От чего зависит жизнепригодность планеты?
Несколько во главе с Рави Кумаром Коппарапу (Ravi Kumar Kopparapu) сделала то, что следовало сделать уже давно: она оценила размеры территории обитаемости экзопланет, исходя не из внешних по отношению к ним факторов, таких как поток звёздного излучения и часть в нём ИК, УФ и видимого света, а из параметров самой планеты.
«Лучше меньше, да…». Нет, лучше больше!
Как вы не забывайте, появляйся планета наподобие Венеры в её нынешнем состоянии на месте отечественного Марса — она имела бы температуры, характеризующие на данный момент Почву. Исходя из этого оценка территории обитаемости в безотносительных размерах — по расстоянию до звёзд той либо другой светимости, как это делают астрологи сейчас, — во многом условна.
Гравитация Венеры менее чем в три раза превосходит марсианскую, а плотность воздуха в том месте в тысячу раза больше, и очевидно, что зкзопланета с гравитацией в 1,3может быть иметь воздух, по плотности не уступающую венерианской, и вследствие этого быть обитаемой в точке, где Почва с её узкой газовой оболочкой легко замёрзла бы.
Авторы работы постарались оценить то, как будут различаться границы территории обитаемости для тел с весами от 0,1 (Марс) до 5 земных (аналога в нашей системе нет). Наряду с этим родительские звёзды брались достаточно массовых классов: от М (красный карлик типа Проксимы Центавра) до G (жёлтый, а-ля Солнце).
А в расчёты заложена связь между числом азота в воздухе и радиусом планеты (связанным с гравитацией). Таковой подход относительно разумен, поскольку азот имеется во всех известных нам воздухах планет земной группы, а также в весьма плотной венерианской оболочке его неспециализированная масса достаточно близка к неспециализированной массе азота в отечественной атмосфере, в особенности с учётом азотфиксации, миллиарды лет практиковавшейся земными организмами.
Слева: внутренняя граница территории обитаемости для планет различных весов. Хуже всего обстановка у Почвы, оптимальнее — у «суперземль».
Внешняя граница: практически никакой отличия — из-за насчитанного авторами повышения альбедо при росте массы планеты.
(Иллюстрация Ravi Kumar Kopparapu et al.)
Предсказуемо оказалось, что чем больше планета, тем шире её территория обитаемости. Но были и сюрпризы: так, стало известно, что не только внешняя, но и внутренняя границы территории обитаемости малых планет отличаются от территорий обитаемости «громадных братьев» в нехорошую сторону.
Казалось бы, это контринтуитивно: чем уже воздух, тем несложнее планете терять тепло и тем не сильный действие парникового результата.
Но несколько г-на Коппарапу так не вычисляет: у неё вышло, что по мере приближения моделируемой планеты к светилу рост испарения концентрации и воды её паров в воздухе давал большое количество больший парниковый эффект, чем на больших планетах. Дело в том, что, во-первых, парниковый эффект вторых газов при плотной атмосфере существенно выше, а во-вторых, на большом теле необходимо испарить значительно больше водяных паров, дабы насытить ими воздух, что затрудняет её перегрев.
В итоге планеты массой в 0,1 земной прекратят быть обитаемыми, когда количество входящего излучения для них превысит уровень в 0,9 земного. Другими словами ближе 1,05 а. е. в отечественной, к примеру, совокупности планеты массой на порядок меньше Почвы будут мёртвыми.
Если доверять этим вычислениям, то, появляйся Марс на отечественной орбите, он стал бы необитаемым ещё более с уверенностью, чем на собственной нынешней.
Одновременно с этим более большие планеты, впредь до пяти земных весов, способны выдержать поток звёздного излучения на 7% выше земного (орбита в 0,96–0,97 а. е.), всё ещё оставаясь обитаемыми. Тут стоит подметить, что для планет всех упомянутых весов оценка была предельно консервативной, и в конечном итоге отличие во внутренней границе территории обитаемости (ЗО) возможно больше.
В частности, исследователи не учитывали другие парниковые газы, лишь углекислый и пар, не смотря на то, что разумеется, что планеты массой в пять земных в полной мере смогут иметь в воздухе некое количество водорода — газа, что кроме того в однопроцентной концентрации способен быстро усилить парниковый эффект.
Что с внешней границей ЗО? Тут нас ожидает новый сюрприз: в отличие от других исследовательских групп, утверждающих, что более большие планеты с толстой воздухом очевидно пригоднее для жизни на бoльших удалениях от звезды, коллектив г-на Коппарапу не находит тут значимой отличия.
Дело в том, что по мере роста плотности газовой оболочки, равно как и её толщины, у планеты очень сильно возрастает альбедо (отражающая свойство). Живым примером возможно та же пара Венера — Марс: альбедо первой, с её тысячекратно более плотной воздухом, в 2,5 раза выше, чем у четвёртой планеты отечественной совокупности.
В следствии, не смотря на то, что на квадратный метр Венеры приходится в 4,45 раза больше энергии солнечного излучения, Солнце, по сути, нагревает Марс только на десятки процентов не сильный Венеры, а другое второй планетой в космическое пространство.
Зависимость «толще воздух — 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 весьма консервативный, а потому спорный вывод. Не секрет, что из схемы «толще воздух — выше альбедо» имеется исключения: в частности, Титан, имеющий воздух в четыре раза плотнее земной и льдистую поверхность, показывает альбедо в 0,22, другими словами раза в полтора меньше земного.
В этот самый момент кроме того не сослаться на другой состав воздуха, благо азот и у спутника Сатурна, и у нас — основной, главный газ.
Наконец, огромной проблемой изучения есть то, что авторы брали только альбедо по отношению к видимому свету. Одновременно с этим подавляющая часть излучения главных по численности звёзд Вселенной (красных карликов) приходит в виде излучения инфракрасного, для которого альбедо планетарных поверхностей и атмосферы, само собой разумеется, совсем второе.
К примеру, снег и лёд, белые и отражающие для видимого нам света, в ИК-диапазоне, по большому счету говоря, «тёмные» (поглощающие), и такие же различия появляются для толстых газовых оболочек. Иными словами, высокое альбедо в совокупностях красных и оранжевых карликов в значительной мере недейственно, поскольку для ИК-излучения столь стремительного увеличения отражающей свойстве с ростом плотности азотных воздухов не будет.
Но это не единственная неоднозначность в оценке ЗО для тусклых звёзд. Авторы, например, отсекают территорию обитаемости для таких совокупностей точкой, в которой планеты становятся жертвой приливного захвата, другими словами они считают, что в тех случаях, в то время, когда планета всегда развёрнута к собственному светилу одной стороной, она не будет обитаемой в принципе.
Это весьма спорный тезис, в особенности в отношении массивных планет, где, как было продемонстрировано второй группой исследователей, кроме того при приливном захвате ни перегрева освещённой половины, ни замерзания неосвещённой не случится в силу замечательного теплопереноса толстой газовой оболочки.
Но, авторы отмечают, что чем массивнее планета, тем тяжелее звезде приостановить её вращение и подвергнуть приливному захвату. Исходя из этого тела массой в пять земных на внутренней границе ЗО смогут избегать для того чтобы захвата кроме того около оранжевых звёзд типа К6-К7, а на внешней границе — и около светил класса М2-М3.
Одновременно с этим для планет массой с Марс уже около оранжевых К5 приливного захвата не избежать, а при узкой атмосфере на них, по идее, должны всецело вымерзнуть все газы на ночной стороне и очень сильно нагреться на дневной, что вряд ли через чур комфортно для жизни. Но, как мы уже подчёркивали, наличие в отечественной совокупности Титана с его замечательной азотной воздухом при массе в 0,02 земной как-то затрудняет однозначный вывод о том, как как раз узкой будет воздух «экзомарсов».
И всё-таки, кроме того с учётом данной негативного отношения и неопределённости авторов работы к жизнепригодности планет под приливным захватом, их труд направляться признать пионерским: сообщение массы планеты с шириной её территории обитаемости — тема не только очень сложная, но и очень слабо созданная, не обращая внимания на всю её актуальность.
Медленнее вращаешься — живее будешь
Ещё одно изучение, предпринятое на этот раз группой Дориана Эббота (Dorian S. Abbot) из Университета Чикаго (США), затрагивает второй наиболее значимый, как выяснилось, нюанс обитаемости планет — скорость их вращения. Чего в том месте изучить?
Так как чем медленнее планета вращается, тем хуже на ней жить, потому что за сотню–другую земных дней («сутки» на Венере, скажем) в том месте, возможно, всё раскаляется, а ночью — напротив. «Так закалялась сталь», а не планета, не так ли?
Как бы не так. Целый фокус, как выяснилось, заключён в том же альбедо. Учёные совершили симуляции процессов в воздухах типа земной для различных периодов вращения и распознали помой-му очевидное: эффект Кориолиса при медленном вращении будет большое количество не сильный, как и его авторитет на формирование ветров, а долгий дневной нагрев приведёт к сильной конвекции на освещённой стороне — куда более сильную, чем на Земле.
У медлительно вращающихся планет (справа) над «подзвёздной точкой» образуется щит из туч с высоким альбедо. Нижний последовательность: наряду с этим с не закрытых тучами малоосвещённых частей тепло утекает весьма скоро, охлаждая планету, но — из-за воздушного переноса — без замерзания воздуха. (Тут и ниже илл.
Dorian S. Abbot et al.)
Следствия этих помой-му очевидных моментов уже не так кидаются в глаза. В частности, при моделировании атмосферных процессов оказалось, что столь сильная конвекция при слабом образовании циклонов и пассатов-антициклонов приведёт к формированию устойчивого, оптически «толстого» слоя туч над освещённой стороной медлительно движущейся планеты, причём слой будет таким замечательным, что альбедо быстро вырастет.
При обычной плотности воздуха на неосвещённой стороне сейчас никаких «избыточных» туч не будет, лишь интенсивная теплопотеря в космос. Результат: чем ближе такая планета к звезде, тем посильнее её охлаждает высокое альбедо на той части, где царит сутки.
При днях, равных 256 дням (выделено синим), планета возможно обитаемой кроме того на удалении 0,62 а. е. от Солнца — другими словами будучи существенно ближе Венеры!
И вот итог: граница ЗО для таких планет быстро сдвигается ближе к звезде, в те места, каковые неспециализированная модель обитаемости вычисляет на данный момент совсем негодными для жизни. Внешняя граница, действительно, от этого практически не изменяется, потому, что при удалении от светила конвекция в освещённой части планеты будет ослабевать и образование замечательного облачного слоя затруднится.
Проиллюстрировать эту идея может та же Венера: при альбедо, что в 2–3 раза выше земного, она приобретает в два раза больше излучения Солнца, — и из-за более большого рассеивания света венерианской воздухом на нагрев планеты уходит столько же звёздной энергии, сколько и на нагрев Почвы. Другими словами, не будь тамошняя воздух засорена адовыми количествами углекислоты, при таком же альбедо температура в том месте была бы как у нас — в случае если, само собой разумеется, авторы изучения правы в собственных вычислениях.
Стоп, сообщите вы. Но разве их неточность не очевидна? Из графика выше направляться, что нынешняя Венера с днями в 243 раза дольше земных при (около)земной атмосфере никак не должна была перегреться и стать мёртвой пустыней: получается, что долгий период вращения делал её перегрев нереальным.
Одновременно с этим пустыни в том месте в полной мере присутствуют. Высокое содержание дейтерия в молекулах пара, оставшихся в сегодняшней венерианской атмосфере, говорит о том, что в прошлом планета пережила фазу ужасного парникового результата с насыщением верхних слоёв воздуха этими самыми парами и их последующей утратой.
Итак, на практике мы имеем глобальную аридизацию благодаря перегрева, а из вычислений группы г-на Эббота получается, что этого не могло быть!
Красным пунктиром продемонстрирована внутренняя граница территории обитаемости для медлительно вращающихся планет, тёмным — для вращающихся скоро, типа Почвы. Множество планет, ранее считавшихся мёртвыми аналогами Венеры, сейчас попадает в зону возможно обитаемых.
Учёные поймут некое расхождение замечаемого с их вычислениями. Но они, наверное, продолжительно и шепетильно все перепроверяли, потому, что предполагают, что расхождение позвано не их неточностями, а тем, что в прошлом Венера вращалась существенно стремительнее: это сделало вероятным её перегрев и аридизацию.
В целом же вывод неизменен: планеты с днями наподобие венерианских должны оставаться обитаемыми впредь до областей, где они приобретают в два раза больше звёздного излучения, чем нынешняя Почва. В нашей системе это указывает территорию в 0,62 а. е. (!), да и во многих вторых совокупностях медленное вращение должно быстро увеличить территорию обитаемости с её внутреннего края, делая жизнепригодными те места, каковые ранее таковыми не считались.
Напомним: до сих пор бытовало вывод, что ближе 0,95–0,98 а. е. в нашей системе обитаемая планета начнёт быстро терять воду и скоро станет гарантировано необитаемой. Тут же эта цифра уменьшена приблизительно в полтора раза, а для более больших планет (отыщем в памяти изучение Рави Коппарапу) — ещё больше.
Работа группы г-на Эббота очень и очень дискуссионна, она приведёт к жарким дебаты. И — в случае если авторы не совершили ошибку в расчётах — быстро расширит круг возможно обитаемых планет, тем более что чем ближе планета к собственной звезде, тем посильнее гравитация последней замедляет дневное вращение первой и тем выше возможность спасительно-охлаждающего «долгого дня».
Обе работы приняты к публикации в издании Astrophysical Journal Letters, а полистать их препринты возможно тут и тут.
Источник: compulenta.computerra.ru
Could We Colonize Other Planets?
