الفلك

في أي وقت مبكر تم تشكيل الكواكب الداعمة للحياة؟

في أي وقت مبكر تم تشكيل الكواكب الداعمة للحياة؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

عند التفكير في خيارات الاستبعاد حيث لا يستحق البحث عن كواكب صالحة للسكن ، جاء الماضي إلى ذهني.

في بداية الكون ، لم تكن هناك إمكانية لتكوين كواكب داعمة للحياة (قائمة على الكربون) ، وذلك ببساطة لأنه لم يكن هناك ما يكفي من المواد للقيام بذلك.

احترقت نجوم المجموعة الثالثة خلال ملايين السنين لتترك بعض هذه العناصر ، ولكن هل كان ذلك كافياً لتكوين الكواكب؟ لدي بعض المشاكل في وضع الأمور في نصابها ، مع الأخذ في الاعتبار ذلك

  • هناك العديد من العمليات التي تنتج أنواعًا وكميات مختلفة من النظائر
  • تنتشر هذه النظائر بطرق مختلفة (وبالتالي أيضًا تركيزات مختلفة عن كيفية تكوينها) في جميع أنحاء الوسط البينجمي
  • من المحتمل أن يستغرق الأمر وقتًا طويلاً لتكثيف ما يكفي من المعادن بالجاذبية في كوكب بمجرد انبثاقه من على سبيل المثال. سوبر نوفا
  • غالبية النجوم أصغر حجمًا ، لذا من المحتمل أن يتطلب الأمر مجموعة من النجوم الأثقل لتوفير الظروف في وقت مبكر من الكون.

أود أن أعتبر توزيعًا مشابهًا للمعادن كما هو الحال في الأرض كافياً للحياة ، وسأركز فقط على تلك الموجودة في الحمض النووي (N ، H ، C ، P ، O) ، والدهون (C ، H ، O) والبروتينات (C ، O ، H ، N) وكذلك معظم المعادن الأساسية (Ca ، Cl ، K ، Na ، Mg ، P ، S) وربما على الأقل مجموعة من العناصر النزرة (ربما ضرورية) (Co ، Fe ، I ، Cu ، Mn ، Mo ، Se ، Zn ، As ، B ، Cr ، F ، Rb ، Te ، V ، Sn ، Ni).

إذن ما هو أفضل تقدير تقريبي يمكننا تقديمه حاليًا عندما كانت هذه العناصر وفيرة بما يكفي لتتكثف في الأرض مثل الصخور مع التوزيع الأولي للأرض؟


يمكنك الحصول على نسبة معدنية عالية نسبيًا بسرعة نسبيًا في أجزاء من الكون المبكر - خاصة بعض العناقيد الكروية ومراكز المجرات الضخمة - لأن معدلات تكوين النجوم في تلك الأماكن كانت عالية جدًا ، مما يعني وجود الكثير من النجوم الضخمة وعدة جولات من " تتشكل النجوم الضخمة ، وتنتقل إلى مستعر أعظم ، وتزرع الغازات المحيطة بالمعادن ، وتتشكل نجوم ضخمة جديدة من الغاز المخصب "- يمكن أن يكون النطاق الزمني من التكوين إلى المستعر الأعظم قصيرًا يصل إلى مليوني سنة بالنسبة للنجوم الضخمة حقًا.

إذن ما مدى ارتفاع نسبة المعدن التي تحتاجها لتشكيل الكواكب ، وكم كانت (أجزاء) من الكون قد وصلت إلى هناك مبكرًا؟

  • من ناحية أخرى ، نعلم أن نجمًا معدنيًا (وفرة الحديد) فقط ربع الشمس ([Fe / H] = -0.63) مع كوكب كتلة نبتون ، وقد وجد كبلر كواكب بحجم الأرض تقريبًا النجوم شبه فقيرة بالمعادن. لذلك لا تحتاج إلى معادن عالية جدًا لتشكيل الكواكب.

  • من ناحية أخرى ، هناك أدلة على وجود غاز حول الكوازارات المخصبة بـ في الاعلى الفلزية الشمسية عن طريق الانزياحات الحمراء من 6 إلى 7 (حوالي 800 مليون سنة بعد الانفجار العظيم). هناك أيضًا نجوم قديمة إلى حد ما في مجرتنا ذات نسبة معدنية عالية: على سبيل المثال ، تقدر هذه الورقة أن النجوم في العنقود الكروي NGC 6258 يبلغ عمرها 10-12 مليار سنة مع وجود فلزية قريبة من الشمس.

لذا فإن الإجابة المختصرة هي أنه يمكن أن يكون لديك كواكب تتشكل خلال أول 1-2 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، وربما في غضون بضع مئات من ملايين السنين بعد تشكل النجوم الأولى. نظرًا لأن المعادن ستكون في الغالب من مستعر أعظم ينهار (على عكس المنتجات التي يهيمن عليها الحديد من المستعرات الأعظمية من النوع Ia) ، سيكون هناك فائض مما يسمى "عناصر ألفا" - خاصة الأكسجين والمغنيسيوم والنيون والسيليكون ، الكبريت والأرجون والكالسيوم - نسبة إلى الحديد ؛ لا أعتقد أنه يجب عليك القلق بشأن فقدان الكثير من العناصر الحاسمة للحياة.

لن تكون هذه الكواكب كلها أماكن جيدة جدًا الحياة، مع ذلك ، لأنها ستكون في مناطق كثيفة مع الكثير من النجوم والكثير من تكون النجوم ، مما يعني أن الكثير من المستعرات الأعظمية تنطلق في مكان قريب ، وربما كوازار نشط أيضًا إذا كنا نتحدث عن مركز مجرة.


كم عدد الكواكب الشبيهة بالأرض الموجودة في الكون؟

أمضى تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا و # x27s تسع سنوات في الفضاء السحيق يجمع البيانات التي كشفت عن أن سماءنا الليلية تمتلئ بمليارات الكواكب المخفية

أمضى تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا و # x27s تسع سنوات في الفضاء السحيق يجمع البيانات التي كشفت عن أن سماءنا الليلية مليئة بمليارات الكواكب المخفية

توفر دراسة جديدة أجراها باحثون في جامعة بريغهام يونغ وجامعة ولاية بنسلفانيا أدق تقدير لعدد الكواكب الشبيهة بالأرض في الكون. نظر الفريق في تواتر الكواكب التي تشبه الأرض في الحجم وعلى بعد مسافة من نجمها المضيف ، وهي نجوم تشبه شمسنا. ستكون معرفة معدل حدوث هذه الكواكب الصالحة للسكن أمرًا مهمًا لتصميم مهمات فلكية مستقبلية لتمييز الكواكب الصخرية القريبة حول النجوم الشبيهة بالشمس والتي يمكن أن تدعم الحياة.

تم اكتشاف آلاف الكواكب بواسطة تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا. تم إطلاق Kepler في عام 2009 وتقاعدت من قبل وكالة ناسا في عام 2018 عندما استنفدت إمدادات الوقود الخاصة بها ، ورصدت مئات الآلاف من النجوم وحدد الكواكب خارج نظامنا الشمسي - الكواكب الخارجية - من خلال توثيق أحداث العبور. تحدث أحداث العبور عندما يمر مدار كوكب ما بين نجمه والتلسكوب ، مما يحجب بعض ضوء النجم بحيث يبدو خافتًا. من خلال قياس مقدار التعتيم والمدة بين عمليات العبور وباستخدام معلومات حول خصائص النجم ، يحدد علماء الفلك حجم الكوكب والمسافة بين الكوكب والنجم المضيف له.

قال دارين راجوزين ، أستاذ علم الفلك في جامعة بريغهام يونغ والمؤلف المشارك في الدراسة: "أردنا أن نفهم الكواكب من النجوم الأخرى ، وتحديدًا الكمية والحجم وما إذا كانت قريبة من نجومها". "ومع ذلك ، لا يمكننا فقط الحصول على المعلومات التي تم العثور عليها من التلسكوب. وجد كبلر في الواقع المزيد من الكواكب الأكبر بينما في الحقيقة هناك المزيد من الكواكب الصغيرة هناك ، من الصعب رؤيتها ".

للتغلب على هذه العقبة ، صمم الباحثون طريقة جديدة لاستنتاج معدل حدوث الكواكب عبر مجموعة واسعة من الأحجام والمسافات المدارية. يحاكي النموذج الجديد "أكوان" النجوم والكواكب ثم "يراقب" هذه الأكوان المحاكاة لتحديد عدد الكواكب التي كان كيبلر قد اكتشفها في كل "كون".

قال راجوزين: "بمجرد أن نعرف مدى قدرتنا على اكتشاف كوكب ما ، يمكننا بعد ذلك التنبؤ بعدد الكواكب الأخرى المشابهة له". "كان هذا هو الهدف الرئيسي لمهمة كبلر ، لتحديد ترددات هذه الكواكب."

نتائج هذه الدراسة ذات صلة خاصة بالتخطيط لبعثات فضائية مستقبلية لتوصيف الكواكب الشبيهة بالأرض. بينما اكتشفت مهمة كبلر آلاف الكواكب الصغيرة ، فإن معظمها بعيد جدًا بحيث يصعب على علماء الفلك معرفة تفاصيل حول تكوينها وغلافها الجوي.

"وجدنا أن حوالي عشرة بالمائة من النجوم لها كوكب بحجم الأرض تقريبًا ويحصل على نفس كمية ضوء الشمس مثل الأرض. لقد تم الحديث عن هذا لفترة طويلة ، ولكن حتى كبلر لم يكن هناك أي بيانات لدعمه ، "قال راجوزين. "لدينا الآن أرقام حقيقية تساعدنا حقًا في فهم أن كواكب مثل الأرض شائعة جدًا."

تظهر ورقة تصف النموذج في المجلة الفلكية، الذي شارك في تأليفه Ragozzine وطالب BYU Keir Ashby ، بالإضافة إلى باحثين من ولاية بنسلفانيا.


في أي وقت مبكر تم تشكيل الكواكب الداعمة للحياة؟ - الفلك

هل توجد حياة في عوالم أخرى؟ إذا كانت الكواكب الأخرى قادرة على دعم الحياة كيميائيًا كما نعرفها هنا على الأرض ، فكيف يرتبط هذا بأصل الحياة نفسها؟

لطالما تكهن العلماء بالنظرية القائلة بأن الحياة في أكثر أشكالها بدائية قد تكون الخطوة التالية في التطور الكوني بعد تشكل الكواكب. في حين أن هذه لا تزال مجرد نظرية ، إلا أن الأفكار الجديدة حول أصل الكواكب والاكتشافات الحديثة في الكيمياء قد أعطتها الدعم.

على سبيل المثال ، على بعد أربعين مليون ميل من الأرض ، حتى كتابة هذه السطور ، يوجد كوكب المريخ ، وهو كوكب أبرد من الأرض ، بدون أكسجين في غلافه الجوي ، وقليل من الماء على سطحه. الرجل الذي يتم نقله إلى المريخ يلهث ويموت - كما أن معظم الكائنات الحية المألوفة ستهلك أيضًا.

ومع ذلك ، لاحظ علماء الفلك منذ أكثر من نصف قرن تغيرات طفيفة في الألوان الموسمية على الكوكب تتزامن على ما يبدو مع توافر المياه. تم تفسير ذلك كدليل على الحياة النباتية على كوكب المريخ ، حيث تكيفت الحياة على وجه التحديد مع قسوة بيئة المريخ. إذا كانت تغييرات الألوان المبلغ عنها حقيقية ، فيبدو أنه لا يوجد تفسير آخر معقول.

علاوة على ذلك ، تشير الملاحظات الطيفية الهامشية لـ W.M Sinton إلى أنه قد تكون هناك جزيئات ذات روابط C-H على سطح المريخ. يعتبر الكربون والهيدروجين عنصرين أساسيين لجميع الكائنات الأرضية ، والرابطة الكيميائية التي تجمع بينهما ضرورية لبنية البروتينات والأحماض النووية ولبنات البناء البيولوجية الأخرى. هل من الممكن إذن أن يكون نفس النوع من الحياة ، المتشابه في تركيبته الكيميائية الأساسية ، قد نشأ مرتين في نفس النظام الشمسي؟ على الرغم من التخمين في بعض تفاصيله ، فإن النمط العام للتطور الكوني راسخ إلى حد ما.

يبدأ التطور الكوني بسحابة غبار كونية هائلة ، مثل السحابة الموجودة اليوم بين النجوم. تحتوي هذه السحابة على وفرة "كونية" من العناصر ، وتتكون أساسًا من الهيدروجين والهيليوم ، مع مزيج صغير فقط من العناصر الثقيلة. ستكون المادة هنا وهناك أكثر كثافة إلى حد ما من المناطق المجاورة. تنجذب المناطق الأكثر انتشارًا جاذبيًا إلى المنطقة الأكثر كثافة ، والتي ، نتيجة لذلك ، ستنمو في الحجم والكتلة. عندما تتدفق المادة نحو النواة المركزية المتكثفة ، فإن الحفاظ على الزخم الزاوي سيؤدي إلى دوران المنطقة بأكملها والنواة والمادة المتدفقة بشكل أسرع وأسرع.

بالإضافة إلى ذلك ، مع استمرار اصطدام كميات كبيرة من المادة بالنواة ، سترتفع درجة حرارتها باطراد. بعد ربما مائة مليون سنة ، سترتفع درجة الحرارة في مركز السحابة إلى حوالي خمسة عشر مليون درجة. هذه هي درجة حرارة الاشتعال للتفاعلات النووية الحرارية (مثل تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في القنبلة الهيدروجينية). في هذا الوقت ، ستصبح نواة السحابة نجمة ، "تشتعل" وتشع الضوء والحرارة في الفضاء القريب. إذا كان الدوران سريعًا بدرجة كافية ، فسوف ينفصل النجم المتشكل في ظل ظروف معينة إلى أجزاء أصغر ، مما ينتج عنه نظام نجمي مزدوج أو متعدد.

الآن مع تشكل النجم ، لا تزال هناك سحابة غبار كبيرة تحيط بالنجم وتدور معه. في هذه السحابة ، يبدأ السديم الشمسي ، والمناطق الصغيرة الأكثر كثافة في جذب المادة القريبة ، كما هو الحال في تكوين النجوم. ومع ذلك ، فإن الكواكب الأولية التي تنمو من هذه المناطق (في مجال الجاذبية للنجم القريب) ، لا ترتفع أبدًا عن طريق التسخين التصادمي إلى درجة حرارة الاشتعال النووي الحراري ، وبالتالي تصبح كواكب وليس نجومًا.

وصف جيرارد بي كويبر ، أستاذ علم الفلك في مرصد يركس ، كيفية تشكل الكواكب بهذه الطريقة في السنوات الأخيرة. في تشكيل الكواكب الأولية ، سيكون هناك ميل للعناصر الأثقل للغرق في المركز ، تاركة الهيدروجين والهيليوم الأكثر وفرة كمكونات رئيسية للغلاف الجوي المحيط بالكواكب الجديدة. عندما "يضيء" النجم الجديد ، يميل ضغط الإشعاع إلى إبعاد هذا الغلاف الجوي.

ومع ذلك ، إذا كان الكوكب الأولي ضخمًا جدًا ، أو بعيدًا جدًا عن الشمس ، فقد تكون جاذبية الكوكب الأولي لجزيء الغاز أكبر من قوة الإشعاع التي تحاول إبعاده ، وقد يحتفظ الكوكب الأولي بالغلاف الجوي. يمكن أن يكون هذا الغلاف الجوي بقايا من الغلاف الجوي الأولي ، أو قد يكون بسبب الزفير الغازي من داخل الكواكب. على سبيل المثال ، الغلاف الجوي الحالي للأرض ناتج عن الزفير الغلاف الجوي الحالي للمشتري هو بقايا.

بهذه الطريقة ، يمكن للمرء أن يفهم ، بشكل عام ، الغلاف الجوي للكواكب في هذا النظام الشمسي:

  1. الزئبق: ليست ضخمة ، قريبة من الشمس ، تحتفظ بجو ضئيل.
  2. كوكب الزهرة: كتلة أكبر من عطارد ، بعيدًا عن الشمس ، يحتفظ فقط بالغاز الثقيل ، ثاني أكسيد الكربون.
  3. أرض: احتفظ بالغازات الأخف ، والنيتروجين ، والأكسجين ، وبخار الماء ، لكنه فقد كل الهيدروجين والهيليوم تقريبًا.
  4. المريخ: على الرغم من أنه بعيد عن الشمس ، إلا أنه أقل كتلة من الأرض أو الزهرة ، وبالتالي يحتفظ بشكل أساسي فقط بالغاز الثقيل ، ثاني أكسيد الكربون.
  5. كوكب المشتري ، زحل ، أورانوس ، نبتون: بعيدًا جدًا عن الشمس وكتلتها ضخمة جدًا ، فإنها تحتفظ بالكثير من الهيدروجين والهيليوم ، بينما فقدت الكواكب الأخرى كواكبها.

إحدى الحقائق عن نظامنا الشمسي التي قرعت ناقوس الموت للعديد من نشأة الكون هي حقيقة أنه على الرغم من وجود أكثر من 99 في المائة من كتلة النظام الشمسي في الشمس ، إلا أن أكثر من 98 في المائة من الزخم الزاوي للنظام موجود في الكواكب. يبدو الأمر كما لو أن القصور الذاتي الدوراني قد انتقل من الشمس إلى الكواكب. وقد أوضح H. Alfven هذا على أنه فرملة مغناطيسية لدوران الشمس ، بسبب تفاعل "مجالها المغناطيسي مع السديم الشمسي المتأين. على هذا الأساس ، فإن وجود سديم شمسي تتشكل منه أنظمة الكواكب سيؤدي إلى دوران النجم المركزي ببطء أكثر فأكثر.

الآن يجب أن يعتمد أصل الكواكب على درجة حرارة النجم المركزي. إذا كان الجو باردًا جدًا ، فلن يتم تفجير الغلاف الجوي للكواكب الأولية ، مما قد يؤدي إلى تكوين نظام من الكواكب على غرار كوكب المشتري ، ولكنه أكبر وأكثر ضخامة. من ناحية أخرى ، إذا كان النجم شديد السخونة ، فإن ضغط الإشعاع سيشتت السديم الشمسي بسرعة ، تاركًا ، إن وجد ، كواكب صغيرة بلا غلاف جوي ، أو نظامًا من ملايين الكويكبات الصغيرة. لكي تتشكل الكواكب ، يجب أن تكون درجة حرارة النجم بين هذين النقيضين.

هناك سبب آخر للاعتقاد بأن النجوم الساخنة ليس لديها كواكب. إذا نشأ تكوين أنظمة الكواكب وتباطؤ دوران النجوم عن وجود السدم الشمسية ، فيجب أن نتوقع أن النجوم الساخنة التي تبدد سدمها الشمسية ولا تشكل كواكب تدور بشكل أسرع. هذا هو بالضبط ما لوحظ! كلما كان النجم أكثر سخونة ، كان الدوران أسرع. النجوم الأكثر برودة تدور ببطء أكثر مما كان متوقعًا.

عند درجة حرارة تبلغ حوالي 7000 درجة ، وهي سمة لما يسمى بالنجوم F ، هناك انخفاض مفاجئ كبير في متوسط ​​سرعات الدوران ، وربما تحت هذه درجة الحرارة تحتفظ جميع النجوم بما يكفي من سدمها الشمسية لتكوين كواكب ، (بشرط ألا يكونوا قد استهلكوا سدمهم الشمسية في تكوين أنظمة شمسية مزدوجة أو متعددة).

يتراوح عدد هذه النجوم بين واحد وعشرة في المائة من العدد الإجمالي للنجوم ، مما يشير إلى وجود ما يصل إلى عشرة مليارات نظام شمسي في مجرتنا وحدها. من بين هؤلاء ، ربما واحد في المائة ، أو 100 مليون لديهم كواكب مثل الأرض. ما هو احتمال الحياة في هذه العوالم؟

نظرًا لأن العنصر الأكثر وفرة ، من الناحية الكونية ، هو الهيدروجين ، فإن الغلاف الجوي للكواكب الأولية المبكرة لأي نظام يجب أن يحتوي على الكثير من مركبات الهيدروجين والهيدروجين. من المحتمل أن تكون مركبات الهيدروجين من الكربون والنيتروجين والأكسجين أكثر مركبات الهيدروجين وفرة في الغلاف الجوي الأولي. وهي ، على التوالي ، الميثان ، والميثان ، والأمونيا ، و NH3 ، وبخار الماء ، H20.

في عام 1953 ، أظهر ستانلي ميلر ، الحاصل على درجة الدكتوراه ، 54 ، ثم طالب دراسات عليا يعمل تحت إشراف الأستاذ هارولد سي أوري ، أنه عندما يتم خلط الهيدروجين والميثان والأمونيا وبخار الماء معًا وتزويدهم بالطاقة ، يتم إنتاج بعض المركبات العضوية الأساسية. (من المحتمل أن يكون مصدر الطاقة في الغلاف الجوي الأولي هو الضوء فوق البنفسجي القادم من الشمس الذي يدور حوله الكوكب الأولي).

هذه المركبات هي تقريبًا جميع الأحماض الأمينية ، وهي اللبنات الكيميائية الحيوية التي يتكون منها البروتين. هناك أيضًا سبب للاعتقاد بأن الأحماض الأمينية تؤدي إلى تكوين البيورينات والبيريميدين ، والتي تعد بدورها لبنات بناء للأحماض النووية. البروتينات والأحماض النووية هما المكونان الأساسيان للحياة كما نعرفها على الأرض ، ربما تتكون المواد الوراثية مثل الجينات والكروموسومات بشكل حصري من الأحماض النووية والبروتينات. بالإضافة إلى ذلك ، فإن الإنزيمات ، التي تحفز التفاعلات الكيميائية البطيئة وبالتالي تجعل أشكال الحياة المعقدة ممكنة ، هي دائمًا بروتينات.

تم إجراء تجارب ذات أهمية مماثلة لتلك الخاصة بميلر بواسطة S.W. Fox. قام فوكس بتطبيق الحرارة ، في نطاق يتراوح بين 100 و 200 درجة مئوية ، على جزيئات بسيطة ، مثل تلك التي صنعها ميلر. أنتج هذا الإجراء البسيط كميات صغيرة من الجزيئات العضوية المعقدة التي تم توزيعها على نطاق واسع في جميع الكائنات الأرضية. على وجه الخصوص ، أنتج فوكس حمض اليريدوسكسينيك ، وهو وسيط رئيسي في تخليق الأحماض النووية. يمكن توفير درجات الحرارة المطلوبة بواسطة Fox بسهولة عن طريق التسخين الإشعاعي لقشرة الكوكب. هناك أدلة على أن مثل هذا التسخين الإشعاعي هو جزء طبيعي من التطور المبكر لجميع الكواكب.

من المدهش حقًا الآن أن الجزيئات التي أنتجها ميلر وفوكس هي بالضبط الجزيئات الضرورية لتكوين الحياة كما نعرفها. لم يتم إنتاج أي جزيئات لا تشارك بشكل أساسي في الكائنات الأرضية الحديثة.

من المحتمل أن تحدث العمليات التي وصفها ميلر وفوكس على كوكب واحد على الأقل من كل نجم ذي درجة حرارة معتدلة. كل ما هو مطلوب هو وسيلة لتجميع الجزيئات التي تنتجها هذه العمليات في مكان واحد حيث يمكن أن تتفاعل. وسيط سائل على سطح الكوكب يخدم هذا الغرض بشكل مثير للإعجاب. ستسقط الجزيئات المنتجة في الغلاف الجوي في هذه الأجسام السائلة ، والجزيئات الناتجة على الأرض عن طريق تطبيق الحرارة ستغسل أيضًا فيها. على الرغم من أن بحار الأمونيا السائلة أو حمض الهيدروفلوريك يمكن أن تخدم ، يمكن إثبات أن بحار المياه ستكون أكثر كفاءة في جمع الجزيئات الحيوية والحفاظ عليها.

من المحتمل أن يكون الكوكب الوحيد في كل نظام الذي نفكر فيه يمتلك مياهًا سائلة في وقت مبكر من تاريخه ، وبالتالي قد يكون من المتوقع على مثل هذه الكواكب إنتاج البروتينات والأحماض النووية.

الآن البروتينات والأحماض النووية لها بعض الخصائص غير العادية على حد علمنا ، تلك التي لا توجد في أي جزيئات أخرى. يمكنهم تكوين جزيء جديد لا يمكنه فقط تكوين جزيئات متطابقة أخرى من المادة العائمة في البحر من حوله ، ولكن إذا تم تغييره بطريقة ما يمكنه أيضًا تكوين نسخ من بنيته المتغيرة. يجب أن يخضع هذا الجزيء المتحول أو المتكاثر ذاتيًا أو مجموعة الجزيئات لانتقاء طبيعي. لهذه الأسباب ، يجب تحديده على أنه أول كائن حي على هذا الكوكب.

وبالتالي ، قد يكون هناك 100 مليون كوكب في هذه المجرة وحدها تزدهر فيها كائنات حية تشبهنا على الأقل كيميائيًا حيويًا. من ناحية أخرى ، بسبب الانتقاء الطبيعي ، يجب أن تتكيف هذه الكائنات جيدًا ، كل منها مع بيئتها الخاصة. نظرًا لأن الاختلافات الطفيفة في البيئة تسبب في النهاية اختلافات شديدة في بنية الكائنات الحية ، يجب ألا نقبل أشكال الحياة خارج الأرض لتشبه أي شيء مألوف. ولكن هناك سبب للاعتقاد بأنهم موجودون هناك.


تشير نمذجة المناخ التابعة لوكالة ناسا إلى أن الزهرة ربما كانت صالحة للسكنى

ربما كان للزهرة محيط ضحل من المياه السائلة ودرجات حرارة سطحية صالحة للسكن لما يصل إلى ملياري سنة من تاريخها المبكر ، وفقًا لنمذجة الكمبيوتر لمناخ الكوكب القديم بواسطة علماء في معهد جودارد لدراسات الفضاء التابع لناسا في نيويورك.

تم الحصول على النتائج ، التي نُشرت هذا الأسبوع في مجلة Geophysical Research Letters ، بنموذج مشابه للنوع المستخدم للتنبؤ بتغير المناخ في المستقبل على الأرض.

قال مايكل واي ، الباحث في GISS والمؤلف الرئيسي للورقة البحثية: "يمكن تكييف العديد من الأدوات نفسها التي نستخدمها لنمذجة تغير المناخ على الأرض لدراسة المناخات على الكواكب الأخرى ، في الماضي والحاضر". "تُظهر هذه النتائج أن كوكب الزهرة القديم ربما كان مكانًا مختلفًا تمامًا عما هو عليه اليوم."

الزهرة اليوم عالم جهنمي. إنه يحتوي على غلاف جوي من ثاني أكسيد الكربون يكسر سماكته 90 مرة مثل غلاف الأرض. يكاد لا يوجد بخار ماء. تصل درجات الحرارة إلى 864 درجة فهرنهايت (462 درجة مئوية) على سطحه.

لطالما افترض العلماء أن الزهرة تشكلت من مكونات مشابهة لمكونات الأرض ، لكنها اتبعت مسارًا تطوريًا مختلفًا. أشارت القياسات التي أجرتها بعثة بايونير التابعة لوكالة ناسا إلى كوكب الزهرة في الثمانينيات من القرن الماضي لأول مرة إلى أن الزهرة ربما كان لها محيط في الأصل. ومع ذلك ، فإن كوكب الزهرة أقرب إلى الشمس من الأرض ويتلقى المزيد من ضوء الشمس. ونتيجة لذلك ، تبخر المحيط المبكر للكوكب ، وتفككت جزيئات بخار الماء بفعل الأشعة فوق البنفسجية ، وهرب الهيدروجين إلى الفضاء. مع عدم وجود ماء على السطح ، تراكم ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي ، مما أدى إلى ما يسمى بتأثير الدفيئة الجامح الذي خلق الظروف الحالية.

أظهرت الدراسات السابقة أن مدى سرعة دوران الكوكب حول محوره يؤثر على ما إذا كان يتمتع بمناخ صالح للسكن. اليوم على كوكب الزهرة هو 117 يوم أرضي. حتى وقت قريب ، كان يُفترض أن الغلاف الجوي السميك مثل غلاف كوكب الزهرة الحديث مطلوب حتى يكون للكوكب معدل دوران بطيء اليوم. ومع ذلك ، فقد أظهرت الأبحاث الحديثة أن الغلاف الجوي الرقيق مثل الغلاف الجوي للأرض الحديثة يمكن أن ينتج نفس النتيجة. هذا يعني أن كوكب الزهرة القديم ذو الغلاف الجوي الشبيه بالأرض كان من الممكن أن يكون له نفس معدل الدوران الموجود اليوم.

من العوامل الأخرى التي تؤثر على مناخ كوكب الأرض التضاريس. افترض فريق GISS أن كوكب الزهرة القديم كان يحتوي على مساحة جافة بشكل عام أكثر من الأرض ، خاصة في المناطق الاستوائية. هذا يحد من كمية المياه المتبخرة من المحيطات ، ونتيجة لذلك ، تأثير الاحتباس الحراري بواسطة بخار الماء. يبدو هذا النوع من السطح مثاليًا لجعل كوكبًا صالحًا للسكن ، ويبدو أنه كان هناك ما يكفي من المياه لدعم الحياة الوفير ، مع وجود مساحة كافية من الأرض لتقليل حساسية الكوكب للتغيرات من ضوء الشمس الوارد.

قام واي وزملاؤه في GISS بمحاكاة ظروف ظاهرية لكوكب الزهرة المبكرة ذات الغلاف الجوي المشابه لجو الأرض ، ويوم واحد مثل يوم كوكب الزهرة الحالي ، ومحيطًا ضحلًا يتوافق مع البيانات المبكرة من مركبة بايونير الفضائية. أضاف الباحثون معلومات حول تضاريس كوكب الزهرة من قياسات الرادار التي اتخذتها بعثة ماجلان التابعة لوكالة ناسا في التسعينيات ، وملأت الأراضي المنخفضة بالمياه ، تاركة المرتفعات مكشوفة مثل قارات فينوس. وأخذت الدراسة في الحسبان أيضًا وجود شمس قديمة كانت باهتة بنسبة تصل إلى 30 في المائة. ومع ذلك ، لا يزال كوكب الزهرة القديم يتلقى حوالي 40 في المائة من ضوء الشمس أكثر من الأرض اليوم.

قال المؤلف المشارك وعالم GISS أنتوني ديل جينيو: "في محاكاة نموذج GISS ، يكشف الدوران البطيء للزهرة جانب النهار للشمس لمدة شهرين تقريبًا في كل مرة". "يؤدي هذا إلى تدفئة السطح وينتج المطر الذي ينتج عنه طبقة سميكة من السحب ، والتي تعمل كمظلة لحماية السطح من الكثير من التسخين الشمسي. والنتيجة تعني درجات حرارة مناخية أبرد ببضع درجات من درجة حرارة الأرض اليوم ".

تم إجراء البحث كجزء من برنامج علم الأحياء الفلكية لعلوم الكواكب التابع لوكالة ناسا من خلال برنامج Nexus for Exoplanet System Science (NExSS) ، الذي يسعى إلى تسريع البحث عن الحياة على الكواكب التي تدور حول نجوم أخرى ، أو الكواكب الخارجية ، من خلال الجمع بين الرؤى من مجالات الفيزياء الفلكية ، علوم الكواكب والفيزياء الشمسية وعلوم الأرض. النتائج لها آثار مباشرة على بعثات ناسا المستقبلية ، مثل Transiting Exoplanet Survey Satellite و James Webb Space Telescope ، الذي سيحاول اكتشاف الكواكب الصالحة للحياة وتوصيف غلافها الجوي.

اشترك للحصول على آخر الأخبار والأحداث والفرص من برنامج NASA Astrobiology Program.


يمكن أن تساعد الشظايا النووية في الكشف عن أصول الكواكب الداعمة للحياة

بحث جديد نشر اليوم في المجلة رسائل المراجعة البدنية يصف كيف يمكن لإعادة إنشاء النظائر التي تحدث عندما ينفجر نجم ، أن تساعد الفيزيائيين على فهم أين يمكن العثور على العناصر الداعمة للحياة في الفضاء.

لأول مرة ، تمكن فريق بحثي بقيادة مركز RIKEN Nishina التابع لجامعة Surrey اليابانية وجامعة Beihang من مراقبة نظائر بعض المواد الكيميائية الأساسية التي تشكلت مع انفجار نجم. تعتبر نظائر هذه العناصر (السماريوم والجادولينيوم) متتبعات حساسة للطريقة التي تنفجر بها النجوم ، وبالتالي فهي تساعد في فهم أصول العناصر الثقيلة اللازمة لدعم الحياة في الكون.

قالت زينا باتيل ، طالبة الدكتوراة في جامعة سوري ، والتي أخذت زمام المبادرة في تحليل البيانات ، "إن الفيزياء النووية المهمة والمثيرة التي نتعلمها من هذه التجارب ستعلمنا الكثير عن الكون الذي نراه اليوم."

قال البروفيسور فيل ووكر ، مؤلف مشارك من جامعة ساري: "تضمن عملنا إعادة إنشاء بعض النظائر التي تشكلت عندما ينفجر نجم. وقد تم ذلك عن طريق تسريع اليورانيوم إلى 70 في المائة من سرعة الضوء وتصادمه في هدف معدني. من خلال تحليل الأجزاء المتبقية باستخدام مجهر أشعة غاما ، اكتشفنا أن هذا التفاعل أدى إلى تكوين نظائر غريبة لم يتم دراسة تركيبها من قبل. وهذا يساعد على رسم خريطة المسار لإنشاء العناصر الضرورية لدعم الحياة.

"توضح دراستنا بشكل أساسي كيف يلعب غبار النجوم - بقايا النجوم المنفجرة - دورًا في تكوين الكواكب الداعمة للحياة. إنه مجرد اكتشاف واحد في عملية طويلة ، ولكنه سيمهد الطريق لمزيد من العمل في فهم الشروط اللازمة للحياة في الكون ".


المؤشرات الحيوية

تشير ملاحظاتنا بشكل متزايد إلى أن الكواكب بحجم الأرض التي تدور داخل المنطقة الصالحة للسكن قد تكون شائعة في المجرة - تشير التقديرات الحالية إلى أن أكثر من 40٪ من النجوم لديها كوكب واحد على الأقل. لكن هل أي منهم مأهول؟ مع عدم القدرة على إرسال المجسات هناك لأخذ العينات ، سيتعين علينا استخلاص الإجابة من الضوء والإشعاع الآخر الذي يأتي إلينا من هذه الأنظمة البعيدة (الشكل 6). ما أنواع الملاحظات التي قد تشكل دليلاً جيدًا على الحياة؟

الشكل 6: الأرض ، كما تراه فوييجر 1 من ناسا. في هذه الصورة المأخوذة من مسافة 4 مليارات ميل ، تظهر الأرض كنقطة & # 8220 زرقاء باهتة & # 8221 تمثل قيمة أقل من بكسل للضوء. هل سيكشف هذا الضوء عن الأرض كعالم صالح للسكنى وسكنى؟ سيعتمد بحثنا عن الحياة على الكواكب الخارجية على القدرة على استخراج معلومات حول الحياة من الضوء الخافت لعوالم بعيدة. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / JPL-Caltech)

من المؤكد أننا بحاجة إلى البحث عن أغلفة حيوية قوية (الغلاف الجوي و / أو الأسطح و / أو المحيطات) قادرة على إحداث تغيير على مستوى الكوكب. تستضيف الأرض مثل هذا المحيط الحيوي: يختلف تكوين غلافنا الجوي وطيف الضوء المنعكس من كوكبنا اختلافًا كبيرًا عما هو متوقع في غياب الحياة. في الوقت الحاضر ، الأرض هي الجسم الوحيد في نظامنا الشمسي وهذا صحيح ، على الرغم من احتمال أن تسود الظروف الصالحة للسكن في باطن سطح المريخ أو داخل الأقمار الجليدية للنظام الشمسي الخارجي. حتى لو كانت الحياة موجودة في هذه العوالم ، فمن غير المرجح أن تسفر عن تغييرات على مستوى الكوكب يمكن ملاحظتها تلسكوبيًا ومن الواضح أنها بيولوجية في الأصل.

ما يجعل الأرض & # 8220 خاص & # 8221 من بين العوالم التي يحتمل أن تكون صالحة للسكن في نظامنا الشمسي هو أنها تحتوي على محيط حيوي ضوئي. يتطلب هذا وجود الماء السائل على سطح الكوكب ، حيث يمكن للكائنات الحية الوصول المباشر إلى ضوء الشمس. يركز مفهوم المنطقة الصالحة للسكن على هذا المطلب للمياه السطحية السائلة - على الرغم من أننا نعلم أن الظروف الصالحة للسكن تحت السطح يمكن أن تسود في مدارات أبعد - بالضبط لأن هذه العوالم سيكون لها غلاف حيوي يمكن اكتشافه عن بعد.

في الواقع ، النباتات والكائنات الحية الدقيقة في التمثيل الضوئي متوافرة بكثرة على سطح الأرض لدرجة أنها تؤثر على لون الضوء الذي يعكسه كوكبنا في الفضاء - فنحن نبدو أكثر خضرة في الأطوال الموجية المرئية ونعكس ضوءًا قريبًا من الأشعة تحت الحمراء أكثر مما نفعل بخلاف ذلك. علاوة على ذلك ، غيرت عملية التمثيل الضوئي الغلاف الجوي للأرض على نطاق واسع - أكثر من 20٪ من غلافنا الجوي يأتي من نفايات التمثيل الضوئي ، الأكسجين. سيكون من الصعب للغاية تفسير مثل هذه المستويات العالية في غياب الحياة. الغازات الأخرى ، مثل أكسيد النيتروز والميثان ، عندما يتم العثور عليها في وقت واحد مع الأكسجين ، تم اقتراحها أيضًا كمؤشرات محتملة للحياة. عندما تكون وفيرة بدرجة كافية في الغلاف الجوي ، يمكن اكتشاف هذه الغازات من خلال تأثيرها على طيف الضوء الذي ينبعث منه كوكب ما أو يعكسه. (كما رأينا في الفصل الخاص بالكواكب الخارجية ، بدأ علماء الفلك اليوم في امتلاك القدرة على اكتشاف طيف الأغلفة الجوية لبعض الكواكب التي تدور حول نجوم أخرى).

وهكذا توصل علماء الفلك إلى أنه ، في البداية على الأقل ، يجب أن يركز البحث عن حياة خارج نظامنا الشمسي على الكواكب الخارجية التي تشبه الأرض قدر الإمكان - تقريبًا كواكب بحجم الأرض تدور في المنطقة الصالحة للسكن - والبحث عن وجود الغازات في الغلاف الجوي أو الألوان في الطيف المرئي التي يصعب تفسيرها إلا بوجود علم الأحياء. بسيط ، أليس كذلك؟ في الواقع ، يفرض البحث عن الحياة على كوكب خارج المجموعة الشمسية العديد من التحديات.

كما قد تتخيل ، تعد هذه المهمة أكثر تحديًا لأنظمة الكواكب البعيدة ، ومن الناحية العملية ، فإن هذا سيحد من بحثنا في العوالم الصالحة للسكن الأقرب إلى عالمنا. إذا أصبحنا مقيدًا بعدد صغير جدًا من الأهداف القريبة ، فسيصبح من المهم أيضًا النظر في قابلية الكواكب التي تدور حول الأقزام M التي ناقشناها للسكنى.

إذا تمكنا من فصل إشارة نظيفة عن الكوكب ووجدنا بعض الميزات في طيف الضوء التي قد تشير إلى الحياة ، فسنحتاج إلى العمل بجد للتفكير في أي عملية غير بيولوجية قد تفسرها. & # 8220 الحياة هي فرضية الملاذ الأخير ، و # 8221 لاحظ عالم الفلك كارل ساجان - مما يعني أنه يجب علينا استنفاد جميع التفسيرات الأخرى لما نراه قبل الادعاء بالعثور على دليل على وجود بيولوجيا خارج كوكب الأرض. يتطلب هذا بعض الفهم للعمليات التي يمكن أن تعمل في عوالم لن نعرف إلا القليل نسبيًا عما نجده على الأرض يمكن أن يكون بمثابة دليل ولكن لديه أيضًا إمكانية أن يضلنا (الشكل 7).

تذكر ، على سبيل المثال ، أنه سيكون من الصعب للغاية حساب وفرة الأكسجين في الغلاف الجوي للأرض باستثناء وجود البيولوجيا. لكن تم الافتراض بأن الأكسجين يمكن أن يتراكم إلى مستويات كبيرة على الكواكب التي تدور حول النجوم القزمة M من خلال عمل الأشعة فوق البنفسجية على الغلاف الجوي - دون الحاجة إلى علم الأحياء. سيكون من المهم أن نفهم أين قد تكون هذه & # 8220false الإيجابيات & # 8221 موجودة أثناء إجراء بحثنا.

نحتاج أن نفهم أننا قد لا نكون قادرين على اكتشاف المحيطات الحيوية حتى لو كانت موجودة. ازدهرت الحياة على الأرض ربما لمدة 3.5 مليار سنة ، لكن الغلاف الجوي & # 8220 biosignatures & # 8221 ، اليوم ، من شأنه أن يوفر دليلاً جيدًا على الحياة لعلماء الفلك البعيدين لم يكن موجودًا طوال ذلك الوقت. الأكسجين ، على سبيل المثال ، تراكم إلى مستويات يمكن اكتشافها في غلافنا الجوي منذ ما يزيد قليلاً عن ملياري عام. هل تم اكتشاف الحياة على الأرض قبل ذلك الوقت؟ يعمل العلماء بنشاط لفهم الميزات الإضافية التي قد تكون قد قدمت دليلاً على الحياة على الأرض خلال ذلك التاريخ المبكر ، وبالتالي تساعد في فرصنا في العثور على الحياة بعد ذلك.

الشكل 7: طيف الضوء المنقول عبر الغلاف الجوي للأرض. This graph shows wavelengths ranging from ultraviolet (far left) to infrared. The many downward “spikes” come from absorption of particular wavelengths by molecules in Earth’s atmosphere. Some of these compounds, like water and the combination oxygen/ozone and methane, might reveal Earth as both habitable and inhabited. We will have to rely on this sort of information to seek life on exoplanets, but our spectra will be of much poorer quality than this one, in part because we will receive so little light from the planet. (الائتمان: تعديل العمل من قبل وكالة ناسا)

Key concepts and summary

The search for life beyond Earth offers several intriguing targets. Mars appears to have been more similar to Earth during its early history than it is now, with evidence for liquid water on its ancient surface and perhaps even now below ground. The accessibility of the martian surface to our spacecraft offers the exciting potential to directly examine ancient and modern samples for evidence of life. In the outer solar system, the moons Europa and Enceladus likely host vast sub-ice oceans that may directly contact the underlying rocks—a good start in providing habitable conditions—while Titan offers a fascinating laboratory for understanding the sorts of organic chemistry that might ultimately provide materials for life. And the last decade of research on exoplanets leads us to believe that there may be billions of habitable planets in the Milky Way Galaxy. Study of these worlds offers the potential to find biomarkers indicating the presence of life.

قائمة المصطلحات

biomarker: evidence of the presence of life, especially a global indication of life on a planet that could be detected remotely (such as an unusual atmospheric composition)

habitable zone: the region around a star in which liquid water could exist on the surface of terrestrial-sized planets, hence the most probable place to look for life in a star’s planetary system


The planet hunters

Observing from Earth, and from orbit

The very first planets detected around other stars were wild, extreme worlds. Some orbited a spinning stellar corpse &ndash the core of an exploded star &ndash called a pulsar, and were regularly raked by pulses of radiation. Another, a scorching gas giant with about half the heft of our own planet Jupiter, hugged its star so tightly that a year, once around the star, took only four days.

Their extreme nature, however, also made them easier to find with the early planet-hunting technology of the 1980s and &rsquo90s. Ground-based observatories took the reins, providing the historic first burst of exoplanet discovery. The technology got better and the planet count ran into the hundreds. Still, Earth&rsquos thick atmosphere and its rippling interference kept even the best ground-based telescopes from seeing more clearly.

Lifting our telescopes above the veil of Earth's atmosphere revealed a dazzling universe across the light spectrum. It also extended our reach in the search for planets around other stars. Now we count these confirmed distant worlds &ndash exoplanets &ndash in the thousands, many of them about the size of Earth and orbiting in their stars&rsquo "habitable zones." The next generation of space telescopes will open new windows in the search for life as we peer into the atmospheres of these planets, and taste their skies.

Historic timeline

Legacy of light: Hubble

NASA's Hubble Space Telescope, marking its 30th anniversary in orbit in 2020, was a pioneer in the search for planets around other stars Hubble even has been used to make some of the earliest profiles of exoplanet atmospheres.

Kepler and K2

Another space explorer, NASA's Kepler Space Telescope, made history with its discovery of thousands of exoplanets, searching for tiny dips in starlight as the planets crossed the faces of their stars. In its first mission, from 2009 to 2013, Kepler monitored more than 150,000 stars, watching for tiny dips in starlight as planets crossed in front of their stars. The first mission ended in 2013 when technical problems caused the spacecraft to lose much of its pointing ability. In 2014, it began its second mission, dubbed K2, and continued discovering exoplanets despite its diminished directional capability. Decommissioned in 2018, Kepler remains credited with discovering the most exoplanets of any mission so far &ndash more than 2,600. Researchers are ما يزال finding planets in Kepler&rsquos data and will continue to for years.

Spitzer

Spitzer probed the heavens in the infrared portion of the spectrum, capturing images of newborn stars nestled inside thick clouds of dust along with millions of other images. The space telescope was retired in 2020 &ndash although, like Kepler, the data it gathered will be mined by scientists for years to come, likely yielding a continuing stream of discovery.

One of NASA's four Great Observatories, a distinction it shares with Hubble, Chandra and the Compton Gamma Ray Observatory, Spitzer proved a powerful contributor to the hunt for exoplanets and analysis of their atmospheres. Among its most celebrated work is the detection of seven planets roughly the size of Earth orbiting a star called TRAPPIST-1 Spitzer was able to determine both the masses and densities of these worlds. It ended its 16-year observing run in January 2020.

Taking the baton: TESS

The Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) picked up where Kepler and K2 left off, again conducting a grand survey of the sky. But while Kepler in a sense drilled core-samples into the heavens &ndash taking deep, penetrating looks into small patches &ndash TESS's star pictures are painted in broad strokes. TESS is conducting a nearly all-sky survey in sequential segments, first the dome of stars that would be seen from the Southern Hemisphere, then the Northern. Its mission is to find planets around brighter, closer stars, again by searching for shadows: the incredibly tiny subtraction of light from a star when a planet crosses in front of it.

During its 4-year prime mission, Kepler was a statistical transit survey designed to determine the frequency of Earth-sized planets around other stars. Kepler revealed thousands of exoplanets orbiting stars in its 115 square degree field-of view, which covered about 0.25 percent of the sky. While Kepler was revolutionary in its finding that Earth-to-Neptune-sized planets are common, the bulk of the stars in the Kepler field lie at distances of hundreds to thousands of light-years, making it difficult to obtain ground-based follow-up observations for many systems.

TESS is designed to survey more than 85% of the sky (an area of sky 400 times larger than covered by Kepler) to search for planets around nearby stars (within about 200 light-years). TESS stars are typically 30-100 times brighter than those surveyed by Kepler. Planets detected around these stars are therefore far easier to characterize with follow-up observations, resulting in refined measurements of planet masses, sizes, densities, and atmospheric properties.

Partnerships &ndash from the ground up

NASA works with partners across the country and around the world to investigate exoplanets &ndash whether studying them from space or from the ground.

Collaborating with ground-based telescope teams is essential. When the TESS space telescope captures evidence of a new exoplanet, observations from the ground not only can confirm its existence but tell us more about the planet itself. Measurements of the planet's "mass," or heft, can be combined with TESS' measurement of its diameter, yielding its density. That, in turn, can tell us whether it's a gas planet, like Neptune, or a more dense, rocky world like ours.

Ground-based telescopes that have helped confirm and characterize exoplanets, or will soon, include the Magellan II at Las Campanas Observatory in Chile, the NEID instrument on the WIYN telescope at Kitt Peak, Arizona, the Keck Observatory on Mauna Kea, Hawaii, and the Hale Telescope at the Palomar Observatory in Southern California to name just a few among dozens. They will work with space-based telescopes &ndash TESS and, soon, the James Webb Space Telescope &ndash to provide details of exoplanet atmospheres, composition and other vital statistics.

Missions to come

Powerful next-generation instruments will bring us closer to what would be a long-anticipated, profound discovery: a small, rocky, habitable world somewhere in the galaxy with an atmosphere that reminds us of our own.

تلسكوب جيمس ويب الفضائي

This giant spacecraft could cover a typical tennis court with its sunshield fully deployed. It's set to launch from French Guiana in 2021. Atop the sunshield will be the largest primary mirror ever sent into space &ndash some 6.5 meters (21 feet, 4 inches) across. Seeing the universe in infrared light, the Webb telescope is expected to become the premiere observatory of the decade, studying billions of years of the universe's history and reaching back nearly to the Big Bang. It will reveal details of the formation of planetary systems like our own, and even sample (via the rainbow spectrum of captured light) the composition of exoplanet atmospheres.

A space-based platform: the Roman telescope

A space-based platform: the Roman telescope

A telescope powerhouse now under development could open new windows of knowledge when it launches, as soon as the mid-2020s. And the Nancy Grace Roman Space Telescope &ndash formerly known as WFIRST &ndash will have a wide window indeed, about 100 times the field of view of the Hubble Space Telescope.

The Roman telescope, named for a NASA pioneer, will probe the depths of dark matter and dark energy &ndash mysterious, mostly unknown phenomena that make up most of the universe &ndash as well as making direct images and other observations of exoplanets as part of a technology demonstration. At the heart of its mission: the star-dense interior of the Milky Way galaxy, where the telescope could find thousands of exoplanets through gravitational microlensing.


Ask Ethan: Were Mars And Venus Ever Living Planets?

While Mars is known as a frozen, red planet today, it has all the evidence we could ask for of a . [+] watery past, lasting for approximately the first 1.5 billion years of the Solar System. Could it have been Earth-like, even to the point of having had life on it, for the first third of our Solar System's history?

One of the most elusive questions in all of science is the question of life in the Universe. We know that it exists on Earth, that every extant living organism on Earth descended from the same common ancestor going back billions of years, and that life has been on Earth continuously for over 4 billion years: at least 90% of our planet’s existence. But we don’t know how ubiquitous life is at all. We have no information about life on other worlds in our Solar System, on life in other Solar Systems, or on intelligent life anywhere else in the Universe. All we have are constraints on what could be out there.

Every planet that could have had life on it, at any point, represents a chance for life to develop. We know Earth was one of those chances that panned out, but at least two other worlds in our young Solar System — Mars and Venus — represented potential chances as well. Could they have had life on them, if not now, than in our distant past? That’s what Carol Lake wants to know, writing in to ask:

“Could it be possible that Mars and Venus were living worlds? Like Earth climate change is killing it so climate change is going to kill all living things and then Earth will become just another planet that the new life wonders about the possibility of us?”

It’s an interesting question to explore, as both Mars and Venus did suffer catastrophic climate events billions of years ago. Here’s what remains possible based on what we know.

Although we now believe we understand how the Sun and our solar system formed, this early view is an . [+] illustration only. When it comes to what we see today, all we have left are the survivors. What was around in the early stages was far more plentiful than what survives today.

JOHNS HOPKINS UNIVERSITY APPLIED PHYSICS LABORATORY/SOUTHWEST RESEARCH INSTITUTE (JHUAPL/SWRI)

Let’s go way, way back some 4.6 billion years: back to the earliest days of our Solar System’s formation. When Solar Systems like our own first form, there are a number of things that must occur in a particular order. In the case of what gave rise to our Solar System, we believe this is what had to occur:

يقول العلماء إنه لا يوجد سوى كوكب آخر في مجرتنا يمكن أن يكون شبيهًا بالأرض

يقول العلماء إن 29 من الحضارات الغريبة الذكية ربما تكون قد رصدتنا بالفعل

شرح: لماذا سيكون "قمر الفراولة" لهذا الأسبوع منخفضًا جدًا ومتأخرًا جدًا ومضيئًا جدًا

  1. a molecular cloud of gas contracts under its own gravity,
  2. the regions with the greatest concentrations of matter collapse more quickly,
  3. leading to the formation of new stars and star systems in the regions of greatest collapse,
  4. where the largest mass clumps grow fastest, becoming the most massive stars,
  5. but smaller clumps grow slower, becoming lower-mass stars,
  6. and that one of those smaller clumps, with only one large initial (central) mass, became the proto-star that would grow into our Sun.

That central mass will continue to grow, emitting copious amounts of radiation and slowly heat up in its core. As material continues to gently fall onto the central proto-star, a circumstellar disk emerges around it. Gravitational instabilities will form in that disk, leading to planetesimals: the seeds of what will eventually become planets.

What happens next is not an easy process to predict, as planet formation is a chaotic process. There’s are basically three “zones” with respect to the star or proto-star that’s forming in the center, which defines what types of elements you wind up with.

  • In the innermost region, closest to the star, is what’s known as the “soot line.” Interior to this zone, many of the carbon-based molecules that are thought to be precursors to life, like polycyclic aromatic hydrocarbons, are destroyed. Only heavy elements, like metals, can survive in this innermost region.
  • Beyond that, exterior to the soot line, you can have these complex compounds, but no ices: water-ice, ammonia ice, dry ice, nitrogen ice, etc. As long as you’re still inside the frost line, those volatile compounds will be vaporized. A young Venus, Earth, and Mars were all outside the soot line but inside the frost line.
  • And exterior to the frost line, you can have all the volatile compounds there are. Various ices are fine large amounts of hydrogen and helium can easily survive when bound to a gas giant asteroid-like and comet-like bodies are common.

Over time, the planetesimals that form will gravitationally interact, grow, merge, and chaotically influence one another. Some bodies get flung into the Sun others out of the Solar System others accrete onto larger masses. Eventually, a stable planetary configuration is reached.

The early Solar System was filled with comets, asteroids, and small clumps of matter that struck . [+] practically every world around. This period, known as the late heavy bombardment, may be the mechanism responsible for bringing the majority of the water found on the inner solar system worlds to those worlds, including Earth.

In these latter stages, the volatile compounds bound onto the objects located beyond the frost line suffer two fates: they either wind up bombarding one of the surviving planets, or they wind up getting scattered elsewhere. (It’s thought that this is likely where the water found on Earth and the other inner planets comes from.) Typically, there are only two locations, long-term, where those objects wind up: exterior to the initial frost line but interior to the orbit of the next planet out, and beyond the orbit of the final planet in the solar system. These locations, in our own Solar System, correspond to the asteroid belt and the Kuiper belt/Oort cloud, respectively.

At last, we come to about 4.5 billion years ago, where in our Solar System, we had three worlds that we suspect were relatively similar. Venus, Earth, and Mars all were rocky planets, with thin-but-substantial atmospheres, water on their surfaces, some of which was likely in liquid form, and they were all extremely rich in organic compounds: the precursor molecules to life.

Earth, at left, and Venus, as seen in infrared at right, have nearly identical radii, with Venus . [+] being approximately

90-95% the physical size of Earth. However, due to its close proximity to the Sun, Venus suffered a tremendously different fate earlier on. It's possible that, about a billion years from now, Earth will finally follow suit.

Arie Wilson Passwaters/Rice University

The big question we have to ask ourselves is: what happened?

What happened, on Venus, to turn it into the hellhole of an inferno that it is today? When did it occur, how did it happen, and could there have been life thriving and surviving on that planet prior to this catastrophic event?

What happened, on Mars, to cause it to lose its atmosphere, to dry up, and to freeze, rendering the biological processes that we associate with life either impossible or so rare that we have yet to detect them?

And what’s happening now, on Earth, and does that have the potential to lead to a similar fate to either Venus or Mars: where a once habitable (or, at least, potentially habitable) planet is now totally inhospitable to life as we know it?

One thing is certain: despite all the uncertainties surrounding the origin of life on Earth, we know that once it took hold on our planet — an event that occurred more than 4 billion years ago — it survived and thrived in an unbroken chain of events that have occurred ever since. While there were many mass extinction events, they only served to make way for the surviving species to reproduce and fill the then-vacant ecological niches. Our planet remains a living one.

The Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) instrument, part of Mars Global Surveyor, collected over 200 . [+] million laser altimeter measurements in constructing this topographic map of Mars. Everywhere that appears with a dark or light blue color, as well as some of the greener areas, was likely covered in water long ago.

Mars Global Surveyor MOLA team

In the early stages of our Solar System, however, Earth wasn't necessarily the only living planet. All three worlds — Venus, Earth, and Mars — experienced external impact events and had to deal with internal geologic processes. There were magnetic events in the core, continental uplifting and erosion, and the eventual presence of mountain ranges and basins. All of these worlds experienced extensive volcanic activity, which added volatile compounds and copious amounts of carbon dioxide to the atmosphere, while also creating relatively smooth ocean bottoms. All three worlds, very likely, had a watery past.

But there are three major differences between these planets that likely led to their vastly differing fates.

    One is their differing orbital distances from the Sun, with Venus orbiting at just

72% of the Earth-Sun distance and Mars orbiting much farther out, at around

This four-panel illustration shows a possible pathway for the eventual terraforming of Mars to be . [+] more Earth-like. What very likely happened in the past, however, was a reversal of this process: where a once watery, wet, and possibly life-rich Mars lost its protective magnetic field, which led to its atmosphere being stripped away. Today, liquid water is largely impossible on the Martian surface.

English Wikipedia user Ittiz

Life on a world is generally regarded as a stabilizing force, the same way that a buffer solution in chemistry prevents the addition of an acid or base from making the entire solution too acidic or too basic. Life reaches a sort of equilibrium state with its environment, where any major changes in temperature — either in the positive or negative direction — will lead to life processes working to counteract that change. Only if a major change occurs to fundamentally alter the equilibrium state, like the great oxygenation event did on Earth, what yeast cells do in an unlimited-nutrient environment, or what humans are doing with fossil fuels today, can a runaway event take place.

But on Venus and Mars, even if life was once present on those worlds, its presence was insufficient to stop the runaway processes that were very likely initiated by astrophysical and geological factors. Venus may have been a thriving world for hundreds of millions of years, possibly even as many as 2 billion, according to some. Its conditions may have been Earth-like, with liquid water on the surface and possibly a whole lot more. Similarly, Mars once had oceans, rivers, formed sedimentary rocks and hematite spherules, and was temperate and wet for at least 1.5 billion years.

This iconic photograph of the Martian blueberries, or hematite spheres, was taken by Opportunity in . [+] the lowlands of Mars. It is thought that a watery past led to the formation of these spherules, with very strong evidence coming from the fact that many of the spherules are found attached together, which ought to occur only if they had a watery origin.

JPL / NASA / Cornell University

The big question, of course, is “what happened?”

On Venus, the factor that doomed it is likely very simple: its proximity to the Sun. Given how close it is, it receives about double the amount of incident energy on every square meter of its surface compared to Earth. With even a small amount of water vapor in the atmosphere of early Venus, a large greenhouse effect would ensue, raising the temperature of Venus further. At higher temperatures, the water vapor concentration in the atmosphere increases further, which raises the temperature further as well.

Unfortunately for Venus, this process cannot simply gradually increase forever. At some critical moment, the surface temperatures on Venus will reach a critical value: about 100 °C (212 °F), or maybe a little higher depending on the atmospheric pressure at the time. When that occurs, the liquid water on the surface of Venus will begin boiling away, launching an enormous amount of water vapor — basically, the sum of all of the Venusian oceans — into the atmosphere, and that leads to a runaway greenhouse effect. All of a sudden, Venus’s atmosphere is far too hot to admit life on the surface the only place where it could theoretically have persisted is in the upper atmosphere of Venus,

60 km up or so. Whenever this occurred, any life that previously existed on Venus would likely meet its end.

NASA's hypothetical HAVOC mission: High-Altitude Venus Operational Concept. This balloon-borne . [+] mission could look for life in the cloudtops of our nearest neighbor, as the condition on Venus that are

60 km above the surface are surprisingly Earth-like in terms of pressure and temperature. As this would be above the layers of sulfuric acid, life may have persisted up here for billions of years.

NASA Langley Research Center

Meanwhile, on Mars, it receives only

43% of the energy Earth receives (from the Sun) on every square meter. In order for Mars to have been watery and wet — which there’s an overwhelming amount of geological evidence for — there must have been a substantial, thick atmosphere on Mars long ago. Only a strong greenhouse effect could have kept both the temperatures and pressures where they needed to be for liquid water to exist on the Martian surface.

The only thing that could have kept Mars’s atmosphere intact was the protection of a planet-wide magnetic field, similar to what Earth has today. Without it, Mars’s atmosphere would get stripped away by the solar wind: something that NASA’s MAVEN mission has measured directly. Due to the much smaller size of Mars compared to Earth, its core cooled much more rapidly, eventually leading to the death of the internal magnetic dynamo that actively diverts those solar particles away. Without a protective magnetic field — which we estimate died after about

1.5 billion years — practically the entire Martian atmosphere would have been stripped away in only

0.01 billion years: a cosmic blink-of-an-eye.

Without that atmosphere, the liquid water either froze or sublimated, any life either went dormant or died out, and Mars has been cold and (largely) lifeless for the

3 billion years that have passed ever since.

Mars, the red planet, has no magnetic field to protect it from the solar wind, meaning that it loses . [+] its atmosphere in a way that Earth doesn't. The timescale over which Mars will lose an Earth-like atmosphere is on the order of

10 million years only, but Earth's magnetic field should remain intact for many billions of years this mechanism will not result in the inhabitability of Earth.

Will humanity wind up destroying all life on Earth? It’s an unlikely prospect. It’s not impossible, as we’ve already entered what scientists have classified as the 6th great mass extinction. The climate is changing our wild places are disappearing (less than one-third of the Earth’s surface is now wilderness) the oceans are acidifying the CO2 concentration in the atmosphere is higher than it’s been in millions of years, and continues to increase at a record rate owing to human activities. If we’re not careful, the possibility of ecological collapse is very real, and could very well result in humanity’s eradication and possibly even the fall of mammals entirely.

But life, in some form, should still persist on our planet. Just as was the case on Venus and Mars, the “game over” moment for life on Earth will likely arise from the influence of the Sun. As time goes on and the Sun continues to burn through its nuclear fuel, it will heat up and get more luminous. After approximately another

1 billion years, give or take, its energy output will boil the Earth’s oceans as well, bringing an end to life-as-we-know-it here on our planet. While human-caused climate change might bring about our own demise, life on Earth is far more resilient. If we can survive our technological infancy, we’ll have at least many hundreds of millions of years until a planet-threatening crisis arrives. May we continue to rise to the challenge of finding a balance with nature. It’s our only hope of long-term survival.


Could Life Be 12 Billion Years Old?

Much of thesearch for life outside of Earth's biological oasis has focused on examiningthe conditions on the other planets in our solar system and probing the cosmosfor other Earth-like planets in distant planetary systems.

But oneteam of astronomers is approaching the question of lifeelsewhere in the universe by looking for life'spotential beginning.

AparnaVenkatesan, of the University of San Francisco, and Lynn Rothschild, of NASA'sAmes Research Center in Moffett Field, Calif., are using models of starformation and destruction to determine when in the roughly 13.7 billion-year historyof the universe the biogenic elements ? those essential to life as we know it ?might have been pervasive enough to allow life to form.

We can pindown the emergence of life on Earth to somewhere around 3.5 billion years ago. Venkatesanand Rothschild want to find out what happens when you broaden the question tolife throughout the universe.

"Canyou blast that open? Could you really start really talking about life in theuniverse at 12 billion years? And that's the question that we're talking about,"Rothschild said.

With basicestimates of the elements produced by the first several generations of stars,the pair has so far found that "most of [the essential elements] can becreated fairly quickly in the early universe," Venkatesan said.

Venkatesanpresented their first findings last week at the 214th meeting of the AmericanAstronomical Society in Pasadena, Calif.

For life aswe know it to form and thrive, four conditions must be met: sufficient amountsof the so-called biogenic elements, a solvent (on Earth, that solvent is liquidwater), a source of energy, and time "for the elements to build up andcreate a home and conditions for life to thrive," Venkatesan explained.

The biogenicelements include carbon, nitrogen, oxygen, phosphorous, sulfur, iron, andmagnesium.

"Carbonin particular is very interesting," Venkatesan said. Carbon is "ubiquitousin the solar system and beyond" and "is extremely versatilechemically."

Theseelements, like all elements present in the universe today, are forged in thefurnaces of stars. But not all stars make each element, and some produceelements much faster than others.

Low-massstars create all the elements on the periodic table through carbon,but because these stars live long lives, they produce the elements slowly.Intermediate mass stars tack on nitrogen through oxygen. Finally, the mostmassive stars, with their intense ovens, make all the elements up to iron and someother heavy metals. And because these stellar beasts lead such short,violent lives, they can churn out elements faster than smaller stars.

Theexplosions that end these stars' lives can vary though, and their differentsignatures indicate the amounts of metals, such as iron and nickel, involved,Venkatesan said.

It isthought that the first stars to form in the early universe were very massive.These stars would have characteristic compositions that in turn imply that theywould have specific elemental abundances "that they create in their deaththroes."

The twoscientists came up with the idea for applying the study of the first stars toastrobiology when Rothschild came to Venkatesan's department for a talk. Whiletalking at dinner that night, "we began to realize it might be really funto look at just when the first building blocks for life could be outthere," Venkatesan said. "To the best of our knowledge, we didn'tknow anyone else out there who was at the time talking about it or thinkingabout it."

Rothschilddrew up what she calls her "wish list" of elements that she considersabsolutely essential to life as we know it. Venkatesan then used currenttheories of star formation, from the first very massive stars to the stars thatformed later from the seeds sown by the first stars, to model the build up ofeach of the biogenic elements.

"Thenumber one element is carbon," Rothschild said. "And you come up withthat because they're really only two elements that have any real versatility interms of being able to create a bunch of compounds that could then form a life,and one is silicon and one is carbon."

But silicongets ruled out because it isn't as prevalent in the universe, nor as chemicallyversatile.

"Thereality check is that we're sitting on a big silicate rock, and we're not madeof silicon," Rothschild said.

Roundingout the list of must-haves are hydrogen, oxygen and nitrogen.

"Nitrogenseems to be critical. It's found in so many compounds, and that really addshuge versatility then to the suite," Rothschild said. Nitrogen, forexample, is the backbone of amino acids, which in turn are the building blocksof proteins and have been detected in interstellar space.

Secondaryand tertiary lists include phosphorus, sulfur, iron and magnesium, "andall sorts of funky things which are used a lot, but I could more easilyconceive of a system without it," Rothschild said.

They foundthat "nitrogen can actually build up very quickly," Venkatesan said.But not right at the beginning, because those first massive stars "woefullyunder-produce nitrogen." It takes later-generation stars to boost levelshigh enough to what scientists think might be needed to make the elementpervasive enough.

Carbon also"takes a little while to build up," because it needs low- andintermediate- mass stars, Venkatesan said.

While thoseearly massive stars would have had trouble producing nitrogen, they "arefairly efficient at producing iron early on. That is because they completelyblow apart," Venkatesan said.

Overall,the modeling effort found that iron and magnesium levels would have surgedearly on, with carbon taking at least 100 million years to build up.

Though thecritical masses of biogenic elements needed to allow life to form aren't known,"these amounts will be more than enough," Venkatesan said.

So byperhaps around 100 million after the universe began, many of these elements would be found insubstantial enough numbers, though the timescale may be more around 500 millionyears for carbon and the jury is still out with nitrogen.

Bettermodels and improved knowledge of the physics at work in early stars couldchange the picture somewhat, changing the timescales for the buildups of theelements and the interstellar environment they are born into.

Of course, knowingwhich elements need to be present and whether or not they are won't answer thequestion of when life might have been able to spring forth. The elements mustalso collect in pools in significant enough amounts.

"Thatfinal question is not only which elements, but what concentration do you buildup locally?" Rothschild said.

OnceRothschild comes up with estimates of the amounts of different elements likelyrequired, she and Venkatesan can use models that estimate concentrations ingalaxies and solar systems over time and see if they find any likely-lookingspots for life to form.

"Allwe need is one place in the universe that has the conditions, the prerequisites,"Rothschild said.

Solvents,such as liquid water or methane, will also have to be factored in. Venkatesansaid that in the long term, they hope to use the same methods to figure outwhen water might have existed in sufficient quantities.

There isalso the question of whether life could have thrived in the harsh,ultraviolet-dominated environments of the earlystars. Ultraviolet light is thought to have both beneficial and detrimentaleffects on life, but which might have won out in the early universe isn'tknown.

Ultimatelythe question will become, "can we build up the building blocks" earlyon, Venkatesan said. Though answering that question will take some time, itcould have a substantial impact on studies of the early universe, exoplanetresearch, and the expectations of how far along alien life might have evolved,not to mention our view of our place in the universe.

"It'snot going to cure cancer," Rothschild said. "But I think in a way,it's a very profound question: when can you start talking about life in ouruniverse?"


Bio-Markers

While it may be possible for life to exist on a planet or moon below its surface, we will not be able to detect its presence from a great distance away (e.g., if it is in another star system beyond our solar system). In our fastest rocket-propelled spacecraft, it would take us over 70,000 years to travel to the next star system (Alpha Centauri). The type of inhabited planet we will be able to detect outside of our solar system is life that has changed the chemistry of the planet's atmosphere, i.e., the life will have to be on the surface. By analyzing the spectrum of the planet's atmosphere, we may be able to detect bio-markers---spectral signatures of certain compounds in certain proportions that could not be produced by non-biological processes. Bio-markers are also "biosignatures& مثل

Spectral lines from water would say that a planet has a vital ingredient for life but it does not mean that life is present. If oxygen, particularly ozone (a molecule of three oxygen atoms), is found in the atmosphere, then it would be very likely that life is indeed on the planet. Recall from the solar system chapter that molecular oxygen quickly disappears if it is not continually replenished by the photosynthesis process of plants and cyanobacteria. However, it is conceivably possible for a few non-biological processes to create an atmosphere rich in molecular oxygen and ozone. For example, on a planet with a runaway greenhouse effect, ultraviolet light from the star could break apart the molecules of carbon dioxide and water to make a significant amount of molecular oxygen and ozone. This is especially true for stars that produce proportionally more short-wavelength ultraviolet (far UV) light than long-wavelength ultraviolet (near UV) light. Many red dwarf stars, including the nearby ones such as Gliese 832 with super-Earth-size planets orbiting them, produce a lot more far UV than near UV, so a strong oxygen spectral line could be a "false-positive" sign of life.

Molecular oxygen does not produce absorption lines in the preferred infrared band that will be used by the upcoming James Webb Space Telescope and the proposed Terrestrial Planet Finder mission. Ozone does. If we take into account the ultraviolet environment of the exoplanet, then ozone existing along with nitrous oxide and methane in particular ratios with carbon dioxide and water, all of which produce absorption lines in the infrared, would be strong evidence for an inhabited world. The ratios would need to be "off-kilter", not in chemical equilibrium, i.e., not in ratios made by normal geological processes. For such worlds found with these bio-markers, further modeling of what strange non-biological water cycles and volcanic activity very different from that found on Earth could produce the large amount of ozone would need to be done before we could definitively conclude that the exoplanet had life on it. It is a very big step to go from finding a planet that يستطع support life to saying that the planet يفعل support life!

One recent test of ozone bio-marker concept was when the Venus Express spacecraft pointed its spectrometer at Earth in August 2007 while the spacecraft was orbiting Venus 78 million kilometers from the Earth. The near-infrared spectra of the Earth is shown for two different observing sessions. Earth was just the size of a single pixel in its camera. The part of the Earth facing the Venus Express spacecraft is shown in the simulated image above the spectra.

An exoplanet will need to have enough oxygen (either as molecular oxygen or ozone) in its atmosphere for us to detect. If the history of an exoplanet's atmosphere is anything like ours, then life on the exoplanet's surface might not be detectable for a large fraction of the exoplanet's history. Photosynthetic life developed on the Earth at least 3.5 billion years ago (Gya) but it took another 1.2 billion years or so (i.e., 2.3 Gya) for the oxygen levels in the atmosphere to rise up to significant quantities because the oxygen was combining with land and ocean minerals (to make iron oxide and other oxides). Only after 1.2 billion years or so did the surface and ocean minerals get too saturated to suck up any more of the oxygen, allowing the oxygen to build up in our atmosphere.

One example of the research into how the spectrum of an exoplanet can change through time is shown in the figure below from Kaltenegger, et al's paper on the Earth's changing spectrum through time. The light gray curve is what an ultra-high resolution spectrometer would be able to see (the absorption lines are so numerous and close together that they merge into gray bands at the scale of the graph) and the thick black line is what an actual spectrometer with realistic resolution on the proposed Terrestrial Planet Finder mission would be able to see. This particular set of spectra is for a planet without any clouds in the way. See their paper for how clouds in the atmosphere would affect the spectrum and also for the spectrum in the visible and near-infrared bands.

Could life exist on a planet without oxygen? نعم. Photosynthesis might be able to use another element such as sulfur instead of oxygen. The planet's life might use another liquid besides water. Maybe the planet's life would use a different element besides carbon as its base (such as silicon). The first missions that will hunt for life beyond the Earth will focus on biochemical processes that we are more familiar with (carbon-based life using liquid water) because it makes sense to start with what we know (or think we know) and then branch out to finding more exotic life after we have had some practice with the "ordinary" life. Detecting methane-based life on a cold world like Titan would require a lander to scoop up the organics in the soil to see if there are increased amounts of oxygen in the organics because the organisms would be scavenging the oxygen from the water-ice rocks.

Arney and Schwieterman gave an informative webinar on exoplanet biosignatures in November 2016 that is worth viewing to find out more about biosignatures in exoplanet atmospheres, what the Earth's spectrum would have looked like with a thick orange haze layer in the Archean eon (3.8 to 2.5 Gya), and potential "false positive" signals for life and how to avoid them. They focus on the use of oxygen, ozone, and methane as biosignatures.