Глава 8. Другие подходящие планеты
Особый интерес для нас представляет жизнь, какой мы видим ее здесь, — жизнь, основанная на соединениях углерода, растворенных в воде. Мы сталкиваемся со Вселенной огромной величины, которая, главным образом, пуста, но в которой изредка встречаются особые места, подходящие для формы жизни, не похожей на нашу. Сколько в ней может быть таких мест?
Возможно, самое необходимое условие заключается в том, что там должна быть жидкая вода. Сама вода, вероятно, довольно распространенное соединение, но она должна присутствовать в окружающей среде, которая не столь холодна, чтобы вода существовала только в виде твердого льда и не столь горяча, чтобы вся она испарилась. Наиболее ясно эту проблему можно понять, выразив температуру в градусах Кельвина по так называемой абсолютной шкале. Эта шкала основывается на обычной стоградусной шкале или шкале Цельсия, по которой в обычных условиях давления чистая вода замерзает при 0°C и кипит при 100°C. По абсолютной шкале эта разница по-прежнему составляет 100°, но 0° принимается за абсолютный ноль температуры, нестрого говоря, за температуру, при которой все хаотическое движение прекращается. По такой шкале лед тает примерно при 273°K, а вода кипит при температуре на сто градусов выше, приблизительно при 373°K. Мы должны сопоставить две этих цифры с пустынной мерзлотой пространства, температура которой, весьма приблизительно, равна 4°K и лишь чуть-чуть превышает абсолютный нуль, и с температурой на поверхности Солнца, которая в округленных числах составляет 5000°K. Поскольку нам необходима температура в области 300°K, то сразу видно, что мы найдем такую температуру лишь достаточно близко к звезде, но не слишком близко. Большая часть Вселенной окажется не только слишком пустой, но также и слишком холодной. Приведенное выше простое доказательство допускает, что давление газа над водой будет, скорее, равно атмосферному давлению, которое имеется на поверхности Земли. Если бы давление было выше, то мы могли бы выдерживать несколько большую температуру и все еще иметь жидкую воду, хотя давление лишь в ограниченной степени меняет допустимую область колебания температуры.
Еще одно основное требование заключается в том, что молекулы воды не будут улетучиваться в космическое пространство. В атмосфере всегда будет присутствовать некоторое количество водяных паров над жидкой водой, какими бы ни были температура и давление, и если силы тяготения не достаточно велики, то скорость, создаваемая тепловым движением, позволит отдельным молекулам проноситься вверх с такой высокой скоростью, что они скорее улетучатся в космическое пространство, чем упадут снова под действием силы тяжести. Вторая космическая скорость ракеты, запущенной с поверхности Земли, составляет примерно семь миль в секунду, тогда как при комнатной температуре средняя молекулярная скорость молекул воды немногим больше скорости звука: около одной пятой мили в секунду. Но это только средняя скорость; значительная часть молекул в атмосфере будет перемещаться с намного большей скоростью, особенно при более высоких температурах, но запас прочности достаточно велик, поэтому довольно незначительное число молекул размера H2O, O2 или N2 теряются в пространстве. Более легкие молекулы, такие как H2, перемещаются намного быстрее, поскольку более крупные молекулы, с которыми они сталкиваются, ударяют их сильнее вследствие своей большей массы (масса Н2 — 2, масса H2O — 18, масса N2 — 28). Молекулы молекулярного или атомного водорода постоянно выталкиваются из атмосферы. С другой стороны, масса Луны, несмотря на свой довольно приличный размер, слишком мала, чтобы удержать какой-либо из распространенных газов в течение хоть сколь-нибудь длительного времени. Если там и могла существовать какая-то атмосфера, то она уже утеряна в течение многих миллионов лет, прошедших со времени ее образования.
Когда подробнее знакомишься с проблемой планетарной атмосферы, то оказывается, что она довольно сложна и зависит не только от количества и вида энергии, излучаемой родительной звездой и расстояния до этой звезды, но также и от других факторов, таких как. количество энергии, отражаемой поверхностью планеты (которая отражается намного интенсивнее от снега или льда, чем от полей или лесов), и количества, отражаемого облаками. Она также зависит от молекулярного состава атмосферы. Слишком большой объем С02 может поглощать тепло, которое, в свою очередь, излучается планетой, вызывая таким образом «парниковый» эффект. Но, оставляя все это в стороне, мы можем увидеть, что минимальное требование заключается в том, что величина планеты должна быть больше определенного минимального размера (размера, одинакового с нашей Землей) и на таком расстоянии от своей родительской звезды, чтобы она была не слишком накалена (как Меркурий) и не слишком холодна, что имело бы место, находись она на таком же расстоянии, что и Юпитер, при отсутствии дополнительного источника тепла.
Существует также ограничение и на тип звезды. Скорость, с которой звезда расходует свое ядерное топливо, во многом зависит от ее массы. Массивная звезда поглощает свое топливо очень быстро. Поэтому она очень раскалена и излучает при этом много энергии в окружающее ее пространство. Любая планета, имеющая на поверхности очень много жидкой воды, должна находится от такой звезды дальше, чем мы от Солнца. Само по себе это не вызывает проблем. Трудность заключается в относительно коротком промежутке времени, в течение которого звезда испускает свет и тепло. Достаточно массивная звезда может жить всего лишь десять миллионов лет. Вряд ли этот срок представляется достаточно долгим для развития жизни в каком-либо значительном объеме. С другой стороны, Солнце излучает энергию достаточно устойчиво в течение четырех миллиардов лет и, вероятно, будет светить еще столько же.
Звезды, масса которых намного меньше Солнца, накладывают другое ограничение. Они могут устойчиво светиться в течение более длительного периода времени, поэтому у нас нет необходимости беспокоиться относительно времени, имеющегося для развития жизни. Поскольку такая звезда выделяет меньше энергии, то любая подходящая планета должна будет находится к ней ближе, чем мы к Солнцу. По этой причине здесь есть лишь довольно небольшие пределы расстояний, если планета должна иметь необходимые нам условия. Немного ближе, и планета раскалится настолько, что вода закипит. Немного дальше, и вся вода обратится в лед. Таким образом, мы можем надеяться найти несколько небольших звезд с подходящими планетами, но их будет очень немного, потому что строгие условия намного труднее выполнить. Даже для звезд, размером с Солнце, диапазон может быть так мал, что лишь в редкой планетарной системе планета окажется как раз в нужном месте; именно это, по-видимому, и произошло в нашей Солнечной системе.
Итак, нам нужна звезда, которая не слишком велика, иначе время ее жизни окажется слишком коротким, и которая не слишком мала, иначе вероятность, что она имеет подходящую планету, будет слишком незначительной. К счастью, Солнце — звезда довольно средней величины. Оказывается, что многие звезды имеют вполне приемлемые размеры. Что нам сейчас нужно узнать, так это есть ли обыкновенно у этих звезд планеты, которые вращаются вокруг них.
Несмотря на все те новые экспериментальные данные, которые были накоплены за последние десять и более лет при исследовании космоса, общепринятой теории возникновения Солнечной системы, к сожалению, не существует. В самом начале нашего века было высказано предположение, что Солнечная система образовалась из длинной узкой полосы материи, вытянутой из Солнца при сближении с другой звездой. По существу, это должно было быть очень необычным событием, и, следовательно, лишь немногие звезды, вероятно, имеют планетарную систему. Более тщательная теоретическая проработка показала, что такое событие вряд ли приведет к возникновению таких планет, какие мы знаем сегодня. Более поздние идеи связаны с возникновением самого Солнца. Считается, что оно сгустилось под действием силы тяжести из медленно вращающегося облака пыли и газа, вращение которого ускорялось по мере уменьшения диаметров системы, вследствие сохранения углового момента. Это вращение создало сплющенный диск материи, из которого, как считается, возникли планеты путем дальнейшего сгущения, вновь вызванного гравитационным притяжением. Как именно это произошло, например: необходим ли был поблизости взрыв сверхновой звезды для того, чтобы привести в движение систему, не вполне ясно. Поэтому невозможно сказать с полной уверенностью, лишь на основании теоретических положений, что планетарные системы могут быть распространенными, хотя можно предполагать, что дело обстоит именно так. Поэтому мы должны изучить экспериментальные данные.
