Происхождение жизни. От туманности до клетки

Планеты земной группы

Четыре внутренние планеты Солнечной системы – Меркурий, Венера, Земля и Марс – объединяются в земную группу. Они состоят из металлического ядра и силикатных мантии и коры, в отличие от планет-гигантов. Луна, хотя и не является планетой, по химическому составу также близка к планетам земной группы (рис. 1.2).

Однако по другим параметрам эти планеты сильно различаются между собой (табл. 1.1). Так, Земля имеет азотно-кислородную атмосферу умеренной плотности и большое количество жидкой воды на поверхности. Венера покрыта сверхплотной атмосферой из углекислого газа, которая создает сильнейший парниковый эффект и повышает температуру на поверхности планеты до 460 °C. Воды на Венере нет ни в жидком виде, ни в виде паров в атмосфере. Атмосфера Марса также состоит в основном из углекислого газа, но ее плотность в 5000 раз меньше плотности атмосферы Венеры. Марс отличается холодным климатом, и небольшое количество воды, сохранившееся на нем, находится в твердом виде в полярных шапках и в толще грунта в средних широтах. Меркурий не имеет атмосферы вовсе, температура его поверхности колеблется от –170 на ночной до 400 °C на дневной стороне. Земля обладает достаточно сильным магнитным полем, магнитные поля Марса и Меркурия примерно в 100 раз слабее и не защищают эти планеты от солнечного ветра (потока заряженных частиц из солнечной короны), на Венере магнитное поле не обнаружено. Земля и Марс совершают один оборот вокруг своей оси примерно за 24 часа, тогда как Меркурий и Венера – за 59 и 243 суток соответственно. Все планеты вращаются вокруг своей оси против часовой стрелки, если смотреть с Северного полюса, и только Венера – по часовой стрелке.

Планеты-гиганты

Юпитер является крупнейшей из планет Солнечной системы. Его масса превышает массу всех других планет, спутников, астероидов и комет вместе взятых. Средняя плотность Юпитера составляет 1,3 г/см³, что означает преобладание легких элементов – водорода и гелия – в составе планеты. Видимая поверхность Юпитера, судя по неравномерным движениям отдельных частей, является плотным слоем облаков, а не поверхностью жидкости или твердого тела. Мощное магнитное поле Юпитера собирает заряженные частицы солнечного ветра с большого объема, их падение на полюса планеты вызывает мощные полярные сияния.

Система спутников Юпитера была подробно изучена при помощи наземных телескопов, орбитального телескопа «Хаббл», пролетных зондов «Пионер-10, – 11», «Вояджер-1, – 2», «Улисс», «Кассини», «Новые горизонты» и особенно подробно – искусственным спутником Юпитера «Галилео».

Четыре крупнейших спутника Юпитера – Ио, Европа, Ганимед и Каллисто – были открыты Галилеем в 1610 году при помощи первого в мире телескопа (рис. 1.3).

Их диаметры – от 3100 км (Европа) до 5200 км (Ганимед), что сравнимо с размерами нашей Луны и даже планеты Меркурий. Периоды их обращения вокруг Юпитера составляют от 1,77 суток (Ио) до 16,7 суток (Каллисто). Измерения плотности показывают, что Ио состоит из скальных пород, Европа имеет водную мантию и ледяную кору общей толщиной около 100 км, а Ганимед и Каллисто состоят изо льда на 70–80 %. Кроме четырех крупных спутников вокруг Юпитера обращаются еще четыре малых спутника: Метида, Адрастея, Амальтея и Теба. Все они обращаются внутри орбиты Ио, их размеры не превышают 250 км, а периоды обращения составляют от 7 до 16 часов. Еще Юпитер имеет 59 нерегулярных спутников размером в единицы или десятки километров, с периодами обращения от 130 до 1077 суток.

Вторая по величине планета Солнечной системы – Сатурн. Подобно Юпитеру, он состоит преимущественно из водорода и гелия, причем доля водорода больше, чем в составе Юпитера. Плотность Сатурна минимальна среди всех планет Солнечной системы, всего около 0,69 г/см³, поэтому его масса почти втрое меньше массы Юпитера при сопоставимых размерах.

Система спутников Сатурна столь же многочисленна, как и система Юпитера (рис. 1.4). Крупнейший спутник Сатурна, Титан, своим диаметром (5150 км) лишь немного уступает Ганимеду. Еще четыре спутника – Тефия, Диона, Рея и Япет – имеют размеры 1000–1500 км, два ближайших к планете, Мимас и Энцелад, – 400 и 500 км, остальные спутники не превышают в длину 260 км. Всего вокруг Сатурна обращается 24 регулярных спутника и 38 нерегулярных.

Титан уникален среди всех спутников тем, что он имеет плотную атмосферу. Кроме того, Титан – единственное кроме Земли тело Солнечной системы с озерами и реками на поверхности (рис. 1.5). Правда, при температуре −170 °C эти озера и реки состоят из жидких углеводородов (метана и этана) и текут по скалам из водяного льда. Атмосфера Титана состоит из азота с примесью метана. Под действием ультрафиолета в верхних слоях атмосферы образуются сложные углеводороды, которые создают желтую дымку, скрывающую поверхность спутника.

Остальные крупные спутники Сатурна состоят из водно-аммиачного льда с примесями силикатных минералов. Поверхность Япета, Дионы и Реи делится на переднее (по ходу орбитального движения) и заднее полушария, которые различаются цветом и рельефом; передние полушария Дионы и Реи заметно светлее задних, а у Япета, напротив, переднее полушарие черное как копоть, а заднее яркое, как свежий снег.

Энцелад находится в орбитальном резонансе 2:1 с более массивной Дионой. Сочетание орбитального резонанса и приливных воздействий Сатурна приводит к разогреву недр спутника и рождению гейзеров: из разломов льда в районе южного полюса Энцелада бьют фонтаны воды, которые преодолевают его тяготение. Замерзшие кристаллики льда оказываются на орбите вокруг Сатурна и образуют его самое внешнее рассеянное кольцо (кольцо Е). По данным зонда «Кассини», выбрасываемая вода содержит углекислый газ, аммиак, синильную кислоту и сложные углеводороды.

Кольца Сатурна – самая заметная часть его системы (рис. 1.6.). Сейчас кольца известны у всех четырех планет-гигантов, но только у Сатурна они плотны и отражают почти столько же света, сколько сама планета. Кольца состоят из ледяных частиц размером от миллиметров до десятков метров.

Толщина колец не превышает 1 км. Считается, что кольца возникли при распаде одного или нескольких спутников, затормозившихся за счет приливного взаимодействия с Сатурном и пересекших предел Роша. Структура колец поддерживается за счет взаимодействия со спутниками. Так, щель Кассини, разделяющая кольца А и В, поддерживается орбитальным резонансом 2:1 с Мимасом, выбрасывающим частицы из этой щели. Несколько мелких спутников обращаются вблизи внешнего края колец и даже среди колец: это Атлас, Прометей, Пандора, Пан, Янус и Эпиметей. Они называются «спутниками-пастухами», так как их воздействие удерживает частицы колец от перехода на другие орбиты. Например, Атлас поддерживает четкий внешний край кольца А. Янус и Эпиметей движутся по очень близким орбитам, радиус которых различается всего на 50 км, и периодически меняются местами.

Две внешние планеты Солнечной системы, Уран и Нептун, относятся к ледяным гигантам. Их диаметр – около 50 000 км (в четыре раза больше Земли и почти в три раза меньше Юпитера), а средняя плотность составляет около 1,3 (Уран) и 1,6 (Нептун) г/см³. Они состоят в основном из воды, метана и аммиака в жидком и твердом состояниях, а на долю водорода и гелия приходится менее 10 %. Атмосферы Нептуна и особенно Урана значительно спокойнее, чем атмосфера газовых гигантов; устойчивые вихри заметны редко. Ось вращения Урана наклонена на 97 градусов относительно плоскости орбиты, поэтому смена времен года на нем происходит совсем не так, как на других планетах, а полюса получают в среднем за год больше тепла, чем экваториальные районы. Уран и Нептун обладают мощным магнитным полем, однако в отличие от других планет их магнитные полюса далеки от географических. Магнитная ось Урана наклонена на 59 градусов относительно оси вращения, Нептуна – на 47 градусов. Если магнитное поле газовых гигантов и планет земной группы порождается конвективными потоками в ядре, то для ледяных гигантов предполагаемый источник магнитного поля – жидкая водно-аммиачная прослойка ближе к поверхности.

Известно 27 спутников Урана и 14 спутников Нептуна. Пять спутников Урана – Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон – достаточно велики, чтобы иметь форму шара (рис. 1.7.). Диаметр Миранды – 470 км, четыре остальных достигают размеров 1000–1500 км, состоят изо льда и небольшого каменного ядра. Все они, особенно Миранда и Ариэль, имеют следы тектонической активности и обновления поверхности. 13 внутренних спутников Урана – мелкие, до 130 км, вращающиеся среди колец Урана и испытывающие заметное приливное торможение. Со временем их ждут распад и превращение в новые кольца либо столкновение с планетой.

В системе Нептуна есть один крупный спутник – Тритон (рис. 1.8.) диаметром 2700 км (несколько меньше Луны), семь мелких внутренних спутников, очень близких к планете, и пять удаленных от планеты мелких нерегулярных спутников. Тритон обращается вокруг Нептуна в обратном направлении, как нерегулярный спутник, хотя его орбита практически круговая и наклонена лишь на 24 градуса относительно экватора планеты. Его плотность 2,07 г/м³ свидетельствует о большой доле каменных пород по сравнению с другими спутниками Урана и Нептуна. Состав Тритона и характер его орбиты заставляют предположить, что раньше Тритон был самостоятельной карликовой планетой, вроде Плутона, и был захвачен Нептуном при сближении. На поверхности Тритона заметны следы тектонической активности и гейзеры, извергающие азот. Активность этих гейзеров поддерживает разреженную азотную атмосферу, ее давление примерно в 50 000 раз ниже давления атмосферы Земли.

За Нептуном находится так называемый пояс Койпера (рис. 1.9). Он состоит из небольших ледяных объектов. Первый открытый объект пояса Койпера, Плутон, долгое время считался девятой планетой Солнечной системы. Когда был уточнен его диаметр (2400 км, в полтора раза меньше Луны), и особенно после открытия других похожих объектов, Плутон стал первым в новой категории карликовых планет. К ним относят объекты достаточно крупные, чтобы принять шарообразную форму, но недостаточно тяжелые, чтобы очистить окрестности своей орбиты от других тел. В эту категорию кроме Плутона попали крупнейший астероид Церера и три крупных тела пояса Койпера: Эрида, Макемаке и Хаумеа.

Тела пояса Койпера состоят в основном из водяного, метанового и аммиачного льда.

Многие из них имеют коричневую или красную поверхность. Этот цвет им придает толин – сложная смолоподобная смесь органических веществ, которая образуется под действием радиации на метановый и аммиачный лед. Плутон и Эрида с диаметром около 2400 км остаются самыми крупными телами пояса Койпера. Всего же их сейчас известно более тысячи. У многих тел пояса Койпера есть спутники, иногда довольно крупные. Харон, крупнейший спутник Плутона, по массе лишь в 9 раз уступает Плутону.

Орбиты тел пояса Койпера разнообразны. Большинство из них («холодное население пояса Койпера») имеют орбиты, близкие к круговым и почти в той же плоскости, что орбиты планет. Они делают оборот вокруг Солнца за 270–310 лет. К ним относится, например, Квавар. Другие, такие как Макемаке и Хаумеа («горячее население»), при тех же периодах обращения отличаются большим наклонением орбиты, до 30 градусов.

Плутон находится ближе к Солнцу, пересекает орбиту Нептуна, но опасных сближений не происходит, потому что его орбита наклонена на 15 градусов к плоскости орбиты Нептуна. Известно более 100 объектов с похожими орбитами (например, Орк) – они называются «плутино» и движутся в орбитальном резонансе 2:3 с Нептуном (период обращения – 240 лет). Наконец, есть так называемые обособленные объекты, которые находятся дальше всего от Солнца. К ним относятся, например, Эрида (период обращения – 561 год) и Седна (период обращения – около 11 400 лет).

Глава 2
Происхождение Солнечной системы. Экзопланеты^[2]

Протопланетные диски

Формирование звезд, наблюдаемое и в настоящее время, происходит в газово-пылевых облаках. Такие облака под собственной тяжестью сжимаются и распадаются на фрагменты. По мере сжатия отдельных фрагментов небольшое случайное вращение, которое имело облако до сжатия, усиливается – по закону сохранения момента импульса если вращающиеся тела приближаются к центру вращения, то скорость вращения должна возрасти (так фигуристы на льду прижимают руки к телу, чтобы ускорить свое вращение). В случае газового облака взаимодействие вращения и силы тяжести приводит к тому, что облако принимает форму диска. Вдоль оси вращения сжатие происходит беспрепятственно, а в плоскости диска газ и пыль могут падать к центру, только потеряв по какой-либо причине скорость вращения. Центральное сгущение сжимающегося фрагмента облака – протозвезда – образуется еще до того, как фрагмент сожмется в диск. Гравитационная энергия падающего в протозвезду газа разогревает ее, и еще до начала термоядерных реакций светимость протозвезды может в сотни раз превышать ее будущую светимость в качестве обычной звезды. Примерно через миллион лет газ из диска в основном попадает в звезду, и светимость ее поддерживается уже только термоядерными реакциями. Известным примером звезды на этой стадии эволюции является T Тельца. Остаток диска, имеющий массу порядка 10 масс Юпитера, постепенно образует планеты (рис. 2.1).

Древнейший известный твердый материал, попавший в руки ученых, – так называемые досолнечные зерна (presolar grains). Эти частицы микронных размеров, найденные внутри метеоритов, состоят из тугоплавких минералов – карбида кремния, алмаза, оксидов алюминия и титана, оливина и пироксена. Досолнечные зерна отличаются по изотопному составу от остального вещества Солнечной системы. Например, они часто сильно обогащены тяжелым изотопом кальция ⁴⁴Са. Этот изотоп получается из радиоактивного титана ⁴⁴Ti с периодом полураспада 60 лет, который, в свою очередь, возникает в больших количествах при вспышках сверхновых. Следовательно, досолнечные зерна образовались в конце жизни различных звезд в процессе сброса их оболочек – как тихого (звездный ветер), так и взрывного (вспышки сверхновых).

Самые древние твердые тела Солнечной системы, кальций-алюминиевые включения, тоже входят в состав метеоритов, но они крупнее, до миллиметра в размере, и в их составе есть и менее тугоплавкие материалы. Возраст всех кальций-алюминиевых включений, определенный с высокой точностью уран-свинцовым методом, одинаков и составляет 4568 млн лет. Момент образования кальций-алюминиевых включений принимается за точку отсчета существования Солнечной системы (табл. 2.1).

Кальций-алюминиевые включения тоже несут в себе изотопные следы вспышек сверхновых в виде избытка ²⁶Mg и ⁶⁰Ni – продуктов распада радионуклидов ²⁶Al и ⁶⁰Fe с периодами полураспада 730 000 лет и 2,6 млн лет соответственно. Следовательно, образование Солнечной системы произошло вскоре после вспышки сверхновой в этом районе космоса. Ударная волна от вспышки сверхновой могла стать толчком, запустившим сжатие облака.

Пока не очень понятно, как соотносится изотопная хронология твердых тел Солнечной системы и возраст Солнца. Наиболее вероятно, что кальций-алюминиевые включения сконденсировались, когда Протосолнце высветило большую часть гравитационной энергии и температура внутренних частей диска упала ниже 1500 °C. Этот момент наступил примерно через 200 000–300 000 лет после начала образования Солнца.

Следующим поколением твердых тел Солнечной системы стали хондры. Это силикатные шарики размером до нескольких миллиметров, составляющие основную часть материала самых обычных метеоритов – хондритов. Хондры состоят из таких минералов, как оливин (MgFeSiO₄), пироксен ((Mg, Fe, Ca) Si₂O₆), полевой шпат ((K, Na) AlSi₃O₈), а также имеют примеси фосфатов кальция, сульфида железа, самородных железа и никеля. Структура хондр указывает на их образование при быстром (не более минуты) нагревании до примерно 1000 °C и таком же быстром охлаждении. Что могло быть причиной такого кратковременного нагрева – непонятно. Рассматриваются версии коротких вспышек молодого Солнца, столкновений метеоритов и ударных волн в протопланетном диске. Эпоха образования хондр началась с момента появления кальций-алюминиевых включений и продолжалась примерно 2 млн лет.

Метеориты по минеральному составу делятся на три основных класса – железные, каменные ахондриты и каменные хондриты (рис. 2.2). Хондриты наиболее многочисленны и состоят из хондр, небольшой доли кальций-алюминиевых включений и мелкозернистого матрикса, соединяющего крупные зерна. В состав матрикса часто входят вода и органические соединения. В некоторых хондритах доля органики достигает 30 %. Железные метеориты и каменные ахондриты более однородны и имеют следы полного расплавления. Скорее всего, железные метеориты и каменные ахондриты являются осколками крупных, диаметром более 100 км, астероидов, дифференцировавшихся на железное ядро и силикатную мантию, а хондриты никогда не входили в состав крупных тел и сохраняют древнейшие минералы Солнечной системы в неизменном виде. Железные метеориты и каменные ахондриты в среднем на 1–2 млн лет моложе хондритов, но самые древние из них – ровесники древнейших хондритов и кальций-алюминиевых включений.

Образование планетезималей

Размер первых твердых частиц Солнечной системы, кальций-алюминиевых включений и хондр не превышал 1 см. Для того чтобы образовались астероиды и планеты, мелкие частицы должны были сталкиваться между собой и слипаться. Для частиц размером до 10 см основную роль в слипании играют электростатические взаимодействия. Тела километровых размеров (планетезимали) удерживаются вместе своей гравитацией. Долгое время было необъяснимо, как могли образоваться километровые тела, потому что в размерном классе метров-десятков метров столкновения по всем моделям должны приводить к разрушению тел, а не к их росту. Точнее, метровые тела могут увеличиваться за счет столкновения с мелкой пылью, но моделирование показывает, что рост за счет пыли отстает от разрушения за счет столкновений между телами сравнимых размеров. Другим слабым местом небулярной теории образования Солнечной системы было взаимодействие пыли с газом. Газ в протопланетном диске движется по окружности со скоростью меньше орбитальной, так как его дополнительно поддерживает давление нижележащих слоев газа. Пылинка в таких условиях должна тормозиться в газе и падать на Солнце в течение нескольких тысяч лет.

Обе этих проблемы решаются, если газовая часть протопланетного диска была турбулентна и в ней крутилось множество устойчивых вихрей. В этом случае пылинки падают не на Солнце, а к центру ближайшего вихря. В центре вихря скорости столкновения пылинок сильно уменьшаются, а их плотность возрастает, что позволяет метровым частицам слипаться в километровые. Образование планетезимали в вихре занимает не более 10 000 лет, но как долго мог продолжаться период массового рождения планетезималей, не очень ясно. По разным оценкам, он мог составлять от 100 до 500 000 лет.

После того как значительная часть пыли собралась в планетезимали, начинается рост планетных зародышей, в котором основную роль играют их гравитационные взаимодействия. Более крупные тела растут быстрее. Когда появляются первые планетные зародыши размером до 1000 км, их гравитационное воздействие искажает орбиты мелких планетезималей, что повышает скорость их столкновений. В этих условиях мелкие планетезимали уже не могут объединяться друг с другом, а могут только присоединяться к более крупным. Этот период называется «стадией олигархического роста». В течение 1–2 млн лет олигархический рост приводит к объединению большей части твердого вещества в районе планет земной группы и пояса астероидов примерно в сотню планетных зародышей размером 3000–6000 км и массой, составляющей 1–10 % массы Земли (в промежутке между массами Луны и Марса). Небольшая часть планетезималей сохранилась до наших дней как астероиды.

Образование планет-гигантов

Планеты-гиганты образовались дальше от Солнца, за «линией льда», где конденсация воды в ледяные пылинки резко увеличила массу материала, доступного для построения планет. Масса Юпитера в 314 раз больше массы Земли, Сатурна – в 94, Урана – в 14 и Нептуна – в 17 раз. Юпитер и Сатурн состоят в основном из водорода и гелия, на долю тяжелых элементов приходится, по разным оценкам, 15–30 масс Земли в составе Юпитера и 10–20 – Сатурна. Уран и Нептун сложены в основном водой, метаном и аммиаком, доля водорода и гелия в них составляет порядка одной массы Земли.

Зародыши планет-гигантов образовались так же, как и зародыши планет земной группы, но благодаря доступности льда их масса была намного больше, порядка 10 масс Земли. После этого они начали накапливать газ протопланетного диска, и по достижении примерно 25 масс Земли поглощение газа стало лавинообразно нарастать. Большая часть газа была набрана Юпитером и Сатурном в течение всего 10 000 лет. Начальные стадии роста, однако, должны были занять от 3 до 10 млн лет, иначе гравитационное влияние Юпитера помешало бы образованию планетных зародышей во внутренних областях Солнечной системы. Уран и Нептун, скорее всего, росли еще дольше и не успели набрать достаточно большую массу к моменту рассеяния протопланетного диска.