Wśród mikroorganizmów ekstremofilnych na szczególną uwagę astrobiologów zasługują piezofile (barofile). Są to bakterie i archeany odporne na wysokie ciśnienie. Zamieszkują dna oceanów oraz głębokie warstwy skorupy ziemskiej i mogą rozwijać się pod ciśnieniem statycznym dochodzącym nawet do 150 MPa.
Piezofile z punktu widzenia astrobiologii {jathumbnail off}
Organizmy, które żyją w ekstremalnie wysokich ciśnieniach, to najwłaściwsi kandydaci do poszukiwań życia poza Ziemią. Z dwóch powodów:
Po pierwsze, na Ziemi wywodzą się najprawdopodobniej od psychrofilów (odpornych na bardzo niskie temperatury). Na większości z obiektów w Układzie Słonecznym, gdzie występuję ciekła woda, temperatury na powierzchni są znacznie niższe niż na Ziemi i sięgają dziesiątków stopni poniżej zera. Woda w takich okolicach także będzie raczej chłodna, być może okresowo zamarzająca. Zakładając, że mechanizm ewolucji psychrofilów w piezofile jest stosunkowo prosty, można przyjąć, że marsjańskie życie przystosowało się do aktywności pod powierzchnią regolitu.
Drugim powodem, dla którego dużą uwagą powinno objąć się piezofile jest fakt, że na wszystkich ciałach Układu Słonecznego zdolnych do podtrzymania życia (teraz i w przeszłości) najbardziej dogodne warunki panują pod powierzchnią lądów (Mars), mroźnych oceanów (Europa), obu na raz (Enceladus).
Bakteria Shewanella oneidensis – jeden z gatunków ziemskich piezofili, zdolna do pożywiania się na toksycznych metalach (na zdjęciu kolonia rosnąca na tlenku żelaza, czyli hematycie). Credits: Pacific Northwest National Laboratory
W artykule, otwierającym cykl tekstów o barofilach, przedstawiony zostanie przegląd obiektów Układu Słonecznego, na których mogą występować mikroorganizmy odporne i żyjące w wysokich ciśnieniach.
Drugi artykuł cyklu dotyczyć będzie ziemskich piezofilów, ich gatunków i rozmieszczenia. Trzeci: mechanizmów odpowiedzialnych za odporność na wysokie ciśnienia i czwarty: misji naukowych i sposobów badania tych mikroorganizmów oraz potencjalnych korzyści komercyjnych.
Planety i księżyce, których warunki fizyczne sprzyjają występowaniu piezofili
Mars
Mars, dawniej wilgotny i ciepły, mógł sprzyjać życiu. Dzisiaj jest wymarłą, pustynną planetą. Średnia temperatura na powierzchni wynosi -63 stopnie Celsjusza, co zbliżone jest do średniej temperatury na Antarktydzie. Życie ziemskie nie mogłoby istnieć w takich warunkach.
Mars nie ma magnetosfery. Do jego powierzchni dociera promieniowanie kosmiczne, którego sumaryczna dawka byłaby niebezpieczna dla organizmów żywych oraz promieniowanie ultrafioletowe, szkodliwe np.: dla DNA.
Następnym doniosłym skutkiem braku magnetosfery Marsa jest utrata atmosfery planety. Promieniowanie ultrafioletowe jonizuje gazy, a wiatr słoneczny porywa je z górnych warstw atmosfery. Dzisiaj, ciśnienie atmosferyczne panujące na powierzchni planety wynosi ok. 0,6 kPa, a gęstość atmosfery to 1% gęstości ziemskiego powietrza.
Ślady geologiczne wskazują na to, że w przeszłości na Marsie występowała ciekła woda. Także duże jej pokłady zgromadzone są na biegunach planety (wraz ze zestalonym dwutlenkiem węgla). Można przypuszczać, że z utratą atmosfery i spadkiem temperatury na powierzchni hipotetyczne życie przystosowywało się do zimnych warunków (psychrofilia). Po zestaleniu się wody na biegunach i uwięzieniu jej pod pokładami suchego lodu (CO2) jedynymi zbiornikami pozostały podpowierzchniowe studnie.
Dane z Mars Reconnaissance Orbiter, sondy NASA na orbicie Marsa, wskazują na występowanie ciekłej wody i jej aktywność. Na ścianach kraterów powstają żleby, których kształt zmienia się w trakcie marsjańskiego lata. Płynęła tamtędy najprawdopodobniej mocno zasolona woda, która jest uwięziona w podpowierzchniowych zbiornikach.
Dwa zdjęcia powyżej, wykonane przez sondę Mars Reconnaissance Orbiter wskazują na to, że latem z niektórych żlebów na Marsie spływa solanka. Credits: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona
Zakładając, że życie jakie znamy potrzebuje choćby minimalnej wilgotności żeby przetrwać, najlepiej przyjąć, że „schroniło się” w takich rezerwuarach wody na Marsie.
Czy kiedykolwiek się tam dostaniemy? Misja technicznie jest wymagająca, ponieważ potrzebne byłyby wiercenia albo penetracja marsjańskich jaskiń. Czy współczesne systemy na to pozwalają? Dobrą odpowiedzią są aktualne dokonania: lądownika Phoenix i łazika Curiosity (misja MSL), które „zadrapały” tylko powierzchnię Czerwonej Planety.
Inną kwestią jest samo życie. Musiałoby być przystosowane najprawdopodobniej do niskich temperatur (psychrofilia), wysokiego zakwaszenia lub zasolenia wody (halofilia, acydofilia) i wysokich ciśnień (piezofilia). Przystosowanie do tak ekstremalnych warunków wydaje się mało prawdopodobne, ale należy pamiętać o skali czasu milionów lat, kiedt to klimat Marsa stawał się tak niegościnny jak dzisiaj. W tym okresie życie mogło wykształcić odpowiednie mechanizmy obronne.
Europa
Europa jest księżycem Jowisza. Zdjęcia powierzchni wykonane przez sondę Voyager i Galileo wzbudziły duże zainteresowanie naukowców, ponieważ dostrzeżono na nich popękaną skorupę pokrywającą księżyc. Niewielkie wzniesienia, brak kraterów i pojawiające się rysy w lodzie świadczą o oceanie pod powierzchnią, którego głębokość może dochodzić nawet do stu kilometrów.
Skąd satelita nieco mniejszy od naszego Księżyca pobiera energię potrzebną do utrzymania wody w stanie ciekłym? Dzieje się tak na skutek grawitacyjnego uwięzienia przez Jowisza – Europa jest zawsze zwrócona tą samą stroną do planety (obrót wokół własnej osi jest zsynchronizowany z obrotem wokół ciała macierzystego). Sytuacja nie jest idealna. Na ruch Europy wpływ ma także inny księżyc Jowisza Io. Porusza się po orbicie bliższej Jowisza która dodatkowo jest w rezonansie z orbitą Europy (i Ganimedesa). Na jeden pełny obieg Io przypada pół orbitalnej drogi Europy i jedna czwarta dla Ganimedesa. Po każdym „wyprzedzeniu” Europy przez Io, następuje desynchronizacja ruchu interesującego nas księżyca wokół Jowisza.
Orbita Europy staje się nieco eliptyczna. Kiedy księżyc zbliża się do Jowisza jest rozciągany w kierunku planety ze względu na rosnącą siłę grawitacji. Kiedy oddala się, wraca do pierwotnego kształtu (jak sprężyna).
Działa to jak rozrywanie. Poruszane są wielkie masy skał we wnętrzu Europy, rozgrzewają się przy tym na skutek tarcia. Stąd pochodzi energia cieplna, zasilająca podlodowy ocean.
Czy na Europie może istnieć życie? Uwzględniając dostępność ciekłej wody oraz źródła energii cieplnej i chemicznej… Odpowiedź brzmi: tak. Nawet „bardziej tak” niż w przypadku Marsa, który jest jałową planetą.
Kominy hydrotermalne najprawdopodobniej występują na dnie oceanów Europy i przy nich mogą tworzyć się lokalne ekosystemy.
Najbliższy odpowiednik mikroorganizmów, które mogły rozwinąć się w oceanie Europy to stworzenia żyjące w pobliżu kominów hydrotermalnych na Ziemi (termopiezofile, czyli piezofile odporne na wysokie temperatury). Nie wykorzystują one fotosyntezy w produkcji energii potrzebnej do życia lecz dostępne związki chemiczne: np. siarki. Siarka, mogąca pochodzić z wnętrza Europy lub wybuchów wulkanów na Io, na pewno zakwasiła ocean Europy. Stąd organizmy zasiedlające takie terytorium muszą być acidofilami. Co z tlenem? Najprawdopodobniej woda w oceanie Europy jest nim nasycana. Może okazać się, że żyjące tam organizmy nie są anaerobami i oddychają tlenem.
Przy kominach hydrotermalnych powstają całe ekosystemy, dlatego dno oceanu Europy wydaje się najlepszym celem poszukiwaczy życia pozaziemskiego. Niestety, ze względu na zestawienie polityki, ekonomii i wyzwania technologicznego wyprawa eksploracyjna na Europę jest raczej niemożliwa w pierwszej połowie stulecia.
Enceladus
Enceladus jest jednym z księżyców Saturna. Ma tylko 500 kilometrów średnicy. Wyprawa sondy Cassini w tamte rejony Układu Słonecznego okazała się olbrzymim zaskoczeniem. Tak mały obiekt jest niezwykle aktywny!
Na biegunie południowym Enceladusa znajdują się szczeliny (uskoki) nazwane Tygrysimi Pasami. Są tam gejzery, wyrzucające słoną wodę pod bardzo wysokim ciśnieniem. Mechanizm rozgrzewania lodu pod powierzchnią Enceladusa także polega na tarciu związanym z siłami pływowymi (tym razem Saturna i Dione) choć nie jest to oczywiste, ze względu na to, że inny księżyc Saturna – Mimas – także powinien być geologicznie aktywny i to znacznie bardziej niż Enceladus (a jest ciałem martwym). Stąd propozycja naukowców: ciepło Enceladusa pochodzi dodatkowo z rozpadu promieniotwórczego pierwiastków w jego wnętrzu.
Sonda Cassini zdołała zebrać próbki wody w trakcie erupcji gejzeru, przelatując przez chmurę, która wydostała się w przestrzeń kosmiczną. Wykryto proste związki organiczne, takie jak amoniak, propan, etan i acetylen. Credits: NASA/JPL-Caltech
Łatwe wykrycie cząstek organicznych (wystarczył przelot orbitera przez “prysznic”) i stosunkowo prosty dostęp do wnętrza oceanu (poprzez kanały kriowulkanów) czynią z Enceladusa ciekawego kandydata na misję eksploracyjną w poszukiwaniu życia. Jednakże zbyt słabo znamy jego historię i przyczyny powstawania ciepła, by przyjmować, że na tak małym obiekcie mogło rozwinąć się życie.
Potrzeba zatem dalszych badań, przy planowaniu których atutem jest łatwy dostęp do Enceladusa w porównaniu na przykład do oceanu Europy.
{module [346]}
