Страница 87 из 131
Первый множитель можно оценить, определяя количество звезд в спектральном интервале от F5 до К5. Основой этого выбора служит тот факт, что у звезд, начиная с F5, резко меняется темп вращения по сравнению с более горячими классами. Это обычно трактуется как передача основной доли момента количества движения планетам, то есть косвенное свидетельство наличия последних. Далее, только у звезд класса F4 и более поздних время пребывания на главной последовательности превышает 4 млрд. лет, то есть минимальный срок для эволюционной цепочки прокариоты - человек по земным масштабам. Для более поздних классов М и К, то есть звезд, обладающих малыми массами (М 0,63М() и светимостями (L 0,145L(), проблема заключена в малости радиуса экозоны, то есть области, где освещенности хватает для поддержания нормального температурного режима. В такой малой зоне даже химически богатая планета быстро потеряет собственное вращение из-за приливного трения, что поведет к крайне жестким температурным условиям на ее поверхности. Видимо, этот фактор ограничивает реальную ситуацию даже звездами класса KI (М ~ 0,73М( и L~ 0,252L().
Процент подходящих звезд, таким образом, заключен в интервале 1-1,5, то есть 10-15 звезд из каждой тысячи могут служить кандидатами для центрального светила над чьими-то разумными головами.
Доул включил в начальный состав все звезды в интервале масс 0,35-1,43 М( (то есть от F2 до M1) и получил гораздо более оптимистический результат - 10-12 %, хотя расхождение на порядок, как мы убедимся позднее, не играет решающей роли. Звезды с "плохими жилищными условиями" все равно вылетают из расчетов.
Второй множитель в формуле отражает принципиальную близость параметров планеты к земным. Во-первых, планета должна принадлежать экосфере своего солнца. Освещенность, создаваемая светилом, должна быть не слишком велика и не слишком мала для поддержания, скажем, годовых колебаний температуры от 0° до 30° С. Это ведет к ограничениям на расстояние от планеты до звезды и на величину наклона оси вращения. Расчеты Доула дают средний размер экозоны для Солнечной системы от 0,725 до 1,24 астрономических единицы, что неплохо объясняет отсутствие жизни земного типа на Венере (0,723 а.е.) и Марсе (1,524 а.е.), пребывающих в среднем вне экозоны. Наклон оси, по-видимому, не должен превышать 80°, а эксцентриситет орбиты - 0,2, что связано с предельными температурными границами.
Во-вторых, сама планета должна иметь умеренную массу и скорость вращения.
При очень большой массе планеты трудности в развитии жизни проявляются как на микро-, так и на макроуровне. Например, может удержаться первичная атмосфера, что приведет к избытку водорода и его соединений в виде метана и аммиака. Консервация такой атмосферы вряд ли позволит развиться земным формам жизни. Кроме того, большая сила тяжести оказала бы отрицательное влияние на многоклеточные организмы (попади они туда хотя бы просто на туристскую прогулку), ограничивая их размеры и подвижность. Слишком малая масса способствовала бы быстрому испарению любой атмосферы, подавлению внутреннего энерговыделения планеты и значительному радиационному фону на поверхности из-за отсутствия атмосферной защиты.
Слишком быстрое вращение привело бы и к большому колебанию веса между экватором и полюсами - вплоть до отрыва вещества из экваториальной зоны. Поверхность могла бы резко отличаться по форме от земного сфероида. Напротив, очень медленное вращение приводит к огромному суточному перепаду температур за счет дневного перегрева и ночного переохлаждения.
В-третьих, планета должна иметь возраст хотя бы не менее 3 млрд. лет.
Рассчитывая все факторы на основе данных о звездах и строении Солнечной системы, Доул получает, что порядка 3,7 % подходящих звезд (классы F2-K1) должны иметь и подходящие планеты. Звезды К2 и более поздних классов автоматически выпали из его картины (PHP для них обратились в нуль). Что же касается классов F4 - F2, они дают не слишком большой вклад. Их исключение (если считать, что планетных систем у них вообще нет) приводит к концентрации подходящих планетных систем 3,83.10-2 пс-3, то есть к 613 млн. миров земного типа в Галактике, вместо 645 млн., полученных Доулом.
При столь грубых оценках разницы, в общем, нет. И 600 миллионов похожих на Землю планет воодушевляющее число. Среднее расстояние между такими планетами должно быть порядка 7,6 пс ~ 25 световых лет. Приятно думать, что уже в сфере радиусом 100 световых лет вокруг Солнца заключено с полсотни обитаемых или хотя бы пригодных для колонизации миров. В целом мы видим, что простая гипотеза о пригодности примерно 1 % из 150 млрд. звезд Галактики и наличия у каждой из таких звезд хотя бы одной подходящей планеты дает фактически близкую оценку в 1,5 млрд. таких планет в Галактике. При более скромном подходе (одна подходящая планета на 103 звезд) получается 150 млн. Видимо, интервал 100 млн.-1 млрд., куда попадает и оценка Доула, вполне приемлем на современном уровне знаний.
На самом деле, было бы интересно проиграть космогоническую ситуацию для звезд классов F5 - К1 на ЭВМ и на достаточно обширном статистическом материале оценить вероятность эволюционного появления подходящей планеты в каждом классе и в среднем по всем указанным классам. Если бы средняя частота появления подходящей планеты во всех классах оказалась бы действительно на уровне 0,1*, то оценка не менее 100 млн. квазиземных планет стала бы куда более реалистической.
* Интуитивно ясно, что эта средняя частота заведомо меньше единицы даже в игре с космогонией Солнечной системы далеко не всегда появляются подходящие планеты, то есть эволюция протосолнечного облака не обязательно ведет к появлению чего-то подобного нашей замечательной Земле.
Обилие космической органики и благоприятные (по определению) условия подходящих планет делают вполне правдоподобной гипотезу, что вероятность появления жизни на каждой такой планете Рl = 1. Однако речь идет о самых ее примитивных формах - фактически считается предельно вероятным переход от фазы органических мономеров, скажем, к простейшей безъядерной клетке. Основой этой гипотезы служит попросту отсутствие очевидных факторов, которые в условиях подходящей планеты воспрепятствовали бы полимеризации, образованию мембран или формированию кода.
С гораздо большей натяжкой приходится говорить о переходе к эукариотам и тем более многоклеточным организмам. К сожалению, мы пока не знаем достаточно надежных методов моделирования соответствующих процессов, и какая-то разумно спроектированная игра на ЭВМ, позволяющая оценить средний процент биомассы, переходящей в высшие формы, оказала бы серьезную помощь в обсуждении проблемы. Во всяком случае, кажется вполне правдоподобным, что встретить на подходящей планете примитивнейшие формы жизни типа прокариотов намного вероятней, чем сложные организмы. Поэтому мы можем скрыть свое незнание соответствующего перехода за фактором порядка 0,1, считая таким образом, что примерно на 10 млн. планет жизнь представлена более или менее сложными животными или растительными формами.
Но все эти неопределенности меркнут перед тем, что возникает при попытке оценить такие факторы, как вероятность появления разума Рi, и технологической цивилизации Рс.
ПОДХОДЯЩИЕ ПЛАНЕТЫ - РАЗУМ И ЦИВИЛИЗАЦИЯ
На знаменитом советско-американском симпозиуме по проблеме CETI*, проходившем в сентябре 1971 года в Бюраканской астрофизической обсерватории АН Армянской ССР, около половины времени было уделено обсуждению формулы для оценки числа контактных цивилизаций в Галактике. Эта формула, предложенная Ф. Дрейком из Корнеллского университета, выглядит так:
N = R*fpnefefifcL,
где R*- средняя скорость образования звезд в Галактике за все время ее существования, - fp доля звезд с планетными системами, ne - среднее число экологически подходящих планет в такой системе, fe, fi и fc соответственно доли планет, где развилась жизнь, разум и контактные цивилизации (то есть достигшие высокого технологического уровня, допускающего связь с собратьями по разуму), L - средняя продолжительность жизни такой цивилизации.