Поиски жизни в Солнечной системе
Шрифт:
Теперь обратимся к объектам Солнечной системы, массы которых (а в ряде случаев и низкие температуры) достаточны, чтобы удержать атмосферу.
Таблица 4. Планеты и основные спутники Солнечной системы
Венера
Венера — ближайшая к Земле планета Солнечной системы, которая также наиболее сходна с ней по массе, размерам и плотности (табл. 4). Еще в XVIII в. было установлено, что она имеет атмосферу. Однако сплошной, сильно отражающий солнечный свет облачный покров Венеры делает ее поверхность невидимой с Земли. Этим же объясняется большая яркость Венеры (это третий по яркости объект на нашем небе), которая издавна привлекала к ней внимание наблюдателей (фото 2). Первоначально предполагалось, что облака на Венере, как и на Земле, состоят из водяных паров и, следовательно, на поверхности
Фото 2. Изображение Венеры в УФ-диапазоне спектра, полученное космическим аппаратом "Маринер-10", позволяет выявить структуру облачного слоя. Голубой цвет создан искусственно. (НАСА и Лаборатория реактивного движения.)
Спектроскопические результаты, полученные в 1930-х годах, показали наличие в атмосфере Венеры значительного количества диоксида углерода и полное отсутствие паров воды. Однако возможность обнаружения водяных паров выше верхней границы облачного покрова выглядела сомнительной даже при наличии океана на поверхности; поэтому представление о влажной Венере не было отброшено. Высказывались и другие предположения о характере облачного покрова: от неорганической пыли до углеводородного смога. Только в 1973 г. несколько исследователей независимо друг от друга пришли к выводу, что свойства облаков Венеры лучше всего объясняются, если предположить, что они состоят из мельчайших капель концентрированной (70–80 %) серной кислоты; теперь это представление общепринято. Тем временем исследования с применением современных радио- астрономических методов и с помощью автоматических межпланетных космических аппаратов показали, что средняя температура поверхности Венеры достигает примерно 45 °C, атмосфера под облачным покровом почти целиком (на 96 %) состоит из углекислого газа, а давление у поверхности составляет 90 атм. При такой температуре на поверхности Венеры жидкая вода существовать не может.
Высокая температура Венеры обусловлена так называемым парниковым эффектом: солнечный свет, достигая поверхности, нагревает грунт и вновь излучается в виде тепла, но из-за непрозрачности атмосферы для инфракрасного (теплового) излучения тепло не может рассеиваться в космическое пространство. По некоторым соображениям, Венера могла когда-то иметь океан, который в дальнейшем испарился при разогревании планеты. Под действием солнечного ультрафиолета водяные пары в основном разрушились, водород улетучился, а оставшийся кислород окислил углерод и серу на поверхности до диоксида углерода (углекислого газа) и оксидов серы. По-видимому, то же самое случилось бы и на Земле, если бы она находилась так же близко к Солнцу, как Венера. Тот же сценарий позволяет объяснить, почему диоксид углерода на Венере находится в атмосфере, тогда как на Земле он существует главным образом в виде карбонатов, составляющих горные породы. На нашей планете диоксид углерода растворяется в океанах, осаждаясь затем в виде карбонатных минералов кальцита (известняка) и доломита; на Венере же, где океанов нет, он остается в атмосфере. Подсчитано, что если бы весь углерод на поверхности Земли и в ее коре превратился в диоксид углерода, масса этого газа оказалась бы близкой к той, которая обнаружена на Венере.
Хотя в далеком прошлом условия на Венере могли быть более благоприятными для жизни, чем сейчас, совершенно очевидно, что существование жизни там невозможно уже в течение длительного времени.
Планеты-гиганты
Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, часто называемые планетами-гигантами, намного больше Земли (см. табл. 4). Среди этих гигантов Юпитер и Сатурн являются супергигантами: на них приходится свыше 90 % общей массы планет Солнечной системы. Низкая плотность этих четырех небесных тел означает, что они состоят главным образом из газов и льда, а поскольку водород и гелий не в состоянии преодолеть действие их гравитационных полей, предполагается, что по своему элементному составу они должны быть больше похожи на Солнце (см. табл. 3), чем на планеты земной группы. Наблюдения Юпитера и Сатурна, проведенные с Земли и с космических аппаратов "Пионер" и "Вояджер", показали, что обе планеты действительно состоят преимущественно из водорода и гелия. Вследствие большой удаленности Уран и Нептун изучены слабо, но водород и водород- содержащий газ метан (СН 3) были обнаружены в их атмосферах с помощью спектрометрических наблюдений с Земли. Предполагается, что в их атмосферах может присутствовать и гелий, но пока его не удается обнаружить из-за отсутствия спектрометров нужной чувствительности. По этой причине сведения, изложенные в этой главе, относятся в основном к Юпитеру и Сатурну.
Многое из того, что известно о структуре планет-гигантов, основано на теоретических моделях, которые благодаря простому составу планет можно рассчитать достаточно точно. Результаты, полученные на основе моделей, говорят о том, что в центре как Юпитера, так и Сатурна находится твердое ядро (более крупное, чем земное), давление в котором достигает миллионов атмосфер, а температура 12000- 2500 °C. Такие высокие значения температуры соответствуют результатам наблюдений: они свидетельствуют, что обе планеты излучают примерно вдвое больше тепла, чем получают от Солнца. Тепло поступает к поверхности планет из внутренних областей. Поэтому температура уменьшается с удалением от ядра. У верхней границы облачного покрова, видимой "поверхности" планеты, температуры составляют -150 и -18 °C соответственно на Юпитере и Сатурне. Окружающая центральное ядро зона представляет собой толстый слой, состоящий преимущественно из металлического водорода — особой электропроводящей формы, которая образуется при очень высоких давлениях. Далее следует слой молекулярного водорода в смеси с гелием и небольшими количествами других газов. Около верхней границы водородно- гелиевой оболочки лежат слои облаков, состав которых определяется локальными значениями температуры и давления. Облака, состоящие из кристаллов водного льда, а местами, возможно, из капелек жидкой воды, образуются там, где температура приближается к 0 С. Несколько выше находятся облака гидросульфида аммония, а над ними (при температурах около -115 С) — облака, состоящие из аммиачного льда.
Структура описанной модели предполагает, что по составу Юпитер и Сатурн близки к Солнцу: содержание водорода как по объему, так и по молекулярному составу атмосферы достигает 90 % и выше. По всей видимости, в атмосферах такого типа углерод, кислород и азот присутствуют почти исключительно в составе метана, воды и аммиака соответственно. Эти газы, как и водород, были обнаружены на Юпитере, причем все, за исключением воды, в количествах, характерных для атмосфер типа солнечной. При изучении спектров атмосфер вода не обнаруживается в достаточных концентрациях — возможно, потому, что ее пары конденсируются в сравнительно глубоких атмосферных слоях. Кроме этих газов в атмосфере Юпитера зарегистрированы оксид углерода и следы простых органических молекул: этана (С 2Н 6), ацетилена (С 2Н 2) и цианистого водорода (HCN). Причина яркой окраски облаков Юпитера — красной, желтой, голубой, коричневой — пока до конца не выяснена, но как теоретические, так и лабораторные исследования приводят к заключению, что за это ответственны сера, ее соединения и, возможно, красный фосфор.
Наличие в верхних слоях атмосферы Юпитера паров воды и простых органических соединений, а также вероятность образования облаков, состоящих из капелек жидкой воды в более глубоких слоях, позволяет говорить о возможности химической эволюции на планете. На первый взгляд кажется, что в восстановительной атмосфере Юпитера следует ожидать присутствия сложных органических соединений, подобных тем, которые образуются в экспериментах, моделирующих добиологические условия на примитивной Земле (см. гл. 3), а возможно, даже характерных для этой планеты форм жизни. Действительно, еще до того, как в атмосфере Юпитера были обнаружены пары воды и органические молекулы, Карл Саган высказал предположение, что "из всех планет Солнечной системы Юпитер априори представляет наибольший интерес с точки зрения биологии".
Однако реальные условия на Юпитере не оправдали этих надежд.
Атмосфера Юпитера не способствует образованию сложных органических соединений по ряду причин. Во-первых, при высоких температурах и давлениях, характерных в основном для очень сильно восстановленной среды этой планеты, водород разрушает органические молекулы, превращая их в метан, аммиак и воду. Как указывал много лет назад Юри, умеренно восстановленные, т. е. частично окисленные, газовые смеси более благоприятны для осуществления важнейших органических синтезов, чем сильно восстановленные. Например, синтез глицина, самой простой аминокислоты, не может протекать самопроизвольно в газовой смеси, состоящей из воды, метана и аммиака, присутствующих в атмосфере Юпитера. Он невозможен без поступления свободной энергии (6). С другой стороны, без доступа энергии синтез может происходить в не столь сильно восстановленной газовой смеси, состоящей из окиси углерода, аммиака и водорода (7):
При наличии свободного водорода, что характерно для атмосфер планет, подобных Юпитеру, в соответствии с уравнением (6) реакция может идти справа налево, что означает, что глицин будет самопроизвольно превращаться в метан, воду и аммиак. Пока не было поставлено экспериментов с реальными газовыми смесями, которые позволили бы выяснить, сколько различных реакций органического синтеза может протекать в атмосфере Юпитера. Подобные эксперименты трудновыполнимы, поскольку требуют очень высоких концентраций водорода и гелия. Однако уменьшение концентрации одного из компонентов (в некоторых публикациях о результатах экспериментов по синтезу органических веществ в газовых смесях, имитирующих атмосферу Юпитера, сообщается о том, что водород вообще не использовался) ставит под сомнение ценность полученных результатов.
Юпитер и другие планеты-гиганты не имеют подходящих поверхностей, на которых могли бы накапливаться и взаимодействовать образовавшиеся в атмосфере органические продукты, а это важный фактор, который необходимо учитывать, рассматривая возможность химической эволюции. Следовательно, эволюция должна происходить в атмосфере, предположительно в облаках паров воды. Но атмосфера Юпитера не является стабильной средой, как, например, океаны на Земле. Она больше напоминает гигантскую печь, где вертикальные потоки постоянно перемещают горячие газы из нижних (внутренних) областей к периферии: там эти газы отдают свое тепло в космическое пространство, в то время как охлажденные газы перемещаются вниз, в более глубокие слои, где снова нагреваются. Наблюдаемая в облаках Юпитера турбулентность является признаком подобной конвекции (см. фото 3). Насколько интенсивно может протекать химическая эволюция в таких условиях, когда органические молекулы, образовавшиеся под действием солнечного света в верхних слоях атмосферы, перемещаются в более горячие области, где разрушаются? По-видимому, практически незаметно. Как показывают расчеты, перемещение газов, находящихся в атмосфере на уровне слоя водяных облаков, в область, где температура 20 °C, — дело нескольких дней. Следовательно, спустя короткое время органические соединения начнут разрушаться, а выделившиеся при этом углерод, азот и кислород вновь превратятся в метан, аммиак и воду.