Kujutise krediit: ESA
Elu harjumiseks on vaja vähemalt kolme elementi, nagu me seda tunneme: vesi, energia ja atmosfäär. Marsi ja nii Jupiteri kui Saturni ümbritsevate kuude seas on tõendeid nendest kolmest elemendist ühe või kahe kohta, kuid vähem teada on, kui komplekt on olemas. Ainult Saturni kuusel Titanil on atmosfääri, mis on võrreldav Maa rõhuga, ja see on palju paksem kui marsi (1% Maa merepinna rõhust).
Kõige huvitavam punkt Titani süsivesiniku häguse simulatsioonide kohta on see, et see suitsune komponent sisaldab molekule, mida nimetatakse toliinideks (kreekakeelsest sõnast porine) ja mis võivad moodustada elu alustala. Näiteks moodustuvad aminohapped, mis on üks maapealse elu alustaladest, kui need punakaspruunid sudukujulised osakesed vette pannakse. Nagu Carl Sagan rõhutas, võib Titanit oma keemia osas pidada varase maapealse atmosfääri laia paralleeliks ja sel moel on see kindlasti oluline elu päritolu osas.
Sel suvel kavatsetakse NASA 1997. aastal kosmosesse lastud kosmoselaev Cassini astuda nelja aasta jooksul Saturni ja tema kuude ümber orbiidile. 2005. aasta alguses on plaanis, et sunnitud Huygensi sond sukeldub hägusesse Titani atmosfääri ja maandub Kuu pinnale. Kosmoseaparaadi Cassini orbiidil on 12 instrumenti ja Huygensi sondil on 6 instrumenti. Huygensi sond on suunatud peamiselt atmosfääri proovide võtmisele. Sond on varustatud mõõtmiste tegemiseks ja kuni poole tunni pikkuste kujutiste salvestamiseks pinnal. Kuid sondil pole jalgu, nii et kui see Titani pinnale astub, on selle suund juhuslik. Ja selle maandumine ei pruugi toimuda orgaanikat kandva saidi poolt. Pilte sellest, kus Cassini asub oma praegusel orbiidil, uuendatakse pidevalt ja on missiooni edenedes vaatamiseks saadaval.
Ajakirjas Astrobiology oli võimalus vestelda Pariisi ülikooli teadlase Jean-Michel Bernardiga, kuidas simuleerida Titani keerulist keemiat maapealses katseklaasis. Tema Titani keskkonna simulatsioonid põhinevad klassikalisel prebiootikumil põhineval supil, mille viimati viis aastat tagasi üles Chicago ülikooli teadlased Harold Urey ja Stanley Miller.
Astrobioloogia ajakiri (AM): Mis ajendas kõigepealt teie huvi Titani atmosfääri keemia vastu?
Jean-Michel Bernard (JB): Kuidas loovad kaks lihtsat molekuli (lämmastik ja metaan) väga keeruka keemia? Kas keemiast saab biokeemia? Hiljutised avastused elust ekstreemsetes tingimustes Maal (bakterid lõunapoolusel temperatuuril -40 ° C ja arhaea temperatuuril üle +110 ° C hüdrotermiliste allikate läheduses) võimaldavad oletada, et elu võis esineda teistes maailmades ja mujal tingimusi.
Titanil on astrobioloogiline huvi, kuna see on Päikesesüsteemis ainus tiheda atmosfääriga satelliit. Titani atmosfäär koosneb lämmastikust ja metaanist. Päikese ja Saturni keskkonnast tulevad energeetilised osakesed võimaldavad keerulist keemiat, näiteks süsivesinike ja nitriilide moodustumist. Osakesed tekitavad satelliidi ümber ka püsivat udu, metaani vihma, tuult, aastaaega. Titaanide pinnal näib hiljuti avastatud süsivesinike järvi. Ma arvan, et kui see avastus Cassini-Huygensi missioonil kinnitatakse, pakub see avastus suurt huvi.
See teeks Titanist Maa analoogi, kuna sellel oleks atmosfäär (gaas), järved (vedel), udusus ja muld (tahke) - kolm elukeskkonnaks vajalikku keskkonda.
Titani ähmi koostis pole teada. Saadaval on ainult optilised andmed ja neid on selle süsinikmaterjali keerukuse tõttu keeruline analüüsida. Titani atmosfääri keemia jäljendamiseks on tehtud palju katseid, eriti Carl Sagani grupi aeroloolide analoogid, mida nimetatakse “koliinideks”. Näib, et koliinid võisid olla seotud elu päritoluga. Nende Titan-aerosoolide analoogide hüdrolüüs põhjustab tõepoolest elu eelkäijate aminohapete moodustumist.
OLEN: Kas saate kirjeldada oma eksperimentaalset simulatsiooni Miller-Urey katsete laiendamiseks viisil, mis on kohandatud Titani madala temperatuuri ja ainulaadse keemia jaoks?
JB: Pärast Miller-Urey katseid on läbi viidud palju väidetava prebiootilise süsteemi eksperimentaalseid simulatsioone. Kuid pärast Voyageri andmete otsimist tundus Titani atmosfääri simuleerimiseks vajalik selle lähenemisviisi juurde naasmine. Siis viisid mitmed teadlased selliseid simulatsioonikatseid, viies lämmastiku ja metaani segu süsteemi, nagu Milleri aparaat. Kuid probleem sai ilmseks katsetingimuste ja Titani tingimuste erinevuse tõttu. Rõhk ja temperatuur ei olnud Titani keskkonna suhtes representatiivsed. Seejärel otsustasime viia läbi katseid, mis kordavad Titani stratosfääri rõhku ja temperatuuri: madala temperatuuri saamiseks gaasisegu, mis sisaldab 2% metaani lämmastikus, madalrõhk (umbes 1 mbar) ja krüogeenne süsteem. Lisaks on meie süsteem paigutatud puhast lämmastikku sisaldavasse kindakarpi, et vältida tahkete toodete saastumist välisõhuga.
OLEN: Mida peate parimaks energiaallikaks Titani sünteetilise keemia käivitamiseks: Saturni osakeste magnetosfäär, päikesekiirgus või midagi muud?
JB: Teadlased arutlevad selle üle, milline energiaallikas simuleeriks kõige paremini energiaallikaid Titani atmosfääris. Ultraviolett (UV) kiirgus? Kosmilised kiired? Saturni magnetosfäärist tulevad elektronid ja muud energeetilised osakesed? Kõik need allikad on kaasatud, kuid nende esinemine sõltub kõrgusest: äärmine ultraviolettkiirgus ja elektronid ionosfääris, ultraviolettvalgus stratosfääris, kosmilised kiired aga troposfääris.
Arvan, et sobiv küsimus peaks olema: Mis on katse eesmärk? Vesiniktsüaniidi (HCN) keemia mõistmiseks Titani stratosfääris on sobiv simulatsioon HCN ultraviolettkiirgusega. Kui eesmärk on välja selgitada troposfääri galaktiliste kosmiliste kiirte tekitatud elektriväljade mõju, on eelistatav simuleeritud Titan-atmosfääri koroonalahendus.
Titani stratosfääri tingimuste uurimisel otsustasime simulatsioonis kasutada elektrilahendust. Selle valiku vaidlustavad vähesed teadlased, kuna Titani stratosfääri peamine energiaallikas on UV-kiirgus. Kuid meie tulemused kinnitasid meie katset. Tuvastasime kõik Titanil täheldatud orgaanilised liigid. Ennustasime CH3CN (atsetonitriili) olemasolu enne selle vaatlust. Tuvastasime esmakordselt ditsüanoatsetüleeni C4N2 - toatemperatuuril ebastabiilse molekuli, mis on samuti tuvastatud Titani atmosfääris. Meie katses loodud tahkete toodete keskmine infrapuna allkiri oli kooskõlas Titani tähelepanekutega.
OLEN: Kuidas on teie tulemused osa Cassini-Huygensi sondi kavandatud atmosfääri testimisest?
JB: Pärast koostööd Prantsusmaa Observatoire Astronomique de Bordeaux meeskonnaga määrasime aerosoolide analoogide dielektrilised konstandid. See võimaldab meil hinnata, kuidas Titani atmosfääri ja pinna omadused võivad mõjutada Cassini-Huygeni radarikatsete tulemusi. Huygensi sondi pardal asuvat kõrgusemõõtjat võivad mõjutada aerosooli omadused, kuid selle tulemuse kinnitamiseks tuleb teha täiendavaid katseid.
Kaks aastat tagasi võtsime kasutusele gaasisegu N2 / CH4 / CO (98 / 1,99 / 0,01). Eesmärk oli välja selgitada süsinikmonooksiidi, kõige rikkalikuma hapnikuga rikastatud ühendi mõju Titanile. Üllataval kombel tuvastasime gaasilises faasis oksiraani kui peamist hapnikuga rikastatud produkti. See ebastabiilne molekul avastati tähtedevahelises keskkonnas, kuid teoreetilised mudelid ei ennusta seda Titani keemia jaoks. Kuid võib-olla on see molekul Titanil olemas.
Praegu analüüsime esimesi molekule, radikaale, aatomeid ja ioone (ehk 'liike'), mis on loodud meie eksperimentaalse reaktori sees. Ergastatud liikide, näiteks CN, CH, NH, C2, HCN, C2H2, uurimiseks kasutame infrapunaspektromeetriat ja ultraviolettvalgust nähtava kiirguse kiirgust. Järgmisena jälgime nende liikide arvukuse ja tahkete saaduste struktuuride vahelist seost. Kui ühendada need katsetulemused Portugali Porto ülikooliga koostöös välja töötatud teoreetilise mudeliga, saame parema ülevaate eksperimentaalses reaktoris esineva keemia kohta. See võimaldab meil analüüsida Cassini-Huygensi andmeid ja Titani udupilju moodustumist.
Meie meeskond on kaasatud ka missiooniteaduse tasandil, kuna üks missiooni teadlastest on ka meie rühmas Laboratoire'i Inter-Universitaire des Syst? Mes Atmosph? Riques, LISA). Meie laboratoorseid koliine kasutatakse juhenditena paljude Huygensi sondil ja Cassini orbiidil olevate instrumentide kalibreerimiseks.
Sondil ja orbiidil on 18 instrumenti. Gaasikromatograafia ja massispektroskoopia jaoks on vaja kalibreerimisteste [GC-MS]. GC-MS tuvastab ja mõõdab kemikaale Titani atmosfääris.
Kalibreerimisteste on vaja teha ka aerosoolikollektori ja pürolüüsi (ACP) jaoks. Selle katse abil tõmmatakse atmosfääri filtrite kaudu aerosooliosakesed, seejärel kuumutatakse kinni püütud proove ahjudes, et aurustuda lenduvaid aineid ja lagundada keerulised orgaanilised materjalid.
Samuti tuleb kalibreerida orbiidil olev termiline mõõtevahend komposiit-infrapunaspektromeeter (CIRS). Võrreldes varasemate süvakosmosemissioonidega on Cassini-Huygensi pardal olev spektromeeter märkimisväärne edasiminek - selle spektraalne eraldusvõime on kümme korda suurem kui Voyageri kosmoselaeva spektromeeter.
OLEN: Kas teil on selle uurimistöö jaoks tulevikuplaane?
JB: Järgmine samm on Marie-Claire Gazeau välja töötatud eksperiment nimega “SETUP”. Katse koosneb kahest osast: külm plasma lämmastiku dissotsieerimiseks ja fotokeemiline reaktor metaani fotodissotsieerimiseks. See annab meile Titani seisundi parema globaalse simulatsiooni.
Algne allikas: ajakiri NASA Astrobiology
