Сюрпризом стало наличие у Плутона азотистой атмосферы, пусть очень разреженной, но все же способной производить ветра, поднимающие с поверхности частицы льда. Эти частицы затем осаждаются из атмосферы на поверхность, затвердевают и снова подвергаются эрозии – в общем, ведут себя так, как льды в полярных областях Земли. Разница между ними не качественная, а лишь количественная. К счастью, попасть в снежный буран на Плутоне нам с вами вряд ли представится возможность.
В верхней части знаменитого «сердца» Плутона, его назвали областью Томбо, есть участок поверхности, испещренный извилистыми линиями, гребнями и канавками длиной около 1 км. Эти образования, напоминающие горные массивы на Земле, проходят поверх ударных кратеров, что говорит об их относительной молодости. Встретить такое в замершем мире крайне удивительно. Очевидно, некая сила ответственна за их образование на Плутоне, однако до сих пор неясно, какая именно – возможно, это эрозия или даже потоки жидкого азота. В любом случае эти линии позволили ученым понять, что Плутон не мертв – это геологически живой объект!
Рисунок 25. Участки ландшафта в области Томбо. Изображения получены с помощью станции «Новые горизонты»
Область Томбо – уникальное место. Западная ее часть, так называемая Равнина Спутника, заполнена слоем молодого богатого азотом льда, покрывающего водяную литосферу. Необычна и структура области. Ледяной азотистый панцирь поделен канавками глубиной около 100 м на неровные, чуть приподнятые многоугольники шириной 20–40 км. Такая структура напоминает конвекционные ячейки, образующиеся на тонком слое масла на разогретой сковороде.
В очередной раз нам остается лишь догадываться о том, чем вызвана такая структура: возможно, мы здесь имеем дело с твердофазной конвекцией, происходящей за счет того, что более теплый лед поднимается в центр этих ячеек, а более холодный опускается по краям. Это очень захватывающе – ничего подобного вы не встретите во всей Солнечной системе. Согласно математическим моделям полный цикл такой ячейки может составлять от 100 тысяч до миллиона лет.
Окончательно представление о Плутоне как о мертвом, замершем мире разрушили ледники. Их обнаружили в горной местности вокруг и внутри Равнины Спутника. Они берут начало в горах и стекают в долину. Эти ледники невероятно молоды для такого небесного тела – им не более 10 миллионов лет. А в южной части карликовой планеты найдены – вы не поверите – два криовулкана!
Исследование географических особенностей Плутона – поистине увлекательнейшее занятие. Но больше всего загадок таит в себе не какая-нибудь деталь рельефа, а та сила, что обеспечивает энергией процессы, происходящие на Плутоне. Эта сила ответственна за достаточно высокие температуры, необходимые, чтобы растопить подповерхностный океан и способствовать созданию разнообразного рельефа.
Результатом действия этой силы, как считается, стал подповерхностный океан жидкой воды. Косвенным подтверждением этой гипотезы служит аммиак, найденный на поверхности Плутона. Молекулы аммиака могут быть легко разрушены ионной бомбардировкой и ультрафиолетовым излучением – всем тем, чего на этой карликовой планете в избытке. Так что наличие аммиака на поверхности говорит о том, что что-то постоянно доставляет его туда – например, криовулканы.
Если аммиак попал на поверхность из недр, значит, можно предположить, что он содержится в большом количестве и под поверхностью Плутона. Океан жидкой воды, насыщенный аммиаком, сложнее заморозить, а следовательно, его существование под поверхностью Плутона – не такая уж безумная идея. Сегодня астрофизики сходятся на том, что такой океан жидкой воды может располагаться под 200-километровой корой водяного льда и окружать каменное ядро диаметром в 1 700 км. Океан на Плутоне! Разве можно придумать что-то более поразительное?
Считается, что на Плутоне изначально было гораздо больше воды в жидком виде. Замерзая, она увеличивала толщину литосферы и уменьшала толщину подповерхностного океана. Этот процесс занял многие миллионы лет. Превращаясь в лед, вода расширялась, что отразилось на рельефе: на Плутоне хорошо заметны разломы, но совершенно нет следов сокращавшейся в прошлом коры.
Продвигаясь вглубь пояса Койпера, мы ожидаем встретить сотни объектов подобных Плутону. Уже сейчас мы знаем несколько десятков объектов, сопоставимых по размеру с этой карликовой планетой. Могут ли и под их поверхностями находиться океаны жидкой воды? Возможно, Плутон действительно самый крупный транснептуновый объект, возможно, мы найдем крупнее[69]. Как бы то ни было, мы не вправе исключать вероятность, что хотя бы часть существующих транснептуновых карликовых планет имеет подповерхностные океаны.
В каждой звездной системе, в которой происходили процессы образования планет, могут быть свои аналоги пояса Койпера. Если физика источника внутреннего тепла Плутона вполне ординарна и не требует уникального набора условий (например, близкого взрыва сверхновой звезды), тела, похожие на Плутон, с подповерхностным океаном, должны быть частым явлением на орбитах у далеких звезд.
Такое распространение подповерхностных океанов в звездных системах не может не вызывать вопросы о том, могут ли эти океаны обеспечить выживание хотя бы земных микробов, не говоря уже о более сложных организмах. Мы поговорим об этом в последних главах, но вы уже сейчас можете пофантазировать на тему цивилизации, скажем, ракообразных или осьминогов в таком мире.
Глава 14. Суперземли и мини-Нептуны
Мы – невозможность в невозможной Вселенной.
До начала работы телескопа «Кеплер» в 2009 году экзопланеты открывали в основном с помощью наземных телескопов[70]. На момент первого сообщения о достоверно обнаруженной планете, пришедшего от команды «Кеплера», человечество знало уже более чем о 400 планетах, 3/4 из которых удалось найти методом доплеровской спектроскопии. Транзитным методом было обнаружено около 50 объектов. Самыми неожиданными в популяции выявленных экзопланет стали горячие юпитеры. Но хотя именно их оказалось большинство, все понимали, что пока рано делать какие-либо выводы: тяжелые планеты вблизи своих звезд – легкая добыча при использовании метода радиальных скоростей, а все остальное ускользает от внимания.
Более честную статистику удалось получить только после нескольких лет работы «Кеплера». Чувствительная аппаратура этого космического телескопа позволила увидеть даже маленькие экзопланеты, которые трудно обнаружить наземными телескопами. Оказалось, что наиболее многочисленный тип экзопланет – это планеты с радиусом в 2–4 R⊕ и массой до 10 M⊕. Эти планеты называются суперземлями. Их, как правило, находят в тесных многопланетных системах на близких к своим родительским звездам расстояниях, отчего их орбитальный период чаще всего не более 200 земных суток. В Солнечной системе таких планет нет. Что же они собой представляют?
Все планеты, которые мы встречали до этого, как вы уже наверняка успели заметить, можно отнести к одному из двух классов в зависимости от преобладающего в их составе материала: каменистые или газовые. Обычно при определении класса планеты у астрофизиков не возникает сложностей. Надо всего лишь взять ее массу, вычисленную по радиальной скорости звезды, и разделить ее на объем, который находится с помощью транзитного метода. Это дает нам среднюю плотность планеты, которая, в свою очередь, позволяет оценить состав планеты на основании физических моделей. Более того, часто, чтобы установить класс планеты, даже не обязательно знать и массу, и радиус. Хватит и одной из этих величин. Действительно, если вы нашли планету массой в 1,5 MJ она вряд ли будет иметь твердую поверхность, а если обнаружили планету с радиусом, равным радиусу Земли, то странно было бы ожидать, что эта планета окажется преимущественно газовой. Так, по крайней мере, казалось астрофизикам.
Масса и радиус экзопланеты измеряются с большей или меньшей погрешностью, зависящей от точности приборов и того, насколько аккуратно мы можем вычислить массу звезды. Неприятность с объектами, которые в таком большом количестве обнаружил телескоп «Кеплер», состоит в том, что они, имея один и тот же размер или одну и ту же массу, могут принадлежать к двум разным классам! Иногда случается такое, что изначально вычисленная плотность планеты указывает на газовый мир, а немного уточненная – переводит эту же экзопланету в разряд скалистых суперземель. Бывает и наоборот. Эти планеты как бы находятся на границе между газовыми и каменистыми планетами и готовы перескочить на любую сторону.
Но все же некоторые эмпирические выводы сделать можно. В большинстве своем планеты с радиусом до 2 R⊕ относятся к скалистым суперземлям, а те, что имеют более крупные размеры, представляют собой газовые суперземли – их называют мини-Нептунами103. Мини-Нептуны Глизе 436 b и Глизе 1214 b имеют радиусы бо́льшие, чем 2 R⊕ (4,21 и 2,68 R⊕), и массы 23,20 и 6,55 M⊕ соответственно. Вычисление объемных плотностей дает значения 1,69 г/см3 для Глизе 436 b и 1,87 г/см3 для Глизе 1214 b, и это лишь немного больше, чем плотности Урана и Нептуна (1,27 и 1,63 г/см3). Планетарные модели предсказывают, что эти экзопланеты содержат значительное по объему количество водорода, гелия и паров воды – типичные мини-Нептуны. У некоторых мини-Нептунов плотности даже меньше, чем 1 г/см3. С другой стороны, большинство скалистых суперземель, например CoRoT-7 b, Kepler-10 b и Kepler-36 b, с радиусами менее 2 R⊕, имеют плотность, соответствующую железоникелевым породам (6–10 г/см3).