На Марсе могли сохраняться приемлемые условия для развития микробной жизни под поверхностью в первый период его геологической истории, протекавший 3—4 миллиарда лет назад (в нойскую эпоху).
Энергии радиолиза могло быть достаточно для производства необходимого организмам-литотрофам количества водорода, а также для поддержания благоприятной температуры под марсианской криосферой.
Предполагается, что жизни на Марсе, как минимум в древние эпохи, мог способствовать радиолиз воды — её распад с выделением водорода H2 под действием излучения от радиоактивных элементов в горных породах, например, урана и тория. Кроме источника энергии для образования водорода, радиоактивный распад также мог способствовать дополнительному нагреву пород и поддержанию более благоприятной температуры (по сравнению с тем, какой она могла бы быть под влиянием одной только солнечной энергии). Исследование палеоусловий на Марсе опубликованное в журнале Earth and Planetary Science Letters показало, что концентрация водорода в марсианских породах из-за радиолиза была достаточной для поддержания жизни примитивных микроорганизмов и сопоставимой с аналогичными земными экосистемами.
Кроме воды как необходимого компонента для возникновения жизни, среда потенциального обитания должна содержать источники энергии для организмов. Энергия может выделяться в геохимических процессах с участием ряда химических соединений, которые микроорганизмы могут метаболизировать. Так, некоторые земные микробные сообщества, живущие на глубине, используют водород в качестве первичного донора электронов (то есть восстановителя). В подземных экосистемах водород вырабатывается абиологически путём радиолиза воды, а также в других геохимических процессах включая выветривание горных пород. Микробные сообщества, использующие такой источник энергии, называются хемолитотрофами как подкласс литотрофных организмов. Пока литотрофия обнаружена только у архей и бактерий. Некоторые из них могут выживать в условиях за пределами привычной зоны обитаемости, например, при температурах выше 110 °C или очень кислых средах (с pH<2). Поэтому астробиологи рассматривают такие хемолитотрофные сообщества как модель для поиска жизни вне Земли, в том числе, разумеется, на Марсе. А радиолиз рассматривается как возможный механизм выработки H2 на Европе, Энцеладе и на современном Марсе — то есть везде, где есть свидетельства существования воды (см. обзор мест, где пытаются искать жизнь в Солнечной системе).
Марс, вероятно, был более привлекательным, чем сегодня, местом в первый миллиард лет существования, или в период его геологической истории, называемый нойской эпохой. Тогда на его поверхности могла существовать жидкая вода. На это указывают и формы рельефа, в частности, русла и конусы выноса рек. Участки с отложениями этой эпохи на поверхности представляют особый интерес для поиска биосигнатур. В ближайшее время ожидается запуск космического корабля, который должен доставить марсоход Perseverance в одно из таких мест.
На Марсе выделяют три геологические эпохи — нойскую, гесперийскую и амазонийскую. Такое разделение сначала исходило из районирования его поверхности по плотности метеоритных кратеров: их больше всего на самых древних террейнах, названных нойскими, и меньше на молодых амазонийских. Более старые участки — это, как правило, возвышенности в южном марсианском полушарии, а молодые — низины в северном полушарии, которые легче заполняются новым материалом. Затем это разделение было скоррелировано с данными геологии и геохимии соответствующих пород. Современные геологические карты используют более подробную деталировку, но принцип сохраняется — так же, как и с археем, протерозоем и фанерозоем на Земле.
В качестве исходных данных используются результаты гамма-спектрометра на борту спутника NASA Mars Odyssey. Он позволяет определить концентрацию радиоактивных элементов тория и калия в марсианской коре. По этим данным можно затем сделать вывод о концентрации урана, которую Mars Odyssey напрямую не измеряет. Радиоактивное излучение от распада этих элементов является источником энергии для радиолитического разложения воды. Поскольку нас интересует нойская эпоха, современные значения концентраций радиоактивных элементов можно экстраполировать на 4 миллиарда лет назад и оценить мощность радиоактивного излучения в то время.
Следующий шаг — оценка количества воды на древнем Марсе, которая могла подвергнуться радиолизу. Геологические свидетельства указывают на то, что в пористых породах Марса могло содержаться значительное количество воды. Здесь экстраполяционные модели уже имеют значительно худшие основания, потому что о множестве необходимых параметров пород и климата в то время можно только догадываться. Так, исследователи использовали данные по плотности марсианских пород для оценки доступного для воды порового пространства, а также разработанные геотермальные и климатические модели для оценки глубины криосферы в нойскую эпоху. Из-за возрастающей неопределённости таких расчётов с увеличением сложности моделей и количества их параметров учёные рассматривают несколько основных сценариев моделирования, например, «холодный» и «тёплый» варианты климата для Марса, разный состав грунтовых вод и т. д.
Объединив эти данные и модели, можно заключить, что 3—4 миллиарда лет назад зона потенциальной обитаемости на древнем Марсе могла простираться под поверхностью на глубину до нескольких километров ниже слоя криосферы. В этой зоне производство водорода в химической реакции радиолиза могло быть достаточным для поддержания микробной жизни, насколько можно судить по аналогичным экосистемам на Земле. Согласно расчётам, такие зоны обитаемости на Марсе могли сохраняться на протяжении сотен миллионов лет.
Подготовка материала: Сергей Шапиро