Обитаемые
планеты,
гравитационные
волны и галактические весы
Есть ли среди двух
тысяч уже открытых планет за пределами Солнечной системы те, на которых
существует жизнь? Насколько уникальна в этом отношении Земля? Как измерить вес
Млечного пути, «не вставая с дивана»? Как продвигаются поиски гравитационных
волн и когда они наконец будут обнаружены?
 |
| Иллюстрация: NASA |
Чарльз Кокелл, ученый университетского Центра Астробиологии в Эдинбурге,
выступил в роли скептика в вопросе поиска внеземной жизни. В
опубликованной работе он
подробно и обстоятельно доказывает свою гипотезу о том, что большинство
обитаемых (или потенциально обитаемых) миров не будут проявлять каких-либо
признаков жизни, которые можно обнаружить с Земли. Другими словами, даже если
на какой-то далекой планете нашей Галактики и есть жизнь, то мы этого, скорее
всего, просто не заметим.
Работа Кокелла вносит
некий отрезвляющий элемент в красочные мечты многочисленных искателей жизни на
внесолнечных планетах. Действительно, количество открытых экзопланет уже
приближается к двум тысячам, и это наводит на мысли о том, что непосредственное
открытие какой-либо формы жизни или ее следов вне Земли уже не за горами. Но
Кокелл призывает задуматься — а сумеем ли мы в принципе «узнать» обитаемую
планету, если таковая окажется в поле зрения современных телескопов? Он
считает, что вряд ли.
Для начала стоит
отметить, что под выражением «обитаемый мир» (habitable world) астрономы
понимают не планету, на которой есть жизнь, а планету, для нее в принципе
пригодную. Речь идет о том типе живой природы, который нам знаком и понятен —
то есть об органической жизни, похожей на земную. Поэтому традиционный
астрофизический критерий обитаемости планеты (когда говорят, что она находится
в своей «зоне обитаемости») — это возможность существования на ней жидкой воды,
твердой поверхности и плотной атмосферы.
Астрофизики, которые
занимаются поисками признаков жизни, и биологи, изучающие ее происхождение,
редко пытаются оценить вероятность ее обнаружения. Уравнение Дрейка — это в
данном случае скорее исключение, подтверждающее правило; оно было подвергнуто
резкой критике за нефальсифицируемость. При этом биологи обычно настроены еще
более скептически, чем астрофизики. Так, биоинформатик Евгений Кунин оценил
вероятность возникновения жизни в видимой Вселенной как исчезающе малую :10-1018. Тем не менее, по его словам, в рамках современной космологии
Мультивселенной возникновение жизни «в то же самое время и неизбежно, несмотря
на то, что в любой ее точке исключительно маловероятно».
Однако, говорит Кокелл,
этого еще очень мало для реального развития органической жизни. Как минимум
необходимы и известный химический состав, и определенная геология (например,
наличие горячих источников). На планете должно быть достаточно много углерода —
главного строительного материала органической жизни. И конечно, должны
присутствовать другие незаменимые для жизни элементы: азот, кислород, фосфор,
сера и так далее. То есть потенциальная обитаемость планеты (исходя из
указанного критерия) еще не означает, что на ней действительно возможна жизнь.
Но даже в случае
подходящего химического состава обнаруженная планета может оказаться еще
настолько молодой, что более или менее заметная жизнь на ней еще просто не
успела развиться. Так, согласно существующим представлениям, земная жизнь
зародилась лишь через миллиард лет после образования Солнечной системы, что
немало даже по космическим меркам. Кроме того, жизни мало возникнуть —
требуется еще и время для ее развития до устойчивого состояния. Поэтому
возможна, к примеру, и такая ситуация: эволюция орбиты конкретной планеты
делает ее пригодной для жизни лишь в некоторые, относительно короткие,
промежутки времени, в остальное же время она выходит за пределы зоны
обитаемости своей звезды.
Допустим, жизнь на исследуемой планете все же есть и она устойчива. Увидеть эту жизнь, то есть получить ее твердые наблюдательные доказательства, будет очень непросто. Во-первых, удаленно исследовать мы можем лишь атмосферу планеты и частично ее поверхность. Типичный предполагаемый метод изучения экзопланет — это спектроскопия отраженного их поверхностью и атмосферой света. Но если жизнь сосредоточена не на поверхности планеты, а под ней или в глубине океанов, то она и результаты ее деятельности будут практически недоступны нашим наблюдениям. Мы знаем, что вполне может существовать жизнь, сосредоточенная в тонком поверхностном слое пористых пород. Если что-то подобное возникнет на удаленной планете, считает Кокелл, мы этого заметить не сможем.
Поверхностная жизнь
далекой планеты будет доступной для наблюдения только при ее значительном
(желательно повсеместном) распространении. Ее должно быть достаточно много для
того, чтобы мы — с нашими не бесконечно чувствительными приборами — смогли
увидеть ее основные признаки. Небольшой оазис растительности среди каменной
пустыни мы, скорее всего, не заметим. Вклад такой жизни в спектр наблюдаемой
планеты (через атмосферные газы и изменение видимого цвета поверхности) будет
очень мал.
Но представим себе, что
мы все же нашли планету, на которой существует повсеместная, бурно
развивающаяся поверхностная жизнь. И пусть даже мы смогли получить спектр ее
излучения (в основном излучения атмосферы) с очень хорошей точностью. Но и тут
перед исследователями встанет вопрос: как отделить ту часть спектра, которая
возникла в результате деятельности существующей там жизни, от той, что имеет
абиотическую природу? Мы знаем, что некоторые геологические процессы могут
влиять на состав атмосферы сходно с живыми организмами. Единственный способ
корректно отделить одно от другого — это хорошо изучить геологию данной
планеты, чтобы представлять себе, какой именно вклад в ее атмосферу вносит
неживая составляющая. Но эта задача, если пытаться решать ее на расстоянии в
сотни, а то и тысячи световых лет, представляется практически неподъемной.
В итоге, говорит
Кокелл, вероятность уверенно обнаружить жизнь на далекой планете складывается
(точнее, перемножается) из вероятностей:
- а) возникновения жизни на потенциально обитаемой планете,
- б) охвата биомассой всей планеты,
- в) производства этой биомассой специфических, легко отделяемых от абиотических, веществ-маркеров,
- г) существующих в достаточно больших количествах.
Гипотеза Кокелла
выглядит тем убедительнее, что в ее обосновании он приводит более-менее
аккуратные количественные оценки тех эффектов, о которых говорит. Кроме того,
он активно апеллирует к известным свойствам простейшей жизни на Земле. А если
еще вспомнить легенду о том, что аппарат, предназначенный для поиска жизни на
поверхности Марса, вынесенный в степь, показал что жизни на Земле нет, то
представленные рассуждения невольно заставляют задуматься.
Щепотка
вероятности
Одновременно с автором
предыдущей работы ученые из Астрономического института в Цюрихе задались
вопросом, насколько часто вообще могут встречаться планеты у звезд, похожих на
наше Солнце? Какова вероятность того, что рядом со случайно выбранной звездой,
напоминающей наше светило, обнаружится планета на устойчивой орбите радиусом в
несколько астрономических единиц? Интереснее всего, что финальная оценка
вероятности сильно зависит от того, входит (или входила) ли данная звезда в
состав двойной системы. И вот почему.
В ходе коллапса
молекулярного облака звезды, как правило, рождаются не по одиночке, а группами.
Многие светила впоследствии остаются гравитационно связанными, формируя двойные
и кратные системы. В результате по крайней мере половина (а то и больше) звезд
типа Солнца должны состоять в двойных системах.
Но у каждой ли
солнцеподобной звезды может существовать планета на стабильной орбите? Если
речь идет об одиночной звезде, то ответ довольно прост — практически у каждой.
А вот с двойными и кратными системами такой ясности до сих пор не было. Ведь
гравитационное влияние двух звезд может существенно сказаться на стабильности
орбит и привести к гибели интересных для нас планет. Стабильность будет
зависеть в том числе и от того, обращается ли планета вокруг одной из звезд
пары или вокруг обеих (то есть вокруг общего центра масс). И в том, и
(особенно) в другом случае устойчивыми будут не любые орбиты. Поэтому
количество потенциально обитаемых планет около звезд солнечного типа будет
зависеть от того, какая их часть рождается в двойных системах.
 |
| Цикл жизни звезды солнечного типа. Иллюстрация: NASA |
Чтобы узнать это,
авторы решили провести компьютерный эксперимент, в котором многократно
рассчитывались двойные звезды. Их параметры брались из общепринятых моделей
эволюции двойных систем, и в каждую такую систему «добавлялись» планеты на
разном удалении от звезд. Затем ученые проверяли, будет ли орбита
соответствующей планеты устойчивой в течение длительного времени.
Эксперимент показал,
что планету, находящуюся на стабильной орбите радиусом с земную, могут себе
«позволить» в среднем более двух третей всех двойных звездных систем. При этом
в зависимости от других параметров, которые мы примем для модели образования,
эта доля может вырасти и до 95 процентов. Это, впрочем, для случая, когда
планета обращается вокруг одной из звезд, а вторая находится достаточно далеко,
чтобы ей не мешать. Если же она обращается вокруг центра масс двойной системы,
то стабильные орбиты в системе возникают ожидаемо реже. Частота их появления
находится в диапазоне от нескольких процентов до почти 2/3 случаев.
Таким образом, можно
сказать, что планета, образовавшаяся у звезды типа Солнца на условно земной
орбите, скорее всего, так на ней и останется, повышая вероятность последующего
возникновения на ней жизни. С другой стороны, ясно, что число таких планет
существенно зависит от принятой модели образования двойных систем. Получается,
что если мы хотим корректно оценить свои шансы на обнаружение внеземной жизни,
эволюция двойных систем — это вопрос, которым следует заняться едва ли не в
первую очередь.
Весы
для Галактики
Изучать огромную
Вселенную, «не вставая с дивана», то есть практически не отрываясь от
поверхности Земли, не так уж и просто. Поэтому астрономы стремятся наиболее
подробно исследовать хотя бы то, до чего им легче всего дотянуться. Так, они
изучают Землю как пример типичной (относительно, конечно) планеты, Солнце — как
пример типичной звезды, а Млечный Путь — как пример типичной спиральной
галактики. Таким образом они надеются получить хоть какие-то сведения о тех
объектах, которые труднодоступны для непосредственного наблюдения.
Пример с галактиками
особенно справедлив, так как они отстоят от нас на очень большие расстояния и
изучать их в деталях сложнее всего. Именно поэтому астрономы пытаются как можно
более точно описать и понять структуру Млечного пути. Разумеется, его
исследованием они заняты уже не первое столетие, однако бум наблюдательных
данных высокого качества, пришедшийся на последние десятилетия, позволяет
ставить совершенно новые задачи.
Двое ученых из
университетов в Принстоне (США) и Гейдельберге (Германия) измерили
распределение массы во внутренних областях нашей Галактики с рекордно высокой
точностью. Как утверждают авторы, они получили наиболее подробное описание
структуры нашей звездной системы в пределах расстояний от 4 до 9 килопарсек от
ее центра. К слову, наша Солнечная система находится на расстоянии в 8
килопарсек от центра Галактики, а общий диаметр последней оценивают в 30
килопарсек.
Как удалось достичь
такой точности? В данном случае ученые использовали результаты Слоановского
цифрового обзора неба (SDSS). В рамках этого (продолжающегося) проекта были
получены спектры большого количества объектов — в основном это данные о далеких
галактиках, но есть и информация по многим звездам Млечного пути. Этим и
воспользовались авторы работы.
 |
| Структура Млечного пути |
Используя спектры более
чем 16 тысяч звезд типа Солнца, ученые смогли разделить их на группы, имеющие
схожие характеристики, в первую очередь — подобный химический состав. Внутри
таких групп (или, как говорят астрономы, подсистем) звезды эволюционируют
похожим образом и в том числе аналогично двигаются внутри Галактики. Это
значит, что их движение можно анализировать совместно, как движение одного
объекта, характеристики которого известны с очень высокой точностью. Измеряя
параметры такого движения у звезд, входящих в одну подсистему, но расположенных
при этом в разных частях Галактики, ученые могут восстановить вид внутреннего
гравитационного поля Млечного пути. А зная величину гравитационного поля —
вычислить соответствующую массу, которая эту силу создает.
Конечные выводы авторов
таковы: звездное население нашей Галактики имеет суммарную массу в 46
миллиардов масс Солнца с точностью менее десяти процентов.
Надо сказать, что
полная масса нашей Галактики, по существующим оценкам, в десятки раз больше. В
первую очередь это связано с тем, что большую часть массы составляет темная
материя, природа которой остается невыясненной. Почему же авторы новой статьи
не обнаружили массу темной материи в своем исследовании? Дело в том, что темная
материя существенно влияет на динамику Галактики только на достаточно большом
расстоянии от центра — примерно от 10 килопарсек и далее. Поэтому восстановить
ее радиальный профиль плотности во внутренних областях сложнее. В данной же
работе исследователи смогли наложить ограничение на скорость спадания плотности
темной материи с радиусом, что также является ценным результатом. Согласно их
выводам, она спадает не очень сильно (для читателей, желающих конкретики: ρ (r)
~ 1/rα, где α<1 span="">
Новая
волна
Гравитационные волны —
пожалуй, последнее из важнейших предсказаний общей теории относительности, пока
не получившее прямого наблюдательного подтверждения. Косвенные, весьма весомые,
доказательства существования гравитационных волн уже есть (например, наблюдения
эволюции двойного радиопульсара), но ученым хочется зарегистрировать их сигнал
напрямую. Этого физики сегодня ждут так же, как еще недавно ждали открытия
бозона Хиггса — последней недостающей частицы Стандартной модели. В данном
случае, однако, уверенности, что открытие произойдет уже в ближайшие годы, нет.
Дело в том, что эффект от воздействия гравитационно-волнового излучения даже
для современной сверхчувствительной аппаратуры исчезающе мал.
 |
| Одна из труб детектора VIRGO. Фото: Melirius / Wikipedia |
Если на какое-либо тело
набегает гравитационная волна (распространяющаяся со скоростью света вариация
геометрических свойств пространства), то, с точки зрения внешнего наблюдателя,
это тело начинает как бы пульсировать, изменять свои линейные размеры.
Происходит это с частотой, равной частоте волны. Теория предсказывает, что
относительная амплитуда этих пульсаций для реальных источников составляет
величину порядка 10-25. Например, если гравитационная волна набежит на детектор
размером с Землю, то размах этих пульсаций составит одну десятимиллиардную долю
микрона. Зарегистрировать эти пульсации должны специальные
гравитационно-волновые детекторы, представляющие собой, грубо говоря, набор
зеркал, расстояние между которыми постоянно отслеживается при помощи очень
точных лазерных измерений.
Недостаточная
чувствительность приборов пока не позволяет зарегистрировать сам сигнал, но
можно хотя бы наложить на его значение верхний предел. То есть сказать, что
если сигнал и был, то его сила была заведомо меньше такой-то величины, — в
противном случае он был бы замечен. Такие верхние пределы порой не менее ценны
для ученых, чем конкретные значения измеряемых величин.
Недавно большая
коллаборация, состоящая из 900 авторов опубликовала
19-страничную статью с изложением последних результатов поиска гравитационных
волн от почти двухсот известных нейтронных звезд. По сути, это отчет о работе
гравитационных детекторов LIGO и Virgo перед их
предстоящей модернизацией.
В данном случае ученые
искали гравитационные волны от нейтронных звезд (плотные, компактные остатки
эволюции массивных звезд, рожденные в ходе вспышки сверхновой). Теория
предсказывает, что если нейтронная звезда имеет не сферическую, а, скажем, слегка вытянутую форму (что,
скорее всего, именно так), то при своем быстром вращении (до нескольких сотен
оборотов в секунду) она будет излучать гравитационные волны. Их частота будет
равна удвоенной частоте вращения звезды.
 |
| Крабовидная туманность. Фото: NASA |
Более того, теория
предсказывает, что гравитационные волны будут уносить часть энергии вращения,
то есть звезда будет постепенно замедляться. Уже сейчас мы видим, что
нейтронные звезды действительно замедляют свое вращение. Но, вообще говоря,
главной причиной этого замедления являются сложные электромагнитные процессы в
недрах и магнитосферах нейтронных звезд. Замедление же, возникающее из-за
гравитационных волн, существенно меньше. Тем не менее астрономам важно знать,
насколько оно меньше или хотя бы каковы ограничения этой величины.
В результате ученые,
работающие на существующих детекторах — американском LIGO и европейском Virgo,
смогли установить такие пределы для двух нейтронных звезд — в Крабовидной
туманности и в созвездии Парусов (пульсары Краб и Вела соответственно).
Выяснилось, что если
данные пульсары и излучают гравитационные волны, то последние уносят с собой не
более двух процентов от полных потерь вращательной энергии. Этот небольшой, но
важный вывод накладывает вполне конкретные ограничения на особенности
внутренней структуры нейтронных звезд. Дело в том, что нейтронные звезды —
очень плотные объекты, приближающиеся по своей плотности к атомным ядрам. Как
именно ведет себя большое количество материи при таких плотностях, до сих пор
во многом непонятно. И нейтронные звезды являются важной естественной
физической лабораторией для выяснения этого вопроса.