Глава 7. Транзитный метод и космические телескопы

 

– С кем это ты разговариваешь? – спросил котенка щенок, выходя из подъезда.

– С тенью, – ответил котенок.

– Разве тень умеет разговаривать?

– Не умеет, – сказал котенок. – Но она все понимает.

ГРИГОРИЙ ОСТЕР. ТЕНЬ ВСЕ ПОНИМАЕТ

 

 

То, что астрофизики повсюду находят горячие юпитеры, объясняется прежде всего так называемым эффектом наблюдательной селекции. Очень массивные и близкие к родительской звезде, горячие юпитеры вызывают колебание ее радиальной скорости выше порога чувствительности современных инструментов и поэтому могут быть зафиксированы. Короткие орбитальные периоды, от нескольких дней до нескольких месяцев, тоже способствуют обнаружению планет – будь периоды больше, например сопоставимыми с орбитальным периодом Юпитера (12 лет), колебания радиальной скорости наверняка остались бы незамеченными.

Горячие юпитеры стали лучшими целями для телескопов рубежа веков. Например, в 2011 году была открыта планета WASP -43 b [38], находящаяся на орбите с радиусом немногим больше двух миллионов километров от своей звезды (это примерно равно расстоянию от Земли до Луны, умноженному на 5,5). Год на этой планете длится всего 19 ч., масса составляет 1,8 MJ, а радиус на 10 % меньше радиуса Юпитера. Это одна из самых короткопериодических экзопланет среди известных нам на сегодня. Звезда WASP -43 принадлежит к классу оранжевых карликов – это маленькие и относительно легкие звездочки. Температура ее поверхности приблизительно равна 4 400 К (для сравнения: температура поверхности Солнца 5 700 К). Из-за того что звезда имеет не очень высокую температуру, температура верхних слоев WASP -43 b оказывается типичной для такого класса планет – примерно 1 000 К.

Сейчас, после того как астрономы собрали внушительную статистику по экзопланетам, оказалось, что горячие юпитеры достаточно редки в Галактике – их находят рядом всего с 1 % солнцеподобных звезд55. Ситуация с обилием горячих юпитеров изменилась, когда были обработаны результаты, переданные на Землю телескопом «Кеплер». Этот телескоп пробыл на орбите с 2009 по 2018 год. В последний для «Кеплера» год состоялся запуск еще одного космического телескопа – TESS. Оба телескопа используют транзитный метод обнаружения экзопланет – на сегодняшний день это самый эффективный метод.

Если вы знаете, что такое затмение, будьте уверены: что такое транзит, вы тоже знаете. «Затмение», «транзит» и «покрытие» – это разные слова для обозначения схожих явлений, происходящих, когда один астрономический объект проходит между наблюдателем и другим объектом (как правило, более далеким и более ярким). Разница между этими явлениями – в наблюдаемых размерах объектов. Если угловые размеры двух объектов сопоставимы, мы говорим о затмении одного объекта другим – например, как в случае с солнечным затмением. Если видимый размер более далекого объекта оказывается намного меньше видимого размера более близкого, это явление называется покрытием. Постоянно происходят покрытия некоторых звезд Луной. Обратная ситуация называется транзитом: скажем, когда самолет пролетает на фоне Луны, он совершает транзит.

Транзиты исторически были важны в астрономии, так как позволяли находить расстояние между Солнцем и Землей. Впервые транзит Венеры по Солнцу собирался наблюдать Иоганн Кеплер. Но ему не удалось – он умер за шесть лет до этого события. Однако благодаря работам Кеплера транзит смог увидеть английский астроном Джереми Хоррокс в 1639 году. Наблюдал транзит Венеры по диску Солнца и Джеймс Кук в своем кругосветном путешествии. Последний транзит Венеры произошел в 2012 году.

Что касается других звезд, Отто Струве был, по-видимому, первым, кто предположил, что периодические временные падения яркости звезды могут свидетельствовать о наличии обращающейся вокруг нее планеты. Потребовалось почти 50 лет, чтобы подтвердить эту гипотезу. Первое успешное наблюдение транзита удалось провести только в самом конце XX века.

Есть две ключевые даты, касающиеся транзитного метода обнаружения внесолнечных планет: декабрь 1999 года, первое детектирование планеты HD 209458 b с помощью этого метода, и апрель 2009 года, когда в космос был отправлен охотник за экзопланетами «Кеплер», принесший в копилку человеческих знаний тысячи подтвержденных экзопланет за почти десять лет работы. Два этих события, произошедшие с перерывом в 10 лет, положили начало революции наших представлений о Галактике и о разнообразии внесолнечных миров.

HD 209458 b – газовый гигант в созвездии Пегаса (того самого, в котором был найден первый горячий юпитер), находящийся на расстоянии 159 св. лет от нас. Он совершает полный оборот вокруг своей звезды по орбите, диаметр которой равен примерно 1/8 диаметра орбиты Меркурия, раз в 3,5 земных суток. Это типичный горячий юпитер с температурой атмосферы 1 000 К, вращающийся вокруг звезды, очень похожей на наше Солнце. Изначально экзопланета была обнаружена методом радиальных скоростей с помощью спектрографа ELODIE, но в том же году две команды, работающие независимо, – первая из Великобритании (Кембридж), вторая из США (Университет штата Теннесси) – решили попробовать подтвердить ее существование с помощью транзитного метода. Несмотря на все сложности, ожидавшие ученых, они смогли наблюдать падение яркости HD 209458 примерно на 2 % каждые 3,5 суток. Две статьи об этом появились в одном и том же выпуске The Astrophysical Journal в декабре 1999 года56, 57. Таким образом, HD 209458 b в 2010-х годах стала самой изученной юпитероподобной экзопланетой. Она даже получила настоящее, нетипичное для экзопланет имя – Осирис.

 

Рисунок 12. Кривая блеска звезды HD 209458, полученная командой Дэвида Шарбонно в 2000 году. Провал блеска обусловлен транзитом планеты по диску звезды

 

Тогда как метод радиальных скоростей позволяет оценить массу планеты, с помощью транзитного метода по величине падения яркости звезды можно рассчитать радиус планеты. Осирис стал первой экзопланетой, у которой вычислили радиус, он равен 1,35 RJ. Помимо этого, транзитный метод позволяет определить ориентацию орбиты планеты относительно наблюдателя с Земли. Если мы смотрим на планету из плоскости эклиптики, то для нас она проходит по самому экватору ее звезды. Но что, если мы смотрим на планету не из плоскости эклиптики? В этом случае чем выше (или ниже) мы находимся по отношению к этой плоскости, тем ниже (или выше) по диску звезды будет проходить для нас планета. Это продолжится до тех пор, пока мы совсем не перестанем видеть планету. Чем ближе орбита планеты проходит к экватору звезды, тем дольше она будет заслонять от нас некоторую часть звездного света и тем длиннее будут транзиты. Сравнивая наблюдаемое время с рассчитанным на основе законов небесной механики, можно вычислить наклон орбиты планеты. Известная ориентация орбиты устраняет неточности в расчетах массы, сделанных с помощью метода радиальных скоростей. С учетом этих поправок масса Осириса равна 0,7 MJ. Такое комбинирование разных методов оказывается очень важным, поскольку точно измеренные масса и радиус планеты дают значение средней плотности, что является ключом к пониманию нового мира. Осирис стал не только первой планетой, обнаруженной транзитным методом, но и первой планетой, у которой определили плотность.

Зная плотность планеты, можно попытаться предсказать условия на ней. Скалистая Земля имеет плотность 5 500 кг/см3, примерно такой же плотностью обладают Меркурий и Венера. Марс наименее плотный из всех планет земной группы: отношение массы к его объему равно 3 900 кг/см3. Плотности газовых гигантов Юпитера, Урана и Нептуна примерно равны 1 500 кг/см3, а плотность Сатурна составляет 70 % плотности воды. Осирис же имеет плотность 370 кг/см3.

В силу близости к своей звезде средняя температура верхних слоев атмосферы Осириса равна 1 100 К, а разность температур на планете днем и ночью составляет примерно 500 К. Из-за этого атмосфера планеты раздувается настолько, что гравитация Осириса уже не может ее удержать, и вещество покидает верхние слои атмосферы со скоростью 100 000 т/с. Давление звездного излучения ускоряет отток газов и формирует кометоподобный хвост58. Планета как бы испаряется.

Температура атмосферы горячих юпитеров может быть еще больше. Планета KELT -9 b [39] – самый горячий из обнаруженных к настоящему времени горячих юпитеров. Сообщение об открытии этой планеты транзитным методом появилось в журнале Nature в 2017 году. Она вращается вокруг своей звезды, имеющей температуру 10 000 К, и находится от нее на расстоянии, равном всего лишь 0,1 от среднего расстояния между Меркурием и Солнцем, или 0,034 а. е. Высокая температура звезды KELT -9 нагревает атмосферу планеты до 4 300 К59, что делает ее даже более горячей, чем некоторые звезды. Из-за этого KELT -9 b больше похожа на звезду K -типа, нежели на газового гиганта. Высокие температуры на дневной стороне планеты не позволяют образовываться молекулам. Возможно, какие-то простые вещества образовываются на ночной стороне, а ионы и атомы железа и титана формируют облака, из которых идут металлические дожди.

Звезда и ее планета обмениваются энергией через приливные силы. Это те же самые силы, которые вызывают приливы на Земле и заставляют Луну поворачиваться к Земле лишь одной стороной. Эти же силы, судя по всему, ответственны за то, что KELT -9 b тоже повернута к родительской звезде только одной стороной, а ее орбита почти круговая. Масса KELT -9 b почти равна 3 MJ, а радиус еe водородной атмосферы близок к пределу Роша, после которого атмосфера уже не может существовать как единое целое, иначе она будет разрушена приливными силами. Вероятно, из-за этого KELT -9 b теряет атмосферу и за ней в пространстве, как и за Осирисом, словно за кометой, тянется хвост газа.

На конференции 30 октября 2018 года ученые NASA сообщили журналистам, что миссия телескопа «Кеплер» завершена, так как он исчерпал все запасы топлива, необходимые для периодической коррекции его положения в пространстве. К этому времени он отработал девять с половиной лет вместо положенных ему по спецификации трех с половиной. «Кеплер» обнаружил более двух с половиной тысяч экзопланет, и еще тысячи объектов, зафиксированных им, ждут проверки. Завершение миссии не стало сюрпризом. Еще в марте того же 2018 года было объявлено, что запасы топлива близки к истощению. К этому моменту два из четырех гироскопов, контролировавших положение телескопа в пространстве, вышли из строя. Последняя поломка произошла в мае 2013 года, и некоторое время «Кеплер» бездействовал, будучи неспособным ориентироваться в пространстве на должном уровне. Но инженеры NASA нашли уникальный выход из ситуации – то, что они сделали, можно назвать инженерным чудом: в 2015 году телескоп стабилизировали относительно солнечного ветра, оказывающего небольшое, но постоянное давление в одну сторону. А два оставшихся гироскопа устраняли неизбежный при таком положении дрейф. Так телескоп проработал еще три года. Операцию назвали «Второй свет» по аналогии с термином «первый свет».

 

1. Телескоп «Кеплер»

 

2. Сравнение размеров Осириса и Юпитера

 

3. Телескоп TESS

 

В апреле 2018 года на замену «Кеплеру» с космодрома на мысе Канаверал на ракете-носителе Falcon 9, принадлежащей частной компании SpaceX, в космос запустили другого охотника за экзопланетами – телескоп TESS. Он выполняет ту же задачу, которая стояла перед телескопом «Кеплер», и использует тот же метод, что использовал «Кеплер». Кроме того, оба телескопа имеют похожие размеры и массу, однако дальше начинаются различия.

Телескоп «Кеплер» обращался вокруг Солнца по чуть более высокой орбите, чем орбита Земли, и поэтому всегда находился в земной тени. В 2009 году наши знания об экзопланетах были очень скромны[40], и задача телескопа состояла лишь в том, чтобы следить за светом от как можно большего числа звезд, собирая статистику по типам и орбитам внесолнечных планет, которые удастся обнаружить. Ученые выбрали для наблюдения область пространства в созвездии Лебедя, что находится выше галактической плоскости. Тем самым камеры телескопа избегали засветки от центральной части нашей галактики, где плотность звезд наиболее высока. «Кеплер» следил за почти 145 000 звезд, находящихся на расстоянии до 3 000 св. лет от нас (это всего около 3 % диаметра Галактики). Число триллион, когда речь идет о количестве планет в нашей галактике, и классификация экзопланет по типам являются экстраполяцией знания, полученного из этой небольшой, но представительной выборки.

TESS  же находится на вытянутой геоцентрической орбите, которая к тому же наклонена к плоскости эклиптики. Вместо того чтобы смотреть лишь в одном направлении, телескоп сканирует почти весь небосвод с перекрывающимися полями зрения (подобно тому, как друг друга перекрывают лепестки цветка). Благодаря «Кеплеру» мы узнали, что планеты есть практически у каждой звезды, поэтому TESS ищет их у наиболее близких (до 300 св. лет) и ярких звезд. Каждые 27 суток телескоп переключается на новый сектор обзора северной или южной широты (всего их 26). В первый год работы составлялась карта неба северного полушария, во второй – южного. Участки неба, близкие к полюсу, наблюдаются дольше, чем 27 суток: некоторые – 54, некоторые – 81 и так далее. Зона полюса при таком режиме находится под постоянным наблюдением почти весь год. С одной стороны, это поможет обнаружить планеты, орбитальные периоды которых больше 27 суток, а с другой – потенциально полезно для будущей миссии телескопа «Джеймс Уэбб» (на момент написания этих строк многострадальный телескоп все еще находится на Земле) – ему тоже предстоит постоянно обозревать небо в полярной области.

В наследство от TESS мы получим каталог ближайших и самых ярких звезд с транзитными экзопланетами, окружающими Землю. Ожидается, что TESS обнаружит тысячи экзопланет, причем десятки или даже сотни из них будут размером с Землю. Эти планеты станут отличными объектами для подробных исследований в ближайшие десятилетия. Вообще, если голубая мечта человечества – найти жизнь во Вселенной, то обнаружение планет, максимально похожих на Землю, – первый шаг к ее осуществлению, и это одна из главных задач телескопа TESS. Он позволит не только находить экзопланеты и классифицировать их, но и изучать различия между планетами, принадлежащими к одному и тому же классу, определять состав их атмосфер, обнаруживать экзопланетные луны, следить за динамикой планет и оценивать их приливные взаимодействия.

Транзитный метод помог человечеству найти больше экзопланет, чем любой другой, однако, несмотря на простоту идеи, лежащей в его основе, астрофизики должны быть очень осторожны в его реализации, поскольку есть много аспектов, которые нужно учитывать, чтобы не совершить ошибку. Например, транзитный метод, как уже было сказано, позволяет вычислить наклон плоскости эклиптики к линии взгляда с Земли. Но диапазон углов, с которых планета может быть видна, небольшой. Планеты в системах, плоскости эклиптики которых имеют наклоны вне этого диапазона, просто не обнаружимы транзитным методом. Чем дальше планета находится от своей звезды, тем меньше шанс ее заметить. Для инопланетян, наблюдающих нашу систему из случайного места во Вселенной, существует шанс в 0,76 % заметить прохождение Меркурия, 0,3 % – Земли, 0,031 % – Сатурна и 0,0098 % – Нептуна. Эти цифры приведены без учета размеров планет, которые, конечно же, вносят свои коррективы. Легче всего обнаружить крупные планеты. Телескоп «Кеплер», просто в силу своих технических характеристик, не смог бы зафиксировать ни одну планету размером с Меркурий или Марс около солнцеподобных звезд (возле красных карликов обнаружить несколько таких планет ему удалось, например Kepler 138 b). А для инопланетянина, изучающего Солнечную систему, даже транзит Венеры остался бы незамеченным, если бы этот инопланетянин использовал телескоп, по техническим характеристикам похожий на «Кеплер». Зато транзит Юпитера или Сатурна, который вызывает изменение яркости Солнца около 1 %, уже легко заметить. Возможно, инопланетянин бы посчитал, что возле нашего Солнца вращаются только газовые гиганты. С помощью TESS же Венера и Земля могли бы быть обнаружены.

Также в числе того, что может помешать обнаружить планету, просто недостаток времени. «Кеплер» изучал небо в течение девяти с половиной лет, а период обращения Сатурна вокруг Солнца, например, равен 29 годам. Чем дальше планета от своей звезды, тем больше этот период. «Кеплер» мог просто не заметить планету, год на которой больше, чем время его работы. Таким образом, транзитный метод более чувствителен к крупным и близким к звезде экзопланетам. Стоит ли удивляться, что мы до сих пор находим так много горячих юпитеров?

Если нам удается увидеть провал блеска звезды, то на самом деле и это не означает, что мы обнаружили экзопланету. Например, это может быть изменчивость блеска самой звезды или даже пятна на ее поверхности. Последние, являясь более холодными областями на звездах, светят менее ярко, чем окружающие их участки видимой звездной поверхности. У каждой звезды есть циклы активности: у Солнца один из самых важных циклов составляет 11 лет. И на его пике число солнечных пятен максимально. Далекий инопланетянин может принять такое большое темное пятно за планету.

Среди причин ложного обнаружения экзопланет преобладают затмения в двойных звездных системах. Подобные ошибки связаны с разрешающей способностью телескопов. Когда одна звезда закрывает собой другую, приходящий поток света меньше, чем когда звезды ничем не перекрыты. Если же разрешающая способность телескопа не позволяет ему отличить две звезды от одной, то он может принять двойную систему за транзит экзопланеты. Из всего этого становится понятно, что у транзитных телескопов имеется много возможных причин для ложного срабатывания, и поэтому нужна процедура верификации данных, обрабатывающая сигналы, исключающая неизбежные ошибки и уверенно подтверждающая или опровергающая существование экзопланет.

Звезда, в свете от которой наблюдается провал яркости, становится объектом интереса (обознается как KOI, Kepler object of interest,  что значит «Объект интереса для телескопа “Кеплер”», и TOI для телескопа TESS). Потом начинается долгий процесс проверок. Сначала проводятся дополнительные наблюдения за звездой методом радиальных скоростей, сложные фотометрические процедуры. Это нужно, чтобы исключить возможность ложного срабатывания, различного рода помехи и двойные звездные системы. Если звезда успешно проходит этот этап, вероятная планета возле нее признается кандидатом в экзопланеты. Далее за дело берутся наземные телескопы. Сигнал от звезды еще раз проверяется, и теперь исключаются все возможные процессы, которые могли вызвать «проседание» блеска звезды. Наземные телескопы позволяют также следить за звездами многие годы, что важно при обнаружении долгопериодических планет. Наблюдения одного провала яркости звезды недостаточно для подтверждения существования планеты. Необходимо как минимум три регистрации транзита, чтобы говорить более уверенно. Для некоторых систем, особенно с предположительно маленькими планетами, где все методы дают большую погрешность, применяется статистический анализ. Он позволяет ответить на вопрос, какова вероятность того, что данный сигнал вызван экзопланетой.

Комбинируя транзитный метод и метод радиальных скоростей, мы можем узнать размер, массу и плотность экзопланеты. Еще более интересные данные о ней нам может дать анализ спектра поглощения ее атмосферы. Чтобы получить спектр поглощения атмосферы, нужно из спектра звезды, по диску которого проходит планета, вычесть спектр «голой» звезды, без планеты. Полученный спектр – ценное знание. Атмосфера экзопланеты меняет характеристики падающего на нее света звезды. Излучение с одними частотами поглощается атомами в атмосфере планеты, а с другими – переизлучается. Чем больше интенсивность конкретной линии поглощения в спектре, тем больше концентрация соответствующего элемента в атмосфере экзопланеты. Зная состав атмосферы, можно уже довольно точно определить климатические условия на поверхности планеты.

Сегодня, когда я пишу эти строки, находясь на пороге нового десятилетия, человечество приступает к следующему этапу изучения экзопланет. От поиска новых миров, от набора статистики мы переходим, собственно, к изучению. Нам интересно уже не столько найти новый мир, сколько понять, каков он, какие там природные условия. В космосе сейчас находится телескоп CHEOPS, который не открывает, а уточняет характеристики уже открытых экзопланет. Но самое главное, что в этом десятилетии с помощью новых космических аппаратов и наземных телескопов мы должны приступить к полномасштабному изучению атмосфер экзопланет. Возможно, уже через 10–15 лет нам удастся обнаружить на них явные признаки биологической активности. Это вдохновляет!

 

 

Глава 8. Марс и миграция планет

 

…Может быть, мы на Марсе, потому что мы должны быть здесь, потому что есть сильнейший кочевой импульс, встроенный в нас эволюцией. В конце концов, мы произошли от охотников-собирателей, и 99,9 % времени нашего существования мы были странниками. И еще одно место, куда можно отправиться, – Марс. Но какова бы ни была причина вашего пребывания на Марсе, я рад, что вы там. И я бы хотел быть с вами.

КАРЛ САГАН

 

 

В этой главе вас ждет путешествие на Марс. Лучшие условия для наблюдения Красной планеты создаются каждые 15–17 лет, когда происходят великие противостояния Марса. Противостояниями планет называют такие конфигурации небесных тел, при которых планета, Земля и Солнце выстраиваются в одну линию. Противостояние считается великим, если планеты выстраиваются в линию, находясь в своих перигелиях. В этом случае расстояние между планетами становится минимальным, а условия для наблюдения с Земли наилучшими. Одно из великих противостояний Марса пришлось на 1877 год. И именно его можно считать поворотным моментом в истории изучения Марса.

В тот год, наверное, все астрономы «заболели» этой Красной планетой. Мало какая обсерватория Земли не воспользовалась таким шансом для наблюдений Марса. И тогда же профессор Асаф Холл, направив свой 26-дюймовый (66 см) рефлектор на Марс, нашел вращающиеся около него два объекта[41], один из которых он назвал Фобос, а другой – Деймос (в переводе с греческого «страх» и «ужас», «смятение» соответственно). Так звали сыновей древнегреческого бога войны Ареса. Но наиболее примечателен 1877 год все же тем, что именно в этом году итальянский астроном Джованни Скиапарелли разглядел на поверхности Красной планеты сеть из таинственных темных линий – знаменитые марсианские каналы.

Он не знал, чем были эти линии. Если мы посмотрим на Марс в телескоп, с помощью которого вел свои наблюдения Скиапарелли, то планета предстанет перед нами красным дребезжащим пятнышком с темными и светлыми областями. Скиапарелли же утверждал, что в моменты, когда дребезжание атмосферы почти не наблюдалось, он видел, что поверхность Марса покрыта сетью прямых линий, которые назвал «канали» – «канавки», «каналы». Нужно отметить, что ученый писал о них довольно осторожно, не рассуждал об их происхождении и назначении и не делал громких заявлений. Однако мир жаждал чудес. После публикации его работ с легкой руки журналистов весть о каналах разлетелась по всему образованному миру. Его «канали» перестали принадлежать только ему, они пересекли океан и завладели умами астрономов Европы и Америки.

Следующие великие противостояния Марса произошли в 1892 и 1894 годах. Наблюдения в 1892-м ничего не дали. Но в 1894 году на авансцену вышел Персиваль Лоуэлл – путешественник и астроном-любитель60, Илон Маск XIX столетия. Лоуэлл родился в богатой семье и был наследником семейного бизнеса, но, видимо, посчитал путь коммерции слишком скучным для себя и решил избрать другой – полный открытий, надежд, но, естественно, и разочарований. Первую половину своей жизни он много путешествовал. Побывал четыре раза в Японии и Корее, изучил местные верования и увлекся эзотерикой, даже написал об этом несколько книг. В одном из путешествий по Японии он узнал об открытиях Скиапарелли. Из-за проблем со зрением итальянец к этому времени уже прекратил наблюдения за Марсом, и шумиха с каналами, казалось, должна была постепенно утихнуть, став очередной исторической легендой. Однако, может быть, именно тогда Лоуэлл понял, что это его шанс войти в историю. Он загорелся идеей пойти по следам Скиапарелли, тщательнее изучить марсианские каналы и представить человечеству доказательства существования внеземной цивилизации (если он и в самом деле обнаружит каналы).

В 1894 году Лоуэлл срочно вернулся из путешествия по Японии и начал строительство обсерватории для изучения Красной планеты. Не разделяя осторожности Скиапарелли о природе каналов, он еще до каких-либо наблюдений Марса, в ходе выступления в Бостонском научном обществе с докладом, посвященным созданию обсерватории, заявил, что линии служат несомненным результатом деятельности неких разумных существ. Выбирая место для обсерватории, Лоуэлл попросил совета у своего друга, известного астронома Уильяма Генри Пикеринга, который предположил, что самый устойчивый и чистый воздух на Северо-Американском континенте можно найти в пустынях на юго-западе США, в Аризоне. Лоуэлл воспользовался советом и начал строительство обсерватории вблизи городка Флагстафф на вершине холма, названного им Mars Hill. Сам того не подозревая, он стал основателем традиции создавать обсерватории в самых труднодоступных и не приспособленных для жизни местах. Место, предложенное Пикерингом, оказалось столь удачным, что в созданной Лоуэллом обсерватории по сей день проводятся наблюдения звездного неба.

Уже 1 июня 1894 года Лоуэлл со своими сотрудниками начал проводить наблюдения. В первую же ночь астрономов ждал успех. Это казалось невероятным, но каналы действительно были видны в телескоп! Охваченные энтузиазмом, исследователи ночи напролет наблюдали Марс, стараясь обнаружить все новые и новые детали. Астрономам из Флагстаффа удалось рассмотреть каналы в светлых и темных областях планеты, из чего они сделали вывод, что темные области являются не водоемами, как предполагали многие их современники, а твердыми безжизненными равнинами. Следовательно, на Марсе, должно быть, нехватка воды. В течение нескольких последующих месяцев ученые составляли подробную карту марсианских каналов. Выяснилось, что система каналов охватывает одну пятую поверхности всей планеты! Они, по мнению ученых, создавались в этой бескрайней пустыне, чтобы транспортировать воду из полярных областей в более засушливые экваториальные.

 

 

Лоуэлл упорно искал подтверждения того, что Марс похож на Землю и… находил их. Например, сотрудники обсерватории разглядели яркие светлые пятна на частях Марса, не освещенных Солнцем. Эти пятна они приняли за облака, что, в свою очередь, указывало на наличие атмосферы. Лоуэлл предположил, что Марс намного старше Земли, и жизнь, которая на нем есть, имеет более древнюю историю, а значит, делал вывод он, цивилизация разумных существ на этой планете появилась раньше цивилизации людей на Земле и поэтому, несомненно, более развита. Если землянам построить систему каналов, охватывающую всю планету, не под силу, то марсиане, как он думал, вполне могли бы справиться с этой задачей.

Впоследствии обнаружилось, что минимальная ширина каналов, увиденных Лоуэллом, составляла 16–32 км. Нехитрый расчет позволял сделать вывод: количество воды, которое они способны были переместить, превышало все запасы воды, что могли содержаться в полярных шапках Марса. Это не смутило Лоуэлла. Он заявил, что наблюдаемые им линии на самом деле участки растительности по берегам настоящих каналов, транспортирующих более разумное количество воды.

Трудно судить, почему Лоуэлл увидел каналы там, где, как мы знаем сегодня, их нет. Скорее всего, виной тому его слишком живое воображение вкупе со страстной убежденностью в своей правоте. Стоит отметить, что научным сообществом результаты его наблюдений воспринимались довольно скептически. Более того, сам Лоуэлл какое-то время сомневался в существовании каналов. В своих записях он отмечал: «Если их не существует, то это интересный оптико-психический факт». Позднее он отбросит сомнения и до самой смерти в 1916 году будет исследовать марсианские каналы и рисовать их подробные карты.

Перефразируя Бориса Акунина, представления Персиваля Лоуэлла были, конечно же, плодом XIX столетия, когда литература была великой, вера в прогресс безграничной, а заблуждения имели изящество и вкус. Но профессиональные астрономы все же желали более серьезных доказательств, которых Лоуэлл предоставить не мог, имея в наличии довольно слабый телескоп. Идея развитой цивилизации на Марсе, не найдя отклика среди ученых начала XX столетия, перекочевала на страницы фантастических романов. Герберт Уэллс написал «Войну миров» спустя всего три года после начала исследований Лоуэлла, а Эдгар Райс Берроуз в 1912 году начал публиковать цикл рассказов о марсианских приключениях Джона Картера.

 

* * *

 

С тех пор прошло много лет. Современные астрофизики и астробиологи уже не ждут встречи с инопланетной цивилизацией на Красной планете, но их воображение все же не исключает возможность найти там внеземную жизнь. За исключением Земли, Марс – наиболее изученная планета Солнечной системы. Не считая Луны, это также единственное небесное тело, которое изучают с помощью передвижных планетоходов. Чем объясняется такой интерес наших современников к Марсу?

Во-первых, Марс все еще остается потенциально обитаемой планетой. Сейчас мы знаем, что на его поверхности микробной жизни нет, но до сих пор не найден ответ на вопрос, есть ли жизнь под поверхностью. Согласно многочисленным исследованиям, под грунтом Марса могли бы себя комфортно чувствовать даже земные микроорганизмы – некоторые виды экстремофилов. Данные, которые мы получаем с помощью научных приборов, установленных на орбитальных и спускаемых аппаратах и роверах, дают пока довольно противоречивые ответы. Это делает Марс приоритетной планетой для поиска жизни во Вселенной. В последних главах мы вернемся к вопросу о внеземной жизни в целом, как в Солнечной системе, так и за ее пределами, и к марсианской жизни в частности.

Во-вторых, как и Венера, Марс представляет собой мир, в котором когда-то что-то пошло не так[42]. Венера, Земля и Марс возникли в сравнительно узкой полосе околосолнечного пространства: от 0,7 до 1,5 а. е. Все три планеты в далеком прошлом имели не сильно отличающиеся друг от друга условия на поверхности, но потом с каждой из них случилось что-то, что превратило Венеру в филиал ада в Солнечной системе, Землю – в цветущий сад, а Марс – в холодную пустыню. И особенно интересен, конечно, Марс: он больше всех был похож на юную Землю. Что же не позволило ему пойти по земному пути эволюции?

Космическими аппаратами Марс исследуется с 1964 года. Первым космическим аппаратом, севшим на Марсе, был советский спускаемый аппарат станции «Марс-3». Но, хоть и совершил удачную посадку, по неизвестным причинам он перестал работать всего через 14 секунд. В 1976 году произошло значимое событие: космические станции «Викинг-1» и «Викинг-2» совершили мягкую посадку на поверхность Красной планеты и впервые начали передавать оттуда научные данные и фотографии пейзажа. Обнаружить на Марсе зеленых человечков в 1976 году никто уже не рассчитывал. К этому времени состоялось несколько пролетных миссий и ряд спутников удалось вывести на орбиту вокруг Марса. Все это позволило осуществить картографирование его поверхности, измерить ее температуру и изучить состав атмосферы планеты. Стало понятно, что Марс – пустыня без признаков каких-либо живых существ и тем более цивилизаций.

Сейчас мы достаточно хорошо себе представляем условия на его поверхности. Атмосфера Марса очень разрежена – давление составляет примерно 1/170 часть от давления на поверхности Земли. На 95 % атмосфера Марса состоит из углекислого газа, чуть менее 5 % делят азот и аргон, а оставшиеся тысячные доли процента – другие газы, включая водяной пар. На Марсе можно наблюдать практически все те же атмосферные явления, к которым мы привыкли на Земле, правда, их интенсивность в разы меньше. Спускаемые аппараты и марсоходы неоднократно отправляли на Землю фотографии дымки, тонких облаков из водяного пара и углекислого газа. В полярных областях может выпасть снег. Из-за того что на планете очень холодно (средняя температура там –60 °C), полноценный дождь не наблюдался ни разу, но часто бывают пылевые бури и вихри, случаются заморозки и выпадает иней из углекислого газа.

Уже миллиарды лет открытых водоемов с жидкой водой на Красной планете нет. Водяной лед содержится только в марсианских полярных шапках под слоем льда из углекислого газа и в грунте под поверхностью. Однако мы достоверно знаем, что когда-то на Марсе были океаны, реки и геотермальные источники. Их следы, высохшие русла рек, глины и другие вещества, которые могли образоваться только в присутствии жидкой воды, находят здесь повсеместно. Это означает, что температура и давление на Марсе вполне подходили и для живых существ. Но была ли там когда-нибудь развитая биосфера и осталась ли она до сих пор, спрятавшись в укромных уголках Красной планеты? Чтобы ответить на эти вопросы, исследователи Марса прилагают немало усилий, тратятся значительные государственные средства.

Так, в 2020 году стартовали две новые марсианские исследовательские программы: NASA запустило более совершенную версию Curiosity – Perseverance, с мини-вертолетом на борту, а Китайское национальное космическое управление – Tianwen-1, станцию, состоящую из орбитального аппарата и небольшого марсохода. В 2022 году к Марсу отправится марсоход «Розалинд Франклин» – это совместная миссия Европейского космического агентства и корпорации «Роскосмос» (ранее запуск планировался на 2020 год). Главная цель Perseverance и «Розалинд Франклин» состоит в поиске следов существования жизни на Красной планете в прошлом и настоящем. Tianwen-1, хоть это и не основная ее цель, тоже будет заниматься исследованием марсианского льда и грунта в поисках органических молекул.

Так в чем же причина некогда постигшей Марс катастрофы? Основная проблема – это отсутствие плотной атмосферы, обеспечивающей планету парниковым эффектом[43] и условиями, подходящими для привычной нам, жителям Земли, жизни. На раннем этапе существования Марса его атмосфера, очевидно, была сопоставима с земной – иначе не смогли бы образоваться жидкие водоемы. Причина потери значительной части атмосферы в некоторой степени кроется в массе Марса. При радиусе, равном 0,5 R⊕, она составляет всего 1/10 M⊕. Вероятно, при такой массе гравитация, создаваемая планетой, оказалась не способна удержать массивную атмосферу, и та улетучилась. Еще одним фактором, влияющим на исчезновение плотной атмосферы, стало практически полное отсутствие у Марса магнитного поля. При своих размерах самостоятельно он может генерировать только очень слабое магнитное поле, в 500 раз слабее магнитного поля Земли. Будь у Марса более сильное магнитное поле, оно было бы способно поддерживать целостность его атмосферы.

Чтобы покинуть атмосферу планеты, скорость молекул должна быть больше (или равна) некой пороговой скорости, зависящей от массы планеты. Эту скорость называют второй космической. В любой атмосфере есть как нейтральные атомы, так и обладающие зарядом ионы. Нейтральные атомы никак не взаимодействуют с магнитным полем, <