De zoektocht naar leven en water in de ruimte is op dit moment een zoektocht naar bewoonbaarheid. Nu de zoektocht naar leven op het punt staat het zonnestelsel te verlaten, is het belang ervan de afgelopen tien jaar snel toegenomen. Het is dus zinnig om dat onderwerp nu bij de kop te pakken: wat is een bewoonbare zone?

 

Vroeger bedoelden we met de bewoonbare zone rond een ster het gebied dat niet te dicht bij die ster lag (waar vloeibaar water verdampte) en niet te ver ervandaan (waar water alleen bestond als ijs). De precieze afstanden hangen dan natuurlijk af van de ster en van de energie die deze afgeeft. De aarde is de enige planeet binnen de bewoonbare zone van de zon.

Astronoom Rami Rekola vertegenwoordigt het traditionele Goudhaartje-denken als hij schrijft: “De druk en temperaturen waarbij vloeibaar water kan bestaan, kunnen gevonden worden in gebieden met voldoende, maar niet te veel warmte en met een aanwezige, maar niet te dichte atmosfeer. Interstellaire gaswolken zijn te ijl en koud, de atmosfeer van sterren is te heet, hemellichamen die op korte afstand rond een ster draaien, zijn te heet en lichamen die heel ver van een ster staan, zijn te koud – tenzij ze een eigen plaatselijke warmtebron hebben. Lichamen die te klein zijn, kunnen geen atmosfeer vasthouden – afgezien van asteroïden, kometen, kleine manen en kleine planeten. De conclusie is dat bewoonbare zones gevormd worden op manen en planeten die op de juiste afstand van hun moederster staan en een permanente atmosfeer hebben.”

Water op manen Die basisbeperkingen hebben ook altijd mede de richting bepaald van onze zoektocht buiten ons eigen zonnestelsel. Terwijl we meer exoplaneten vinden – planeten die rond andere sterren draaien – zoeken we meestal in de zones die we zouden kunnen definiëren als de ‘Goudhaartje-zone’ rond die sterren. Maar geleidelijk aan zijn die beperkingen afgezwakt. De voorspelling en vervolgens ontdekking van vloeibaar water op manen in het buitenste deel van ons zonnestelsel – waaronder Europa en Enceladus – was één factor, al passen deze manen voor een deel wel binnen de definitie van Rekola. Hun vloeibare water bestaat dankzij de getijdenkrachten waaraan ze onderhevig zijn doordat ze zich door het intense zwaartekrachtveld van hun moederplaneet bewegen. Op een zeker punt tijdens hun baan is de aantrekkingskracht aan één kant sterker dan aan hun andere kant, waardoor de manen vervormd raken. Terwijl de maan om de moederplaneet draait, verbuigt de zwaartekracht de vorm van de maan en daardoor warmt die op. Het ijs op de manen dat geheel vast zou moeten zijn, gezien hun afstand tot de zon, smelt gedeeltelijk.

“Lang geleden hebben we twee begrippen geïntroduceerd: de ‘relatief verwarmde bewoonbare zone’, waarin de aarde zich bevindt, en de ‘door getijdenwerking verwarmde zone’, waarin Europa en Enceladus zich bevinden,” zegt astrobioloog Chris McKay van het Ames Research Center van NASA in Moffet Field. “Deze zones verschillen sterk van elkaar en voor beide zouden we naar de kans op leven moeten kijken. Maar op dit moment kunnen we dit soort objecten in de door getijdenwerking verwarmde zones elders niet detecteren. We kunnen geen Europa’s en Enceladussen opsporen rond de reuzenplaneten van andere sterren.” Dit is een probleem voor het onderzoek naar exoplaneten, voegt hij eraan toe, want het betekent dat we bij onze zoektocht veel planeten missen. “Denken we dat we ze allemaal hebben? We hadden geen vloeibaar water voorspeld op Europa en Enceladus; we zijn er toevallig op gestuit. Misschien kan er zo ook water aanwezig zijn in en op werelden waar we zelfs niet eens aan gedacht hebben.”

De traditionele definitie van de bewoonbare zone betekent ook dat vloeibaar water gezocht wordt rond zonachtige sterren, en tegenwoordig lijkt zelfs dát te beperkt.

Vroeger dachten astronomen dat sterren met een veel grotere of kleinere massa dan die van onze zon, biologie en dan met name de evolutie van complex of intelligent leven onmogelijk zouden maken. Omdat hun kernreacties zich met een verhoogde snelheid voltrekken, branden de zwaarste sterren hun voorraad waterstof te snel op, in maar iets meer dan een paar miljoen jaar, en dat is niet lang genoeg voor de tijdspanne van miljarden jaren waarin het leven dat wij op aarde zien, kan ontstaan. Sterren met een lage massa branden juist langzaam en de energie die ze afgeven, werd zo zwak geacht dat een planeet die om zo’n ster heen draait, er wel heel dichtbij moest staan om vloeibaar water te kunnen hebben.

In zo’n kleine baan is de planeet door getijdenwerking vastgeklonken aan de ster, wat betekent dat hij altijd met dezelfde kant naar de ster gericht blijft staan – in ons zonnestelsel gebeurt dat tussen de aarde en de maan. Deze planeten konden geen vloeibaar water vasthouden, dacht men, omdat de atmosfeer van een planeet met zo’n getijdenslot aan de kant die op de ster was gericht zou verkoken, en aan de andere kant zou bevriezen.

Veranderende opvattingen Die opvattingen zijn, als gevolg van verschillende factoren, aan het veranderen. Nu er steeds vaker tegen de verwachting in leven wordt ontdekt in extreme habitats op aarde, zoals bij hydrothermale bronnen in de duisternis van de oceaanbodem, zijn we anders gaan aankijken tegen de mogelijke grenzen voor levende dingen. De ontdekking van vloeibaar water op plekken in ons zonnestelsel waar dat niet werd verwacht, heeft ons mogelijke nieuwe habitats opgeleverd. En nu we sterrenstelsels buiten ons eigen zonnestelsel kunnen zien, is ook het aantal werelden waar we leven kunnen ontdekken, vergroot. Er zijn zelfs astronomen die betogen dat sommige sterren met een lage massa, M-dwergsterren, wel eens de beste en meest waarschijnlijke locaties kunnen zijn voor bewoonbare planeten die vele miljarden jaren bewoonbaar kunnen blijven. M-dwergsterren maken samen minstens 75 procent uit van alle sterren die we zien en de helft van de sterrenmassa in de Melkweg. Hun planeten zijn misschien niet blauw en hebben misschien geen oceanen aan hun oppervlak, zoals de aarde, maar ze zijn toch tenminste de moeite van nadere beschouwing waard.

M-klassesterren Sterren worden alfabetisch geclassificeerd, van de heetste en zwaarste tot de koelste – O, B, A, F, G, K, M en L. Elke letter heeft zelf ook een fractionele verdeling van nul tot negen, van de heetste naar de koudste in die klasse. Volgens dit classificatiesysteem is onze zon een dwerg G2-ster. De grootste sterren zijn het heetst en branden snel op, terwijl M-dwergsterren heel lang stabiel kunnen blijven – theoretisch van vijftig miljard jaar voor de grootste M- klassesterren tot triljarden jaren voor de kleinste. Tot nu toe heeft in de geschiedenis van de Melkweg nog geen enkele M-dwergster genoeg tijd gehad om aan het eind van zijn leven te komen. Als gevolg van hun lage temperatuur gloeit het licht van deze sterren rood en ze zijn meestal kleiner dan onze zon.

In een artikel waarin ze opnieuw keken naar mogelijke bewoonbaarheid van M-klassesterren beschreef een groep astronomen en biologen welke voordelen zo’n stelsel kon hebben. “Gebaseerd op een eenvoudig energiebalansmodel werd betoogd dat atmosferische warmteoverdracht bevriezing aan de donkere kant kan voorkomen,” schreven ze in het tijdschrift Astrobiology. “Meer geavanceerde driedimensionale klimaatmodellen hebben laten zien dat bij een oppervlaktedruk van een tot twee bar op de meeste delen van het oppervlak vloeibaar water mogelijk is.”

Ze gaven toe dat de magnetische activiteit en de zonnevlammen van de M-dwergen een probleem zouden zijn, omdat daardoor een grote hoeveelheid voor leven schadelijke ultraviolet-B-straling terechtkomt op een planeet met een baan dicht bij de ster. Maar het effect hiervan voor eventueel leven op de planeet kon afgezwakt worden als er geologische of atmosferische processen waren die, net als op aarde, ozon creëerden en het kwetsbare leven aan het oppervlak beschermden.  Hierbij wordt steeds uitgegaan van het ongunstigste scenario voor deze M-klassesterrenstelsels. Niet alle planeten met een krappe baan raken in een getijdenslot en als vloeibaar water vrijelijk over de planeet kan bewegen, kan het de warmte herverdelen zodat de temperatuurverschillen tussen de verschillende plekken op het oppervlak niet al te groot zijn. Ook de specifieke geofysische omstandigheden op een planeet kunnen gunstig zijn voor bewoonbaarheid. Op de donkere kant zou zich een laag ijs kunnen vormen, maar als er geologische activiteit was en er aarde-achtige hoeveelheden thermale warmte vanuit het binnenste van de planeet kwamen, zou die warmte een deel van het water vloeibaar kunnen houden. Sterker nog, als de oceaanbedden op de donkere kant verbonden waren met die op de lichte kant, zou dat volgens wetenschappers kunnen zorgen voor ‘een krachtige waterkringloop’.

De grenzen van de bewoonbare zone (BZ) rond een M-ster, zo concludeerden de wetenschappers in Astrobiology, kunnen bepaald worden door processen die vergelijkbaar zijn met de processen die de grenzen bepalen rond een G-ster als de onze. “De atmosfeer van planeten in de BZ van M-sterren zou heel anders zijn dan wat wij kennen, qua circulatie, straling en chemie,” schreven ze. “Maar als planeten weten te behouden wat ze aan atmosfeer en water bezitten, vormen deze verschillen geen grote belemmering voor hun mogelijke bewoonbaarheid. Bekeken vanuit het standpunt van de atmosfeer- en klimaatwetenschap zouden planeten in de BZ van M-dwergen dan ook een bijna even grote kans hebben om bewoonbaar te zijn als planeten in de BZ van G-sterren.”

Het net dat we uitwerpen op zoek naar leven wordt dus steeds wijder. Rekola schrijft dat de belangrijkste ingrediënten voor leven – water en organische moleculen – overal in het heelal voorkomen. “Interstellaire wolken herbergen veel verschillende organische moleculen en tientallen daarvan – waaronder enkele aminozuren – zijn geïdentificeerd door radioastronomen. Er zijn meteorieten, kometen en asteroïden bekend die een veelheid aan organisch materiaal bevatten. De verspreiding van zware elementen is universeel genoeg om te kunnen zeggen dat de meeste sterrenstelsels dezelfde samenstelling en dezelfde chemische mogelijkheid voor het ontstaan van leven hebben.”  Optimisme Nu het aantal plekken waar materiaal aanwezig kan zijn dat bruikbaar is voor beginnend leven, zich steeds verder uitbreidt, is het gemakkelijk om optimistisch te zijn. Rekola: “Het is moeilijk voor te stellen dat leven iets bijzonders of zeldzaams is, als je ziet hoe talrijk het is op aarde en hoe goed het zich weet aan te passen aan verschillende omstandigheden. Even moeilijk is het om te ge- loven dat er niet heel veel bewoonbare habitats zijn in de Melkweg en hoogstwaarschijnlijk in de meeste melkwegstelsels.”

Kepler-186 is een rode dwergster, officieel bekend als een M-dwerg, die qua afmeting en massa de helft is van onze zon en zo’n vijfhonderd lichtjaar bij ons vandaan in het sterrenbeeld Zwaan (Cygnus) staat. Er draaien vijf planeten omheen en een daarvan, Kepler-186f lijkt sprekend op de aarde – hij heeft vrijwel dezelfde afmetingen en is waarschijnlijk stenig. En bovenal bevindt hij zich binnen de meest traditionele definitie van de bewoonbare zone van zijn moederster. Er ontstond enige opwinding toen hij in april 2014 werd ontdekt, want Kepler-186f was de allereerste aardachtige 299 planeet die in de bewoonbare zone van een ster werd gevonden.

Alle exoplaneten die tot dan toe binnen bewoonbare zones waren gevonden, waren minstens 40 procent groter dan Kepler-186f, en de paar rotsachtige planeten met het formaat van de aarde die waren gezien, stonden te dicht bij of te ver van hun ster om leven te herbergen.

Kepler-20e bijvoorbeeld, werd gevonden in het sterrenbeeld Lier (Lyra), duizend lichtjaar van de aarde, waar hij in zes dagen een baan om zijn zon beschrijft. Voordat Kepler-186f op de proppen kwam, was dat de meest op de aarde lijkende planeet die tot dan toe was gevonden – men dacht dat hij bestond uit een mengsel van ijzer en siliciumhoudend gesteente, en hij was maar een fractie groter dan onze planeet. Met een oppervlaktetemperatuur van rond de 700°C was de kans dat er vloeibaar water in deze vurige hel aanwezig was vrijwel nul.

Er is een tiental planeten gevonden op de juiste plek in relatie tot hun ster – binnen de bewoonbare zone – maar planeten als Kepler-22b en Kepler-62f waren allemaal veel groter dan de aarde en leken een dichte atmosfeer te hebben. Ze lijken meer op de gasreuzen Jupiter en Neptunus in ons eigen zonnestelsel dan op de binnenste aardse planeten en zijn dus niet geschikt voor het leven dat ons vertrouwd is.

Kepler-186f was de eerste ‘Goudhaartje-planeet’ met het juiste formaat en op de juiste afstand van zijn ster, rond de 0,36 astronomische eenheden (AE) van zijn ster (een AE is de afstand tussen de aarde en de zon), waarmee hij dichterbij zijn moederster staat dan Mercurius bij de zon (0,38 AE in ons zonnestelsel). De planeet draait in 130 dagen rond zijn ster en ontvangt van die ster ongeveer een derde van de hoeveelheid energie die de aarde ontvangt van de zon. M- dwergen zijn koeler en minder helder dan onze zon dus halverwege zijn dag schijnt de ster op Kepler-186f ongeveer zo helder als onze zon een uur voor zonsondergang. Het feit dat hij zich in de bewoonbare zone bevindt, betekent echter niet dat de planeet zelf geschikt is voor leven. Toekomstige satellieten en telescopen zullen nog veel meer belangrijke factoren moeten uitzoeken – wat de samenstelling van zijn atmosfeer is bijvoorbeeld, en of die de juiste materialen en eigenschappen bezit om levensvormen te laten gedijen.

Ontelbaar veel exoplaneten Er zijn verschillende manieren om exoplaneten te vinden. De Kepler-ruimtesonde van NASA bijvoorbeeld zocht zo’n 150.000 sterren af op tekenen die konden wijzen op bijbehorende planeten. Wanneer een planeet een ster passeert, neemt het sterrenlicht dat op Kepler valt een heel klein beetje af en aan de hand van de omvang en de frequentie van dit effect kunnen astronomen berekenen hoe groot een planeet is en hoe snel hij om zijn ster draait. Een andere benadering om exoplaneten te vinden is door te kijken wanneer een ster even op zijn positie schommelt, door het zwaartekrachtveld van de objecten die om hem heen draaien.

Deze technieken zijn niet onfeilbaar. Voor de passeermethode moeten de ster, de planeet en de observerende ruimtesonde precies in één lijn staan, en dus zullen de planeten in het Melkwegstelsel die niet toevallig in de goede lijn staan, verreweg de meeste dus, gemist worden. De zwaartekrachtmethode is indirect en kan planeten ‘vinden’ die er niet zijn als de schommelingen verkeerd geïnterpreteerd worden. Om valse meldingen te voorkomen en er zeker van te zijn dat de lichtdips niet afkomstig zijn van om elkaar heen draaiende (en elkaar verduisterende) sterren, worden exoplaneten vaak verscheidene jaren geobserveerd voordat ze bevestigd worden en andere telescopen op de aarde en in de ruimte hun bestaan kunnen controleren.

Deze ‘verificatieflessenhals’ werd in maart 2014 een stuk wijder, toen NASA de identificatie meldde van zijn grootste vangst aan exoplaneten tot dan toe: 715 nieuwe exoplaneten die in verschillende stelsels rond 305 sterren draaien. De overgrote meerderheid daarvan was kleiner dan Neptunus, en vier van deze exoplaneten hadden minder dan 2,5 keer het formaat van de aarde en bevonden zich in de bewoonbare zone van hun ster. Daarvoor al had Kepler 246 exoplaneten geïdentificeerd. Met de 715 nieuwe daarbij was meer dan de helft van de exoplaneten, die tot op dat moment waren geverifieerd, in een paar jaar tijd gevonden door één ruimtevaartuig.

Dat de astronomen er zoveel konden aankondigen kwam doordat ze hun verificatieproces hadden versneld. Ze gebruiken nu een techniek die ‘verificatie door veelheid’ wordt genoemd en die uitgaat van het feit dat als een ster in korte tijd verscheidene lichtdips vertoont, planeten daarvoor verantwoordelijk moeten zijn, aangezien het voor zoveel sterren moeilijk zou zijn om zo dicht in elkaars buurt te cirkelen en toch stabiel te blijven.

Dankzij deze technologische innovaties vordert de jacht op exoplaneten verbluffend snel. Sinds zomer 2014 weten we van 1800 bevestigde exoplaneten en er zijn nog vele duizenden andere kandidaten. De meeste zijn gasreuzen, die door hun afmeting makkelijker te detecteren zijn. De precisie neemt echter toe en daardoor kunnen astronomen een breder scala aan afmetingen vinden. De kleinste die tot nu toe is gevonden, is twee keer zo groot als onze maan, terwijl de grootste bijna dertig keer zo groot is als Jupiter. De astronomen gebruiken als vuistregel dat er gemiddeld waarschijnlijk een planeet is voor elke van de honderd miljard sterren in de Melkweg. Daarnaast kunnen er triljoenen planeten zijn die vrij rondvliegen in de interstellaire ruimte, niet gebonden aan een sterrenstelsel.

John Johnson van het California Institute of Technology kon deze ruwe schatting bevestigen door de banen van de vijf planeten rond Kepler-32, een M-dwergster, te bestuderen en te schatten hoe typerend dat stelsel was vergeleken met andere. Planeetstelsels, was zijn conclusie, zijn de kosmische norm, en de meeste draaien rond de koelere, kleinere M-dwergsterren die 75 procent van alle hemellichamen in de Melkweg uitmaken.

Miljarden exoplaneten met vloeibaar water? Om dat aantal meer toe te spitsen op de kans om leven te vinden, ploegde Erik Petigura van de University of California in Berkeley ook de Kepler-data door op zoek naar planeten met een twee keer zo grote straal als die van de aarde, die binnen de bewoonbare zone van hun ster cirkelden. Hij berekende dat om 22 procent van de zonachtige sterren in ons melkwegstelsel rotsachtige planeten draaien, die ongeveer dezelfde hoeveelheid lichtenergie krijgen als de aarde krijgt van de zon. Dat betekent dat er twee miljard planeten zijn met de potentie voor vloeibaar water op het oppervlak. Ongeveer tien procent van de honderd miljard sterren in ons melkwegstelsel is vergelijkbaar met onze zon en de schatting van Petigura dat één op de vijf daarvan rotsachtige planeten kan hebben in zijn bewoonbare zone, kwam veel hoger uit dan de voorzichtigste astronomen voorheen hadden durven hopen.

Deze explosie van ideeën en ontdekkingen heeft buiten de wereld van de astronomie tot een zekere verveling rond exoplaneten geleid, al is dat niet terecht. De vondst van nieuwe werelden is nu zo gewoon dat kranten en tv er nauwelijks meer aandacht aan besteden als er weer een wordt gemeld, tenzij die echt op de aarde lijkt of zich in een bewoonbare zone bevindt.

Kepler-186f Kepler-186f werd gevonden na het bestuderen van drie jaar aan data van de Kepler-satelliet. Het hele systeem omvat nog vier andere planeten, Kepler-186b, Kepler-186c, Kepler-186d en Kepler-186e (er worden in de astronomie duidelijk geen prijzen uitgeloofd voor het bedenken van creatieve namen). Ze zijn allemaal ruwweg zo groot als de aarde (meestal iets groter) en draaien respectievelijk in vier, zeven, dertien en twintig dagen om hun ster. Ze zijn allemaal dichterbij hun ster dan het geschatte begin van de bewoonbare zone voor Kepler-186, dat op ongeveer 0,22 AE ligt, en daarmee zijn ze te heet voor leven zoals wij dat nu kennen.

In het algemeen zijn planeten in de bewoonbare zone van M-dwergsterren gemakkelijker te ontdekken, omdat de hoeveelheid sterrenlicht die zij tegenhouden tijdens een passage groter is. Omdat deze planeten meestal ook dichter bij hun ster staan en die sneller passeren, kunnen er in een bepaalde tijdspanne meer passages worden geregistreerd – Kepler-186b, c, d en e werden in de eerste maanden van observeren gevonden. Het duurde wat langer om genoeg passages van Kepler-186f te registreren en zo de statistische significantie te krijgen die vereist is om de ontdekking te bevestigen.

Aangezien de passagemethode wel de afmeting van een planeet meet, maar niet zijn massa, weten astronomen nog niet zeker wat de samenstelling van Kepler-186f is. Volgens theoretische modellen van planeten als deze is het echter onwaarschijnlijk dat hij de dichte atmosfeer heeft die we ook zien bij Neptunus, en uit ervaring met planeten in ons eigen zonnestelsel van het formaat van de aarde, weten we dat planeten van die afmeting meestal voornamelijk bestaan uit steen, ijzer, water en ijs. Het vergt het uiterste van de astronomische technologie om de samenstelling te meten van planeten die zo ver weg staan. Tot nu toe zijn er sterke aanwijzingen voor water in de atmosfeer van exoplaneten waaronder HD189733b en XO1b, maar niet alle resultaten zijn overal geaccepteerd en het blijkt moeilijk te zijn om met de huidige instrumenten uit te zoeken hoeveel water er is, gezien de ruis in de spectroscopische waarnemingen.

Water ontdekken op exoplaneten Het is vrijwel onmogelijk om vanaf de aarde water te ontdekken op exoplaneten, want onze atmosfeer bevat zoveel water dat hij elke meting besmet. Giovanna Tinetti van University College London liet in 2007 aan de hand van data van de NASA-ruimtetelescoop Spitzer zien dat er water was in de atmosfeer van de planeet HD189733b. Haar bevindingen werden bevestigd door waarnemingen met de Hubble-ruimtetelescoop, die echter ook aantoonden dat de hoeveelheid water zeer gering was – een tiende tot een duizendste van de hoeveelheid die wordt voorspeld door theorieën over planeetvorming. Dit heeft belangrijke implicaties voor het vinden van water op stenige planeten. Volgens Nikku Madhusudhan van de University of Cambridge, die de leiding had over het werk van de Hubble aan HD189733b, zullen instrumenten op toekomstige ruimtetelescopen misschien gevoeliger moeten zijn dan voorheen is gedacht, om er zeker van te zijn dat ze water detecteren. Ook moeten astronomen er rekening mee houden dat ze veel minder overvloedige hoeveelheden water zullen vinden dan voorspeld wanneer ze naar ‘superaardes’ kijken, grote planeten die groter zijn dan de aarde, maar kleiner dan gasreuzen als Neptunus en Uranus.  De metingen van Madhusudhan golden ook voor de planeet HD209458b, die voor het eerst werd gezien in 1999 en rond een zonachtige ster draait die 150 lichtjaar bij ons vandaan in het sterrenbeeld Pegasus staat. Deze planeet en XO-1b, die rond een gele dwergster op zo’n 560 lichtjaar van ons verwijderd in het sterrenbeeld Corona Borealis cirkelt, zijn mistige werelden waarin zwakke bevestigingen van water zijn gevonden bij verscheidene waarnemingen van de Hubble-ruimtetelescoop, die de buitengewoon moeilijke taak kreeg naar de absorptiespectra van de atmosfeer rond deze planeten te kijken en zo uit te zoeken welke elementen daarin aanwezig waren. Van alle planeten die tot nu toe zijn bestudeerd, biedt HD209458b de sterkste aanwijzingen voor de aanwezigheid van water.

Op dit moment hebben we heel weinig informatie over deze planeten. Vele zijn niet groter dan één pixel op een grote foto, gemaakt door een ruimtetelescoop. “Kun je je voorstellen dat alles wat we wisten van de aarde, teruggebracht zou worden tot één pixel? Je haalt uit het spectrum wat je kunt, maar daaruit kun je bepaald niet de rijkdom van de menselijke leefwereld of van de vegetatie afleiden. Het is echt heel minimaal,” zegt Lynne Rothschild, astrobioloog bij het Ames Research Center van NASA in het Californische Moffett Field.

De volgende generatie De taak om deze bijzonderheden wel van dichtbij te doorgronden rust op de volgende generatie observatoria die op exoplaneten jagen, zoals de Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) en de James Webb-telescoop van NASA. Ook de Europese ruimtevaartorganisatie ESA speelt hier het komende decennium een rol in, met de lancering van zijn ruimtesondes Characterizing Exoplanet Satellite (Cheops) en Planetary Transits and Oscillations of stars (Plato). Beide ruimtesondes zijn speciaal bedoeld voor het onderzoek naar exoplaneten. Samen kunnen ze op zoek gaan naar meer planeten in bewoonbare zones en erachter komen wat de atmosfeer daarvan bevat. Het is allemaal nodig voor de betekenisvolle zoektocht naar leven.

Wat onthult het spectrum? De grootste kans om tekenen van leven elders in de kosmos op te sporen biedt het zoeken naar individuele elementen in de spectroscopische handtekeningen. Water is natuurlijk belangrijk om naar uit te kijken, maar het is op zichzelf geen teken van leven. Zuurstof kan goed dienen als biomarker, want een verhoogde hoeveelheid daarvan, vergeleken bij de hoeveelheid die je zou verwachten als resultaat van de basale vorming van de planeet, kan betekenen dat er een of ander biologisch proces gaande is. Volgens Chris McKay zou een zuurstofgehalte van meer dan een paar procent op een exoplaneet wijzen op de aanwezigheid van meercellige organismen en kan een hoog zuurstofgehalte op aardachtige werelden wijzen op zuurstofproducerende fotosynthese. Op aarde bijvoorbeeld, werd de zuurstofconcentratie hoger door fotosynthese in planten, waarvan het een afvalproduct is. “Ik zou proberen naar iets te zoeken dat aangeeft dat er een interessante biologie is – misschien een handtekening van methaan of een handtekening van de vegetatie op het oppervlak,” zegt McKay, en daarin klinken zijn hypothetische ideeën voor het detecteren van leven op Titan door. Op aarde is een van de kenmerken van het oppervlak de zogenaamde ‘rode rand’ van fotosynthese. Wie met een spectrometer naar de aarde kijkt, ziet dat rood en infrarood licht ontbreekt in het zonlicht dat van ons oppervlak weerkaatst. Dit komt doordat het chlorofyl in planten zoveel van deze lichtgolflengtes absorbeert om zijn werk te kunnen doen.

Er kunnen meer grenzen worden vastgesteld op extrasolaire stelsels, op basis van meer algemene fysische kenmerken, ook weer uitgaande van wat we weten over de grenzen voor het leven op aarde. Temperatuur is essentieel, schrijft McKay, vanwege de invloed daarvan op vloeibaar water en omdat hij direct geschat kan worden via ruimte- en klimaatmodellen van exoplanetaire stelsels.

Het onderzoek naar extremofielen leert ons dat leven kan groeien en zich kan vermeerderen bij een kou van -15°C en een hitte van 122°C. Onderzoek naar leven in extreme woestijnen laat zien dat op een droge wereld zelfs een kleine hoeveelheid regen, mist, sneeuw en zelfs atmosferische vochtigheid voldoende is om fotosynthese te laten zorgen voor een kleine, maar aantoonbare microbiologische gemeenschap.

Leven op aarde weet te overleven bij heel weinig licht, minder dan 10^-5 van wat de oppervlakte aan zonlicht ontvangt. Geothermale energie kan gebruikt worden door organismen, en de aanwezigheid daarvan kan geschat worden via de dichtheid van de massa van een planeet. Veel micro-organismen op aarde kunnen zeer hoge niveaus van ultraviolette of ioniserende straling verdragen (die voor ons schadelijk is omdat het DNA afbreekt en kanker veroorzaakt), dus die straling zal waarschijnlijk geen beperking vormen voor leven op een exoplaneet. De beschikbaarheid van stikstof voor biologische doeleinden kan de bewoonbaarheid van een planeet wel beperken.

“Leven is een planetair verschijnsel,” concludeert McKay. “We zien de vergaande invloed van leven op het oppervlak van onze planeet – de aarde. De oorsprong ervan, zijn geschiedenis, huidige verspreiding en interacties op wereldschaal blijven een mysterie, voornamelijk omdat we maar één voorbeeld hebben. Veel vragen over leven kunnen pas beantwoord worden wanneer een andere levensvorm wordt ontdekt, waarmee het vergeleken kan worden. Mars in zijn vroegste geschiedenis is waarschijnlijk de plek die de meeste mogelijkheden biedt voor de zoektocht naar buitenaardse levensvormen, al zijn ook Europa en Enceladus veelbelovende kandidaten, omdat daar waarschijnlijk vloeibaar water aanwezig is onder een ijsschil aan het oppervlak en daarmee de mogelijkheid bestaat dat er hydrothermale bronnenactiviteit plaatsvindt. In ieder geval ligt het voor de hand dat we onze echte kennis over wat leven is, zullen vinden door andere werelden te verkennen – zowel die met als die zonder levensvormen. We zijn nog maar net met zoeken begonnen.”

• Vorige
• Volgende