Obrazový kredit: ESA
Život v sobě skrývá alespoň tři prvky: voda, energie a atmosféra. Mezi Marsem a měsíci kolem Jupiteru i Saturnu je důkaz o jednom nebo dvou z těchto tří prvků, ale méně je známo, pokud je k dispozici kompletní sada. Pouze Saturnův měsíc Titan má atmosféru srovnatelnou se zemským tlakem a je mnohem tlustší než marťanský (1% zemského tlaku na hladině moře).
Nejzajímavějším bodem o simulacích Titanovy uhlovodíkové mlhy je to, že tato smogová složka obsahuje molekuly zvané tholiny (z řeckého slova blátivé), které mohou tvořit základy stavebních bloků života. Například aminokyseliny, jeden ze stavebních kamenů pozemského života, se tvoří, když se tyto červenohnědé částice podobné smogu ukládají do vody. Jak Carl Sagan zdůraznil, Titan lze vzhledem k jeho chemii považovat za širokou paralelu k rané pozemské atmosféře, a tak je rozhodně relevantní pro počátky života.
Letos v létě má kosmická loď Cassini společnosti NASA, která byla uvedena na trh v roce 1997, podle plánu čtyři roky na oběžnou dráhu kolem Saturn a jeho měsíců. Počátkem roku 2005 je naplánováno, že se sonda Huygens na zádech ponoří do mlhavé atmosféry Titanu a přistane na povrchu měsíce. Na orbitě sondy Cassini Spacecraft je 12 nástrojů a na sondě Huygens sondy 6 nástrojů. Sonda Huygens je zaměřena především na vzorkování atmosféry. Sonda je vybavena k měření a zaznamenávání snímků až půl hodiny na povrch. Sonda však nemá nohy, takže když se usadí na Titanově povrchu, bude její orientace náhodná. A jeho přistání nemusí být na místě s organickými látkami. Obrazy, kde je Cassini na své současné oběžné dráze, jsou průběžně aktualizovány a jsou dostupné pro zobrazení v průběhu mise.
Astrobiologický časopis měl příležitost hovořit s vědcem Jean-Michel Bernard z Pařížské univerzity o tom, jak simulovat komplexní chemii Titanu v pozemské zkumavce. Jeho simulace prostředí Titana staví na klasické prebiotické polévce, kterou poprvé před 50 lety propagovali vědci z University of Chicago, Harold Urey a Stanley Miller.
Astrobiologický časopis (AM): Co poprvé stimulovalo váš zájem o atmosférickou chemii Titanu?
Jean-Michel Bernard (JB): Jak dvě jednoduché molekuly (dusík a metan) vytvářejí velmi složitou chemii? Stává se z chemie biochemie? Nedávné objevy života v extrémních podmínkách na Zemi (bakterie na jižním pólu při -40 ° C a archaea při více než +110 ° C v blízkosti hydrotermálních zdrojů) umožňují předpokládat, že život by mohl být přítomen v jiných světech a jiných podmínky.
Titan má astrobiologický zájem, protože je to jediný satelit ve sluneční soustavě s hustou atmosférou. Atmosféra Titanu je tvořena dusíkem a metanem. Energetické částice přicházející ze Slunce a Saturnova prostředí umožňují komplexní chemii, jako je tvorba uhlovodíků a nitrilů. Částice také vytvářejí permanentní zákal kolem satelitu, deště metanu, větry, roční období V poslední době se na povrchu Titanu objevují jezera uhlovodíků. Myslím, že tento objev, bude-li potvrzen misí Cassini-Huygens, bude velmi zajímavý.
To by z Titanu udělalo analogii k Zemi, protože by měla atmosféru (plyn), jezera (kapalina), zákal a půdu (pevná látka), tři nezbytná prostředí pro vzhled života.
Složení zákalu Titana není známo. K dispozici jsou pouze optická data a je obtížné je analyzovat kvůli složitosti tohoto uhlíkatého materiálu. Bylo provedeno mnoho experimentů, aby se napodobila chemie Titanovy atmosféry, zejména analogy aerosolů nazvané „tholiny“ skupinou Carl Sagan. Zdá se, že tholiny by mohly být zapojeny do původu života. Hydrolýza těchto titanových aerosolových analogů skutečně vede k tvorbě aminokyselin, předchůdců života.
DOPOLEDNE: Můžete popsat experimentální simulaci rozšíření experimentů Miller-Urey způsobem, který je přizpůsoben nízkým teplotám Titanu a jedinečné chemii?
JB: Od experimentů Miller-Urey bylo provedeno mnoho experimentálních simulací předpokládaného prebiotického systému. Po získání dat Voyageru se však zdálo nezbytné vrátit se k tomuto přístupu a simulovat Titanovu atmosféru. Potom několik vědců provedlo takové simulační experimenty zavedením směsi dusíku a metanu do systému, jako je Millerův přístroj. Problém se však stal zjevným kvůli rozdílu mezi experimentálními podmínkami a Titanovými podmínkami. Tlak a teplota nepředstavovaly Titanovo prostředí. Poté jsme se rozhodli provést experimenty, které reprodukují tlak a teplotu Titanovy stratosféry: směs plynů 2% metanu v dusíku, nízký tlak (asi 1 mbar) a kryogenní systém, aby bylo dosaženo nízké teploty. Kromě toho je náš systém umístěn v odkládací schránce obsahující čistý dusík, aby se zabránilo kontaminaci pevných produktů okolním vzduchem.
DOPOLEDNE: Co považujete za nejlepší zdroj energie pro spuštění Titanovy syntetické chemie: magnetosféru saturnských částic, sluneční záření nebo něco jiného?
JB: Vědci debatují o tom, jaký zdroj energie nejlépe simuluje zdroje energie v Titanově atmosféře. Ultrafialové (UV) záření? Kosmické paprsky? Elektrony a další energetické částice pocházející ze Saturnovy magnetosféry? Všechny tyto zdroje jsou zapojeny, ale jejich výskyt závisí na nadmořské výšce: extrémní ultrafialové záření a elektrony v ionosféře, UV světlo ve stratosféře, zatímco kosmické paprsky se vyskytují v troposféře.
Myslím, že vhodnou otázkou by měla být: Jaký je experimentální cíl? Pokud má pochopit chemii kyanovodíku (HCN) ve Titanově stratosféře, je vhodná simulace UVN HCN. Pokud je cílem určit účinky elektrických polí generovaných galaktickými kosmickými paprsky v troposféře, je výhodnější koronový výboj simulované atmosféry Titanu.
Při studiu Titanových stratosférických podmínek jsme se rozhodli použít v naší simulaci elektrický výboj. Tato volba je zpochybněna menšinou vědců, protože hlavním zdrojem energie ve Titanově stratosféře je UV záření. Naše výsledky však náš experiment potvrdily. Zjistili jsme všechny organické druhy pozorované na Titanu. Před jeho pozorováním jsme předpovídali přítomnost CH3CN (acetonitril). Poprvé jsme detekovali dicyanoacetylen, C4N2, nestabilní molekulu při pokojové teplotě, která byla také detekována v Titanově atmosféře. Střední infračervený podpis pevných produktů vytvořených v našem experimentu byl v souladu s pozorováním Titanu.
DOPOLEDNE: Jak jsou vaše výsledky součástí plánovaného atmosférického testování sondy Cassini-Huygens?
JB: Po spolupráci s týmem z Observatoire Astronomique de Bordeaux ve Francii jsme určili dielektrické konstanty aerosolových analogů. To nám umožní odhadnout, jak by mohla atmosféra Titanu a vlastnosti povrchu ovlivnit výkon radarových experimentů Cassini-Huygens. Výškoměr na palubě Huygensovy sondy by mohl být ovlivněn aerosolovými vlastnostmi, ale k potvrzení tohoto výsledku musí být provedeny doplňkové experimenty.
Před dvěma lety jsme představili směs plynů, N2 / CH4 / CO (98 / 1,99 / 0,01). Cílem bylo zjistit vliv oxidu uhelnatého, nejhojnější okysličené sloučeniny na Titan. Překvapivě jsme detekovali oxiran v plynné fázi jako hlavní okysličený produkt. Tato nestabilní molekula byla objevena v mezihvězdném médiu, ale teoretické modely ji nepředpovídají pro Titanovu chemii. Možná je tato molekula přítomna na Titanu.
V současné době analyzujeme první molekuly, radikály, atomy a ionty (nebo „druhy“) vytvořené v našem experimentálním reaktoru. Používáme infračervenou spektrometrii a UV-viditelné emise ke studiu excitovaných druhů, jako jsou CN, CH, NH, C2, HCN, C2H2. Dále budeme sledovat korelaci mezi hojností těchto druhů a strukturami pevných produktů. Spojením těchto experimentálních výsledků s teoretickým modelem vyvinutým ve spolupráci s University of Porto v Portugalsku budeme mít lepší porozumění chemii vyskytující se v experimentálním reaktoru. To nám umožní analyzovat data Cassini-Huygens a tvorbu zákalu Titana.
Náš tým je zapojen také na úrovni vědeckých misí, protože jeden z vědců mise je také v naší skupině na Laboratoire Inter-Universitaire des Systémos Atmosph riques, LISA). Naše laboratorní tholiny budou použity jako vodítka pro kalibraci několika nástrojů na sondě Huygens a na orbiteru Cassini.
Na sondě a na oběžné dráze je 18 nástrojů. Kalibrační testy jsou nutné pro plynovou chromatografii a hmotnostní spektroskopii [GC-MS]. GC-MS bude identifikovat a měřit chemikálie v Titanově atmosféře.
Kalibrační testy jsou rovněž nutné pro Aerosolový kolektor a Pyrolyzer (ACP). Tento experiment načerpá aerosolové částice z atmosféry přes filtry, poté zahřeje zachycené vzorky v pecích, aby se odpařily těkavé látky a rozložily složité organické materiály.
Rovněž je třeba kalibrovat kompozitní infračervený spektrometr (CIRS), tepelné měřicí přístroj na oběžné dráze. Ve srovnání s předchozími vesmírnými misemi je spektrometr na palubě Cassini-Huygens významným zlepšením, se spektrálním rozlišením desetkrát vyšším, než je spektrometr kosmické lodi Voyager.
DOPOLEDNE: Máte pro tento výzkum plány do budoucna?
JB: Naším dalším krokem je experiment vyvinutý společností Marie-Claire Gazeau s názvem „NASTAVENÍ“. Experiment má dvě části: studenou plazmu za účelem disociace dusíku a fotochemický reaktor za účelem fotodisociace metanu. To nám poskytne lepší globální simulaci stavu Titanu.
Původní zdroj: NASA Astrobiology Magazine
