Мой промах. Приношу всем свои извинения. Сейчас исправлю.

Франсуа ФОРЖ

Лаборатория динамической метеорологии,
Институт имени П.С.Лапласа,
Центр научных исследований (CNRS), Париж, Франция

О возможности существования обитаемых планет

За последние 15 лет астрономы установили, что вокруг значительного количества звезд должны существовать планеты и, по всей вероятности, в нашей галактике имеется немало планет, образующих системы наподобие нашей Солнечной. Сколько же из них потенциально обитаемы, то есть пригодны для возникновения и эволюционного развития жизни? Дискуссии по таким вопросам продолжаются много лет, и мы понемногу продвигаемся к получению ответов на них. Определяющим фактором обитаемости по-прежнему остается наличие жидкой воды. Она может обнаруживаться в недрах самых разных небесных тел, однако обычно предполагается, что для возникновения жизни, способной воздействовать на окружающую среду и развиваться, необходимо наличие воды на поверхности во взаимодействии со скальными породами и светом.

Таким образом, во-первых, крайне важно понять, в каких климатических условиях возможно существование поверхностной жидкой воды при наличии подходящей атмосферы. Этот вопрос изучался при помощи глобальных средних одномерных моделей, и результатом этих исследований стало определение "классической обитаемой зоны" - диапазона расстояний от звезды, в пределах которого на поверхности планет может постоянно существовать жидкая вода (Kasting et al. 1993). С появлением нового поколения трехмерных климатических моделей, основанных на универсальных уравнениях и опробованных на примере планет Солнечной системы, стало возможным исследовать с большой точностью климатические режимы, в которых возможно локальное существование жидкой воды.

Во-вторых, крайне важно лучше проникнуть в суть процессов, управляющих составом и эволюцией атмосферы экзопланет, в частности геофизическими процессами обратной связи, которые, по всей видимости, играют важную роль в поддержании постоянно пригодного для жизни климата. С этой точки зрения не исключено, что Земля может быть очень специфическим и редким явлением.

1. Введение

Обнаружение множества планет за пределами Солнечной системы позволило значительно продвинуться вперед в поисках ответа на основной вопрос астробиологии: одиноки ли мы во Вселенной? В частности, мы вскоре сможем оценить один из первых членов уравнения Дрейка - долю звезд, имеющих планеты, и даже вычислить распространенность планет данного размера (включая скалистые планеты и планеты-океаны, или океаниды) в данном диапазоне расстояний от родительских звезд разного типа. Уже получена значимая статистика, особенно по сотням планет, обнаруженных методом лучевой скорости с помощью наземных телескопов (Mayor and Queloz 2012, Howard et al. 2011), и по тысячам (>2300 в 2012 г.) кандидатов в планеты, зарегистрированных телескопом "Кеплер" (Borucki et al. 2012). Кандидатами они называются потому, что некоторые из них могут оказаться объектами искусственного происхождения. Тем не менее оценка распределения планет должна быть значимой в первом приближении. Конечно, оба метода имеют систематическую субъективную погрешность, поскольку очень трудно обнаружить и распознать малые планеты (то есть планеты размером с Землю), особенно если у них долгий период обращения или они обращаются вокруг звезды более массивной, чем красный карлик класса М. Однако обнаружение "суперземли", "малого Нептуна" и газовых гигантов уже дало немало информации.

Еще один метод, основанный на гравитационной фокусировке, дает объективную статистику на гораздо меньшей совокупности и подтверждает общее заключение, что в нашей галактике должно существовать огромное множество планет, в том числе и достаточно небольших, чтобы иметь твердую или жидкую поверхность. На основе данных, полученных методом лучевой скорости, было предсказано, что "у 23 процентов звезд есть планеты близкие по массе к Земле (от 0,5 до 2,0 масс Земли)" (Howard et al. 2010), а также были проведены расчеты, согласно которым половина или даже больше карликовых звезд класса М должны иметь планеты земного типа (>1-10 масс Земли) с периодом обращения от 10 до 100 суток (Bonfils et al. 2011). Расчеты на основе данных телескопа "Кеплер" только за первые четыре месяца показали, что частотность обнаруженных телескопом звезд, имеющих планеты с диаметром не больше удвоенного диаметра Земли и периодом обращения не более 50 суток, составляет 13 процентов (Borucki et al. 2011). Вполне вероятно, однако, что реальная доля звезд, имеющих планеты земного типа, намного больше.

Сколько же из этого множества планет пригодны для возникновения и развития жизни? В этом коротком обзоре, написанном для неспециалистов, мы обсудим споры и исследования, ведущиеся в этой области.

Во втором разделе мы разберем классическое понятие обитаемости, включающее по определению такой неотъемлемый фактор, как наличие жидкой воды на поверхности. В третьем разделе мы обсудим роль климатологических исследований в сужении круга потенциально обитаемых планет, даже если они обладают благоприятной атмосферой. Наконец, в четвертом разделе мы покажем, что процессы, способствующие сохранению благоприятной атмосферы на Земле в течение миллиардов лет, все еще недостаточно изучены, и с этой точки зрения Земля представляет собой очень специфическое и редкое явление.
2. Обитаемость и поверхностная жидкая вода

2.1. Что делает планету пригодной для жизни?

Для того чтобы исследовать этот вопрос, реально имея в качестве примера лишь одну нашу планету и лишь одну форму жизни для определения ее необходимых составляющих, требуются научные экстраполяции в весьма далекие области и просто некоторое доверие к чисто теоретическим изысканиям.

Очевидно, что ответ зависит от формы жизни, которую мы намереваемся рассмотреть. Жизнь в том виде, в каком мы ее знаем, существует за счет использования молекул на основе углерода и воды в качестве растворителя, и никак иначе. Наш опыт, полученный в условиях Земли, фактически показывает, что для существования жизни требуется жидкая вода, причем ее средняя температура и давление значения не имеют (Brack, 1993). Живые организмы могут успешно существовать практически в любых земных условиях при наличии жидкой воды (Rothschield and Mancinelli 2001). Наоборот, ни одно существо не может "жить" (то есть проявлять метаболическую активность) в отсутствие жидкой воды. Можно предполагать существование и других форм жизни на основе, скажем, жидкого аммиака, конденсированного метана или даже взаимодействующих ионов плазмы. Однако исследования в обширнейшей области современной химии и смелые, выходящие за пределы общепринятых понятий гипотезы ученых-химиков показали, что при нашем нынешнем уровне знаний трудно представить себе какую-то альтернативную химию, сколько-нибудь приближающуюся по сочетанию разнообразия, многосторонности и быстродействия к биохимии на основе жидкой воды. Это связано с уникальными свойствами воды как жидкого растворителя (большой дипольный момент, способность образовывать водородные связи, стабилизировать макромолекулы, ориентировать гидрофобные/гидрофильные молекулы и т.п.).

В таком контексте главным в определении обитаемости будет наличие жидкой воды. Здесь, конечно, есть своя ограниченность, но если такой подход приведет нас к оптимистическим выводам, то все, чем мы пренебрегли на этом пути, будет лишь способствовать расширению границ биологии (Sagan 1996). С другой стороны, можно утверждать, что одной лишь жидкой воды может быть недостаточно, и для поддержания жизни нужны и некоторые другие элементы, а также источник энергии (химический градиент или свет). Однако тот факт, что за последние годы на Земле было открыто огромное множество экстремофилов, позволяет предположить, что чуть ли не любой химический градиент, какой только можно себе представить, способен поддержать тот или иной вид жизни (Lammer et al. 2009).

Вода достаточно широко распространена в нашей галактике (Cernicharo and Crovisier, 2005) и, как предполагается, изначально присутствует на планетах земного типа. Таким образом, самым сложным для существования жидкой воды на планете фактически оказывается наличие подходящей температуры и давления. Давление должно быть значительной выше тройной точки (около 6,1 мб), а температура должна колебаться в диапазоне между точкой замерзания (0°С или ниже при наличии растворенных солей) и точкой кипения в зависимости от давления.

На нашей планете жизнь прошла в своем развитии путь от простой бактериальной формы (которая, по-видимому, существовала на Земле уже в самые давние известные нам времена) до сложных форм примерно за три миллиарда лет. Мы не будем здесь останавливаться на внутренней сложности биологической эволюции, а также на том, что для возникновения животных требуется "изрядная доля везения" (Ward and Brownlee, 2003). Однако примечательно, что при оценке шансов на существование планет со сложными или даже разумными формами жизни, как в уравнении Дрейка, необходимо оценить частоту встречаемости планет, которые способны оставаться обитаемыми в течение миллиардов лет.

2.2. Четыре класса потенциально обитаемых планет

В обзоре факторов, важных для эволюции потенциально обитаемых землеподобных планет (Lammer et al. 2009), предложена классификация из четырех типов среды обитания на основе жидкой воды, которая нам кажется весьма подходящей для систематизации научной дискуссии по вопросу обитаемости. Приведем несколько упрощенную версию этой классификации.

Класс I включает планеты-аналоги Земли, где звездные и геофизические условия благоприятны с точки зрения существования воды на поверхности и солнечной освещенности. Свет - это важный фактор, поскольку наиболее продуктивным естественным способом получения организмом энергии является использование солнечных лучей посредством фотосинтеза, либо использование в качестве пищи того, что способно к фотосинтезу (по крайней мере, это так в отношении известного нам вида жизни). На Земле источником энергии даже для наиболее глубоко лежащих под поверхностью экосистем является фотосинтез. Глубоководные гидротермальные сообщества получают энергию благодаря реакции между сероводородом H2S, выбрасываемым из гидротермального источника, и кислородом О2, растворенным в окружающей морской воде. Однако источником этого кислорода является фотосинтез, так что, в конечном счете, все такие экосистемы зависят от него. Имеются сообщения лишь о трех экосистемах, полностью независимых от фотосинтеза, и все они характеризуются ограниченным метаболизмом (McKay et al. 2008).

Класс II включает небесные тела, на которых первоначально существовали условия, подобные земным, но которые оказались не в состоянии удержать жидкую воду на поверхности из-за звездных или геофизических условий. Таковы, например, Марс и, возможно, Венера. Разумно предположить, что на таких планетах могла бы возникнуть жизнь, а после того как планета потеряла способность удерживать жидкую воду на своей поверхности, эта жизнь теоретически могла бы мигрировать на некоторые оставшиеся планеты этого класса. Допускается, например, что на Марсе могла бы сохраниться остаточная жизнь в водоносных слоях, залегающих глубоко под поверхностью, а на Венере некоторые экзотические формы жизни могли бы существовать в жидких капельках, образующих облака в верхних слоях атмосферы.

Класс III включает планетарные тела, на которых водные океаны находятся ниже уровня поверхности и могут непосредственно взаимодействовать с ядром, насыщенным силикатами. Такая ситуация может возникать на планетах с большим количеством воды, которые расположены слишком далеко от своей звезды, чтобы удержать воду на поверхности, но при этом под поверхностью вода существует в жидком виде благодаря геотермальному теплу. Примером здесь может служить Европа - один из спутников Юпитера. Масса этой планеты составляет одну десятую массы Земли, атмосфера почти отсутствует, но она сильно нагревается за счет внутренних деформаций, вызываемых приливными силами. В таких мирах не только невозможно использование света в качестве источника энергии, но и сильно затруднен доступ к жидкой воде для органического материала, приносимого метеоритами (что, по некоторым сценариям, считается необходимым для зарождения жизни). Тем не менее здесь возможны взаимодействие с силикатными породами и гидротермальная активность, которая тоже считается важной для возникновения жизни.

Класс IV включает миры очень богатые водой, которая существует в жидком виде и образует океаны или водоемы поверх плотного слоя льда. Действительно, если большинство планет предположительно обладают силикатным ядром, которое окружено слоем воды, причем достаточно толстым слоем, то вода у его основания будет находиться в твердом состоянии (полиморфные модификации льда) вследствие высокого давления. Планетами этого класса являются, по всей вероятности, Ганимед и Каллисто. Предполагается, что на них океаны расположены между толстыми слоями льда. Такие условия могут значительно затруднять возникновение жизни, поскольку необходимая составляющая жизни будет, скорее всего, находиться в полностью разжиженном состоянии. Ламмер и коллеги (Lammer et al., 2009) посчитали отсутствие скального субстрата столь существенным ограничением, что отнесли океаниды, где океаны лежат поверх толстого слоя льда, к классу IV, даже если вода там жидкая и находится на поверхности, подвергаясь, таким образом, воздействию света и падающих метеоритов.

В свете этой классификации трудно представить себе, что высшие формы жизни в том виде, в каком мы их знаем, могут существовать где-либо, кроме планет класса I (Lammer et al., 2009). Более того, если на какой-нибудь планете жизнь сможет существовать только под поверхностью, она вряд ли будет способна сколько-нибудь заметно преобразовать среду в масштабе всей планеты (Rosing 2005) и уж тем более построить радиотелескопы. Обнаружить на экзопланете присутствие такой жизни было бы чрезвычайно сложно.

В этом контексте понятие потенциально обитаемых планет обычно сводится к обитаемости поверхности планет, а термин "обитаемая зона" определяется как диапазон расстояний от звезды, в пределах которого на поверхности планеты может постоянно существовать жидкая вода.

Перевод Михаила ПОТАПОВА

(Продолжение следует)

Франсуа ФОРЖ

Лаборатория динамической метеорологии,
Институт имени П.С.Лапласа,
Центр научных исследований (CNRS), Париж, Франция

О возможности существования обитаемых планет

(Продолжение. Начало в №№21, 23-24.)

3.5. Изучение обитаемости на основе трехмерных климатических моделей

До 2011 года почти все исследования обитаемости основывались на простых одномерных стационарных радиационных конвективных моделях, которые позволяли моделировать средние мировые условия. Исключением из правила были параметризованные модели энергетического баланса (МЭБ) для исследования изменений температуры поверхности в зависимости только от широты (Williams and Kasting 1997, Spiegel et al. 2008) и трехмерные модельные построения с использованием моделей климата Земли (Joshi 2003).

Во многих случаях одномерные модели могут оказаться недостаточными для оценки обитаемости планеты. Следующим шагом в этих исследованиях стало использование трехмерных шаговых по времени глобальных климатических моделей (ГКМ), необходимых для получения реального представления об обитаемости планеты. Во-первых, они позволяют моделировать локальные условия обитаемости, определяемые, например, суточными и сезонными циклами, и, таким образом, более точно исследовать смысл обитаемости, чем в случае глобально усредненного моделирования. Они также позволяют лучше понять распределение и воздействие облаков, которые, как говорилось выше, имеют определяющее значение и для внутреннего, и для внешнего края обитаемой зоны. Наконец, трехмерные модели дают возможность делать предсказания относительно атмосферного и, в принципе, океанского переноса энергии в направлении полюса и/или на ночной стороне. Это необходимо для того, чтобы установить, разрушается ли планетарная вода или атмосфера CO2 на ночной стороне планеты с приливным захватом или на полюсах планеты с малым углом наклона.

С помощью таких глобальных климатических моделей можно предсказать климат большинства планет в нашей Солнечной системе. В сущности, полную ГКМ можно рассматривать как "планетный симулятор", предназначенный для моделирования всей окружающей среды на основе одних только универсальных уравнений. Первоначально эти модели были разработаны для Земли как атмосферные модели численного предсказания погоды (для предсказания погоды на несколько дней вперед) и глобальные климатические модели (для полного моделирования климатической системы и ее длительной эволюции). Сейчас такие модели используются для решения бесчисленного множества задач, включая перенос трассеров, взаимодействие с океанами или геологическими углеродными циклами, фотохимию, усвоение данных для построения соответствующих климатических баз данных и т.д. Поскольку все они почти целиком основаны на физических уравнениях (а не на эмпирических параметрах), нескольким научным группам в мире удалось успешно адаптировать их к другим планетам земного типа или спутникам. Например, наша группа Лаборатории динамической метеорологии адаптировала модель Земли LMDZ к Марсу (Hourdin et al. 1993, Forget et al 2009), Титану (Hoirdin et al. 1995, Lebonnois et al. 2012) и Венере (Lebonnois et al. 2009), а в ближайшем будущем мы собираемся адаптировать ее к Тритону и Плутону. Эти модели используются для предсказания и моделирования круговорота летучих веществ, фотохимии атмосферы, облаков и аэрозолей, состояний климата в прошлом и т.д.

Рис. 2. Снимки температуры поверхности в трехмерной глобальной климатической модели внесолнечной планеты Глизе 581d в предположении атмосферы CO2 при давлении 20 бар и при трех возможных значениях скорости вращения. Такие трехмерные модели позволяют лучше понять степень жизнепригодности экзопланет, хотя и требуют сильных предположений относительно природы атмосферы. Рисунок из работы (Wordsworth et al. 2011).
Недавно мы исследовали новый тип климатической модели, достаточно гибкой для моделирования широкого диапазона условий, которые могут существовать на экзопланетах земного типа, включая любой коктейль атмосферных газов, облака и аэрозоли для планет любого размера, вращающихся вокруг любой звезды. На практике с помощью ГЛМ моделируется (а) движение атмосферы, включая перенос тепла и трассеров (с помощью уравнений гидродинамики), (б) нагрев и охлаждение атмосферы и поверхности под воздействием солнечного и теплового излучения (то есть распространение излучения), (в) накопление и диффузия тепла в подповерхностном слое, (г) смешивание турбулентности и конвекции на подсеточном масштабе и (д) образование, перенос и радиационные эффекты любых возможных облаков и аэрозолей. Дополнительные уровни сложности могут включать образование/сублимацию льдов, взаимодействие с океанами и даже влияние растительности и биосферы. Процессы (а), (в) и (г) практически универсальны. Изучение Солнечной системы показало нам, что соответствующие параметризации могут использоваться без каких-либо изменений для большинства планет земного типа. Уравнения распространения радиации тоже универсальны, но одной из серьезных задач при трехмерном моделировании климата на новой планете является разработка программы распространения радиации, достаточно быстрой для построения трехмерных моделей и достаточно универсальной для точного моделирования любых атмосферных коктейлей и плотных атмосфер. В настоящее время эта модель используется для того, чтобы получить более полное представление о пределе обитаемой зоны. Например, с ее помощью изучалась пригодность для жизни планеты Глизе 581d (Wordsworth et al. 2011), открытой в 2007 году (Udry et al. 2007). Эта планета получает на 35 процентов меньше звездной энергии, чем Марс, и, вероятно, захвачена в приливной резонанс, имея крайне низкую инсоляцию полюсов и будучи, возможно, постоянно обращенной к звезде лишь одной стороной. При таких условиях неизвестно, сможет ли какой бы то ни было пригодный климат для жизни на этой планете выдержать глобальное оледенение и/или атмосферный коллапс. Одномерные модели не давали определенных решений (Wordsworth et al. 2010b, von Paris et al. 2010). В ходе трехмерного моделирования климата (Wordsworth et al. 2011) было показано, что существует немало вполне вероятных вариантов развития событий, когда на планете GJ581d могли бы существовать устойчивая атмосфера и поверхностная жидкая вода, и эта планета стала, таким образом, первой подтвержденной суперземлей (экзопланета с массой в 2-10 раз больше массы Земли) в обитаемой зоне. Также было обнаружено, что с учетом формирования водно-ледяных и CO2-ледяных облаков атмосфера, состоящая из CO2 и различных концентраций фонового газа (например, N2) при давлении 10 бар, обеспечивает глобальную среднюю температуру выше 0°C как для твердой, так и для жидкой поверхности (рис. 2).
4. Наличие подходящей атмосферы

Очевидно, что нахождение планеты в пределах обитаемой зоны не является достаточным условием для постоянного присутствия жидкой воды на ее поверхности: планета должна еще обладать такой атмосферой, которая способна поддерживать давление и температуру поверхности (посредством парникового эффекта) на надлежащем уровне в течение миллиардов лет. Однако процессы, ответственные за эволюцию атмосферы на планете, еще слабо изучены. Именно это является основным источником неопределенности в том, что касается вероятности обитаемости планет. Ниже мы вкратце рассмотрим для примера два процесса (из множества прочих), в отношении которых Земля представляет собой случай скорее особый, нежели общий.

4.1. Обитаемость и улетучивание атмосферы

Первый процесс, определяющий длительную эволюцию атмосферы, - это улетучивание атмосферы в космос. В первом порядке он зависит от тяготения и температуры верхнего слоя атмосферы (экзобазы), где молекулы атмосферы могут вылетать за пределы поля тяготения, если скорость их движения достаточно велика, т. е. если температура экзобазы достаточно высока (следует заметить, что в некоторых случаях причиной такого вылета могут стать химические реакции или взаимодействие с солнечным ветром). Полная инсоляция, благодаря которой нагревается поверхность и нижняя атмосфера, не влияет на температуру экзобазы. Наоборот, она зависит от потока высокоэнергетических излучений и потока плазмы от звезды (особенно крайнего ультрафиолета, который поглощается верхней атмосферой). Кроме того, температура экзобазы определяется способностью атмосферных молекул к радиационному охлаждению до температуры космоса путем испускания инфракрасного излучения. Проще говоря, парниковые газы, как, например, CO2, могут эффективно охлаждаться, а другие газы, например N2, нет.

Чтобы сохранить свою атмосферу и условия жизнепригодности, планета должна быть достаточно большой и создавать достаточное тяготение для предотвращения вылета молекул из атмосферы при нагревании потоками от звезд. Вполне очевидно, что Луна, находящаяся, как и Земля, в обитаемой зоне, слишком мала. Это, похоже, справедливо и для Марса, несмотря на то что он находится дальше от Солнца и его углекислая атмосфера могла бы обеспечивать эффективное радиационное охлаждение экзобазы. В первом порядке предел размеров для планет в системе нашего Солнца находится где-то между размерами Марса и Земли, хотя это зависит еще и от состава атмосферы. Например, было доказано (Lichtenegger et al. 2010), что если бы атмосфера Земли в период до истечения первых 3,8 гигалет ее существования имела при современном составе избыток азота, она бы за несколько миллионов лет исчезла в условиях крайнего ультрафиолета и солнечного ветра, которые, как предполагается, доминировали в период более молодого Солнца. Следовательно, по заключению авторов исследования, содержание CO2 в ранней земной атмосфере с избытком азота должно было быть на два порядка больше, чтобы обеспечить радиационное охлаждение и удержание верхней атмосферы и предотвратить ее полное разрушение.

Значительное большинство звезд в нашей галактике по размеру меньше Солнца. В пределах обитаемой зоны таких звезд, особенно в системах карликов класса М, процесс улетучивания атмосферы может быть более интенсивным, поскольку при данном полном потоке от звезды потоки высокоэнергетических излучений и плазмы будут более сильными вследствие звездной активности. Для удержания атмосферы в таких условиях может потребоваться гораздо большая сила тяготения, чем на Земле (если этого вообще будет достаточно), особенно когда на ранней стадии жизни планеты атмосфера эволюционирует в N2-избыточную атмосферу (см. Lammer et al. 2011, Tian et al. 2011).

Однако при достаточно большом тяготении может возникнуть другая проблема: планета окажется неспособной избавиться от своей протоатмосферы с избытком водорода (см. детали в работе Lammer et al. 2011 и ссылках в ней). Другими словами, потенциальная "суперземля" с твердым телом, немного более массивным, чем у Земли, может в итоге остаться такой, как Нептун, - с массивной оболочкой H2-He, которая создает слишком высокое давление на поверхности и тем препятствует существованию воды в жидкой фазе.

Любопытные наблюдательные данные по этому вопросу можно получить из характеристик некоторых суперземель, у которых были измерены радиусы и массы (Lammer et al. 2011). Планеты Кеплер-11b и Кеплер-11f имеют массу ~4,3МЗем и ~2,3МЗем и радиус ~1,97RЗем и ~2,61RЗем, что дает среднюю плотность 3,1 и 0,7 г/см3 (см., например, Borucki et al. 2011, Lissauer et al. 2011). Суперземля GJ 1214b с радиусом ~2,68RЗем и массой ~6,55МЗем соответственно имеет среднюю плотность 1,87 г/см3 (см., например, Charbonneau et al. 2009). Такие низкие значения плотности указывают на существование там значительных оболочек из легких газов, таких как H и He или, возможно, Н2О и H. Могло ли так случиться, что эти суперземли так и не потеряли первоначальную протоатмосферу и по сути представляют собой "мини-нептуны"? В действительности, единственные обнаруженные суперземли с более высокой плотностью, свидетельствующей о наличии скальных тел, такие как CoRoT-7b, Кеплер-9b, Кеплер-10b или Кеплер-20b, находятся гораздо ближе к своим звездам, на расстоянии, где можно ожидать очень сильное улетучивание атмосферы.

Таким образом, говоря крайне упрощенно, не исключено, что Земле повезло с самого начала своей истории: с подходящим размером, у подходящего типа звезды и с составом верхней атмосферы, пригодным для того, чтобы в течение миллиардов лет поддерживать "правильную" атмосферу (10-1-102 бар) и при этом не потерять способность быстро избавиться от плотной первичной водородоизбыточной оболочки.

Перевод Михаила ПОТАПОВА

(Окончание следует.)