Is er leven op andere werelden? Als andere planeten leven kunnen ondersteunen zoals wij dat hier op aarde kennen, hoe verhoudt zich dat dan tot de oorsprong van het leven zelf?
Wetenschappers speculeren al lang over de theorie dat leven in zijn meest primitieve vorm de volgende stap in de kosmische evolutie zou kunnen zijn na de vorming van planeten. Hoewel dit nog steeds slechts een theorie is, hebben nieuwe ideeën over de oorsprong van planeten en recente ontdekkingen in de scheikunde haar steun gegeven.
Bij voorbeeld, op veertig miljoen mijl van de aarde, ligt op dit moment Mars, een planeet kouder dan de aarde, zonder zuurstof in zijn atmosfeer, en met weinig water op zijn oppervlak. Een mens die naar Mars wordt vervoerd zou hijgen en sterven, en de meeste andere bekende organismen zouden ook omkomen.
Toch hebben astronomen al meer dan een halve eeuw lichte seizoensgebonden kleurvariaties op de planeet waargenomen; variaties die kennelijk samenvallen met de beschikbaarheid van water. Deze zijn geïnterpreteerd als bewijs voor plantenleven op Mars, leven dat specifiek is aangepast aan de ontberingen van de Martiaanse omgeving. Als de gerapporteerde kleurveranderingen echt zijn, lijkt er geen andere redelijke interpretatie te zijn.
Verder suggereren marginale spectroscopische waarnemingen van W. M. Sinton dat er moleculen met C-H bindingen op het oppervlak van Mars zouden kunnen zijn. Koolstof en waterstof zijn fundamentele elementen voor alle aardse organismen, en de chemische binding die ze combineert is essentieel voor de structuur van eiwitten, nucleïnezuren, en andere biologische bouwstenen. Is het dan mogelijk dat hetzelfde soort leven, met dezelfde chemische basisstructuur, twee keer in hetzelfde zonnestelsel is ontstaan? Hoewel sommige details speculatief zijn, is het algemene patroon van kosmische evolutie vrij goed vastgesteld.
De kosmische evolutie begint met een enorme kosmische stofwolk, zoals die nu tussen de sterren bestaat. Zo’n wolk heeft een “kosmische” overvloed aan elementen, en bestaat voornamelijk uit waterstof en helium, met slechts een kleine bijmenging van zwaardere elementen. Hier en daar zal de materie wat dichter zijn dan in nabijgelegen gebieden. De meer diffuse regio’s zullen door de zwaartekracht worden aangetrokken tot de dichtere regio, die daardoor in omvang en massa zal toenemen. Terwijl materie in de richting van de condenserende centrale kern stroomt, zal het behoud van het impulsmoment ervoor zorgen dat het hele gebied, kern en stromende materie, steeds sneller ronddraait.
Daarnaast zal, naarmate grote hoeveelheden materie met de kern blijven botsen, de temperatuur ervan gestaag toenemen. Na misschien honderd miljoen jaar, zal de temperatuur in het centrum van de wolk zijn opgelopen tot ongeveer vijftien miljoen graden. Dit is de ontstekingstemperatuur voor thermonucleaire reacties, (zoals de omzetting van waterstof in helium in de waterstofbom). Op dat moment wordt de kern van de wolk een ster, die “aangaat” en licht en warmte uitstraalt naar de nabije ruimte. Als de rotatie voldoende snel is, zal de zich vormende ster zich onder bepaalde omstandigheden in kleinere delen splitsen, waardoor een dubbel- of meervoudig stersysteem ontstaat.
Nu de ster zich vormt, is er nog steeds een grote stofwolk die de ster omgeeft en met hem meedraait. In deze wolk, de zonnenevel, beginnen kleine, dichtere gebieden materie uit de omgeving aan te trekken, zoals bij stervorming. Maar de protoplaneten die uit deze gebieden groeien, (in het zwaartekrachtsveld van de nabije ster), stijgen nooit door botsingsverhitting tot de thermonucleaire ontbrandingstemperatuur, en worden dus planeten en geen sterren.
Gerard P. Kuiper, hoogleraar astronomie aan het Yerkes Observatory, heeft in de afgelopen jaren beschreven hoe planeten op deze manier worden gevormd. In de zich vormende protoplaneten zou er een tendens zijn dat de zwaardere elementen naar het centrum zinken, waardoor de veel overvloediger waterstof en helium overblijven als de hoofdbestanddelen van de atmosfeer die de nieuwe planeten omgeeft. Wanneer de nieuw gevormde ster “aangaat”, zal de stralingsdruk de neiging hebben deze atmosfeer weg te blazen.
Als de protoplaneet echter zeer massief is, of zeer ver van de zon staat, kan de aantrekkingskracht van de protoplaneet op een gasmolecule groter zijn dan de kracht van de straling die probeert het weg te blazen, en de protoplaneet kan een atmosfeer behouden. Deze atmosfeer kan een overblijfsel zijn van de proto-atmosfeer, of kan het gevolg zijn van gasvormige uitademing uit het binnenste van de planeet. De huidige atmosfeer van de aarde is bijvoorbeeld het gevolg van uitademingen; de huidige atmosfeer van Jupiter is restatmosfeer.
Op deze manier kan men, in het algemeen, de atmosferen van de planeten in dit zonnestelsel begrijpen:
- Mercurius: Niet massief, dicht bij de zon, behoudt verwaarloosbare atmosfeer.
- Venus: Massiever dan Mercurius, verder van de zon, behoudt alleen het zware gas, kooldioxide.
- Aarde: Behoudt s de lichtere gassen, stikstof, zuurstof, en waterdamp, maar heeft bijna alle waterstof en helium verloren.
- Mars: Staat weliswaar verder van de zon, maar is minder massief dan de aarde of Venus, en behoudt dus voornamelijk alleen het zware gas kooldioxide.
- Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus: Veel verder van de zon en zeer massief, behouden zij veel waterstof en helium, terwijl de andere planeten dat hebben verloren.
Een feit over ons zonnestelsel dat de doodsklok heeft geluid voor veel kosmogonieën is het feit dat hoewel meer dan 99 procent van de massa van het zonnestelsel in de zon zit, meer dan 98 procent van het impulsmoment van het stelsel in de planeten zit. Het is alsof de roterende traagheid van de zon naar de planeten is overgebracht. H. Alfven heeft dit verklaard als een magnetische afremming van de draaiing van de zon, ten gevolge van de wisselwerking van “haar magnetisch veld met de geïoniseerde zonnenevel. Op deze basis zal het bestaan van een zonnenevel waaruit planetenstelsels ontstaan, de centrale ster steeds langzamer doen roteren.
Nu moet het ontstaan van planeten afhankelijk zijn van de temperatuur van de centrale ster. Als deze te koud is, zal de atmosfeer van de protoplaneten niet worden weggeblazen, wat misschien zal leiden tot de vorming van een stelsel van planeten dat lijkt op Jupiter, maar dan nog groter en massiever. Aan de andere kant, als de ster te heet is, zal de stralingsdruk de zonnenevel snel uiteen doen spatten, met als gevolg, als er al iets overblijft, kleine atmosfeerloze planeten, of een stelsel van miljoenen minuscule asteroïden. Om planeten te kunnen vormen, moet de temperatuur van de ster tussen deze uitersten liggen.
Er is nog een reden om aan te nemen dat hete sterren geen planeten hebben. Als de vorming van planetenstelsels en de vertraging van de stellaire rotatie beide het gevolg zijn van het bestaan van zonnenevels, dan zouden we moeten verwachten dat de hete sterren die hun zonnenevels opheffen en geen planeten vormen, sneller roteren. Dit is precies wat wordt waargenomen! Hoe heter de ster, hoe sneller de rotatie. Koelere sterren roteren langzamer dan anders zou worden verwacht.
Bij een temperatuur van ongeveer 7000 graden, kenmerkend voor wat men F-sterren noemt, is er een plotselinge grote afname in gemiddelde rotatiesnelheden, en het is misschien mogelijk, dat beneden deze temperatuur alle sterren genoeg van hun zonnenevels behouden om planeten te vormen, (mits zij hun zonnenevels niet hebben opgebruikt bij het vormen van dubbele of meervoudige zonnestelsels).
Het aantal van zulke sterren ligt tussen één en tien procent van het totale aantal sterren, wat suggereert dat er alleen al in ons melkwegstelsel wel tien miljard zonnestelsels zijn. Daarvan heeft misschien één procent, ofwel 100 miljoen, planeten zoals de aarde. Hoe groot is de kans op leven op deze werelden?
Sinds het meest overvloedige element, kosmisch gezien, waterstof is, moet de atmosfeer van de vroege protoplaneten van elk stelsel veel waterstof en waterstofverbindingen bevatten. De waterstofverbindingen van koolstof, stikstof en zuurstof zijn waarschijnlijk de meest overvloedige waterstofverbindingen in de proto-atmosfeer. Het zijn respectievelijk methaan, CH4, ammoniak, NH3, en waterdamp, H20.
In 1953 toonde Stanley Miller, PhD’54, toen een afgestudeerde student die onder professor Harold C. Urey werkte, aan dat wanneer waterstof, methaan, ammoniak, en waterdamp worden gemengd, en van energie worden voorzien, enkele fundamentele organische verbindingen worden geproduceerd. (De energiebron in protoatmosferen is waarschijnlijk ultraviolet licht van de zon waaromheen de protoplaneet draait.)
Deze verbindingen zijn bijna allemaal aminozuren, de biochemische bouwstenen waaruit proteïne is opgebouwd. Er is ook enige reden om aan te nemen dat aminozuren leiden tot de vorming van purines en pyrimidines, die op hun beurt bouwstenen zijn voor nucleïnezuren. Eiwitten en nucleïnezuren zijn de twee fundamentele bestanddelen van het leven zoals wij dat op aarde kennen; erfelijk materiaal zoals genen en chromosomen is misschien wel uitsluitend samengesteld uit nucleïnezuren en eiwitten. Bovendien zijn enzymen, die langzame chemische reacties katalyseren en daardoor complexe levensvormen mogelijk maken, altijd proteïnen.
Experimenten van vergelijkbaar belang als die van Miller zijn uitgevoerd door S. W. Fox. Fox paste hitte toe, in het bereik tussen 100 en 200 graden Celsius, op eenvoudige moleculen, zoals die gesynthetiseerd door Miller. Deze eenvoudige procedure produceerde kleine hoeveelheden van complexe organische moleculen die toevallig wijd verspreid zijn in alle aardse organismen. Fox heeft met name ureidosuccininezuur geproduceerd, een belangrijk tussenproduct bij de synthese van nucleïnezuren. De temperaturen die Fox nodig heeft, kunnen gemakkelijk worden bereikt door de korst van de planeet radioactief te verhitten. Er zijn aanwijzingen dat een dergelijke radioactieve verhitting een normaal onderdeel is van de vroege evolutie van alle planeten.
Nu is het echt opvallend dat de moleculen die Miller en Fox produceerden precies de moleculen zijn die nodig zijn om het leven te vormen zoals wij dat kennen. Er werden bijna geen moleculen geproduceerd die niet fundamenteel betrokken zijn bij moderne aardse organismen.
De door Miller en Fox beschreven processen zouden waarschijnlijk op ten minste één planeet van elke ster van gematigde temperatuur voorkomen. Het enige dat nodig is, is een manier om de moleculen die door deze processen worden geproduceerd, te verzamelen op één plaats waar ze op elkaar kunnen inwerken. Een vloeibaar medium aan het oppervlak van de planeet voldoet uitstekend aan dit doel. De moleculen die in de atmosfeer worden geproduceerd zouden in deze vloeibare lichamen vallen, en de moleculen die op het land door de toepassing van hitte worden geproduceerd zouden ook daarin worden gespoeld. Hoewel zeeën van vloeibare ammoniak of waterstoffluoride zouden kunnen dienen, kan worden aangetoond dat zeeën van water het meest efficiënt zouden zijn in het verzamelen en bewaren van de biomoleculen.
De ene planeet in elk systeem dat wij beschouwen bezat waarschijnlijk al vroeg in zijn geschiedenis zeeën van vloeibaar water, en daarom kan op zulke planeten de produktie van proteïnen en nucleïnezuren worden verwacht.
Nu hebben proteïnen en nucleïnezuren enkele ongewone eigenschappen; voor zover wij weten, die in geen enkele andere molecule worden gevonden. Zij kunnen een nieuw molecuul vormen dat niet alleen andere identieke moleculen kan construeren uit de materie die in de zee eromheen drijft, maar dat, als het op de een of andere manier wordt veranderd, ook kopieën van zijn gewijzigde structuur kan construeren. Zo’n muterende, zichzelf reproducerende molecule of verzameling van moleculen moet natuurlijke selectie ondergaan. Om deze redenen moet het worden geïdentificeerd als het eerste levende wezen op de planeet in kwestie.
Zo kunnen er alleen al in dit melkwegstelsel 100 miljoen planeten zijn waarop organismen gedijen die op zijn minst biochemisch verwant zijn aan onszelf. Anderzijds, als gevolg van natuurlijke selectie, moeten deze organismen goed aangepast zijn, elk aan zijn eigen omgeving. Aangezien zelfs kleine verschillen in het milieu uiteindelijk extreme verschillen in de structuur van organismen veroorzaken, mogen wij niet aannemen dat buitenaardse levensvormen op iets bekends lijken. Maar er is reden om aan te nemen dat ze er zijn.