Мы рассчитываем найти жизнь земного типа.
Современная концепция поиска жизни на экзопланетах базируется на трех основных идеях:
1. Идентификация землеподобных планет.
2. Нахождение планет в зоне обитаемости.
3. Поиск биомаркеров в атмосферах планет, соответствующих условиям 1 и 2.
Обнаружение двойников Земли является технически сложной задачей по нескольким причинам. Во-первых, это небольшие легкие планеты, так что для любого метода наблюдения поиск таких планет требует высокой чувствительности (см. раздел 3.1 «Способы обнаружения и изучения экзопланет»). Например, для обнаружения двойника Земли методом лучевых скоростей около звезды, являющейся двойником Солнца, требуется точность выше 10 см/с, а такие показатели пока не достигнуты. А для транзитного метода ослабление блеска двойника Солнца при прохождении по его диску двойника Земли составляет 0,0084 % – на пределе чувствительности космического телескопа Kepler.
Во-первых, требуется найти планеты, похожие на Землю.
Во-вторых, для надежного установления факта подобия планеты Земле необходимо измерить сразу и массу, и радиус планеты. Это непросто, поскольку обычно метод лучевых скоростей позволяет измерить лишь массу (к тому же есть неопределенность, связанная с неизвестной ориентацией орбиты планеты по отношению к лучу зрения), а метод транзитов – в первую очередь радиус планеты.
Тем не менее на сегодняшний день известны десятки планет, которые с высокой вероятностью имеют массы и радиусы, примерно равные земным. Однако стоит учесть, что по другим параметрам (детали состава, величина магнитного поля, период вращения, наличие тектоники плит, наличие крупных спутников, подобных Луне, и т. д.) эти «двойники Земли» могут существенно отличаться от нашей планеты.
Легкие небольшие планеты проще обнаруживать вокруг более легких, чем Солнце, звезд – с меньшим размером, массой и светимостью: падение блеска при прохождении планеты по диску звезды (транзит) и изменение лучевой скорости звезды в этом случае оказываются больше. Также планеты легче обнаружить, если они находятся ближе к звезде. Но все же не слишком близко, чтобы на поверхности была не слишком высокая температура: это важно для потенциально обитаемых планет. Планета должна попадать в так называемую зону обитаемости.
Во-вторых, планета должна находиться в зоне обитаемости.
Термин «околозвездная зона обитаемости» (circumstellar habitable zone) был введен в 1993 г. в работе Джеймса Кастинга (James Kasting) и его коллег. До этого Харлоу Шэпли (Harlow Shapley) и Юбертус Страгхолд (Hubertus Strughold) в 1953 г. с разных точек зрения обсуждали, на каком расстоянии от Солнца на поверхности планеты может существовать жидкая вода. В 1959 Су-Шу Хуанг (Su-Shu Huang) впервые использовал термин «зона обитаемости» (habitable zone). Однако проблема предельных расстояний от звезды, на которых планета еще может быть обитаемой, обсуждалась еще в XIX в. Современные подходы к расчетам границ области, в которой возможно длительное существование жидкой воды на поверхности планеты, начали применяться в 1970-е гг. в работах Майкла Харта (Michael Hart) и его коллег.