Det logiske sted at begynde at søge efter beviser for liv uden for Jorden, er Solsystemet. Folk har længe spekuleret på muligheden for liv uden for Jorden. Nogle tidlige formodninger virker latterlige i betragtning af, hvad der nu er kendt om Solsystemet. For århundreder siden, proklamerede den fremtrædende astronom Sir William Herschel der opdagede Uranus: ”Vi behøver ikke tøve med at indrømme, at Solen er rigeligt gemt af indbyggerne”. I 1877 observerede astronomen Giovanni Schiaparelli (1835-1910), hvad der synes at være lineære strukturer på Mars, og kaldte dem canali (”kanaler” på italiensk). I en af astronomiens store ironier, misfortolkede den berømte Marsobservatør, Percival Lowell (1855-1916), Schiaparellis canali som ”kanaler”, hvilket tydede på, at de blev konstrueret af intelligente væsner. Den oprindelige fascination med marsboere, blev til hysteri i 1938, da Orson Welles sendte H. G. Welles fiktive Klodernes kamp (War of the Worlds) i form af ”live” nyhedsdækning i radioen, af militante marsboere der invaderede Jorden. Der opstod panik, da mange lyttere troede på, at ”invasionen” faktisk fandt sted.
Udforskning af Solsystemet
I midten af det 20. århundrede, opdagede astronomerne med jordbaserede teleskoper, at Mars besidder en atmosfære, vandis og kuldioxid is. Flydende vand anses for afgørende, for at enhver form for jordbaseret liv, kan få sin begyndelse og udvikling. I løbet af 1960’erne, sendte USA og Sovjetunionen rekogniceringsrumfartøjer til Månen, Venus og Mars, men instrumenteringen der blev medbragt ombord på disse rumfartøjer, var mere egnet til at lære om disse objekters fysiske og geologiske egenskaber, end at lede efter liv. Seriøse indsatser for at lede efter tegn på liv – fortidig eller nutidig – måtte vente på avancerede rumfartøjer med specialiseret bioinstrumentering.
I mellemtiden diskuterede både astronomer og biologer, hvor de skulle lede og hvad de skulle lede efter. Fra denne diskussion blev videnskaben astrobiologi født – undersøgelsen af oprindelsen, udviklingen, fordelingen og fremtiden for liv i universet. Spørgsmålet om, hvor man skal lede efter liv i Solsystemet, var relativt let. Astrobiologer udelukker Merkur og månen, fordi de mangler en atmosfære. Kæmpeplaneterne og deres måner, blev anset for at være for fjerne og for kolde til at kunne opretholde livet. Overfladen på Venus var alt for varm, mens Mars syntes mere lovende. I midten af 1970’erne, blev to amerikanske Viking rumfartøjer sendt til Mars, med adskillelige landingsmoduler indeholdende en række instrumenter, beregnet til at finde beviser for jordlignende liv (Nogle forskere var kritiske over for de bestemte steder der blev valgt, idet de hævdede, at steder med højere breddegrader, hvor vandis kunne eksistere, ville have været at foretrække). Da Vikingsondernes landingsmoduler ikke kunne finde nogle beviser for liv på Mars, var håbet svundet for at finde liv på noget andet objekt, som kredsede omkring Solen.
Siden den tid, har en bedre forståelse af Solsystemet imidlertid, skabt fornyet optimisme. Observationer af Mars antyder, at planeten var varmere og vådere på et tidligere tidspunkt – selvom det ikke er kendt i hvor lang tid. En mulighed er, at der er vand under overfladen, hvilket fik nogle forskere til at foreslå, at fossiler af liv, eller endda levende mikroorganismer, kan være begrevet under planetens overflade.
Mars-missioner der begyndte i 1990’erne, har kortlagt planetens overflade, både fra overfladen og fra rummet, men selv de sonder på overfladen, var ikke designet til at undersøge hvad der befandt sig langt under overfladen. I 2008, landede NASAs Phoenix rumsonde på en breddegrad langt mod nord, inde i planetens polarcirkel. Specialiserede instrumenter gravede sig ind i, og analyserede Mars’ permafrosne vandis. Phoenix fandt frem til, at Mars’ jord har en kemi, der ligne de tørre Arktiske dale på Jorden, hvor der eksisterer liv langt under overfladen, ved isbundgrænsen. Vandholdige mineraler, som for eksempel calciumcarbonat antydede, at der tidligere havde eksisteret oceaner på Mars. Men Phoenix fandt ikke direkte beviser på liv.
Den seneste Mars-mission, Mars Science Laboratory Curiosity, landede I Gale krateret på Mars I 2012. Denne store rover, studerer Mars’ klipper og jord, for at levere data til en bedre forståelse af planetens klima- og geologihistorie. En måned efter landingen, fandt Curiosity bevis for, at en strøm af flydende vand, engang havde flydt i krateret. Roveren observerede afrundede, grusede småsten der hang sammen, hvilket er blevet tolket til at stamme fra en ankel-til-hofte dyb strøm, som bevægede sig med en meter per sekund (se figur 23.13).
Den næste mission, Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission (MAVEN), er planlang til afsendelse i 2013. Den vil studere den øvre atmosfære på Mars, for at lære mere om udledningen af kuldioxid, brint og nitrogen fra planetens atmosfære, og hvordan tabet af disse gasser påvirkede trykket og eksistensen af flydende vand.
NASAs instrumenterede robotter, nåede til det ydre Solsystem i begyndelsen af 1980’erne, og mange astrobiologer blev overraskede over resultaterne. Selv om de ydre planeter ikke selv synes af være egnede levesteder, blev nogle af deres måner genstand for en særlig interesse. Jupiters måne Europa, er dækket af et lag af vandis, der ser ud til at dække et stort brunligt hav af flydende vand (se figur 23.14). Vandet forbliver flydende på grund af højt tryk, og opvarmning fra tidevandskræfter fra Jupiter. Nedslag fra kometkerner, kan have tilført en blanding af organisk materiale, en anden væsentlig ingrediens for liv. En gang troede man, at Europa var en frossen, ugæstfri verden, men den er nu en kandidat til biologisk udforskning.
Saturns måne Titan, har en atmosfære der er rig på organiske kemikalier, hvoraf mange antages at være forstadiemolekyler af den type, som eksisterede på Jorden før biologien opstod. Cassini-missionen, som kredser om Saturn netop nu, fandt yderligere beviser på præbiotiske molekyler i Titans atmosfære, samt en sø af flydende metan på overfladen, og sandsynligvis et hav af flydende vand under dette. Desuden opdagede Cassini-rumsonden, krystaller af vandis, som blev spyet ud fra cryovulkaner (der udspyer iskrystaller i stedet for klippe) tæt på den sydlige pol af Saturn-månen Enceladus, hvilket tyder på at der er flydende vand under dens isede overflade. Nogle ydre planetmåner, er mulige levesteder for ekstremofilt liv, måske miljøer der ligner dem der findes i nærheden af hydrotermiske ventiler dybt nede i Jordens oceaner.
Opdagelse af liv på bare et andet Solsystemobjekt ud over Jorden, ville være spændende: hvis livet opstod uafhængigt to gange i det samme planetariske system, tror astronomerne, at det vil øge sandsynligheden for, at livet kan eksistere i hele universet.
Beboelige zoner
Husk fra kapitel 6, at der er hundredvis af bekræftede og tusindvis af ekstrasolare kandidatplaneter inden for Mælkevejen. At bestemme, hvilke planeter der skal fokuseres på til videre studier, overvejer astronomerne spørgsmål som hver planets kredsløb, dens udledte temperatur, dens afstand til dens stjerne og dens placering i galaksen. Som nævnt i kapitel 2, 3, og 4, tænker astronomerne på effekterne af en planets rotation og kredsløb. Planeter i næsten cirkulære kredsløb, har forholdsvis ensartede klimatologiske miljøer, mens planeter i mere elliptiske kredsløb, eller med en stor aksial hældning, oplever mere intense temperatursvingninger, som kan skade livets overlevelse.
I kapitel 6, så vi på ideen om den beboelige zone, placeringen af en planet i forhold til dens stjerne, som levere et temperaturområde, der tillader eksistensen af flydende vand. Flydende vand, var afgørende for udviklingen af livet på Jorden, så en stabil temperatur der bevarer vandet i en flydende tilstand, kan være vigtig for udviklingen af liv andetsteds. På planeter, der er for tæt på deres stjerne, ville vand kun eksistere som damp – hvis det ville eksistere overhovedet. På planeter, der er for langt fra deres stjerne, ville vandet være permanent frosset til is. Endnu en overvejelse er planetens størrelse; Store gaskæmper, beholder de fleste af deres lette gasser under deres dannelse, og de har ingen overflade. Små planeter, kan være klipperige eller en blanding af vand, klippe og is; måling af masse og radius, gør det muligt for forskerne at estimere densiteten. De fleste astrobiologer anslår, at Solens beboelige zone starter ved cirka 0,7-0,9 astronomiske enheder (AU), og slutter ved 1,2-1,4 AU (husk at en AU er Jordens gennemsnitlige afstand fra Solen), der naturligvis omfatter Jorden, og kan have inkluderet Venus og Mars ved de yderste kanter af zonen, på et tidspunkt i disse planeters historie. Denne grænse kan dog være for snæver, fordi den ikke tager højde for ekstremofile organismer, der kan trives i flydende vand under overfladerne på nogle af de frosne måner for Jupiter og Saturn.
Astronomerne skal også tænke på den type stjerne de observerer, når de søger efter planeter der kunne have flydende vand (se figur 6.25). Stjerner der har en mindre masse end Solen (M) og dermed er køligere, vil have en smallere beboelig zone, og planeter der er for tæt på deres stjerner, vil være tidelåste til stjernen, så der ikke er nogen dag/nat cyklus. Stjerner der er tungere end Solen, er varmere og vil have en større beboelig zone, men disse stjerner har kortere levetider, og afhængig af deres masse, kan den ikke vare længe nok til at udviklingen af jordlignende liv kan gennemføres på den tidsperiode (se figur 23.15). En 3 M
stjerne, har en levetid på få hundrede millioner år; en 1,5 M
stjerne, har en levetid på et par milliarder år. På Jorden var en milliard år lang nok tid til, at bakterielivet kunne opstå og dække planeten, men det tog 3,5 milliarder år, at nå til Jordens kimbriske eksplosion. Selvfølgelig kan evolution godt ske i et højere tempo andetsteds; Det eneste kendte eksempel, er dog livet på Jorden. Stadig, er stjernernes levetid en tilstrækkelig stærk faktor til, at astronomerne fokuserer deres indsats på stjerner med længere levetider – specielt stjerner med 0,6-1,4 M
.
En anden faktor der skal overvejes, er planetens atmosfære. Evnen for en planet til at fastholde en atmosfære, afhænger af dens masse og radius (og dermed dens undvigelseshastighed), og dens temperatur. Planeter der er meget små, kan have utilstrækkelig overfladetyngdekraft ril, at bevare deres atmosfæriske gasser. I det indre Solsystem, var Månen og Merkur for små, til at kunne fastholde nogen form for atmosfære. Mars mistede sin atmosfære over tid, men den større Jord og Venus, var i stand til at holde på en tyk atmosfære. En anden vigtig overvejelse, er drivhuseffekten, der fanger varme under en atmosfære, og hæver temperaturen på en planets overflade. Dette er sket på Venus, Jorden og Mars, der hver især har en højere overfladetemperatur, på grund af atmosfæren. Atmosfærens tykkelse og kemiske sammensætning, påvirker styrken af drivhuseffekten, således at for eksempel Venus er meget varmere, end dens afstand til Solen ville foreslå, på grund af dens tykke atmosfære af CO2 (se figur 4.25 og afsnit 4.7). Den samlede atmosfære påvirker det atmosfæriske tryk ved overfladen, der sammen med temperaturen bestemmer, om vand (eller andre molekyler) kan være i flydende tilstand på overfladen. Mars’ nuværende tynde atmosfære, tillader ikke blivende flydende vand på overfladen.
I de kommende år, vil der sandsynligvis være mange observationer fra planet-findende projekter, der identificerer atmosfærer på exoplaneter. Vanddamp, metan og kuldioxid, kan allerede findes på nogle få ekstrasolare planeter (se figur 23.16). Især vil opdagelsen af oxygen i atmosfæren for en ekstrasolarplanets atmosfære, være spændende. Oxygen i Jordens atmosfære, er det der skiller sig ud fra resten af planeterne og månerne i Solsystemet, og vi ved at Jordens oxygen, blev skabt af fotosyntetiserende organismer.
For nylig, begyndte nogle astrobiologer at bruge forskellige indekser, til at kvantificere beboeligheden af ekstrasolare planeter. Det første – Jord-ligheds indeks (Earth Similarity Index – ESI), anvender de aktuelt tilgængelige data for en ekstrasolar planet, til at vurdere hvor lig den er med Jorden. Faktorer inkluderer radius, densitet, undvigelseshastighed, og overfladetemperatur. ESI spænder fra 0 til 1. En ESI på 0,8-1 anvendes til klippeplaneter, der kan bevare en atmosfære ved temperaturer der er egnede til at flydende vand kan eksistere – det vil sige Jordlignende forhold (se figur 23.17). Dette er den Jord-centrerede tilgang, baseret på livets oprindelse på Jorden.
Planetary Habitability Index (PHI), sigter mod at være mindre Jorde-centreret og udvide mulighederne for beboelighed, men det afhænger af faktorer, der endnu ikke er målt eller er målelige, for de fleste ekstrasolare planeter. PHI afhænger af, om planeten har en overflade på hvilken organismer kan vokse, samt den rigtige form for kemi, en energikilde, og evnen til at holde et flydende opløsningsmiddel. Saturns måne Titan, eller Jupiters måne Europa, kan opfylde disse betingelser, og Mars kunne have gjort det tidligere. I løbet af det næste årti, vil forbedringer af observationerne sandsynligvis føre til tilstrækkelige oplysninger om, at i hver fald nogle af de ekstrasolare planeter, kan klassificeres af deres PHI.
Astronomerne ser også på den galaktiske beboelige zone – ideen om at der kan være nogle steder inden for Mælkevejen, hvor planeter kan have større sandsynlighed for at være vært for liv. Stjerner, der ligger for langt fra det galaktiske centrum, kan have protoplanetariske skiver med utilstrækkelige mængder af tungere grundstoffer – som oxygen, silicium (silikater) og jern – som udgør klippeplaneter og livets molekyler på Jorden. Stjerner, der er fortæt på det galaktiske centrum, kan påvirkes af det højenergiske strålingsmiljø (røntgen- eller gammastråling fra supermassive sorte huller, eller gammastråleudbrud), som kan skade selvreplikerende molekyler. Stjerner, der migrere inden for galaksen, og ændrer deres afstand til det galaktiske centrum over tid, kan bevæge sig ind og ud af enhver galaktisk beboelig zone.
For at opsummere, forsøger astronomerne altså at indsnævre det store antal stjerner, som de udfører deres søgen. Men de erkender også, at de kriterier som de anvender, måske ikke er helt anvendelige når der søges efter liv i andre planetære systemer.