Один из многообещающих кандидатов – это планета Кеплер 62e (на рис. 10.2 показано, какой ее изобразил художник). Это одна из пяти планет, вращающихся вокруг звезды спектрального класса K, названной «Кеплер 62» и расположенной примерно в 1200 световых лет от нас. Температура на поверхности этой звезды – около 4900 К. Радиус Кеплер 62e в 1,61 раза больше земного, и планета получает от звезды всего на 20 % больше лучистой энергии на квадратный метр, чем Земля получает от Солнца. Она должна находиться в зоне обитаемости. Это может быть либо скалистая планета, либо планета-ледышка, на поверхности которой плещется океан. Эта система, состоящая из нескольких планет, примерно на 2,5 миллиарда лет старше Солнечной системы.
Какова доля звезд (fHP), в зоне обитаемости которых есть подходящая планета? Звезды спектрального класса G (к которому относится и Солнце) составляют примерно 8 % от общего количества звезд в галактике Млечный Путь. Нам известно, что они благоприятствуют жизни, ведь Солнце – одна из таких звезд. Те звезды, светимость которых значительно выше солнечной, выгорают слишком быстро, поэтому сложная разумная жизнь просто не успеет сформироваться на планете около такой звезды (ведь на Земле жизнь развивалась несколько миллиардов лет[13]). Более тусклые звезды (спектральные классы K и M) горят гораздо дольше Солнца, поэтому и они вполне удовлетворяют данному требованию.
Но звезды спектрального класса M из главной последовательности обладают столь низкой светимостью, что зона обитаемости, где должна находиться планета, располагается практически вплотную к звезде. Будучи так близко, планета окажется в зоне приливного захвата звезды и все время останется обращена к ней одним и тем же полушарием. Приливные захваты на малых расстояниях становятся мощнее. Из-за них планета приобретает чуть вытянутую эллиптическую форму и ее вращение замедляется до тех пор, пока эллипс не зафиксируется в направлении родительской звезды. (Наша Луна именно таким образом попала в зону приливного захвата и всегда обращена к Земле одной стороной). Планете, конечно, «все равно», а вот живым организмам на ее поверхности придется несладко: в одном полушарии планеты, постоянно обращенной одной стороной к звезде класса M, всегда будет слишком жарко, в другом – слишком холодно. Атмосфера, подобная земной, в холодном полушарии просто вымерзнет. В таком случае атмосфера из горячего полушария перетечет на холодную сторону и также вымерзнет, этот процесс станет лавинообразным. В конце концов вся атмосфера «ссыплется» на холодную сторону и с жизнью на планете будет покончено. Единственная лазейка остается на планете с очень плотной атмосферой, циркуляция которой будет сглаживать экстремальные перепады температур между разными полушариями. Давление такой атмосферы у поверхности планеты будет очень велико. Кроме того, на звездах класса M возникает гораздо больше звездных вспышек, чем на Солнце, что также может быть фатально для жизни. Возможно, все эти факторы не поставят крест на существовании жизни, но наверняка значительно усложнят ее развитие.
Рис. 10.2. Планета Кеплер 62е по сравнению с Землей. Художник на свое усмотрение изобразил планету Кеплер 62е, но относительные размеры соблюдены. Орбита этой планеты, по-видимому, лежит в зоне обитаемости, поэтому на планете могут быть океаны жидкой воды. Снимок предоставлен PHL@UPRArecibo
Поэтому при поисках жизни наиболее многообещающими вариантами остаются звезды спектральных классов G и K, а на их долю приходится целых 20 % от всех светил Млечного Пути.
Допустим, есть такая звезда – каковы же шансы найти планету в ее зоне обитаемости?
Сейчас я покажу вам один из шедевров космической математики; впрочем, лучше судите о его красоте сами. Я всего лишь хочу продемонстрировать, что у вас уже есть все инструменты, необходимые для такого расчета.
Солнце обладает светимостью. Земля также обладает светимостью; наша планета имеет определенную температуру и поэтому испускает излучение, преимущественно в инфракрасной части спектра; речь идет о так называемом тепловом излучении. Поскольку Земля обладает температурой, она излучает во всем спектре в соответствии с планковской кривой, соответствующей данной температуре. Общая светимость Земли вычисляется как энергия, излучаемая на единицу площади, умноженная на общую площадь Земли. Для начала вычислим площадь Земли, 4πr2ЗЕМЛ, и умножим ее на энергию, излучаемую на единицу площади Земли, то есть на T4ЗЕМЛ (по закону Стефана – Больцмана, описывающему тепловое излучение). Следовательно, светимость Земли равна LЗЕМЛ = 4πr2ЗЕМЛ T4ЗЕМЛ. То же самое справедливо и для Солнца: LСОЛН = 4πr2СОЛНσT4СОЛН. Теперь давайте выясним, какая доля солнечной светимости достается Земле. Пусть температура Земли и варьируется, фактически она колеблется вблизи довольно постоянных средних значений. В равновесном состоянии энергия, получаемая Землей от Солнца, должна быть сбалансирована с энергией, испускаемой с поверхности Земли. Это обязательное условие, в противном случае Земля бы быстро перегрелась или остыла, наблюдаемые средние значения бы не сохранялись. Эти уравнения встречались нам и ранее, но теперь мы нашли им новое применение – рассчитать равновесную температуру Земли.
13
В своей книге «Жизнь как она есть» (