Предсказуемо получилось, что чем больше планета, тем шире её зона обитаемости. Но были и сюрпризы: так, выяснилось, что не только внешняя, но и внутренняя границы зоны обитаемости малых планет отличаются от зон обитаемости «больших братьев» в худшую сторону. Казалось бы, это контр интуитивно: чем тоньше атмосфера, тем проще планете терять тепло и тем слабее воздействие парникового эффекта.

Однако группа г-на Коппарапу так не считает: у неё вышло, что по мере приближения моделируемой планеты к светилу рост испарения воды и концентрации её паров в атмосфере давал много больший парниковый эффект, чем на крупных планетах. Дело в том, что, во-первых, парниковый эффект других газов при плотной атмосфере значительно выше, а во-вторых, на крупном теле нужно испарить гораздо больше водяных паров, чтобы насытить ими атмосферу, что затрудняет её перегрев. В итоге планеты массой в 0,1 земной прекратят быть обитаемыми, как только количество входящего излучения для них превысит уровень в 0,9 земного. То есть ближе 1,05 а. е. в нашей, например, системе планеты массой в десять раз меньше Земли будут безжизненными. Если верить этим вычислениям, то, окажись Марс на нашей орбите, он стал бы необитаемым ещё более уверенно, чем на своей нынешней.

В то же время более крупные планеты, вплоть до пяти земных масс, способны выдержать поток звёздного излучения на 7% выше земного (орбита в 0,96–0,97 а. е.), всё ещё оставаясь обитаемыми. Тут стоит заметить, что для планет всех упомянутых масс оценка была предельно консервативной, и в действительности разница во внутренней границе зоны обитаемости (ЗО) может быть несколько больше. В частности, исследователи не учитывали другие парниковые газы, только углекислый и водяной пар, хотя очевидно, что планеты массой в пять земных вполне могут иметь в атмосфере некоторое количество водорода — газа, который даже в однопроцентной концентрации способен резко усилить парниковый эффект.

Что с внешней границей ЗО? Тут нас ждёт новый сюрприз: в отличие от большинства других исследовательских групп, утверждающих, что более крупные планеты с толстой атмосферой явно пригоднее для жизни на бóльших удалениях от звезды, коллектив г-на Коппарапу не находит здесь значимой разницы.

Дело в том, что по мере роста плотности газовой оболочки, равно как и её толщины, у планеты сильно увеличивается альбедо (отражающая способность). Живым примером может быть та же пара Венера — Марс: альбедо первой, с её тысячекратно более плотной атмосферой, в 2,5 раза выше, чем у четвёртой планеты нашей системы. В результате, хотя на квадратный метр Венеры приходится в 4,45 раза больше энергии солнечного излучения, Солнце, по сути, нагревает Марс лишь на десятки процентов слабее Венеры, а остальное просто рассеивается второй планетой в космическое пространство.

Зависимость «толще атмосфера — выше альбедо» приводит в представленном исследователями графике к тому, что внешняя граница ЗО, по сути, не различается для планет любой массы в диапазоне 0,1–5 земных.

Определённо, может показаться, что это очень консервативный, а потому спорный вывод. Не секрет, что из схемы «толще атмосфера — выше альбедо» есть исключения: в частности, Титан, имеющий атмосферу вчетверо плотнее земной и льдистую поверхность, показывает альбедо в 0,22, то есть раза в полтора меньше земного. И тут даже не сослаться на иной химический состав атмосферы, благо азот и у спутника Сатурна, и у нас — основной, доминирующий газ. 

Наконец, огромной проблемой исследования является то, что авторы брали исключительно альбедо по отношению к видимому свету. В то же время подавляющая часть излучения основных по численности звёзд Вселенной (красных карликов) приходит в виде излучения инфракрасного, для которого альбедо атмосферы и планетарных поверхностей, конечно, совсем другое. К примеру, лёд и снег, белые и отражающие для видимого нам света, в ИК-диапазоне, вообще говоря, «чёрные» (поглощающие), и такие же различия возникают для толстых газовых оболочек. Иными словами, высокое альбедо в системах красных и оранжевых карликов в значительной степени недейственно, так как для ИК-излучения столь быстрого повышения отражающей способности с ростом плотности азотных атмосфер не будет.

Но это не единственная неоднозначность в оценке ЗО для тусклых звёзд. Авторы, к примеру, отсекают зону обитаемости для таких систем точкой, в которой планеты становятся жертвой приливного захвата, то есть они полагают, что в тех случаях, когда планета вечно развёрнута к своему светилу одной стороной, она не будет обитаемой в принципе. Это очень спорный тезис, особенно в отношении массивных планет, где, как было показано другой группой исследователей, даже при приливном захвате ни перегрева освещённой половины, ни замерзания неосвещённой не произойдёт в силу мощного теплопереноса толстой газовой оболочки.

Впрочем, авторы отмечают, что чем массивнее планета, тем труднее звезде приостановить её вращение и подвергнуть приливному захвату. Поэтому тела массой в пять земных на внутренней границе ЗО смогут избегать такого захвата даже вокруг оранжевых звёзд спектрального класса К6-К7, а на внешней границе — и вокруг светил класса М2-М3. В то же время для планет массой с Марс уже вокруг оранжевых К5 приливного захвата не избежать, а при тонкой атмосфере на них, по идее, должны полностью вымерзнуть все газы на ночной стороне и сильно нагреться на дневной, что вряд ли слишком комфортно для жизни. Впрочем, как мы уже подчёркивали, наличие в нашей системе Титана с его мощной азотной атмосферой при массе в 0,02 земной как-то затрудняет однозначный вывод о том, насколько именно тонкой будет атмосфера «экзомарсов».

И всё-таки, даже с учётом этой неопределённости и негативного отношения авторов работы к жизнепригодности планет под приливным захватом, их труд следует признать пионерским: связь массы планеты с шириной её зоны обитаемости — тема не только чрезвычайно сложная, но и крайне слабо разработанная, несмотря на всю её актуальность. 

Ещё одно исследование, предпринятое на сей раз группой Дориана Эббота (Dorian S. Abbot) из Чикагского университета (США), затрагивает другой важнейший, как оказалось, аспект обитаемости планет — скорость их вращения. Чего там исследовать? Ведь чем медленнее планета вращается, тем хуже на ней жить, ибо за сотню–другую земных суток («день» на Венере, скажем) там, наверное, всё раскаляется, а ночью — наоборот. «Так закалялась сталь», а не планета, не так ли?

А вот и нет. Весь фокус, как выяснилось, заключён в том же альбедо. Учёные провели численное моделирование процессов в атмосферах типа земной для разных периодов вращения и выявили вроде бы очевидное: эффект Кориолиса при медленном вращении будет много слабее, как и его влияние на формирование ветров, а длительный дневной нагрев вызовет сильную конвекцию на освещённой стороне — куда более сильную, чем на Земле.

Следствия этих вроде бы очевидных моментов уже не так бросаются в глаза. В частности, при моделировании атмосферных процессов оказалось, что столь сильная конвекция при слабом образовании пассатов и циклонов-антициклонов вызовет формирование устойчивого, оптически «толстого» слоя облаков над освещённой стороной медленно движущейся планеты, причём слой будет таким мощным, что альбедо резко вырастет. При нормальной плотности атмосферы на неосвещённой стороне в это время никаких «избыточных» облаков не будет, только интенсивная потеря тепла в космос. Итог: чем ближе такая планета к звезде, тем сильнее её охлаждает высокое альбедо на той части, где царит день.

И вот результат: граница ЗО для таких планет резко сдвигается ближе к звезде, в те места, которые общая модель обитаемости считает сейчас совершенно непригодными для жизни. Внешняя граница, правда, от этого почти не меняется, поскольку при удалении от светила конвекция в освещённой части планеты будет ослабевать, и образование мощного облачного слоя затруднится. Проиллюстрировать эту мысль может та же Венера: при альбедо, что в 2–3 раза выше земного, она получает вдвое больше излучения Солнца, — и из-за более высокого рассеивания света венерианской атмосферой на нагрев планеты уходит столько же звёздной энергии, сколько и на нагрев Земли. То есть, не будь тамошняя атмосфера засорена адовыми количествами углекислоты, при таком же альбедо температура там была бы как у нас — если, конечно, авторы исследования правы в своих вычислениях.

Стоп, скажете вы. Но разве их ошибка не очевидна? Из графика выше следует, что нынешняя Венера с сутками в 243 раза длиннее земных при (около)земной атмосфере никак не должна была перегреться и стать безжизненной пустыней: получается, что длительный период вращения делал её перегрев нереальным. В то же время пустыни там вполне присутствуют. Очень высокое содержание дейтерия в молекулах водяного пара, оставшихся в сегодняшней венерианской атмосфере, показывает, что в прошлом планета пережила фазу чудовищного парникового эффекта с насыщением верхних слоёв атмосферы этими самыми парами и их последующей потерей. Итак, на практике мы имеем глобальную аридизацию вследствие перегрева, а из вычислений группы г-на Эббота получается, что этого не могло быть!

Учёные осознают некоторое расхождение наблюдаемого с их вычислениями. Однако они, похоже, долго и тщательно все перепроверяли, поскольку предполагают, что расхождение вызвано не их ошибками, а тем, что в прошлом Венера вращалась значительно быстрее: это сделало возможным её перегрев и аридизацию. В целом же вывод неизменен: планеты с сутками вроде венерианских должны оставаться обитаемыми вплоть до областей, где они получают вдвое больше звёздного излучения, чем нынешняя Земля. В Солнечной системе это означает зону в 0,62 а. е. (!), да и во многих других системах медленное вращение должно резко расширить зону обитаемости с её внутреннего края, делая жизнепригодными те места, которые ранее таковыми не считались. 

Напомним: до сих пор бытовало мнение, что ближе 0,95–0,98 а. е. в Солнечной системе обитаемая планета начнёт резко терять воду и быстро станет гарантировано необитаемой. Здесь же эта цифра уменьшена примерно в полтора раза, а для более крупных планет (вспомним исследование Рави Коппарапу) — ещё больше.

Работа группы г-на Эббота весьма и весьма дискуссионна, она вызовет жаркие дебаты. И — если авторы не ошиблись в расчётах — резко расширит круг потенциально обитаемых планет, тем более что чем ближе планета к своей звезде, тем сильнее гравитация последней замедляет суточное вращение первой и тем выше вероятность спасительно-охлаждающего «длинного дня».

Источник: Компьюлента