Современные возможности астробиохимии в исследовании космоса



Существует ли жизнь на других планетах? С незапамятных времён этот вопрос волновал человечество. Можно сказать, что в наши дни астробиохимия обрела «второе дыхание». Популярная в конце XIX и забытая вместе с фантастикой в первой половине XX века, сегодня эта наука имеет своих продолжателей, которым хотелось бы больше узнать о жизни во Вселенной, а также является важнейшим направлением в изучении космоса и поиска внеземной жизни [1,2].

Целью данной работы является обзор современных возможностей астробиохимии в изучении и освоении космоса.

1. Цель и задачи астробиохимии.

В наши дни астробиохимия является мультидисциплинарной наукой, опирающейся на достижения в области физики, химии, астрономии, биологии, экологии, планетологии, географии, геологии и космонавтики для исследования небесных тел и возможности существования внеземной жизни [1,2,3]. Цель астробиохимии — найти пригодные для существования людей и жизни условия за пределами Земли . В задачи этой новой науки входят исследование свойств, химического состава и потенциальной пригодности для жизни небесных тел, поиск предбиотических химических соединений и живых организмов в космическом пространстве и изучение зарождения жизни на Земле [4].

2. Методы астробиохимии для обнаружения экзопланет.

Прямое наблюдение и обнаружение экзопланет всегда было достаточно трудоёмким процессом в силу очень сильной тусклости небесного тела относительно родительской звезды. Также появляется сопутствующая проблема, связанная с яркостью светила, во много раз превышающей звёздную величину самой планеты, которая светится отраженным от родительской звезды светом. Таким образом, многие экзопланеты становятся сверхсложными для оптических наблюдений. Именно поэтому к ноябрю 2011 года только 5 % от всех обнаруженных экзопланет могли наблюдаться напрямую. Все оставшиеся планеты были обнаружены косвенными способами, подразумевающими обнаружение влияния небесного тела на окружающие объекты ( см. рис. 1 ).

Метод Доплера (метод радиальных или лучевых скоростей) — один из первых методов обнаружения экзопланет, основанный на спектрометрическом измерении радиальной скорости родительского светила. Звезда в системе будет двигаться по своей собственной маленькой орбите в ответ на притяжение вращающегося вокруг неё тела, что вызовет изменение скорости, с которой светило движется по направлению к Земле и от неё (такую скорость называют радиальной или лучевой ). Лучевая скорость звезды вычисляется из смещения в спектральных линиях, вызванного эффектом Доплера [5] ( см. рис. 2 ).

Рис. 1. Методы поиска экзопланет. Доступно по ссылке https://vk.com/wall-188895405_9669?lang=en

Рис. 2. Принцип метода Доплера. Доступно по ссылке https://35982175.84167.ru/

Скорость звезды вокруг общего центра масс намного меньше, чем у экзопланеты, так как радиус орбиты светила очень мал. Однако, скорость звезды от 1 м/с и выше может быть определена современными спектрометрами (например, HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), установленным на телескопе ESO в обсерватории Ла-Силья или спектрометром HIRES на телескопе обсерватории Кека). «Внешне дисперсионная интерферометрия» считается простым и недорогим способ измерения лучевой скорости.

Метод Доплера применяется только к относительно близким звёздам, находящимся на расстоянии до 160 световых лет и не превышающих 11 единиц звёздной величины, так как для обеспечения достаточной точности измерений необходимо высокое отношение сигнала к шуму. Данный способ позволяет легко находить массивные тела вблизи своих звёзд. С планетами, производящими меньшие колебания звезды (как правило, это планеты с очень наклонёнными орбитами относительно линии взгляда с Земли), доплеровская спектроскопия работает малоэффективно.

Методом периодических пульсаций , основанном на выявлении изменений в регулярности импульсов звезды, наблюдаются планеты вокруг пульсаров (источников излучения разных видов, как правило, вращающихся нейтронных звёзд с магнитным полем, наклоненным к оси вращения). Этот метод изначально не предназначался для обнаружения планет, но его очень высокая точность определения движения пульсаров позволила задействовать в обнаружении планет.

Для радиопульсаров характерно очень точное и регулярное излучение импульсов, зависящих от скорости вращения звезды ( см. Рис. 3 ). Собственное вращение пульсара изменяется чрезвычайно медленно, поэтому его можно считать постоянной величиной, и небольшие аномалии в периодичности его радиоимпульсов могут использоваться для отслеживания собственного движения пульсара. Поскольку у пульсара в планетной системе будет наблюдаться небольшое движение по своей собственной орбите (аналогично обычной звезде), то расчёты, основанные на наблюдении периодичности импульсов, могут выявить параметры орбиты пульсара [5].

Рис. 3. Строение пульсара. Доступно по ссылке https://controverses.minesparis.psl.eu

Например, данный метод позволяет обнаруживать планеты гораздо меньшей массы, чем любой другой способ — вплоть до 1/10 массы Земли. Он также может обнаружить взаимные гравитационные возмущения между различными объектами планетной системы и тем самым получить дополнительную информацию об этих планетах и параметрах их орбиты. Основным недостатком метода является низкая распространённость пульсаров в Млечном Пути (на 2008 год известно около 1790 радиопульсаров), и поэтому данный способ не позволяет найти большое количество планет. Кроме того, жизнь, которую мы знаем, не смогла бы выжить на планете, вращающейся вокруг пульсара из-за очень интенсивного излучения.

В 1992 году Александр Вольщан и Дейл Фрейл использовали этот метод при обнаружении планеты около пульсара PSR 1257+12. Их открытие было быстро подтверждено и стало первым подтверждением наличия планеты вне Солнечной системы.

Транзитный метод (метод транзитов) — способ поиска экзопланет, основанный на обнаружении падения яркости звезды во время прохождения планеты перед её диском [5]. Этот фотометрический метод позволяет определить радиус планеты, в то время как приведённые ранее методы позволяют получить информацию преимущественно о массе планеты. Если планета проходит перед диском звезды, то её наблюдаемая светимость немного падает, и эта величина зависит от относительных размеров звезды и планеты ( см. Рис. 4 ). Например, при транзите планеты HD 209458, родительская звезда тускнеет на 1,7 %.

Рис. 4. Принцип транзитного метода. Планета проходит перед звездой, затемняя её. Доступно по ссылке Potrebbero esserci almeno 300 MILIONI di pianeti potenzialmente abitabili nella Via Lattea | Passione Astronomia

У данной методики есть много преимуществ. Главное достоинство транзитного метода заключается в возможности определения размера планеты исходя из кривой блеска звезды. Таким образом, в сочетании с методом радиальных скоростей, позволяющим определить массу планеты, появляется возможность получения информации о физической структуре планеты и её плотности. К примеру, наиболее исследованными экзопланетами из всех известных являются те планеты, которые были изучены обоими методами.

Также данная методика предоставляет дополнительную возможность исследования экзопланеты — изучение атмосферы. Во время транзита свет от звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты, поэтому изучая спектр этого света, можно обнаружить химические элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Атмосфера также может быть обнаружена путём измерения поляризации света звезды при прохождении его через атмосферу или при отражении от атмосферы планеты.

Кроме того, вторичное затмение (когда планета блокируется своей звездой) позволяет проводить прямые измерения света планеты. Если фотометрическая интенсивность звезды во время вторичного затмения вычитается из её интенсивности до или после затмения, то остаётся только сигнал, относящейся к планете. Это даёт возможность измерения температуры планеты и даже обнаружения признаков наличия облаков на ней. В марте 2005 года две группы астрономов, используя космический телескоп Спитцер, проводили измерения по этой методике. Исследовательские группы из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики во главе с Дэвидом Шарбонно и Центра космических полётов Годдарда во главе с Демингом Л. Д. изучали планеты TrES-1 и HD 209458b, соответственно. Измерения показали, что температура планет составляет примерно 1060 К (790 °C) для TrES-1 и около 1130 К (860 °C) для HD 209458b. Однако, из-за возможного эксцентриситета, орбиты не всех транзитных планет расположены так, что у них происходит вторичные затмения. Планета HD 17156 b с вероятностью более 90 % является планетой такого типа.

Метод вариации времени транзитов (TTV) и метод вариации продолжительности транзитов (TDV) часто рассматривают как дополнение к транзитному методу. Наблюдая отклонения в периодичности наблюдаемых транзитов, можно обнаружить в системе дополнительные экзопланеты или их спутники [5]. При этом точность данной методики довольно высока и позволяет найти планеты размером с Землю. Впервые нетранзитная планета с использованием TTV-метода (англ. Transit timing variation method) наблюдалась в результате анализа данных с телескопа Кеплер: отклонение в периодичности транзитов планеты Кеплер-19 b составляло около 5 минут с периодом в 300 дней, что свидетельствовало о наличии второй планеты, Kepler-19 c периодом, почти рационально кратным к периоду транзитный планеты.

Изменения орбитальной фазы отражённого света характерно д ля газовых гигантов (аналогичное таковому у Луны), то есть они будут проходить через все фазы: от полного освещения до затмения наоборот. Современные телескопы могут наблюдать лишь совместный свет планет и звезд, так как они не способны различать Таким образом, периодические изменения в яркости родительской звезды могут помочь в обнаружении экзопланеты [5]. Данный эффект невелик, но его фотометрическая точность, необходимая для наблюдения, сопоставима с таковой у планет земного типа при транзите у звезды размером с Солнце. Так можно обнаружить планеты размером с Юпитер используя космические телескопы (к примеру, Кеплер). Таким способом можно найти множество планет, так как изменение орбитальной фазы отражённого света не зависит от наклонения орбиты планеты, и, следовательно, не требуется прохождение планеты перед диском звезды. Кроме того, функция фазы планеты-гиганта позволяет определить её температурные и атмосферные характеристики.

Обоим телескопам (COROT и Кеплеру) удалось обнаружить и измерить свет, отражённый от планет, однако эти планеты уже были известны, так как проходят перед диском звезды. Первые планеты, обнаруженные данным методом — это кандидаты Кеплера: KOI 55.01 и 55.02.

Гравитационное микролинзирование можно наблюдать в том случае, если гравитационное поле более близкой звезды увеличивает свет от далёкой звезды, действуя при этом как линза. Когда звезда переднего плана имеет планету, собственное гравитационное поле планеты может внести заметный вклад в эффект линзирования ( см. Рис. 5 ). Основной недостаток данного метода состоит в том, что эффект появляется только в том случае, если два светила точно выровнены вдоль прямой. Также проблемой является скоротечность события линзирования, которое длится всего несколько дней или недель, так как дальняя звезда, ближняя звезда и Земля непрерывно движутся относительно друг друга. Но даже несмотря на это, учёные зафиксировали более тысячи таких линзирований в течение последних десяти лет. Этот метод является наиболее эффективным для обнаружения экзопланет, находящихся между Землёй и центром галактики, так как в галактическом центре находится большое количество фоновых звёзд.

Рис. 5. Схема гравитационного микролинзирования. Доступно по ссылке https://en.wikipedia.org/wiki/OGLE-2005-BLG-390Lb

Впервые данный метод был предложен в 1991 году астрономами Шуде Мао и Богданом Пачинским из Принстонского университета, успешность данной методики была подтверждена в 2002 году в ходе реализации проекта OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment — эксперимент оптического гравитационного линзирования). В течение месяца исследоватекли нашли несколько предполагаемых планет, хотя ограничения в наблюдениях помешали их полному подтверждению. К середине 2011 года с помощью микролинзирования было обнаружено 13 подтверждённых экзопланет.

Обнаружение событий линзирования чаще всего осуществляется с помощью сети автоматических телескопов. В дополнение к проекту OGLE, работу по совершенствованию этого подхода ведёт группа «Наблюдения микролинзирования в астрофизике» (англ. Microlensing Observations in Astrophysics). Проект PLANET (англ. Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet ещё более амбициозен. Он осуществляет почти непрерывный круглосуточный обзор неба с использованием всемирной сети телескопов и позволяет обнаружить вклад в событие микролинзирования планеты с массой, подобной Земле. Эта стратегия привела к обнаружению первой суперземли на широкой орбите (OGLE-2005-BLG-390L b).

Астрометрия как способ обнаружения экзопланет подразумевает точное измерение положения звезды на небе и определение изменения положения с течением времени. Звезда в планетной системе будет двигаться по маленькой круговой или эллиптической орбите из-за гравитационного воздействия вращающегося вокруг неё тела. Можно сказать, что светило и экзопланета будут вращаться вокруг их взаимного центра масс (барицентра), их движение можно будет описать решением задачи двух тел, а поскольку звёзды гораздо массивнее планет, то радиус их орбиты очень мал и очень часто взаимный центр масс находится внутри большего тела ( см. рис. 6 ).

Рис. 6. Схема астрометрического метода. Доступно по ссылке https://3dnews.ru/1085127/otkrit-eshchyo-odin-sposob-ohoti-za-ekzoplanetami-i-srazu-v-tochku/

Основная сложность при обнаружении планет астрометрическим методом состоит в малом изменении положения звёзд и значительном атмосферном и систематическом искажении, что не позволяет даже лучшим наземным телескопам выполнить достаточно точные измерения. Таким образом, скорее всего, все заявления о наличии планетарного компаньона, меньшего чем 1/10 массы Солнца, сделанные до 1996 года на основе данных, полученных данной методикой, являются ложными. Такой недостаток заставил астрометрический метод приобрести негативную репутацию среди других способов обнаружения экзопланет.

Среди потенциальных преимуществ астрометрического метода можно выделить его наибольшую чувствительность к обнаружению планет с большими орбитами, однако для этого требуется очень длительное время наблюдения — годы и, возможно, даже десятилетия, так как у планет, достаточно удалённых от своей звезды для обнаружения с помощью астрометрии, орбитальный период также занимает длительное время.

Поляриметрия основана на анализе поляризации комбинированного света от планеты и звезды. Звёздный свет является неполяризованным (т. е. колебания световой волны направлены случайно). Но когда он отражается от атмосферы планеты, световые волны поляризуются из-за взаимодействия с молекулами в воздухе. Этим способом можно произвести очень высокоточные измерения, так как нестабильность атмосферы Земли не оказывает существенного воздействия на поляриметрию. Используемые приборы (поляриметры) способны обнаруживать поляризованный свет и изолировать неполяризованное излучение. К текущему моменту с помощью этого метода планет не обнаружено.

Периодичность затмения двойных звездных систем. В случае расположения системы двойных звёзд (двух звёзд, находящихся очень близко друг к другу) так, что со стороны наблюдателя с Земли звёзды периодически проходят перед диском друг друга, то такую систему называют «затменно-двойных звёзд». Момент времени минимальной светимости (когда более яркая звезда хотя бы частично закрывается диском второй звезды) называется первичным затмением. После прохождения светилом половины орбиты происходит вторичное затмение (когда более яркая звезда закрывает какую-то часть своего компаньона). Эти моменты минимальной яркости (центрального затмения) представляют собой отрезок времени в системе аналогично импульсам пульсара. Если вокруг двойной системы звёзд вращается планета, то звёзды под гравитационным воздействием планеты будут смещаться относительно общего центра масс и двигаться по собственной небольшой орбите. Из-за этого моменты минимумов затмений будут постоянно меняться: сначала запаздывать, потом происходить вовремя, затем раньше, потом вовремя, затем запаздывать, и так далее. Изучение периодичности этого смещения может являться самым надёжным методом обнаружения экзопланет, вращающихся вокруг двойных систем.

Прямое наблюдение экзопланет в большинстве случаев не представляется возможным из-за избыточной яркости родительской звезды в сравнении с вращающимися вокруг неё телами. Но бывают и исключения. Массивные планеты вокруг тусклых звёзд могут наблюдаться прямым методом ( см. рис. 7 ).

Рис. 7. Прямое наблюдения звезды HR 8799 с планетами на расстоянии 129 световых лет. Кадр из анимации авторства Jason Wang и Christian Marois [7]. Доступно по ссылке https://elementy.ru/kartinka_dnya/245/Dvizhenie_planet_vokrug_zvezdy_HR_8799?ysclid=m0h4per6ne26493140

Например, в 2004 году группа астрономов получила изображение объекта 2M1207 b (тогда предполагаемого планетного компаньона коричневого карлика 2M1207) с помощью телескопа VLT Европейской южной обсерватории в Чили [6]. В 2005 году предполагаемый статус был подтверждён. Астрономы предположили что обнаруженное тело в несколько раз массивнее Юпитера вращается по орбите с радиусом 40 а.е Аналогичным методом в 2008 году на расстоянии 330 а.е от звезды 1RXS J160929.1–210524 было обнаружено тело, по размерам и массе сравнимое с планетой, а в 2010 году тело было подтверждено. В 2007 году с помощью телескопов в обсерваториях Кека и Джемини впервые была сфотографирована многопланетная система вокруг звезды HR 8799 [7]. Астрономы наблюдали три объекта с массами примерно в 10, 10 и 7 раз превышающими массу Юпитера. 13 ноября 2008 года телескоп Хаббл наблюдал экзопланету с массой не более 3MJ у звезды Фомальгаут. Обе системы окружены дисками, мало отличающимися от пояса Койпера.

В 2010 году учёные из Лаборатории реактивного движения НАСА показали, как коронограф (телескоп, позволяющий наблюдать корону звезды вне затмений) предоставляет отличную возможность для непосредственного фотографирования планет. Они получили изображение ранее сфотографированной планеты HR 8799 с помощью только 1,5-метровой части телескопа Хейл.

3. Биомаркеры и астрохимические методы.

При поиске инопланетной жизни во внимание берутся много факторов: масса, размер, плотность и расстояние от родительской звезды. Существует даже концепция «зоны Златовласки» — оптимального для зарождения и развития жизни расстояния экзопланеты от звезды ( см. Рис. 8 ).

Рис. 8. Расположение «зоны Златовласки» в Солнечной системе. Доступно по ссылке https://phys.org/news/2016–05-hidden-life-worlds-orbiting-red.html

Также исследователи ищут биомаркеры — надёжный признак жизни как на Земле, так и в космосе. Давно известно, что живые организмы изменяют окружающую среду в ходе жизнедеятельности. В астробиохимии рассматриваются несколько видов биомаркеров:

— Вода — один из важнейших факторов зарождения жизни. Жидкая вода необходима для зарождения жизни в том виде, в каком мы её знаем.

— Углекислый газ — соединение, которое вырабатывается живыми организмами в ходе их жизнедеятельности (например, растениями и животными при дыхании).

— Метан — довольно нестабильное соединение. Солнечный свет быстро разрушает его, и поэтому, если количество метана не пополняется с течением времени, он будет медленно исчезать из атмосферы планеты. Если бы не биологические процессы, метана в атмосфере Земли практически не было бы. Хотя вулканы выделяют небольшое количество метана, этого недостаточно, чтобы восполнить содержание газа. Если на планете есть постоянное количество метана, которое быстро пополняется, то это может означать, что живые организмы на поверхности производят метан.

— Кислород — побочный продукт фотосинтеза растений и цианобактерий. Ранее кислород считался достаточно важным биомаркером, но было установлено, что он может появиться в атмосфере из-за ионизации молекулы диоксида серы, производимого вулканами.

— Озон — это газ образуется под действием ультрафиолетового излучения Солнца, которое расщепляет молекулы кислорода на отдельные атомы. Эти атомы затем соединяются с молекулами кислорода ( ), образуя озон ( ). Также озон необходим для защиты планеты от ультрафиолетового излучения.

— Газы , содержащие метильную группу (-C ) — живые организмы (например, брокколи) могут присоединять CH3-группу к нежелательным химическим соединениям в процессе метилирования, вырабатывая бромистый метил (C Br) и метилхлорид (C Cl) [8] ( см. Рис. 9 ).

Для вышеуказанных биомаркеров используются следующие астрохимические методы:

— Просвечивающая спектроскопия. Когда планета проходит перед своей звездой, мы можем наблюдать изменение светового потока звезды. Во-первых, он уменьшится, потому что часть звезды будет заслонена планетой во время ее прохождения. Также, наблюдая за тем, как свет звезды фильтруется через атмосферу планеты, мы заметим, что некоторые длины волн были поглощены. Это происходит потому, что некоторые молекулы и атомы в атмосфере поглощают определенные длины волн. Этот метод можно использовать для распознавания присутствия определенных атмосферных газов, связанных с жизнью, таких как кислород или метан, поскольку эти газы оставляют очень специфические следы на свету.

— Отражательная спектроскопия. В любое время на орбите, но особенно в период покрытия (планета проходит позади звезды), свет звезды может отразиться от атмосферы и вернуться на Землю.

Рис. 9. Процесс выделения газов в атмосферу экзопланеты в процессе метилирования. Схема взята из статьи Alternative Methylated Biosignatures. I. Methyl Bromide, a Capstone Biosignature в журнале The Astrophysical Journal 2022 года 10 октября [8]. Доступно по ссылке https://arxiv.org/pdf/2208.07393

— Эмиссионная спектроскопия. Когда планета и ее атмосфера достаточно горячи, они испускают достаточно излучения, чтобы их можно было обнаружить. Конечно, они видны только тогда, когда планета не проходит перед звездой, а находится в состоянии «вне транзита».

4. Типы экзопланет.

На данный момент открыто много типов планет, не встречающихся в Солнечной системе ( см. Рис. 10 ). Все виды экзопланет принято делить на две обширные группы: газовые экзопланеты и планеты земного типа. Ниже приведена информация только о подтверждённых классах планет, гипотетические виды небесных тел рассматриваться не будут.

Рис. 10. Различные типы экзопланет. Шкала взята из статьи Characterizing Exoplanet Habitability авторства Ravi kumar Kopparapu, Eric T. Wolf, Victoria S. Meadows [9]. Доступно по ссылке https://arxiv.org/pdf/1911.04441

Газовые экзопланеты

Данная группа включает в себя следующие типы небесных тел:

— Горячий юпитер — класс экзопланет с массой порядка массы Юпитера (1,9⋅ кг). В отличие от Юпитера, находящегося на расстоянии 5 а.е. от Солнца, типичный горячий юпитер находится на расстоянии порядка 0,05 а.е. от своей звезды, то есть на один порядок ближе, чем Меркурий от Солнца и на два порядка ближе, чем Юпитер ( см. Рис. 11 ). Данный тип экзопланет в своё время занимал существенную долю списка открытых небесных тел-спутников звёзд, так как его проще всего обнаружить, поскольку он вносит заметные короткопериодические возмущения в движение звезды, которые могут быть обнаружены по смещению линий спектра. Кроме того, довольно велика вероятность прохождения планеты перед диском звезды, что позволяет оценить размер планеты по уменьшению светимости звезды. Для этого вида экзопланет характерны близкое расположение к родительской звезде, очень горячая поверхность (1000–3000 К) и эксцентриситет (степень вытянутости) орбиты, обычно близкий к нулю (их орбита очень невытянута). Данный тип экзопланет не представляет интереса для астробиологов, так как жизнь не может зародиться при таких высоких температурах.

Рис. 11. Реконструкция горячего юпитера XO-1b. Доступно по ссылке https://arxiv.org/pdf/1911.04441

— — Рыхлая планета (горячий сатурн) — класс газовых гигантов, с очень низкой плотностью и, как правило, очень коротким периодом обращения. Если масса планеты меньше 2 масс Юпитера и разогрев достаточно велик, то планета не в состоянии силой своей гравитации удерживать не только атмосферу, но и нижележащие слои себя самой от расширения. Таким образом диаметр планеты значительно увеличивается, и её окутывает большое облако газа и пыли. Иногда такие планеты рассматривают как подкласс горячих юпитеров ( см. Рис. 12 ).

Рис. 12. Реконструкция рыхлой планеты. Доступно по ссылке https://ru.wikipedia.org/wiki/WASP-107

— Горячий нептун — класс экзопланет, к которому относятся планеты с массой, сопоставимой с таковой у Урана или Нептуна, расположенные близко к своей звезде (всегда на расстоянии меньше 1 а.е.). Масса горячего нептуна состоит из ядра и окружающей плотной атмосферы, которая занимает большую часть размера планеты. Недавние исследования показали, что популяция этого класса экзопланет может быть весьма велика. Существование жизни невозможно из-за слишком высоких температур.

— Водный гигант — класс газовых гигантов, обращающийся по эффективной земной орбите или несколько дальше (с радиусом 1–2 а.е.). Состоит в основном из водорода, также в составе имеются гелий и метан. Атмосфера также может содержать инертные газы, кислород, воду и органические вещества. В атмосфере вероятны облака из водяного льда. Возможен слой с давлением 1 атм и комфортной температурой. Температура верхнего облачного слоя не превосходит 250 К. По своему строению водные гиганты, как и другие газовые гиганты, похожи на Юпитер и Сатурн — они в основном состоят из водорода и гелия. Однако гиганты, находящиеся в обитаемой зоне, в отличие от холодных планет-гигантов, скорее всего, окутаны облаками из водяного льда. При обилии воды в составе атмосферы таких планет облачность может быть сплошной, делая планету ярко-белой. При дефиците воды облака из водяного льда будут формироваться только при подъёме воздушных масс из глубины. В местах опускания воздушных масс атмосфера будет слишком теплой и сухой для появления облаков, и рэлеевское рассеяние света (вид светового рассеяния, происходящий при столкновении волны света с малыми частицам атмосферы) в прозрачной атмосфере окрасит эти области в голубой цвет. В результате такая планета примет характерный полосатый вид подобно полосатому виду Юпитера, только цвет полос будет белым и голубым ( см. Рис. 13 ).

Рис. 13. Облачная атмосфера водного гиганта имеет серо-голубой оттенок. Доступно по ссылке https://en.wikipedia.org/wiki/File:Planet_HD_147513_b.png

— Супер-юпитер — это класс объектов на порядок массивнее Юпитера. Например, звёздные компаньоны, по массе находящиеся на границе между планетами и коричневыми карликами. На 2011 год науке известно около 180 объектов класса супер-юпитер с различной температурой. Объекты этого класса почти всегда примерно того же размера, что и Юпитер, при этом масса может колебаться от 10 до 80 масс Юпитера. Иногда супер-Юпитерами называют объекты и меньшей массы, от 5 до 10 масс Юпитера.

— Эксцентрический юпитер — разновидность газовых гигантов, вращающихся вокруг звезды по сильно вытянутой орбите, имеющей большой эксцентриситет. Примерно такой же эксцентриситет имеют кометы.

— Мини-нептун (или газовый карлик) — класс планет, промежуточный между газовыми гигантами наподобие Урана и Нептуна, и землеподобными планетами. К газовым карликам относят планеты, масса которых меньше массы ледяных гигантов Солнечной системы. Газовые карлики имеют скалистые ядра, окружённые толстыми оболочками из лёгких веществ — мантией из смеси воды и аммиака и водородно-гелиевой атмосферой.

Экзопланеты земного типа

Внутри этой группы также можно выделить следующие виды:

— Суперземля — класс экзопланет, масса которых превышает массу Земли, но меньше массы Нептуна. Этот термин не подразумевает каких-либо определённых характеристик, таких как температура поверхности, состав, параметры орбиты, обитаемость или наличие определённых экосистем [10]. Граница между суперземлями и газовыми гигантами нечёткая, и оценивается примерно в 10 масс Земли (хотя источники называют разные значения: от 1 или 1,9 до 5 масс Земли).

Термин «суперземля» также используется для обозначения планет, которые по своему размеру больше планет земного типа (до 1,2 радиуса Земли), но меньше, чем мининептуны (от 2 до 4 радиусов Земли). Это определение используется командой космического телескопа «Кеплер». Считается, что такие тела состоят в основном из камня и имеют относительно тонкую атмосферу ( см. Рис. 14 ).

Рис. 14. Земля в сравнении с двумя суперземлями. Доступно по ссылке https://depts.washington.edu/astrobio/drupal/sites/default/files/newsletters/UWAB_Kepler62f_S2013_New.htm

Некоторые авторы предлагают считать суперземлями только землеподобные планеты без значительной атмосферы или планеты, у которых есть не только атмосфера, но и твёрдая поверхность или океан с чёткой границей между поверхностной жидкостью и атмосферой (чего нет у планет-гигантов в Солнечной Системе). Планеты этого типа были обнаружены сравнительно недавно у других звёзд. Суперземли имеют сравнительно небольшую массу, и их трудно обнаружить методом Доплеровской спектроскопии. Предполагается, что холодные суперземли, сохранившие свою первозданную атмосферу, в которой преобладает H-He, могут иметь поверхности, достаточно теплые для размещения жидкой воды в течение промежутков времени, достаточных для зарождения жизни. Это может быть связано с вызванным столкновением поглощением инфракрасного света водородом, которое увеличивается с повышением давления. Однако долгосрочный потенциал обитаемости таких планет еще не изучен.

— Планета-океан — разновидность планет, состоящих преимущественно изо льда, скалистых пород и металлов (приблизительно в равных пропорциях по массе для упрощения модели). В зависимости от расстояния до родительской звезды экзопланеты могут быть целиком покрыты океаном жидкой воды глубиной до 100 км (точное значение зависит от радиуса планеты), на большей глубине давление становится столь велико, что вода не может более существовать в жидком состоянии и затвердевает, образуя экзотические модификации льда, как Лёд V, VI, VII, X и другие. Пока открыта только одна такая планета — GJ 1214 b ( см. Рис. 15 ). Существование жизни на таких планетах стоит под вопросом: если она есть, то ей приходится «балансировать на грани». Группа европейских климатологов провела моделирование такой планеты, показав, что отсутствие суши может служить фактором, ограничивающим обитаемость планет-океанов [11]. Вода, покрывающая всю поверхность планеты, взаимодействует с атмосферой и существенно влияет на глобальную циркуляцию углерода. Даже находясь на оптимальном расстоянии от звезды — в «зоне обитаемости», — планета-океан будет либо быстро остывать, либо разогреваться до совсем не умеренных температур.

Рис. 15. GJ 1214 b в представлении художника. Доступно по ссылке https://ru.wikipedia.org/wiki/GJ_1214_b

Слишком большие объемы воды на планете служат фактором, дестабилизирующим климат: как выяснили ученые, температура на ней должна сохраняться в довольно узких пределах между 0 и 127°C, иначе океан заставит ее перегреться или замерзнуть. Тем не менее, авторы считают, что эти результаты применимы и для более крупных экзопланет.

Блуждающая планета

Блуждающая планета (другие возможные названия — планета-сирота или планемо) — межзвёздный объект, имеющий массу, сопоставимую с планетарной, и шарообразную форму и являющийся по сути планетой (может быть как газовым, так и скалистым телом) но не привязанный гравитационно ни к какой звезде, коричневому карлику или другой планете (хотя может иметь спутники). Если такая планета находится в галактике, она обращается непосредственно вокруг галактического ядра (период обращения обычно очень велик). В противном случае речь идёт о межгалактическом объекте, который не обращается вокруг чего-либо ( см. Рис. 16 ).

Рис. 16. Блуждающая газовая планета в представлении художника. Доступно по ссылке https://astronizar.wordpress.com/2011/05/20/

Существование известных нам форм жизни на подобных «планетах» маловероятно из-за отсутствия источника тепла в виде родительской звезды. Тем не менее, такая планета может удержать лёгкие газы, так как по мере удаления тела от своей звезды непрерывно сокращается поступление от неё тепла, особенно ультрафиолетового излучения, что позволяет газам не улетать в космическое пространство. Было вычислено, что для объекта с массой Земли сильное давление водорода (не менее тысячи атмосфер) могло создать практически идеальный адиабатический процесс. Энергии распада радиоактивных изотопов было бы достаточно даже для поддержания плюсовой температуры и существования жидкой воды. Поэтому не исключено наличие океанов из воды. Также предполагается, что бродячие планеты могут поддерживать высокую геологическую активность в течение длительного времени, имея подводные вулканы и защищающее магнитное поле. Это может служить источником энергии для микроорганизмов [12]. Но существование каких-либо форм жизни на планемо практически невозможно подтвердить даже в случае их наличия — атмосфера планеты будет полностью поглощать всё инфракрасное излучение, исходящее от живых организмов.

5. Методы определения астероидов и метеоритов.

Малые небесные тела, такие как метеориты и астероиды, представляют для астробиохимии не меньший интерес, чем далёкие звёздные системы: как правило, многие малые небесные тела являются осколками больших астрономических объектов (например, крупных астероидов или даже планет). Анализ их состава имеет большое значение для дальнейшей классификации и представления об их формировании.

На данный момент существует 2 основных метода определения состава малых небесных тел:

— Анализ спектра отражения. Данный метод используется для определения состава астероидов. Анализ, как правило, происходит с помощью специальных программ, например ОСВАСО («Определение состава вещества астероидов по спектрам отражения»). Сначала нормируются используемые спектры отражения на длине волны 0,55 мкм. Затем производится расчет полиномиального приближения спектра отражения астероида. Далее выбираются супергруппы минералов (высокотемпературные, низкотемпературные смеси) для построения модельного приближения (этот выбор пользователь делает на основании установленного или предполагаемого класса астероида). Потом происходит фильтрация спектров отражения минералов или метеоритов, выбранных для построения модельного приближения. Для этой цели был выбран некоторый «стандартный» набор длин волн (набор опорных точек), большая часть которых соответствует длинам волн характерных особенностей спектров отражения часто встречающихся в метеоритах минералов. Программа отбирает из базы данных спектры отражения минералов или метеоритов, отличающиеся от полиномиального приближения спектра отражения изучаемого астероида в заданных опорных точках не больше чем на число a1 ≥ 0, заданное пользователем. После происходит расчёт модельного приближения полинома комбинацией отобранных спектров отражения минералов или метеоритов.

— Масс-спектрометрия изотопного обмена. Этот метод часто применяется для определения состава метеоритов. Масс-спектрометрия основана на разделении поступающих заряженных частиц по их массе-заряду ( см. Рис. 17 ). Измерение интенсивности ионного тока позволяет произвести отдельный подсчёт доли каждого из компонентов (получить масс-спектр вещества). В силу того, что химический состав позволяет судить о свойствах и происхождении вещества, масс-спектрометрия имеет большое значение в науке, промышленности и медицине. В метеоритике используется один из разделов масс-спектрометрии, специализированный для определения содержания изотопов того или иного вещества [13].

Рис. 17. Принцип работы масс-спектрометра. Доступно по ссылке https://shtampik.com/photo/vidiy-spektrometrov/41

Классификация астероидов

В 1975 году Кларк Чепмен, Дэвид Моррисон и Бен Зеллнер предложили современную классификацию метеоритов. Она включала три типа: C — тёмные углеродистые объекты, S — каменные (кремниевые) объекты и U для астероидов, не подпадающих под категории C и S. В дальнейшем данную классификацию расширили и уточнили, добавив несколько новых типов ( см. Рис. 18 ). На данный момент существует ряд систематик, но чаще всего на практике применяются две спектральные классификации: Дэвида Толена и SMASS.

Рис. 18. Распространённость разных типов астероидов в Солнечной системе. Доступно по ссылке https://translated.turbopages.org/proxy_u/en-ru.ru.e7b986e4–66d22037-e4005c86–74722d776562/https/en.wikipedia.org/wiki/Asteroid_spectral_types

Классификация Толена делит астероиды на три обширные группы: углеродные (C-группа), кремниевые (S-группа) и железные (X-группа).

Группа углеродных астероидов состоит из следующих классов:

— Класс C — к этому классу принадлежит большинство типичных астероидов группы и до 75 % от общего числа астероидов.

— Класс B — в целом данный класс схож с астероидами класса С, но отличается почти полным отсутствием поглощения на длине волны ниже 0,5 мкм и слегка голубоватым спектром.

— Класс F — редкий тип астероидов, схожий с астероидами класса B, но без следов «воды», поглощающей на длине волны около 3 мкм, указывающей на наличие гидратированных минералов, различающихся на длине волны низкой части ультрафиолетового спектра ниже 0,4 мкм.

— Класс G — это достаточно редкий класс астероидов, близок по характеристикам к С-типу, но отличается низким альбедо и почти плоским (бесцветным) в видимом диапазоне спектром отражения. В его составе преобладают силикаты, слюда и глина с примесью углерода или органических соединений (к данному классу принадлежит Церера).

Группа кремниевых астероидов (S-группа) — целиком состоит из S-класса кремниевых (каменных) астероидов. К этому классу относится примерно 17 % от общего числа астероидов.

Группа железных астероидов (X-группа) объединяет несколько классов астероидов, с аналогичными спектрами, но, скорее всего, разного состава. В группу входят объекты с высоким содержанием металлов. Это третья по распространённости группа астероидов включает следующие классы:

— Класс M — к этому классу принадлежит большинство типичных астероидов данной группы. Это третья по распространённости группа астероидов (Психея — классический представитель).

— Класс E — отличается от класса M высоким альбедо (отражательной способностью).

— Класс P — отличается от класса M низким альбедо.

Также классификация рассматривает ещё несколько более мелких классов:

— Класс A — это редкий класс астероидов (с 2005 года астероидов этого класса было обнаружено всего 17), которые характеризуются достаточно высоким альбедо и красноватым цветом в видимой части спектра, что определяется значительным ростом к длинным волнам отражательной способности астероидов этого класса.

— Класс D — этот класс включает в себя объекты с очень низким альбедо (0,02–0,05) и ровным красноватым спектром без чётких линий поглощения. Такие свойства имеют силикаты, богатые углеродом или органическими веществами, возможно, вперемешку с водяным льдом. Из них состоят, например, частички межпланетной пыли, которая, вероятно, заполняла и околосолнечный протопланетный диск ещё до образования планет. На основе этого сходства можно предполагать, что D-астероиды являются наиболее древними, малоизменёнными телами пояса астероидов.

— Класс J — астероиды, предположительно образовавшиеся из внутренних частей Весты. Спектры этих тел придают им сходство с астероидами V класса, но их отличает особо сильные полосы поглощения на длине волны 1 мкм.

— Класс Q — ещё один редкий тип астероидов. В их спектре на длине волны 1 мкм присутствуют яркие и широкие линии оливина и пироксена, кроме того, спектральные особенности указывают на наличие металла. По характеру спектра поглощения на длине волны 0,7 мкм, эти тела занимают промежуточное положение между астероидами, принадлежащими к V и S классам. Также у их спектра есть некоторое сходство с таковым у хондритных метеоритов, что указывает на их предположительно широкую распространённость в поясе астероидов.

— Класс R — астероиды, имеющие относительно высокое альбедо и красноватый спектр отражения на длине 0,7 мкм. Также имеется широкая полоса поглощения довольно большой глубины на длине волны 1–2 мкм, указывающая на высокую концентрацию в поверхностных породах оливина, пироксена и некоторых металлов, вероятно, с добавкой плагиоклаза. В целом по спектральным характеристикам занимает промежуточное положение между астероидами V и A классов.

— Класс T — это класс астероидов, имеющих низкое альбедо и красноватый спектр (с умеренным поглощением на длине волны 0,85 мкм), который похож на спектры астероидов P- и D-классов, но по наклону занимающий между их спектрами промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов T-, P- и D-классов считается примерно одинаковым и соответствующим безводным силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями.

— Класс V — астероиды этого класса умеренно яркие и довольно близки к более общему S классу, которые также в основном состоят из камня, силикатов и железа (хондритов), но в отличие от класса S в них более высокое содержание пироксена.

При поиске органических и предбиотических соединений чаще всего рассматривают классы D, С или S в группах C и S соответственно. D-астероиды (напр. (152) Атала) привлекают исследователей своей предполагаемой древностью (они мало изменились со времени формирования Солнечной системы) и возможным содержанием воды и органических соединений в своём составе. Также отправляются миссии к астероидам С- или S-групп.

Так, аппарат «Хаябуса-2» собрал материал на поверхности Рюгу, астероида из класса С, в феврале 2019 года и доставил на Землю в декабре 2020 года, где их извлекли в 2021 году. Материал с небесного тела содержит несколько предбиотических органических веществ, включая разновидности аминокислот. Живые существа используют эти элементы в создании белков, необходимых для регулирования химических реакций и формирования волос и мышц. Наличие предбиотических молекул на поверхности Рюгу, несмотря на суровые условия, вызванные солнечным нагревом и ультрафиолетовым излучением, предполагает, что верхние слои астероида обладают потенциалом для защиты органических молекул, заявил ведущий автор исследования из Университета Кюсю Хироши Нараока. Он добавил, что молекулы могут перемещаться по всей Солнечной системе, рассеиваясь в виде частиц межпланетной пыли, выброшенных с поверхности Рюгу после столкновений, и по другим причинам. Кроме того, на Рюгу обнаружили органические предбиотические молекулы, образующиеся в присутствии жидкой воды. В настоящий момент результаты исследования аминокислот на астероиде в основном согласуются с тем, что учёные наблюдали в некоторых типах богатых углеродом метеоритов, которые подверглись воздействию воды в космосе, отметил соавтор работы из Центра космических полётов имени Годдарда Джейсон Дворкин. В образцах с Рюгу отсутствует сахар и компоненты ДНК и РНК, ранее обнаруженные на других богатых углеродом астероидах. Команда подозревает, что, возможно, эти соединения присутствуют на небесном теле, однако их концентрация ниже пределов фиксации в связи с небольшой массой добытых образцов [14].

Ранее, 25 ноября 2005 года японский космический зонд «Хаябуса» коснулся поверхности S-астероида Итокавы и взял образцы грунта, чтобы доставить их на Землю. Как показали результаты исследования, опубликованного в журнале Scientific Reports, необходимые для жизни на Земле вещества, такие как органические молекулы и вода, произошли на поверхности астероидов: детально изучив крупицы пыли, которые вернулись на Землю с Итокавы, ученые пришли к выводу, что вода и органическое вещество возникли из самого астероида, а не прибыли на нашу планету в результате столкновения [13]. Эти данные свидетельствуют о том, что астероиды эволюционировали химически в течение миллиардов лет. Ученые утверждают, что это очень важное открытие, способное «переписать историю жизни на нашей планете». Авторы работы отмечают, что органическое вещество прямо не указывает на то, что жизнь существует на астероидах, но свидетельствует о том, что «астероиды несут в себе то же сырье, которое было первым источником жизни на Земле». По словам исследователей, на протяжении миллиардов лет астероид медленно поглощал жидкость и органическое вещество, прямо как наша планета. Изучая грунт Итокавы, ученым также удалось определить его возраст — он составил 4,64 млрд лет, что сопоставимо с возрастом нашей Солнечной системы (4,57 млрд лет). Интересно и то, что в ходе работы исследователи пришли к выводу о том, что в прошлом астероид столкнулся с другим небесным телом и перенес экстремальный нагрев, в результате чего частично лишился воды и разрушился. Вернуть воду Итокава смог с помощью пыли от мелких космических тел, проплывающих поблизости [15].

Также исследователи проверили кусочки астероида Бенну, принадлежащего к классу B в C-группе, доставленные аппаратом NASA OSIRIS-REx в сентябре 2023. В распоряжении ученых оказалось более 1 000 частиц размером более полмиллиметра, 28 частиц размером более сантиметра, а размер самой большой частицы составляет 3,5 см. Образцы Бенну содержат большое количество воды, заключенной в таких минералах, как глина, а также они богаты углеродом, азотом, серой и фосфором. Образцы OSIRIS-REx представляют собой крупнейший нетронутый резервуар такого материала на Земле. Образцы OSIRIS-REx отличаются фосфатной коркой, никогда ранее не встречавшейся в метеоритах. По словам ученых, такие высокие концентрации фосфатов ранее находили во внеземных океанских мирах, таких как спутник Сатурна Энцелад [16].

Классификация SMASS — относительно новый метод классификации, предложенный Шелте Басом и Richard P. Binzel в 2002 году на основе результатов проекта «Спектрального изучения малых астероидов главного пояса астероидов» (SMASS) по итогам изучения 1447 астероидов. Это исследование спектров проводилось с гораздо более высоким разрешением, чем ECAS, что позволило проанализировать спектры поверхностей астероидов на более узких длинах волн, выявив, тем самым, много новых особенностей в спектре. Тем не менее, исследования проводились в небольшом диапазоне длин волн (от 0,44 мкм до 0,92 мкм) и при этом не учитывалось альбедо астероидов. Новая классификация разрабатывалась так, чтобы максимально сохранить связь таксономией Толена, в результате с учётом разницы полученных данных, астероиды были разделены на 24 класса. В итоге большинство астероидов были распределены по трём большим классам (C, S и X), а остальные попали в более мелкие классы.

Виды метеоритов.

Современные метеориты также делятся на три большие группы: железные, железо-каменные и каменные ( см. Рис. 19 ).

Рис. 19. Современная классификация метеоритов. Таблица взята с сайта Southwest Meteorite Laboratory meteoritelab.com. Доступно по ссылке https://meteoritelab.com/about/meteorites/meteorite-classification/

Железные метеориты.

В химическом составе этой группы преобладают элементы Fe, Ni и Co, которые составляют более 95 %. Ni присутствует всегда; концентрация почти всегда превышает 5 % и может достигать около 25 %. Значительный процент никеля можно использовать в полевых условиях, чтобы отличить метеоритное железо от изделий из железа, изготовленных человеком, которые обычно содержат меньшее количество Ni, но этого недостаточно, чтобы доказать метеоритное происхождение. На данный момент железные метеориты классифицируют по структуре и химическому составу и выделяют следующие категории:

— Гексаэдриты (H) — это метеориты с низким содержанием никеля, без рисунка Видманштеттена;

— Октаэдриты (O) — тела с средним или высоким содержанием никеля, есть узоры Видманштеттена, наиболее распространенный класс;

— Атакситы (D) — это метеориты с очень высоким содержанием никеля, без рисунка Видманштеттена, достаточно редкие.

Более новая схема химической классификации, основанная на соотношениях микроэлементов Ga, Ge и Ir, разделяет железные метеориты на классы, соответствующие различным родительским телам астероидов. Эта классификация основана на диаграммах, которые отображают содержание никеля в зависимости от различных микроэлементов (например, Ga, Ge и Ir). Различные группы железных метеоритов отображаются в виде кластеров точек данных. Первоначально было четыре из этих групп, обозначенных римскими цифрами I, II, III, IV. Когда стало доступно больше химических данных, они были разделены, например, группа IV была разделена на метеориты IVA и IVB.

Железокаменные метеориты в сравнении с предыдущей группой включают меньше видов:

— Палласиты — относительно редкие метеориты, которые можно отличить по наличию крупных кристаллических включений оливина в ферроникелевой матрице. Эти кристаллы представляют собой материал мантии и ядра дифференцированных планетезималей (небесных тел на орбите вокруг протозвезды), которые были разрушены в результате сильных столкновений во время раннего формирования Солнечной системы. Внутри группы тоже выделяют подтипы: палласиты основной группы, палласиты станции Игл (содержат IIF метеоритное железо) и пироксеновые палласиты (содержат около 5 % ортопироксена);

— Мезосидериты — это класс каменисто–железных метеоритов, состоящих примерно из равных частей никеля, железа и силиката. Это брекчии (горные породы, состоящие из осколков минералов или горных пород, скрепленных между собой мелкозернистой матрицей) с неправильной текстурой; силикаты и металл часто встречаются в виде комков или гальки, а также в виде мелкозернистых наростов. Силикатная часть содержит оливин, пироксены и полевой шпат, богатый Ca. Это достаточно редкий тип метеоритов.

Каменные метеориты.

Каменные метеориты классифицируют по наличию или отсутствию хондр (округлых образований размером в среднем 0,5–1,0 мм, представляющих собой быстро затвердевшие капли расплавленного силикатного вещества). Таким образом, данную группу разделяют на хондриты и ахондриты соответственно . Хондритовые метеориты включают в себя следующие типы:

— Углеродистые хондриты (хондриты С-типа) — эти метеориты составляют менее 5 % хондритов, выпадающих на Землю. Они характеризуются присутствием углеродных соединений, включая аминокислоты. Считается, что они образовались дальше всех от солнца из всех хондритов, поскольку в них самая высокая доля летучих соединений. Еще одной из их основных характеристик является присутствие воды или минералов, которые были изменены присутствием воды [17];

— Обычные хондриты — это наиболее распространенный тип метеоритов, падающих на Землю: около 80 % всех метеоритов и более 90 % хондритов являются обычными хондритами. Они содержат большое количество хондр, разреженную матрицу (10–15 % породы), несколько тугоплавких включений и различные количества металла Fe–Ni и троилита (FeS). Их хондры обычно имеют диаметр от 0,5 до 1 мм. Обычные хондриты химически отличаются низким содержанием тугоплавких элементов, таких как Ca, Al, Ti и редкоземельных элементов, по сравнению с Si;

— Энстатитовые хондриты (хондриты Е-типа) — редкий тип метеоритов, составляющий лишь около 2 % от хондритов, падающих на Землю. В них, как правило, высокое содержание минерала энстатита (MgSiO3), от которого они получили свое название. Большая часть содержащегося в них железа находится в форме металла или сульфида, а не в виде оксида. Это говорит о том, что они образовались в области, где не хватало кислорода, вероятно, в пределах орбиты Меркурия;

— Хондриты Какангари (группа К, тип Какангари) — тела, характеризующиеся большим количеством пылевидной матрицы и составом изотопов кислорода, сходным с углеродистыми хондритами, сильно восстановленным минеральным составом и высоким содержанием металлов (от 6 % до 10 % по объему), которые больше всего похожи на энстатитовые хондриты, и концентрациями тугоплавких элементов, которые больше всего похожи на обычные хондриты;

— Хондриты Румурути (тип R) — очень редкая группа, только с одним задокументированным выпадением из почти 900 задокументированных хондритовых падений. Они обладают рядом общих свойств с обычными хондритами, включая сходные типы хондр, небольшое количество тугоплавких включений, сходный химический состав большинства элементов. Однако существуют существенные различия между R–хондритами и обычными хондритами: R-хондриты имеют гораздо более пылеватый матричный материал (около 50 % породы), они гораздо более окислены, содержат мало металлического Fe-Ni. Почти весь металл, который они содержат, окислен или находится в форме сульфидов. Они содержат меньше хондр, чем хондриты E, и, по-видимому, происходят из реголита астероида.

Ахондриты подразделяются на нижеперечисленные разновидности:

— Примитивные ахондриты — это группа метеоритов, близкая по составу к хондритам, в их текстуре есть реликтовые хондры;

— Астероидные ахондриты — эти метеориты не содержат хондр. Они состоят из материала, подобного земным базальтам или плутоническим породам, дифференцированы и переработаны в меньшей или большей степени из-за плавления и перекристаллизации на родительских телах метеоритов или внутри них;

— Лунные метеориты — это метеорит, возникший на Луне. По составу близок лунным коренным породам, представленными либо анортозитами, либо базальтами [18];

— Марсианские метеориты — это фрагменты планеты Марс, выбитые из неё в результате ударов других космических тел и попавшие на Землю как метеориты. Марсианское происхождение метеоритов устанавливается посредством сравнения изотопного состава газа, содержащегося в метеоритах в микроскопических количествах, с данными анализов марсианской атмосферы, полученными аппаратами «Викинг». Кроме того, в минералах метеорита содержится значительное количество воды [18].

Заключение. Таким образом, современные методы астробиохимии играют важнейшую роль в изучении космоса, поиске внеземной жизни, а также среды обитания, потенциально пригодной для человека.

Литература:

1. Wickramasinghe C. Panspermia versus Abiogenesis: A Clash of Cultures. Journal of Scientific Exploration. 2022; 36(1): 122.
2. Bell T. E.. The Grand Analogy: History of the Idea of Extraterrestrial Life. Cosmic Search. 1980; 2(1): 1–10.
3. Cockell, Charles S. Exposure of phototrophs to 548 days in low Earth orbit: microbial selection pressures in outer space and on early earth. The ISME Journal: 2011; 5(10): 1671–1682.
4. Ward P. D., Brownlee D. The life and death of planet Earth. New York: Owl Books, 2004.
5. Фишман Р. Калейдоскоп миров. Как ищут экзопланеты. Популярная механика. 2018; 1: 36–37.
6. Chauvin G., Lagrange A. M., Dumas C. et al. A giant planet candidate near a young brown dwarf. Astronomy and Astrophysics journal. 2004; 425(2): 29 -32.
7. Marois C., Macintosh B., Barman T. et al. Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799. Science journal. 2008; 322(5906): 1348–1352.
8. Leung M., Schwieterman E. W., Parenteau M. N. et al. Alternative Methylated Biosignatures. I. Methyl Bromide, a Capstone Biosignature. The Astrophysical Journal. 2022; 938(6): 39
9. Ravi Kumar Kopparapu, Eric T. Wolf and Victoria S. Meadows. Characterizing Exoplanet Habitability. Planetary Astrobiology. University of Arizona Press, 2020
10. Hall S. The Secrets of Super-Earths. Sky & Telescope. 2017; March: 22–29.
11. Kitzmann D., Alibert Y., Godolt M. et al. The unstable CO2 feedback cycle on ocean planets. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2015; 452(4): 3752–3758.
12. Stevenson D. J. Possibility of Life-Sustaining Planets in Interstellar Space. Nature journal. 1998; 392: 497.
13. Савелова А. А., Бусарев В. В., Щербина М. Оценка состава вещества астероидов по спектрам отражения с использованием метеоритных аналогов. Астрономия, астрофизика и космология. 3.
14. Смирнова Е. Первое исследование образцов астероида Рюгу показало, что он богат органикой. Доступно по ссылке на 30.08.2024 https://m.hightech.plus/2023/02/26/pervoe-issledovanie-obrazcov-asteroida-ryugu-pokazalo-chto-on-bogat-organikoi
15. Соковикова Л. В пробах астероида Итокава обнаружена вода и органические материалы. Доступно по ссылке на 30.08.2024 https://hi-news.ru/research-development/v-probax-asteroida-itokava-obnaruzhena-voda-i-organicheskie-materialy.html?ysclid=lsngvweqpr577685799
16. Никифорова А. Фрагмент древнего океанического мира: что показал первый анализ образца астероида Бенну. Доступно по ссылке на 30.08.2024 https://hightech.fm/2024/02/07/bennu-ancient-ocean-world
17. Zherebker A., Kostyukevich Y., Volkov D. S. et al. Speciation of organosulfur compounds in carbonaceous chondrites. Scientific Reports. 2021; 11(1):7410.
18. Демидова С. «Камни небесные» с Луны и Марса. «Химия и жизнь». 2015; 6.