На Марсе могли сохраняться применимые условия для развития микробной жизни под поверхностью в 1-ый период его геологической истории, протекавший 3—4 млрд годов назад (в нойскую эру). Энергии радиолиза могло быть довольно для производства нужного организмам-литотрофам количества водорода, а также для поддержания подходящей температуры под марсианской криосферой.
Предполагается, что жизни на Марсе, как минимум в античные эры, мог содействовать радиолиз воды — её распад с выделением водорода H2 под действием излучения от радиоактивных частей в горных породах, к примеру, урана и тория. Не считая источника энергии для образования водорода, радиоактивный распад также мог содействовать доп нагреву пород и поддержанию наиболее подходящей температуры (по сопоставлению с тем, какой она могла бы быть под воздействием одной лишь солнечной энергии). Исследование палеоусловий на Марсе показало, что концентрация водорода в марсианских породах из-за радиолиза была достаточной для поддержания жизни простых микробов и сравнимой с подобными земными экосистемами.
Не считая воды как нужного компонента для появления жизни, среда потенциального обитания обязана содержать источники энергии для организмов. Энергия может выделяться в геохимических действиях с ролью ряда хим соединений, которые мельчайшие организмы могут метаболизировать. Так, некие земные микробные общества, живущие на глубине, употребляют водород в качестве первичного донора электронов (другими словами восстановителя). В подземных экосистемах водород вырабатывается абиологически путём радиолиза воды, а также в остальных геохимических действиях включая выветривание горных пород. Микробные общества, использующие таковой источник энергии, именуются хемолитотрофами как подкласс литотрофных организмов. Пока литотрофия найдена лишь у архей и микробов. Некие из их могут выживать в критериях за пределами обычной зоны обитаемости, к примеру, при температурах выше 110 °C либо весьма кислых средах (с pH<2). Потому астробиологи разглядывают такие хемолитотрофные общества как модель для поиска жизни вне Земли, в том числе, очевидно, на Марсе. А радиолиз рассматривается как вероятный механизм выработки H2 на Европе, Энцеладе и на современном Марсе — другими словами всюду, где есть свидетельства существования воды (см. обзор мест, где пробуют находить жизнь в Солнечной системе).
Районирование марсианской поверхности по трём главным периодам геологической истории.
Марс, возможно, был наиболее симпатичным, чем сейчас, местом в 1-ый млрд лет существования, либо в период его геологической истории, именуемый нойской эрой. Тогда на его поверхности могла существовать водянистая вода. На это указывают и формы рельефа, в частности, русла и конусы выноса рек. Участки с отложениями данной для нас эры на поверхности представляют особенный энтузиазм для поиска биосигнатур. В наиблежайшее время ожидается пуск галлактического корабля, который должен доставить марсоход Perseverance в одно из таковых мест (наиболее тщательно о этом — по ссылке).
На Марсе выделяют три геологические эры — нойскую, гесперийскую и амазонийскую. Такое разделение поначалу исходило из районирования его поверхности по плотности метеоритных кратеров: их больше всего на самых старых террейнах, нареченных нойскими, и меньше на юных амазонийских. Наиболее старенькые участки — это, обычно, возвышенности в южном марсианском полушарии, а юные — низины в северном полушарии, которые легче заполняются новеньким материалом. Потом это разделение было скоррелировано с данными геологии и геохимии соответственных пород. Современные геологические карты употребляют наиболее подробную деталировку, но принцип сохраняется — так же, как и с археем, протерозоем и фанерозоем на Земле.
В качестве начальных данных употребляются результаты гамма-спектрометра на борту спутника NASA Mars Odyssey. Он дозволяет найти концентрацию радиоактивных частей тория и калия в марсианской коре. По сиим данным можно потом прийти к выводу о концентрации урана, которую Mars Odyssey впрямую не определяет. Радиоактивное излучение от распада этих частей является источником энергии для радиолитического разложения воды. Так как нас интересует нойская эра, современные значения концентраций радиоактивных частей можно экстраполировать на 4 млрд годов назад и оценить мощность радиоактивного излучения в то время.
Концентрации тория и калия в марсианских породах по данным гамма-спектрометра спутника Mars Odyssey. M. Dzaugis et al., Astrobiology 18(9), 1137 (2018).
Последующий шаг — оценка количества воды на старом Марсе, которая могла подвергнуться радиолизу. Геологические свидетельства указывают на то, что в пористых породах Марса могло содержаться существенное количество воды. Тут экстраполяционные модели уже имеют существенно худшие основания, поэтому что о огромном количестве нужных характеристик пород и атмосферного климата в то время можно лишь догадываться. Так, исследователи употребляли данные по плотности марсианских пород для оценки доступного для воды порового места, а также разработанные геотермальные и климатические модели для оценки глубины криосферы в нойскую эру. Из-за растущей неопределённости таковых расчётов с повышением трудности моделей и количества их характеристик учёные разглядывают несколько главных сценариев моделирования, к примеру, «прохладный» и «тёплый» варианты атмосферного климата для Марса, различный состав грунтовых вод и т. д.
Объединив эти данные и модели, можно заключить, что 3—4 млрд годов назад зона возможной обитаемости на старом Марсе могла простираться под поверхностью на глубину до нескольких км ниже слоя криосферы. В данной для нас зоне создание водорода в хим реакции радиолиза могло быть достаточным для поддержания микробной жизни, как можно судить по аналогичным экосистемам на Земле. Согласно расчётам, такие зоны обитаемости на Марсе могли сохраняться на протяжении сотен миллионов лет.
Расчётные концентрации радиолитического водорода в марсианских породах в нойскую эру 3—4 миллиардов годов назад. J.D. Tarnas et al., EPSL 502, 133 (2018).