Bildkredit: ESA
Det tar minst tre element för att hamna livet som vi känner det: vatten, energi och en atmosfär. Bland Mars och månarna runt både Jupiter och Saturn finns det bevis på ett eller två av dessa tre element, men mindre är känt om en komplett uppsättning finns tillgänglig. Endast Saturns måne, Titan, har en atmosfär som är jämförbar med jordens tryck och är mycket tjockare än den martiska (1% av jordens havsnivåtryck).
Den mest intressanta punkten med simuleringar av Titans kolvätehal är att denna smoggy komponent innehåller molekyler som kallas tholins (från det grekiska ordet, lerigt) som kan bilda grunden för livets byggstenar. Till exempel bildas aminosyror, en av byggstenarna i markliv, när dessa rödbruna smogliknande partiklar placeras i vatten. Som Carl Sagan påpekade kan Titan betraktas som en bred parallell till den tidiga jordatmosfären med avseende på dess kemi och på detta sätt är det verkligen relevant för livets ursprung.
I sommar är NASA: s Cassini-rymdskepp, som lanserades 1997, planerat att gå in i bana runt Saturnus och dess månar i fyra år. I början av 2005 är den piggybacking Huygens-sonden planerad att kasta ut i den disiga Titan-atmosfären och landa på månens yta. Det finns 12 instrument ombord på Cassini Spacecraft-omloppsbana och 6 instrument ombord på Huygens-sonden. Huygens-sonden är främst inriktad på att ta prov på atmosfären. Sonden är utrustad för att ta mätningar och spela in bilder i upp till en halvtimme på ytan. Men sonden har inga ben, så när den sätter sig ner på Titans yta kommer dess orientering att vara slumpmässig. Och dess landning kanske inte sker av en plats som bär organiska material. Bilder av var Cassini befinner sig i sin nuvarande bana uppdateras kontinuerligt och är tillgängliga för visning när uppdraget fortskrider.
Astrobiology Magazine hade en möjlighet att prata med forskningsforskare, Jean-Michel Bernard från University of Paris, om hur man simulerar Titans komplexa kemi i ett terrestriskt provrör. Hans simuleringar av Titans miljö bygger på den klassiska prebiotiska soppan, först för 50 år sedan av University of Chicago forskare, Harold Urey och Stanley Miller.
Astrobiology Magazine (AM): Vad stimulerade först ditt intresse för atmosfärskemin i Titan?
Jean-Michel Bernard (JB): Hur skapar två enkla molekyler (kväve och metan) en mycket komplex kemi? Blir kemi biokemi? De senaste upptäckterna av liv under extrema förhållanden på jorden (bakterier på Sydpolen vid -40 ° C och archaea vid mer än +110? C i närheten av hydrotermiska källor) gör det möjligt att anta att liv kan vara närvarande på andra världar och andra betingelser.
Titan har astrobiologiskt intresse eftersom det är den enda satelliten i solsystemet med en tät atmosfär. Titans atmosfär är gjord av kväve och metan. De energiska partiklarna som kommer från solen och Saturnus miljö tillåter komplex kemi, såsom bildning av kolväten och nitriler. Partiklarna genererar också en permanent dis runt satelliten, regn av metan, vindar, årstider Nyligen verkar sjöar av kolväten ha upptäckts på Titans yta. Jag tror att denna upptäckt, om den bekräftas av Cassini-Huygens uppdrag, kommer att vara av stort intresse.
Det skulle göra Titan till en analog till jorden, eftersom den skulle ha en atmosfär (gas), sjöar (vätska), dis och jord (fast), de tre nödvändiga miljöerna för livets utseende.
Kompositionen av Titans dis är okänd. Endast optiska data är tillgängliga och de är svåra att analysera på grund av komplexiteten hos detta kolhaltiga material. Många experiment har genomförts för att efterlikna kemin i Titans atmosfär, framför allt aerosolsanalogerna kallade ”toliner” av Carl Sagans grupp. Det verkar som att toliner kan vara involverade i livets ursprung. Faktum är att hydrolys av dessa Titan-aerosolanaloger ger upphov till bildandet av aminosyror, livets föregångare.
AM: Kan du beskriva din experimentella simulering för att utvidga Miller-Urey-experimenten på ett sätt som är anpassat för Titans låga temperaturer och unika kemi?
J B: Sedan Miller-Urey-experimenten har många experimentella simuleringar av förmodat prebiotiskt system genomförts. Men efter hämtningen av Voyagers data verkade det nödvändigt att komma tillbaka till denna strategi för att simulera Titans atmosfär. Sedan genomförde flera forskare sådana simuleringsexperiment genom att införa en kväve-metan-blandning i ett system som Miller's apparat. Men ett problem blev uppenbart på grund av skillnaden mellan experimentförhållandena och Titans förhållanden. Trycket och temperaturen var inte representativ för Titans miljö. Sedan beslutade vi att genomföra experiment som reproducerar trycket och temperaturen i Titans stratosfär: en gasblandning av 2% metan i kväve, ett lågt tryck (ca 1 mbar) och ett kryogent system för att ha en låg temperatur. Dessutom är vårt system placerat i en handskbox som innehåller rent kväve för att undvika förorening med omgivande luft av de fasta produkterna.
AM: Vad anser du som den bästa energikällan för att utlösa Titans syntetiska kemi: magnetosfären av Saturniska partiklar, solstrålning eller något annat?
J B: Forskare debatterar om vilken energikälla som bäst skulle simulera energikällorna i Titans atmosfär. Ultraviolett (UV) strålning? Kosmiska strålar? Elektroner och andra energiska partiklar som kommer från Saturnus magnetosfär? Alla dessa källor är involverade, men deras förekomst beror på höjden: extrem ultraviolett strålning och elektroner i jonosfären, UV-ljus i stratosfären, medan kosmiska strålar förekommer i troposfären.
Jag tror att rätt fråga borde vara: Vad är det experimentella målet? Om det är för att förstå vätecyanid (HCN) -kemi i Titans stratosfär är en simulering med UV-strålning av HCN lämplig. Om målet är att bestämma effekterna av elektriska fält som genereras av galaktiska kosmiska strålar i troposfären är ett koronautsläpp av en simulerad Titan-atmosfär att föredra.
När vi studerade Titans stratosfäriska förhållanden valde vi att använda en elektrisk urladdning i vår simulering. Detta val bestrids av en minoritet av forskare eftersom den viktigaste energikällan i Titans stratosfär är UV-strålning. Men våra resultat validerade vårt experiment. Vi upptäckte alla organiska arter som observerats på Titan. Vi förutspådde närvaron av CH3CN (acetonitril) före dess observation. Vi upptäckte för första gången dicyanoacetylen, C4N2, en instabil molekyl vid rumstemperatur som också har upptäckts i Titans atmosfär. Den mellersta infraröda signaturen för de fasta produkterna som skapades i vårt experiment var i linje med Titans observationer.
AM: Hur är dina resultat del av den planerade atmosfärstestningen för Cassini-Huygens-sonden?
J B: Efter att ha samarbetat med ett team från Observatoire Astronomique de Bordeaux i Frankrike, bestämde vi de dielektriska konstanterna i aerosolanaloger. Detta gör att vi kan uppskatta hur Titans atmosfär och ytegenskaper kan påverka prestandan i Cassini-Huygens radarexperiment. Höjdmätaren ombord på Huygens-sonden kan påverkas av aerosolegenskaperna, men kompletterande experiment måste utföras för att bekräfta detta resultat.
För två år sedan introducerade vi en gasblandning, N2 / CH4 / CO (98 / 1.99 / 0.01). Målet var att bestämma påverkan av kolmonoxid, den vanligaste syrgasföreningen på Titan. Överraskande upptäckte vi oxiran i gasfasen som den huvudsakliga syreprodukten. Denna instabila molekyl upptäcktes i det interstellära mediet men teoretiska modeller förutspår inte den för Titans kemi. Ändå kanske denna molekyl finns på Titan.
För närvarande analyserar vi de första molekylerna, radikalerna, atomerna och jonerna (eller 'arter') som skapats i vår experimentreaktor. Vi använder infraröd spektrometri och UV-synlig emission för att studera upphetsade arter som CN, CH, NH, C2, HCN, C2H2. Därefter kommer vi att observera sambandet mellan överflödet av dessa arter och strukturen för de fasta produkterna. Kopplar vi dessa experimentella resultat med en teoretisk modell som utvecklats i samarbete med universitetet i Porto i Portugal kommer vi att ha en bättre förståelse för den kemi som förekommer i den experimentella reaktorn. Detta tillåter oss att analysera Cassini-Huygens-uppgifterna och Titans disformning.
Vårt team är också involverat på uppdragsvetenskaplig nivå, eftersom en av uppdragets forskare också är i vår grupp på Laboratoire Inter-Universitaire des Syst? Mes Atmosph? Riques, LISA). Våra laboratorietoliner kommer att användas som guider för att kalibrera flera av instrumenten på Huygens-sonden och Cassini-omloppet.
Det finns 18 instrument ombord på sonden och omloppsbotten. Kalibreringstester behövs för gaskromatografi och masspektroskopi [GC-MS]. GC-MS kommer att identifiera och mäta kemikalier i Titans atmosfär.
Kalibreringstester behövs också för Aerosol Collector och Pyrolyser (ACP). Detta experiment drar in aerosolpartiklar från atmosfären genom filter och värmer sedan de fångade proverna i ugnar för att förångas flyktiga ämnen och sönderdelas de komplexa organiska materialen.
Den sammansatta infraröda spektrometern (CIRS), ett termiskt mätinstrument på orbiter, måste också kalibreras. Jämfört med tidigare djupa rymdsuppdrag är spektrometern ombord på Cassini-Huygens en betydande förbättring, med en spektralupplösning som är tio gånger högre än Voyager-rymdfarkostens spektrometer.
AM: Har du framtidsplaner för den här forskningen?
J B: Vårt nästa steg är ett experiment som utvecklats av Marie-Claire Gazeau, kallad ”SETUP”. Experimentet har två delar: en kall plasma för att dissociera kväve, och en fotokemisk reaktor för att fotodisociera metan. Detta kommer att ge oss en bättre global simulering av Titans tillstånd.
Originalkälla: NASA Astrobiology Magazine
