A Mars asztrobiológiai potenciálja: az ősi állapotok - asztrobiológia kurzus VII. rész

Külső szomszédunk, a Mars összetételét, felszínformáit és éghajlati jellemzőit együttesen tekintve a Földhöz leginkább hasonló bolygó a Naprendszerben. Asztrobiológiai sorozatunk következő részeiben a marsbéli élet lehetőségével foglalkozunk. Először a bolygó egykori, majd mai adottságait tekintjük át ebből a szempontból, majd az életre utaló esetleges jeleket, valamint az ezek keresését célzó programokat vesszük sorra. 

Az olasz Giovani Schiaparelli az 1800-as évek végén rendszersen tanulmányozta a Mars bolygót távcsövével. Egyes felszíni alakzatait vonalas szerkezeteknek látta, amelyeket az olasz "canali" kifejezéssel illetett. Ezt később a "canal" kifejezéssel fordították angolra, amely mesterséges csatornát jelent. Így indult útjára az esetleges marslakók körüli ötletek sora, amely regényekben, filmekben is megjelent. Többek képzeletében egy olyan civilizáció körvonalazódott, amely száraz bolygóján a sarki jégsapkák felől csatornákban vezeti a folyadékot alacsonyabb szélességekre.

Az űrszondás megfigyelések révén napjainkban már tudjuk, hogy ez nem igaz. Ugyanakkor számos megfigyelés arra utal, hogy egykor sok víz folyt a bolygó felszínén. A földi biológiai kutatások több olyan tényezőt is feltártak az elmúlt években, amelyek a marsbéli élet lehetőségének kedveznek. Léteznek ugyanis olyan extrém körülményeket kedvelő földi életformák, amelyek elméletileg kibírnák a Mars felszínéhez közeli, vagy a felszín alatt mélyebben jellemző viszonyokat. Az ilyen extremofilok felfedezése révén konkrét mérésekkel, numerikusan vizsgálhatóvá vált annak a lehetősége, milyen marsi körülményeket bírnának ki a legellenállóbb földi élőlények.

Mai ismereteink alapján a vörös bolygó egykor kellemesebb körülményeket biztosított az (általunk ismert) élet számára, mint napjainkban: felszínén folyékony víz lehetett, és a vastagabb légkör, továbbá az erősebb korai vulkáni aktivitás melegebb felszíni viszonyokat tartott fent - noha utóbbival kapcsolatban még sok a megválaszolatlan kérdés.

A Mars és a Föld tehát sokkal jobban hasonlíthatott egymásra a kezdetekben, akkoriban, amikor bolygónkon az első élőlények megszülettek. Ha pedig a Földön kialakult az élet, jogos feltételezés, hogy a Marson is megszülethetett - sőt, akár a hosszú idő alatt alkalmazkodhatott is a közben kellemetlenné vált körülményekhez. Nem zárható ki tehát, hogy ma is van élet a Marson.

Korai felszíni viszonyok

A földi élet kialakulása mai ismeretink alapján vizes környezetben, feltehetőleg vulkáni központok környékén történt, ahol a víz, különféle oldott anyagok, valamint nagy felületükkel reakciókat katalizáló ásványok is jelen voltak. Bolygónkon az élet valamikor 3,8-4,3 milliárd éve született meg. Közelítőleg tudjuk, hogy ekkor milyen viszonyok uralkodtak a Földön - bár még messze nem tiszta a kép. Ha a marsbéli élet lehetőségét kutatjuk, első lépésként azt kell megvizsgálni, voltak-e ehhez hasonló viszonyok a vörös bolygón.

Az egykori nedves állapotra utaló nyomok: idős, erősen lepusztult kiemelkedések (balra), idős vízfolyásnyomok (középen) és meleg, nedves közegben zajlott, mállással keletkezet világos agyagásványok egy hamisszínes felvételen (jobbra) (NASA)

A Mars egykori légkörére és éghajlatára az idős felszínformák és modellek utalnak. A bolygó összeállása után az elsődleges légkör a földi elsődleges légkörhöz hasonlíthatott: sok vulkáni gázzal, emellett szoláris eredetű hidrogénnel, héliummal. A becsapódások, a rövid életű radioaktív elemek bomlása és a bolygó anyagának összeállásakor felszabadult ún. akkréciós hő miatt a mainál melegebb volt a felszín, ahol heves vulkanizmus zajlott. Az elsődleges légkör a könnyű elemek gyors megszökése miatt hamarosan, főként szén-dioxidból álló másodlagos légkörré alakult át.

Az éghajlatot a Nap sugárzásának intenzitása, a bolygó pályaelemei, a légkör üvegházhatása, a felszín albedója (fényvisszaverő képessége) és a belső hő befolyásolja. A Nap energiakibocsátása 4,5 milliárd évvel ezelőtt kb. 75%-a volt a jelenleginek, ami a mainál hűvösebb felszínt eredményezett volna; ugyanakkor a belső hő hatása sokkal erősebb lehetett, mint ma. Utóbbi főleg a kezdeti 0,5-1 milliárd évben növelhette jelentősen a felszíni hőmérsékletet.

A felszínformák közül az idős, ún. hálózatos csatornák - amelyek a mainál sokkal erősebb erózió nyomai - és a mállott agyagásványok a jelenleginél intenzívebb vízkörforgásra, magasabb felszíni hőmérsékletre, és alkalmilag, vagy rendszeresen vízre utalnak a bolygó ősi felszínén. A mainál vastagabbnak feltételezett légkör üvegházhatásának mértéke pontosan nem ismert. Egy sűrűbb atmoszférában kondenzálódó több (CO₂ és H₂O) felhő erősíthette is az üvegházhatást, a felszín infravörös sugárzásának visszaverésével - de növelhette is a bolygó albedóját, csökkentve a felszínre jutó sugárzás mennyiségét. Természetesen egyéb gázok is szerepet játszhattak még, például a SO₂ is, amely savassá téve a vizeket megakadályozhatta a szén-dioxid kondenzálódását - továbbá a metán és az ammónia is fontos lehetett, amelyek szintén üvegházhatásúak. Mindent összevetve, kezdetekben feltehetőleg erősebb volt a felszínt melegítő üvegházhatás, mint napjainkban.

Fantáziarajz az ősi Marsról, a mainál sokkal erősebb vulkanikus aktivitással, meteorzáporokkal, sűrűbb légkörrel és gőzölgő hévforrásokkal (Michigan Institute of Technology)

A Nap ultraibolya sugárzása változatos fotokémiai reakciókat válthatott ki, például a szén-dioxid, az ammónia vagy a víz bontása révén. A keletkezett szénhidrogének aeroszolréteget alkotva csökkenthették a felszínt érő ultraibolyasugárzást, és a Titanon most megfigyelhetőhöz hasonló, szerves anyagban gazdag fotokémiai szmogot alkothattak.

A bolygó belsejéből a felszínre jutott egykori teljes H₂O-mennyiség, a becslések alapján körülbelül 50-500 méter vízegyenértékű lehet. (A globális vízegyenérték az a képzeletbeli vastagság, amilyen mély lenne egy feltételezett óceán egy gömb alakú Marson, ha az összes H₂O folyékony formában kicsapódna a felszínen.)