Osim prethodno pomenutih karakteristika, Mars je posebno interesantan kada je u pitanju astrobiologija. Postoji mogućnost da je život sa Marsa došao na Zemlju ili da je nastao na obema planetama. Radi se o tome da je Mars pre oko 3.8 milijarde godina, kada se procenjuje da je nastao život na Zemlji, imao sve potrebne elementarne komponente neophodne za nastanak i održavanje života. To su: tečna voda, organski materijal, minerali, redukcioni gasovi (npr. H i CH4), a pošto je planeta manja od Zemlje, verovatnoća da doživi sudar sa drugim nebeskim telom koji bi mogao da neutralište život je manja. Postavlja se pitanje zbog čega je na Zemlji život uhvatio dubok koren i evoluirao u izuzetno složene oblike dok je Mars postao nenastanjen i lišen uslova za život kakav poznajemo?

Visinske razlike na površini Marsa. Credit: ESA

Do danas na Marsu nije pronađen ni najprostiji oblik života niti trag koji bi vodio ka njemu . Život koji postoji na Zemlji tamo ne bi mogao da preživi iz nekoliko značajnih razloga koji će sada biti nabrojani, a njihova važnost je velika u vezi sa razumevanjem postupaka teraformiranja.

Sastav atmosfere

Spektralna analiza Marsove atmosfere pokazala je da se ona sastoji pretežno od ugljen-dioksida (tabela 1) od kojeg veliki broj organizama sa Zemlje ne bi imao velike koristi.

Pored nabrojanih gasova detektovani su metan, ozon, i plemeniti gasovi (Ne, Kr i Xe) u tragovima. Kako su na Zemlji dominantni azot i kiseonik, ovakva atmosfera bi izazvala brzu smrt većine živih bića sa naše planete.

Nizak pritisak i temperatura. Postojanje vode

Postoje dokazi da je na Marsu nekada postojala gusta atmosfera. Međutim, ona je danas daleko od toga i ljudski organizam bi čulno teško razlikovao vakuum od ''Marsovog vazduha''. U zavisnosti od areografske širine  ukupni gasni pritisak na površini je u opsegu od 6 do 10 mbar (kao na 38 km iznad Zemljine površine) . Ovako nizak pritisak veoma je štetan za organizme jer bi onemogućio njihovo pravilno disanje i smrt.

U toku dana i godine temperatura varira između 148 i 301 K (Slika 1) na različitim areografskim širinama. Jedino se u tropskom pojasu oko ekvatora leti penje iznad tačke mržnjenja vode ali tamo nema ni traga vode jer ne može da se nalazi u tečnom stanju na tako niskom pritisku. Pritisak je u funkciji temperature, pa je potrebno imati odgovarajući kombinaciju ova dva parametra kako bi voda bila u tečnoj fazi (ta zavisnost se obično predstavlja faznim dijagramom). Prema tome, postoje dve osnovne prepreke da na Marsu voda bude u tečnoj fazi: neadekvatni pritisak i temperatura [1].  Pitanje je otkud onda kanali na površini koji izgledaju kao da ih je oblikovala tečnost? Novija istraživanja pokazuju da ukoliko se u vodi nalazi znatna količina rastvora soli u uslovima koji vladaju na površini Marsa , tačka mržnjenja takve vode je ispod nule. [2] Kada je rastvoren NaCl tačka mržnjenja pada na –21oC, a rastvor CaCl2 je spušta na –50oC. Osim toga, brzina isparavanja je daleko manja.

Učestalo variranje vode iz tečne u čvrstu fazu i njen znatno duži boravak u čvrstoj fazi oštetio bi ćelijsku strukturu zbog stvaranja kristala leda i metabolički procesi bi postali toliko neefikasni da bi organizmi de facto umrli od smrzavanja.

Kada se ide u potragu za životom izvan Zemlje obično se ide u potragu za vodom. Ona je, naravno, bitan (i neophodan) uslov za postojanje zemljolikog života ali treba imati na umu da je daleko od dovoljnog za njegov nastanak. Na Marsu postoji voda čije postojanje je potvrđeno na obema polarnim kapama kao što se vidi na slici 2.  Voda se nalazi u čvrstoj fazi i zajedno sa tzv. suvim ledom (kristalima CO2) pokriva veliku površinu oko severnog i južnog pola. Ovo je veoma značajno otkriće jer bi otapanje ovih polova moglo da poveća gustinu atmosfere i bude jedan od prvih koraka u planetarnom inženjeringu. Ekstremno suvi uslovi kakvi sada vladaju na Marsu izazvali bi dehidrataciju i oštećenje DNK što bi dovelo do mutacije i smrti.

Sastav tla

Prvi roboti koji su značajnije ispitali Marsovu površinu bili su Viking i Mars Patfajnder. Pored njih u orbiti oko planete nalaze se razne sonde ali najnovije rezultate poslali su roveri-blizanci sa površine: Spirit i Oportjuniti . Na osnovu dosadašnjih istraživanja ustanovljeno je da na površini Marsa postoji obilje oksida gvožđa zbog čega je površina crvene boje, a što se udela tiče može se reći da kiseonika ima oko 50%, silicijuma 21%, gvožđa 13%, magnezijuma 5%, kalcijuma 4%, aluminijuma i sumpora po 3% itd. Ispitivanja na raznim lokacijama na Marsovoj površini (krater Gusev, El Kapitan, stena Adirondak, itd.) roveri su otkrili: piroksen, plagioklas, sulfate, okside gvožđa (hematit, olivin, limonit), elemente K, Na, Ni, Zn, Co, Pu, Zr, Ti, Ca, Al, S, P, itd. u obliku raznih jedinjenja. Najvažnije je bilo otkriće hematita (Fe2O3) jer se taj mineral najčešće formira u prisustvu tečne vode.

Na Zemlji je pronađena velika količina tzv. BIF minerala (Banded-Iron Formations) čije poreklo nije u potpunosti razjašnjeno. Do nedavno se smatralo da su BIF nastali tako što su cijanobakterije pre oko 2.7 milijarde godina počele da koriste fotosintezu i stvaraju molekularni kiseonik. Istovremeno se iz hidrotermalnih izvora oslobađalo gvožđe koje je u prisustvu vode i kiseonika oksidisalo (zarđalo), a produkti su se nataložili na dnu u obliku hematita (Fe2O3) i magnetita (Fe3O4). Međutim, novija istraživanja su pokazala da su anaerobne ljubičaste gram-pozitivne bakterije, koje su živele pre cijanobakterija, sposobne da oksidišu gvožđe bez prisustva kiseonika, uz pomoć CO2 i fotosinteze. U svakom slučaju, pošto su BIF nastali u prisustvu tečne vode pretpostavlja se da je i hematit na Marsu tako nastao.

Kanali na Marsu koji su nekada verovatno bili ispunjeni tečnom vodom. Foto: Mars Global Surveyor.

Postoji mogućnost i da se duboko ispod Marsove površine kriju velike zalihe vodenog leda. Jedan od dokaza su mnogobrojni kanali (Slika 3), poput drevnih rečnih korita, koji se nalaze širom površine. Ukoliko su to zaista nekadašnji rečni tokovi postavlja se pitanje kuda je nestala sva ta vodena masa? Deo je mogao da se izgubi kroz atmosferu, deo kondenzuje na polarnim kapama, ali jedan broj naučnika smatra da velika količina vode mora biti zarobljena ispod Marsove površine. MGS (Mars Global Surveyor) je 1998. godine pomoću instrumenta MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) izmerio dimenzije severne polarne kape (Slika 4). Maksimalni dijametar je oko 1200 km, a debljina do 3 km, što je svega 4% leda na Antarktiku, pa je zapremina postojećeg leda najverovatnije oko 1.2 miliona km³.

Zračenje i oksidanti

Kosmičko zračenje  spada u efikasne mutagene i dovodi do indukovanih mutacija u živim organizmima. Mutacije mogu biti pozitivne, neutralne ili negativne ali bi velika većina bila letalna po organizme kakvi postoje na Zemlji jer bi intenzivno uticala na hemijske procese u ćelijama i stvarala tačkaste mutacije u molekulima DNK. Ukoliko bi ove mutacije bile na somatskim ćelijama ne bi bilo naslednih faktora ali bi se odražavalo na nosioca; ako bi se desile na gametima  posledice bi bile očigledne na sledećoj generaciji. Trenutno bi na Marsovoj površini postojala visoka stopa mutacije usled zračenja ukoliko bi postojao neki oblik života. Agensi iz sredine, mutageni (od kojih su mnogi kancerogeni), u vidu UV zračenja značajno bi oštećivali DNK molekul npr. ometajući njegovu replikaciju tako što bi se povezivale susedne azotne baze na istom lancu što bi promenilo prostornu organizaciju molekula. Osim toga, X i gama kvanti, koji imaju znatno veću energiju od UV kvanata, imaju veći domet pa bi izazvali jonizaciju molekula (naročito H2O) i time stvorili reaktivne jone i slobodne radikale  koji takođe oštećuju DNK, pa mogu čak i da ga pokidaju. Eksperimentalno je utvrđeno da postoji linearna zavisnost između doze ovog zračenja i broja novonastalih mutacija.

Analiza Marsove atmosfere govori nam da preko 10% zračenja energije preko 100 keV stiže do površine planete, a na slici se vidi rizik da visokoenergetska čestica pogodi jedro svake čovekove ćelije (u kome se nalaze hromozomi) u toku godinu dana.

Sa slike se vidi da je nešto bezbednije na severnoj hemisferi, što ne čudi jer je nivo terena na njoj znatno niži nego na južnoj. Najugroženija mesta su visoke ploče prekrivene ugašenim vulkanima kao što je Tarsis. Možda i najbezbednije mesto na Marsu kada je ovo zračenje u pitanju je Helas basen na južnoj hemisferi (najtamnija površina na slici) koji bi mogao biti značajan za prve doseljenike.

Osnovni razlog zašto je Marsova površina izložena velikoj dnevnoj dozi UV zračenja koje dolazi sa Sunca je nepostojanje ozonskog omotača. To je najverovatnije posledica činjenice da nema tektonske aktivnosti (vulkani su odavno ugašeni) koji bi oslobodili O3 u atmosferu. Osim toga, Mars je relativno mala planeta pa je čitava njegova površina sastavljena iz jednog dela, tj. ne postoje tektonske ploče kao na Zemlji. Na našoj planeti na oko 25 km visine ozonski omotač, u kome molekularni kiseonik O3, dostiže svoju maksimalnu koncentraciju. Iznad 80 km visine gas postaje prilično razređen tako da elektroni mogu slobodno da se kreću duže vreme dok se ne odigra rekombinacija. Sunčevo zračenje koje dopire do Zemljine atmosfere ima energiju od oko 1370 W/m2 (solarna konstanta). UV zračenje određene energije (uglavnom između 175 i 17 nm) može da izvrši jonizaciju atoma i molekula (valentnih elektrona) čime se stvaraju parovi elektron-jon. Pored UV na jonizaciju utiče i X zračenje u ganicama od 17 do oko 0.1 nm.

U Marsovoj atmosferi ne postoji ozonski omotač pa UV zračenje prodire do same površine. Osim toga, rasejanje je takođe manje jer je atmosfera manje gustine pa je više direktnog zračenja nego u našoj atmosferi. Jedini značajni apsorberi i reflektori zračenja koje se kreće ka površini Marsa su molekuli CO2, oblaci vodene pare i čestice prašine koje su lebde usled jakih globalnih peščanih oluja.

UV zračenje jonizuje Marsovu površinu, tzv. regolit. Zbog toga se na njoj nalazi velika količina jakih agensa oksidacije  koji mogu da budu jako štetni za organsku materiju. Kada je Viking ispitivao Mars sedamdesetih godina i izbacio malu količinu organskog materijala na površinu, ona je ubrzo oksidisala. Ovo znači da bi živi organizam bio izložen ne samo direktnom UV zračenju iz pravca Sunca nego i oksidujućim agensima sa površine planete.

----------

1 Voda se nalazi u tečnom stanju u opsegu od 273 do 373 K ali u optimalnim uslovima gde je atmosferski pritisak 1 bar kao što je na Zemlji. Na površini Marsa voda bi na znatno nižoj temperaturi proključala.

2 p = 7 mbar, T između –25 i 0°C.