Kuvan luotto: ESA
Elämän satamissa tarvitaan ainakin kolme elementtiä sellaisena kuin me sen tunnemme: vesi, energia ja ilmapiiri. Marsista ja sekä Jupiterin että Saturnuksen ympärillä olevista kuista on todisteita yhdestä tai kahdesta näistä kolmesta elementistä, mutta vähemmän tiedetään, jos täydellistä sarjaa on saatavana. Vain Saturnuksen kuu, Titan, on ilmakehässä, joka on verrattavissa maapallon paineeseen, ja se on paljon paksumpi kuin marsilainen (1% maapallon merenpinnan paineesta).
Mielenkiintoisin kohta Titanin hiilivetypihan simulaatioissa on, että tämä savuinen komponentti sisältää molekyylejä, joita kutsutaan toliineiksi (kreikkalaisesta sanasta, mutainen) ja jotka voivat muodostaa perustan elämän rakennuspalikoille. Esimerkiksi aminohapot, yksi maapallon elämän rakennuspalikoista, muodostuvat, kun nämä puna-ruskeat savu-tyyppiset hiukkaset laitetaan veteen. Kuten Carl Sagan huomautti, Titania voidaan pitää kemian suhteen laajana rinnakkaisena varhaisen maanpäällisen ilmapiirin kanssa, ja tällä tavalla sillä on varmasti merkitys elämän alkuperälle.
Tänä kesänä NASA: n Cassini-avaruusaluksen, joka käynnistettiin vuonna 1997, on tarkoitus mennä kiertoradalle Saturnin ja sen kuun ympäri neljäksi vuodeksi. Vuoden 2005 alkupuolella, possuun takaavan Huygens-koettimen on tarkoitus syöksyä utuiseen Titan-ilmakehään ja laskeutua Kuun pinnalle. Cassini-avaruusaluksen kiertoradalla on 12 soitinta ja Huygens-koettimessa 6 soitinta. Huygens-koetin on suunnattu ensisijaisesti ilmakehän näytteenottoon. Anturi on varustettu mittaamaan ja tallentamaan kuvia puoleen tuntiin asti pintaan. Mutta koettimella ei ole jaloja, joten kun se asettuu Titanin pinnalle, sen suuntaus on satunnainen. Ja sen laskeutuminen ei saa tapahtua orgaanista ainetta kantavalla sivustolla. Kuvia siitä, missä Cassini on nykyisellä kiertoradallaan, päivitetään jatkuvasti ja ne ovat saatavana katseltavaksi tehtävän edetessä.
Astrobiology Magazine -lehdessä oli tilaisuus keskustella Pariisin yliopiston tutkijan, Jean-Michel Bernardin kanssa siitä, kuinka simuloida Titanin monimutkaista kemiaa maanpäällisessä koeputkessa. Hänen Titanin ympäristön simulaatioidensa perustana on klassinen prebioottikeitto, jonka Chicagoon yliopiston tutkijat Harold Urey ja Stanley Miller aloitti ensimmäisen kerran viisikymmentä vuotta sitten.
Astrobiology Magazine (AM): Mikä herätti ensin mielenkiintosi Titanin ilmakehän kemiaan?
Jean-Michel Bernard (JB): Kuinka kaksi yksinkertaista molekyyliä (typpi ja metaani) luo erittäin monimutkaisen kemian? Tuleeko kemiasta biokemiaa? Viimeaikaiset löytöt elämästä äärimmäisissä olosuhteissa maapallolla (bakteerit etelänavalla -40 ° C: n lämpötilassa ja archaea yli +110 ° C: n lämpötilassa hydrotermisten lähteiden läheisyydessä) antavat olettaa, että elämä voi olla läsnä muissa maailmoissa ja muissa olosuhteissa.
Titanilla on astrobiologista mielenkiintoa, koska se on aurinkojärjestelmän ainoa satelliitti, jolla on tiheä ilmapiiri. Titanin ilmapiiri on tehty typestä ja metaanista. Auringon ja Saturnin ympäristöstä tulevat energiapartikkelit sallivat monimutkaisen kemian, kuten hiilivetyjen ja nitriilien muodostumisen. Hiukkaset tuottavat myös pysyvää utua satelliitin ympärillä, metaanin sateet, tuulet, vuodenajat Viime aikoina hiilivetyjärviä näyttää olevan havaittu Titanin pinnalta. Uskon, että tämä löytö kiinnostaa suurta kiinnostusta, jos Cassini-Huygens-operaatio vahvistaa sen.
Se tekisi Titanista analogian maapallolle, koska siinä olisi ilmapiiri (kaasu), järvet (nestemäinen), sameus ja maaperä (kiinteä), kolme välttämätöntä ympäristöä elämän ilmestymiselle.
Titanin utun koostumus ei ole tiedossa. Vain optista tietoa on saatavana, ja niitä on vaikea analysoida tämän hiilipitoisen materiaalin monimutkaisuuden vuoksi. Titanin ilmakehän kemian jäljittelemiseksi on tehty monia kokeita, etenkin Carl Saganin ryhmän aerosolianalogit, nimeltään “tholins”. Näyttää siltä, että tholiinit voisivat olla mukana elämän alkuperässä. Näiden Titan-aerosolianalogien hydrolyysi todellakin johtaa aminohappojen, elämän edeltäjien, muodostumiseen.
OLEN: Voitko kuvailla kokeellista simulointiasi Miller-Ureyn kokeiden laajentamiseksi tavalla, joka on räätälöity Titanin matalille lämpötiloille ja ainutlaatuiselle kemialle?
JB: Miller-Urey-kokeiden jälkeen oletetun prebioottisen järjestelmän kokeellisia simulaatioita on suoritettu. Mutta Voyagerin tietojen noutamisen jälkeen näytti tarpeelliselta palata takaisin tähän lähestymistapaan Titanin ilmapiirin simuloimiseksi. Sitten useat tutkijat suorittivat tällaisia simulaatiokokeita tuomalla typpi-metaaniseoksen Millerin kaltaiseen järjestelmään. Mutta ongelmasta tuli ilmeinen, koska kokeellisissa olosuhteissa ja Titanin olosuhteissa oli ero. Paine ja lämpötila eivät edusta Titanin ympäristöä. Sitten päätimme suorittaa kokeita, jotka toistavat Titanin stratosfäärin paineen ja lämpötilan: kaasuseos, jossa on 2% metaania typessä, matala paine (noin 1 mbar) ja kryogeeninen järjestelmä matalan lämpötilan saamiseksi. Lisäksi järjestelmämme on sijoitettu käsinelaatikkoon, joka sisältää puhdasta typpeä kiinteiden tuotteiden ympäröivän ilman aiheuttaman kontaminaation välttämiseksi.
OLEN: Mikä on mielestäsi paras energialähde Titanin synteettisen kemian käynnistämiseen: Saturnuksen hiukkasten magnetosfääri, auringonsäteily tai jotain muuta?
JB: Tutkijat keskustelevat siitä, mikä energialähde simuloisi parhaiten energianlähteitä Titanin ilmakehässä. Ultravioletti (UV) säteily? Kosmiset säteet? Elektronit ja muut energian hiukkaset, jotka tulevat Saturnin magnetosfääristä? Kaikki nämä lähteet ovat mukana, mutta niiden esiintyminen riippuu korkeudesta: äärimmäinen ultravioletti säteily ja elektronit ionosfäärissä, UV-valo stratosfäärissä, kun taas kosmiset säteet esiintyvät troposfäärissä.
Mielestäni asianmukaisen kysymyksen tulisi olla: Mikä on kokeellinen tavoite? Titaanin stratosfäärissä tapahtuvan syaanivetykemian (HCN) ymmärtämiseksi on tarkoituksenmukaista simuloida HCN: n UV-säteilyä. Jos tavoitteena on selvittää galaktisten kosmisten säteilyjen aiheuttamien sähkökenttien vaikutuksia troposfäärissä, simuloidun Titan-ilmakehän koronapurkaus on parempi.
Tutkiessaan Titanin stratosfäärin olosuhteita, päätimme käyttää simulaatiossamme sähköpurkausta. Vähemmistö tutkijoita kiistää tämän valinnan, koska Titanin stratosfäärin tärkein energialähde on UV-säteily. Mutta tuloksemme vahvistivat kokeilumme. Havaitsimme kaikki Titanilla havaitut orgaaniset lajit. Ennustimme CH3CN: n (asetonitriilin) läsnäolon ennen sen havaitsemista. Havaitsimme ensimmäistä kertaa dicyanoacetylene, C4N2, epästabiilin molekyylin huoneenlämmössä, joka on havaittu myös Titanin ilmakehässä. Kokeessa luotujen kiinteiden tuotteiden keskimääräinen infrapuna-allekirjoitus oli Titanin havaintojen mukainen.
OLEN: Kuinka tuloksesi ovat osa Cassini-Huygens-koettimen suunnitellusta ilmakehän testistä?
JB: Yhteistyön jälkeen Ranskan Observatoire Astronomique de Bordeaux -ryhmän kanssa määrittelimme aerosolianalogien dielektriset vakiot. Tämän avulla voimme arvioida, kuinka Titanin ilmapiiri ja pintaominaisuudet voivat vaikuttaa Cassini-Huygens-tutkakokeilujen suorituskykyyn. Aerosoliominaisuudet voivat vaikuttaa Huygens-koettimen korkeusmittariin, mutta tämän tuloksen varmistamiseksi on suoritettava täydentäviä kokeita.
Kaksi vuotta sitten esittelimme kaasuseoksen, N2 / CH4 / CO (98 / 1,99 / 0,01). Tavoitteena oli selvittää hiilimonoksidin, runsashapettuneimman yhdisteen vaikutus Titaniin. Yllättäen havaitsimme oksiraanin kaasumaisessa vaiheessa päähapettuneena tuotteena. Tämä epävakaa molekyyli löydettiin tähtienvälisestä väliaineesta, mutta teoreettiset mallit eivät ennusta sitä Titanin kemialle. Mutta ehkä tämä molekyyli on läsnä Titanilla.
Tällä hetkellä analysoimme ensimmäisiä kokeellisessa reaktorissamme luotuja molekyylejä, radikaaleja, atomeja ja ioneja (tai 'lajeja'). Käytämme infrapunaspektrometriaa ja UV-näkyvää säteilyä tutkimaan herätettyjä lajeja, kuten CN, CH, NH, C2, HCN, C2H2. Seuraavaksi tarkkailemme näiden lajien runsauden ja kiinteiden tuotteiden rakenteiden välistä korrelaatiota. Yhdistämällä nämä kokeelliset tulokset teoreettiseen malliin, joka on kehitetty yhteistyössä Porton yliopiston kanssa Portugalissa, tulemme ymmärtämään paremmin kokeellisessa reaktorissa esiintyvää kemiaa. Tämän avulla voimme analysoida Cassini-Huygens-tietoja ja Titanin utujen muodostumista.
Ryhmämme on mukana myös operaatiotieteiden tasolla, koska yksi operaation tutkijoista on myös ryhmämme laboratoriossa Inter-Universitaire des Syst? Mes Atmosph? Riques, LISA). Laboratoriotoliiniamme käytetään oppaina kalibroimaan useita Huygens-koettimen ja Cassini-kiertäjän instrumentteja.
Anturilla ja kiertäjällä on 18 instrumenttia. Kalibrointikokeet ovat tarpeen kaasukromatografiassa ja massaspektroskopiassa [GC-MS]. GC-MS tunnistaa ja mittaa kemikaaleja Titanin ilmakehässä.
Kalibrointitestejä tarvitaan myös aerosolienkeräimelle ja Pyrolyserille (ACP). Tämä koe vetää aerosolihiukkasia ilmakehästä suodattimien läpi, sitten lämmitetään vangitut näytteet uuneissa haihtuvien aineiden höyrystämiseksi ja kompleksisten orgaanisten materiaalien hajottamiseksi.
Komposiitti infrapunaspektrometri (CIRS), kiertäjän lämpömittari, on myös kalibroitava. Cassini-Huygensin laivalla oleva spektrometri on merkittävä parannus verrattuna aikaisempiin syvän avaruuden tehtäviin. Spektrinen resoluutio on kymmenen kertaa suurempi kuin Voyager-avaruusaluksen spektrometri.
OLEN: Onko sinulla tulevaisuuden suunnitelmia tähän tutkimukseen?
JB: Seuraava askel on Marie-Claire Gazeaun kehittämä kokeilu, nimeltään “SETUP”. Kokeessa on kaksi osaa: kylmä plasma typen hajottamiseksi ja fotokemiallinen reaktori metaanin fotodisosioimiseksi. Tämä antaa meille paremman globaalin simulaation Titanin kunnosta.
Alkuperäinen lähde: NASA Astrobiology Magazine
