Есть мнение, что наличие океанов на имеющих твёрдую поверхность планетах, если и не правило, то, во всяком случае, не редкость. В Солнечной системе в настоящий момент три тела могут похвастаться наличием морей и рек, – причём, не подлёдных, а расположенных открыто. В прошлом же тел, впадины на поверхности которых заполняла бы жидкость, в системе было, как минимум, пять. Часть из таких объектов легко назовёт каждый, – это, само собой, Земля, Титан и Марс (три миллиарда лет назад). Оставшиеся же два менее известны. Но – по порядку.
Какие, вообще, вещества могут встречаться на поверхности планет именно в жидком, а не твёрдом, не газообразном, не «сверхкритичном» агрегатном состоянии?
Наиболее очевидный вариант, конечно, вода. Просто потому, что это самое распространённое химическое соединение во вселенной. Формирующиеся за снеговой линией твёрдые тела будут состоять из воды наполовину. Океана данной жидкости на поверхности планеты, собственно, может не быть лишь в двух случаях, – либо вода замёрзла, либо она была потеряна. «Сгорела», – если нет условий для конденсации, выходя из недр в форме пара, вода будет разлагаться радиацией на кислород и водород… То есть, хотя возможностей только две, оба они не редки. Исключение, скорее, составляют случаи, когда ни одна из них не реализовалась.
Второй по очевидности вариант, – этан. Этан не редкость в космосе, в первичную атмосферу формирующегося тела он войдёт в достаточном для образования «гидросферы» количестве, однако, для перехода этана в жидкую фазу требуется температура от -88 до -182 градусов по Цельсию. Что само по себе не редкость на удалённых от светил телах. Но вторым условием является наличие плотной атмосферы. Нетривиальным второе, впрочем, представляется лишь постольку, поскольку все дальние тела Солнечно системы – либо луны или карликовые планеты, либо газовые гиганты. На этом фоне обладающий и атмосферой, и твёрдой поверхностью Титан выглядит исключением. Вообще же, условия появления метан-этановых морей вполне тривиальны. На удалённой планете «околоземной» массы они будут выполнены с высокой вероятностью.
О третьем же покрытом реками и морями теле Солнечной системы часто забывают. Это спутник Юпитера Ио, роль «гидросферы» на котором выполняет расплав кремнезёма – SiO2. Может показаться что здесь какой-то подвох, ведь огненные реки лавы до сих пор нередко текут по склонам земных вулканов. Когда-то потоки жидкого камня заливали поверхность Марса. Лавовые русла различимы среди кратеров Луны. А что уж творилось на Венере, страшно представить. Там найдено древнее русло огненной реки длиной превосходившей Нил… Но все эти сравнения неправомерны. На Земле и прочих внутренних планетах никогда не было условий для существования стабильных – в пределах миллиона лет, минимум, – морей жидкого камня. На Ио же они, именно, стабильны и покрывают 3% поверхности.
Для появления стабильных морей жидкого кремнезёма, недостаточно горячих недр. Нужно ещё чтобы изливающаяся лава не остывала. Но в планетарных условиях такое труднодостижимо, тепло с поверхности лавового озера уносится атмосферой. Массы газа нагреваются, поднимаются, затягивая к лаве новые, не нагретые порции, – и работает это очень хорошо. Работало даже на Венере, где 400 миллионов лет назад, когда планета переживала вспышку вулканической активности, температура атмосферы не слишком отличалась от температуры плавления горных пород… На Ио же атмосферы нет. Отдавать тепло расплавленный камень может только излучением. А такие-то потери легко восполняются жаром недр самого сейсмически активного тела Солнечной системы.
...Моря жидкого камня и даже жидкого железа, – в случаях когда тело прогорело до ядра, – предполагаются на дневных полушариях «адских» – слишком близких к звёздам – экзопланет. Но встречается и другая крайность. Океан азота при нормальном атмосферном давлении находящемся в жидкой фазе при температуре от -196 до -210 градусов. Такой океан всего миллиард лет назад плескался на спутнике Нептуна Тритоне. И учитывая космическую распространённость азота, на планетах слишком холодных для существования углеводородных морей, азотные океаны не должны быть редкостью.
Сейчас азот на Тритоне замёрз. Лишь горячие (по местным меркам) ключи – криогейзеры – ещё бьют из под азотных льдов в небо. Но по сути это ничего не изменило. Азот способен продолжать играть роль гидросферы и замёрзшим.
Замёрзший азот – тяжёлое (1.26 г/см3) стекловидное вещество, даже при криогенных температурах более текучее, чем «тёплый» водяной лёд. Вырываясь из гейзеров в атмосферы Тритона и Плутона, ночами, когда на холодных телах становится ещё холоднее, азот замерзает и выпадает в форме снега. Как и на Земле, снежники превращаются в ледники, а ледники текут с возвышенностей обратно к морям подобно рекам. При этом, потоки азота могут отламывать и уносить «скалы». На дальних телах кора состоит из очень твёрдого, хрупкого переохлаждённого водяного льда. А его плотность меньше, чем у льда азотного. Так что, айсберги уносятся в «моря» и дрейфуют там, увлекаясь тепловыми течениями твёрдого азота. Это очень медленное, но вполне различимое движение.
...Что же касается экзотики, в Солнечной системе не представленной, упомянуть можно углекислый газ. Это соединение в космосе также достать несложно. В жидкую же фазу углекислота переходит при 0 градусов уже под давлением 36 атмосфер. В настоящий момент считается, что океаны жидкой углекислоты существуют на спутниках Урана, – это рождённые грандиозной, положившей планету «на бок» катастрофой тела с необычным для ледяных лун химическим составом. Там многое не так. Однако, углекислотный океан в любом случае подлёдный. На поверхности моря углекислого газа должны встречаться не часто.
И проблема тут именно в том, что в жидкую фазу углекислый газ переходит при условиях вполне заурядных. А в таких-то с высокой вероятностью сможет существовать и жидкая вода, в которой углекислота растворится (с последующей минерализацией при контакте с горными породами на дне). То есть, для образования углекислотных морей нужна планета относительно тёплая, – это соединение легко замерзает, – обладающее плотной атмосферой, но безводное. Примерно, как Венера.
На Венере, однако, слишком тепло. Давление более чем достаточно, но из-за высокой температуры углекислый газ не конденсируется, лишь у самой поверхности переходя в сверхкритическую жидкость. Условия для конденсации углекислого газа на Венере труднореализуемы, так как он же и создаёт давление. Так что, при понижении температуры и перехода газа в жидкую фазу, давление упадёт.
