Az asztrobiológia eredetileg a csillagászat és a biológia határterületén az elmúlt évtizedben született irányzat. Egyre népszerűbbé válva ma már a földtudományok, a fizika és a kémia több témakörét is tartalmazza, de a műszaki tudományokban is sokan dolgoznak ilyen kutatásokban.

Az asztrobiológia nem új tudományág, inkább olyan közös nyelv, amely lehetőséget és tartalmat ad a természettudományok eltérő területén dolgozó kutatók együttműködésére. A cél: a Földön kívüli élet lehetőségének vizsgálata és a világegyetembeli élet helyének megértése. Ez mély szakértelmet kíván, amelynek egy-egy kutató csak valamely szűkebb területen van birtokában. A tudományágak közötti kapcsolódási pontok pedig új felfedezéseket eredményeznek.

A tanulmányban példák alapján igyekszem bemutatni, hogyan kapcsolódhatnak az egyes természettudományok egymáshoz az asztrobiológiai kutatások segítségével. Az anyagfejlődés szerint sorba rendezve azokat az eredményeket tekintjük át, amelyek az utóbbi két évben születtek. A korábbi eredményekről Kereszturi Ákos és Simon Tamás (2005) tanulmánya és a referenciákban felsorolt további irodalmak adnak áttekintést. Nem célunk a földönkívüli intelligencia lehetőségének és kutatásának bemutatása, amelyekről szintén részletesen olvashatunk magyar nyelven (Almár, 1999).

Az asztrobiológia témaköreit, azok kapcsolatát az asztrobiológiai mátrix (Mizser − Kereszturi, 2003) segítségével tekinthetjük át (1. ábra). A bal oszlopban főleg a planetológiához (bolygótudományhoz), jobbra tőle az asztrofizikához közeli témakörök szerepelnek. Függőlegesen lefelé a fizika, a kémia és a biológia területei következnek. Jobb oldalt pedig lefelé haladva az anyagszerveződés egyre magasabb szintjeit tüntettük fel az atomoktól kiindulva a molekulákon keresztül a sejtekig, majd ökoszisztémákig.

Elemek és molekulák keletkezése

Az elemek kialakulásának fő színterei: az ősrobbanás utáni ősi nukleoszintézis (amikor 4-es tömegszámú héliumatommagok születtek), a csillagok belseje (ahol legfeljebb a vasig keletkeznek atom-magok) és a szupernóva-robbanások (amikor a legnehezebb, instabil magok is kialakulnak), valamint a csillagközi anyagban a kozmikus sugárzás hatására zajló reakciók (itt főleg lítium, berillium és bór keletkezik). Elképzelhető, hogy a gammavillanások heves folyamatai közepette is keletkeznek nehézelemek (cink, titán, réz, nikkel).

Az elemek szétszóródását csillagszelek és szupernóva-robbanások biztosítják, amelyek eltérő arányban bocsátanak ki különböző elemeket. A csillagközi térbe került összetevők mozgását a galaxisok centrumában lévő szuper-nagytömegű fekete lyukak is befolyásolják: a közelükbe jutó anyag kisebb hányada nagy sebességgel kilökődik, és a galaxis távoli vidékeire is eljuthat.

Az atomok molekulákká kombinálódása már a csillagok külső rétegeiben megkezdődhet, ahol a sűrűség- és hőmérsékletgradiens révén változatos a környezet. Itt a forróság és a lökéshullámok generálta reakciók zajlanak, illetve alacsony hőmérsékletű kiválás/fagyás is lezajlik. Egyes szénben gazdag csillagok külső rétegeiben közel ötven eltérő molekulát azonosítottak már. Itt a szénatomok mellett a szilícium és különböző fémek is gyakran alkotnak molekulákat. A planetáris ködök táguló és hűlő gázburkaiban is épülnek molekulák.

A csillagközi tér ezeknél is változatosabb környezet, ahol a hőmérséklet 10 és több 100 K között is lehet – még magasabb hőmérsékleten már nem jellemzők molekulák. A reakciók történhetnek gázfázisban, gáz és a szilárd határfelületeken és a szilárd szemcsék belsejében. A szemcsék felületéről az anyag a melegedéstől elszublimál, a hidegebb tartományokban kiválhat, tovább növelve a változatosságot.

A porszemcsék felületén megtapadó molekulák egymással reakcióba léphetnek. A vízmolekulákat is tartalmazó szemcséket érő ultraibolya sugárzás és a kozmikus sugarak nyomán összetett szerves molekulák is képződhetnek a hideg porszemekben. A folyamatot laboratóriumi körülmények között is reprodukálták. Ma már több mint százötven különféle molekulát azonosítottak a csillagközi térben (például: glikoaldehid, metilformiát, acetilsav, különféle sokgyűrűs aromás szénhidrogének), még a glicin aminosavat is.

A hatnál több atomot tartalmazó csillagközi molekulák mind szénalapúak, az eddig azonosított egyik igen összetett képviselőjük a tizenhárom atomot tartalmazó HC₁₁N. Laboratóriumi vizsgálatok alapján nemcsak az ionok (főleg a kozmikus sugaraktól keletkezett reakcióképes H₃+), hanem akár 10−20 K-en a semleges atomok között is bekövetkezhetnek olyan reakciók, amelyek újabb molekulákat eredményeznek.

Bolygók a Naprendszeren kívül

Az anyag további fejlődésére olyan környezet­ben nyílik lehetőség, ahol nagy a nehézelemek és a szerves molekulák koncentrációja (2. ábra). Energia van a molekulák kombinálódásához, de nincs annyira meleg, hogy azok mind lebomoljanak. Emellett hasznos valamilyen folyékony közeg is, amelyben a kérdéses molekulák könnyen mozoghatnak, egymással gyakran találkozhatnak. Minderre a bolygók az ideálisak, amelyek a csillagokkal együtt, a zsugorodó gázfelhőket övező, ún. protoplanetáris korongban születnek.

Ezekben a korongokban is zajlik kémiai átalakulás. A Spitzer-űrteleszkóppal például az egymillió évnél fiatalabb AA Tauri csillag körüli protoplanetáris korongban sok vízgőzt, hidrogén-cianidot, acetilént és szén-dioxidot azonosítottak. A megfigyelt koncentráció nagyobb volt, mint a környező csillagközi felhőben mértek alapján várható lett volna − eszerint a születő bolygórendszerekben is tovább folyik a molekulák felépülése. A korongban összeálló nagyobb bolygócsírákban a radioaktív hőtermelés miatt sok molekula lebomlik. Az apró meteorikus testekben, kisbolygókban és üstökösmagokban azonban fennmaradnak a molekulák, és a nagyobb planéták összeállásának végén azok felszínére hullva szállítanak oda sok szerves összetevőt. A születő Naprendszerben intenzíven keveredett az anyag, részben sugárirányban is mozogtak az összetevők, talán az ősnapból kilövellt plazmabuborékok révén. A Deep Impact szonda megfigyelései alapján az üstökösmagok kialakulásának zónájába, az óriásbolygók térségébe is érkezett anyag például olivinkristályok formájában, a Naphoz közeli tartományból.

A bolygókeletkezés eredményét más csillagok körül megfigyelt exobolygók alapján tanulmányozhatjuk. Napjainkban több mint háromszázhetven, más csillaghoz tartozó bolygót ismerünk, amelyek többsége a csillagához igen közeli, ún. forró Jupiter típusú planéta. Ezek feltehetőleg a csillaguktól távolabb születtek, majd gravitációs zavarok nyomán jutottak mai helyükre. Ha az óriásbolygók gyakran vándorolnak csillagukhoz közel, eközben elpusztíthatják a Föld típusú bolygókat. Egyes modellek alapján elképzelhető, hogy ezért ritkák a Naprendszerben megfigyelthez hasonló felépítésű bolygórendszerek. Kiderült továbbá, hogy többszörös csillagok körül is keringhetnek exobolygók.

2009 elejéig négy olyan égitestet sikerült közvetlenül is megpillantani (Fomalhaut b, valamint a HR 8799 körül három exobolygó), amelyekről biztonsággal állítható, hogy tömegük alapján exobolygók. Az exobolygók felfedezése után részletes megismerésük a következő lépés. Az elmúlt időszakban sikerült kimutatni, hogy egyes kötött tengelyforgású exobolygókon az állandóan megvilágított és a folyamatos sötétségben lévő oldal között nagy, míg másokon csekély a hőmérséklet-különbség. Utóbbi helyzetre erős szelek adnak magyarázatot. A távoli atmoszférákban szén-dioxidot, vízgőzt és metánt is azonosítottak.

Jelenleg egyetlen példát ismerünk az életre, a földit. Ez érthetően behatárolja a keresési stratégiánkat: víz és szén alapú életformákat, az ezeknek kedvező környezeteket, elsősorban Föld típusú exobolygókat keresünk. Ilyeneket feltehetőleg a műszereink korlátozott képességei miatt nem találtunk még − ugyanakkor néhány évtizeden belül a nyomukra akadhatunk.

Felmerült olyan egzotikus exobolygók lehetősége is, amelyek nem a Föld távoli megfelelői – de az élet szempontjából mégis érdekesek. Itt említhetők az ún. szuperföldek, a Jupiternél kisebb, de Földnél nagyobb tömegű objektumok, ám itt a tömeg alapján nem mindig lehet eldönteni, hogy az adott égitest az Uránuszhoz és Neptunuszhoz vagy inkább a Földhöz hasonló, azaz szilárd felszínű planéta. Emellett lehetnek „utólag született Földek” is, amelyek egy óriásbolygó bevándorlását, és az eredetileg kialakult Föld típusú bolygók kiszórását követően, azok helyére lökött törmelékanyagból álltak össze. Fontosak lehetnek továbbá a csillagukhoz közeli pályára perturbálódott, az óriásbolygók körüli vagy azoktól elszabadult jégholdak.

Érdekes objektumok a Naprendszerben

A Naprendszerben asztrobiológiai szempontból a Titan, az Europa és a Mars érdekes a Földön kívül. A Szaturnusz legnagyobb hold­ja, a Titan sűrű nitrogénlégkörében akár aminosavakat is eredményező szervesanyag-szintézis zajlik. Az égitesten több a szénhidrogén, mint a Földön, és a légköri elektromos jelenségek, a Nap ultraibolya sugárzása, a kozmikus sugárzás, valamint a felvillanó meteorok révén összetett kémiai reakciók zajlanak. Emellett a felszín alatti víz−ammónia óceán is érdekes helyszín, amelynek létezésére a Cassini-szonda megfigyelései adtak bizonyítékokat. Sikerült megfigyelni a külső jégpáncél előfordulását a belső és mélyebben lévő, nagyobb sűrűségű jég- és kőzetrétegek felett, amelyet egy folyékony óceán tett lehetővé.

A Jupiter Europa nevű holdjának 10−20 km vastag jégpáncélja alatt szintén folyékony, 50−100 km vastag óceán van. Részben az árapályhatástól repedések képződnek a jégpáncélon, a felszínre pedig a szomszédos Io hold vulkánjai által kipöfékelt kén, kén-dioxid hullik. Utóbbi a jégbe jutva kénsavat alkot, amely a jégpáncél átalakulásai révén a földi globális lemeztektonika működéséhez mérhető időskálán az óceán vizébe jut. A Jupiter magnetoszférájából a holdat érő részecskebombázás a vízmolekulákat részben lebontja. Az így felszabaduló hidrogén elszökik, illetve aktív gyökök keletkeznek, amelyek további kémiai átalakulásokat okoznak a jégben.

Az óceán fenekén lévő vulkáni központokból feláramló meleg víz néhol megolvasztja a jégpáncélt, és összetört ún. káoszterületeket és kisebb sötét foltokat hoz létre. Itt a jég az óceánban oldott anyagokban, különféle hidratált ásványokban gazdagodik, és vöröses-barnás színt ölt. Mindent összevetve a felszín felől oxidált összetevők juthatnak az óceánba, amelynek az alján a vulkáni központok redukált anyagokat bocsátanak a vízbe.

Cseppfolyós vizet egyre több helyen feltételeznek a Naprendszerben. Felszín alatti vízréteg a Ganymedes és a Callisto belsejében is lehetséges. Az Enceladusnál a gejzír jellegű kitörések, a Tritonnál az elméleti modellek utalnak hasonlóra. Az Enceladus déli sarkvidéki, a környező területnél melegebb töréseiből nemcsak vízgőz- és vízjégszemcsék, de szén-dioxid, szén-monoxid, metán, ammónia, továbbá feltehetőleg nátrium tartalmú sók is kilökődnek az űrbe. A Deep Impact szonda megfigyelése alapján pedig az üstökösmagokban is lehetnek vizes mállással keletkezett agyagok, amelyek a kométák élete elején a belsejükben cirkulált folyékony víztől keletkeztek. Sok helyen történhettek tehát vizes kémiai átalakulások.

A Mars asztrobiológiai potenciálja

A Mars asztrobiológiai szempontból a legérde-kesebb és a legkönnyebben vizsgálható célpont. Az alábbiakban a marsi meteoritokban talált esetleges életnyomok, a bolygó ősi környezeti paraméterei és a mai állapotok témakörében foglaljuk össze az elmúlt évek újdonságait.

Az ALH 84001 meteoritban azonosított összetevők és alakzatok együttes jelenlétét egyesek életfolyamatokkal magyarázzák – a kérdésben nincs egyetértés. Még bizonytalanabb az 1,3 milliárd éves Nakhla meteorit, amely 1911-ben hullott le Egyiptomban. Légkörünkben szétdarabolódott, közel 40 töredékének össztömege kb. 10 kg. Mikrométeres törések mentén barnás-fekete, széntartalmú anyagot találtak benne. A repedéseknél iddingsitet (MgO*Fe₂O₃*3SiO₂*4H₂O) is azonosítottak, amely a Földön olivin vizes mállásával keletkezik.

A földi óceánfenéken keletkezett, üveges szerkezetű bazaltok repedésében hasonló anyag található, amelyekben DNS-t azonosítottak. A földi anyag tehát biogén tevékenységgel kapcsolatban keletkezett, de ez a Nakhla meteoriban talált, hasonló széntartalmú anyagról egyelőre nem állítható. Az viszont biztos, hogy repedéseit egykor folyékony víz járta át.

A víz nyomában a Marson

A Mars felszínének vizsgálata az egykori klímára és a víz előfordulására is utal (Gyenizse, 2008). Ma úgy fest, hogy a korai noachi időszakból (3,5 milliárd évvel ezelőttig) fennmaradt folyásnyomok mellett az egykori vízre utaló agyagos mállástermékek is visszamaradtak. Az elmúlt évek eredményei alapján a kezdeti időszakot követően is megjelent a víz a felszínen, igaz, csak alkalmanként.

Újabb vizsgálatok alapján mintegy 3,5 milliárd évvel ezelőtt is folyt víz a Marson. Utóbbi folyásnyomok kialakulásához alkalmanként 10–100 ezer éves nedves időszakok szükségesek – akárcsak például a földi sivatagos és félsivatagos területeken. A Valles Marineris-árokrendszerhez közeli (de nem a benne található) világos üledékes kőzetekhez idős folyásnyomok kapcsolódnak. Utóbbi megfigyelések és a számítógépes modellek alapján itt 3,0−3,7 milliárd évvel ezelőtt is folyt még víz a felszínen, ezekből váltak ki a kérdéses anyagok.

Az egykori vizes állapotokra opálok is utalnak, amelyek szintén vízfolyásnyomokhoz kapcsolódnak. Ezek szilikátos anyagában 1−20% közötti a víztartalom. Még kétmilliárd évvel ezelőtt is kelet-keztek a bolygón, tehát ekkor is lehetett alkalmanként víz a felszínen. Gyakran a hűvös és savas vizekből kivált vas-szulfátokkal együtt figyelhetők meg. Opálhoz hasonló ásványokat a Spirit marsjáró is talált a Gusev-kráterben, ahol az talán utóvulkáni oldatokból válhatott ki.

A Gusev-krátert az ősi tavi állapot után vulkáni lávafolyás borította be, amelyben egy ideig még forró vizes oldatok cirkuláltak, kialakítva a Spirit által véletlenül kiásott világos, szilícium-dioxidban gazdag anyagokat (3. ábra). A Meridiani-síkságot, az Opportunity szonda leszállóhelyét 200−800 m közötti vastagságban borítják szulfátos üledékek. A terület nem zárt medence, a rétegek talán az ősi északi óceán itt húzódó partján képződtek, a feltételezett partvonal mentén máshol azonban nem találunk hasonló üledékeket. Számítógépes szimulációk alapján az ősi Marson 4,5 milliárdtól 3,7 milliárd évvel ezelőttig terjedő időszakban az esőből avagy olvadó jégből beszivárgó felszín alatti vizek észak felé áramlottak, és a modell alapján a Meridianisíkság térségében egykor sok forrás bukkant ki vasban gazdag, savas kémhatású vízzel a felszínre, ahol a víz elpárolgott, az oldott anyagok pedig kiváltak belőle. A Meridiani-síkság ekkor sós-homokos dűnékből és kisebb tócsákból, tavakból állt.

A felszín alatti víz fontos az asztrobiológiai kutatásokban (3. ábra), a Marson az elméleti modellek mellett megfigyelések is utalnak egykori jelenlétére. A Földön az élet keletkezése elképzelhető, hogy vulkanikusan fűtött kőzetek repedéseiben, vízzel átjárt környezetben történt. A víz itt vulkáni gázokban gazdagodott, sok anyagot oldott ki a kőzetekből, amit a belső hő is elősegített. Hasonló környezetek a vörös bolygón is lehettek.

Régóta elterjedt nézet, hogy a Mars az ősi légkörét alkotó szén-dioxid- és vízmolekulák többségét a világűr felé elvesztette. A bolygó viszonylag csekély tömege és gyenge gravitációs tere miatt nem tudta megtartani a sűrű atmoszférát. Ebben működött közre a mágneses dinamó korai leállása is, amely nem védte a légkört a napszél erodáló hatásától. Emellett egyéb folyamatok, például kisbolygók és üstökösök becsapódásai is csökkent-hetik az atmoszféra mennyiségét. A gázvesztés elgondolását támogatták a Phobos–2 szonda meg­figyelései 1989-ben, és sok modellt igazítottak e mérésekhez. Az európai Mars Express szon­da ASPERA–3 detektorának mérései alapján a bolygó jelenleg kb. 20 g gázt veszít másodpercenként, amely azonban csak közel 1%-a a Phobos–2 mérései alapján becsült értéknek.

Ha a légkör vesztésének utóbbi mértéke a Mars teljes fejlődésére érvényes, akkor globális egyenértékként mindössze néhány centiméternyi vízborítást veszíthetett. A megszökött szén-dioxid mennyisége pedig 0,2 és 4 millibar közötti nyomást adó gázéval egyenértékű − eszerint az eredeti légkörnek ugyancsak töredékét, nagyságrendileg ezredét veszíthette el. Ha mindez igaz, hatalmas fagyott, és ásványokban kémiailag kötött, felszín alatti víz- és széndioxid-készletek lehetnek. Széndoixidot kötő karbonátokra nem akadtak jelentős mennyiségben. Nemrég azonosították az első nagyobb karbonátos üledékes összletet, amely alapján szintén elképzel-hető, hogy jelentős szén-dioxid-készlet tárolódik a felszín alatt.

Szerves anyagok annak ellenére nincsenek a felszínen, hogy a Marsra kb. évi száz tonna szerves anyag hullhat – a bolygóról származó meteoritokban ellenben előfordulnak. A Carnegie Intézet kutatói az észak-európai Spitzbergák területén vulkáni kőzeteket tanulmányoztak, amelyek kb. egymillió évvel ezelőtti kialakulásuk óta sarkvidéki hidegben voltak. Az itt talált szerves anyag a marsi ALH 84001 meteoritban megfigyelthez hasonló, mikroszkopikus gömbökben csoportosult, magnetit kristályokhoz kapcsolódva. A földi vulkáni kőzetek repedéseiben azok hűlésével párhuzamosan széndioxidot tartalmazó víz cirkulált. Ez a magnetit ásványokkal mint katalizátorokkal érintkezve részben egyszerű szerves anyagokká alakult. Ez kedvez annak az elgondolásnak, hogy a földi élet kialakulásához szükséges szerves építőkövekhez hasonlók a Marson is megjelentek, de nem bizonyítja a marsi meteoritban talált szerves anyag biogén eredetét.

Kihívások az élet számára

A mai felszín alatti élet lehetőségét csak elméletileg vizsgálhatjuk. A vulkáni kalderák és lávafolyások kora alapján az elmúlt öt−ötvenmillió évben több helyen is lehetett vulkáni tevékenység a bolygón. Elképzelhető, hogy a magmakamrák még adnak annyi meleget, hogy a környezetükben cseppfolyós maradjon a víz. Emellett a légköri metán is utalhat felszín alatti biogén tevékenységre – de biztos ismeretek itt még nincsenek.

A felszíni vagy ahhoz közeli élet lehetősége nehezen, de azért vizsgálható. Egy itt található élőlénynek az alábbi kihívásokkal kell szembenéznie napjainkban:

Erős ultraibolya sugárzás: a hosszú hullámhosszú UV-komponens a földihez hasonló, de a rövidebb hullámhosszú (UVA- és UVB-) sugárzás sokkal intenzívebb. A légkör nem képes az élőlények által tolerálható szintre csökkenteni a sugárzást, bár porviharok idején lényegesen csökken a felszínt elérő fluxus. A felszíni szén-dioxid-jégből 2–4 méter, a vízjégből méter, a hó állapotú H2O-ból centiméter vastag réteg ad elegendő védelmet. Kőzetanyagból pedig mindehhez 1–2 mm vékony réteg is elég, amely a fotoszintézishez szükséges fénymennyiséget még átengedi.

Agresszív kémiai környezet: a felszínen az UV sugárzástól és a portölcsérekben (mini tornádókban) fellépő elektromos erőtértől oxidánsok (például hiperoxid) keletkeznek, melyek lebontják a szerves anyagot.

Vízzel kapcsolatos problémák: Száraz légkör: az átlagos légköri vízgőztartalom 10 mikrométer egyenértékű, amely alkalmanként 100 mikrométer közelébe is felmehet, de 1 mikrométer alá is süllyedhet. Esetenként, főleg magas szélességen és éjszaka, a relatív nedvességtartalom telített, ekkor csapadék válik ki a felszínen.

Elérhető víz: egy élőlény számára elérhető vízmennyiséget a relatív nedvességtartalommal (vízak-tivitással, aw) jellemzik, amely legfeljebb 1 (tiszta víz) lehet, majd a hőmérséklet csökkenésével, a víz sótartalmának és a jég arányának növekedésével

 csökken, jégben -40 °C-on például 0,67. Az ellenálló földi élőlényeknek minimálisan kb. 0,6 körüli vízaktivitás szükséges, ekkor főleg légköri vízpárából fedezik igényüket. A Marson sajnos (főleg nagy hidegben) elég magas az értéke.

Víz előfordulása: a felszínen, illetve kis mélységben: vizet a jégsapkákon kívül két alacsony szélességű foltban, az északi pólussapka körüli dűnemezőben, a sarkvidéken a jégsapka környezetében néhány cm-rel a felszín alatt, valamint néhány sziklagleccser belsejében sikerült eddig kimutatni.

Kedvezőtlen viszonyok: a fentiek együttesen nem kedveznek a víz megjelenésének. Bár a megolvadáshoz szükséges hőmérséklet előfordul a Marson, de a szárazság miatt a jég elszublimál az olvadáspont elérése előtt. Kérdés, hogy vannak-e a Marson olyan helyszínek/viszonyok, amelyeknél elérhető víz és megfelelő hőmérséklet együttesen van jelen (4. ábra).

Alacsony hőmérséklet (Kuti, 2009): a földi élőlényeknek legalább -20 °C kell a metabolizmushoz, amely alkalmanként előáll a Mars felszínén, de ennél alacsonyabb hőmérsékleten is már elszublimálhat a jég. Ezért a vízmolekulákat erősen kötő anyagok szükségesek, amely akár egy képzeletbeli élőlény belseje is lehet. Ilyenek különböző erősen higroszkópos tulajdonságú anyagok, de a diffúziót lassító felszíni portakaró is korlátozhatja a vízmolekulák elszökését.

Energiaforrások: a felszínen a napsugárzás, a légköri fotokémiai termékek, a felszín alatt a kőzet−víz reakciók, főleg a felszabaduló hidrogén és a geotermikus hővel kapcsolatos reakciók jöhetnek szóba energiaforrásként.

Elképzelhető, hogy az éghajlati változások (Kereszturi, 2007) nyomán átmenetileg a közelmúltban is megjelent a víz a felszínen. A tengelyferdeség változásával a sarki jégsapkák anyaga időnként alacsonyabb szélességre vándorol, majd visszatér a pólusokra. Eközben nemegyensúlyi állapotok lépnek fel, és a jég megolvadhat. Talán ezzel kapcsolatos, hogy a Phoenix szonda az északi sarkvidéken néhány centiméter mélyen karbonátokat, agyagásványokat és olyan sókat talált, amelyek folyékony vízből válhattak ki. Az elmúlt millió években több olyan időszak is lehetett, amikor itt vékony vízfilm borít-hatta a regolit szemcséit, és kémiai változásokat generált. Egyes megfigyelések és elméleti modellek alapján az sem zárható ki, hogy mikroszkopikus méretskálán napjainkban is megjelenhet a víz (Möhlmann, 2004). A Mars tehát érdekes és a mai technológiával vizsgálható asztrobiológiai célpont.

Földi ősleves, kozmikus fűszerek

A földi élet keletkezését megelőző prebiotikus folyamatokat is befolyásolták kozmikus tényezők. Stanley Miller kísérlete óta tudjuk, hogy egyszerű szerves anyagok abiogén úton is keletkezhetnek villámoktól, ultraibolya sugárzástól. A fontos összetevők légköri keletkezésére a Titan mutat érdekes példát. A korai Földön is elképzelhető hasonló, az ultraibolya napsugárzástól képződött szmogréteg, ahol hosszú molekulaláncú, szén alapú anyagok keletkeztek. De szerves összetevők a kőzetek repedéseit átjáró forró vizes oldatoktól és a becsapódó testek keltette légköri lökéshullámok hatására is létrejönnek − mindezek felett pedig magukban a meteoritokban is érkeztek.

A kondrit meteoritok szülőégitestjeinek repedéseiben víz cirkulálhatott, kémiai reakciókat kiváltva. Ezek a meteoritok laza szerkezetük miatt a légkörben néha szétporladtak, és hamar lelassultak, aminosavakkal és építőköveikkel bombázva az ősi Földet. Az EET 92042 és GRA 095577 jelű meteoritban az ami­nosavak és a fehérjék koncentrációja a más meteoritoknál jellemző max. 15 ppm helyett 180, ill. 249 ppm volt. A szenes kondritok anyagának 1–3%-a is lehet szén alapú összetevő, amelynek harmadát sokgyűrűs aromás szénhidrogének (PAH-ok) tehetik ki.

A Murchison-meteorit például közel hetvenféle aminosavat tartalmaz, közülük csak hatot használnak a földi élőlények − emellett az RNS egyik építőköve, egy nukleotidbázis is megtalálható az anyagában. A Tanzániában 1938-ban hullott Ivuna nevű, 705 grammos meteoritban pedig az aminosavak közül a prebiotikus fejlődésben fontos b-alanint és a glicint azonosították. Mindent összevetve, a becsapódások és a fent említett más folyamatok együttesen évente közel 108−1010 tonna szerves anyagot termeltek bolygónk első százmillió éve során. A becsapódó üstökösmagokban is jöhetett vízjég és szerves anyag, utóbbiak közül a glicint azonosították a Wild-2 üstökös magjában.

Ugyanakkor az ősi becsapódások kellemetlenek is lehettek. A 300−400 km-es objektumok ütközései akár a teljes világtengert elpárologtatták. Ettől forró vízpáralégkör és erős üvegházhatás alakult ki, és maradt fent ezer évekig. Ilyen becsapódásokra legutóbb négymilliárd évvel ezelőtt kerülhetett sor.

Extrém élőlények és földi analógiák

Az extrém hidegben vagy melegben, sós, illetve savas, avagy lúgos környezetben, akár több km mélységig előforduló extremofilok mint földi analógiák vizsgálata sok érdekes eredményt hozott. Tűréshatáraikat többféle állapotban is vizsgálhatjuk: 1. amikor az élőlények szaporodni is képesek; 2. amikor csak anyagcserére képesek; 3. amikor tetszhalott állapotban inaktívak, de megfelelő viszonyok esetén még életképesek; és elkülöníthető, amikor már sosem lesznek életképesek (Gánti, 1971). A jelenleg ismert határokról és néhány példa taxonról az 1. táblázat nyújt áttekintést.

Fentiek alapján bolygónkon a forró vulkáni központokat és a leghidegebb terüle­teket kivéve sok helyen megélnek egyes extremofilek. A felszín alatt több km mélységig előfordulnak, amelyek kemoszintézissel, napfény nélkül élnek, és a kőzet−víz kölcsönhatásokkal keletkező hidrogént, hidrogénszulfidot, metánt és szénhidrogént használnak fel.

A tetszhalott állapot időtartamát az összetevők lebomlásának sebessége erősen befolyásolja. Az alacsony hőmérséklet a lassú kémiai reakciók miatt segít ebben, a felszín alatti helyzet pedig a kozmikus sugárzástól véd. Kiszáradt állapotban a sejt citoplazmájában lévő kevés vízmolekulából az ultraibolya sugárzástól kevesebb reakcióképes és roncsoló gyök keletkezik. A túléléshez ideális a sporuláció, amikor egy endospórát alkot a sejt, és ez extrém viszonyokat is túlél, majd megfelelő körülmények közé kerülve éled újra. A tetszhalott állapotban kibírt időszakra már sok éve elfogadják a két–négymillió évet, megbízhatónak tekintik a huszonöt–harmincmillió éves Bacillus sphaericus példányainak újraéledését is (Cano − Borucki, 1995). Vita tárgyát képezi az eddigi rekorder, a 250 millió éves 2-9-3 jelű baktériumfaj, amely perm korú sókristályokból került elő, és egyes szakemberek szerint életképesnek bizonyult.

Az extremofilek és élőhelyeik (sivatag, permafroszt, jégtakaró, magashegy, vulkáni környezet) tanulmányozása támpontot adhat a Földön kívüli élet kutatásához. Népszerűek például a vastartalomtól vöröses felszínű antarktiszi szárazvölgyek, ahol a talaj felső rétegében alkalmanként sós oldatok mozognak, illetve válnak ki. Ugyanitt a Marson megfigyelhető sárfolyásokhoz hasonló alakzatok is vizsgálhatók. Az antarktiszi völgyekben ritka a vízfolyás, de a kierodált mélyedés alatt, a szemcsék között tartósan áramlik az olvadékvíz. A kis völgyben mint domborzati csapdában dér és hó rakódhat le, amely alkalmanként megolvadhat.

Sivatagokban nedvességcsapdaként szolgál a kőzetek málladéktakarójának szemcséi közötti tér. Sivatagi máznak általában a legkülső, vékonyabb bevonatot nevezik, míg ez alatt több mm mélységig szintén lehetnek élőlények a mállási kéregben, amelyet kriptobiotikus kéregnek neveznek (Pócs, 2009). Az Atacama-sivatagból származó mázakban ATP-molekulák alapján baktériumokat mutattak ki a legszárazabb vidékeken is. A máz alatt található 2–4 mm vastag mállási kéreg a hőingástól, a kiszáradástól, az erős sugárzásoktól védi az élőlényeket − de a fotoszintézishez elég fényt enged be. A fénymennyiség 2–4 mm mélységig is elegendő az egyszerű élőlényeknek. Bolygónkon mesterségesen is teremthetünk olyan viszonyokat, amelyek a marsbéliekhez hasonlítanak. Az ún. Mars-szimulációs kamrákban alkalmanként meglepően ellenállóknak mutatkoztak egyes élőlények (Horváth et al., 2006).

A pánspóra elmélet

A pánspóra és pánspermia elméletek szerint élőlények a világűrbe is kijuthatnak, és ha tetszhalott állapotban túlélik az ott uralkodó körülményeket, megfelelő viszonyok közé kerülve ismét életre kelhetnek, élettel „fertőzve meg” egy másik égitestet. Egy nagy becsapódás a felszínközeli kőzeteket úgy lövi ki, hogy bennük az ellenálló mikrobák kevéssé roncsolódnak. Svante Arrhenius 1908-ban vetette fel, hogy a földi globális mágneses tér segítségével is kerülhetnek baktériumok az űrbe. Az egysejtűeket a felszínről zivatarok elektromos jelenségei és szelek juttathatják fel 10−50 km magasba. Itt szaporodnak, és alkalmazkodhatnak az erősebb sugárzáshoz, kisebb légnyomáshoz és hideghez.

Az egysejtűek felületén megtapadó töltések a mágneses térrel kölcsönhatnak, és ha a felfelé mutató erő meghaladja a gravitációs erőt, akár több 100 kilométeres magasságba is emelkedhetnek a baktériumok. Innen aztán a magnetoszféra segítségével, például az ún. magnetoszferikus buborékok erővonalaihoz tapadva távolodhatnak el bolygónktól.

Az egyszerű élőlények tetszhalott állapotban, rövid idő alatt nem feltétlenül szenvednek el akkora sugárterhelést az űrben, hogy többé már ne legyenek életképesek. Hosszabb időt pedig megfelelő sugárvédő réteg segítségével, pl. egy kőzet belsejében vészelhetnek át. Ekkor viszont már a kődarab saját radioaktivitása a korlátozó tényező. Végül a légköri belépést és felizzást kell „túlélnie” az inaktív élőlénynek, amelyre szerencsés esetben van esély: a meteorikus testnek csak a külső rétege melegszik át, belül hűvös marad. A nagy sebességű becsapódás pedig a légkörben bekövetkező szétdarabolódás esetén kerülhető el.

Egy adott bolygórendszeren belül sokkal nagyobb az esély az élet ilyen vándorlására, mint hogy a kirepült test egy másik csillag körüli planétán landoljon. A Chicxulub becsapódás alkalmával például kb. 10⁹−10¹⁰ t anyag repült ki a Földről, amelyből a hozzánk száz fényévnél közelebbi csillagok környezetébe csak gramm nagyságrendű mennyiség juthatott el. Jelenleg évente tonnányi nagyságrendű anyag hagyhatja el a Naprendszert.

Kozmikus hatások bolygónkra

A bolygórendszeren belüli hatások közül legfonto-sabbak a becsapódások. Ezek a krátert kialakító és ásványokat átalakító hatásuk (Mihályi et al., 2008); elfújhatják a légkört, megváltoztathatják az éghajlatot (például egyes földi kihalások esetében), és átmenetileg lokálisan megemelhetik a hőmérsékletet. Szerves anyagokat juttathatnak a felszínre, és akár élőlények égitestek közötti vándorlásában is közreműködhetnek. A Naprendszer korai időszakában a Jupiter és a Szaturnusz sok apró égitestet szórt ki, enélkül sokkal több becsapódás történt volna a Földön is. Az árapályhatástól pedig változhat a belsőben felszabaduló energiamennyiség, ami jeget olvaszthat (például Europa) vagy vulkáni aktivitást okozhat (például Io).

A légkört érő kozmikus sugárzás (nagyenergiájú atommagok) elősegítik az aeroszolok és a felhők képződését. Erős napaktivitáskor pedig az intenzívebb napszél kevesebb töltött részecskét enged a Föld légkörébe, amitől gyengülnie kellene a felhőképződésnek. Az elméletileg várható kapcsolatot azonban mérésekkel egyelőre nem sikerült kimutatni. A bolygók fejlődésére ható külső tényezőket az 5. ábra foglalja össze.

A lakhatóság fogalma

Az asztrobiológiában régóta használt, gyengén definiált fogalom a lakhatóság. Szűkebb értelemben azt jelenti, hogy egy adott környezet biztosítja-e a földihez hasonló élet kialakulásának és fennmara-dásának lehetőségét. Utóbbit numerikusan jellemezni ma még nem lehet, ezért egyszerűbb közelítésére a lakhatósági zónákat használják. Ezek azon térségek egy csillag körül, ahol egy Földhöz hasonló bolygó felszínén stabilan létezhet folyékony víz. Belső határán a víz a tropopauzán keresztül a felsőlégkörbe, onnan pedig az űrbe szökhet. Külső határát nagyjából a légköri szén-dioxid kifagyása jelenti. A lakhatóság szempontjából fontos még, hogy a csillag sugárzása stabil legyen. A sok flert produkáló égitestek időnként lenyomják a bolygólégkörökben az ionopauzát, amitől gyorsul a légkörvesztés.

Dinamikai szempontból elkülöníthetők a Nap-rendszerünkben megfigyelt, óriásbolygókon belüli lakhatósági zóna, a forró Jupiter típusú exobolygók-nál az óriásbolygóknál távolabb lévő zóna, és amikor maga az óriásbolygó van a zónában − itt az égitest holdjai lehetnek érdekesek. A lakhatósági zónákkal kapcsolatban probléma, hogy modelljeik ke­vés tényezőt vesznek figyelembe. Emellett nem ismert eléggé a szén-dioxid-felhők üvegházhatása, és a vulkáni aktivitás fűtőhatásával sem számolnak. Az élet kialakulásához nem biztos, hogy felszíni víz kell – a felszín alatt pedig a belső hő vagy árapály-hatás sok helyen olvaszthatja meg a jeget a csillagtól távol is.

Elméletileg egy csillag galaktikus környezete is hat bolygóján az élet fejlődésére, de itt még bizonytalanabb a helyzet. A porban szegény csillagközi zónákban kevesebb szemcse juthat egy bolygórendszer belsejébe és a bolygók légkörébe, ami elméletileg csökkentheti a kondenzációs magvak számát és a felhőborítottságot.

A galaxisok központi fekete lyukainak környéke vagy a csillagkeletkezési régiókban bekövetkező gyakori szupernóva-robbanások sugárzásai is kellemetlenek. A feltételezések alapján extrém nagy tömegű csillagok életének végén bekövetkező hipernóva-robbanások vagy összeolvadó neutroncsillagok kiváltotta gammavillanások hatása is jelentős, amelyek fotokémiai szmogréteget hozhatnak létre. Megnövelik a légköri nitrogén-oxidok és csökkentik az ózon arányát. Az ezzel kapcsolatban fellépő savas esők a talajban növelik a nitrátok mennyiségét, aminek kedvező hatása is lehet. Mivel a csillagkeletkezés a spirálkarokban jellemző, ezért merült fel a korotációs zóna mint ideális térség lehetősége, ahol a Nap is megtalálható. Itt az égitestek keringési sebessége a spirálkarok körbefordulási sebességéhez közeli, azaz ritkán keresztezik azokat és az ott található csillagkeletkezési tartományokat.

Hazai kutatások

Az exobolygókkal kapcsolatos hazai kutatások közül kiemelkedik a Hungarian Automated Telescope (HATNet) amerikai−magyar távcsőhálózat (Bakos et al., 2004), amely 2009 februárjáig tizenegy fedési exobolygót talált. A magyar ötlet alapján készült távirányítású robotteleszkóp-rendszert itthon tervezte és épí­tette Sári Pál, Papp István és Lázár József (Magyar Csillagászati Egyesület) Bakos Gáspár (korábban MTA KTM CSKI, ma Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ) vezetésével. A bolygókeresés szoftveres oldalára Kovács Géza (MTA KTM CSKI) dolgozott ki hatékony módszereket. Exobolygókkal is kapcsolatos a Magyar Asztroszeizmológiai Csoport munkája, amelynek eredményeit a V391 Pegasi b jelű exobolygó felfedezéséhez használták fel. A Szegedi Tudományegyetem és a Szegedi Csillagvizsgáló munkatársai (Simon et al. 2007) az exobolygókkal és holdjaikkal kapcsolatos modellezésen dolgoznak. Az ELTE Csillagászati Tanszékén pedig a távoli planéták pályaelemeinek stabilitásával kapcsolatos számításokat végeznek Érdi Bálint vezetésével (Érdi − Sándor, 2005).

A Collegium Budapest Institute for Advanced Study intézetben az Európai Űrügynökség és a Magyar Űrkutatási Iroda támogatásával működő Mars Asztrobiológia Kutatócsoport a Mars felszíni viszonyait, a víz időszakos megjelenési lehetőségét és potenciális földi analógiákat, extremofil szervezeteket vizsgál (Szathmáry et al., 2007). A szerves anyagok ultraibolya sugárzásra adott reakcióját tanulmányozzák az MTA–SE Biofizikai Kutatólaboratóriumában. Rontó Györgyi és Bérces Attila vezetésével hazánk is részt vesz a világűri kitettségi vizsgálatokban, ahol a kozmikus sugárzás hatását tanulmányozzák, részben a pánspóra-elmélet szempontjából.

Az asztrobiológiai ismeretek és módszerek az egyetemi oktatásban is hasznosak a téma érdekessége és az eltérő tudományterületek közötti kapcsolódási pontok miatt. Asztrobiológiai kurzusok hangzottak el az ELTE Csillagászati Tanszéke szervezésében Almár Iván és Illés Erzsébet vezetésével 1997-ben, később a Szegedi Tudományegyetemen, és az ELTE Természetföldrajzi Tanszékén. A nagyközönséget célozza meg az Origo online Origo asztrobiológia kurzus című cikksorozata, amelynek részeit alkalmanként 10–15 ezer olvasó böngészi (Simon − Kereszturi 2009).

Az eltérő tudományterületek és a műszaki szakemberek kooperációjára ideális keretet nyújt az asztrobiológa. A fejlesztés alatt álló űrteleszkópok tervezésénél geológusok, biológusok, meteorológusok és vegyészek mérnökökkel együtt dolgoznak, hogy a berendezések képesek legyenek a légköri összetétel meghatározásán túl felhőket, víztükröt, éghajlati jellemzőket kimutatni az exobolygókon. A színképekben talán a szárazföldeket sokáig borító, baktériumokból álló bevonathoz hasonlót, esetleg klorofilt is azonosíthatnak. Eközben a Mars-szimulációs kamrából nyert eredményeket az antarktiszi McMurdo-szárazvölgyek megfigyeléseivel szintetizálva tervezik a következő Mars-szondákat, amelyek életnyomokat kereső műszereit az Atacama-siva-tagban is tesztelik, szintén asztrobiológiai projektek keretében.

Kulcsszavak: asztrobiológia, Földön kívüli élet, Mars, Europa, Titan

IRODALOM

Almár Iván (1999): A SETI szépsége. Vince, Budapest

Bakos Gáspár Á. − Noyes, R. W. − Kovács G. − Stanek, K. Z. − Sasselov, D. D. − Domsa I. (2004): Wide-field Millimagnitude Photometry with HAT: A Tool for Extra-Solar Planet Detection. Publications of the Astronomical Society of the Pacific –PASP. 116, 266–277. http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/ 10.1086/382735

Cano, Raul J. − Borucki, Monica K. (1995): Revival and Identification of Bacterial Spores in 25- to 40-million-year-old Dominican Amber. Science. 268, 5213, 1060–1064.

Érdi Bálint − Sándor Zsolt (2005): Stability of Co-Orbital Motion in Exoplanetary Systems. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 92, 1–3, 113–121.

Gánti Tibor (1971): Az élet princípiuma, Gondolat, Budapest

Mihályi Krisztián – Gucsik A. – Szabó J. (2008): Drainage Patterns of Terrestrial Complex Meteorite Craters: A Hydrogeological Overview. 39th Lunar and Planetary Science Conference #1200.

Gyenizse Péter (2008): Planetomorfológia. In: Lóczy Dénes (szerk.): Geomorfológia II. Dialóg Campus, Budapest–Pécs, 305–362.

Horváth András − Gánti T. − Bérczi Sz. − Pócs T. − Kereszturi Á. − Sik A. (2006): Marsi dűnefoltok: az élet lehetősége a Marson? Magyar Tudomány. 11, 1357–1375.
Kereszturi Ákos (2007): Éghajlatváltozás a Marson I–II. Légkör. 52, 2, 12–17., 52, 3, 6–9.

Kereszturi Ákos − Simon Tamás (2005): Asztrobiológia. In: Mizser Attila – Taracsák G. – Szabados L. (szerk.): Meteor csillagászati évkönyv. Magyar Csillagászati Egyesület, Budapest, 190–218.

Kuti Adrienn (2009): Thermal Behavior of Dokka Crater and Its Surroundings in the North Polar Region of Mars. 40th Lunar and Planetary Science Conference #1006.

Mizser Attila − Kereszturi Ákos (2003): The Astrobiology Matrix and the “Drake Matrix” in Education. 34th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1114.

Möhlmann, Dietrich T. F. (2004): Water in the Upper Martian Surface at Mid- and Low-latitudes: Presence, State, and Consequences. Icarus. 168, 318–323.

Pócs Tamás (2009): Cyanobacterial crust types, as strategies for survival in extreme habitats. Acta Botanica Hungarica. 51, 1–2, 147–178. http://www.colbud.hu/esa/publications/ Cyanobacterial_crust_types.pdf

Simon Tamás − Kereszturi Ákos. (2009): Online Astrobiology Course in Hungary. 40th Lunar and Planetary Science Conference abstract 1048.

Simon Attila − Szatmáry K. − Szabó Gy. M. (2007): Determination of the Size, Mass, and Density of ”Exomoons” from Photometric Transit Timing Variations. Astronomy & Astrophysics. 470, 727–731.

Szathmáry Eörs − Gánti T. − Pócs T. − Horváth A. − Kereszturi A. − Berczi Sz. − Sik A. (2007): Life in the Dark Dune Spots of Mars: A Testable Hypothesis. In: Pudritz, Ralph – Higgs, P. – Stone, J. (eds.): Planetary Systems and the Origin of Life. Cambridge Astrobiology Series III., Cambridge University Press