Ins finns det liv på andra världar? Om andra planeter kan stödja liv kemiskt så som vi känner det här på jorden, hur förhåller sig detta till själva livets ursprung?
Vetenskapsmän har länge spekulerat i teorin att liv i sin mest primitiva form kan vara nästa steg i den kosmiska evolutionen efter planeternas bildande. Även om detta fortfarande bara är en teori har nya idéer om planeters ursprung och nya upptäckter inom kemin gett den stöd.
Till exempel: 40 miljoner mil från jorden finns i skrivande stund Mars, en planet som är kallare än jorden, utan syre i atmosfären och med lite vatten på ytan. En människa som transporteras till Mars skulle kippa efter andan och dö – och de flesta andra välkända organismer skulle också gå under.
Men i över ett halvt sekel har astronomer observerat små säsongsmässiga färgvariationer på planeten; variationer som uppenbarligen sammanfaller med tillgången på vatten. Dessa har tolkats som bevis för växtliv på Mars, ett liv som är särskilt anpassat till den hårda marsmiljön. Om de rapporterade färgförändringarna är verkliga verkar det inte finnas någon annan rimlig tolkning.
Fortfarande tyder marginella spektroskopiska observationer av W. M. Sinton på att det kan finnas molekyler med C-H-bindningar på Mars yta. Kol och väte är grundläggande grundämnen för alla jordiska organismer, och den kemiska bindning som kombinerar dem är väsentlig för strukturen av proteiner, nukleinsyror och andra biologiska byggstenar. Är det då möjligt att samma sorts liv, som liknar varandra i sin grundläggande kemiska sammansättning, har uppstått två gånger i samma solsystem? Även om vissa detaljer är spekulativa är det allmänna mönstret för den kosmiska evolutionen ganska väl etablerat.
Den kosmiska evolutionen börjar med ett enormt kosmiskt stoftmoln, som det som idag finns mellan stjärnorna. Ett sådant moln har ett ”kosmiskt” överflöd av grundämnen och består huvudsakligen av väte och helium, med endast en liten inblandning av tyngre grundämnen. Här och där kommer materian att vara något tätare än i närliggande områden. De mer diffusa områdena kommer att dras till det tätare området genom gravitation, som följaktligen kommer att växa i storlek och massa. När materia strömmar in mot den kondenserande centrala kärnan kommer bevarandet av vinkelmomentet att få hela regionen, kärnan och den strömmande materian, att rotera allt snabbare.
Därutöver, när stora mängder materia fortsätter att kollidera med kärnan, kommer dess temperatur att stadigt stiga. Efter kanske hundra miljoner år kommer temperaturen i molnets centrum att ha stigit till cirka femton miljoner grader. Detta är tändtemperaturen för termonukleära reaktioner, (såsom omvandlingen av väte till helium i vätebomben). Vid denna tidpunkt kommer molnets kärna att bli en stjärna som ”tänds” och strålar ut ljus och värme i det närliggande rymden. Om rotationen är tillräckligt snabb kommer den bildande stjärnan under vissa förhållanden att delas upp i mindre delar, vilket ger upphov till ett dubbel- eller flerstjärnigt system.
När stjärnan bildas finns det fortfarande ett stort stoftmoln som omger stjärnan och som roterar med den. I detta moln, solnebulosan, börjar små, tätare områden dra till sig närliggande materia, som vid stjärnbildning. De protoplaneter som växer fram ur dessa områden (i den närliggande stjärnans gravitationsfält) stiger dock aldrig genom kollisionsuppvärmning till den termonukleära tändningstemperaturen och blir därför planeter och inte stjärnor.
Gerard P. Kuiper, professor i astronomi vid Yerkes-observatoriet, har under de senaste åren beskrivit hur planeter bildas på detta sätt. I de protoplaneter som bildas skulle det finnas en tendens till att de tyngre grundämnena sjunker till centrum och lämnar de mycket rikligare väte och helium som huvudbeståndsdelar i den atmosfär som omger de nya planeterna. När den nybildade stjärnan ”tänds” tenderar strålningstrycket att blåsa bort denna atmosfär.
Och om protoplaneten är mycket massiv, eller mycket långt från solen, kan protoplanetens gravitationella dragningskraft på en gasmolekyl vara större än strålningens kraft som försöker blåsa bort den, och protoplaneten kan behålla en atmosfär. Atmosfären kan vara en rest från protoatmosfären eller bero på gasformiga utandningar från planetens inre. Jordens nuvarande atmosfär beror till exempel på utandningar; Jupiters nuvarande atmosfär är kvarvarande.
På detta sätt kan man generellt sett förstå atmosfärerna hos planeterna i detta solsystem:
- Merkurius: Inte massiv, nära solen, har en försumbar atmosfär.
- Venus: Mer massiv än Merkurius, längre från solen, har endast den tunga gasen koldioxid.
- Jorden: Behåller de lättare gaserna, kväve, syre och vattenånga, men har förlorat nästan allt väte och helium.
- Mars: Mars: Fastän den ligger längre från solen är den mindre massiv än jorden och Venus och har därför i princip bara kvar den tunga gasen koldioxid.
- Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus: Mycket längre från solen och mycket massiva, de behåller mycket väte och helium, medan de andra planeterna har förlorat sin väte och helium.
Ett faktum om vårt solsystem som har ringt dödsklockan för många kosmogonier är det faktum att även om mer än 99 procent av solsystemets massa finns i solen, så finns mer än 98 procent av systemets vridmoment i planeterna. Det är som om rotationströgheten har överförts från solen till planeterna. H. Alfven har förklarat detta som en magnetisk bromsning av solens rotation på grund av interaktionen mellan ”dess magnetfält och den joniserade solnebulosan”. På grundval av detta kommer existensen av en solnebulosa från vilken planetsystem bildas att få centralstjärnan att rotera allt långsammare.
Nu måste planeternas ursprung vara beroende av centralstjärnans temperatur. Om den är för kall kommer protoplaneternas atmosfär inte att blåsa bort, vilket kanske leder till att det bildas ett system av planeter som liknar Jupiter, men som är ännu större och mer massiva. Om stjärnan däremot är för varm kommer strålningstrycket att snabbt skingra solnebulosan och lämna kvar, om något, små atmosfärslösa planeter eller ett system av miljontals små asteroider. För att planeter ska kunna bildas måste stjärnans temperatur ligga mellan dessa ytterligheter.
Det finns en annan anledning att tro att heta stjärnor inte har planeter. Om både bildandet av planetsystem och den långsammare stjärnrotationen beror på förekomsten av solnebulosor, så borde vi förvänta oss att de heta stjärnor som skingrar sina solnebulosor och inte bildar planeter roterar snabbare. Detta är exakt vad som observeras! Ju hetare stjärnan är, desto snabbare är rotationen. Kallare stjärnor roterar långsammare än vad man annars skulle förvänta sig.
Vid en temperatur på cirka 7 000 grader, som är karakteristisk för det som kallas F-stjärnor, sker en plötslig stor minskning av den genomsnittliga rotationshastigheten, och det är möjligt, kanske, att under denna temperatur behåller alla stjärnor tillräckligt mycket av sina solnebulosor för att kunna bilda planeter, (under förutsättning att de inte har förbrukat sina solnebulosor genom att bilda dubbel- eller flersolsystem).
Antalet sådana stjärnor är mellan en och tio procent av det totala antalet stjärnor, vilket tyder på att det finns så många som tio miljarder solsystem bara i vår galax. Av dessa har kanske en procent, eller 100 miljoner, planeter som jorden. Hur stor är sannolikheten för liv på dessa världar?
Då det kosmiskt sett vanligaste grundämnet är väte, måste atmosfären hos de tidiga protoplaneterna i ett system innehålla mycket väte och väteföreningar. Vätgasföreningarna av kol, kväve och syre är förmodligen de vanligaste väteföreningarna i protoatmosfären. De är metan, CH4, ammoniak, NH3, respektive vattenånga, H20.
År 1953 visade Stanley Miller, PhD’54, som då var doktorand och arbetade under professor Harold C. Urey, att när väte, metan, ammoniak och vattenånga blandas ihop och förses med energi produceras vissa grundläggande organiska föreningar. (Energikällan i protoatmosfärer är troligen ultraviolett ljus från solen som protoplaneten kretsar kring.)
Dessa föreningar är nästan alla aminosyror, de biokemiska byggstenar från vilka protein byggs upp. Det finns också vissa skäl att tro att aminosyror leder till bildandet av puriner och pyrimidiner, som i sin tur är byggstenar för nukleinsyror. Proteiner och nukleinsyror är de två grundläggande beståndsdelarna i det liv som vi känner till på jorden; arvsmaterial som gener och kromosomer består kanske uteslutande av nukleinsyror och proteiner. Dessutom är enzymer, som katalyserar långsamma kemiska reaktioner och därmed gör komplexa livsformer möjliga, alltid proteiner.
Experiment av jämförbar betydelse med Millers har utförts av S. W. Fox. Fox applicerade värme, i intervallet mellan 100 och 200 grader Celsius, på enkla molekyler, såsom de som syntetiserats av Miller. Detta enkla förfarande gav upphov till små mängder komplexa organiska molekyler som råkar vara allmänt spridda i alla landlevande organismer. Fox har särskilt framställt ureidosuccinsyra, en viktig intermediär i syntesen av nukleinsyror. De temperaturer som Fox kräver kan lätt åstadkommas genom radioaktiv uppvärmning av planetens skorpa. Det finns bevis för att sådan radioaktiv uppvärmning är en normal del av den tidiga utvecklingen av alla planeter.
Nu är det verkligen slående att de molekyler som produceras av Miller och Fox är just de molekyler som är nödvändiga för att bilda liv som vi känner det. Nästan inga molekyler producerades som inte är fundamentalt involverade i moderna jordiska organismer.
De processer som Miller och Fox beskriver skulle troligen inträffa på minst en planet till varje stjärna med måttlig temperatur. Allt som krävs är ett sätt att samla de molekyler som produceras av dessa processer på en plats där de kan interagera. Ett flytande medium på planetens yta tjänar detta syfte utmärkt. Molekyler som produceras i atmosfären skulle falla ner i dessa vätskekroppar, och molekyler som produceras på land genom värmetillämpning skulle också sköljas in i dem. Även om hav av flytande ammoniak eller fluorvätesyra skulle fungera, kan man visa att vattenhav skulle vara effektivast när det gäller att samla in och bevara biomolekylerna.
Den ena planeten i varje system som vi överväger har troligen haft hav av flytande vatten tidigt i sin historia, och därför kan man förvänta sig att proteiner och nukleinsyror produceras på sådana planeter.
Proteiner och nukleinsyror har några ovanliga egenskaper; såvitt vi vet, sådana som inte finns i några andra molekyler. De kan bilda en ny molekyl som inte bara kan konstruera andra identiska molekyler från den materia som flyter i havet runt omkring den, utan som om den förändras på något sätt också kan konstruera kopior av sin förändrade struktur. En sådan muterande, självreproducerande molekyl eller samling av molekyler måste genomgå ett naturligt urval. Av dessa skäl måste den identifieras som den första levande varelsen på planeten i fråga.
Det kan alltså finnas 100 miljoner planeter enbart i denna galax på vilka det frodas organismer som åtminstone biokemiskt är besläktade med oss själva. Å andra sidan måste dessa organismer på grund av det naturliga urvalet vara väl anpassade, var och en till sin egen miljö. Eftersom även små skillnader i miljön så småningom orsakar extrema skillnader i organismernas struktur, bör vi inte acceptera att utomjordiska livsformer liknar något bekant. Men det finns anledning att tro att de finns där ute.