звезд на низкотемпературном конце главной последовательности существует несовместимость между тормозным действием приливов и требованиями к температурам пригодных для жизни планет. Нижний предел массы звезд, которые могли бы иметь свободно вращающиеся планеты в пределах экосферы, был определен как 0,72 массы Солнца. Однако можно указать случай, при котором нижние предел массы звезды можно еще понизить. Если у планеты есть крупный, находящийся вблизи нее спутник, который помогает сохранить такую скорость осевого вращения планеты, что ее солнечные сутки составляют меньше 96 часов, то подобная планета могла бы двигаться по орбите внутри экосферы звезды с массой меньше 0,72 массы Солнца. Здесь предельное значение массы определяется условием, чтобы приливы на планете, обусловленные главным телом, не достигали разрушительной силы. Если мы примем за меру прилива разрушительной силы 6 м, то нижний предел массы звезды будет равен 0,35 массы Солнца. Оценить динамическую устойчивость системы вблизи этого предела — дело довольно трудное, но еще труднее было бы восстановить эволюционную последовательность событий, приводящих к такой ситуации.

До сих пор мы ограничивались почти исключительно планетами, обращающимися вокруг одиночных звезд. Однако, как будет показано ниже, множество звезд существует в кратных звездных системах — двойных, тройных и четверных. Наиболее общеизвестный тип кратной системы — двойная система; это название относится и к тем системам, в которых тяготением связано больше двух звезд, но другие члены системы отстоят настолько далеко от первых двух, что не оказывают заметного влияния на двойную систему. И если мы выявим те особые свойства двойных звездных систем, которые существенны для пригодности планет к жизни (в дополнение к свойствам отдельных звезд), то фактически нами будут рассмотрены все действительно важные классы звезд.

В связи с проблемой о существовании пригодных для жизни планет в системах двойных звезд необходимо проанализировать два важных вопроса: 1) могут ли быть в системе двойных звезд стационарные планетные орбиты с расстояниями планет от звезд, соответствующими сформулированным выше требованиям? 2) если ответ на этот вопрос удовлетворительный, то может ли быть при этом освещенность (сумма освещенностей от двух излучающих источников) достаточно постоянной для совместимости с пригодностью для жизни?

Так как число возможных сочетаний различных астрономических параметров в двойных звездных системах огромно, постановку задачи для данного анализа придется упростить. Обязательно следует включить в обсуждение спектральные классы и массы обеих звезд, их среднее взаимное расстояние (большая полуось их орбиты), эксцентриситет их орбиты и наклоны планетных орбит по отношению к плоскости звездной орбиты. Для начала рассмотрим ограниченную задачу — случай, когда две звезды движутся по окружностям вокруг своего общего центра тяготения, а планета находится на почти круговой орбите вокруг одной или обеих звезд в той же плоскости, что и оба массивных тела.

Эта известная в классической небесной механике ограниченная задача трех тел, в которой существование устойчивых планетных орбит можно определить, зная отношение масс двух звезд. Например (рис. 29), устойчивые почти круговые прямые планетные орбиты могут существовать только внутри граничных кривых А и D и снаружи граничной линии F. Для наших целей попятные планетные орбиты можно отбросить, как соответствующие менее вероятным и более ограниченным случаям.

Если по крайней мере одна из областей, в которых могут существовать устойчивые планетные орбиты, включает в себя также экосферу, то одно из требований для существования пригодных для жизни планет в данной звездной системе выполнено.

Другое требование состоит в том, чтобы освещенность от двух излучающих источников была почти постоянной на орбите планеты.

Рис. 29. Области, в пределах которых могут существовать стационарные прямые (в смысле направления движения) почти круговые орбиты планет; mu=m2(m1+m2) = 0,1

Насколько допустима здесь изменчивость освещенности в количественном выражении, сказать очень трудно, поскольку мы не можем достаточно точно вычислять температуры поверхности планет на основе астрономических параметров системы и из-за многочисленности возможных сочетаний различных параметров планет. Однако чтобы получить хотя бы прикидочную оценку, предположим, что допустимая изменчивость освещенности для любой данной планеты на почти круговой орбите в течение годичного периода должна быть меньше 10%. Использование этой величины не может привести к каким-то очень большим ошибкам в общей оценке пригодности планет для жизни в окрестности двойных звезд.

Примеры изофот вокруг двух излучающих источников показаны на рис. 30. Из него видно, что в непосредственных окрестностях каждой звезды существуют области, в которых изофоты почти круговые. Следовательно, на планету, находящуюся на почти круговой орбите внутри такой области, должен был бы падать почти постоянный поток излучения. Аналогичным образом на большом расстоянии от обеих звезд изофоты опять почти круговые и концентрические по отношению к большему источнику. Но планета на почти круговой орбите, охватывающей обе звезды, будет перемещаться так, что центр ее орбиты будет находиться в центре масс двух звезд; следовательно, планета, если она не слишком удалена от звезд, должна пересекать изофоты.

Рис. 30. Изофоты полной освещенности Е в окрестностях двух излучающих источников л=L₂/L₁ =0,04, mu=0,3

Для иллюстрации этого случая потребуем, чтобы данные орбиты были устойчивы и чтобы изменчивость освещения не превышала 10%; тогда удовлетворяющие этим требованиям планетные орбиты могут проходить внутри следующих областей: вокруг более яркой звезды внутри круга радиусом 0,319 единицы (ограничение накладывается требованием к устойчивости); вокруг менее яркой звезды внутри круга радиусом 0,108 единицы (ограничение накладывается пределами изменения освещения); вокруг обеих звезд вне круга радиусом 10,5 единицы (ограничение также накладывается пределами изменения освещения) (см. табл. 10 и рис. 31).

Однако, как уже говорилось ранее, для пригодности к жизни средние абсолютные значения освещенности должны быть заключены в определенных пределах.

Для данной величины L1 (светимость более яркой звезды) и л = L2/L1 (относительная светимость менее яркой звезды) можно вычислить минимальные взаимные расстояния между компонентами, при которых вокруг каждой звезды могут быть пригодные для жизни планеты, и максимальные взаимные расстояния, при которых пригодные для жизни планеты могут существовать на орбите вокруг обеих звезд вместе.

Рис. 31. Области в окрестностях двух излучающих источников, где могут существовать планеты на устойчивых почти круговых орбитах и где полная освещенность меняется менее чем на 10%. I — область пригодности для жизни планет, вращающихся вокруг обеих звезд, II — область пригодности для жизни планеты, вращающейся вокруг более яркой звезды, III — то же, но для менее яркой звезды.

Масса должна быть больше 0,4 массы Земли, чтобы могла образоваться и сохраниться годная для дыхания атмосфера, но меньше 2,35 массы Земли, поскольку ускорение силы тяжести на поверхности должно быть меньше 1,5 g.

Период вращения должен быть меньше 96 часов (4 земных суток); эта величина гарантирует от чрезмерно высоких температур днем и крайне низких температур ночью.

Возраст планеты (и звезды, вокруг которой она движется по орбите) должен быть больше 3 млрд. лет, чтобы было достаточно времени для появления сложных форм жизни и создания пригодной для дыхания атмосферы.

Наклон оси вращения (наклон экватора к плоскости планеты орбиты) и освещенность от ее главного тела взаимосвязаны и определяют распределение температуры по ее поверхности. Вообще говоря, величины освещенности при малых наклонах должны быть заключены между 0,65 и 1,35 от величины освещенности на Земле (примерно 10—20 люмен/см²), хотя сочетание большой освещенности (вплоть до превышающей земную в 1,9 раза) и большого наклона экватора (вплоть до 80°) совместимо с пределами пригодности для жизни.

Эксцентриситет орбиты должен быть меньше 0,2, так как большие величины эксцентриситета создали бы неприемлемое по экстремальным значениям распределение температур на поверхности планеты.

Масса главного тела, с одной стороны, должна быть меньше 1,43 массы Солнца, так как время пребывания его на главной последовательности должно быть больше 3 млрд. лет; с другой стороны, масса главного тела должна быть больше 0,72 массы Солнца, так как если она меньше этой величины, существует несовместимость между допустимыми уровнями освещенности и приливным замедлением вращения планеты. Для особых редких классов планет с крайне большими или близкими спутниками можно уменьшить нижнюю границу допустимой массы главного тела вплоть до 0,35 массы Солнца.

Если планета движется по орбите в двойной звездной системе, то две звезды должны или находиться совсем рядом, или быть очень удалены друг от друга. В обоих случаях возможно существование устойчивых планетных орбит и несущественна изменчивость освещенности на расстоянии планеты.

Если все эти условия выполнены, то вероятность того, что планета окажется пригодной для жизни, очень велика.

Располагая сводкой свойств планет, пригодных для жизни, и требованиями к параметрам астрономических объектов, вытекающими из анализа этих свойств, попробуем теперь оценить распространенность таких тел в нашей Галактике (Млечном Пути). Но чтобы оценить эту величину с максимально возможной точностью, необходимо предварительно оценить следующие входящие и нее характеристики:

N_S — распространенность звезд в соответствующем диапазоне масс — от 0,35 до 1,43 массы Солнца;
Р_Р — вероятность того, что вокруг данной звезды обращаются планеты;
P_i — вероятность того, что наклон экватора планеты и большая полуось ее орбиты совместимы с пригодностью планеты к жизни;
P_D — вероятность того, что по крайней мере орбита одной планеты проходит внутри экосферы;
Р_м — вероятность того, что планета имеет подходящую массу (0,4—2,35 массы Земли);
Р_e — вероятность того, что эксцентриситет орбиты планеты достаточно мал;
Р_B — вероятность того, что наличие второй звезды не превращает планету в непригодную для жизни;
P_R — вероятность того, что скорость вращения планеты не слишком велика и не слишком мала;
P_A — вероятность того, что планета имеет подходящий возраст;
P_L — вероятность того, что на планете возникла и развилась жизнь, если все астрономические условия соответствуют необходимым требованиям.

После того как величины всех этих параметров определены, оцениваемое число пригодных для жизни планет N_HP в Галактике можно выразить в виде произведения

Очевидно, что любая оценка подобного рода содержит в себе большую долю неуверенности, поскольку не все параметры в приведенной формуле известны с достаточной точностью. В действительности большая часть их определена лишь приближенно, а величины, приписанные некоторым из них, зависят от того, какой космогонической гипотезе было оказано предпочтение. Поэтому предупреждаем читателя, что в оценках, приводимых в этой главе и ниже, автор не ставил задачу сказать в этом вопросе последнее слово. Это всего лишь одна из попыток подойти к более или менее разумным оценкам этих величин. Читатель вправе сделать иные выводы, которые будут лучше согласовываться с его собственными представлениями о Вселенной.

Астрономы подсчитали число звезд различных звездных величин и спектральных классов в окрестностях Солнца. Из этих подсчетов и из соотношений “звездная величина — масса” и “масса — спектральный класс” можно оценить концентрацию звезд каждого спектрального класса в окрестностях Солнца. Эти данные представлены на рис. 32 и 33 и в табл. 11.

Из табл. 11 видно, что подходящий диапазон масс — 0,35—1,43 массы Солнца—охватывает все звезды главной последовательности в интервале спектральных классов примерно от М2 до F2. В табл. 11 представлены числа звезд каждого спектрального класса (в 1 пс³*) космического пространства).

Ясно, что относительное число звезд в данном диапазоне масс есть в первую очередь функция их массы. Звезд с малой массой больше всего, а очень массивные звезды встречаются весьма редко. Это выявляется более четко в табл. 12.

Рис. 32. Абсолютная визуальная величина звезд главной последовательности как функция массы звезды.

Рис. 33. Масса как функция спектрального класса (звезды главной последовательности)

Нетрудно видеть, что гиганты, или звезды, которые покинули главную последовательность, составляют менее 1 % от всех звезд, хотя они и заметно выделяются на ночном небе благодаря своей высокой светимости. Те же звезды, которые интересуют нас в основном как возможные главные тела в системах, содержащих пригодные для жизни планеты, представляют собой довольно неброские объекты, имеющие абсолютные визуальные величины в диапазоне от +7^m до +3^m. Абсолютная звездная величина есть мера видимости, которую имела бы звезда, если бы она была видна с расстояния 10 пс или 32,63 светового года.

*) 1 парсек (пс) равен 3,26 светового года; 1 пс³ равен 34,7 (светового года)³.

Например, абсолютная звездная величина нашего Солнца равна + 4^m,8, в то время как самые слабые звезды, доступные наблюдениям невооруженным глазом на ночном небе, обычно имеют видимую звездную величину + 5^m или +6^m.

С другой стороны, из ста самых ярких звезд на небе все, кроме одной, имеют абсолютные величины в диапазоне от +3^m до —7^m. Исключение представляет Альфа Центавра (абсолютная визуальная величина +4^m,5), которая кажется нам яркой благодаря ее близости. Из табл. 12 видно, что предметом нашего исследования будут звезды главной последовательности спектральных классов F, G и К, к которым относится примерно 25% всех звезд, т. е. объекты, совсем не редкие.

Поскольку масса звезды определяет также и продолжительность ее пребывания на главной последовательности и оказывает влияние на размеры экосферы, то, чтобы определить число пригодных для жизни планет в Галактике, необходимо рассмотреть распространенность звезд в соответствующем диапазоне масс N_s в сочетании с некоторыми другими параметрами.

Согласно наиболее распространенным в настоящее время идеям об образовании звезд из облаков пыли и газа мы также можем постулировать, что каждая звезда или по крайней мере каждая звезда в диапазоне масс, представляющем для нас интерес, окружена движущимся вокруг нее семейством планетных тел. Небольшое количество массы, оставшейся от первичного облака материи, всегда будет двигаться по отношению к центральной звезде со скоростью, достаточно высокой, чтобы помешать захвату ее звездой. Величина этой доли, вероятно, зависит от абсолютной величины полного момента количества движения облака, получающегося после вычитания из момента количества движения частиц, движущихся в одном направлении вокруг центра масс облака, момента количества движения частиц, движущихся в противоположном направлении.

Поскольку невероятно, чтобы полный момент количества движения был точно равен нулю, можно ожидать, что какое-то количество вещества будет продолжать двигаться по орбитам после того, как центральная звезда завершит свой рост. В дальнейшем величина Р_Р будет принята равной 1,0.

Некоторые ранее высказывавшиеся соображения об образовании Солнечной системы (кое-где они все еще обсуждаются) были основаны на предположении о катастрофическом событии — “почти столкновении” между Солнцем и проходившей мимо звездой. Согласно гипотезе такого рода планеты возникли из раскаленной материи, вырванной из одной или из обеих звезд при их сближении во время встречи. С динамической точки зрения совершенно невероятно, чтобы хоть какое-то небольшое количество вещества могло остаться на орбите после такой встречи; вещество в виде вытянутого раскаленного образовавшегося как следствие прилива волокна, находясь между звездами, неизбежно будет стремиться упасть обратно на звезды, как только они разойдутся. Более того, даже если бы такое раскаленное вещество все же осталось на орбите, ему не удалось бы сгуститься в большие капли, как это часто предполагалось в таких гипотезах; вместо этого оно должно мгновенно рассеяться в пространстве, так как тепловая скорость атомов водорода при звездных температурах во много раз больше скорости диссипации из гипотетического волокна. В итоге Солнце оказалось бы окруженным плоским кольцом из газа и пыли. (Впоследствии внутри этого кольца могли бы образоваться планеты путем аккреции, но не в той последовательности событий, которая обычно предполагается при катастрофическом способе образования.) Но одно из важных следствий гипотезы образования планетной системы в результате близкой встречи (почти столкновения) звезд — редкость таких систем в Галактике. А некатастрофические гипотезы предполагают, что планетные системы — скорее правило, чем исключение.

Как было отмечено выше, распределение температуры по поверхности планеты зависит главным образом от интенсивности освещения ее на среднем расстоянии от главного тела и от наклона ее экватора к плоскости орбиты. Существует довольно сложная зависимость пригодности для жизни от массы главного тела, массы планеты и среднего расстояния от главного тела, определяющая, в частности, замедление вращения вследствие приливов на внутреннем крае экосферы. Если планеты обращаются вокруг небольшого главного тела, то у больших планет экосферы должны быть больше, чем у малых, так как они обладают большей энергией вращения и их торможена идет медленнее.

Но из-за сложности этой зависимости трудно с достаточной степенью точности определить пригодность планеты для жизни при всех мыслимых комбинациях наклона и освещенности наряду со всевозможными сочетаниями массы главного тела, массы планет и расстояний между ними.

Рис. 34. Кривая, принятая для оценки вероятности того, что наклон экватора планеты меньше данной величины. Сплошная линия соответствует уравнению Р = 1 — (1 — i/l80°)^4,5.

Поскольку в нашем обсуждении важна не столько точная, сколько разумная, хотя и приближенная, оценка вероятности, можно несколько упростить постановку задачи. Поэтому оценим отдельно предельные значения диапазонов освещенностей и наклонов экватора.

Используя данные о наклонах экваторов планет Солнечной системы, мы построили суммарную кривую вероятности вида

Р=1-(1-i/180)ⁿ,

где Р — вероятность того, что случайно выбранная планета будет иметь наклон экватора меньше чем данная величина i. Как показано на рис. 34, довольно хорошее согласие результатов вычислений с фактическими данными было получено для п = 4,5.

Приведенная общая формула была применена к областям пригодности для жизни на графике “освещение как функция наклона” (см. рис. 24 на стр. 96) с тем, чтобы построить кривую вероятности для данных значений отношения максимального и минимального радиусов границ экосферы (рис. 35). Для простоты кривая, ограничивающая область рис. 24, была заменена прямоугольником, имеющим ту же лощадь. Для пределов освещенности Е1 (внутренний край экосферы) и E2 (внешний край), связанных между собой соотношением

искомая величина Р составляет около 0,81.

Рис. 35. Относительная ширина экосферы как функция наклона экватора планеты.

Это соответствует верхнему пределу наклона 54°. Выбор в качестве приблизительного значения для всего диапазона допустимых уровней освещенности P_i = 0,81 более удобен, чем использование Р в виде функции освещенности, так как благодаря этому заметно упрощаются последующие вычисления без привнесения сколько-нибудь значительных ошибок” Итак, будем считать, что P_i = 0,81.

Как уже говорилось ранее, главные тела с массами больше 0,88 массы Солнца, имеют полные экосферы, тогда как тела, массы которых заключены между 0,72 и 0,88 массы Солнца, имеют суженные экосферы из-за тормозящего вращение действия главной звезды на внутреннем крае экосферы.

Чтобы оценить, какова вероятность наличия по крайней мере одной планеты, движущейся по орбите внутри экосферы, необходимо иметь данные о расположении планет в планетных системах. К сожалению, существует всего одна планетная система, доступная нашему исследованию,— наша собственная Солнечная система. Поскольку планеты в нашей системе расположены в соответствии с критерием длительности орбитальной устойчивости в течение всей эволюции системы, то можно предположить, что и в других системах расположение планет определяется теми же законами, которые действуют здесь. Легко видеть, что расстояния между орбитами планет в Солнечной системе совместимы с разрешенными почти круговыми орбитами в ограниченной задаче трех тел. Исключением являются только орбиты Нептуна и Плутона, да и то, строго говоря, между ними нет существенного взаимодействия благодаря наклону орбиты Плутона. В целом Солнечная система примерно наполовину занята зонами устойчивых планетных орбит, причем между ними существуют просветы. Предполагается, что такое пространственное распределение вполне может быть универсальным свойством планетных систем других звезд.

Используя это предположение, основанное на данных о нашей Солнечной системе, можно вычислить вероятность того, что по крайней мере одна планета движется по орбите в интервале расстояний от главного тела D_i—D₀. Возьмем теперь действительные средние орбитальные расстояния планет Солнечной системы от Солнца (см. рис. 18 на стр. 75) и решим обратную задачу: какова вероятность того, что данный интервал расстояний D_i—D₀, выбранный случайным образом, будет включать в себя хотя бы одну планетную орбиту? Например, в Солнечной системе для отношения D₀/D_i, равного 3,41 или больше, интервал D_i—D₀ не может не содержать по крайней мере одну планету, так как самый широкий просвет между зонами планет (в логарифмическом масштабе) находится между Юпитером (расстояние от Солнца 5,20 а. е.) и Марсом (расстояние 1,524 а. е.), а отношение их расстояний равно 3,41. Отсюда для D₀/D_i, равного 3,41, вероятность того, что одна планета или больше будет находиться в интервале D_i—D₀, равна 1,0. Для меньших значений D₀/D_i вероятность соответственно меньше 1,0. Соответствующие оценки для Солнечной системы приведены на рис. 36.

Рис. З6. Вероятность того, что в интервале расстоянии D_i—D₀ существует по крайней мере одна (а) ила две (б) планеты (основана на данных о Солнечной системе).

Если мы примем для полной экосферы в пределах освещенности 0,65— 1,35 (по отношению к освещенности от Солнца), что D₀/D_i = 1,441 [ = (1,35/0,65)^1/2] то, как видно из рис. 36, вероятность появления одной планеты внутри этой полной экосферы равна 0,63.

Для меньших величия D₀/D_i, т. е. для главных тел с суженными экосферами в диапазоне масс 0,72—0,88, вероятность существования в ней одной планеты значительно уменьшается. Для всех классов главных тел в диапазоне масс, представляющем для нас интерес, вероятность существования одной планеты приведена в табл. 13.

Распределение “числа планет в функции их массы” для планет Солнечной системы также имеет некоторую закономерность. Чем меньше масса планеты, тем число таких планет больше, как это наблюдается и для звезд, и для астероидов, и для метеоритов. Это видно из рис. 10 (см. стр. 55). В предположении, что планеты Солнечной системы могут служить образцом подобных объектов у других звезд, можно попытаться теоретически предсказать распределение планет по их массам: подобная зависимость была получена на основе данных, представленных на рис. 10 для диапазона масс от 0,03 до 3000 масс Земли.

Рис. 37. Вероятность того, что случайно выбранная планета находится в диапазоне масс от некоторого значения M1 до 2,35 массы Земли.

Вычисленные значения вероятностей приведены на кривой рис. 37. Например, отсюда следует, что вероятность того, что выбранная наугад планета имеет массу в пределах от 0,4 до 2,35 массы Земли, равна 0,19. В дальнейшем мы примем Рm равным 0,19.

Эта оценка на первый взгляд может показаться пессимистической, поскольку в Солнечной системе существует определенное распределение планет по массе в зависимости от их расстояния от Солнца. Небольшие планеты земной группы находятся ближе к Солнцу, чем массивные планеты-гиганты.

Возможно, это общая закономерность, применимая ко всем системам; но так как имеются и отклонения от общего распределения, а попытки интерпретации распределения масс были не очень успешными, лучше принять, что масса планеты не зависит от расстояния до главного тела. Тем более, что наши современные представления о процессах формирования Солнца и планет и их развитии весьма несовершенны.

Анализ величин эксцентриситетов орбит тел планетных размеров в Солнечной системе приводит к выводу, что эксцентриситеты распределены согласно эмпирической кривой вероятности, имеющей приближенную форму Р = 1— (1—е)ⁿ, где n равно примерно 13.

Рис. 38. Кривая, принятая для оценки вероятности того, что эксцентриситет планетной орбиты меньше данной величины.

Здесь Р есть полная вероятность того, что эксцентриситет меньше любой заранее заданной величины. Несомненно, можно найти и другие эмпирические кривые распределения, которые будут лучше соответствовать наблюдательным данным, чем приведенная здесь формула. Однако пока данных недостаточно, более точная формула не нужна.

Если принять, о чем уже говорилось ранее, что эксцентриситеты орбит интересующих нас планет должны быть меньше 0,2, то, как показано на рис. 38, примерно у 94% планет могут быть эксцентриситеты меньше этой величины и, следовательно, все они оказываются пригодными для жизни, если, конечно, будут выполнены все остальные существенные требования. Итак, примем величину P_e равной 0,94

Чтобы оценить эту вероятность, необходимо знать, какова вероятность того, что звезда является членом двойной звездной системы, а если это известно, то какова вероятность того, что звезды расположены в пространстве или движутся одна вокруг другой таким образом, что они будут способствовать существованию нормальной экосферы.

Как уже было выяснено ранее, планеты, пригодные для жизни, могут существовать в двойной звездной системе, если расстояние между этими звездами так мало, что вокруг них существует одна экосфера, или же, наоборот, если они отстоят так далеко друг от друга, что по крайней мере одна звезда может иметь экосферу, существованию которой не мешает другая.

В табл. 14 и 15 указано относительное число звезд, являющихся спектрально-двойными (тесные пары) в зависимости от их спектрального класса. В спектральных классах F, G и К эта доля составляет 4—7% согласно Аллену (1955), и 28—30% согласно Яшеку и Яшек (1957),

Периоды обращения спектральных двойных, состоящих из звезд главной последовательности, обычно порядка суток. Это значит, что две звезды в спектрально-двойной системе должны находиться совсем близко друг к другу, или, говоря точнее, их взаимное расстояние должно быть меньше 0,1 а. е.

Из рис. 31 (см. стр. 112) можно видеть, что это условие практически не противоречит существованию экосферы вокруг обеих звезд.

В то же время расстояние между компонентами визуально-двойных систем в огромном большинстве случаев так велико, что элементы их орбит нельзя определить с большой точностью. Для 12% визуально-двойных с измеримыми орбитальными движениями типичные взаимные расстояния достаточно велики, чтобы допустить существование подходящей экосферы вокруг каждой из них. Среди звезд спектральных классов F, G и К визуально-двойные составляют от 4 до 9% и, вероятно, лишь какие-то доли процента этих звезд имеют взаимные расстояния, попадающие в тот критический диапазон расстояний, который препятствует существованию экосферы.

Согласно ван ден Босу (1936), медианный период визуально-двойных, находящихся поблизости от Солнца, по Герцшпрунгу равен 80 годам, а по оценке Лёйтена — 300 годам. Большое расстояние между компонентами, по-видимому, типично.

Некоторые авторы считают, что члены двойных систем, если только их компоненты не являются широкой парой, не могут иметь устойчивых планетных систем (Хуан Шоу-шу, 1959). Однако анализ пределов существования устойчивых орбит в задаче трех тел показывает, что у большинства представляющих для нас интерес двойных систем устойчивые планетные орбиты могут существовать внутри экосферы, хотя условия устойчивости планетных орбит в том случае, когда два звездных компонента обращаются по эксцентрическим орбитам вокруг их общего центра масс, в общем виде оценить трудно.

Из сказанного выше ясно, что практически все тесные двойные эвездные системы (спектрально-двойные) могли бы обладать пригодными для жизни планетами и что вокруг визуально-двойных, компоненты которых находятся друг от друга на таком расстоянии, что мешают существованию нормальной экосферы, такие планеты встречаются редко. Однако, учитывая недостаточность данных и возможную недооценку числа двойных звездных систем, имеющих неблагоприятные взаимные расстояния, будем считать, что в общем для любой произвольно взятой звезды из всех возможных случаев около 5% звезд будет непригодно для появления жизни, т, е. Р_B равно 0,95. Для изолированных звезд или для звезд в двойных системах, о которых известно, что параметры их орбит благоприятны, Р_B следует брать равным 1,0.

Как мы уже отмечали в главе 3, в нашей Солнечной системе для планет, вращение которых заторможено приливными силами, по-видимому, существует прямое эмпирическое соотношение между массой планеты и энергией вращения на единицу массы. Аналогичные зависимости, вероятно, существуют и для других планетных систем, поскольку действие одних и тех же эволюционных и динамических сил должно быть аналогичным. Если основываться на этом предположении, планеты в диапазоне от 0,4 до 2,35 массы Земли, находящиеся на орбитах внутри экосферы, будут иметь периоды вращения в пределах нужного нам диапазона. Однако вследствие недостаточности данных и поскольку мы все же не можем достаточно уверенно судить о тех факторах, которые определяют скорость вращения планет, примем Р_R для планет, не подверженных тормозящему воздействию приливных сил, равным 0,9. Пригодные для жизни планеты с большими или близкими спутниками будут рассматриваться как явление слишком редкое, чтобы оно могло повлиять на результаты наших вычислений.

Ранее мы пришли к выводу, что для возникновения пригодных для жизни условий на пригодной для этого планете, если, конечно, удовлетворены все астрономические предпосылки, требуется период времени порядка трех миллиардов лет. Поэтому нужно оценить вероятность того, что данная звезда (со своими планетами) старше трех миллиардов лет.

Поскольку мы знаем (или думаем, что хотя бы приближенно знаем) соотношение между массой звезды и временем ее пребывания на главной последовательности (полное ожидаемое время жизни) т_ms, то мы, следовательно, знаем, что возраст данной звезды главной последовательности не может быть больше т_ms. Звезда также не может быть старше Галактики, в которой она находится. Мы знаем также, что в нашей Галактике формирование звезд все еще продолжается. Однако в данный момент нет надежного способа определить, образовалась ли данная звезда главной последовательности совсем недавно или же ее пребывание на главной последовательности подходит к концу.

Если предположить, что звезды образуются и в настоящее время и возникали в прошлом с почти постоянной скоростью, можно получить формулу для вычисления вероятности того, что данная звезда старше, скажем, трех миллиардов лет,

где t>3 млрд. лет и Р_A=0, когда t< 3 млрд. лет. Здесь t меньше т_ms, — времени жизни звезды на главной последовательности, а Т—возраст Галактики; обе величины измеряются в миллиардах лет. При этом также сделано предположение, что планетные системы образуются одновременно со своими главными звездами и, следовательно, будут иметь с ними один и тот же возраст.

Максимального значения величина Р_A достигает для звезд, у которых т_ms больше или равно Т.

Основанные на различных отрывочных данных и различных интерпретациях наблюдений современные оценки Т — возраста Галактики — заключены в диапазоне 10— 25 млрд. лет. Если мы примем для наших вычислений Т = 10x10⁹ лет с тем, чтобы не преувеличить вероятности, то Р_A будет заключено между 0 и 0,7 и мы получим для звезд каждого спектрального класса величины, приведенные в табл. 16.

Как мы уже упоминали, для пригодности планеты к жизни существенно наличие в ее атмосфере свободного кислорода. Весьма вероятно, что весь свободный кислород земной атмосферы появился в результате разложения воды земными растениями в ходе фотосинтеза. Отсюда возникает вопрос: какова возможность, что этот или подобный этому процесс будет развиваться на других планетах, удовлетворяющих всем необходимым астрономическим условиям.

По существу мы все же не знаем, как возникла на Земле жизнь, хотя за последние годы этот вопрос обсуждался неоднократно. Однако если мы думаем, что происхождение жизни есть следствие естественного эволюционного процесса, то нет оснований предполагать, что жизнь возникает не всегда и не везде, где есть для этого благоприятные условия. В поддержку этой точки зрения имеются данные, свидетельствующие, что микроскопические формы жизни появились на Земле вскоре после ее формирования.

По измерениям распада радиоактивных: веществ оценено, что самые старые породы имеют возраст 4,5 млрд. лет, а самые ранние поддающиеся обнаружению отпечатки окаменелостей простейших форм жизни, очень похожие на современные водоросли, были найдены в горных породах, возраст которых около 3,5 млрд. лет. Поиски доказательств еще более древней жизни продолжаются.

Так как до появления обнаружимых форм жизни должен был пройти длительный период эволюции ее химических предшественников и, возможно, таких жизненных форм, после которых могло и не остаться каких бы то ни было свидетельств их существования, можно считать, что жизнь на Земле возникла очень быстро, как только стали подходящими окружающие условия.

Поскольку в состав живой материи, как мы знаем, входит ряд химических элементов, наиболее распространенных как во Вселенной, так и в земной коре, то у нас нет никаких: оснований полагать, что жизнь на других пригодных для нее планетах должна быть совершенно иной по общему химическому составу, хотя, несомненно, в мелких деталях она может и отличаться от жизни на Земле. Где бы ни были найдены живые организмы, их существование всегда должно зависеть от основных химических процессов и физических законов, которые свойственны земной поверхности. Бели основной источник доступного для живых организмов водорода — вода, то живое вещество, где бы оно ни существовало, будет зависеть от развития процесса извлечения водорода из воды, и при этом будет происходить непроизвольное выделение кислорода в атмосферу.

Нас здесь интересует вопрос о появлении жизни на планетах, пригодных для людей, но множество живых организмов может переносить условия, а вероятно, даже и возникать в условиях, не пригодных для человека. Поэтому планет, на которых есть какая-то жизнь, без сомнения, в Галактике гораздо больше, чем планет, пригодных для людей.

В нашем обсуждении мы будем предполагать, что на планетах, астрономические условия на которых благоприятны, жизнь обязательно должна возникать, и ее возникновение всегда должно сопровождаться появлением свободного кислорода в атмосфере.

В связи с этим предположением интересен вопрос, будет ли хлорофилл (magnesium porphyrin protein) на других планетах главным действующим фактором в процессе фотосинтеза. По всей видимости, хлорофилл в различных формах, обозначаемых как хлорофилл -a, -b, -с, -d и бактериохлорофилл, был в течение свыше 3 млрд. лет, бесспорно, наиболее важным соединением, обеспечивающим фотосинтез на Земле, хотя, очевидно, и другие соединения могли бы в значительной мере выполнять ту же роль, например каротеноиды (Фратон и Симмондс, 1959) в сочетании с хлорофиллом, встречающимся в различных видах растений. Весьма возможно, что жизнь повсюду, где только она возникает, зависит от сходных органических соединений, поскольку среди наиболее распространенных соединений в первичных атмосферах планет земной группы на ранних стадиях их развития должны были быть вода (H₂О), амииак (NH₃) и метан (СH₄). Более сложные органические соединения, включая аминокислоты, другие органические кислоты, pyrroles, purines и pyrimidines во всем их громадном многообразии образовались, когда в смеси из метана, аммиака, воды и водорода происходили реакции взаимодействия под действием электрических разрядов или радиации различных видов (Миллер, 1955; Палм, Калвин, 1959; Бергер, 1961), Когда однажды возникла жизнь, то все эти органические соединения могли послужить в качестве строительных блоков в процессе развития жизни; следовательно, самые необходимые соединения, образующиеся в ходе этих процессов, могут быть одними и теми же на всех планетах. Поскольку хлорофилл и его варианты очень полезны и жизнестойки на Земле, возможно, что очень сходные соединения благодаря мутации и селекции неизбежно должны развиваться повсюду во Вселенной.

Таким образом, можно принять величину P_L равной 1,0.

Далее в ходе наших рассуждений мы оказываемся в зависимости от распространенности местной растительной жизни, которая создает столь необходимую человеку богатую кислородом атмосферу. Ниоткуда не следует, что всякая растительность на других планетах будет съедобной или вкусной с точки зрения человека или животных, которые появились и развивались на Земле. Переселенцы с Земли на планеты, находящиеся за пределами Солнечной системы, должны быть готовы везти с собой земные семена, почвенные бактерии и т. п., чтобы там начать выращивать для питания растения, похожие на земные. Весьма вероятно, что жизненные формы, случайно развившиеся на Земле, не встретят естественных патогенов или паразитов на чужеродной планете, поскольку паразиты и их хозяева обычно развиваются совместно.

Вероятность того, что на данной планете будет существовать какая-то другая цивилизация, по-видимому, очень мала. Этот вывод Бидла (1960) основан на представлении об огромном числе возможных путей, которыми может идти эволюция. По мнению Бидла, вероятность развития организмов с такой же нервной системой, как у человека, крайне мала. Пришелец с какой-либо другой планеты мог заметить наличие цивилизованной жизни на Земле только в последние 100000 лет или около этого (не считая тех 2—3 млрд. лет, в течение которых, вероятно, уже существовали живые существа). Возможно, что через какое-то определенное время в конце концов на какой-то данной пригодной для жизни планете появится и цивилизация. Однако время ее появления, вероятно, совершенно непредсказуемо. Если бы вследствие какого-то несчастного случая человеческий род вымер и на Земле совсем не осталось бы людей, то через какой период времени на Земле вновь могли бы появиться какие-то другие виды мыслящих существ в ходе развития оставшихся на Земле животных? Ответ совершенно неясен.

В то же время, если разумные существа появятся на какой-то планете, то весьма велика вероятность, что они на протяжении жизни нескольких поколений заселят и другие пригодные для жизни планеты в этой области пространства.

Какова вероятность обнаружить планету с уже населяющей ее цивилизацией? — Это один из интереснейших вопросов будущего. Однако на сегодняшний день эта вероятность представляется настолько малой, что учитывать ее в нашем обсуждении не имеет смысла*).

*) Этот пессимистический вывод многими не разделяется (см. послесловие редактора). (Прим. ред.)

Вычисляв все имеющие реальную основу вероятности для всех параметров тел в интересующем нас диапазоне звездных масс, мы завершили подготовку к определению вероятности того, что вокруг данной звезды будут обращаться пригодные для жизни планеты и к нахождению полного числа пригодных для жизни планет в Галактике (см. определение на стр. 114—115):

Из предыдущих разделов мы уже видели, что Р_D и Р_A зависят от свойств главной звезды, а для других оценок вероятности приняли следующие значения: Р_Р=1,0, Р_i =0,81, Р_м=0,19, Р_e=0,94, Р_e =0,9, Р_L=1,0 и Р_в=0,95 для произвольно выбранное случайной звезды, но Р_B=1,0, если известно, что в двойной звездной системе вторая звезда не вносит изменений в интересующие нас условия. Таким образом, для изолированных звезд, для звезд в очень широких двойных системах и для очень тесных спектральных пар Р_HP=0,130 Р_DР_A, а для звезд в целом Р_HP =0,124 Р_DР_A.

Рис. 39. Вероятность существования по крайней мере одной пригодной для жизни планеты на орбите вокруг изолированной звезды как функция массы звезды.

Величины этих произведений приведены в табл. 17, а значения Р_HP для изолированных звезд даны на рис. 39. Из табл. 17 можно видеть, что для каждой звезды, попадающей в диапазон масс 0,9—1,02 массы Солнца, вероятность существования обращающейся вокруг нее пригодной для жизни планеты равна 5,4%. В этом диапазоне масс в среднем у каждой из 18 звезд могла бы быть пригодная для жизни планета. У более массивных звезд эта вероятность меньше из-за уменьшения Р_A, обусловленного их более кратковременным пребыванием на главной последовательности. Менее массивные звезды имеют более низкую вероятность обладать соответствующей планетой из-за несоответствия между изменениями освещенности и приливного замедления вращения планеты. Как уже упоминалось выше, звезды в диапазоне масс 0,35—0,72 массы Солнца могли бы обладать пригодными для жизни планетами лишь при каких-то особых обстоятельствах, например, если бы у них были близкие массивные спутники, поддерживающие их скорость вращения.

Вероятность того, что вокруг какой-то звезды даже с полной экосферой будут обращаться две пригодные для жизни планеты на отдельных орбитах весьма мала — около 0,13%, но и эта вероятность быстро падает для звезд с массой меньше 0,88 массы Солнца.

Вероятность существования “спаренных” и двух пар “спаренных” пригодных для жизни планет на орбите вокруг одиночной звезды предельно мала, но такие конфигурации не невозможны. Квартет пригодных для жизни планет (две пары) вокруг одиночной звезды — вероятно, максимально возможное число таких планет, но это явление, несомненно, очень редкое.

Как видно из табл. 18, согласно нашей оценке возможно существование примерно 4,0·10^-4 пригодных для жизни планет на 1 пс³ пространства в нашей Галактике или одна пригодная для жизни планета на каждые 2480 куб. парсеков, если считать, что звезды в близких к нам областях Галактики являются объектами, характерными для Галактики в целом. В действительности мы знаем, что в близкой к Солнцу части нашей Галактики звездная плотность гораздо меньше, чем в районе галактического центра, большая часть которого скрыта от нас космической пылью. С другой стороны, звездные плотности к периферии Галактики несколько ниже, чем в окрестностях Солнца, Поскольку объем Галактики составляет около 1,6·10¹² куб. парсеков, то это означает, что полное число пригодных для жизни планет близко к 600 миллионам. И это только в нашей Галактике! Имеется бессчетное число миллионов галактик во Вселенной, и, вероятно, у каждой есть своя квота пригодных для жизни планет.

Что же можно в итоге ответить на вопрос о числе пригодных для жизни планет в той части спиральной ветви нашей Галактики, внутри которой находится Солнце? Кубический парсек довольно трудно представить наглядно. Поэтому мы даем также табл. 19, в которой приводится ожидаемое число пригодных для жизни планет внутри сферы радиуса R с центром в Солнце.

Таблица 19

В пределах расстояния 100 световых лет от Земли (относительно небольшое расстояние, если учесть, что толщина нашей Галактики в центре превышает 10 000 световых лет, а ее диаметр равен примерно 80 000 световых лет) должно быть около 50 пригодных для жизни планет.

Для Галактики в целом среднее расстояние между данной звездой, выбранной случайно, и ее ближайшей звездной соседкой — примерно 4 световых года; среднее расстояние между звездой и пригодной для жизни планетой и ее ближайшей аналогичной соседкой составляет около 24 световых лет.

В общем, если р — средняя плотность объектов данного класса, то среднее расстояние r между данным объектом и его ближайшим соседом дается формулой

В центральных областях звездных скоплений средние взаимные расстояния между соседними звездами измеряются не световыми годами, а световыми сутками или световыми неделями (1 световая неделя равна примерно 1000 а. е.). Поэтому средние взаимные расстояния между пригодными для жизни планетами (если планеты могут существовать на устойчивых орбитах в этих плотно населенных областях), возможно, измеряются в тысячах астрономических единиц.