Jak může život vypadat?
První zajímavá otázka je, jak obecně může život vypadat? (Ponechávám stranou otázku, co život je - vesměs ale hledáme něco, co funguje si udržuje nízkou entropii za vysokých teplot (je dlouhodobě mimo termodynamickou rovnováhu) a je schopno se rozmnožovat, i když definice se liší.) I když v principu není vyloučené, že by život nefungoval na chemickém principu (zvířátka uplácaná z neutronového degenerovaného plynu na neutronových hvězdách, jako to píše Forward v Dračím vejci), jen o běžné hmotě založené na atomech víme dost, abychom ji mohli nějak seriózně vyšetřovat. Nejprve jsme se zaměřili na otázku, zda může být život postaven na jiných sloučeninách, než na sloučeninách uhlíku. Tvorby delších řetězců jsou schony v zásadě jen bor, dusík, uhlík, křemík a fosfor. Sloučeniny boru, dusíku a fosforu jsou však velmi nestabilní, takže jsme je rovnou vyloučili.
Křemík vyžaduje delší vyšetřování. Ten má však oproti uhlíku několik nevýhod - především nemá vazby s kyslíkem vodíkem a sám sebou na stejné, přijatelné energii. Vazba s kyslíkem je příliš pevná, takže spolu s kyslíkem velmi ochotně oxiduje (a to dokonce i ve vodě) a výsledné sloučeniny jsou inertní za teplot nižších než několik stovek °C. Vysoké teploty a tlaky omezením nejsou, ale pro takové sloučeniny je těžké najít rozpouštědlo. Pokud by v daném prostředí nebyl přítomný kyslík, samotná chemie silanů, polymerů křemíku a vodíku, je poměrně bohatá. Jen funguje za nízkých teplot a vysokých tlaků. Voda pro ně není vhodným rozpouštědlem kvůli reakci s kyslíkem, ve hře však zůstáván třeba metan. Další nevýhodou křemíkové chemie je tzv. stínící efekt, který narušuje aromaticitu případných benzenu-podobných jader, což dělá Si-chemii chudší. Dalším zajímavým kandidátem by mohly být zeolity postavené z Si-O tetraedrů fungující za teplot kolem tisíců stupňů. Takové podmínky jsou např. v zemském plášti, nic zajímavého zde však nepozorujeme.
Pokud se smíříme s tím, že uhlík je díky svým speciálním vlastnostem (které samy o sobě mohou být docela dobře vyladěné pro život, vezmeme-li do úvahy, jak málo by bylo možno pohnout třeba hmotností elektronu, aby jeho vlastnosti zůstaly stejné, nebo poměru protonu k neutronu, aby vůbec ve hvězdách uhlík vznikl) opravdu nejlepším kandidátem pro vznik života, můžeme se zaměřit na skupenství, v jakém by typicky měl život vznikat. Vybudovat život pouze v plynné fázi je velmi těžko představitelné, protože jelikož plynných termodynamických fází nemůže existovat vedle sebe více a nemáme tak ekvivalent hydrofilního-hydrofóbního chování, které skrz lipidové dvojvrstvy odděluje biogenní látky od okolí. Zkrátka by bylo pro takový život příliš těžké bojovat s difuzí a s výkyvy hustoty. Kapalné skupenství pomáhá udržovat stabilní koncentrace látek a zároveň umožňuje, narozdíl od pevných látek, jejich rychlý transport mezi jednotlivými reakčními místy. Proto jsme v další fázi přednášky hledali možná vhodná rozpouštědla, na kterých by se dal uhlíkatý život postavit. (Podle [1].)
NH3 - menší povrchové napětí než voda (ne tak dobře koncentruje molekuly, snáz se vypařuje), rozklad N-H vazby nechrání před UV zářením
HCN, H2S, CH3OH - problematické z různých podobných důvodů.
HF - velmi podobná vodě co do vlastností, ale fluoru je ve vesmíru 1000x méně než C,N,O
N2H4 - vhodný, ale reaguje prudce s kyslíkem, prostředí bez něj těžko je těžko představitelné.
CH4, C2H6 - jsou možné a podporují i vznik aminokyselin, jen narozdíl od předchozích jsou nepolární, takže by všechny membrány musely být postaveny naopak. To je možné, ale nemáme s tím příliš zkušeností.
Přesto najít něco schopné nahradit vodu nemusí být snadné, protože má mnoho anomálií:
- Vytváří vodíkové můstky - brání tak lépe výkyvům teploty (vyšší tepelná kapacita) a je tekutá za daleko většího rozmezí teplot a tlaků, než by měla tak malá molekula být.
- Má velký dipólový moment, je tedy značně polární a vytváří možnost hydrofilního/hydrofobního chování.
- Vytváří iontové formy (H3O+, ...) zvyšující rozpustnost.
- Má přes 40 anomálií, hodně z nich je důležitých pro život. (Např. maximum hustoty v kapalné fázi, vytváření pravidelných struktur kolem organických molekul skrz vodíkové můstky, apod.)
Z naší biosféry známe mnoho způsobů příjmu energie. Především fototrofii (zisk ze světla fotosyntézou) a chemotrofii (zisk rozkladem látek získaných z jiných živočichů). Lze si však představit i mnoho jiných a mnohdy je překvapivé, že je náš život nerealizuje. Fototrofie je např. možná i na nižších vlnových délkách - od infračervené až k mikrovlnám. Jen by bylo potřeba stavět daleko větší "antény", takže se taková investice nevyplácí. Zisk z UV záření příliš pravděpodobný není, protože UV rozkládá téměř všechny organické biomolekuly. Pak je ale ještě mnoho dalších možností - např. kinetotrofie, kdy živočich získává energii z okolo proudící vody, např. pomocí pohyblivých brv. Další možností je termotrofie - takový živočich by fungoval podobně jako parní stroj. Seděl by u nějakého horkého zřídla, nahřál by se a potom by odešel do chladnější oblasti - tak by vlastně konal Carnotův cyklus. Takový způsob zisku energie by mohl být klíčový např. pro případný život na Europě - Jupiterově měsíci, kde by mohl být díky slapovým silám pod zmrzlým povrchem velký oceán vody - tedy v prostředí, kde žádné světlo není. Podobnou věc by šlo provádět i na úkor osmotického nebo iontového gradientu, pokud by se v daném prostředí vyskytoval. (Gradient koncentrace soli v našem moři ale dostatečný není.) Naproti tomu gravotrofii nebo magnetotrofii (zisk energie z gravitačního nebo magnetického pole) můžeme v podstatě vyloučit - jsou příliš neefektivní, snad jen kromě jinak letálního okolí neutronových hvězd.
Obyvatelné zóny kolem hvězd
Poměrně hodně článků se věnuje tomu, jaká oblast kolem hvězd jakého typu je vhodná pro terrestické planety hostící život. (Např. [2], odkud jsem si i půjčil některé obrázky.) Především se většinou předpokládá život založený na uhlíku a vodě. Příliš hmotné hvězdy se předem vyloučí, protože jejich životnost je jen stovky milionů let, což nestačí pro stabilizaci podmínek na planetách. Obyvatelná zóna se pak počítá podle výkonu hvězdy se zohledněním atmosféry a jejího spektra co do skleníkového efektu. Vnitřní okraj je dán bodem, kdy se odpaří dost vody na vyvolání sebepodporujícího skleníkového efektu, při kterém se vypaří oceán. (Kupodivu nejsme této hranici zase tak moc daleko - jen pět procent vzdálenosti.) Za horní hranici se často bere teplota, kdy už ani skleníkový efekt neudrží oxid uhličitý před zmrznutím - pak totiž již nebude žádný skleníkový plyn, který by se mohl hromadit ze sopečné činnosti který by stav zmrzlosti mohl zvrátit. Na grafu je takto vyhraničený pás značen písmeny HZ (habitable zone). Také se musíme dívat do průniku s oblastí, kde se typicky tvoří zemi-podobné kamenné planety. Z toho, že menší hvězdy žijí déle a je jich více by se dalo soudit, že by měly být pro život nejvhodnější. To je asi pravda, ale jen do jisté míry. Jakmile je hvězda příliš malá, září tak slabě, že planety musíme přistrčit velmi blízko k ní. Pak ale daleko rychleji vznikne vázaná rotace (čára "tidal lock radius" a oblast vlevo od ní na grafu), takže planeta na tom bude jako náš Měsíc vzhledem k Zemi - bude hledět neustále jednou stranou ke hvězdě a opačnou od ní. Takový stav je pro život udržitelný jen asi s 1,5 krát hustší atmosférou, která by teplo rozváděla. (Když ponecháme otázky, jaké vichry by asi na takové planetě panovaly.) Protože je však taková planeta příliš blízko atmosféry hvězdy, je docela pravděpodobné, že by byla atmosféra odfouknuta - červení trpaslíci tedy nejsou asi tím nejlepším kandidátem.
Oblast obyvatelné zóny, zóny tvorby planet a zóny vázané rotace planet podle vzdálenosti od hvězdy a hmotnosti hvězdy.
Rozsah obyvatelné zóny hvězd daných spektrálních typů podle věku hvězdy. U jasných hvězd je obyvatelná zóna utnuta přeměnou v červeného obra (u Slunce už v grafu není). Zóna se posouvá, protože hvězda se stále ohřívá,
Měsíce velkých planet
Zajímavou myšlenkou je rovněž zkoumat měsíce velkých planet Jupiterova typu v obyvatelné zóně, jako byla třeba Pandora ve známém Avatarovi. Pak odpadá starost o to, zda se tvoří terrestické planety ve vhodné vzdálenosti. Ačkoliv se plynní obři v obyvatelné zóně typicky nezrodí (sluneční vítr je tak silný, že vodík a helium odfoukne), jak se ukazuje z modelů i pozorování exoplanet, plynní obři mohou do vnitřního pásu doputovat a nevypařit se. Neměli bychom však zapomínat, že plynní obři mají velmi silné magnetické pole, které je provázeno silnou částicovou radiací (plazma zamrzlé v magnetickém poli) - měsíc by tak musel být geologicky aktivní a mít silné magnetické pole, které by jej chránilo. To by neměl být problém - i u těles mnohem menších než Země (vyžadována je alespoň pětina hmoty, kvůli udržení atmosféry) slapové síly centrální planety geologickou aktivitu zaručují. (Jen tak bokem - ta je údajně důležitá i proto, aby se všechny stavební prvky neusadily v usazeninách, čímž by byly vyňaty z koloběhu života - geologická aktivita je vrací skrz sopečnou činnost zpět do oběhu.)
Druhý problém spočívá v tom, že obří planety velmi často zachycují asteroidy a komety. Takže zatímco nás před nimi vhodně postavený Jupiter vlastně chrání, případná Pandora by čelila daleko větší frekvenci srážek. Otázka je, jestli za takovýchto podmínek mohou složitější živočichové úspěšně fungovat.
Obyvatelná zóna galaxií
Obdobně, jako se dá stanovit obyvatelná zóna kolem hvězd, dá se na základě jistých úvah odhadnout, které oblasti v galaxii budou pro vznik života vhodné. Tyto úvahy, čerpané z článku [3], vychází ze dvou poměrně dobře modelovatelných parametrů - v četnosti supernov, které život cca do 30 světelných let spolehlivě hubí, a tzv. metalicity, tedy zastoupení prvků těžších než helium, ze kterých je život postaven. (Název metalicita plyne z toho, že pro astrofyziky je cokoliv těžšího než helium "kov".) Zatímco ve středu spirální galaxie je mnoho těžkých hvězd, které okolí obohacují o stavební prvky, supernovy jsou zde tak časté, že každých pár set milionů let je život smeten. Na okraji galaxie se zase předpovídá tak nízká metalicita, že není z čeho stavět. (Některá novější pzorování však údajně i v těchto oblastech zjistila formaldehyd v molekulárních mračnech, takže i zde stavební prvky jsou - to se přičítá pohlcení menších galaxií tou naší, takže graf je třeba brát trochu s rezervou.) Autoři mj. také vyřazují oblast s příliš vysokou metalicitou, protože pak se očekává, že se budou tvořit místo terrestických planet především plynní obři, jejichž satelity pro vznik života autoři neuvažují. A v neposlední řadě předpokládají jakési rozdělení pravděpodobnosti, že se život za jistou dobu stihne vyvinout, čímž se diskvalifikují příliš mladé hvězdy - takový parametr je ovšem vysloveně spekulativní - horní oblast grafu tedy úplně vyřadit nelze.
Obyvatelná zóna spirálních galaxií - pokud by naše galaxie nekanibalizovala galaxie menší, bude její okraj příliš chudý na prvky těžší než helium, aby mohl život vzniknout (světle modrá oblast). Poblíž centra naproti tomu zase bude příliš mnoho supernov (červená oblast), nebo bude těžkých prvků tolik, ze se místo terrestických planet utvoří jen plynní obři (tmavě modrá oblast). Vodorovná osa udává vzdálenost od jádra galaxie, svislá čas, kdy se hvězda tvořila.
Chemie počátků života
Dalším velkým tématem je, kde se vlastně vzaly organické látky, ze kterých původní život pravděpodobně vznikl. Zde se již nebudu pouštět do takových detailů - nejlépe, když si na přednášku z astrobiologie zajdete sami. Velice zajímavé ovšem je např. to, že už v samotných mračnech mezihvězdného plynu se najde hodně složitých organických látek. Hustota v těchto mračnech je taková, že zde se zde dvě vybrané molekuly srazí asi jednou za jeden a půl roku, takže téměř všechny reakce musí probíhat buď díky záchytu molekul na prachových zrnkách, kde se koncentrují do poměrně složité vrstevnaté struktury, nebo v rázových vlnách, kde je hustota vyšší. Ukazuje se, že kromě bohatého spektra jednodušších látek (HCN, formaldehyd, ..) se v pračnech nachází fullereny a především polycyklické aromatické uhlovodíky, které mají poměrně slušný potenciál představovat základ organické chemie v rodících se planetách. V drobném množství se vyskytují i aminokyseliny. Většina těchto látek je však, jakmile se hvězda zažehne, rozbita UV zářením - dokonce ani v kometárním materiálu se ve Sluneční soustavě již polycyklické aromatické uhlovodíky nenašly.
Aminokyseliny a další stavební bloky však není, jak se ukazuje, žádný problém v redukční atmosféře připravit abioticky (viz Millerův experiment), dokonce ani báze nukleových kyselin (Oró experiment). Jediný problém je s výrobou a především udržením cukrů, které se velmi rychle rozpadají. Pokud se soudí, že na zrodu života musela být molekula, která byla schopná se replikovat, čímž by se nastartoval mechanismus evoluce, a pokud by hlavním kandidátem byla molekula založená na nukleových kyselinách (nejspíše forma RNA, protože DNA nemá řadu jejích funkcí, z čehož se dá soudit, že se vyvinula později účelově), hledá se její obdoba, která by neobsahovala ribosu, která byla v raných podmínkách patrně velmi vzácná. Skutečně se ukazuje, že existují peptidové nukleové kyseliny (PNA), které fungují a ribosu k tomu nepotřebují - ty mohly být prekurzorem života založeného na RNA. Další variantu do hry vnesl článek D. H. Lee et al., Nature 382 (1996) 525–528. Bylo zjištěno, že za jistých podmínek existují proteiny, které se samy dokáží replikovat, není tedy nutné, aby tuto funkci hned od začátku zastávaly nukleové kyseliny. Která z variant se v přírodě nakonec realizovala se zatím neví.
Myslím, že biochemici a biofyzici by ocenili daleko víc chemických detailů, které se na přednášce rozebírají. (Alternativní báze jiných forem nukleových kyselin, alternativa k proteinům jako takovým, kde není vše vázáno striktně přes peptidickou vazbu, ale přesto je potřeba střídání kladných a záporných bloků kvůli foldingu (př. amidy, sulfoamidy, fosfoamidy, ale ne estery), apod. [4]) Já se však na ně dívám spíš jako na obrázky. Rozhodně přednášku doporučuji všem, kteří nejdou ve fyzice jen po aplikacích a rádi se zamýšlí i nad možnými jinými způsoby fungování světa, nebo jeho fungování v dobách, ze kterých nemáme příliš mnoho informací k bádání.
Shrnutí zdrojů, které by mohly stát za pozornost:
- [1] - Irwin: Life in the Universe, (2008)
- [2] - Kasting: Habitable Zones around Main Sequence Stars, Icarus (2002)
- [3] - Lineweaver: The Galactic Habitable Zone and the Age Distribution
of Complex Life in the Milky Way, Science (2004) - [4] - Benner: Is there a common chemical model for life in the universe? (2004)
- [5] - Gibson, Fenner, Kawata: Galactic Chemical Evolution, (2003)
- Ad stabilizace osy Měsícem: wiki, slabý zdroj
