Г.Спенсер-Джонс. Жизнь на других мирах

Сканировал Игорь Степикин

Г. СПЕНСЕР-ДЖОНС

Королевский астроном

ЖИЗНЬ НА ДРУГИХ МИРАХ

Перевод с английского А. К. ФЁДОРОВОЙ-ГРОТ

под ред. проф. Н. И. ИДЕЛЬСОНА

ОГИЗ

ГОСУДАРСТВЕННОЕ ИЗДАТЕЛЬСТВО ТЕХНИКО-ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ ЛИТЕРАТУРЫ

МОСКВА 1946 ЛЕНИНГРАД

LIFE ON OTHER WORLDS

H. SPENCER JONES

M. A., Sc. D., F. R. S.

ASTRONOMER ROYAL,

HONORARY FELLOW, JESUS COLLEGE, CAMBRIDGE

THE ENGLISH UNIVERSITIES PRESS LTD.

LONDON, 1940

Начав с анализа условий, необходимых для существования жизни, автор описывает затем строение поверхностей и атмосфер планет солнечной системы и приходит к выводу, что на большинстве из них, за исключением Венеры и Марса, жизнь совершенно невозможна. Далее автор детально рассматривает теории происхождения планетных систем и вероятность существования таких систем у других звёзд, кроме Солнца.

Книга предназначена для широких кругов читателей, интересующихся естествознанием, и содержит обширный фактический материал по астрономии и смежным наукам.

Редактор Б. Ю. Левин. Технич. редактор Н. А. Тумаркина. Подписано к печати 26/XI 1946 г. 13 печ. л. 11,7 авт. л. 11,95 уч.-изд. л. 41000 тип. зн. в печ. л. A 08282, Тираж 25000 экз. Цена книги 7. р. 50 к. Переплет 1 р. 50 к. Заказ №1219

16-я типография треста «Полиграфкнига» ОГИЗа при Совете Министров СССР, Москва, Трёхпрудный, 9.

К РУССКИМ ЧИТАТЕЛЯМ

Во время посещения мной Советского Союза для участия в торжественном праздновании 220-летнего юбилея Академии Наук СССР я узнал, что готовится к печати русский перевод моей книги «Жизнь на других мирах»; меня просили написать краткое предисловие к этому изданию, что я исполняю теперь с большим удовольствием.

За последние годы постройка мощных телескопов и применение спектроскопа к анализу излучения небесных тел привели к значительным сдвигам в наших астрономических знаниях. Воображение очень широких кругов людей было захвачено данными о грандиозности Вселенной и вопросами о том, какова была и к чему идет её эволюция; но все это вызвало как бы некоторое пренебрежение к нашей солнечной системе, в которую входят наши ближайшие соседи в пространстве.

Тем не менее, новейшие методы исследования значительно увеличили запас наших сведений об условиях, господствующих на других планетах, совершающих вместе с Землею свои бесконечные странствования вокруг Солнца. Все эти данные бросают новый свет на вопрос, который навсегда сохранит свой интерес для человечества, именно вопрос о том, может ли жизнь существовать на каком-либо ином мире, а не только у нас на Земле. Этот вопрос я и рассматриваю в настоящей книге, которая была написана прежде всего для «читателя вообще», но не для специалиста астронома. Я не прошу читателя присоединиться к моим заключениям, но предоставляю ему оставаться на его собственной точке зрения, в свете всех приводимых мною данных.

Для науки,—т. е. для познания и понимания Природы и её путей,—не существует национальных границ. Научные работники в Англии с глубокой грустью узнали о разрушениях больших обсерваторий в Пулкове и в Симеизе, которые в прошлом внесли столь важный вклад в астрономическое знание. Я с надеждой смотрю на их быстрое восстановление и переоборудование, и я убежден, что в будущем развитии астрономии участие Советского Союза будет весьма значительным.

Г. Спенсер-Джонс

Москва, июнь 1945 г.

ОТ РЕДАКТОРА ПЕРЕВОДА

Имя автора книги, перевод которой мы предлагаем советскому читателю, может для него быть неизвестным, если только он не является специалистом-астрономом.

Сэр Гарольд Спенсер-Джонс, нынешний Королевский астроном, иными словами, директор Гринвичской обсерватории,— одной из крупнейших и стариннейших мировых обсерваторий,—является выдающимся специалистом в области так называемой позиционной астрономии, основная задача которой есть определение точнейших положений звёзд и их движений на небесной сфере.

Перу Спенсер-Джонса принадлежит длинный ряд работ, начатых им около 30 лет тому назад, когда он был астрономом, а затем директором Обсерватории на м. Доброй Надежды (Cape Observatory). В этих работах данные позиционной звёздной астрономии, наряду с наблюдениями Луны, Солнца и планет, используются им не только для решения специальных проблем, но и для определения так называемых основных астрономических постоянных,—как, например, среднего расстояния Земли от Солнца—или для изучения таких тонких вопросов, как неравномерность вращения Земли вокруг её оси. Во всей этой области Г. Спенсер-Джонс является, первым авторитетом нашей эпохи. Однако, в настоящей книге он сумел выйти далеко за пределы его собственных исследований и сообщить читателю, в немногих сжатых главах, огромное количество фактов и сведений, относящихся по существу не только к различным областям современной астрономии, но и к самым разнообразным разделам науки (физика, химия, геология, биология). Все эти сведения центрируются вокруг увлекательного и вечно юного вопроса о жизни на других мирах. К исследованию возможностей ответа на этот вопрос Спенсер-Джонс подходит со всей осторожностью и с надлежащей установкой современного учёного, отбрасывая пленительные фантазии астрономов недавнего прошлого, но не замыкаясь и в рамки педантичной схоластики. Неудивительно поэтому, что его книга, вышедшая уже в годы Великой войны, имела очень большой успех у английского читателя. В наших библиотеках она несомненно явится прекрасным и нужным дополнением к недавно изданным книгам: Г. Н. Р е с с е л ь, Солнечная система и её происхождение, Гостехиздат, 1944; акад. В. Г. Ф е с е н к о в, Космогония солнечной системы, Изд. А. Н. СССР, 1944. Ближайшее отношение к теме настоящей книги имеет и книга А. И. О п а р и н а, Возникновение жизни на земле, Изд. А. Н. СССР, 1941 г.

Книга Спенсер-Джонса настолько глубоко продумана и сконденсирована в её содержании, стиле и языке, что мы не решились делать каких-либо дополнений к тексту и снабдили перевод только немногими техническими примечаниями. Все английские меры длины, веса, работы и мощности, которыми пользуется автор, переведены в метрические, для чего были взяты следующие переводные множители (см. Encycl. Britannica, 11-th ed., vol. 28, Weights and Measures p.p. 489—494):

1 статутная миля =1,609 км
1 ярд = 36 дюймов —0,914 м
1 фут = 12 дюймов = 0,305 м
1 дюйм = 25,4 мм
1 унция-трой = 31,1 г веса
1 лош. сила на 1 квадр. ярд = 0,88 киловатта на 1 м²
Температура t F (Fahrenheit) = 0,555t — 17,8 по стоградусной шкале.

Иллюстрации, числом 17, и пояснения к ним автора книги составляют неотъемлемую часть её содержания. Издательство предприняло всё возможное, чтобы воспроизвести их в надлежащем виде.

ПРЕДИСЛОВИЕ

Во введении к своей книге о «Множественности миров» Бернард-де-Фонтенелль (1657—1757) писал:

«Я избрал ту часть философии, которая, весьма вероятно, вызовет любопытство. Что может быть для нас важнее, чем знать, как устроен тот мир, в котором мы обитаем; и существуют ли иные миры, обитаемые так же, как и наш? Те, у которых есть, что сказать, пусть порассуждают о предметах вроде этого; но я предполагаю, что лица, которые могут найти лучшее времяпрепровождение, не остановятся для столь праздного и бесполезного занятия».

Вопрос о том, существует ли жизнь на других мирах, относится к тем, которые всё ещё продолжают «вызывать любопытство» и ответ на который предполагают получить от астронома. В этой книге я подвёл итог всем тем данным, которыми располагает современная астрономия, имеющая к этому вопросу известное отношение, и попытался дать ответ. Я не думаю, что все читатели будут согласны с теми выводами, к которым я пришёл. Каждому из них предоставляется высказывать своё собственное заключение, при условии, что оно не будет в противоречии с данными наблюдательной астрономии.

Наиболее существенное затруднение в дискуссии вопроса о жизни на других мирах состоит, разумеется, в том, что мы еще не знаем, как возникла жизнь на Земле. Я исходил из допущения, что в любом месте Вселенной, где условия окажутся соответствующими для того, чтобы там возникла жизнь,—там она действительно тем или иным образом и появится. Некоторое подтверждение такой точки зрения можно усмотреть в следующем: на том единственном из всех миров, где наличие подходящих условий для развития жизни может быть выведено из априорных соображений,—на планете Марс,—там мы действительно встречаем почти окончательно доказанное наличие растительного покрова. Но найдутся лица, которые будут считать, что наше допущение вообще недоказуемо и не может быть подтверждено. Встретятся, быть может, и другие, которые сочтут его противоречащим религии. Для этих последних я снова приведу цитату из Фонтенелля:

«Ничего больше сказать не остается, разве, что для людей, вкусу которых трудно угодить; и не потому, чтобы у меня не имелось для них хороших доводов,—-а потому, что лучшие доводы, которые можно представить, для них будут недостаточны; есть и такие щепетильные люди, которые предполагают, что поместить обитателей в любой другой мир, кроме как на Землю, окажется опасным для Религии; и я знаю, насколько чувствительны иные в вопросах религиозных; потому я отнюдь не желаю моими выступлениями в печати оскорбить мнения тех, кто стоит на противоположной со мной точке зрения. Никакого ущерба не происходит для Религии в моей системе, в которой бесчисленные миры наполняются обитателями, если только подправить немного ошибки воображения, и считать, что обитаемых миров больше чем один; это не противоречит ни разуму, ни Писанию. Если Господь на славу свою создал один Мир, то чем больше сотворил он Миров, тем больше, должна быть его Слава»(Примеч.- Автор цитирует эту знаменитую книгу (1686) по старинному английскому переводу Джона Глэнвилля (1688); следует напомнить, что перевод её на русский язык, изданный в Петербурге в 1740 г., послужил темой интересных дебатов, подробности о которых читатель найдёт в. книге Р а й к о в а. Очерки по истории гелиоцентрического мировоззрения в Россия, Изд. АН СССР, 1937, главы IX и XI. (Ред.))

В первой главе моей книги дана общая картина Вселенной, какой она получается на основе данных современной астрономии; это составляет тот общий фон, на котором рассматриваемая нами проблема как бы проектируется в её надлежащей перспективе. При столь обширном масштабе Вселенной представляется внутренне невероятным, чтобы наша малая Земля могла быть единственным обиталищем жизни. В главе II рассматриваются условия для существования жизни. Основой их является тождественность материи во всей Вселенной; те же самые атомы, подчинённые тем же самым химическим законам, находятся и на Земле и на отдалённейших звёздах и туманностях. В отношении живой материи особо важное значение имеет химия углеродного атома, столь тесно связанная с его характерной способностью образовывать в соединении с другими атомами множество обширных и сложных молекулярных соединений. Простейшие живые клетки являются чрезвычайно сложными и соответственно этому хрупкими образованиями. Условия, при которых возможно существование этих сложных молекулярных групп, весьма ограничены. В следующих главах книги подробно изучаются вопросы о том, имеют ли место эти условия на других планетах солнечной системы или же нет.

Но прежде чем приступить к этой дискуссии, я даю в главе III общий обзор методов, которыми владеет астрономия. Из чисто теоретических рассуждений можно заключить, вероятно ли, чтобы на той или иной планете существовала атмосфера, а также определить её температуру в достаточно узких пределах. Эти заключения можно проверить наблюдениями. Что касается состава атмосферы, то данные о нём получаются как из общих соображений, так и непосредственно из наблюдений.

Вопросу о земной атмосфере и об её эволюции посвящена глава IV; он рассматривается в связи с общими результатами предыдущей главы. Присутствие в земной атмосфере свободного кислорода, столь существенно важного для поддержания жизни всего живого, приписывается мощному растительному покрову Земли.

Детальное изучение каждого из членов солнечной системы обнаруживает весьма значительное разнообразие условий; в большинстве случаев они таковы, что возможность существования жизни несомненно исключается. Однако, Венера, повидимому, представляет собой мир, на котором жизнь находится у порога её возникновения, а Марс—это мир, где жизнь уже отцветает «средь листьев пожелтелых».

Переходя за пределы солнечной системы, необходимо прежде всего выяснить, могут ли у других звезд существовать, и притом не в виде исключения, системы связанных с ними планет. Для того, чтобы ответить на этот вопрос, необходимо объяснить происхождение солнечной системы. Но это является чрезвычайно трудной темой. Различные теории рассматриваются нами в главе IX, и заключение сводится к следующему: если в эпоху образования солнечной системы распределение звёзд было в его общих чертах таким же, каким оно является теперь, то для обоснования происхождения солнечной системы требуется столь исключительное стечение условий, что существование семей планет можно предположить только у относительно небольшого числа звёзд.

В последней главе эти заключения сопоставляются с той общей картиной мироздания, которая была дана в первой главе. Хотя условия, несовместные с развитием жизни, входят с очень значительным весом, тем не менее общее наше заключение таково, что должны существовать иные миры, где подходящие условия налицо, так что мы вправе предположить, что жизнь в тех или иных формах фактически там существует.

Я глубоко признателен д-ру В. С. Адамсу—директору обсерватории Моунт-Вилъсон (Калифорния), д-ру В. X. Райту—директору Ликской обсерватории (Моунт-Гамилътон), д-ру В. М. Сляйферу — директору обсерватории Лоуэлла (Флагстафф, Аризона) за разрешение воспроизвести здесь снимки, сделанные на этих обсерваториях, и за любезное предоставление мне фотографий. Я многим обязан также Т. Э. Р. Филиппсу за разрешение поместить здесь некоторые из его превосходных рисунков планеты Юпитер.

Г. Спенсер-Джонс

ПЕРЕЧЕНЬ ИЛЛЮСТРАЦИЙ

1. Звёздное облако в созвездии Стрельца

2. Большая туманность в созвездии Ориона

3. Млечный Путь около звезды Ро Змееносца

4. Луна. Апеннины и Архимед

5. Луна. Область кратеров Тихо и Клавия

6. Луна. Область Коперника

7. Планета Юпитер

8. Планета Сатурн

9. Спектры планет-гигантов

10. Планетные спектры

11. Облака на Венере

12. Снимки Марса и земного пейзажа

13. Облака на Марсе

14. Планета Марс

15. Спиральная туманность Мессье 101 в созвездии Большой Медведицы

16. Спиральная туманность в созвездии «Волоса Вероники»

17. Спиральная туманность Мессье 81 в созвездии Большой Медведицы

ГЛАВА I
КАРТИНА ВСЕЛЕННОЙ

Исследование строения Вселенной началось, можно сказать, с трудов Вильяма Гершеля (1738—1822). Будучи музыкантом по профессии, Гершель переселился в Англию из Ганновера в возрасте 19 лет, в поисках счастья. Он зарабатывал себе на жизнь игрой на органе и уроками музыки и в 1766 г. был назначен органистом Октагональной Капеллы в г. Бат (Bath). Однако, все урывки свободного времени он отдавал изучению оптики и астрономии, интерес к которым у него неуклонно возрастал. Но изучение астрономии по одним лишь книгам не давало удовлетворения его жадному и пытливому уму. Его мечтой было изучать небо собственными глазами, наблюдая его в телескоп. Не имея возможности приобрести телескоп, Гершель решил построить его сам.

Начав с очень скромного, Гершель переходил к большим и большим инструментам. Немного времени прошло, как он стал уже строить лучшие телескопы, чем кто-либо до него, и—что ещё важнее—он обнаружил изумительное искусство в пользовании ими. Говоря его собственными словами: «Уметь видеть—это в некотором отношении искусство, которому должно учиться». Все это взятое вместе—и превосходные оптические качества его телескопов, и необычайная острота зрения—позволили ему сделать открытие, которое создало его славу. 13 марта 1781 г. он обратил внимание на объект, про который он записал в журнале, что это «или любопытная туманная звезда или, быть может, комета»; этот объект представлялся действительно в виде небольшого круглого диска, отличаясь своим видом от точечных изображений звёзд. То была, как выяснилось позднее, новая планета, известная теперь под именем Урана; и это была первая планета, когда-либо открытая человеком, так как остальные, известные в то время планеты, легко видимы невооружённым глазом и были известны со времён отдалённой древности. Расстояние от Солнца до Урана почти вдвое больше расстояния от Солнца до Сатурна, этой наиболее далекой планеты среди всех известных во времена Гершеля; таким образом, его открытием были удвоены пределы солнечной системы. Естественно, оно вызвало тогда значительный интерес и возбуждение; одним из следствий этого, было то, что король—тогда Георг III—создал для Гершеля должность Придворного астронома (Примеч.- Kings Astronomer в отличие от Royal Astronomer, каким был с 1675 г. всегда директор Гринвичской обсерватории. (Ред)) с жалованьем в 200 фунтов стерлингов в год. Это позволило Гершелю уже совершенно отказаться от музыкальной карьеры и посвятить себя целиком астрономии.

Имея теперь возможность полностью отдаться астрономическим работами постройке телескопов, Гершель поставил перед собой гигантскую, требовавшую огромного труда задачу: произвести подробный и систематический обзор всего неба. Он изучал каждый объект; попадавший в поле зрения его телескопа, и отмечал все его особенности. Он нашёл, что Млечный Путь,—этот пояс расплывчатого беловатого свечения, который огибает всё небо,—состоит из огромного числа слабых звёзд. Подсчитывая число звёзд, видимых в поле зрения его телескопа в различных областях неба, Гершель промерил глубины звёздной системы. Из всех этих исследований он пришёл к заключению, что вселенная представляет собой обширную сжатую систему, форма которой весьма близко напоминает мельничный жернов. Он полагал, что Солнце находится где-то недалеко от центра этой системы. Видимые очертания Млечного Пути являлись в силу этого лишь следствием того, что мы смотрим сквозь всю глубину системы, почти из центрального положения, в направлении её наибольшей протяжённости.

В своём систематическом обзоре неба Гершель открыл не менее 2500 туманностей и звёздных скоплений. Туманности были облакообразными объектами, светящимися рассеянным светом, и Гершель вначале был склонен считать, что все они в действительности представляют собой множества звезд, столь отдалённых от нас, что телескоп не в состоянии разделить их на отдельные светящиеся точки, подобно тому как невооруженный глаз не в силах разрешить Млечный Путь на одиночные звёзды. Но постепенно Гершель пришёл к убеждению, что многие из этих туманностей были отнюдь не скоплениями звёэд, а массами пылающего газа. Это заключение было подтверждено через 42 года после его смерти, когда свет от этих туманностей был исследован спектрально и когда было обнаружено, что он обладает теми же особенностями, как и свет раскалённого газа. Но вместе с тем Гершель отнюдь не считал, что все туманности суть газообразные массы. Он был убеждён, что некоторые из них состоят из огромного множества звёзд, и рассматривал их как островные вселенные, сравнимые по размеру с нашей звёздной вселенной. В одном случае Гершель говорит: «Я проник в пространство глубже, чем какое-либо человеческое существо до меня; я наблюдал звезды, свет от которых, как можно доказать, идёт два миллиона лет, прежде чем он достигнет Земли». Это было удивительное утверждение, если учесть, что оно было высказано в те времена, когда не было известно расстояние ни до одной звезды.

Мы остановились здесь более или менее подробно на исследованиях и выводах Вильяма Гершеля потому, что в них была впервые получена картина строения вселенной, основанная на подробном и систематическом обзоре и описании неба. Позднейшие исследования подтвердили, в ее существенных чертах, ту картину, которую нарисовал Гершель. Некоторые детали были добавлены, и только некоторые из его заключений были видоизменены. Не без основания называли его поэтому отцом современной астрономии, и вполне заслуженными являются слова на его надгробном памятнике: «Caelorum perrupit claustra»—«Он проник сквозь преграды небес».

Только в 1835 г., через 13 лет после смерти Гершеля, было в первый раз измерено расстояние до звёзд. Принципиальная сторона таких измерений весьма проста; она вполне соответствует методу, которым пользуются топографы, измеряя расстояния на земной поверхности. Предмет, расстояние до которого требуется определить, наблюдается угломерным инструментом с двух конечных точек некоторой прямой или базиса, длина которого известна; из наблюдений определяется угол между направлениями от предмета к обеим конечным точкам базиса. Вся трудность в определении звёздных расстояний происходит от того, что самый длинный из базисов, который находится в нашем распоряжении, оказывается чрезвычайно коротким по сравнению с расстоянием до звёзд. Так, производя наблюдения, когда Земля находится в двух противоположных точках её орбиты, мы пользуемся базисом, длина которого равна 300 млн. км. Никакого более длинного базиса мы получить не можем. Для того, чтобы сделать наглядной трудность задачи, которая стоит перед небесным топографом, представим себе этот базис, длиной в 300 млн. км, в виде отрезка длиной в 5 см; тогда в этом масштабе расстояние до ближайшей звезды будет равно приблизительно 6 км. Таким образом, нам надлежит определить расстояние до предмета, находящегося в 6 км, производя определения направлений из двух точек на расстоянии 5 см друг от друга! Разумеется, трудности будут ещё большими, когда с тех же самых точек нам придется определять расстояние в десятки, сотни и тысячи километров. Здесь успех был достигнут только в силу тщательного учёта всех особенностей задачи и благодаря предосторожностям, принятии для возможно более полного исключения всех источников погрешностей.

Представляется удобным выражать звёздные расстояния теми промежутками времени, в течение которых эти расстояния проходит световой луч. Скорость света равна 300000 км в секунду, так что в течение года свет пройдёт расстояние приблизительно в 10 миллионов миллионов км. Поэтому, вместо того, чтобы сказать, что ближайшая звезда находится на расстоянии, равном 40 миллионам миллионов км, мы скажем, что это расстояние равно приблизительно 4 световым годам. Такой способ выражать расстояния интересен сам по себе ещё и тем, что он напоминает нам о том, что мы видим звезду не там, где она находится в данный момент, но там, где она была четыре года тому назад.

Существует предел для расстояний, которые могут быть измерены непосредственно. Для расстояний, превышающих 500 световых лет, результаты становятся уже неопределёнными. Если надлежит исследовать пространство до больших глубин, то это можно сделать лишь с помощью косвенных методов. Такой метод, и притом очень мощный, был действительно открыт, и все наши познания о строении вселенной, достигнутые в течение последних двадцати лет, получены в значительной мере именно благодаря ему. Он основан на особенных свойствах одного определённого класса звёзд. Эти звёзды не светятся с одинаковым постоянным блеском; их блеск то ослабевает, то усиливается, изменяясь при этом совершенно правильным образом. Было найдено, что колебания блеска или силы света таких звёзд сопровождаются правильными пульсациями всей звезды; звезда раздувается и сжимается совершенно правильным образом. Время, требующееся звезде для завершения одной пульсации и остающееся постоянным для определённой звезды, имеет у различных звёзд значения от нескольких часов до тридцати дней; если поставить пульсирующие звёзды в ряд, в порядке продолжительности одной пульсации, тo окажется, что они расположены в порядке и в отношении их силы света. Действительно, между периодом пульсации звезды и ее силой света существует строгая зависимость, так что если период пульсации известен, то из него можно вывести силу света звезды.

Определить время, в течение которого пульсирующая звезда совершает полный цикл светового колебания, не представляет больших затруднений; найдя же это время, мы выводим силу света или истинный блеск звезды. Можно измерить и видимый блеск, т. е. тот блеск, который мы у неё наблюдаем. Видимый блеск звезды зависит от двух причин: от ее истинного блеска и от расстояния. Если бы мы могли отодвинуть звезду вдвое дальше по сравнению с её действительным расстоянием, то она показалась бы нам в четыре раза слабее. Если известны и истинный и видимый блеск звезды, то легко определить расстояние, отделяющее нас от неё. Чем длиннее период пульсации звезды, тем больше её истинная сила света. Так, например, если одна пульсация происходит в течение двух суток, то сила света этой звезды в 260 раз больше силы света Солнца; если пульсация звезды завершается в 10 дней, то её сила света в 1700 раз больше солнечной; если она происходит в 36 дней, то сила света такой звезды в 9600 раз превышает солнечную. Следует отметить, что во всех приведённых примерах сила света во много раз больше солнечной. Все пульсирующие звёзды, на наше счастье, отличаются очень большим истинным блеском; они принадлежат к классу звёзд, называемых звёздами гигантами. Их огромная светимость даёт возможность видеть их через грандиозные пространства, на расстояниях, на которых средние звёзды, как, например, наше Солнце, были бы совершенно невидимы. Именно это обстоятельство делает их столь полезными при исследованиях мирового пространства на большие расстояния. Предположим, например, что мы открыли в отдаленном звёздном скоплении одну из тех пульсирующих звёзд, пульсация которых совершается в 36 дней, и пусть оказалось, что видимый блеск звезды оценивается вами в одиннадцатую величину (так что эта звезда обладает одной сотой видимого блеска самой слабой звезды, доступной невооружённому глазу). Такую звезду можно без труда увидеть в шестидюймовый телескоп. Так как пульсация ее совершается в 36 дней, то мы знаем, что сила света этой звезды в 9600 раз больше солнечной. Поскольку она представляется нам звездой одиннадцатой величины, мы можем сделать вывод, что расстояние до нее равняется 50000 световым годам. Если же мы вспомним, что предельным расстоянием, поддающимся определению непосредственным измерением (хоть сколько-нибудь точно), является расстояние примерно в 500 световых лет,—мы поймём, какое мощное средство для исследования мирового пространства представляют собой эти пульсирующие звёзды.

Описав вкратце общие принципы, лежащие в основе определения больших расстояний, мы можем не останавливаться на промежуточных деталях и перейдём к общему изложению данных, которыми мы располагаем теперь о звездной вселенной, в которой мы сами находимся.

Нарисованная Гершелем общая картина огромной сжатой системы, имеющей форму жёрнова или тонких карманных часов, в основных чертах подтверждается; но в настоящее время представления о размерах и структуре этой системы существенно уточнены. Плоскость Млечного Пути определяет направление наибольшего протяжения этой системы, и именно поэтому, как это понял Гершель, в области Млечного Пути звёзды наиболее многочисленны. Млечный Путь по яркости не везде одинаков, и так же неравномерно распределены в нём звёзды; они имеют как бы тенденцию образовывать скопления или звездные облака. Самый яркий участок Млечного Пути, в котором мы встречаемся с наиболее плотным скоплением звёзд, находится в созвездии Стрельца в южном полушарии.

Гершель считал, что Солнце находится близко от центра системы. Мы знаем теперь, что это заключение его было ошибочно и что Солнце весьма удалено от этого центра, хотя оно и близко к срединной плоскости всей системы. Иными словами, Солнце—звезда в одном из звёздных облаков Млечного Пути. Центр системы, если смотреть с Солнца, находится в направлении звёздных облаков в Стрельце и именно благодаря тому, что в этом направлении луч зрения проникает в систему до самых больших её глубин, плотность звёзд нам кажется здесь столь значительной. Фотография части этого участка Млечного Пути дана на рис. 1 (см. в конце книги).

Кроме звёзд имеются ещё и туманности—разреженные облака светящегося газа, которые мы встречаем только в Млечном Пути или вблизи от него. Самой красивой из них является большая туманность Ориона, изображённая на рис. 2 и видимая простым глазом, как туманное размытое пятно света. Но этот свет не есть собственное свечение туманности; сами по себе туманности не светятся вовсе. Мы видим их только благодаря тем звёздам, которые в них заключены; атомы туманностей поглощают свет звёзд и вновь испускают его в виде излучений различной длины волны. В известной связи с этими яркими туманностями находятся еще и тёмные туманности или затемняющие свет облака. В середине самых густых скоплений Млечного Пути можно видеть пустые пространства, совершенно или почти совершенно лишённые звёзд. Наглядный пример такого пустого пространства виден на рис. 3. Известны сотни таких темных пятен. Они не могут быть пустыми полями или протоками между звезд, так как было бы неразумно предположить, что сотни таких протоков и каналов, тянущихся на огромные расстояния, обращены прямо в сторону Земли. Тёмные пятна создаются непрозрачными облаками, находящимися между нами и звездами; они заслоняют эти звёзды от нашего взора. Непрозрачность этих облаков объясняется присутствием в них тончайшей пыли. Мелкие частицы пыли, размер которых можно сравнивать с длиной световых волн, обладают очень большой затемняющей способностью; если среднее количество пыли в таком облаке составит только 10^-4 мг массы на каждый см² поперечного сечения, то и тогда облако будет совершенно непрозрачным, какова бы ни была его толщина. Хотя светящиеся туманности и непрозрачные облака могут встречаться и порознь, тем не менее они обычно наблюдаются в тесной близости друг к другу. Повидимому, газообразные массы и более крупные частицы пыли широко распространены по всему Млечному Пути; там, где преобладает газообразное вещество, мы видим яркие туманности; но где преобладают облака пыли, там звёзды, лежащие позади их, скрыты от нас. На большой части своего протяжения Млечный Путь разделен на две ветви. Это явление вызывается наличием в центральных участках Млечного Пути затемняющих облаков очень большой протяжённости. Вследствие столь большого распространения пылевидной материи мы не можем надеяться увидеть пределы Млечного Пути. Газообразное вещество светящихся туманностей и пылевидную материю непрозрачных туманностей можно представить себе остатками диффузной газообразной материи, из которой в прошлом состояла наша звёздная вселенная. Эта материя в значительной части сконденсировалась в звёзды; силой своего притяжения звёзды постоянно всасывают в себя материю из окружающего их пространства. Постепенно они начисто выметают это пространство; однако, таких поглотителей немного по сравнению с огромными пространствами, которые ещё остается вымести, вследствие чего этот процесс еще очень далёк от своего завершения. Есть основания считать, что общее количество материи, еще не сконденсированной в звёзды, почти равно количеству материи, из которой состоят все звёзды.

Пульсирующие звёзды дали ключ, с помощью которого были определены размеры нашей звёздной вселенной. Установлено, что диаметр её равняется примерно ста тысячам световых лет, а расстояние от Солнца до центра системы около тридцати тысяч световых лет; Солнце находится сравнительно недалеко от центра местного скопления звёзд или звёздного облака. Движения звёзд обнаружили нам, что вся эта система медленно вращается под действием её сил притяжения. Однако, система, состоящая из звёзд и рассеянной материи, вращается не так, как вращается твёрдое тело. При вращении твёрдого тела движение его точек ускоряется с увеличением их расстояния от центра вращения; так, например, точка на ободе вращающегося колеса движется быстрее точки на ступице. Но в небесных пространствах действует прямо противоположный закон: чем ближе к центру вращения, тем быстрее движение. Примеры таких движений наблюдаются и в планетной системе: ближайшая к Солнцу планета Меркурий движется со скоростью 48 км/сек, Земля движется со скоростью 30 км/сек, а Нептун—со скоростью только 5 км/сек.

Если исследовать движения звёзд статистическими методами, то оказывается, что звёзды, движущиеся в одном определенном направлении, обладают в среднем наибольшей скоростью, а звёзды, движущиеся в диаметрально противоположном направлении, имеют наименьшую скорость; установлено также, что направление, в котором звёзды движутся с наибольшей скоростью, является направлением к центру звёздной системы. Приведённые результаты являются определённым доказательством вращения системы. Но мы можем узнать ещё больше: оказывается возможным произвести подсчёт общего количества материи в системе, так как сила притяжения этой материи определяет условия её вращения. Этим путём найдено, что масса всей системы в целом превосходит массу Солнца примерно в 160000 миллионов раз. В это число входят массы всех звёзд, включая и все те, которые могли уже перестать светиться, а также масса всей диффузной материи, рассеянной в системе. Сказать, сколько звёзд в ней находится, невозможно, но с грубым приближением можно назвать цифру в 100000 миллионов звёзд; это число указывает на огромный масштаб всей системы. Время, в течение которого Солнце описывает полный оборот вокруг центра системы, составляет примерно 225 миллионов лет; звёзды по соседству с Солнцем обладают средней скоростью порядка 270 км/сек. Каждая звезда, кроме того, имеет своё собственное движение по отношению ко всей группе звёзд; так, скорость Солнца относительно окружающих звёзд равна примерно 20 км/сек.

На фотографиях звёздных облаков Млечного Пути звёзды, как нам кажется, находятся так близко друг к другу, что между ними, повидимому, неизбежны частые столкновения. Однако, это впечатление весьма обманчиво. Звёзды находятся на столь больших расстояниях друг от друга, что наша звёздная вселенная в целом сравнительно пуста. Мы уже видели, что самая близкая к Солнцу звезда находится на расстоянии в 40 миллионов миллионов км от него; следовательно, мировое пространство по соседству с Солнцем достаточно свободно от ввёзд. Можно было бы думать, что Солнце находится в самой пустой части системы. Однако, это нe так. Плотность звёзд вокруг Солнца достаточно показательна для всей системы в целом, за исключением, быть может, областей, ближайших к её центру. Джинс (Sir James Jeans) вычислил, что фактически столкновение между двумя звёздами может произойти в среднем только один раз в 600000 биллионов (Примеч.- Биллион есть (в английской терминологии) миллион миллионов, т. е. 10⁶•10⁶=10¹²; но в США биллион есть 10⁹. (Ред.)) лет. Эта цифра значительно больше возраста звёзд, и таким образом мы можем сказать, что для всех наших дальнейших целей и задач со столкновениями звёзд считаться не приходится.

Если бы мы имели возможность путешествовать со скоростью света через нашу звёздную вселенную в направлении от её центра, то через несколько тысяч лет мы заметили бы, что звёзд становится всё меньше и меньше. Ещё через некоторое время мы встречали бы лишь отдельные и далеко удалённые члены системы; наконец, оставив их позади, мы очутились бы в свободном от звёзд внешнем пространстве. Попали ли бы мы в другие звёздные вселенные, если бы наше путешествие продолжилось, или же наш Млечный Путь является единственной вселенной? Как мы уже видели, Вилльям Гершель был убеждён, что некоторые из наблюдённых им туманностей представляют собой островные вселенные, находящиеся на столь огромных расстояниях, что никакие его телескопы не могли разрешить их на отдельные звёзды. Спектральный анализ света таких туманностей подтверждает мнение Гершеля; свет от этих туманностей по своим характеристикам не похож на излучение светящегося газа; он ближе подходит к свечению звёзд.

Туманности, о которых здесь идёт речь, обычно называют спиральными, так как, если смотреть на них с их широкой стороны, то можно наблюдать характерную структуру спирали. Типичная спиральная туманность состоит из яркого ядра, от которого в двух диаметрально противоположных точках отходят две ветви, завивающиеся в форме спирали. Но такие туманности наблюдаются под всевозможными углами к лучу зрения; некоторые из них видны под острым углом, но так, что ещё возможно проследить их спиральную структуру, хотя и не столь явственно, как у тех, которые видимы нам с их широкой стороны. Другие же видны в ребро, и тогда их спиральная структура не вырисовывается; однако, такие туманности имеют в точности такой же вид, какой установлен для нашей собственной вселенной, а именно форму сжатой дискообразной системы. Существует непрерывный переход от туманностей, видимых нами с их широкой стороны, к тем, на которые мы смотрим в ребро, откуда мы и можем вывести, что последние имеют также сииральную структуру. Фотографии спиральных туманностей—видимой с широкой стороны и видимой почти точно в ребро—приведены на рисунках 15 и 16.

Вопрос о том, являются ли спиральные туманности огромными вселенными, находящимися вне нашей вселенной, продолжал дебатироваться ещё в течение ста лет после смерти Гершеля. Только в самые последние годы он был решён окончательно. Очевидно, полное решение было бы найдено, если бы оказалось возможным определить расстояния до этих туманностей; зная эти расстояния, можно было бы сразу сказать, находятся ли они внутри или вне нашей звёздной системы; точно так же мы могли бы определить их размеры и, следовательно, выяснить, сравнимы ли они с размером нашей системы.

Вся эта проблема была решена, когда было установлено, что в некоторых из этих туманностей наблюдаются звёзды, обладающие всеми характеристиками пульсирующих звёзд. Туманности, в которых были обнаружены эти звёзды, относились к самым крупным по своим видимым размерам и поэтому, предположительно, к самым близким от нас. Были определены периоды пульсаций этих звёзд и выведены их расстояния. Они оказались порядка миллиона световых лет. Это явилось решающим доказательством того, что спиральные туманности находятся вне нашей звёздной вселенной, а следовательно, что они действительно представляют собой островные вселенные. Можно отметить, что расстояния до ближайших внешних вселенных, определённые указанным способом, и расстояния, которые были даны Гершелем, близко совпали между собой (два миллиона световых лет).

Размеры всех этих вселенных оказались в общем того же порядка, что и размеры нашей вселенной. Найдено также, что они, подобно нашей вселенной, находятся в состоянии медленного вращения; их можно представить себе гигантскими светящимися колёсами, вращающими свои огромные спиральные рукава. Повидимому, и количество материи, содержащееся в них, приблизительно равно количеству материи в нашей системе. Ближайшие из этих внешних вселенных мы можем изучать довольно детально с помощью современных мощных телескопов. Они выявляют в них характерные черты нашей собственной системы—-скопления звёзд в звёздных облаках, яркие газообразные туманности и непрозрачные облака пыли. Затемняющие облака, как оказывается, широко распространяются по центральной плоскости каждой из этих систем, совершенно так же, как это имеет место в области нашего Млечного Пути.

У внешних вселенных наблюдается вся градация видимых размеров, начиная от самых ближайших с угловым диаметром в несколько градусов вплоть до самых далёких, изображения которых на фотографических пластинках можно лишь с трудом отличить от изображений звёзд. Если исходить из предпосылки, что все эти вселенные в общем имеют одинаковые размеры, то можно грубо вычислить и их расстояния. Эти подсчёты послужили к выяснению (одного весьма замечательного обстоятельства, которое, в свою очередь, можно использовать для значительно более уверенного определения их расстояний. Скорость каждой из этих систем по лучу зрения в направлении к нам или от нас может быть измерена. Принцип, которым мы пользуемся при этих определениях, состоит в том, что если тело, испускающее излучение, приближается к нам, то всё его излучение как бы слегка сжимается, так что длины волн будут несколько короче, чем в том случае, когда тело находится в покое; если же тело удаляется, то длины волн получаемого нами от него излучения слегка удлиняются.

Оказывается, что внешние вселенные удаляются от нас и при этом, чем дальше от нас они находятся, тем больше скорость их удаления от нашей системы. Здесь не место обсуждать возможные объяснения этого замечательного факта. Одно из предположений состоит в том, что эти миры представляют собой куски одной огромной вселенной, которая первоначально была очень компактной. Но произошёл некий взрыв, и отдельные куски разлетелись в пространстве во все стороны. Если это действительно так случилось, то по прошествии значительного времени мы нашли бы, что части, движущиеся с наибольшей скоростью, находятся на самых дальних расстояниях, и что если наблюдать с любой из этих частей, все остальные будут казаться удаляющимися, и притом с тем большей скоростью, чем больше их расстояния до данной части. Разумеется, гипотеза такого рода может быть и неправильной; но она наглядно показывает, что явления, на первый взгляд кажущиеся очень странными, могут получить весьма простое объяснение.

В связи с этим интересен тот факт, что наблюдаемая близкая пропорциональность между скоростью удаления и расстоянием даёт, пожалуй, самый точный в наше время метод вычисления расстояний очень далёких систем. Действительно, скорость по лучу зрения может быть определена достаточно точно по длине волны излучения. Оказалось, что скорость в км/сек, делённая на 170, даёт расстояние в миллионах световых лет. Было определено, например, что одна далёкая вселенная в созвездии Волопаса удаляется от нас со скоростью в 38900 км/сек. Из этого можно вывести, что расстояние этой туманности от нас измеряется примерно 230 миллионами световых лет. Представить себе такое расстояние не может никакое воображение. Пока свет от этой вселенной путешествовал к нам через пространство, на Земле успели появиться и в медленном ходе эволюции снова исчезнуть динозавры и летающие рептилии. Горные цепи поднимались и затем выветривались эрозией. Поверхность Земли совершенно изменила свой вид. Наконец, когда этот световой луч подходил к концу своего длинного пути, на Земле появился человек. Такие колоссальные расстояния, выходя за пределы возможностей нашего понимания, должны всё же оставить в нашем сознании впечатление огромности, мирового пространства.

Наиболее удаленные системы, (зарегистрированные на пластинках, снятых с продолжительной экспозицией, на большом 100-дюймовом телескопе) находятся на расстоянии от нас примерно в 500 миллионов световых лет. Вычислено, что внутри сферы этого радиуса имеется около ста миллионов миров, причём среднее расстояние между любой из этих вселенных и ближайшими к ней имеет порядок одного миллиона световых лет. В пределах тех огромных расстояний, до которых пространство было до сих пор промерено, все эти миры распространены, повидимому, приблизительно равномерно; никаких указаний на уменьшение плотности их распределения не имеется; точно так же нет указания на какое-либо приближение к границам пространства.

Такова, в коротких словах, картина Вселенной, обрисованная нам наблюдениями современной астрономии. Мы видим Землю—небольшую планету в семье планет, обращающихся вокруг Солнца; но и Солнце в свою очередь есть не больше, как «средняя звезда», заброшенная куда-то далеко от центра огромной системы, в которой звёзды исчисляются многими тысячами миллионов; имеется много миллионов таких систем, более или менее сходных друг с другом, заселяющих пространство до самых отдалённых пределов, доступных современному изучению.

Возможно ли, чтобы нигде, кроме нашей маленькой Земли, даже в самых далёких глубинах пространства не было бы жизни? Может ли астрономия сказать нам, возможно ли существование жизни на других планетах нашей солнечной системы? Если же она может существовать, то имеется ли она там в действительности? Возможно ли оценить вероятность существования жизни где-либо во Вселенной кроме нашей солнечной системы? Именно такие вопросы мне задают почти непрерывно. В последующих главах я сделал попытку ответить на них, поскольку на них вообще может дать ответ астрономия. Однако, мы должны прежде всего обсудить, что такое жизнь вообще и какими критериями мы должны воспользоваться, чтобы решить, возможна или невозможна жизнь на любом данном мире.

ГЛАВА II
УСЛОВИЯ СУЩЕСТВОВАНИЯ ЖИЗНИ

При попытках выяснить, возможно ли существование жизни на других мирах, мы встречаемся с затруднением, состоящим в том, что нам неизвестно определённо, как возникла жизнь на Земле. Предположим, что мы могли бы доказать, что на каком-либо ином мире условия по существу те же, что и на Земле. Были ли бы мы вправе считать, что раз жизнь появилась на Земле, то она непременно должна существовать и на этом ином мире, хотя, быть может, и в других формах, чем те, к которым мы привыкли у себя? С другой стороны, если бы мы могли доказать, что на другом мире условия так сильно отличаются от земных, что делают невозможным существование на нём тех форм жизни, которые в настоящее время имеются на Земле, были бы мы вправе заключить, что этот другой мир совершенно лишён жизни? И не будем ли мы до известной степени правы, предполагая, что существующие формы жизни на Земле развились путём длительной эволюции, в соответствии с существовавшими условиями, так что, если где-либо во Вселенной господствуют другие условия, то они могут породить и другие формы жизни? Так, например, можно представить себе существа, у которых клетки тел содержат кремний вместо углерода, являющегося основной составной частью клеток наших организмов и любой иной живой клетки на Земле; можно представить себе также, что в силу разницы в составе этих клеток и клеток, из которых построен весь животный и растительный мир на Земле, те существа могут жить при столь высоких температурах, что их не в состоянии вынести ни один вид жизни на Земле. Чтобы исходить из определённых положений при попытках ответить на эти вопросы, мы должны познакомиться с тем, чему учит нас биология о природе жизни вообще.

Все формы материи—неорганической, органической и живой—состоят из атомов различных элементов. Химикам известно девяносто два элемента; самый легкий из них—водород, самый тяжелый—уран. Атомы этих элементов можно сравнить с кирпичами, из которых сложена вся материя, где бы она ни находилась во Вселенной. На первый взгляд может показаться удивительным, что всё огромное разнообразие веществ, с которыми мы встречаемся на Земле, составляется из столь ограниченного числа различных атомов. Однако, всё это разнообразие достигается громадным разнообразием способов сочетания различных видов атомов, совершенно так же, как богатство языка является результатом многочисленных способов сочетания букв алфавита, из которых составляются слова.

Таким образом, все бесчисленные вещества, с которыми мы встречаемся на Земле и которые мы вообще можем себе представить—минералы в земной коре, драгоценные камни, кирпичи, дерево, все живые существа, уголь, нефть и прочее,—всё это не более, как результат различных комбинаций тех или иных видов атомов из числа девяноста двух. Но с теми же самыми атомами мы встречаемся и на Солнце и на звёздах, как на самых отдалённых, так и на ближайших к нам, в туманностях и в далёких вселенных, а также в диффузной газообразной материи и космической пыли, тонко рассеянной в межзвёздных пространствах. И наоборот, нет такого элемента, известного нам на Солнце или звёздах, который не был бы найден на Земле. Правда, один элемент был открыт на Солнце прежде, чем он был обнаружен на Земле,—это было газообразное вещество, названное гелием (от греческого слова, означающего «Солнце»). Впоследствии гелий был открыт на Земле в кливеите и других минералах, содержащих уран; в малых количествах он был найден даже и в воздухе.

Однако, мы не только находим на Солнце и в звездах те же элементы, с которыми мы встречаемся на Земле; элементы, которые имеются в наибольшем изобилии на Земле, оказываются наиболее обильными и на Солнце и на звёздах, а те, которых меньше всего на Земле, оказываются наименее частыми на Солнце и звёздах. Правда, имеется несколько исключений, и они, как мы увидим далее, не лишены известного значения; но в общем такой параллелизм весьма удивителен; он подсказывает мысль об общности происхождения всей материи Вселенной из некоторой первичной материи.

Как можем мы установить наличие того или иного элемента на Солнце или на отдалённой звезде? Узнать это возможно, исследуя их излучение при помощи спектроскопа, который разлагает свет на его составные части. Излучение, доходящее к нам от Солнца, исключительно сложно; атомы каждого данного элемента могут совершать колебания нескольких различных видов, и каждый такой тип колебания порождает излучение света с определённой длиной волны. В любой данный момент часть атомов совершает колебания одного типа, другие же колеблются на иной лад, и так далее. Весь комплекс световых излучений, соответствующий этим разнообразным колебаниям атомов, даёт то, что называется спектром элемента, т. е. ряд световых колебаний с определёнными длинами волны или частотами, характерными именно для данного элемента и не возникающими ни у какого иного элемента. Если при анализе излучения получается некоторый определённый ряд колебаний, то можно заключить с полной уверенностью, что именно данный элемент находится в звезде.

Несколько десятилетий тому назад, говоря об атомах, их представляли себе в виде мельчайших твёрдых шарообразных телец, самых мелких частиц вещества, способных к самостоятельному существованию. Предполагалось, что если какой-либо элемент делить на более и более мелкие частицы, то в конце концов будет достигнуто такое положение, когда дальнейшее деление уже не будет возможно; мы должны были бы дойти притом до отдельных атомов. Однако, современные исследования строения вещества показали недостаток таких представлений. Различные атомы сами состоят из элементарных частиц, называемых протонами, нейтронами и электронами. Протон имеет положительный электрический заряд; электрон—равный ему отрицательный заряд, нейтрон—как говорит само название—электрически нейтрален. Протон и нейтрон обладают приблизительно одинаковой массой, они значительно тяжелее электрона. Четвёртая элементарная частица, называемая позитроном или положительным электроном, открыта недавно. Она обладает той же массой, что и отрицательно заряженный электрон, но несёт положительный заряд, равный заряду протона. Позитрон обычно не обнаруживается в присутствии материи; возможно, хотя и недостоверно, что протон является просто соединением нейтрона и позитрона; в этом случае мы имели бы только три основные частицы: нейтроны, отрицательные электроны и положительные электроны. Атом в целом электрически нейтрален, так что общее количество содержащихся в нем протонов равняется общему количеству отрицательных электронов.

Современное представление об атоме предполагает в нем систему, обладающую ядром, в котором сосредоточена почти вся масса атома; ядро состоит из протонов и нейтронов; вне ядра имеется достаточное количество электронов, делающих атом электрически нейтральным; мы можем представитъ себе, что электроны описывают орбиты вокруг ядра, но все же система атома гораздо сложнее миниатюрной солнечной системы. В солнечной системе каждая планета движется вокруг Солнца по определённой орбите; в атоме каждый электрон может двигаться по целому ряду различных орбит и перескакивать с одной орбиты на другую.

Простейшим атомом является атом водорода; его ядро состоит из одного протона; вне ядра находится один единственный электрон; такой атом, естественно, является и легчайшим из всех атомов вообще. Следующим простейшим атомом является атом гелия; ядро его заключает с себе два протона и два нейтрона; в атоме имеется и два внешних электрона. Вес атома гелия примерно в четыре раза превосходит вес атома водорода; иными словами, атомный вес гелия равняется четырём. Таким образом, можно последовательно построить атомы различных элементов; каждый из них будет содержать одним внешним электроном больше предыдущего, а атомный вес будет определяться количеством протонов и нейтронов в ядре.

Теперь нам понятно, почему мы находим одни в те же атомы везде во Вселенной и почему на Солнце, например, мы не находим атомов, совершенно отличных от земных. Во всей Вселенной атомы состоят из тех же самих основных частиц, и из этих частиц возможно построить одну, и только одну, систему атомов, сложность которых возрастает от самых лёгких элементов к самьм тяжёлым.

Атом представляет собой нечто, совершенно отличное от того твердого, жёсткого шарообразного тельца, каким его раньше себе представляли. Тем не менее в обычных химических процессах атомы различных элементов сохраняют своё тождество. Атом гелия не расщепляется и не дает четырёх атомов водорода. Чтобы суметь превратить один элемент в другой, нужно расщепить ядро атома; для этого требуется большое количество энергии, значительно большее того, которое может быть получено при любой химической реакции; расщепление атомов не может быть поэтому достигнуто химическим воздействием. Таким образом, хотя все атомы и состоят из протонов, нейтронов в электронов, мы для большинства наших задач можем всё же представлять их себе такими, какими их рисовали себе до возникновения новых теорий о природе материи.

Так как одни и те же атомы, с тем же самым строением, имеются везде во Вселенной, то из этого следует, что химические законы, которым они подчиняются, должны быть везде одинаковыми; эти законы являются результатом определённых атомных структур и их энергетических взаимоотношений. Одинаковые химические соединения могут существовать при тех же условиях в любом месте Вселенной. Так, например, два атома водорода и один атом кислорода могут соединяться, образуя устойчивое химическое соединение, именно молекулу воды, и одна молекула воды совершенно подобна любой другой молекуле воды. Молекула вещества является самой малой его частицей, могущей существовать самостоятельно. Нигде во всей Вселенной мы не сможем найти условий, при которых пришлось бы соединять три или четыре атома водорода с одним атомом кислорода для получения устойчивого химического соединения. Такое заключение важно для наших соображений о том, может ли существовать живая материя, возникшая где-либо во Вселенной в совершенно иных основных формах, чем те, которые имеются на Земле. Разумеется, можно представить себе где-либо во Вселенной виды растительной и животной жизни, не похожие на то, что мы имеем на Земле; но химические соединения, из которых состоят отдельные клетки, должны быть такие же самые, которые могли бы существовать на Земле; невероятно, поэтому, чтобы они чем-нибудь отличались от соединении, образующих живую материю на нашей планете.

В живом организме особую роль играет углерод; причиной этого является свойство, которым он обладает в гораздо большей мере, чем все прочие элементы, именно—способность вступать в соединения и с самим собой, и с другими элементами, образуя при этом молекулы с весьма большим количеством атомов. Эти сложные молекулы, содержащие углерод, составляют основу строения всех живых организмов (Примеч.- Исключительное значение углерода в совершенно иных, космических, масштабах выясняется в книге акад. Ф е с е н к о в а «Космогония солнечной системы», стр. 70-75.). Единственный другой элемент, обладающий в сколько-нибудь значительной степени способностью образовывать сложные молекулы,—это кремний; однако, составных молекул на основе углерода гораздо больше, и они сложнее молекул, основой которых является кремний.

Нам потребовалось бы слишком большое отступление в область химических теорий, чтобы объяснить, почему углерод обладает этой единственной в своём роде способностью. Главной причиной здесь является то, что атом углерода четырёхвалентен. В образовании каждой молекулы любого химического соединения участвует определённое число атомов. Если мы рассмотрим простые химические соединения, в которые входит водород, то увидим, что у некоторых элементов один атом связывается с одним атомом водорода; у других—атом связывается с двумя атомами водорода; есть и такие элементы, у которых один атом вступает в соединение с тремя или четырьмя атомами водорода. Например, один атом водорода вступает в соединение с одним атомом желтоватого ядовитого газа хлора и образует соляную кислоту; водород и хлор называются поэтому одновалентными элементами. Два атома водорода связываются с одним атомом кислорода с образованием воды; кислород называется двухвалентным элементом. Три атома водорода вступают в соединение с одним атомом азота, образуя ядовитый газ аммиак; азот называется трёхвалентным элементом. Четыре атома водорода связываются с одним атомом углерода и образуют метан, известный горнякам как огнеопасный гремучий газ; углерод называется четырёхвалентным элементом.

Два элемента, связывающихся друг с другом один на один, обладают одинаковой валентностью. Так, например, молекула поваренной соли содержит один атом натрия и один атом хлора. Хлор одновалентен, и поэтому натрий также должен быть одновалентным. Атом двухвалентного элемента может вступать в соединение с двумя атомами одновалентного элемента, с одним атомом каждого из двух одновалентных элементов или же с одним атомом другого двухвалентного элемента. Так, например, молекула едкого натра состоит из одного атома двухвалентного кислорода, связанного, с одной стороны, с одним атомом одновалентного натрия, а с другой,—с одним атомом одновалентного водорода; в то же время молекула окиси кальция состоит из одного атома кальция и одного атома кислорода; и так как кислород двухвалентен, таким же двухвалентным должен быть и кальций.

Совершенно очевидно, что из одновалентных атомов не могут образовываться сложные молекулы; когда два таких атома связываются между собой, то не остаётся больше свободных элементов связи или звеньев, к которым могли бы присоединиться другие атомы. Таких возможностей уже значительно больше, когда мы переходим к двухвалентным атомам; но они всё еще ограничены. Чем большим числом элементов связи или химического сродства обладает атом, тем большее число разнообразных молекул может быть получено на его основе.

Однако, такое положение вещей всё же связано с ограничениями. Мы еще не упоминали о валентностях выше четырёх. Имеются такие элементы, как, например, фосфор и азот, валентность которых равняется пяти; казалось бы, эти элементы должны обладать большей способностью к образованию сложных молекул, чем углерод. Такие элементы, однако, имеют тенденцию вести себя как трёхвалентные, так как два их звена обычно связываются между собой в уничтожают друг друга. Мы видели выше, что в аммиаке азот ведёт себя как трёхвалентный элемент. Максимальная способность связываться с другими атомами достигается, очевидно, у четырёхвалентных атомов, и среди этих четырёхвалентных атомов в наибольшей степени у углерода. Атом углерода имеет четыре звена, которыми он может быть связан с другими атомами; тогда считается, что он насыщен; но случается и так, что два его звена из четырёх взаимодействуют друг с другом; в этом случае атом углерода считается ненасыщенным. Примером такого ненасыщенного углеродного атома является окись углерода, ядовитый компонент углекислого газа или отработанных газов автомобильного двигателя; молекула окиси углерода состоит из одного атома углерода в одного атома кислорода.

Рассмотрим несколько простых соединений углерода, чтобы показать на них ту лёгкость, с которой он может образовывать ряд разнообразных соединений. Начнём с метана, или болотного газа, и предположим, что в нём атомы водорода один за другим замещаются атомами одновалентного хлора. Метан и четыре других соединения, образуемых таким способом, могут быть представлены в следующем виде:

(здесь Н означает атом водорода, С—атом углерода, Сl-атом хлора) или же посредством записей:

CH₄; CH₃Cl; CH₂Cl₂; CHCl₃; CCl₄;

В первом способе изображения, с помощью схем, которые химики называют структурными формулами, показаны взаимоотношения нескольких атомов в молекуле данного вещества. Вторая группа формул просто указывает на химический состав молекул, без всяких указаний на их строение. Структурные формулы, дающие схемы построения молекул, гораздо более наглядны.

Первая подстановка одного атома хлора превращает метан (СН₄) в вещество, называемое метил-хлоридом. Группа СН₃, в которой атом углерода имеет одно свободное звено, ведёт себя как простой одновалентный атом и может заменять одновалентные атомы в других реакциях, образуя при этом более сложные соединения; она носит название метиловой группы. Следующее соединение есть дихлор-метан. При дальнейшей подстановке ещё одного атома хлора мы получаем трихлор-метан; это—химическое название важного обезболивающего средства—хлороформа. Если весь водород заместить хлором, то мы получим четыреххлористый углерод— хороший органический растворитель, в особенности для жирных и масляных веществ; он обладает преимуществом слабой воспламеняемости и вследствие этого широко применяется в процессах сухой очистки, так как он безопаснее воспламеняющихся растворителей, как керосин или бензин.

Органические вещества, входящие в состав живых растений и животных, могут быть классифицированы по трем большим группам: углеводы, жиры и белки. Поясним вкратце, как могут образовываться такие вещества в их прогрессивно возрастающей сложности. Начнём с простых сахаров: их основой являются шесть атомов углерода; они образуют цепочку, связанную с водородом и с группой, называемой гидроксильной; эта последняя состоит из одного атома водорода и одного атома кислорода (—О—Н); подобно метиловой группе она ведёт себя как одновалентный атом. Структурная формула представляется здесь в следующем виде (Примеч.- Двойная черта, предшествующая обозначению атома кислорода, представляет собой звено с двойной связью. (Ред.)):

(О— атом кислорода). Отметим здесь, кстати, что группы, содержащие шесть атомов углерода, встречаются очень часто в углеродных соединениях и, повидимому, обладают большой устойчивостью.

Более сложный сахар можно получить путём соединения двух таких молекул. Если представить себе, что один атом водорода удалён из первой молекулы, а одна из гидроксильных групп удалена из второй молекулы, то, как оказывается, можно связать остающиеся свободные звенья; при этом образуется тростниковый сахар, или дисахарид; освободившаяся гидроксильная группа и атом водорода соединяются вместе с образованием молекулы воды Н—О—H. Эту операцию можно повторять, и теоретически этим способом можно получить по желанию молекулы сахаров и крахмалов любой степени сложности. Крахмалы, которые мы встречаем в живых растениях, содержат от тридцати до сорока таких групп. Но фактически, повидимому, должен существовать какой-то предел, обусловленный энергетическими соотношениями; за этим пределом дальнейшее дублирование не было бы возможно, так как молекулы должны утратить свою устойчивость и разрушиться. Тем не менее, указанный процесс выясняет всю приспособляемость атома углерода, как базы для обширных молекулярных агрегатов. Сахары и крахмалы с показанным нами общим типом структуры образуют углеводы живой материи.

Основную структуру жиров живой клетки можно пояснить, начав с глицерина; молекулы этого вещества состоят из цепочки, в которой три атома углерода связаны каждый с одним атомом водорода и гидроксильной группой; это дает структуру вида:

При замене каждой гидроксильной группы молекулой жирной кислоты образуется жир. В этом процессе атом водорода из молекулы жирной кислоты связывается с гидроксильной группой с образованием воды.

Жирная кислота образуется обычно на основе цепочек из шести атомов углерода; нижеследующая структурная формула изображает строение простой жирной кислоты:

Эту формулу можно сравнить с приведённой выше формулой для простого сахара. Свойства кислоты придаёт группа, которую мы видим с правой стороны, называемая карбоксильной группой:

Если такую молекулу соединить с молекулой глицерина, то водород кислотной группы (ОН) свяжется с одной из групп (ОН) в молекуле глицерина с образованием воды, а два свободных звена соединятся между собой. Когда три группы ОН в молекуле глицерина будут таким образом замещены тремя молекулами жирной кислоты (из которых каждая, теряет атом водорода своей кислотной группы), то получатся жиры. Жирные кислоты, образующиеся в живых клетках в природе, обычно носят более сложный характер; они происходят от соединения трёх шестиатомных цепочек, из которых только одна содержит кислую карбоксильную группу. Таким образом получается ряд из восемнадцати атомов углерода. Три таких сложных молекулы вступают в соединение с молекулами глицерина, образуя сложную молекулу жира. Необходимо отметить, что процесс построения цепочек углерода можно значительно расширить, и это приводит к образованию больших и очень сложных молекул; все они, впрочем, обладают одинаковыми характеристиками.

Для того, чтобы объяснить природу третьей группы веществ, которыми обладает живая материя, — именно белков — мы должны снова начать с простой жирной кислоты, основу которой составляет шестиатомная цепочка углерода, формулу которой мы приводили выше. Если атом водорода на конце цепочки заместить так называемой амино-группой

полученной из молекулы аммиака, утратившей один из атомов водорода и ведущей себя как одновалентный атом, то полученное вещество будет иметь следующую формулу:

(N обозначает атом азота).

Это соединение является одним из членов большой группы, называемой амино-кислотами. Следует заметить, что на одном конце оно содержит карбоксильную группу, придающую ему кислотные свойства, а на другом—амино-группу, придающую ему щелочные, или основные, свойства; аммиак, из которого получается амино-группа, представляет собой сильное основание. Амино-кислоты поэтому являются в одной своей части кислотами, а в другой—основаниями и в зависимости от обстоятельств могут вести себя как те или другие. Амино-кислоты составляют важнейшую часть белков. Многие из этих последних характеризуются исключительно сложной структурой и молекулярными весами, достигающими нескольких тысяч. Кислотная часть одних амино-кислот имеет химическое сродство к щелочной части других амино-кислот, и таким образом они могут вступать в соединение с образованием более сложных амино-кислот. При этом атомы водорода могут замещаться большим количеством разнообразных групп более или менее сложного состава, без какого-либо ущерба для типичных свойств аминокислот. Вместо одной амино-группы их может быть две; тогда мы имеем ди-амино-кислоту; иногда имеются также две кислотные группы. Особенное свойство атомов углерода образовывать цепочки позволяет осуществлять множество различных комбинаций, в результате которых из четырех элементов, именно водорода, углерода, азота и кислорода, получается как бы бесконечное число возможных соединений.

Весьма важным процессом в природе является превращение углеводов живых тканей в жиры; оно имеет большое значение потому, что в жирах накапливаются большие запасы энергии. Источником ее является солнечное излучение. Если мы обратимся к приведённым выше структурным формулам, то увидим что углеводы содержат повторяющуюся группу:

а жиры —повторяющуюся структуру

Действие солнечного света состоит в расщеплении одной из гидроксильных ОН групп в углеводе и в замещении её атомом водорода; при этой реакции используется энергия солнечного излучения, а кислород выделяется. В сущности это тот же процесс, который химики называют восстановлением; он может быть обращён; в этом случае органическое вещество окисляется и освобождается энергия, необходимая для жизненных процессов.

Мы видели, что большие молекулы, образующиеся вокруг длинных цепочек атомов углерода, составляют основу живой материи.

Следующая ступень сложности достигается в связи с тенденцией многих из зтих молекул соединяться и образовывать молекулярные скопления. В таких скоплениях каждая молекула ведет себя как единичный атом.

Отдельные молекулы в таком молекулярном агрегате слабо сцеплены друг с другом и не имеют действительной атомной связи: при образовании таких скоплений энергетические эффекты незначительны, и поэтому состояние их несколько неустойчиво. Они существуют в довольно деликатных условиях равновесия. Это характерная особенность того состояния вещества, которое называется коллоидальным; изучение его составляет важную отрасль химии. Оно приобрело особенное значение в биохимии, т. е. в химии живой материи, так как в этом состоянии находится большая часть всего состава живой клетки. Коллоидальные вещества бывают либо активными в растворе, либо они представляют собой неактивные массы, образовавшиеся из растворённых живых коллоидов и выпавшие из раствора. При этом процессе вокруг отдельных клеток возникают мембраны, разделяющие их друг от друга. Примером такого процесса может служить появление пенки на поверхности тёплого молока. Основное коллоидное вещество молока собирается у поверхности, и молекулярные сцепления, соединяясь, образуют здесь частую сетку или плёнок. Останавливаться на особых свойствах вещества в коллоидальном состоянии и выяснять причины, почему коллоидальное состояние играет столь большую роль в жизненных процессах, не входит в задачи настоящей книги. Наиболее важным моментом, который мы должны здесь подчеркнуть, является тенденция к образованию в живой материи больших молекулярных скоплений в состоянии очень неустойчивого равновесия.

Все предыдущие рассуждения можно резюмировать в следующих положениях: те же самые атомы, которые встречаются на Земле, находятся и в самых отдалённых частях Вселенной. Одинаковые химические законы господствуют во всей Вселенной. Наличие большого разнообразия веществ, необходимых для образования живой материи, возможно благодаря особой способности атома углерода вступать в соединение с другими атомами. Химия углерода играет в силу этого огромную роль для живой материи, и где бы во всей Вселенной ни встретилась живая материя, везде появление её должно быть обусловлено особыми свойствами атома углерода. Возможность образования больших молекул с цепочечной структурой и со слабо устойчивыми молекулярными группами должна быть обеспечена везде, где могла бы возникнуть живая материя.

Эти заключения и должны руководить нами при выяснении условий, необходимых для существования жизни. Первое требование относится к температуре: она не должна быть ни слишком высокой, ни слишком низкой. Любое химическое соединение может быть расщеплено или диссоциировано при достаточном повышении температуры. Лёгкость, с которой можно разлагать различные вещества путём нагрева, очень различна. На самых горячих звёздах никакие химические соединения вообще не обнаруживаются; материя может существовать там только в атомном состоянии. На Солнце, температура которого равна кругло 6000° С, обнаружено лишь несколько простейших химических соединений, упорно не поддающихся диссоциации, это—фтористый кремний и циан. Температура солнечных пятен примерно на тысячу градусов ниже температуры остальной части солнечной поверхности; это допускает образование там простых химических соединений, не могущих существовать при температуре остальной части Солнца; в числе их мы находим окись титана, окись бора и гидраты магния и кальция. В спектрах холодных красных ввёзд с температурой порядка 3000° С линии, обусловленные химическими соединениями, делаются уже более заметными; но это всё ещё простые соединения—окись титана и циркония, циан и несколько других простых соединений углерода.

Как правило, чем сложнее структура молекул, тем легче, эти молекулы распадаются при повышении температуры. Мы видели, что молекулы, из которых состоит живая материя, чрезвычайно сложны. Поэтому они весьма хрупки и обладают лишь незначительной силой сопротивления распаду при повышении температуры. Все известные нам формы жизни действительно очень чувствительны к высокой температуре. Самый верный способ убить жизнь в любой её форме— это подвергнуть её высокой температуре. По этой причине молоко стерилизуют процессом пастеризации; оно считается пастеризованным и продаётся как таковое только в том случае, если оно было выдержано при температуре между 63 и 66°С не менее 30 минут. Выяснено, что такая обработка убивает в молоке все болезнетворные организмы, например туберкулёзные бациллы, которые в нём могут находиться. По той же причине воду сомнительной чистоты можно сделать безопасной для питья, хорошо её прокипятив. Помня о том, что живая материя, где бы она ни предполагалась во Вселенной, должна быть сложной в её структуре, мы должны логически заключить, что там, где температура достаточно высока, чтобы убить формы жизни, известные нам на Земле, мы не должны надеяться обнаружить существование жизни. Более того, мы должны отметить, что высшие формы живой материи обладают меньшей сопротивляемостью по отношению к высоким температурам, чем простые организмы. Температура может быть и такой, что при ней могут существовать простейшие виды жизни, но развитие более высоких и сложных её типов не может иметь места. Хотя мы и не пытаемся провести какой-либо слишком определенной и строгой границы, нам всё же кажется невероятным наличие сложных живых организмов там, где температура уже намного превышает 66° С.

Большинство форм жизни не выживает и при очень низких температурах; однако, известно, что некоторые из них выносят очень сильный холод в течение долгих периодов времени. Низкие температуры, в отличие от высоких, не разлагают химических соединений. Однако, хотя фактически они и не разрушают жизнь, тем не менее при низких температурах она замирает. Повидимому, имеется форма некоторой приостановленной жизнедеятельности, когда все жизненные процессы замирают до тех пор, пока, температура не поднимется. Трудно допустить, чтобы жизнь могла существовать в подобных условиях на других мирах: какое может быть развитие там, где все жизненные процессы приостановлены? Причина, почему низкие температуры не благоприятны для жизни, очевидна. Развитие жизненных процессов требует энергиии. На Земле энергия всего живого в конечном счёте зависит от зелени растений, которые в свою очередь накапливают энергию от солнечных лучей. На планете какой-либо другой солнечной системы жизненные процессы в конце концов тоже должны зависеть от энергии соответствующего солнца. Температура всякого такого мира должна обусловливаться энергией, получаемой им от его солнца; низкая температура означает, что это количество энергии мало. Если температура настолько низка, что энергии для развития жизненных процессов недостаточно, то жизни там и не может быть. Таким образом, мы должны заключить, что если в каком-либо ином мире преобладает высокая или низкая температура, то невероятно, чтобы жизнь могла там существовать в любой из ее форм.

Совершенно ясно, что при установленном ограничении температуры умеренными пределами все звёзды как возможные убежища для жизни сразу отпадают. Температуры звезд настолько высоки, что даже на самых холодных из них, как мы видели, можно встретить лишь самые простые химические соединения. Все сложные молекулы, входящие в состав любого живого организма, распадаются от жара при температурах значительно ниже тех, которые господствуют на самых холодных звёздах. Поэтому наши поиски жизни в других местах вселенной должны ограничиться планетами: их температуры гораздо ниже, чем у звёзд. Следует отметить, что в этом вопросе сэр Вильям Гершель, взгляды которого на строение вселенной значительно опередили его время, придерживался странного и ошибочного мнения. Он считал, что Солнце—холодное тёмное тело, покрытое слоем огненных облаков. Говоря его собственными словами: «Весьма вероятно, что Солнце так же, как и все другие планеты, населено существами, организмы которых приспособлены к особым условиям на этой обширной сфере».

Считая, что температурные условия удовлетворительны, можно установить и другие требования для существования растительной или животной жизни, исходя из условий существования жизни на Земле. Земное растение вырабатывает углеводы следующим образом: оно поглощает из воздуха углекислый газ СO₂; этот последний соединяется с водой, имеющейся в растении, и образует угольную кислоту (CO₂+H₂O), которая может быть представлена формулой

Под действием солнечного света одна из групп ОН расщепляется и замещается водородом, а кислород выделяется растением в воздух. Энергия, необходимая для этого превращения, как мы уже говорили, доставляется солнечным излучением; однако, возможность этой реакции обусловлена тем, что в растении имеется зелёное красящее вещество, называемое хлорофиллом; оно является, таким образом, фотокатализатором; хлорофилл способствует указанному превращению под действием света; при этом сам он играет сложную роль в этом превращении, хотя и остаётся без изменений после окончания реакции. В результате её получается вещество, называемое муравьиной кислотой; его структурная формула:

В этой структуре обнаруживается характерная для углеводов группа Н — С — ОН. Когда муравьиная кислота, в свою очередь, восстанавливается и шесть полученных таким образом групп связываются между собой, с образованием шестиатомной углеродной цепочки, то получится углевод (см. структуру на стр. 33); за этим естественно следует образование более сложных углеводов и жиров, как было отмечено выше.

Существует много низших форм растений, получающих весь свой углерод в темноте, без участия солнечного света; они восстанавливают углекислый газ (Примеч.- Мы применили в переводе распространённый термин «углекислый газ» (то же, что называют и «углекислотой») для обозначения угольного ангидрида или двуокиси углерода СО₂. (Ред.)) и затем производят синтез их органических компонентов из этого источника. В этих случаях необходимая энергия получается за счёт чисто химических процессов вместо лучистой энергии солнечного света. Но независимо от того, развивается ли первый или второй из описанных процессов, существенное значение имеет поступление углекислого газа СO₂, из которого растение добывает свой углерод. Очевидно, что жизнь растений зависит от наличия углекислого газа, хотя и нет необходимости, чтобы он имелся в больших количествах. В земной атмосфере углекислый газ составляет от трех до четырех частей на десять тысяч, и этого незначительного количества его достаточно для удовлетворения нужд всего обширного растительного царства на Земле.

Поступление углекислого газа в атмосферу Земли поддерживается процессами горения. Сгорание угля состоит, в основном, в соединении углерода и кислорода с образованием углекислого газа. При отсутствии доступа кислорода уголь гореть не будет. Процесс сжигания угля с химической точки зрения является поэтому просто окислением углерода. При горении угля выделяется теплота; это означает, что химическая реакция окисления углерода в углекислый газ сопровождается выделением тепла; иными словами, окисление углерода служит источником энергии.

Тело каждого животного находится в непрерывной работе и поэтому потребляет энергию. Эта энергия должна каким-либо путём быть ему доставлена; как правило, она получается при горении или, другими словами, при окислении углерода. Вряд ли приходится объяснять, что этот химический процесс может происходить без всякого видимого пламени; сгорание данного количества углерода даст то же самое количество энергии, будет ли он гореть медленно, как в человеческом теле, или быстро, с образованием пламени, как при горении, угля.

Если энергия должна поступить в результате процесса горения, то необходим кислород, и притом безразлично, живёт ли организм в воде или вне её. Поэтому всякий организм должен быть снабжён средствами, при помощи которых он может вбирать кислород из воздуха или из воды. Низшие формы живых существ поглощают кислород через кожу; углекислый газ, т. е. конечный продукт горения, они выделяют также через кожу. У многих видов живых существ в процессе эволюции выработались специальные органы дыхания: жабры у рыб, дыхательные мембраны у пауков, лёгкие у людей и у многих видов животных—все они являются органами, которые, увеличивая дыхательную поверхность, дают возможность поступления достаточного количества кислорода для обеспечения потребности в энергии посредством процессов горения.

Поэтому везде, где для поддержания жизненных процессов энергия обеспечивается горением, для течения жизни необходимо поступление достаточного количества кислорода. Возможно ли, однако, чтобы энергия получалась каким-нибудь другим путем?

Есть ещё один источник энергии, используемый некоторыми организмами; это — процесс ферментации, или брожения.

Молекула сахара, представленная с помощью схемы на стр. 33, может быть разложена на две молекулы спирта:

и на две молекулы углекислого газа. Следующая химическая формула выражает это превращение:

C₄H₁₂O₆=2C₂H₆O+2CO₃.

Здесь сахар распался, причём образовался спирт в выделением углекислого газа. Это — самый обыкновенный процесс брожения; он имеет место, например, когда из виноградного сока выделывается вино. Брожение сопровождается выделением тепла; это тепло является энергией, которую может использовать любой организм, для которого ферментация служит источником энергии. Химическое изменение, называемое ферментацией и представленное приведённым выше уравнением, происходит при наличии дрожжей или других форм клеточных организмов; они вырабатывают энзимы, или трансформаторы; присутствие последних обусловливает возможность химических изменений, которые иначе не могли бы произойти.

Процесс ферментации как источник энергии не слишком эффективен; по своей эффективности он гораздо ниже горения. Поэтому как способ получения энергии вообще он не пригоден для поддержания жизненных процессов. Но им пользуются некоторые паразитические организмы, живущие в кишках, где в их распоряжении имеются в изобилии крахмал и сахар. Такого рода организмы не нуждаются в энергии для поддержания их собственного тепла — они живут замкнуто и при равномерной температуре. Поэтому они могут жить и без кислорода; однако, для поддержания своего существования они должны жить за счёт их хозяина; но этот последний не может существовать без поступления кислорода; следовательно, косвенным образом, и эти организмы зависят от наличия кислорода.

Ввиду всего сказанного можно с основанием считать, что в нормальных условиях животная жизнь связана с присутствием кислорода в что лишь в исключительных условиях она может существовать без него; но тогда она должна получать энергию в результате процесса брожения.

Следующим условием существования жизни является наличие воды, либо в жидком виде, либо в виде водяных паров. Ни семена, ни споры не прорастают на абсолютно сухой почве; в тех случаях, когда жизнь при отсутствии влаги фактически не разрушается, она замирает, и всякое развитие её прекращается. Вода является основным компонентом тканей и у животных, и у растений, так как для продолжения жизни клетки нуждаются в определённом количестве воды. Возможность роста и размножения непрерывным делением клетки получают, впитывая влагу, которая содержит питающие их химические вещества. В частности, клетки яйца и спермы являются особо чувствительными; они не выносят сильного обезвоживания, и для возможности оплодотворения они должны находиться либо в воде, либо в соответствующей влажной среде. У многих водных и земноводных животных, например у рыб и лягушек, оплодотворение происходит вне их тела, но у большинства животных, живущих на суше, оплодотворение имеет место внутри самих организмов. Поэтому возможность развития жизни при отсутствии влаги является невероятной.

Существует много газов, оказывающих явно отравляющее действие на живые организмы. К их числу относится, например, аммиак, хлор, окись углерода и сероводород. Присутствие их в атмосфере того или иного небесного тела не является еще решающим фактором, исключающим возможность жизни; однако, оно может дать веские соображения против вероятности её существования. Мы увидим, что ядовитые газы являются важным компонентом атмосферы некоторых планет.

Все положения, высказанные в настоящей главе, могут служить надёжными указаниями при решении вопроса о возможности или невозможности существования живых организмов в других мирах. Разумеется, необходимо, чтобы в нашем распоряжении имелось достаточно данных об условиях, которые там преобладают. Если мы в состоянии доказать, что эти условия благоприятны для жизни, это вовсе ещё не значит, что жизнь там должна быть: достоверно только то, что если существуют подходящие условия, т. е. если имеется достаточное поступление энергии, а также подходящий трансформатор этой энергии, который в состоянии превращать её в энергию углеродистых соединений, то сложные органические образования, составляющие основу живых клеток, не только могут, но и должны будут там появиться. Как осуществляется переход от этих комплексных органических соединений к простейшей живой клетке, нам неизвестно. Тем не менее, разумно будет предположить, что если только где-либо во вселенной создаются подходящие условия, то жизнь там неизбежно должна возникнуть. Эта точка зрения обычно разделяется биологами.

В разные времена и с различных сторон высказывалось предположение, что жизнь не возникла на Земле самопроизвольно и спонтанно, а была занесена на нее частицами космической пыли или же материальными частицами из некоего другого мира, где жизнь уже существовала. В других вариантах этой гипотезы предполагается, что жизнь была создана однажды на одном из миров и с тех пор происходит как бы посев её всегда из одного и того же первичного источника. Такая теория ни в какой мере не приближает нас к пониманию того, как возникла жизнь; она просто удаляет эту задачу за пределы возможного исследования, перенося её в какой-то иной отдалённый мир. Гельмгольц предлагал ту же гипотезу, но в несколько иной форме, ставя такой вопрос: возникла ли жизнь вообще? Он допускал, что жизнь может быть столь же древней, как и сама материя, и что семена жизни переходили с одного мира на другой и развивались везде, где они встречали подходящую почву. Все подобные гипотезы представляются в корне невероятными; они оставляют решение проблемы о происхождении жизни столь же далёким, каким оно было и без них.

Если мы встанем на ту точку зрения, что жизнь на Земле возникла как результат действия определённых естественных причин и что она может возникнуть или уже возникла в другом мире, где для этого имелись подходящие условия, то из этого вовсе не следует, что в этом ином мире жизнь развилась или развивается по тем же путям, как на Земле. Различные формы жизни, последовательно появляющиеся на Земле, несомненно были результатом условий, преобладавших на Земле и к тому же медленно изменявшихся.

Обратимся к геологической истории Земли, начиная с охлаждения её массы и перехода из первичного газообразного состояния в жидкое; за ним в результате дальнейшего охлаждения последовало образование твёрдой коры; затем появление трещин и возникновение складчатости поверхности, с формированием горных хребтов, по мере того, как твердая кора приспособлялась к охлаждавшейся и сжимавшейся внутренней массе; конденсация водяных паров и появление океанов; образование осадочных отложений на дне океанов в результате обнажающего действия дождей, потоков и рек; затем последующее их поднятие с образованием новых материков; климатические изменения с перемежающимися ледовыми эпохами и ледниковыми периодами. Разве все это не заставляет нас признать, что жизнь на Земле во всем разнообразии существующих теперь её ферм была обусловлена рядом сложных изменений? Последовательность явлений в их общем и целом могла быть такой же и на другом небесном теле; тем не менее, в частностях и деталях неизбежно должны были иметь место значительные различия. Различия в температуре, в составе атмосферы, в соотношений площади суши и морей, а также в ряде других сопутствующих явлений должны были оказывать глубокое влияние на вееь ход эволюции. Степень приспособляемости к окружающей природе, наблюдаемая у многих животных, доказывает, что даже само это окружение не могло не оказать существенного влияния на развитие жизни. Разумно предположить поэтому, что жизнь на любом другом мире могла вылиться в совершенно иные формы по сравнению с теми, которые нам привычны, быть может, даже и в такие, которые не укладываются в наше понимание. Те отклонения, которые в наиболее примитивных видах живых организмов могли быть и невелики, должны были в ходе постепенной эволюции становиться всё более и более значительными. Но возможно ли в другом мире, где могла зародиться жизнь, появление разумных существ, равноценных человеку,—это может быть предметом одних лишь догадок. Подобный вопрос должен остаться за пределами нашего изучения. Самое большее, что мы вправе попытаться сделать,—это рассмотреть вопрос о том, насколько другие планеты нашей солнечной системы пригодны как места обитания живой материи, и возможно ли существование иных планетных систем, в которых также могут иметь место условия, благоприятные для появления жизни.

ГЛАВА III
МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ

Прежде чем перейти к вопросу о том, какими данными мы располагаем в отношении условий, преобладающих на различных планетах солнечной системы, нам необходимо описать методы, дающие возможность получить некоторые сведения о протяжении и составе их атмосфер и о температурах на их поверхности,

Простые соображения покажут нам, возможно ли предположить у той или иной планеты наличие атмосферы. Даже прежде, чем мы начнём изучать планету в телескоп, мы будем знать наперёд, что может нам дать наблюдение.

Рассмотрим, что за вещества фактически входят в состав атмосфер. Газ состоит из скопления молекул, находящихся в состоянии непрерывного движения. Молекулы движутся быстро по всем направлениям прямолинейно и с постоянной скоростью, за исключением случаев, когда они сталкиваются между собой. Если газ содержится в закрытом сосуде, то непрерывная бомбардировка стенок сосуда ударяющимися о них молекулами создаёт тот общий или интегральный эффект, который мы называем давлением газа. Если удвоить количество газа в сосуде, то число столкновений молекул со стенками за каждую секунду удвоится и, следовательно, удвоится давление газа. Вот почему давление в камере автомобильной шины повышается по мере накачивания в нее воздуха.

Если мы представим себе простой газ, все молекулы которого одинаковы, то в любой момент времени одни молекулы будут двигаться быстрее других. Скорости некоторых молекул уменьшаются при столкновениях, скорости других увеличиваются. Изучать движение отдельных молекул же всех деталях невозможно; тем не менее можно исследовать статистически распределение скоростей во всем скоплении молекул.

Математическое изучение статистических свойств молекулярного скопления относится к той главе физики, которая называется кинетической теорией газов. При данной температуре средняя скорость всех молекул остаётся статистически постоянной. Число молекул, у которых скорости велики и значительно превышают среднюю скорость, быстро уменьшается по мере возрастания величины скорости; однако, в газе имеется всегда вполне определённое, хотя и небольшое число молекул со скоростями, превышающими среднюю скорость в 10, 20 и даже в 100 раз.

Молекулярные скорости зависят от температуры газа. Средняя скорость пропорциональна квадратному корню из температуры, измеряемой от абсолютного нуля (—273° С). При абсолютном нуле молекулы не имеют скорости: они останавливаются. Ниже этой температуры ничего нельзя вообразить; физикам удавалось получать температуры в пределах долей градуса выше абсолютного нуля, но самый абсолютный нуль достигнут не был. По указанному правилу получается, что средняя скорость молекул при температуре кипящей воды (100° С) на 17% больше их средней скорости при температуре замерзания воды (0°С)(Примеч.- Так как 1,17=

.(Ред)). С помощью приведённого закона легко найти среднюю скорость при любой температуре, если её величина при некоторой температуре задана.

В смеси газов молекулы различных видов движутся с разными скоростями. Чем легче молекулы, тем быстрее в среднем их движение. Существует простой закон, известный под названием «закона равномерного распределения энергии»; он управляет распределением скоростей между различными видами молекул. Этот закон гласит, что в смеси газов средние энергии молекул каждого рода одинаковы. Поскольку энергия молекулы пропорциональна её молекулярному весу, помноженному на квадрат ее скорости, то из сказанного следует, что средняя скорость молекулы каждого рода обратно пропорциональна квадратному корню из её молекулярного веса. Так, например, в смеси кислорода и водорода средняя скорость молекул кислорода будет равна только четверти скорости молекул водорода, так как кислород в шестнадцать раз тяжелее водорода.

Обычно удобнее пользоваться скоростью такой, что если бы всe молекулы двигались именно с этой скоростью, они производили бы то самое давление, какое у газа наблюдается. Эта скорость несколько отличается от средней скорости, будучи больше её примерно на 9%; значения её для нескольких газов при 0° С приводятся в таблице:

	км/сек
Водород	1,84
Гелий	1,31
Водяной пар	0,61
Азот	0,49
Кислород	0,46
Углекислый газ	0,40

В 1 см³ воздуха при нормальных температуре и давлении (0° С, 760 мм рт. ст.) содержится примерно 500 миллионов биллионов молекул. Из приведённых чисел видно, что эти молекулы движутся с высокими скоростями. Очевидно, что ни одна из них не сможет пройти большого расстояния, не столкнувшись с другой. Среднее расствяние, пройденное молекулой между столкновениями, составляет только одну десятитысячную долю миллиметра. Это среднее расстояние обратно пропорционально числу молекул в единице объёма; поэтому оно увеличивается по мере уменьшения давления газа.

В вакуумной трубке, где давление равняется 0,1 мм ртутного столба, среднее расстояние между столкновениями молекул составляет около 1 мм. Средний интервал времени между последовательными столкновениями соответственно увеличивается при уменьшении давления.

Плотность газообразной атмосферы Земли или другой ппанеты уменьшается по мере удаления от поверхности планеты. Вблизи верхней границы атмосферы, где плотность очень невелика, молекулы проходят значительное расстояние между столкновениями. Если где-либо в этих областях молекула в результате столкновения случайно отскочит в направлении наружу, и притом со скоростью, значительно большей средней скорости, то она может вылететь во внешнее пространство, если, конечно, она не столкнётся с другой молекулой.

Для того, чтобы любая частица—крупная или мелкая— могла бы покинуть атмосферу окончательно, необходимо, чтобы её скорость превысила некоторую критическую величину, называемую скоростью убегания. Эта скорость играет очень большую роль в наших соображениях об атмосферах планет (Примеч.- Наиболее точный перевод английского термина «velocity of escape» был бы: скорость бегства; но он едва ли удобен.

В нашей литературе применялись выражения: скорость «улетания» или «ускользания». Они неудачны, так как вызывают представление об улетучивающемся газе; между тем, как будет видно ниже, скорость убегания есть абсолютная постоянная для данной планеты; она относится к любым телам на ее поверхности, независимо от их веса и агрегатного состояния. Как раз противопоставление этой критической скорости скоростям улетучивания различных газов и получит важнейшее значение в дальнейшем изложении. (Ред.)).

Газ обладает свойством заполнять собой всё то пространство, в котором он находится. Если, например, мы поместим небольшой запечатанный сосуд с газом в вакуумную камеру в затем разобьём этот сосуд, то газ тотчас же распространится по всей камере. Это естественный результат движения молекул, движущихся прямолинейно до столкновения с другими молекулами или со стенками сосуда, в котором газ находится. Почему же в таком случае атмосфера Земли не рассеивается быстро в пространстве? Почему не улетают молекулы ее внешних слсёв? Причиной этого является то, что их связывает сила притяжения Земли. Та же самая сила, которая заставляет яблоки падать с деревьев на землю, держит в плену воздух и не даёт ему распространиться во внешнем пространстве.

Предположим, что с некоторой высоты сброшен на землю камень. Благодаря силе притяжения он падает с возрастающей скоростью. Но мы можем себе представить это движение обращённым в каждой точке пути. Если этот камень выброшен вверх со скоростью, равной той, с которой он ударился о землю, то в любой точке над поверхностью земли его скорость, направленная вверх, будет равна его скорости на той же высоте в направлении вниз, когда камень падал на землю.

Представим себе теперь, что камень брошен с бесконечно большой высоты, и предположим, что Земля изолирована в пространстве, так что нам нет необходимости учитывать силу притяжения каких-либо других тел; отвлечемся и от сопротивления воздуха. Камень будет падать на Землю с постепенно возрастающей скоростью. Он достигнет Земли с некоторой скоростью V, имеющей конечную величину, несмотря на то, что он падал с бесконечно большого расстояния. Величина V определяется формулой:

V²=2fM/R,

где f—постоянная притяжения, М—масса Земли, R—её радиус.

Если камень брошен вверх со скоростью V, он достигнет бесконечно большого расстояния, прежде чем остановится; если он брошен со скоростью, меньшей V, то в конце концов он остановится и затем упадёт обратно на Землю, так как любая скорость, меньшая V, соответствует скорости, приобретённой им при падении на Землю с конечной высоты. Из этого следует, что камень может совсем покинуть Землю, если его начальная скорость равна или больше V. По этой причине V называется скоростью убегания.

Можно определить скорость, необходимую любому телу для убегания с Земли, подставив в формулу численные значения постоянной притяжения, а также массы и радиуса Земли. Таким образом найдено, что скорость убегания с Земли равна 11,3 км/сек (Примеч.- Для тех, кому интересно проверить эту величину, приводим данные:

Постоянная притяжения f=6,67•10^-8

Масса Земли (в г) М=5,97•10²⁷

Радиус Земли (в см) R=6,37•10⁸

С помощью этих величин найдём: V=1,13•10⁶ см/сек=11,3 км/сек.).

Возвращаясь к соображениям о внешних слоях атмосферы, можно сказать, что ни одна молекула не в состоянии ускользнуть во внешнее пространство, если ее скорость не превышает скорости убегания. Если же молекула отскакивает от Земли со скоростью, большей этой скорости, то она ускользнет от её притяжения, если только она не столкнётся с какой-нибудь другой молекулой. Потеря таких быстро движущихся молекул из внешних слоев атмосферы неизбежно должна иметь место.

При сравнении скорости убегания V с приведенными выше средними скоростями различных типов молекул оказывается, что скорость молекулы водорода должна превышать её среднюю скорость немного более чем в шесть раз для того, чтобы она могла улететь с Земли, а скорость молекулы кислорода должна быть в двадцать пять раз выше её средней скорости. Поэтому водороду вылететь легче, чем кислороду. Это последнее заключение носит, впрочем, чисто качественный характер. С какою же скоростью при любых данных условиях может происходить потеря атмосферы?

К этой задаче можно подойти при помощи математических принципов кинетической теории газов. Необходимые вычисления были выполнены несколько лет тому назад сэром Джемсом Джинсом. Он нашел, что если скорость убегания в четыре раза больше средней молекулярной скорости, то атмосфера должна практически совершенно исчезнуть в течение пятидесяти тысяч лет; если же скорость убегания будет в четыре с половиной раза больше средней молекулярной скорости, то атмосфера исчезнет через тридцать миллионов лет; если же скорость убегания будет в пять раз больше средней молекулярной скорости, то для полного исчезновения атмосфры потребуется двадцать пять тысяч миллионов лет.

Таким образом, для суждений о быстроте потери атмосферы отношение скорости убегания к средней скорости молекул имеет решающее и критическое значение. Когда это отношение равно 4, то потеря происходит очень быстро, если учесть, что самый возраст Земли имеет порядок трёх или четырёх тысяч миллионов лет; если же это отношение равно 5, то скорость потери так мала, что мы можем считать атмосферу практически застрахованной от исчезновения. Поэтому, если нам известна скорость убегания с каждой планеты (а она определяется её массой и радиусом) и средняя скорость молекул газа, зависящая только от молекулярного веса и от температуры, то мы можем с довольно большой точностью выяснить, могла ли данная планета сохранить свою первоначальную атмосферу почти полностью, или она утратила её в значительной части, или же лишилась её совершенно.

В следующей таблице даны радиусы и массы Солнца, Луны и планет, причём за единицу принимаются соответствующие величины для Земли в приводится также скорость убегания в км/сек.

	Радиус (Земля=1)	Масса (Земля=1)	Скорость убегания в км/сек
Солнце	109,1	332100	623
Меркурий	0,39	0,044	3,8
Венера	0,97	0,82	10,4
Земля	1,00	1,00	11,3
Луна	0,27	0,0123	2,4
Марс	0,53	0,108	5,1
Юпитер	10,95	317,1	60,8
Сатурн	9,02	94,9	36,6
Уран	4,00	14,65	21,6
Нептун	3,92	17,16	23,9
Плутон	0,10?	0,01?	3,5?

Простой взгляд на скорости убегания, приведённые в последнем столбце, подсказывает нам, что большие планеты, как Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун,должны, повидимому, обладать атмосферами, значительно более обширными, чем атмосфера Земли; что атмосфера Венеры может быть сравнимой с атмосферой Земли; что у Марса атмосфера должна быть значительно тоньше, чем у нас, и, наконец, что Меркурий и Луна могут иметь только очень малые атмосферы или даже быть вовсе лишены их. Насколько подтверждаются все эти выводы, мы увидим в следующих главах.

Когда доказано, что у данной планеты имеется атмосфера, то мы, естественно, стремимся узнать возможно больше об её составе. Для этой цели приходится прибегнуть к спектроскопу. Свет планеты пропускается через спектроскоп, снабженный одной или более призмами; этим способом свет как бы растягивается в полосу или в спектр всех цветов радуги, причём каждая точка спектра соответствует определённой длине волны.

Если исследовать с помощью спектроскопа солнечный свет, пропуская его через узкую щель, то оказывается, что солнечный спектр пересечён большим количеством тонких тёмных линий; число их достигает многих тысяч; каждой из этих линий соответствует определённая длина волны и определённая интенсивность. Эти линии называются фраунгоферовыми линиями, по имени физика, их впервые исследовавшего. Анализ этого спектра даёт нам очень много данных о составе Солнца. Если, например, пропустить электрическую искру между двумя кусками железа и исследовать спектр раскалённых паров между ними, то обнаружится большое количество ярких линий различной интенсивности на неравных расстояниях друг от друга. Оказывается, что эта серия линий принадлежит железу и никакому другому элементу. Она характерна для железа; аналогичным образом каждый другой элемент имеет характерный для него спектр. Если теперь свет от раскалённого источника, имеющего непрерывный спектр всех цветов радуги, пропустить сквозь пары железа более низкой температуры, то этот непрерывный спектр раскалённого источника окажется пересечённым рядом тёмных линий, из которых каждая по длине волны будет в точности соответствовать яркой линии спектра от раскалённых паров железа. Такой спектр называется спектром поглощения. Фраунгоферовы линии в солнечном спектре относятся именно к этому типу; раскалённые внутренние части Солнца должны были бы дать непрерывный спектр, но более холодные внешние слои поглощают излучения различных длин волн, и таким образом появляются тёмные фраунгоферовы линии.

Исследуя спектр солнечного света, мы находим, что в нём содержатся линии спектра железа, что доказывает с полной несомненностью, что железо имеется на Солнце. Аналогичным образом мы можем обнаружить присутствие на Солнце одного элемента за другим и таким образом узнаём очень многое об элементах на Солнце; но мы можем пойти ещё дальше и использовать относительные интенсивности линий различных элементов для вывода достаточно достоверных заключений об относительном изобилии каждого элемента. Если бы, например, мы могли удвоить количество данного элемента на Солнце, оставив количество других элементов без изменений, то интенсивность линий именно этого элемента оказалась бы относительно усиленной. При помощи таких соображений мы можем определять относительное обилие того или иного элемента на Солнце, на отдалённой звезде или в туманности.

Имеется, однако, один фактор, осложняющий анализ солнечного света. Мы производим все наши наблюдения на дне нашей обширной атмосферы. Свет от Солнца должен пройти через всю эту атмосферу, прежде чем он дойдёт до нас, и часть излучения поглощается ею. Следствием этого является то, что некоторые из линий поглощения, обнаруживаемые нами в солнечном спектре, возникают не на Солнце, а в атмосфере Земли. Особенно большое значение имеет для нас поглощение атмосферным озоном. Количество озона в атмосфере чрезвычайно мало; по подсчётам, оно эквивалентно слою толщиной примерно в 2,5 мм при атмосферном давлении и комнатной температуре. Озон встречается почти исключительно выше самых высоких облаков, причём максимальная его плотность достигается на высоте в 30—50 км. Как ни мало количество озона, поглощение, производимое им в ультрафиолетовой части спектра, так сильно, что весь свет с длиной волн короче 0,0003 мм поглощается им полностью; таким образом, свет этой части спектра совершенно недоступен для наблюдений (Примеч.- Ниже приводятся приблизительные границы длины волн для различных цветов спектра:

Ультрафиолетовый	меньше 3,5•10^-4 мм
Фиолетовый	от 3,5 до 4,5•10^-4 мм
Синий	от 4,5 до 5,0•10^-4 мм
Зелёный	от 5,0 до 5,5•10^-4 мм
Желтый	от 5,5 до 6,0•10^-4 мм
Оранжевый	от 6,0 до 6,5•10^-4 мм
Красный	от 6,5 до 7,5•10^-4 мм
Инфракрасный	больше 7,5•10^-4 мм

Это обстоятельство прискорбно для астронома-наблюдателя; но оно же, как мы знаем, является благоприятным фактором для жизни, ибо никакие животные, включая и человека, не могли бы существовать, если бы в атмосфере не было хоть небольшого количества озона.

Значение озона в биологическом отношении следующее: большая часть коротковолнового излучения, поглощаемого озоном, чрезвычайно вредна для глаз, а также и для некоторых тканей тела. Свет раскалённых паров ртути богат ультрафиолетовыми лучами. Кварц пропускает достаточное количество этого света, тогда как стекло поглощает большую его часть. Поэтому кварцевая лампа с ртутными парами является мощным источником ультрафиолетового излучения; такие лампы применяются при лечении ультрафиолетовыми лучами. Всякий, кто подвергался этим процедурам, знает, что при облучении необходимо строго выдерживать дозировку времени (иначе можно серьёзно повредить ткани) и что во время их необходимо предохранять глаза темными очками. Однако, в умеренных количествах действие ультрафиолетовых лучей благоприятно, так как они поддерживают здоровье и эффективно предупреждают рахит. Если бы озона в атмосфере не было, то наши глаза не могли бы развиться такими, какими они сейчас существуют, а тканям тела был бы нанесен серьёзный ущерб; с другой стороны, если бы озон имелся в атмосфере в большом количестве, то жизнь в привычных нам формах не могла бы существовать. Однако, не следует из этого делать заключения, что при отсутствии озона в атмосфере животная жизнь была бы невозможна; это—просто яркая иллюстрация того, как жизнь приспособилась к господствующим условиям. Впрочем, в этом частном случае приспособление имело место внутри удивительно узких пределов. Количество озона в атмосфере непостоянно, оно изменяется в довольно тесных границах; но, к счастью для нас, эти границы заключены внутри двух крайностей; именно, в одной из них количество озона могло бы стать гибельным для жизни, а в другой оно было бы недостаточно для её поддержания.

Атмосферный кислород производит сильные поглощения в спектре Солнца; они обнаруживаются, главном образом, в частях спектра с большой длиной волны, т. е. в красной и инфракрасной области, хотя имеются и более слабые линии поглощения в коротковолновой части спектра. Две интенсивные линии поглощения в красной части спектра, названные Фраунгофером линиями А и В, происходят от кислорода. Водяные пары атмосферы дают несколько чрезвычайно сильных поглощений в инфракрасной части спектра. Но азот, являющийся наиболее обильной составной частью атмосферы, совершенно не даёт линий поглощения в той части спектра, которая относится к предмету нашего исследования.

Как отличить при анализе солнечного спектра линии поглощения, возникающие на Солнце, от линий поглощения атмосферного происхождения? Существует два способа отождествления линий земного («теллурического») поглощения. Первый из них—это способ сравнения между собой спектров Солнца, полученных на разных высотах. Чем ниже находится Солнце над горизонтом, тем длиннее путь, который солнечный луч должен пройти в атмосфере, чтобы достичь Земли; именно по этой причине солнечный свет гораздо менее интенсивен на закате, чем в полдень. Чем длиннее путь солнечного луча через атмосферу, тем сильнее сказывается атмосферное поглощение. Таким образом, чем ниже Солнце, тем интенсивнее линии земного поглощения по отношению к линиям солнечного происхождения. Второй метод — это метод сравнения спектров света восточного и западного краев Солнца. Солнце обращается вокруг своей оси примерно в двадцать семь дней; вследствие этого западный край Солнца уходит от нас, а восточный приближается к нам. Длина волны света от источника, приближающегося к нам, сокращается, и поэтому линии поглощения слегка смещаются к фиолетовой части спектра; длина волны света от источника, удаляющегося от нас, несколько увеличивается, и поэтому линии поглощения слегка смещаются к красному концу спектра. Сравнивая спектры западного и восточного краёв диска, мы обнаруживаем небольшой разрыв между линиями поглощения света, идущего от этих областей Солнца. Но линии поглощения теллурического происхождения не изменяются под влиянием вращения Солнца; поэтому они совпадают в спектрах от противоположных краёв солнечного диска. Таким образом, если спектры западного и восточного краёв сфотографировать одновременно или непосредственно один после другого на одну и ту же пластинку, то линии поглощения земного происхождения можно выделить сразу, так как это будут все те линии, которые совпадают в обоих спектрах. Этот метод имеет то преимущество перед первым, что он не связан с необходимостью сравнивать спектры, полученные на равной высоте Солнца и, следовательно, в разное время дня.

После того, как одним из описанных способов мы отождествим линии поглощения земного происхождения, перед нами откроется возможность получить данные о составе атмосферы на планетах.

Выясним прежде всего, какова природа света, получаемого нами от планет. Планеты — холодные тела, не излучающие собственного света. Мы видим их благодаря свету, который падает на них от Солнца и который они отражают. Солнечный свет, проникающий в планетную атмосферу, частично рассеивается и частично поглощается. Глубина, на которую он проникает, зависит от состава и от размеров атмосферы; фактически, солнечный свет может дойти, но может и не дойти до поверхности планеты. Часть света, доходящего до нас от планеты, могла проникнуть на большую глубину в планетную атмосферу, а часть—на меньшую; в конечном итоге можно ожидать, что свет при прохождении в глубь планетной атмосферы и обратно приобретёт некоторые новые характеристики, так что при спектроскопическом его анализе мы сможем обнаружить линии поглощения планетного происхождения; они-то и помогут нам разобраться в природе и составе атмосферы данной планеты. Линии поглощения, происходящие от атмосферы планеты и не соответствующие ни одной из линий поглощения света в земной атмосфере, выделяются очень легко. Но, с другой стороны, может случиться и так, что в атмосфере планеты окажутся кислород и водяные пары; следовательно, их линии поглощения совпадут с линиями от тех же веществ в земной атмосфере. Поэтому для того, чтобы решить, относятся ли линии поглощения кислорода или водяных паров полностью к земной атмосфере, или же что они включают и эффект поглощения света планетной атмосферой, требуется некоторая осторожность. Кислород и водяные пары—это как раз те два вещества, присутствие которых в планетной атмосфере имеет важнейшее значение для возможности существования жизни, и именно их присутствие, как оказывается, труднее всего установить.

Для того, чтобы отличить линии поглощения земного происхождения от таких же линий планетного происхождения, имеется два способа. Один способ—это сравнение спектра планет со спектром Луны, причём оба спектра должны быть получены в одну и ту же ночь и по возможности в одно и то же время. Луна и планета должны находиться при фотографировании, их спектров на одной и той же высоте, чтобы поглощение земного происхождения было в обоих случаях одинаковым, поскольку пути световых лучей через воздух будут равны. Луна, как мы увидим, не имеет атмосферы; из этого следует, что если линия поглощения имеется в спектре планеты, но не в спектре Луны, или же если в спектре планеты она сильнее, чем у Луны, то она порождается атмосферой планеты. Однако, если линия поглощения, возникающая в атмосфере Земли, значительно интенсивнее линии, происходящей от планетной атмосферы, то этим способом нам едва ли удастся определить поглощение в планете; разница в интенсивностях линий обоих спектров может оказаться в этом случае слишком малой. Второй метод исследования более тонок и может быть особенно полезен для решения вопроса, присутствуют ли в атмосфере данной планеты вещества, имеющиеся в нашей земной атмосфере. Метод этот основан на смещении линий поглощения в свете от движущегося источника, и мы уже пользовались им при изучении спектров от западного и восточного краёв диска Солнца. Спектр планеты фотографируется в то время, когда она приближается к Земле или же удаляется от неё с наибольшей быстротой. Такое относительное движение её вызывает смещение линий поглощения, происходящих от планетной атмосферы, по отношению к линиям теллурического происхождения, так что этим способом мы можем надеяться выявить мало интенсивные линии планетного поглощения.

Здесь следует подчеркнуть, что хотя этими способами и можно рассчитывать получить некоторые данные относительно состава атмосферы планет, однако, данные эти никогда не будут полными. Есть много возможных компонентов атмосферы планет, которые не дают линий поглощении в части спектра, доступной нашему изучению. В нашем распоряжении нет способов для выявления этих компонентов. К числу этих почти необнаруживаемых компонентов относятся водород, азот, гелий, неон и аргон.

Определение температур планет важно для наших соображений о возможности существования на них жизни. Но некоторые общие положения об их температурах можно получить и на основании теоретических выводов.

Для начала предположим, что планета не имеет атмосферы: влияние атмосферы на температуру планеты сложно и не легко поддаётся учёту. Сперва возьмём крайний случай планеты, которая, как Меркурий, обращена всегда одной и той же стороной к Солнцу. Мы можем вычислить температуру поверхности планеты, если предположим, что она не обладает своим собственным теплом, но что существует точное равновесие между количеством тепла, получаемым ею от Солнца, и теплом, отражаемым в пространство. Из измерений солнечного излучения, достигающего поверхности Земли, мы знаем, что мощность его у границы верхних слоев атмосферы эквивалентна 1,35 киловатта на каждый м² (Примеч.- Так как 1 киловатт соответствует 14,4 большой калории в 1 мин., то это определение дает для солнечной постоянной величину 1,99 м. кал/мин. см².(Ред)). Если расстояние от планеты до Солнца равно R расстояниям от Земли до Солнца, то та точка на поверхности планеты, для которой Солнце находится прямо в зените, получает энергию с мощностью 1,36/R² киловатта на м². Это количество должно быть эквивалентно интенсивности излучения тепла планетой, а эта последняя, в свою очередь, определяется ее температурой. В 1879 г. Стефан показал, что общее излучение тела пропорционально четвёртой степени его абсолютной температуры; т. е. температуры, измеряемой от абсолютного нуля, — 273 С. Но этот закон справедлив в точности только для так называемого «абсолютно чёрного тела», т. е, тела, поглощающего полностью всё падающее на него излучение. Излучение планет не вполне соответствует закону Стефана; тем не менее этот закон можно использовать для оценки их температуры достаточно точно в наших целях. Множитель пропорциональности, входящий в закон Стефана, был найден экспериментальным путём. Пользуясь его наблюденной величиной и приравнивая количества полученной и излучённой за единицу времени энергии, находим, что температура (по абсолютной шкале, обозначаемой через К) определяется формулой:

На расстоянии Земли, где R=1, температура по этой формуле составляет 392° К; или 119°С. По самому способу её определения эта температура является наивысшей для любой точки поверхности планеты, если она постоянно обращена к Солнцу одной и той же стороной и при условии, что наши допущения об отсутствии на планете атмосферы и о том, что она является «абсолютно чёрным телом», имеют место в действительности. В других точках планеты температура будет ниже, так как солнечные лучи падают на неё не вертикально, а наклонно; тёмная сторона планеты, не получающая тепла от Солнца, должна быть исключительно холодной.

Если планета не всегда обращена одной и той же стороной к Солнцу, то эффект вращения будет обнаруживаться в виде понижения ее полуденной и повышения её ночной температуры; полуденная температура будет ниже, потому что Солнце может находиться в зените лишь короткое время, а ночная температура будет выше, потому что охлаждение нагретой Солнцем поверхности планеты в течение ночи будет происходить постепенно; чем быстрее вращение, тем меньше разница между дневной и ночной температурами на планете. При достаточно быстром вращении ни в одной точке ее не будет различия между дневной и ночной температурами; однако, изменения температуры по широте планеты останутся, так как среднее количество получаемого тепла зависит от широты. При этих условиях можно вычислить температуру, осреднённую по всей поверхности планеты.

Допустим, что планета находится на том же расстоянии от Солнца, как Земля, и что радиус её равняется r метрам. Планета получает энергию от Солнца, с мощностью в 1,35pr² киловатт, так как площадь всего поперечного сечения, на которое действует излучение, равна 2pr². Если расстояние планеты от Солнца в R раз больше расстояния от него до Земли, то соответствующая мощность будет равна

1,35•pr²/R².

Общее излучение со всей поверхности (4pr²) в единицу времени выражается по закону Стефана через её температуру Т. Приравнивая получаемую и излучаемую в единицу времени энергию, мы найдём:

в абсолютной шкале. Таким образом, при рассматриваемых теперь условиях средняя абсолютная температура будет равна максимальной температуре, найденной выше, делённой на . Средняя температура Земли в этих условиях была бы 277° К, или 4° С.

Вычислить температуру планеты, имеющей атмосферу, отнюдь не столь же легко; в этом случае играют роль сложные метеорологические влияния, как это происходит и на Земле; разницы в температурах ото дня ко дню могут быть очень значительными в любой точке поверхности. Однако, легко видеть, что в общем эффект атмосферы состоит в сглаживании различия дневной и ночной температур, поскольку есть постоянная тенденция к переносу тепла из более жарких в более холодные области теми массами тёплого воздуха, которые передвигаются в более холодные районы, взамен холодного воздуха, движущегося к более тёплым, местам.

Влияние атмосферы на температуру планеты проявляется и в другом отношении. Атмосфера Земли, вероятно, так же как и атмосферы других планет, непроницаема для многих участков спектра в инфракрасной области, соответствующей большим длинам волн. Значительная часть солнечного тепла пропускается атмосферой, и оно нагревает поверхность планеты, но большая часть этого тепла излучается снова в виде излучения значительно большей длины волны, для которого атмосфера уже непрозрачна. Вследствие этого температура значительно повышается. Не выпуская обратно длинноволновых излучений, атмосфера играет роль покрова (Примеч.- Blanketing effect-«эффект одеяла».(Ред.)), и ночное падение температуры происходит не так быстро; суточное колебание её поэтому заметно сокращается.

В таблице на стр. 62 приводится сравнение температур, измеренных и вычисленных в соответствии с двумя упомянутыми выше гипотезами. Во втором столбце даны непосредственно замеренные температуры; в третьем столбце приводятся средние температуры, вычисленные в предположении, что суточные колебания отсутствуют; в четвертом столбце даётся максимальная температура для освещённой Солнцем стороны планеты, предполагая, что она обращена к Солнцу всегда одной и той же стороной. Планеты размещены в таблице в порядке возрастания их расстояния от Солнца, следовательно, также и в порядке понижения температуры. Если принять расстояние от Земли до Солнца в 1 м, то расстояния всех других планет равны: Меркурия—39 см, Венеры—72 см, Марса—1,52 м, Юпитера— 5,20 м, Сатурна—9,54 м, Урана—19,20 м,, Нептуна— 30,07 м. Плутона—40 м.

Излучение, получаемое Землёй от планет, можно измерять с помощью большого телескопа; он необходим для того, чтобы собрать возможно большее количество излучения, в он должен быть соединён с чувствительным приёмником излучения. Для обнаружения в измерения излучения можно пользоваться болометром или термопарой. В болометре лучистая энергия фокусируется на небольшую платиновую полоску, представляющую собой одно плечо электрической цепи, называемой мостиком Уитстона. Такая же полоска, но защищённая от излучения, представляет собой другое плечо этого мостика; оно приводится в равновесие с первым. Когда лучистая энергия попадает на первое плечо мостика, он нагревается, его сопротивление повышается, равновесие в мостике нарушается, и через гальванометр проходит электрический ток. Отклонение гальванометра служит мерой интенсивности излучения, падающего на болометр. Термопара состоит из двух миниатюрных полосок различных металлов; когда соединение нагревается, то через цепь проходит термоэлектрический ток, сила которого пропорциональна интенсивности излучения; ток этот измеряется чувствительным гальванометром. Очень чувствительная термопара должна реагировать на тепло от свечи на расстоянии 5 км.

Температуры планет

Измеренные Вычисленные

Средняя Максим.

Меркурий (средняя, на солнечной стороне) +400° +172 +358

Венера (яркая сторона) +55 +54 +191

Венера (тёмная сторона) -20 - -

Земля +14 +4 +119

Луна (центр солнеч. стор.) +120 +4 +119

Луна (центр тёмной стор.) -150

Марс (наиболее тёплые участки) +20 -51 +43

Юпитер (средняя) -140 -151 -100

Сатурн (средняя) -155 -183 -145

Уран (средняя) -180 -210 -184

Нептун - -222 -201

Плутон - -229 -211

Термопарой или болометром измеряется общее излучение планеты, изменённое, впрочем, поглощением в земной атмосфере, В результате измерений следует вводить поправки для учёта этого влияния; однако, нам нет здесь оснований касаться деталей этих поправок. Учтя их, мы получим величину общего планетного излучения, состоящего частично из отражённого солнечного света, а частично из низкотемпературного длинноволнового излучения самой планеты. Именно это последнее может дать нам необходимые сведения о температуре планеты, и поэтому его необходимо отделить от той части, которая является просто отражённым солнечным светом. Такое разделение очень легко произвести, поместив на пути лучей небольшой прозрачный сосуд с водой. Вода пропускает часть излучения сравнительно короткой длины волны, являющуюся отражением солнечного света, но она непроницаема для длинноволновой части, т. е. для излучения самой планеты. Таким образом, мы имеем возможность измерить истинное тепловое излучение планеты. Измеренные температуры и приводятся во втором столбце таблицы.

Следует отметить, что измеренные температуры лежат в общем между вычисленными значениями, приведёнными в третьем и четвёртом столбцах таблицы, и что между вычисленными и наблюдёнными температурами в целом обнаруживается хорошее согласие. Об измеренных температурах мы будем говорить в следующих главах, изучая каждую из планет в отдельности.

далее

	Измеренные	Вычисленные
	Измеренные	Средняя	Максим.
Меркурий (средняя, на солнечной стороне)	+400°	+172	+358
Венера (яркая сторона)	+55	+54	+191
Венера (тёмная сторона)	-20	-	-
Земля	+14	+4	+119
Луна (центр солнеч. стор.)	+120	+4	+119
Луна (центр тёмной стор.)	-150	+4	+119
Марс (наиболее тёплые участки)	+20	-51	+43
Юпитер (средняя)	-140	-151	-100
Сатурн (средняя)	-155	-183	-145
Уран (средняя)	-180	-210	-184
Нептун	-	-222	-201
Плутон	-	-229	-211