Kuidas taimed teistel eksoplaneetidel välja näevad?

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Viimati modifitseeritud: 2023-12-16 16:03

Maavälise elu otsimine pole enam ulme ega UFO-küttide pärusmaa. Võib-olla pole tänapäevased tehnoloogiad veel nõutavale tasemele jõudnud, kuid nende abiga suudame juba tuvastada elusolendite aluseks olevate fundamentaalsete protsesside füüsikalisi ja keemilisi ilminguid.

Astronoomid on avastanud rohkem kui 200 planeeti, mis tiirlevad tähtede ümber väljaspool päikesesüsteemi. Siiani ei saa me anda ühemõttelist vastust elu tõenäosuse kohta neil, kuid see on ainult aja küsimus. 2007. aasta juulis, pärast eksoplaneedi atmosfääri läbinud tähevalguse analüüsimist, kinnitasid astronoomid sellel vee olemasolu. Praegu töötatakse välja teleskoobid, mis võimaldavad nende spektrite järgi otsida elu jälgi planeetidelt nagu Maa.

Üks olulisi tegureid, mis planeedilt peegelduva valguse spektrit mõjutab, võib olla fotosünteesi protsess. Kuid kas see on teistes maailmades võimalik? Päris! Maal on fotosüntees peaaegu kõigi elusolendite aluseks. Hoolimata asjaolust, et mõned organismid on õppinud elama kõrgel temperatuuril metaanis ja ookeani hüdrotermilistes avades, võlgneme meie planeedi pinnal olevate ökosüsteemide rikkuse päikesevalgusele.

Ühest küljest tekib fotosünteesi käigus hapnik, mida koos sellest moodustuva osooniga võib leida planeedi atmosfäärist. Teisest küljest võib planeedi värv viidata spetsiaalsete pigmentide, näiteks klorofülli olemasolule selle pinnal. Peaaegu sajand tagasi, märgates Marsi pinna hooajalist tumenemist, kahtlustasid astronoomid sellel taimede olemasolu. Planeedi pinnalt peegelduva valguse spektris on püütud tuvastada roheliste taimede märke. Kuid selle lähenemise kahtlust nägi isegi kirjanik Herbert Wells, kes märkis oma "Maailmade sõjas": "Ilmselt on Marsi taimeriigis, erinevalt maisest, kus domineerib roheline, vere- punane värv." Nüüd teame, et Marsil pole taimi ja tumedamate alade ilmumist pinnale seostatakse tolmutormidega. Wells ise oli veendunud, et Marsi värvi ei määra kõige vähem selle pinda katvad taimed.

Isegi Maal ei piirdu fotosünteesivad organismid ainult rohelisega: mõnel taimel on punased lehed ning mitmesugused vetikad ja fotosünteesibakterid säravad kõigis vikerkaarevärvides. Ja lillad bakterid kasutavad lisaks nähtavale valgusele ka Päikese infrapunakiirgust. Mis siis teistel planeetidel valitseb? Ja kuidas me saame seda näha? Vastus oleneb mehhanismidest, mille abil tulnukate fotosüntees oma tähe valgust assimileerib, mis erineb Päikesest lähtuva kiirguse olemuse poolest. Lisaks mõjutab atmosfääri erinev koostis ka planeedi pinnale langeva kiirguse spektraalset koostist.

M spektriklassi tähed (punased kääbused) säravad nõrgalt, mistõttu peavad nende läheduses olevad Maa-sarnaste planeetide taimed olema mustad, et neelata võimalikult palju valgust. Noored M-tähed kõrvetavad planeetide pinda ultraviolettsähvatustega, seega peavad sealsed organismid olema vees. Meie päike on klass G. Ja F-klassi tähtede lähedal saavad taimed liiga palju valgust ja peavad peegeldama märkimisväärset osa sellest.

Et kujutada ette, milline saab olema fotosüntees teistes maailmades, peate esmalt mõistma, kuidas taimed seda Maal teostavad. Päikesevalguse energiaspekter on haripunktiga sinakasrohelises piirkonnas, mis pani teadlasi pikka aega mõtlema, miks taimed ei neela kõige kättesaadavamat rohelist valgust, vaid vastupidi, peegeldavad seda? Selgus, et fotosünteesi protsess ei sõltu mitte niivõrd päikeseenergia koguhulgast, kuivõrd üksikute footonite energiast ja valgust moodustavate footonite arvust.

Iga sinine footon kannab rohkem energiat kui punane, kuid päike kiirgab valdavalt punaseid. Taimed kasutavad siniseid footoneid nende kvaliteedi ja punaseid nende koguse tõttu. Rohelise valguse lainepikkus jääb täpselt punase ja sinise vahele, kuid rohelised footonid ei erine kättesaadavuse ega energia poolest, mistõttu taimed neid ei kasuta.

Fotosünteesi käigus ühe süsinikuaatomi fikseerimiseks (saadaval süsinikdioksiidist, CO₂) suhkru molekulis on vaja vähemalt kaheksat footoni ning vesinik-hapniku sideme lõhustamiseks vee molekulis (H₂O) - ainult üks. Sel juhul ilmub vaba elektron, mis on vajalik edasiseks reaktsiooniks. Kokku ühe hapnikumolekuli moodustamiseks (O₂) neli sellist sidet tuleb katkestada. Teiseks reaktsiooniks suhkrumolekuli moodustamiseks on vaja veel vähemalt nelja footoni. Tuleb märkida, et fotonil peab fotosünteesis osalemiseks olema minimaalne energia.

See, kuidas taimed päikesevalgust neelavad, on tõesti üks looduse imedest. Fotosünteetilised pigmendid ei esine üksikute molekulidena. Need moodustavad klastreid, mis koosnevad justkui paljudest antennidest, millest igaüks on häälestatud tajuma teatud lainepikkusega footoneid. Klorofüll neelab peamiselt punast ja sinist valgust, samal ajal kui karotenoidpigmendid, mis annavad sügisel lehestiku punase ja kollase värvi, tajuvad erinevat sinist varjundit. Kogu nende pigmentide kogutud energia suunatakse reaktsioonikeskuses asuvasse klorofülli molekuli, kus vesi jaguneb hapniku moodustamiseks.

Reaktsioonikeskuses olev molekulide kompleks suudab keemilisi reaktsioone läbi viia ainult siis, kui ta saab punaseid footoneid või samaväärse koguse energiat mõnel muul kujul. Siniste footonite kasutamiseks muundavad antennipigmendid oma suure energia madalamaks energiaks, nii nagu mitmed astmelised trafod vähendavad 100 000 volti toiteliini 220-voldise seinakontakti. Protsess algab siis, kui sinine footon tabab pigmenti, mis neelab sinist valgust ja kannab energiat ühele oma molekulis olevatest elektronidest. Kui elektron naaseb algsesse olekusse, kiirgab ta seda energiat, kuid soojus- ja vibratsioonikadude tõttu vähem, kui neelas.

Pigmendimolekul aga loobub saadud energiast mitte footoni kujul, vaid elektrilise interaktsiooni vormis teise pigmendimolekuliga, mis on võimeline neelama madalama taseme energiat. Teine pigment omakorda eraldab veelgi vähem energiat ja see protsess jätkub seni, kuni algse sinise footoni energia langeb punase tasemeni.

Reaktsioonikeskus kui kaskaadi vastuvõtuots on kohandatud absorbeerima saadaolevaid footoneid minimaalse energiaga. Meie planeedi pinnal on punaseid footoneid kõige rohkem ja samal ajal on neil nähtava spektri footonitest madalaim energia.

Kuid veealuste fotosüntesaatorite jaoks ei pea punased footonid olema kõige rikkalikumad. Fotosünteesiks kasutatav valgusala muutub sügavusega, kuna vesi, selles lahustunud ained ja ülemistes kihtides olevad organismid filtreerivad valgust. Tulemuseks on elusvormide selge kihistumine vastavalt nende pigmentide komplektile. Sügavamatest veekihtidest pärit organismidel on pigmendid, mis on häälestatud nende värvide valgusele, mida ülaltoodud kihid ei neelanud. Näiteks vetikatel ja tsüaanel on pigmendid fükotsüaniin ja fükoerütriin, mis neelavad rohelisi ja kollaseid footoneid. Anoksügeenses (st.hapnikku mittetootvad) bakterid on bakterioklorofüll, mis neelab valgust kaugest punasest ja lähiinfrapuna (IR) piirkondadest, mis suudab tungida ainult süngetesse veesügavustesse.

Vähese valgusega kohanenud organismid kipuvad kasvama aeglasemalt, kuna nad peavad kogu neile saadava valguse neelamiseks rohkem tööd tegema. Planeedi pinnal, kus valgust on palju, oleks taimedele ebasoodne liigsete pigmentide tootmine, mistõttu nad kasutavad värve valikuliselt. Samad evolutsioonilised põhimõtted peaksid toimima ka teistes planeedisüsteemides.

Nii nagu veeloomad on kohanenud vee poolt filtreeritud valgusega, on maismaa elanikud kohanenud atmosfäärigaaside poolt filtreeritud valgusega. Maa atmosfääri ülaosas on footonid kõige rohkem kollased, lainepikkusega 560-590 nm. Footonite arv väheneb järk-järgult pikkade lainete suunas ja katkeb järsult lühikeste lainete suunas. Kui päikesevalgus läbib ülemist atmosfäärikihti, neelab veeaur IR-i mitmes ribas, mis on pikem kui 700 nm. Hapnik tekitab kitsas vahemikus 687 ja 761 nm lähedal asuvaid neeldumisjooni. Kõik teavad, et osoon (Oh₃) neelab stratosfääris aktiivselt ultraviolettkiirgust (UV), kuid neelab veidi ka spektri nähtavas piirkonnas.

Seega jätab meie atmosfäär aknad, mille kaudu võib kiirgus jõuda planeedi pinnale. Nähtava kiirguse ulatust piirab sinisel küljel päikesespektri järsk katkestus lühikese lainepikkuse piirkonnas ja UV-kiirguse neeldumine osooni poolt. Punane piir on määratletud hapniku neeldumisjoontega. Footonite arvu tipp nihkub kollasest punaseks (umbes 685 nm) tänu osooni ulatuslikule neeldumisele nähtavas piirkonnas.

Taimed on kohanenud selle spektriga, mille määrab peamiselt hapnik. Kuid tuleb meeles pidada, et taimed ise varustavad atmosfääri hapnikuga. Kui Maale ilmusid esimesed fotosünteesivad organismid, oli atmosfääris vähe hapnikku, mistõttu pidid taimed kasutama muid pigmente peale klorofülli. Alles pärast aja möödumist, kui fotosüntees muutis atmosfääri koostist, sai optimaalseks pigmendiks klorofüll.

Usaldusväärsed fossiilsed tõendid fotosünteesi kohta on umbes 3,4 miljardit aastat vanad, kuid varasematel fossiilsetel jäänustel on märke sellest protsessist. Esimesed fotosünteesivad organismid pidid olema vee all, osaliselt seetõttu, et vesi on hea lahusti biokeemilistes reaktsioonides, aga ka seetõttu, et see kaitseb päikese UV-kiirguse eest, mis oli oluline atmosfääri osoonikihi puudumisel. Sellised organismid olid veealused bakterid, mis neelasid infrapuna footoneid. Nende keemilised reaktsioonid hõlmasid vesinikku, vesiniksulfiidi, rauda, kuid mitte vett; seetõttu ei eraldanud nad hapnikku. Ja ainult 2, 7 miljardit aastat tagasi alustasid ookeanide tsüanobakterid hapniku vabanemisega hapniku fotosünteesi. Hapniku hulk ja osoonikiht suurenesid järk-järgult, võimaldades puna- ja pruunvetikatel pinnale tõusta. Ja kui madalas vees oli UV-kaitseks piisav veetase, ilmusid rohevetikad. Neil oli vähe fükobiliproteiine ja nad olid paremini kohanenud ereda valgusega veepinna lähedal. 2 miljardit aastat pärast seda, kui hapnik hakkas atmosfääri kogunema, ilmusid maismaale rohevetikate järglased – taimed.

Taimestik on läbi teinud olulisi muutusi - kiiresti on kasvanud vormide mitmekesisus: sammaldest ja maksarohtudest kõrge võraga soontaimedeni, mis neelavad rohkem valgust ja on kohanenud erinevate kliimavöönditega. Okaspuude koonilised võrad neelavad tõhusalt valgust kõrgetel laiuskraadidel, kus päike ei tõuse peaaegu silmapiirist kõrgemale. Varju armastavad taimed toodavad ereda valguse eest kaitsmiseks antotsüaniini. Roheline klorofüll ei ole mitte ainult hästi kohanenud tänapäevase atmosfääri koostisega, vaid aitab seda ka säilitada, hoides meie planeedi rohelisena. Võimalik, et evolutsiooni järgmine samm annab eelise organismile, kes elab puude võrade all varjus ja kasutab fükobiliine rohelise ja kollase valguse neelamiseks. Kuid ülemise astme elanikud jäävad ilmselt roheliseks.

Maailma punaseks värvimine

Teiste tähesüsteemide planeetidelt fotosünteetilisi pigmente otsides peaksid astronoomid meeles pidama, et need objektid on evolutsiooni eri etappides. Näiteks võivad nad kohata Maaga sarnast planeeti, näiteks 2 miljardit aastat tagasi. Samuti tuleb meeles pidada, et tulnukate fotosünteetilistel organismidel võivad olla omadused, mis pole iseloomulikud nende maapealsetele "sugulastele". Näiteks suudavad nad pikema lainepikkusega footoneid kasutades lõhestada veemolekule.

Pikima lainepikkusega organism Maal on purpurne anoksügeenne bakter, mis kasutab infrapunakiirgust lainepikkusega umbes 1015 nm. Hapnikku sisaldavate organismide rekordiomanikud on mere tsüanobakterid, mis neelavad lainepikkusel 720 nm. Füüsikaseadustega määratud lainepikkusel ei ole ülemist piiri. Lihtsalt fotosünteesiv süsteem peab kasutama lühikese lainepikkusega võrreldes suuremat hulka pikalainelisi footoneid.

Piiravaks teguriks ei ole pigmentide mitmekesisus, vaid planeedi pinnale jõudva valguse spekter, mis omakorda sõltub tähe tüübist. Astronoomid klassifitseerivad tähti nende värvi järgi, sõltuvalt nende temperatuurist, suurusest ja vanusest. Kõik tähed ei eksisteeri piisavalt kaua, et naaberplaneetidel tekiks ja areneks elu. Tähed on pikaealised (temperatuuri langemise järjekorras) spektriklassidesse F, G, K ja M. Päike kuulub klassi G. F-klassi tähed on Päikesest suuremad ja heledamad, nad põlevad, kiirgades heledamat sinine valgus ja põlevad läbi umbes 2 miljardi aastaga. K- ja M-klassi tähed on väiksema läbimõõduga, tuhmimad, punasemad ja liigitatakse pikaealisteks.

Iga tähe ümber on nn "elutsoon" - orbiitide vahemik, millel on planeetidel vedela vee olemasoluks vajalik temperatuur. Päikesesüsteemis on selliseks tsooniks rõngas, mida piiravad Marsi ja Maa orbiidid. Kuumade F-tähtede eluala on tähest kaugemal, jahedamatel K- ja M-tähtedel on see aga lähemal. F-, G- ja K-tähtede eluvööndis asuvad planeedid saavad umbes sama palju nähtavat valgust kui Maa saab Päikeselt. On tõenäoline, et elu võib neil tekkida sama hapnikufotosünteesi alusel nagu Maal, kuigi pigmentide värvus võib nähtavas vahemikus nihkuda.

M-tüüpi tähed, nn punased kääbused, pakuvad teadlastele erilist huvi, kuna need on meie galaktikas kõige levinumad tähed. Nad kiirgavad märgatavalt vähem nähtavat valgust kui Päike: nende spektri intensiivsuse tipp esineb lähis-IR-s. Šotimaa Dundee ülikooli bioloog John Raven ja Edinburghi kuningliku observatooriumi astronoom Ray Wolstencroft on väitnud, et hapniku fotosüntees on teoreetiliselt võimalik lähi-infrapuna footoneid kasutades. Sel juhul peavad organismid veemolekuli purustamiseks kasutama kolme või isegi nelja IR-footonit, samal ajal kui maismaataimed kasutavad ainult kahte footonit, mida võib võrrelda raketi sammudega, mis annavad elektronile energiat kemikaali läbiviimiseks. reaktsioon.

Noortel M-tähtedel on võimsad UV-sähvatused, mida saab vältida ainult vee all. Kuid veesammas neelab ka teisi spektri osi, nii et sügavusel asuvatel organismidel jääb valguse puuduseks. Kui jah, siis fotosüntees nendel planeetidel ei pruugi areneda. M-tähe vananedes kiirgava ultraviolettkiirguse hulk väheneb, evolutsiooni hilisemates staadiumides muutub see väiksemaks, kui meie Päike kiirgab. Sel perioodil puudub vajadus kaitsva osoonikihi järele ning elu võib planeetide pinnal õitseda ka siis, kui see ei tooda hapnikku.

Seega peaksid astronoomid kaaluma nelja võimalikku stsenaariumi sõltuvalt tähe tüübist ja vanusest.

Anaeroobne ookeanielu. Planeedisüsteemi täht on igat tüüpi noor. Organismid ei pruugi hapnikku toota. Atmosfäär võib koosneda muudest gaasidest, näiteks metaanist.

Aeroobne ookeanielu. Staar pole enam noor, ükskõik mis tüüpi. Hapniku fotosünteesi algusest on möödunud piisavalt aega hapniku kogunemiseks atmosfääri.

Aeroobne elu maa peal. Täht on küps, mis tahes tüüpi. Maa on kaetud taimedega. Elu Maal on alles selles etapis.

Anaeroobne elu maal. Nõrga UV-kiirgusega nõrk M-täht. Taimed katavad maa, kuid ei pruugi toota hapnikku.

Loomulikult on fotosünteetiliste organismide ilmingud kõigil neil juhtudel erinevad. Meie planeedi satelliitidelt pildistamise kogemus viitab sellele, et ookeanisügavustes on elu tuvastamine teleskoobi abil võimatu: kaks esimest stsenaariumit meile värvilisi elumärke ei luba. Ainus võimalus seda leida on otsida orgaanilise päritoluga atmosfäärigaase. Seetõttu peavad teadlased, kes kasutavad tulnukate elu otsimiseks värvimeetodeid, keskenduma hapnikulise fotosünteesiga maismaataimede uurimisele F-, G- ja K-tähtede lähedal asuvatel planeetidel või M-tähtede planeetidel, kuid mis tahes tüüpi fotosünteesiga.

Elumärgid

Ained, mis lisaks taimede värvile võivad olla märgiks elu olemasolust

Hapnik (O₂) ja vesi (H₂O) … Isegi elutul planeedil hävitab ematähe valgus veeauru molekule ja toodab atmosfääri vähesel määral hapnikku. Kuid see gaas lahustub kiiresti vees ja oksüdeerib ka kivimeid ja vulkaanilisi gaase. Seega, kui vedela veega planeedil nähakse palju hapnikku, tähendab see, et seda toodavad lisaallikad, tõenäoliselt fotosüntees.

Osoon (O₃) … Maa stratosfääris hävitab ultraviolettvalgus hapnikumolekulid, mis ühinedes moodustavad osooni. Koos vedela veega on osoon oluline elunäitaja. Kui hapnik on nähtav nähtavas spektris, siis osoon on nähtav infrapunas, mida on mõne teleskoobiga lihtsam tuvastada.

Metaan (CH₄) pluss hapnik või hooajalised tsüklid … Hapniku ja metaani kombinatsiooni on fotosünteesita raske saada. Metaani kontsentratsiooni hooajalised kõikumised on samuti kindel elumärk. Ja surnud planeedil on metaani kontsentratsioon peaaegu konstantne: see väheneb aeglaselt, kui päikesevalgus molekule lagundab.

Klorometaan (CH₃Cl) … Maal tekib see gaas taimede põletamisel (peamiselt metsatulekahjudes) ning päikesevalguse toimel planktonile ja merevees olevale kloorile. Oksüdatsioon hävitab selle. Kuid M-tähtede suhteliselt nõrk emissioon võib võimaldada sellel gaasil koguneda registreerimiseks saadaolevas koguses.

Dilämmastikoksiid (N₂O) … Kui organismid lagunevad, eraldub lämmastik oksiidi kujul. Selle gaasi mittebioloogilised allikad on tühised.

Must on uus roheline

Vaatamata planeedi omadustele peavad fotosünteetilised pigmendid vastama samadele nõuetele nagu Maal: neelama lühima lainepikkusega (kõrge energiaga), pikima lainepikkusega (mida reaktsioonikeskus kasutab) või kõige kättesaadavamaid footoneid. Et mõista, kuidas tähe tüüp määrab taimede värvi, oli vaja ühendada erinevate erialade teadlaste pingutused.

Tähevalgus möödub

Taimede värvus sõltub tähevalguse spektrist, mida astronoomid saavad hõlpsasti jälgida, ning õhu ja vee valguse neeldumisest, mille autor ja tema kolleegid modelleerisid atmosfääri tõenäolise koostise ja elu omaduste põhjal. Pilt "Teaduse maailmas"

California Berkeley ülikooli astronoom Martin Cohen kogus andmeid F-tähe (Bootes sigma), K-tähe (epsilon Eridani), aktiivselt põleva M-tähe (AD Leo) ja hüpoteetilise rahuliku M-tähe kohta. -täht temperatuuriga 3100 °C. Mehhiko riikliku autonoomse ülikooli astronoom Antigona Segura on viinud läbi arvutisimulatsioone Maa-sarnaste planeetide käitumise kohta neid tähti ümbritsevas eluvööndis. Segura uuris Alexander Pavlovi Arizona ülikoolist ja James Kastingu Pennsylvania ülikoolist mudelite abil tähtede kiirguse vastasmõju planeetide atmosfääri tõenäoliste komponentidega (eeldusel, et vulkaanid eraldavad neile samu gaase, mis Maa peal), proovides välja selgitada atmosfääri keemiline koostis, kus puudub hapnik ja mille sisaldus on Maa omale lähedane.

Segura tulemusi kasutades arvutas University College Londoni füüsik Giovanna Tinetti kiirguse neeldumise planeetide atmosfääris, kasutades David Crispi mudelit Californias Pasadenas asuvas Jet Propulsion Laboratory'is, mida kasutati Marsi kulgurite päikesepaneelide valgustuse hindamiseks. Nende arvutuste tõlgendamine nõudis viie eksperdi ühiseid jõupingutusi: mikrobioloog Janet Siefert Rice'i ülikoolist, biokeemikud Robert Blankenship Washingtoni ülikoolist St. Louisis ja Govindjee Illinoisi ülikoolist Urbanas, planetoloog ja Champaigne. (Victoria Meadows) Washingtoni osariigi ülikoolist ja mina, NASA Goddardi kosmoseuuringute instituudi biometeoroloog.

Jõudsime järeldusele, et sinised kiired, mille tipp on 451 nm, jõuavad enamasti F-klassi tähtede lähedal asuvate planeetide pinnale. K-tähtede lähedal asub tipp 667 nm juures, see on spektri punane piirkond, mis meenutab olukorda Maal. Sel juhul mängib olulist rolli osoon, mis muudab F-tähtede valguse sinisemaks ja K-tähtede valguse punasemaks, kui see tegelikult on. Selgub, et fotosünteesiks sobiv kiirgus asub sel juhul spektri nähtavas piirkonnas, nagu Maal.

Seega võivad F- ja K-tähtede lähedal asuvate planeetide taimed olla peaaegu sama värvi kui Maal. Kuid F-tähtedes on energiarikaste siniste footonite voog liiga intensiivne, nii et taimed peavad neid vähemalt osaliselt peegeldama, kasutades varjestuspigmente nagu antotsüaniin, mis annab taimedele sinaka värvuse. Kuid nad saavad fotosünteesiks kasutada ainult siniseid footoneid. Sel juhul peaks peegelduma kogu valgus vahemikus rohelisest punaseni. Selle tulemuseks on peegeldunud valguse spektris eristatav sinine piir, mida saab teleskoobiga hõlpsasti märgata.

M-tähtede lai temperatuurivahemik viitab nende planeetide värvide mitmekesisusele. Rahuliku M-tähe ümber tiirledes saab planeet poole vähem energiast kui Maa Päikeselt. Ja kuigi sellest põhimõtteliselt piisab eluks – seda on 60 korda rohkem, kui on vaja varju armastavate taimede jaoks Maal –, kuulub suurem osa nendelt tähtedelt tulevatest footonitest spektri IR-lähedasse piirkonda. Kuid evolutsioon peaks viima mitmesuguste pigmentide tekkeni, mis suudavad tajuda kogu nähtava ja infrapunavalguse spektrit. Taimed, mis neelavad praktiliselt kogu oma kiirgust, võivad paista isegi mustana.

Väike lilla täpp

Elu ajalugu Maal näitab, et varajased fotosünteesivad organismid F-, G- ja K-klassi tähtede lähedal asuvatel planeetidel võisid elada primaarses hapnikuvabas atmosfääris ja arendada hapnikufotosünteesi süsteemi, mis hiljem tooks kaasa maismaataimede ilmumise.. M-klassi staaridega on olukord keerulisem. Meie arvutuste tulemused näitavad, et fotosüntesaatorite jaoks on optimaalne koht 9 m vee all: sellise sügavusega kiht püüab küll hävitava ultraviolettvalguse kinni, kuid laseb läbi piisavalt nähtavat valgust. Loomulikult me neid organisme oma teleskoopides ei märka, kuid neist võiks saada maismaaelu aluseks. Põhimõtteliselt võib M-tähe lähedal asuvatel planeetidel taim, kasutades erinevaid pigmente, olla peaaegu sama mitmekesine kui Maal.

Kuid kas tulevased kosmoseteleskoobid võimaldavad meil näha elu jälgi neil planeetidel? Vastus sõltub sellest, milline on veepinna ja maapinna suhe planeedil. Esimese põlvkonna teleskoopides näevad planeedid välja nagu punktid ja nende pinna üksikasjalik uurimine ei tule kõne allagi. Kõik, mida teadlased saavad, on peegeldunud valguse koguspekter. Tinetti väidab oma arvutustele tuginedes, et vähemalt 20% planeedi pinnast peab olema kuiv maa, mis on kaetud taimedega ja mitte kaetud pilvedega, et tuvastada selle spektri taimi. Teisest küljest, mida suurem on mereala, seda rohkem hapnikku mere fotosüntesaatorid atmosfääri eraldavad. Seega, mida rohkem väljenduvad pigmendi bioindikaatorid, seda raskem on märgata hapniku bioindikaatoreid ja vastupidi. Astronoomid suudavad tuvastada kas üht või teist, kuid mitte mõlemat.

Planeedi otsijad

Euroopa Kosmoseagentuur (ESA) plaanib järgmise 10 aasta jooksul kosmoselaeva Darwin, et uurida maapealsete eksoplaneetide spektreid. NASA Earth-Like Planet Seeker teeb sama, kui agentuur saab rahastuse. Kosmoselaev COROT, mille ESA käivitas 2006. aasta detsembris, ja kosmoselaev Kepler, mille NASA kavandas 2009. aastaks, on loodud otsima tähtede heleduse nõrka vähenemist, kui Maa-sarnased planeedid nende eest mööduvad. NASA SIM-kosmoselaev otsib planeetide mõju all olevate tähtede nõrka vibratsiooni.

Elu olemasolu teistel planeetidel – päris elu, mitte ainult fossiilid või äärmuslikes tingimustes vaevu ellujäävad mikroobid – võidakse avastada juba lähitulevikus. Kuid milliseid tähti peaksime kõigepealt uurima? Kas me suudame registreerida tähtede lähedal asuvate planeetide spektreid, mis on M tähe puhul eriti oluline? Millistes vahemikes ja millise eraldusvõimega peaksid meie teleskoobid vaatlema? Fotosünteesi põhitõdede mõistmine aitab meil luua uusi instrumente ja tõlgendada saadud andmeid. Sellise keerukusega probleeme saab lahendada ainult erinevate teaduste ristumiskohas. Seni oleme alles tee alguses. Maavälise elu otsimise võimalus sõltub sellest, kui sügavalt me mõistame elu põhitõdesid siin Maal.