Однако имеется и другой метод опознавания планет. Он основан на невообразимо крошечном количестве света, который блокируется, когда планета проходит перед звездой. Как ни трудно в это поверить, и космические, и наземные телескопы способны фиксировать этот момент так называемого транзита, даже в случае звезд, находящихся от нас на расстоянии десятков световых лет, что по астрономическим меркам означает практически у нас во дворе. Принцип измерений относительно прост: когда планета проходит перед звездой, свет звезды немного менее ярок, чем тогда, когда планета находится с другой стороны от звезды. Разница в количестве света, зафиксированном при наличии и при отсутствии планеты между звездой и нашим телескопом, предоставляет основу для расчета размеров планеты: чем крупнее планета, тем больше света она блокирует. Если определить размер планеты исходя из ее транзита и массу планеты исходя из доплеровского смещения за счет орбитальной скорости, то по соотношению этих двух величин – массы и размера – можно сделать заключение о плотности планеты.

Планеты с большой плотностью – это скалистые планеты, наподобие нашей, и на скалистых планетах потенциально может существовать жизнь. Но есть и еще несколько характеристик, которые мы можем выяснить, используя результаты наблюдений с помощью телескопа. Одной из важнейших среди них является время, затрачиваемое на транзит планеты вокруг своей звезды. Земля, третья по счету планета от Солнца, имеет период обращения 365,26 земных солнечных суток. Для Венеры эта цифра составляет 224,7 суток, в то время как Марс совершает полный оборот вокруг Солнца за 697 земных солнечных суток. Фактически, если рассмотреть периоды обращения всех планет нашей Солнечной системы, время их обращения имеет прямую связь с расстоянием между планетой и Солнцем независимо от массы планеты. Самый большой период обращения имеет Нептун (поскольку Плутон больше не считается планетой) – 60 200 земных суток, что соответствует приблизительно одному обороту за 164 земных года. Другими словами, один человек за свою жизнь не успеет увидеть полный оборот Нептуна вокруг Солнца. Как бы там ни было, если время транзита планеты связано с ее удаленностью от звезды, то мы можем определить, сколько солнечного излучения планета может потенциально получать, – а это очень важная информация.

Два наших ближайших соседа, Венера и Марс, больше не имеют на своей поверхности жидкой воды. На одной из планет для этого слишком жарко, на другой слишком холодно. В нашем же умеренном мире совершенная планета Земля смогла сохранить относительно постоянную температуру, что позволило воде на ее поверхности оставаться в жидком состоянии на протяжении всего известного нам времени. Одна причина этого заключается в том, что мы находимся не слишком близко к нашей звезде, другая – в том, что парниковые газы в нашей атмосфере со временем внесли свои коррективы. И это само по себе примечательно.

Три миллиарда лет тому назад, когда Солнце светило не так ярко, концентрация парниковых газов, и в первую очередь углекислого газа и метана, была, по-видимому, гораздо выше. На Венере концентрация углекислого газа продолжала возрастать, поскольку вулканы выбрасывали этот газ в атмосферу. Из-за этого вода испарялась, и в верхних слоях атмосферы водяной пар под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца разлагался, образуя водород и кислород. Водород, будучи самым легким из элементов, вероятно, вырывался за пределы гравитационного поля планеты, и его уносило в открытый космос. Кислород в таком случае должен был вступать в реакцию со скальными породами на поверхности планеты. В результате этих процессов океаны Венеры со временем должны были выкипеть. Нечто подобное с большой вероятностью происходило на этой планете на протяжении нескольких миллиардов лет, пока наша звезда медленно нагревалась и увеличивала яркость своего свечения. Однако наша планета обитаема более четырех миллиардов лет, в то время как на Марсе и Венере больше нет жидкой воды.

Одной из причин, по которым жидкая вода так надолго осталась на поверхности Земли, явилось взаимодействие между эволюцией микроорганизмов и развитием земной атмосферы. По мере того как микроорганизмы постепенно развивали глобальный электронный круговорот, газовый состав атмосферы менялся. Углекислый газ из атмосферы был удален, и часть его (около 20 %) превратилась в органические соединения и захоронена в горных породах. В то же время кислород, не являющийся парниковым газом, накапливался. Благодаря этим изменениям на Земле смогла появиться животная жизнь.

Хотя мы можем быть совершенно уверены в том, что на Венере при существующих там сейчас условиях бабочки не водятся, а скорее всего, никогда и не водились, но все же – есть ли за пределами нашей Солнечной системы планеты, на которых существует жизнь? И если да, что может послужить этому свидетельством?

Если бы мы могли определить состав атмосферы планеты наряду с ее массой и расстоянием от ее звезды, то имели бы потенциальную возможность заключить, существует ли жизнь за пределами нашей Солнечной системы. Как ни удивительно, эта задача, по-видимому, вполне выполнима. Самый простой метод определить состав атмосферы планеты – это воспользоваться прохождением планеты перед звездой, которая с точки зрения наблюдателя будет в этот момент в затмении. На протяжении затмения свет от звезды будет просвечивать через тонкую пленку планетарной атмосферы. Атмосферные газы поглощают свет, и разница в спектрах излучения звезды самой по себе и во время затмения ее планетой может быть использована для вычисления газового состава атмосферы планеты. Существуют несколько сложных методов, при помощи которых можно убрать сияние звезды на заднем плане и очень точно определить спектр света, зафиксированного телескопом. Однако для таких измерений требуются не только значительные капиталовложения в аппаратуру, но также большое количество драгоценного времени телескопических наблюдений. Ввиду этого мы обладаем гораздо меньшим количеством информации об атмосферах внесолнечных планет, нежели о самих этих планетах. Мы смогли различить атмосферы планет, содержащие водяной пар, угарный газ (CO) и углекислый газ (CO2), метан и даже ацетилен. Большинство этих планет являются газовыми и расположены очень близко к звезде. Они имеют большие размеры и очень высокую температуру. Ни одна из обнаруженных до сих пор планет не находится в обитаемой зоне своих звезд, и ни одна не годится в кандидаты на возможное существование на ней жизни, но это почти наверняка должно измениться на протяжении следующих десяти с чем-то лет, поскольку мы открываем все новые планеты, а наши наблюдательные приборы становятся все более сложными.

Критерием того, может ли на внесолнечной планете существовать жизнь, служит равновесное состояние газового состава атмосферы. Термин «равновесное состояние» предполагает, что образование этих газов может быть отнесено исключительно за счет геологических условий на планете. Так, например, на Земле вулканы извергают углекислый газ и метан, а под влиянием жара от Солнца жидкая вода испаряется вне зависимости от того, есть ли на планете жизнь; сами по себе эти газы не могут служить индикаторами наличия жизни. Тем не менее изменение состава нашей атмосферы микроорганизмами задолго до появления растений и животных дает нам некоторое представление о том, какие газы следует искать на внесолнечных планетах в обитаемой зоне – том месте, где планета находится в достаточной степени близости к своей звезде, чтобы вода на ее поверхности могла сохраняться в жидком состоянии.