Buitenaards leven

De Aarde is de enige planeet in ons zonnestelsel met een biosfeer. De geologie van Mars wijst er echter op dat in een ver verleden condities heersten waarbij leven mogelijk was. Of dat inderdaad het geval was, moeten toekomstige expedities uitmaken.

Toen Christiaan Huygens in de heldere nacht van 28 november 1659 met een eenvoudige telescoop de planeet Mars observeerde, slaagde hij er als eerste in om enkele oppervlaktedetails in kaart te brengen waarvan we nu weten dat zij corresponderen met reele landschapskenmerken. Het opvallendste detail was een donker driehoekig gebied dat ruim drie eeuwen later, ten tijde van de planetaire exploratie in het ruimtevaarttijdperk, de naam Syrtis Major Planum heeft gekregen een enorm plateau (441.000 km) van basaltische lava's. Bij zijn verdere observaties constateerde Huygens dat sommige donkere vlekken op het Marsoppervlak zich in de loop van de seizoenen uitbreiden en weer kleiner worden.

In zijn monumentale, in 1698 verschenen werk Cosmotheoros (wereldbeschouwer) speculeert hij dat deze seizoengebonden veranderingen zouden kunnen wijzen op het bestaan van vegetatie op Mars, en dat er mogelijk zelfs Marsbewoners zijn. Tegenwoordig weten we echter, dank zij de observaties door onbemande ruimtesondes in de zeventiger jaren, dat de door Huygens en latere waarnemers geconstateerde oppervlakteveranderingen het gevolg zijn van enorme verplaatsingen van fijn sediment door zware, seizoengebonden stormen.

tkOp de brandstapel

Voor Huygens hadden anderen al gespeeld met het idee dat de Aarde niet de enige bewoonde planeet is. Toen Galileo Galile aan het eind van de 16de eeuw als eerste de hemel ging bestuderen door een verrekijker (waarvan de uitvinding wordt toegeschreven aan de Middelburgse brillenslijper Hans Lippershey) en daarmee aan de wieg stond van het moderne astronomische onderzoek, werd snel onderkend dat de planeten onderling veel gemeen hebben. De logische consequentie was dat de mogelijkheid onder ogen werd gezien dat er andere planeten zijn waar condities heersen die overeenkomen met die op Aarde, inclusief de aanwezigheid van leven. In 1600 werd de Italiaan Giordano Bruno door de Inquisitie nog tot de brandstapel veroordeeld vanwege zijn veronderstelling dat er in het heelal vele bewoonde planeten zijn. In de volgende decennia vond de opvatting algemeen ingang dat leven in een of andere vorm zich ook op andere planeten manifesteert. Naarmate de astronomische kennis toenam, bleek echter al snel dat op de meeste planeten van ons zonnestelsel condities heersen die leven onmogelijk maken. Alleen Venus en Mars bleven tot in onze eeuw hoge ogen gooien als kandidaat voor buitenaards leven.

tkGeen leven

De planetaire exploratie in het ruimtevaarttijdperk heeft ook aan deze illusie een eind gemaakt. Van Venus weten we nu dat deze planeet eerder Dantes hel personifieert dan de godin van de liefde waarnaar zij is vernoemd. De planeet is omringd door een dik wolkendek bestaande uit druppels zwavelzuur. De temperatuur aan het oppervlak bedraagt 480`C, hoog genoeg om lood en tin te doen smelten. De Venusiaanse dampkring bestaat vrijwel geheel uit CO, met een verstikkend zware druk aan de basis, 90 maal hoger dan die op Aarde en overeenkomend met de hydrostatische druk op 900 meter onder het zeeoppervlak. De neerwaartse infarood-flux ("broeikas-effect') als gevolg van deze dichte CO atmosfeer vormt de oorzaak van het helse Venusiaanse klimaat. Venus is een volstrekt droge planeet, met slechts sporen waterdamp in haar dampkring.

Desondanks worden de isotopische kenmerken van de weinige watermoleculen, in het bijzonder de sterke verrijking aan deuterium ("zwaar water'), genterpreteerd als indicatie voor de aanwezigheid van een overvloed aan water in een ver verleden. Het scenario is dat de planeet door haar kleinere afstand tot de Zon vanaf den beginne zo warm was dat, anders dan op Aarde en Mars, de waterdamp die als gevolg van vulkanische activiteiten uit de planetaire massa vrijkwam en in de atmosfeer accumuleerde, nooit haar verzadiging bereikte en als ijs of water condenseerde. De hoeveelheid waterdamp in de Venusiaanse atmosfeer nam dus almaar toe, waarbij het "broeikas-effect' van de HO moleculen de temperatuur verder opdreef.

Deze positieve terugkoppeling werd nog versterkt doordat CO, het tweede belangrijke "broeikas-gas' dat als gevolg van vulkanische activiteiten uit de planetaire massa vrijkomt, in de Venusiaanse atmosfeer accumuleerde in tegenstelling tot de Aarde (en vermoedelijk Mars), waar de uit de planetaire massa vrijgekomen CO grotendeels (op Aarde: 99,997%) uit de atmosfeer is verwijderd door oplossing in water en precipitatie als kalksteen.

Venus kwam in de greep van een runaway greenhouse. Daarbij wordt de gehele atmosfeer als gevolg van heftige thermische wervelingen van boven naar beneden continu door elkaar gemengd, in tegenstelling tot de gelaagde structuur van de veel koelere aardse dampkring. Op Aarde treedt slechts zeer weinig transport op van waterdamp van de onderste laag van de atmosfeer ("troposfeer') naar de daarboven liggende laag ("stratosfeer'). Die isolatie ontbreekt echter onder de condities van een runaway greenhouse. Waterdamp wordt dan ongeremd tot hoog in de atmosfeer gebracht, waar de watermoleculen onder invloed van de ultraviolette straling van de Zon dissocieren en de zo ontstane waterstofatomen op grote schaal naar de ruimte ontsnappen. Zo verloor Venus in een tijdspanne van enkele honderden miljoenen jaren al haar water. Tijdens dit proces ontsnapte preferentieel het lichte waterstofisotoop, zodat het in de dampkring achterblijvende waterstof werd verrijkt aan het zwaardere deuterium.

De condities op Venus zijn totaal ongeschikt voor het bestaan van leven en moeten dat zijn geweest sinds het vroegste begin van de Venusiaanse geschiedenis. Dat is anders op Mars, hoewel er op de rode planeet eveneens onherbergzame condities heersen. De dampkring is uiterst ijl: 0,006 bar aan het Martiaanse oppervlak, overeenkomend met de dichtheid van de atmosfeer op Aarde op een hoogte van 40 km. De Martiaanse dampkring bestaat eveneens vrijwel geheel uit CO, maar is te ijl om via het "broeikas-effect' een gunstig klimaat te creeren. Het is op Mars koud en guur, met felle zandstormen. De temperatuur is overal beneden het vriespunt, met extreem hoge variaties tussen dag en nacht en van polen naar evenaar. Er is water op Mars, maar uitsluitend als ijs in de poolkappen en "permafrost' in de bodem. Het Martiaanse oppervlak is een uitgestrekte woestijn en de gehele planeet is in de greep van een permanente ijstijd. Mars is een barse, vijandige wereld, die in de grimmige oorlogsgod een passende naamgever heeft gevonden.

Toch is het denkbaar dat er primitieve vormen van leven op Mars zouden kunnen bestaan. Experimenten hebben aangetoond dat sommige aardse bacterien de Martiaanse condities kunnen overleven, en zich er zelfs vermenigvuldigen. De chemische samenstelling van de atmosfeer draagt echter niet de signatuur van biologische processen, iets dat men bij de aanwezigheid van zelfs een primitieve biosfeer zou verwachten. De Martiaanse atmosfeer is in perfect chemisch evenwicht, in tegenstelling tot de Aarde, waar de samenstelling ver afwijkt van de toestand van chemisch evenwicht door de interactie met de biosfeer.

Bovendien hebben de Amerikaanse robot-laboratoria Viking-1 en Viking-2 die in 1976 op Mars zijn neergezet (op een afstand van 4000 km van elkaar) geen spoor van biologische activiteit in de bodem kunnen aantonen. Hoewel sommige planetologen de mogelijkheid nog willen open houden dat er onder het Martiaanse oppervlak primitieve vormen van anaeroob leven kunnen voorkomen, bijvoorbeeld op plaatsen waar vulkanische activiteit de bodem verwarmt, is de algemene conclusie na de Viking expedities toch dat er op Mars geen leven (meer) is een bittere pil voor de velen die voor de Viking expedities al hun hoop op deze planeet hadden gesteld als laatst overgebleven kandidaat voor buitenaards leven.

tkMartiaanse mythen

De toenemende kennis van Mars had al in het begin van deze eeuw duidelijk gemaakt dat er geen sprake kan zijn van hoger ontwikkeld leven, maar hoogstens van een primitieve vegetatie. Deze conclusie maakt een einde aan de euforie die zich vooral in de tweede helft van de 19de eeuw van het grote publiek had meester gemaakt over de veronderstelde aanwezigheid van een geavanceerde beschaving op Mars. Ook in de wetenschappelijke wereld van die tijd werd dit niet onaannemelijk geacht. Als men een ontwikkeld mens in de Victoriaanse tijd vroeg of hij geloofde in het bestaan van Martianen, was de kans dan ook groot dat men een bevestigend antwoord kreeg.

Over de aard van het Martiaanse leven waren er allerlei speculaties, waarvan vele bizar, maar de algemene opvatting was dat er op Mars leven, misschien zelfs intelligent leven moest zijn. Na de stormachtige ontwikkelingen binnen de natuurwetenschappen in de voorafgaande decennia, leek het immers vanzelfsprekend dat, als de universeel geldende natuurwetten intelligent leven op Aarde hadden doen ontstaan, dat ook het geval moest zijn op andere planeten waar condities heersen die overeenkomen met die op Aarde.

Deze opvatting werd gestimuleerd door de berichten over de waarnemingen in 1877 en volgende jaren door de Italiaanse astronoom Giovanni Schaparelli van de zogenaamde "canali', kaarsrechte, donkere lijnen op het oppervlak van Mars. "Canali', de Italiaanse aanduiding voor "geulen', werd echter foutievelijk vertaald als "canals', waarmee voor het grote publiek de suggestie werd gewekt dat het om structuren ging die door een geavanceerde beschaving zouden zijn aangelegd.

De Amerikaanse jurist en astronoom Percival Lowell interpreteerde de donkere lijnen als een reusachtig netwerk van irrigatiekanalen dat water van de polen naar de droge woestijnen leidde. De vegetatie in de gerrigeerde zones langs de kanalen zouden als donkere lijnen te zien zijn door telescopen op Aarde. Lowells publicaties brachten grote opwinding te weeg en gaven aanleiding tot de wijd verbreide mythologie van intelligent Martiaans leven, onder andere resulterend in H.G. Wells beroemde science fiction roman War of the Worlds (1898).

Het werd echter al snel duidelijk dat Schiaparelli's en Lowells structuren grotendeels op optische illusies berusten, ingegeven door de menselijke neiging om ordening te willen zien in een wanordelijk beeld. Toen in onze tijd ruimtesondes het Martiaanse oppervlak gingen verkennen, bleek slechts een van de door hen gekarteerde "canali' te berusten op een reeel landschapskenmerk: het 5000 km lange, 150 tot 700 km brede stelsel van breuken en tot 7 km diepe canyons dat het Martiaanse oppervlak langs de evenaar doorsnijdt. Dit geprononceerde verschijnsel heeft de naam Valles Marineris gekregen en is vergelijkbaar met het Oost-Afrikaanse slenksysteem eveneens het produkt van de gecombineerde werking van breukbewegingen en erosie.

tkIn den beginne

Mars is echter niet altijd een onherbergzame wereld geweest. De geologische kenmerken van het Martiaanse oppervlak laten zien dat er in een ver verleden condities moeten hebben geheerst die lijken op die op Aarde. Een van de grootste sensaties van de beelden die de ruimtesonde Mariner-9 in 1971/72 doorseinde was, dat er in de oudste gebieden op Mars dalpatronen voorkomen die moeilijk anders kunnen worden genterpreteerd dan als afvoerwegen van water dat in de vorm van regen op het land is neergekomen. Kratertellingen (een ruwe methode van ouderdomsbepaling, de enige in de planetaire geologie zolang er geen gesteenten beschikbaar zijn voor isotopische datering) suggereren dat deze rivierdalen tot ongeveer 4 miljard jaar geleden zijn gevormd, in het eerste half miljard jaar van de Martiaanse geschiedenis. Toen droogden de rivieren op, maar voordien viel er regen en stroomden er rivieren. In die beginperiode moet Mars dus een warmer klimaat hebben gehad en een dichtere dampkring onder de huidige condities kan immers geen vloeibaar oppervlaktewater bestaan.

Op grond van allerlei geologische en geochemische overwegingen, mede op basis van de chemische en isotopische eigenschappen van de huidige Martiaanse atmosfeer, wordt geconcludeerd dat Mars in zijn vroegste geschiedenis een dampkring had met een dichtheid aan het oppervlak van ongeveer 2 bar. Uit de relatieve abundanties van edelgassen, CO en N kan worden afgeleid dat de samenstelling ongeveer dezelfde was als die op de jonge Aarde: in hoofdzaak CO, ondergeschikt N, maar geen O. De temperatuur aan het oppervlak moet in het gebied hebben gelegen waarin vloeibaar water kan bestaan. Er waren op Mars meren, wellicht zelfs oceanen. In den beginne heersten er dus condities vergelijkbaar met die op de jonge Aarde.

tkVerlies van de dampkring

Mars heeft echter vroeg in zijn bestaan het grootste deel van zijn dampkring verloren. Dit verlies blijkt onder andere uit de sterke verrijking van het stikstof in de huidige atmosfeer aan het zware isotoop stikstof-15, die door de Viking robot-laboratoria is gemeten. Deze verrijking wordt toegeschreven aan de grootschalige ontsnapping van atmosferisch stikstof naar de ruimte, waarbij preferentieel het lichtere isotoop stikstof-14 verdween.

Dat dit verlies van atmosferisch gas vroeg in de Martiaanse geschiedenis moet hebben plaatsgevonden, blijkt onder andere uit de sterke verrijking van argon in de huidige Martiaanse dampkring aan het isotoop argon-40 (een van de drie isotopen van natuurlijk argon; de andere zijn de isotopen 38 en 36). De abundantie van dit isotoop neemt in de atmosferen van Venus, Aarde en Mars geleidelijk toe door de continue toevoeging als gevolg van het radioactieve verval van kalium-40 in de planetaire gesteentemassa, waarbij argon-40 een van de vervalprodukten is. De abundanties van de beide andere argonisotopen blijven daarentegen in principe constant, zolang er geen verlies naar de ruimte optreedt. Met het verstrijken van de tijd verandert dus de isotopische samenstelling van het atmosferisch argon doordat het aandeel van argon-40 geleidelijk hoger wordt. Op Mars is de verrijking echter zo'n 10 maal hoger dan op Aarde. Dat impliceert dat vroeg in de Martiaanse geschiedenis, toen er nog weinig argon-40 was, een groot deel van het initieel in de dampkring aanwezige argon moet zijn ontsnapt. Daarna resulteerde de continue toevoeging van argon-40 dus in een veel steilere toename van het aandeel van dit isotoop in het atmosferische argon.

tkGlaciatie

Het ligt voor de hand om het verlies van het grootste deel van de initiele Martiaanse dampkring te correleren met het opdrogen van de rivieren ongeveer 4 miljard jaar geleden. De verdwijning van vloeibaar water was echter niet alleen het gevolg van de ijler wordende atmosfeer, maar ook van een mondiale afkoeling tot beneden het vriespunt. Dat kan worden toegeschreven aan de daling van de atmosferische CO-druk dit gas bepaalt immers, via het "broeikas-effect', in belangrijke mate het planetaire klimaat. In het begin van de Martiaanse geschiedenis was er kennelijk zo veel CO dat de temperatuur boven het vriespunt van water bleef, hoewel de planeet zich verder van de Zon bevindt dan de Aarde, en de Zon toen zo'n 30% kouder was dan nu. De planeet zag echter geen kans om zijn CO-druk op peil te houden. Ten dele kan dat worden toegeschreven aan de relatief snelle afkoeling van de Martiaanse gesteentebol: de massa bedraagt slechts 11% van die van de Aarde, zodat de inwendige warmte veel sneller kon worden afgevoerd. Daardoor nam de intensiteit van de vulkanische activiteit veel sneller af dan die op Aarde (hoewel er waarschijnlijk tot op heden nog enige vulkanische activiteit op Mars is), en daarmee ook de toevoer van CO de belangrijkste bron van CO in een planetaire dampkring is immers de ontgassing van de planetaire massa door vulkanische activiteiten. Er kan zo een toestand zijn ontstaan waarbij de toevoer van CO achterbleef bij de verwijdering door chemische verweringsprocessen aan het Martiaanse oppervlak en de precipitatie van carbonaten in het oppervlaktewater.

tkMilieucatastrofe

Daarnaast moet CO echter ook tegelijk met de andere atmosferische gassen naar de ruimte zijn ontsnapt. Er zijn aanwijzingen dat dit verlies het gevolg is van inslagen op Mars van reusachtige planetoden en/of kometen. Dergelijke inslagen kunnen een groot deel van de atmosferische gassen in de ruimte hebben geslingerd, een proces dat "atmosferische erosie' wordt genoemd. Sinds het werk van de Berkeley-onderzoekers Luis en Walter Alvarez (vader en zoon, respectievelijk fysicus/Nobelprijswinnaar en geoloog) aan de overgang Krijt/Tertiair, 66 miljoen jaar geleden, onderkennen geologen dat inslagen van enorme extraterrestrische lichamen ook op Aarde een belangrijke geologische rol hebben gespeeld. Een aantal malen in de aardgeschiedenis hebben zij mondiale milieucatastrofes teweeggebracht, onder andere gepaard gaande met massaal uitsterven in de biosfeer. Maar hoewel de enorme inslagen catastrofale gevolgen hadden voor het aardse milieu en de biosfeer, leidden zijn hier niet tot significante "atmosferische erosie'. Door de geringere planetaire massa was dit op Mars wel het geval: de ontsnappingssnelheid bedraagt slechts 5,0 km/sec, tegen 11,2 km/sec op Aarde en 10,3 km/sec op Venus.

Sinds de Apollo en Luna expedities in de zestiger en zeventiger jaren, en de isotopische datering van gesteentemonsters die toen naar de Aarde zijn gebracht, weten we dat het maanoppervlak in het tijdsinterval van 4,1 tot 3,9 miljard jaar geleden onderworpen werd aan een zwaar "bombardement' van interplanetair gruis. Daarbij waren er zo'n 30-tal gigantische inslagen die de maria deden ontstaan, min of meer cirkelvormige depressies met diameters tot meer dan 1000 km. Op Mars zijn er soortgelijke depressies, met als grootste de Hellas, Isidis en Argyre bekkens (diameters respectievelijk 1800 km, 1200 km en 700 km). Extrapolatie van de stratigrafie van de Maan naar Mars en overwegingen van planetair-geologische aard maken het waarschijnlijk dat deze bekkens van dezelfde ouderdom zijn als de maria op de Maan, en dat de inslagen plaatsvonden in dezelfde tijd als de uitdroging van de Martiaanse rivieren. Dit suggereert een scenario waarin een Martiaanse wereld die veel gemeen had met de jonge Aarde, omstreeks 4 miljard jaar geleden ten onder ging in een milieucatastrofe ten gevolge van zeer zware inslagen. De Aarde is bij soortgelijke inslagen aan dat lot ontsnapt dank zij de hogere ontsnappingssnelheid, waardoor haar dampkring veel minder kwetsbaar is.

tkMartiaans leven?

De oudste bewaard gebleven sedimentaire gesteenten op Aarde zijn 3,75 miljard jaar geleden afgezet. De koolstof-isotopen in deze gesteenten tonen aan dat er toen al overvloedig oceanisch leven was, maar tot dusverre zijn van die levensvormen geen onbetwiste fossielen herkend. De oudste duidelijke fossielen dateren van 3,5 miljard jaar geleden: stromatolieten, de fijn-gelamineerde bouwsels van gecompliceerde leefgemeenschappen van bacterien en blauwgroene algen, primitieve prokaryotische organismen die ook nu nog leven in sommige kustzones waar bijna geen andere levensvorm het uithoudt. Aan de verschijning van deze levensvormen, hoewel primitief, moet een lange ontwikkeling vooraf zijn gegaan. Daarenboven zijn er aanwijzingen dat 4,3 miljard jaar geleden op Aarde al de condities heersten (vloeibaar water en het gunstige temperatuurgebied) die het bestaan van leven mogelijk maakten. Aangezien de vorming van de planeet Aarde 4,57 miljard jaar geleden plaatsvond, lijkt het dus waarschijnlijk dat de biosfeer niet veel jonger is dan de Aarde zelf.

Het lijkt er op dat de condities op Mars tot zo'n 4 miljard jaar geleden ruwweg overeenkwamen met die op Aarde. Toen was Mars een "oase in de ruimte', zoals onze planeet nog steeds is. Heeft het verschijnsel leven in die tijd vaste voet op Mars gekregen, zoals dat terzelfder tijd ook op Aarde is geschied? Is de ontwikkeling van de Martiaanse biosfeer voortijdig afgebroken door een mondiale milieucastastofe tengevolge van zware inslagen van interplanetair gruis? Dit zijn vragen die belangrijke implicaties hebben voor de fundamentele vraag of het leven op onze planeet een uniek verschijnsel is of dat leven overal in het heelal ontstaat en evolueert waar de condities gunstig zijn.

De processen die hebben geleid tot het ontstaan van het verschijnsel leven, de biogenese, zijn nog grotendeels onbegrepen. De algemene opvatting is echter dat leven pas kan ontstaan wanneer complexe organische moleculen van niet-biologische oorsprong al in overvloed voorhanden zijn. De laatste decennia is aangetoond dat complexe koolstofverbindingen wijd verbreid zijn in het heelal in interstellaire wolken, op sommige planeten en manen, in komeetkernen, planetoden en meteorieten. Zelfs een scala aan aminozuren, bouwstenen van het aardse leven, is in meteorieten aangetroffen. Dus waarom zouden biogenese en de evolutie van organismen ook niet elders in het heelal zijn opgetreden? Er zijn immers vele miljarden sterren als onze Zon (alleen in het Melkwegstelsel wordt hun aantal al op zo'n 40 miljard geschat), waaronder, naar men aanneemt, talloze, zo niet alle met een gevolg van planeten. Het lijkt onaannemelijk dat er hieronder niet vele zouden zijn waar condities heersen die vergelijkbaar zijn met die op Aarde en de jonge planeet Mars.

Zijn biogenese en biologische evolutie normale fenomenen inherent aan planeten van het aardse type, evenals de geboorte en evolutie van sterren inherent zijn aan de kosmos? Als onweerlegbare (isotopische) sporen van vroeg-Martiaans leven, hoe primitief dan ook, zouden aantonen dat er buiten de planeet Aarde biogenese is opgetreden, lijkt een positief antwoord op deze vraag aan waarschijnlijkheid te winnen. Zelfs speculaties over mogelijk intelligent leven elders in het heelal krijgen dan meer grond onder de voeten speculaties die nu al zo serieus worden genomen dat zij dit jaar hebben geleid tot het initieren van het cp,8,9.5 SETIcp,9.5 (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) project. Bij dit project dat, in het kader van het Exobiology Program van cp,8,9.5 NASAcp,9.5 , in 1992 van start gaat, worden radiotelescopen verspreid over de Aarde ingeschakeld.

Of er inderdaad een beginnende biosfeer op Mars is geweest, zullen uiteindelijk alleen geologisch onderzoek ter plaatse, de gerichte, selectieve bemonstering van oude sedimentgesteenten, en analyse van de verzamelde gesteentemonsters in laboratoria op Aarde kunnen uitmaken. Het is niet goed denkbaar dat dit te verwezenlijken is in het kader van de voor de komende jaren geplande onbemande "sample return missions' en robot-observaties op het Mars-oppervlak, anders dan als een toevalstreffer. De menselijke beoordelingsfactor, gestoeld op geologische kennis, inzicht en ervaring, lijkt een essentiele voorwaarde om tot conclusieve resultaten te kunnen komen. Met spanning wordt dan ook uitgezien naar de resultaten van het geologisch onderzoek van de oudste Martiaanse sedimenten, dat een belangrijke doelstelling is van de bemande expeditie naar de rode planeet die voor het begin van de volgende eeuw op stapel staat.

Met deze expeditie, die misschien in internationale samenwerking (Verenigde Staten, Sovjet-Unie, Europa, Japan?) zal worden uitgevoerd, zijn vele tientallen miljarden dollars en een gigantische technologische inspanning gemoeid. Die zijn het doel echter alleszins waard, gezien de enorme revenuen die zij voor de collectieve menselijke kennis zullen opleveren.

Vele openstaande vragen betreffende de vroegste ontwikkelingsgeschiedenis van onze eigen planeet, zullen op Mars kunnen worden beantwoord. Op de rode planeet ligt wellicht ook de sleutel tot een beter begrip van het hoe en waarom van het verschijnsel leven, inclusief van onze eigen soort. Als op Mars sporen van vroeger leven kunnen worden aangetoond, ook al is dat miljarden jaren geleden in een vroeg stadium van de evolutie van de Martiaanse biosfeer uitgestorven, dan is onomstotelijk vastgesteld dat leven geen uniek verschijnsel is van onze planeet. Dit wordt de laatste jaren op allerlei gronden steeds waarschijnlijker geacht, maar het definitieve bewijs zou een impact hebben op ons wereldbeeld van dezelfde orde als het aantonen van de heliocentriciteit in de 16e eeuw en de publicatie van Charles Darwins evolutieleer in 1859. De kerkelijke inquisiteurs wisten in 1600 zeer goed wat zij deden toen zij Giordano Bruno naar de brandstapel stuurden!