Er der liv på andre verdener? Hvis andre planeter kan understøtte liv kemisk, som vi kender det her på jorden, hvordan hænger det så sammen med selve livets oprindelse?
Videnskabsfolk har længe spekuleret i teorien om, at liv i sin mest primitive form kan være det næste skridt i den kosmiske udvikling efter dannelsen af planeter. Selv om dette stadig kun er en teori, har nye idéer om planeternes oprindelse og nylige opdagelser inden for kemi givet den støtte.
For eksempel befinder Mars sig i skrivende stund 40 millioner kilometer fra Jorden, en planet, der er koldere end Jorden, uden ilt i atmosfæren og med meget lidt vand på overfladen. Et menneske, der blev transporteret til Mars, ville gispe og dø – og de fleste andre velkendte organismer ville også gå til grunde.
Alligevel har astronomer i over et halvt århundrede observeret små sæsonbestemte farvevariationer på planeten; variationer, der tilsyneladende falder sammen med tilgængeligheden af vand. Disse er blevet fortolket som beviser for planteliv på Mars, et liv, der er specielt tilpasset de hårde betingelser i Mars’ miljø. Hvis de rapporterede farveændringer er reelle, synes der ikke at være nogen anden rimelig fortolkning.
Dertil kommer, at marginale spektroskopiske observationer foretaget af W. M. Sinton tyder på, at der kan være molekyler med C-H-bindinger på Mars’ overflade. Kulstof og brint er grundlæggende elementer for alle jordiske organismer, og den kemiske binding, der kombinerer dem, er afgørende for strukturen af proteiner, nukleinsyrer og andre biologiske byggesten. Er det så muligt, at den samme slags liv, der ligner hinanden i sin grundlæggende kemiske sammensætning, er opstået to gange i det samme solsystem? Selv om nogle af detaljerne er spekulative, er det generelle mønster for den kosmiske udvikling ret veletableret.
Den kosmiske udvikling begynder med en enorm kosmisk støvsky, som den, der findes i dag mellem stjernerne. En sådan sky har en “kosmisk” overflod af grundstoffer, idet den primært består af brint og helium med kun en lille tilsætning af tungere grundstoffer. Her og der vil stoffet være noget tættere end i nærliggende områder. De mere diffuse områder vil blive tiltrukket af tyngdekraften til det tættere område, som følgelig vil vokse i størrelse og masse. Efterhånden som stof strømmer ind mod den kondenserende centrale kerne, vil bevarelsen af vinkelbevægelsen få hele regionen, kerne og strømmende stof, til at rotere hurtigere og hurtigere.
Dertil kommer, at efterhånden som store mængder stof fortsætter med at kollidere med kernen, vil dens temperatur stige støt og roligt. Efter måske hundrede millioner år vil temperaturen i midten af skyen være steget til omkring femten millioner grader. Dette er antændelsestemperaturen for termonukleare reaktioner (som f.eks. omdannelsen af brint til helium i brintbomben). På dette tidspunkt vil skyens kerne blive til en stjerne, der “tænder” og udstråler lys og varme ud i det nærliggende rum. Hvis rotationen er tilstrækkelig hurtig, vil den dannende stjerne under visse betingelser dele sig i mindre dele, hvorved der opstår et dobbelt- eller flerstjernesystem.
Nu, mens stjernen dannes, er der stadig en stor støvsky, der omgiver stjernen og roterer med den. I denne sky, solnebulen, begynder små, tættere områder at tiltrække nærliggende stof, som ved stjernedannelse. Men de protoplaneter, der vokser fra disse områder (i den nærliggende stjernes tyngdefelt), når aldrig ved kollisionsopvarmning op til den termonukleare antændelsestemperatur og bliver derfor planeter og ikke stjerner.
Gerard P. Kuiper, professor i astronomi ved Yerkes Observatory, har i de seneste år beskrevet, hvordan planeter dannes på denne måde. I de dannende protoplaneter ville der være en tendens til, at de tungere grundstoffer synker ned mod centrum, så de meget rigeligere brint og helium bliver de vigtigste bestanddele i den atmosfære, der omgiver de nye planeter. Når den nyligt dannede stjerne “tænder”, vil strålingstrykket have en tendens til at blæse denne atmosfære væk.
Hvis protoplaneten er meget massiv eller meget langt fra solen, kan protoplanetens tyngdekraft tiltrækning af et gasmolekyle være større end den strålingskraft, der forsøger at blæse det væk, og protoplaneten kan beholde en atmosfære. Denne atmosfære kan være en rest fra proto-atmosfæren eller skyldes gasformige udånding fra planetens indre. For eksempel skyldes Jordens nuværende atmosfære udånding; Jupiters nuværende atmosfære er en restatmosfære.
På denne måde kan man i almindelighed forstå atmosfærerne på planeterne i dette solsystem:
- Merkur: Ikke massiv, tæt på solen, har en ubetydelig atmosfære.
- Venus: Mere massiv end Merkur, længere fra solen, har kun den tunge gas, kuldioxid.
- Jorden: Beholder de lettere gasser, kvælstof, ilt og vanddamp, men har mistet næsten alt brint og helium.
- Mars: Selv om den ligger længere fra solen, er den mindre massiv end Jorden og Venus og har derfor hovedsageligt kun den tunge gas, kuldioxid.
- Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun: De er meget længere væk fra solen og meget massive, og de beholder meget brint og helium, mens de andre planeter har mistet deres brint og helium.
En kendsgerning om vores solsystem, som har slået dødsstødet til mange kosmogonier, er den kendsgerning, at selv om over 99 procent af solsystemets masse befinder sig i solen, befinder over 98 procent af systemets impulsmoment sig i planeterne. Det er, som om rotationstrægheden er blevet overført fra solen til planeterne. H. Alfven har forklaret dette som en magnetisk bremsning af solens rotation, som skyldes vekselvirkningen mellem “dens magnetfelt og den ioniserede solnebel”. På dette grundlag vil eksistensen af en solnebel, hvorfra der dannes planetsystemer, medføre, at centralstjernen roterer mere og mere langsomt.
Nu må planeternes oprindelse være afhængig af centralstjernens temperatur. Hvis den er for kold, vil protoplaneternes atmosfære ikke blive blæst væk, hvilket måske resulterer i dannelsen af et system af planeter, der ligner Jupiter, men som er endnu større og mere massive. Hvis stjernen derimod er for varm, vil strålingstrykket sprede solnebulen hurtigt og om noget efterlade små atmosfæreløse planeter uden atmosfære eller et system af millioner af små asteroider. For at der kan dannes planeter, skal stjernens temperatur ligge mellem disse yderpunkter.
Der er en anden grund til at tro, at varme stjerner ikke har planeter. Hvis dannelsen af planetsystemer og den langsommere stjernerotation begge skyldes eksistensen af solnebuler, så burde vi forvente, at de varme stjerner, som opløser deres solnebuler og ikke danner planeter, roterer hurtigere. Det er præcis, hvad der er observeret! Jo varmere stjernen er, jo hurtigere er rotationen. Køligere stjerner roterer langsommere, end man ellers ville forvente.
Op en temperatur på omkring 7.000 grader, som er karakteristisk for det, der kaldes F-stjerner, er der et pludseligt stort fald i den gennemsnitlige rotationshastighed, og det er måske muligt, at under denne temperatur beholder alle stjerner nok af deres solnebulae til at danne planeter (forudsat at de ikke har opbrugt deres solnebulae ved at danne dobbelt- eller flersolssystemer).
Tallet af sådanne stjerner er mellem en og ti procent af det samlede antal stjerner, hvilket tyder på, at der findes op til ti milliarder solsystemer alene i vores galakse. Af disse har måske en procent, eller 100 millioner, planeter som Jorden. Hvad er sandsynligheden for liv på disse verdener?
Da det hyppigst forekommende grundstof kosmisk set er brint, må atmosfæren på de tidlige protoplaneter i et hvilket som helst system indeholde meget brint og brintforbindelser. Brintforbindelserne af kulstof, kvælstof og ilt er sandsynligvis de hyppigst forekommende brintforbindelser i proto-atmosfæren. De er henholdsvis metan, CH4, ammoniak, NH3, og vanddamp, H20.
I 1953 viste Stanley Miller, PhD’54, som dengang var kandidatstuderende og arbejdede under professor Harold C. Urey, at når brint, metan, ammoniak og vanddamp blandes sammen og tilføres energi, dannes der nogle grundlæggende organiske forbindelser. (Energikilden i protoatmosfærer er sandsynligvis ultraviolet lys fra solen, som protoplaneten kredser om.)
Disse forbindelser er næsten alle aminosyrer, de biokemiske byggesten, som protein er opbygget af. Der er også nogen grund til at tro, at aminosyrer fører til dannelse af puriner og pyrimidiner, som igen er byggesten til nukleinsyrer. Proteiner og nukleinsyrer er de to grundlæggende bestanddele i det liv, som vi kender det på jorden; arvematerialer som gener og kromosomer består måske udelukkende af nukleinsyrer og proteiner. Desuden er enzymer, som katalyserer langsomme kemiske reaktioner og derved gør komplekse livsformer mulige, altid proteiner.
Eksperimenter af tilsvarende betydning som Millers er blevet udført af S. W. Fox. Fox anvendte varme, i området mellem 100 og 200 grader celsius, på simple molekyler, såsom dem, der er syntetiseret af Miller. Denne enkle procedure producerede små mængder af komplekse organiske molekyler, som tilfældigvis er vidt udbredt i alle jordiske organismer. Fox har bl.a. fremstillet ureidosuccinsyre, et vigtigt mellemprodukt i syntesen af nukleinsyrer. De temperaturer, der kræves af Fox, kan let opnås ved radioaktiv opvarmning af planetens skorpe. Der er beviser for, at en sådan radioaktiv opvarmning er en normal del af den tidlige udvikling af alle planeter.
Nu er det virkelig slående, at de molekyler, som Miller og Fox har produceret, netop er de molekyler, der er nødvendige for at danne liv, som vi kender det. Næsten ingen molekyler blev produceret, som ikke er fundamentalt involveret i moderne jordiske organismer.
De processer, som Miller og Fox beskriver, ville sandsynligvis forekomme på mindst én planet på hver stjerne med moderat temperatur. Det eneste, der kræves, er en måde at samle de molekyler, der produceres af disse processer, på et sted, hvor de kan interagere. Et flydende medium på planetens overflade tjener dette formål fortrinligt. Molekyler, der produceres i atmosfæren, vil falde ned i disse væskekroppe, og molekyler, der produceres på land ved anvendelse af varme, vil også blive skyllet ind i dem. Selv om hav af flydende ammoniak eller flussyre også ville kunne bruges, kan det påvises, at vandhav ville være mest effektivt til at opsamle og bevare biomolekylerne.
Den ene planet i hvert system, som vi overvejer, har sandsynligvis haft hav af flydende vand tidligt i sin historie, og derfor kan man på sådanne planeter forvente produktion af proteiner og nukleinsyrer.
Nu har proteiner og nukleinsyrer nogle usædvanlige egenskaber; så vidt vi ved, nogle egenskaber, som ikke findes i andre molekyler. De kan danne et nyt molekyle, som ikke blot kan konstruere andre identiske molekyler af det stof, der flyder i havet omkring det, men som, hvis det ændres på en eller anden måde, også kan konstruere kopier af sin ændrede struktur. Et sådant muterende, selvreproducerende molekyle eller en samling af molekyler må underkastes naturlig udvælgelse. Af disse grunde må det identificeres som det første levende væsen på den pågældende planet.
Der kan således være 100 millioner planeter alene i denne galakse, hvor der blomstrer organismer, der i det mindste biokemisk set er beslægtede med os selv. På den anden side må disse organismer på grund af naturlig udvælgelse være veltilpassede, hver især til deres eget miljø. Da selv små forskelle i miljøet i sidste ende forårsager ekstreme forskelle i organismernes struktur, bør vi ikke acceptere, at udenjordiske livsformer ligner noget velkendt. Men der er grund til at tro, at de er derude.