Bildekreditt: ESA
Det krever minst tre elementer for å havnen i livet slik vi kjenner det: vann, energi og en atmosfære. Blant Mars og månene rundt både Jupiter og Saturn er det bevis på ett eller to av disse tre elementene, men mindre er kjent om et komplett sett er tilgjengelig. Bare Saturns måne, Titan, har en atmosfære som kan sammenlignes med jordas i press, og er mye tykkere enn den martiske (1% av jordens havstandstrykk).
Det mest interessante poenget med simuleringer av Titans hydrokarbon-uklarhet er at denne smoggy komponenten inneholder molekyler som kalles tholins (fra det greske ordet, gjørmete) som kan danne grunnlaget for livets byggesteiner. For eksempel dannes aminosyrer, en av byggesteinene i det jordiske livet, når disse rødbrune smog-lignende partiklene blir plassert i vann. Som Carl Sagan påpekte, kan Titan betraktes som en bred parallell til den tidlige jordiske atmosfæren med hensyn til dens kjemi, og på denne måten er den absolutt relevant for livets opprinnelse.
I sommer skal NASAs Cassini-romfartøy, som ble lansert i 1997, planlegge å gå i bane rundt Saturn og dets måner i fire år. Tidlig i 2005 skal den piggybacking Huygens-sonden kaste seg ut i den disige Titan-atmosfæren og lande på månens overflate. Det er 12 instrumenter ombord på Cassini Spacecraft orbiter, og 6 instrumenter ombord på Huygens Probe. Huygens-sonden er primært rettet mot prøvetaking av atmosfæren. Sonden er utstyrt for å ta målinger og ta bilder i opptil en halv time på overflaten. Men sonden har ingen ben, så når den legger seg på Titans overflate vil orienteringen være tilfeldig. Og landingen er kanskje ikke av et sted som har organisk materiale. Bilder av hvor Cassini er i sin nåværende bane, blir kontinuerlig oppdatert og tilgjengelige for visning når oppdraget skrider frem.
Astrobiology Magazine hadde en mulighet til å snakke med forsker, Jean-Michel Bernard fra University of Paris, om hvordan man simulerer Titans komplekse kjemi i et terrestrisk prøverør. Hans simuleringer av Titans miljø bygger på den klassiske prebiotiske suppen, først pioner for femti år siden av forskere fra University of Chicago, Harold Urey og Stanley Miller.
Astrobiology Magazine (AM): Hva stimulerte først interessen din for den atmosfæriske kjemien til Titan?
Jean-Michel Bernard (JB): Hvordan skaper to enkle molekyler (nitrogen og metan) en veldig kompleks kjemi? Blir kjemi biokjemi? De nylige funnene om liv under ekstreme forhold på jorden (bakterier i Sydpolen ved -40 ° C og archaea ved mer enn +110 ° C i nærheten av hydrotermiske kilder) tillater å anta at liv kan være til stede på andre verdener og andre forhold.
Titan har astrobiologisk interesse fordi den er den eneste satellitten i solsystemet med en tett atmosfære. Titans atmosfære er laget av nitrogen og metan. De energiske partiklene som kommer fra solen og Saturns miljø tillater kompleks kjemi, for eksempel dannelse av hydrokarboner og nitriler. Partiklene genererer også en permanent dis rundt satellitten, regn av metan, vind, årstider Nylig ser det ut til at innsjøer med hydrokarboner er blitt oppdaget på Titans overflate. Jeg tror at denne oppdagelsen, hvis den blir bekreftet av Cassini-Huygens-oppdraget, vil være av stor interesse.
Det ville gjøre Titan til en analog til jorden, siden den ville ha en atmosfære (gass), innsjøer (væske), dis og jord (fast), de tre nødvendige miljøene for livets utseende.
Sammensetningen av Titans dis er ukjent. Bare optiske data er tilgjengelige, og de er vanskelige å analysere på grunn av kompleksiteten til dette karbonholdige materialet. Mange eksperimenter er blitt utført for å etterligne kjemien i Titans atmosfære, særlig aerosolanalogene kalt “tholins” av Carl Sagans gruppe. Det ser ut til at toliner kan være involvert i livets opprinnelse. Faktisk gir hydrolyse av disse Titan-aerosolanalogene dannelse av aminosyrer, livets forløpere.
ER: Kan du beskrive eksperimentell simulering for å utvide Miller-Urey-eksperimentene på en måte som er tilpasset Titans lave temperaturer og unike kjemi?
JB: Siden Miller-Urey-eksperimentene har det blitt utført mange eksperimentelle simuleringer av antatt prebiotisk system. Men etter henting av Voyagers data, så det ut til å være nødvendig å komme tilbake til denne tilnærmingen for å simulere Titans atmosfære. Deretter gjennomførte flere forskere slike simuleringsforsøk ved å introdusere en nitrogen-metan-blanding i et system som Millers apparat. Men et problem ble åpenbart på grunn av forskjellen mellom eksperimentelle forhold og Titans forhold. Trykket og temperaturen var ikke representativ for Titans miljø. Så bestemte vi oss for å utføre eksperimenter som reproduserer trykket og temperaturen i Titans stratosfære: en gassblanding av 2% metan i nitrogen, et lavt trykk (ca. 1 mbar) og et kryogent system for å ha en lav temperatur. Videre er systemet vårt plassert i en hanskerom som inneholder rent nitrogen for å unngå forurensning av omgivelsesluften av de faste produktene.
ER: Hva anser du som den beste energikilden for å utløse Titans syntetiske kjemi: magnetosfæren til Saturniske partikler, solstråling eller noe annet?
JB: Forskere debatterer om hvilken energikilde som best kan simulere energikildene i Titans atmosfære. Ultraviolett (UV) stråling? Kosmiske stråler? Elektroner og andre energiske partikler som kommer fra Saturns magnetosfære? Alle disse kildene er involvert, men forekomsten avhenger av høyden: ekstrem ultrafiolett stråling og elektroner i ionosfæren, UV-lys i stratosfæren, mens kosmiske stråler forekommer i troposfæren.
Jeg tror det aktuelle spørsmålet bør være: Hva er det eksperimentelle målet? Hvis det er for å forstå hydrogencyanid (HCN) kjemi i Titans stratosfære, er en simulering med UV-stråling av HCN passende. Hvis målet er å bestemme effektene av elektriske felt som genereres av galaktiske kosmiske stråler i troposfæren, er et koronautslipp av en simulert Titan-atmosfære å foretrekke.
Når vi studerer Titans stratosfæriske forhold, valgte vi å bruke en elektrisk utladning i simuleringen vår. Dette valget bestrides av et mindretall forskere fordi den viktigste energikilden i Titans stratosfære er UV-stråling. Men resultatene validerte eksperimentet vårt. Vi oppdaget alle de organiske artene som ble observert på Titan. Vi spådde tilstedeværelsen av CH3CN (acetonitril) før det ble observert. Vi oppdaget for første gang dicyanoacetylen, C4N2, et ustabilt molekyl ved romtemperatur som også er blitt oppdaget i Titans atmosfære. Den midterste infrarøde signaturen til de faste produktene som ble opprettet i vårt eksperiment var i tråd med Titan-observasjoner.
ER: Hvordan er resultatene dine en del av den planlagte atmosfæretesten for Cassini-Huygens-sonden?
JB: Etter å ha samarbeidet med et team fra Observatoire Astronomique de Bordeaux i Frankrike, bestemte vi de dielektriske konstantene til aerosolanaloger. Dette vil tillate oss å estimere hvordan Titans atmosfære og overflateegenskaper kan påvirke ytelsen til Cassini-Huygens radareksperimenter. Høydemåleren ombord på Huygens-sonden kan påvirkes av aerosolegenskapene, men komplementære eksperimenter må utføres for å bekrefte dette resultatet.
For to år siden introduserte vi en gassblanding, N2 / CH4 / CO (98 / 1,99 / 0.01). Målet var å bestemme virkningen av karbonmonoksid, den mest rikholdige oksygenrike forbindelsen på Titan. Overraskende oppdaget vi oksiran i gassfasen som det viktigste oksygenerte produktet. Dette ustabile molekylet ble oppdaget i det interstellare mediet, men teoretiske modeller forutsier ikke det for Titans kjemi. Likevel er dette molekylet til stede på Titan.
For tiden analyserer vi de første molekylene, radikaler, atomer og ioner (eller ‘arter’) som er opprettet i vår eksperimentelle reaktor. Vi bruker infrarød spektrometri og UV-synlig utslipp for å studere begeistrede arter som CN, CH, NH, C2, HCN, C2H2. Deretter vil vi observere korrelasjonen mellom forekomsten av disse artene og strukturen til de faste produktene. Ved å koble disse eksperimentelle resultatene til en teoretisk modell utviklet i samarbeid med Universitetet i Porto i Portugal, vil vi ha en bedre forståelse av kjemien som forekommer i den eksperimentelle reaktoren. Dette vil tillate oss å analysere Cassini-Huygens-data og Titans disformasjon.
Teamet vårt er også involvert på misjonsvitenskapelig nivå, ettersom en av forskerne på oppdraget også er i vår gruppe på Laboratoire Inter-Universitaire des Syst? Mes Atmosph? Riques, LISA). Våre laboratorietoliner vil bli brukt som guider for å kalibrere flere av instrumentene på Huygens-sonden og Cassini-banen.
Det er 18 instrumenter ombord sonden og banen. Kalibreringstester er nødvendige for gasskromatografi og massespektroskopi [GC-MS]. GC-MS vil identifisere og måle kjemikalier i Titans atmosfære.
Kalibreringstester er også nødvendig for Aerosol Collector og Pyrolyser (ACP). Dette eksperimentet vil trekke inn aerosolpartikler fra atmosfæren gjennom filtre, og deretter varme opp fangede prøver i ovner for å fordampe flyktige stoffer og dekomponere de komplekse organiske materialene.
Composite Infrared Spectrometer (CIRS), et termisk måleinstrument på orbiteren, må også kalibreres. Sammenlignet med tidligere dypfartsoppdrag, er spektrometeret ombord Cassini-Huygens en betydelig forbedring, med en spektral oppløsning ti ganger høyere enn Voyager-romfartøyets spektrometer.
ER: Har du fremtidsplaner for denne forskningen?
JB: Neste trinn er et eksperiment utviklet av Marie-Claire Gazeau, kalt “SETUP”. Eksperimentet har to deler: en kald plasma for å dissosiere nitrogen, og en fotokjemisk reaktor for å fotodisosiere metan. Dette vil gi oss en bedre global simulering av Titans tilstand.
Original kilde: NASA Astrobiology Magazine
