Условия на экзопланете K2-18b не очень подходят для жизни

Недавно в атмосфере экзопланеты K2-18b были обнаружены признаки наличия диметилсульфида — соединения, которое на Земле образуется только в результате деятельности живых организмов. Эта новость взбудоражила астрономическое сообщество. Но насколько уверенно можно заявлять об обитаемости K2-18b? Оказывается, все не так просто.

Моделирование внутреннего строения и атмосферы K2-18b и других водородно-водных планет позволило установить серьезные ограничения на условия, пригодные для жизни. В частности, жидкая вода на таких планетах может существовать лишь при значительно меньшей освещенности со стороны родительской звезды по сравнению с классическими землеподобными планетами. Это значит, что зона обитаемости в случае K2-18b располагается на большем расстоянии от звезды, чем было принято считать раньше.

Водно-водородные планеты

Водородно-водные миры (hycean planets, от слов «hydrogen» и «ocean») — это планеты, по определению, обладающие водяным океаном и водородно-гелиевой атмосферой. Теоретически, атмосфера такой планеты может быть не слишком протяженной, ее размер может совпадать с земным, а океан — соседствовать с сушей. Однако чаще всего по размеру и плотности такие планеты занимают промежуточное положение между Землей и Нептуном — самой крупной скалистой планетой и самым компактным ледяным гигантом Солнечной системы, соответственно. От суперземель их отличает существенная доля воды и других льдов в составе, а от нептунов и мининептунов — наличие четкой границы между атмосферой и водой. Льды — то есть любые летучие соединения, такие как вода или метан, в любом агрегатном состоянии, кроме газа, — образуют мантию толщиной сотни и тысячи километров.

Если плотность планеты меньше, чем у скалистого тела такой же массы, но больше, чем у ледяного, в ее атмосфере преобладает водород, и она не слишком разогрета — вполне возможно, перед нами водородно-водный мир. Атмосфера при этом не должна быть слишком массивной — в противном случае жидкий океан не сможет существовать при любой освещенности (то есть энергии, поступающей от звезды) планеты, включая нулевую.

Чем массивнее атмосфера, тем выше, при прочих равных, температура в приповерхностном слое. У массивных атмосфер она определяется, в первую очередь, адиабатическим разогревом, и только во вторую — парниковым эффектом. Профиль температуры задается условиями на фотосфере — уровне, откуда тепловое излучение может беспрепятственно уходить в космос (обычно 0,1–0,5 бар). Температура на ней определяется балансом между разогревом светом звезды и внутренним теплом и охлаждением за счет испускания теплового излучения. Погружаясь вглубь от фотосферы, газ сжимается и подвергается адиабатическому разогреву. Наоборот, газ из глубин, поднимаясь, расширяется и охлаждается. В отсутствие конденсации зависимость температуры от давления следует сухой адиабате (в земной атмосфере 9,8°C/км). Если в восходящих потоках возможна конденсация водяного пара или другого летучего компонента, теплота конденсации компенсирует адиабатическое охлаждение, и профиль температуры соответствует более пологой влажной адиабате (3–9°C/км, в зависимости от содержания влаги).

Уравнение адиабаты имеет вид \(T_2=T_1\times\left(\frac{p_2}{p_1}\right)^{\frac{1-\gamma}{\gamma}}\), где γ — адиабатический коэффициент (1,4 для водорода, 5/3 для гелия), поэтому температура на глубине пропорциональна температуре фотосферы. Если при давлении 1 бар температура составляет 60 К (как на Уране), то на уровне 1 кбар она достигнет 510 К, а если при 1 бар температура равна 250 К (как на K2-18b) — то при 1 кбар будет целых 2100 К (при γ = 1,.45 и условии следования идеальной адиабате; в реальности возможны отклонения в обе стороны). Несмотря на слабый солнечный разогрев и почти полное отсутствие внутреннего тепла, на нижней границе атмосферы Урана, при давлении около ста килобар, температура составляет около двух тысяч градусов.

Водородно-водные миры представляют определенный интерес: там, где вода — там может быть и жизнь. При этом, большой радиус таких планет и протяженность их водородных атмосфер делают их намного более удобными целями для изучения методом транзитной спектроскопии, чем аналоги Земли (подробно о транзитной спектроскопии говорилось в новости Анализ спектров показал, что атмосферы двух планет в системе L 98-59 богаты серосодержащими газами, «Элементы», 16.04.2025).

Планету K2-18b открыли транзитным методом во время дополнительной наблюдательной программы телескопа «Кеплер» в 2015 году (B. Montet et al., 2015. Stellar and Planetary Properties of K2 Campaign 1 Candidates and Validation of 18 Systems, Including a Planet Receiving Earth-like Insolation). Ее радиус оказался равным 2,6±0,1 земного, что слишком много для суперземель. Масса планеты была определена методом лучевых скоростей по результатам наблюдений 2015–2017 годов и составила 8,6±1,3 земной — это соответствует плотности 2,7 г/см³. В составе K2-18b должны быть не только льды, но и протяженная атмосфера из водорода и гелия. Однако она находится в классической зоне обитаемости — освещенность на K2-18b почти в точности совпадает с земной, а ее орбита круговая.

Центральная звезда системы K2-18 — близкий красный карлик радиусом 0,36 солнечного и массой 0,41 масс Солнца, удаленный от нас на 110 световых лет. Таким образом, на данный момент K2-18b — одна из наиболее интересных целей транзитной спектроскопии, и о ее атмосфере можно получить достаточно подробные сведения, используя существующие обсерватории.

Недавно в спектрах атмосферы K2-18b нашли признаки полос поглощения диметилсульфида — соединения, которое на Земле образуется только за счет биологических процессов (N. Madhusudhan et al., 2025. New Constraints on DMS and DMDS in the Atmosphere of K2-18 b from JWST MIRI). Достоверность этой находки пока не слишком высока, но все же она вызывает вопрос — могли ли мы обнаружить признаки жизни на планете, столь не похожей на Землю?

K2-18b — планета-океан или мининептун?

Для начала, следует разобраться во внутреннем строении K2-18b. Ее радиус слишком велик для тела такой же массы, состоящего из чистой воды (синяя линия на рис. 2). Избыток в 0,2 радиуса Земли (~1300 км) должен приходиться на атмосферу, которая может быть только водородно-гелиевой. Транзитная спектроскопия подтверждает это предположение, и указывает на примеси водяного пара, углекислого газа и метана в концентрации порядка 1% каждый.

Зная только массу и радиус планеты, невозможно сказать, что скрывается под водородной оболочкой — скалы, льды, или их смесь. Если недра планеты плотные — атмосфера должна быть очень протяженной, чтобы довести наблюдаемый радиус «до метки» (см. расстояния до других линий на рис. 2). Чем больше в недрах льдов и чем меньше их плотность — тем меньшая доля радиуса планеты остается на атмосферу, и тем ниже давление и температура в ее основании.

Результаты моделирования внутреннего строения K2-18b и параметров ее атмосферы при различных составах ее недр были опубликованы еще в 2020 году (N. Madhusudhan et al., 2020. The interior and atmosphere of the habitable-zone exoplanet K2-18b). Они представлены в таблице. Сравнительно мягкие условия в основании атмосферы получаются только в предельном случае — если планета состоит из почти чистого льда. В реальности «стандартным» соотношением льдов и скал является 1:1 с небольшими отклонениями от этой цифры — например, как у Каллисто, Плутона и других небольших тел, образовавшихся во внешней части протопланетного диска. Некоторые спутники Сатурна состоят почти из чистого льда, но они — продукты столкновений, собравшиеся воедино осколки ледяных мантий исходных тел. Чем больше планета, тем менее вероятно, что она образуется таким образом.

Таблица. Характеристики атмосферы K2-18b в зависимости от ее состава (в предположении, что альбедо среднее, а в атмосфере отсутствуют суперадиабатические слои)

При наиболее вероятном содержании льдов атмосферное давление на K2-18b составит от 300 до 700 атмосфер, а температура — от 800 до 1500 К (оценка давления получена интерполяцией зависимостей на рис. 2). И то, и другое — заведомо выше критической точки воды.

А может, все-таки океан?

Разобраться во внутреннем строении планеты помогает транзитная спектроскопия, поскольку с ее помощью можно определить состав атмосферы. Например, отсутствие в атмосфере аммиака может означать наличие водяного океана, ведь аммиак растворяется в воде (R. Hu et al., 2021. Unveiling shrouded oceans on temperate sub-Neptunes via transit signatures of solubility equilibria vs. gas thermochemistry). В атмосфере K2-18b аммиак не обнаружен, зато имеется углекислый газ, из чего ученые делают вывод, что, вероятно, океан все же есть (N. Madhusudhan et al., 2023. Carbon-bearing Molecules in a Possible Hycean Atmosphere).

Здесь нужно напомнить о том, как водород атмосферы взаимодействует с другими ее составляющими. Суть этих реакций одна и та же для всех основных компонентов — ее можно проиллюстрировать на примере соединений углерода. Запишем их так, чтобы компоненты в правой части занимали больший объем, чем в левой:

CH₄ + H₂O ↔ CO + 3 H₂ (2 объема ↔ 4 объема)
CH₄ + 2 H₂O ↔ CO₂ + 4 H₂ (3 объема ↔ 5 объемов)

В соответствие с принципом Ле Шателье равновесие реакции смещается так, чтобы компенсировать влияние внешних условий. Давление сдвигает равновесие влево, а температура — вправо. Определяющим фактором здесь является давление, которое возрастает во много миллионов раз при движении от верхней границы атмосферы к нижней. В глубине атмосферы водород реагирует с оксидами и образует воду, метан, аммиак и другие гидриды, объем которых меньше объема исходных соединений. Температура там тоже высока, и реакции беспрепятственно протекают до достижения равновесия.

В верхних слоях атмосферы фактор давления обращается в противоположную сторону. Аммиак разлагается на водород и азот; вода и метан образуют угарный газ, а еще выше становится возможным образование углекислого газа. С разрежением и охлаждением скорость реакций падает. Поднимающийся в верхние слои атмосферы газ отражает в своем составе условия на уровне закалки (quench level), где реакции совсем прекращаются. Еще выше газ встречается с ионизирующим излучением звезды, которое поглощается молекулами и разбивает их на активные «осколки», возобновляя реакции. При этом из-за большого разрежения фотохимические реакции не доходят до равновесия, что приводит к сосуществованию в верхней атмосфере окисленных и восстановленных форм. Видеть в транзитном спектре мининептуна одновременно CH₄ и CO₂, или H₂S и SO₂ — обычное дело.

Распутать эту картину непросто. Отсутствие аммиака может отражать его растворение в океане, а может — высокую температуру на уровне закалки. Оксиды образуются в верхней атмосфере, а гидриды — в недрах, но не в океане; отсутствие гидридов и обогащение оксидами может означать его наличие. Но оно же может означать и большую примесь гидридов в самом океане, и наличие барьера между глубокой и верхней атмосферой, о котором речь пойдет ниже. Выйти на новый уровень определенности помогут только наблюдения и расчеты на приборах и в моделях следующего поколения.

Авторы многих исследований включают в свои модели «водородно-скальные планеты» — миры, образовавшиеся как суперземли, но успевшие захватить из протопланетной туманности массивную водородную оболочку. Такие модели весьма спорны. Давление на дне такой оболочки достигает сотен килобар, а температура — из-за комбинации тепла аккреции и адиабатического сжатия — многих тысяч градусов. Скалы и металлы плавятся, испаряются и растворяются, но главное — даже не это. Водород при таких условиях — сильнейший восстановитель. Он реагирует со всеми компонентами скал, кроме самых устойчивых оксидов, и превращает их в металлы и гидриды: (Mg_1−xFe_x)SiO₃ + 3H₂ → x Fe + (1−x) MgO + SiH₄ + (2+x) H₂O (20 кбар, 1500°С). Силан в обычных условиях неустойчив, но его образование в недрах планет промежуточного типа было рассчитано и даже проверено экспериментально. Cкально-водородные миры очень быстро превращаются в мининептуны: маленькое ядро из металлов и некоторых оксидов, мантия из льдов высокого давления, водородная оболочка над ней (W. Misener et al., 2023. Atmospheres as windows into sub-Neptune interiors: coupled chemistry and structure of hydrogen-silane-water envelopes).

Водородную «крышку» на сверхкритическом океане закрывает исследование, вышедшее совсем недавно (S. Jordan et al., 2025. Planetary albedo is limited by the above-cloud atmosphere: Implications for sub-Neptune climate). Условия, указанные в таблице выше, можно «двигать» в ту или иную сторону, варьируя отражательную способность планеты. Повышая и альбедо планеты, и долю льдов в ее составе почти до их физических пределов, можно все-таки получить не очень горячий океан. Но выразительный транзитный спектр K2-18b не совместим с высоким альбедо. В самом деле, глубокие полосы поглощения в нем означают, что значительная часть света просто поглощается, не доходя до отражающих облаков. Авторы подсчитали, что наиболее вероятное альбедо планеты равно 0,2–0,3. При давлении 1 бар лавинный парниковый эффект наступает, если альбедо ниже 0,6, а при 10 бар — ниже 0,92.

По всем признакам K2-18b — плохой кандидат в обитаемые миры. Но не K2-18b единой: разнообразных планет переходного типа открыто гораздо больше, чем «земель». Каков все же их климат, и при каких условиях они могут быть обитаемыми?

Погода под слоем водорода

Водород при высоком давлении — парниковый газ: при земной освещенности даже чистой водородной атмосферы с давлением в десятки земных атмосфер может хватить, чтобы разогреть поверхность выше критической точки воды, 374°С (точное значение давления зависит от используемой модели; H. Innes et al., 2023. The Runaway Greenhouse Effect on Hycean Worlds). Однако водородные атмосферы имеют еще одно кардинальное отличие от атмосфер из тяжелых газов. Водяной пар легче азота и поэтому на Земле влажный прогретый воздух беспрепятственно поднимается вверх, где высвобождает тепловую энергию в космос. В земной атмосфере конвекционные процессы — летние ливни и грозы, а также тропические ураганы, — вносят большой вклад в охлаждение поверхности. В водородной атмосфере все обстоит иначе: водяной пар намного плотнее водорода. Нагреваясь светом звезды, «воздух» над океаном насыщается влагой, и рост плотности перевешивает тепловое расширение. Влажный нагретый воздух остается у поверхности и прогревается гораздо сильнее, чем на Земле.

Доля водяного пара в насыщенном воздухе над океаном экспоненциально возрастает с температурой, а плотность сухого воздуха обратно пропорциональна ей. При низких температурах первый фактор не перевешивает второй. Концентрация насыщенного пара мала и растет медленно — подавления конвекции не происходит. Пороговая концентрация равна \(q_{\mathrm{inh}} = \frac{1}{\mu_{\mathrm{H_2O}}- \mu_{\mathrm H_2}}\times\frac{RT}{L}\), где \(T\), \(\mu\), \(L\) и \(R\) — температура, молекулярная масса, теплота испарения, и газовая константа. При умеренных условиях она составляет всего несколько процентов (меньше, чем во влажном воздухе на Земле). Подробно о подавлении конвекции в водородных атмосферах можно почитать, например, в статье J. Leconte et al., 2016. Condensation-inhibited convection in hydrogen-rich atmospheres: Stability against double-diffusive processes and thermal profiles for Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.

Благодаря подавлению конвекции, тропосфера водородно-водных миров оказывается разделенной на два слоя, а у газовых гигантов и нептунов — на три. В верхнем слое содержание водяного пара низкое. Там возможна обычная влажная конвекция, сопровождающаяся ливнями, а температурный профиль следует пологой влажной адиабате, в точности как на Земле. В переходном слое температура, содержание пара и плотность стремительно растут. Градиент температуры может многократно превышать градиент сухой адиабаты. На газовых гигантах содержание пара растет, пока не сравняется со средним значением в составе планеты. Ниже этого уровня конденсация делается невозможной, и начинается третий слой — горячая сухая тропосфера, в которой содержание пара постоянно, температура растет с глубиной по профилю сухой адиабаты (то есть быстрее, чем на Земле), и возможна только сухая конвекция. На водородно-водных мирах граница переходного слоя совпадает с поверхностью океана или слоя из чистого пара, переходящего в океан или сверхкритический флюид.

При сильном разогреве и отсутствии конденсации можно ожидать полного смешения атмосферы с водяным паром. Однако при давлениях выше десятков килобар водород и вода могут снова расслаиваться, даже при довольно высоких температурах (T. Guillot, 2021. Uranus and Neptune are key to understand planets with hydrogen atmospheres). Богатый водой флюид уходит в глубину, а внешняя оболочка обогащается водородом. Тропосферное расслоение при этом идентично газовым гигантам, и это может объяснять, почему атмосферы умеренно горячих нептунов все-таки состоят в основном из водорода.

В переходном слое подавлена не только конвекция, но и всякое вертикальное движение воздуха. Нисходящие холодные потоки, упираясь в пограничный слой, растекаются по нему, встретив более плотную среду. Восходящий поток, достигая границы переходного слоя снизу, испытывает конденсацию, приводящую к выделению тепла и снижению плотности. Но это снижение все равно оказывается меньшим, чем убывание плотности с высотой в окружающей среде, и подъем останавливается. Дождь, выпадающий из верхнего слоя, проходит пограничный слой насквозь и испаряется в нижнем слое, понижая локальную температуру воздуха и повышая его плотность. В нижнем слое образуется нисходящий поток, зеркально отражающий восходящий конвективный поток в верхнем. Эти нисходящие потоки запускают сухую конвекцию в нижнем слое, и на их место приходит воздух из глубин, нагретый звездным светом или внутренним теплом планеты.

Климат K2-18b

В прошлом году вышла статья, в которой была построена первая трехмерная климатическая модель водородной атмосферы с примесью водяного пара в применении к K2-18b (J. Leconte et al., 2024. A 3D picture of moist-convection inhibition in hydrogen-rich atmospheres: Implications for K2-18 b). Оказалось, что переходный слой занимает уровни давления от 0,2 до 0,3 бар. На Земле эти давления эквивалентны высотам полета авиалайнеров и вершине Эвереста. На верхней границе переходного слоя температура чуть выше земного эквивалента −10°С, но на нижней границе, всего через пару десятков километров, она повышается до +70°С. В нижнем слое температура, следуя сухой адиабате, растет гораздо быстрее, чем на Земле, и на уровне давления 1 бар она достигает +210°C. Даже в «предельной» модели внутреннего строения K2-18b океан оказывается очень горячим. При давлении 10 бар, лишь чуть менее маловероятном, он уже становится сверхкритическим.

Если теплоперенос через пограничный слой недостаточен, разогрев приводит к высвобождению части влаги из пограничного слоя в верхнюю тропосферу. Запускающаяся при этом влажная конвекция усиливает теплоперенос и ослабляет контраст температуры, что возвращает стабильность. Например, на Сатурне солнечному свету и внутреннему теплу требуется больше десяти лет, чтобы достаточно прогреть глубокую тропосферу. Когда это происходит, начинается грандиозный грозовой шторм, видимый с Земли даже в любительские телескопы — Большое белое пятно.

Могут ли водородно-водные миры быть обитаемыми? С точки зрения температур и давлений — конечно! Но их обитаемая зона гораздо шире, и находится гораздо дальше от звезды, чем у «земель». По расчетам авторов статьи H. Innes et al., 2023. The Runaway Greenhouse Effect on Hycean Worlds, при давлении 1 бар ее внутренний край находится на эквиваленте орбиты Марса, а при 10 бар — внешнего пояса астероидов (0,4 и 0,07 земных освещенностей). При давлении десятков — сотен бар внешний край зоны обитаемости отсутствует: внутреннее тепло способно поддерживать океан жидким сколь угодно далеко от центральной звезды — и даже если ее вообще нет (см. планета-сирота).

Заключение

Одно из главных условий существования жизни — устойчивая неравновесность среды обитания. В такой среде должны присутствовать и поддерживаться градиенты условий или концентраций питательных веществ. И на K2-18b такая среда существует — это именно пограничный слой между верхней и нижней тропосферой. Он очень устойчив, и при этом обладает огромными градиентами температуры и концентрации водяного пара, — а значит, и примесей, сосуществующих с водой. На K2-18b может происходить даже круговорот этих примесей. Восстановленные соединения углерода, кислорода, азота и серы поднимаются снизу в пограничный слой и встречаются там с окисленными продуктами фотолиза, принесенными дождями из верхней тропосферы. Продукты фотолиза и химических реакций уносятся вглубь нисходящими потоками, восстанавливаются там водородом до исходных простых соединений, и цикл замыкается. С микроэлементами сложнее, поскольку металлы гораздо менее склонны образовывать летучие соединения, а путь от скального ядра до тропосферы на мининептунах очень долгий. Тем не менее, сверху их может поставлять метеорная пыль, а снизу, возможно, карбонилы и другие менее распространенные соединения.

Могут ли облака пограничного слоя K2-18b и других теплых мининептунов быть обитаемыми? Это предположение звучит не более фантастично, чем гипотеза о жизни в облаках Венеры!

Источники:
1) Nikku Madhusudhan, Savvas Constantinou, Måns Holmberg, Subhajit Sarkar, Anjali A. A. Piette, Julianne I. Moses. New Constraints on DMS and DMDS in the Atmosphere of K2-18 b from JWST MIRI // электронный препринт arXiv:2504.12267 [astro-ph.EP].
2) Sean Jordan, Oliver Shorttle, Sascha P. Quanz. Planetary albedo is limited by the above-cloud atmosphere: Implications for sub-Neptune climate // электронный препринт arXiv:2504.12030 [astro-ph.EP].

Иван Лаврёнов

Adblock test (Why?)