Príbeh

Stavebné kamene života v atmosfére Titanu - NASA


Simulácia atmosféry mesiaca Saturnu, Titan, ukázala, že komplexné organické bloky, ktoré by mohli viesť k vytvoreniu života, boli v atmosfére mesiaca nájdené nižšie, ako sa pôvodne odhadovalo.

Výskum, ktorý vykonali vedci z Jet Propulsion Laboratory NASA, ukazuje, že horná atmosféra Titanu je pohostinná voči tvorbe komplexných organických molekúl, ako naznačuje hlavný vyšetrovateľ Mark Allen. Ďalej navrhuje, aby slnko v nižšej atmosfére zapaľovalo reakcie, ktoré by mohli viesť k tvorbe kvapalín a pevných látok, nielen plynov.

Viac si môžete prečítať tu.


    Vedci z NASA objavili „podivnú“ molekulu v atmosfére Titanu

    Cyklopropenylidén bol doteraz detegovaný iba v molekulárnych oblakoch plynu a prachu, ako je napríklad Molekulárny mrak Taurus, ktorý je hviezdnou škôlkou v súhvezdí Býk vzdialenej viac ako 400 svetelných rokov. Nedávno vedec NASA Goddard Conor Nixon spolu so svojim tímom našiel túto unikátnu molekulu v atmosfére Titanu, keď bola prvýkrát detekovaná mimo molekulárneho mraku. Cyklopropenylidén je jedinou ďalšou molekulou s uzavretou slučkou okrem benzénu, ktorá bola detekovaná na Titane. Molekuly s uzavretou slučkou sú dôležité, pretože tvoria chrbticové kruhy nukleobáz DNA, komplexnej chemickej štruktúry, ktorá nesie genetický kód života, a RNA, ďalšej kritickej zlúčeniny pre životné funkcie. Kredity: Conor Nixon/NASA Goddard Space Flight Center

    Vedci z NASA identifikovali v atmosfére Titanu molekulu, ktorá nebola nikdy zaznamenaná v žiadnej inej atmosfére. V skutočnosti mnoho chemikov o tom pravdepodobne sotva počulo alebo vie, ako to vysloviť: cyklopropenylidén alebo C3H2.

    Vedci tvrdia, že táto jednoduchá molekula na báze uhlíka môže byť predchodcom zložitejších zlúčenín, ktoré by mohli vytvárať alebo živiť možný život na Titane.

    Vedci zistili, že C.3H2 pomocou rádioteleskopického observatória v severnom Čile známeho ako veľký milimetrový/submilimetrový rad Atacama (ALMA). Všimli si C.3H2, ktorý je vyrobený z uhlíka a vodíka, pri triedení spektrom jedinečných svetelných podpisov zozbieraných teleskopom odhalil chemické zloženie atmosféry Titanu energiou, ktorú jeho molekuly emitovali alebo absorbovali.

    „Keď som si uvedomil, že sa pozerám na cyklopropenylidén, moja prvá myšlienka bola:„ Nuž, toto je skutočne neočakávané, “povedal Conor Nixon, planetárny vedec z NASA Goddard Space Flight Center v Greenbelte v Marylande, ktorý viedol vyhľadávanie ALMA. Zistenia jeho tímu boli zverejnené 15. októbra v Astronomical Journal.

    Napriek tomu, že vedci našli C.3H2 vo vreckách po celej galaxii bolo jej nájdenie v atmosfére prekvapením. Je to preto, že cyklopropenylidén môže ľahko reagovať s inými molekulami, s ktorými príde do kontaktu, a vytvárať rôzne druhy. Astronómovia doteraz našli C3H2 iba v oblakoch plynu a prachu, ktoré plávajú medzi hviezdnymi systémami - inými slovami, príliš chladné a difúzne oblasti, ktoré umožňujú mnohé chemické reakcie.

    Hustá atmosféra ako Titan je však úľmi chemickej aktivity. To je hlavný dôvod, prečo sa vedci zaujímajú o tento mesiac, ktorý je cieľom nadchádzajúcej misie NASA Dragonfly. Nixonov tím dokázal identifikovať malé množstvá C3H2 na Titane pravdepodobne preto, že sa pozerali do horných vrstiev mesačnej atmosféry, kde je pre C menej iných plynov3H2 komunikovať s. Vedci zatiaľ nevedia, prečo by sa cyklopropenylidén mohol objaviť v atmosfére Titanu, ale v žiadnej inej atmosfére. „Titan je v našej slnečnej sústave jedinečný,“ povedal Nixon. "Ukázalo sa, že je to pokladnica nových molekúl."

    Titan, najväčší zo 62 mesiacov Saturnu, je fascinujúci svet, ktorý je v niektorých ohľadoch najpodobnejší Zemi, akú sme našli. Na rozdiel od akéhokoľvek iného mesiaca v slnečnej sústave - existuje viac ako 200 - Titan má hustú atmosféru, ktorá je štyrikrát hustejšia ako Zem, plus oblaky, dážď, jazerá a rieky a dokonca aj podpovrchový oceán slanej vody.

    Atmosféra Titanu je tvorená prevažne dusíkom, podobne ako Zem, s nádychom metánu. Keď sa molekuly metánu a dusíka rozpadnú pod oslnením Slnka, atómy ich zložiek uvoľnia komplexnú sieť organickej chémie, ktorá uchvátila vedcov a posunula tento mesiac na začiatok zoznamu najdôležitejších cieľov pri hľadaní súčasnosti alebo minulosti NASA život v slnečnej sústave.

    „Snažíme sa zistiť, či je Titan obývateľný,“ povedala Rosaly Lopesová, vedúca výskumná pracovníčka a odborníčka na Titan v Jet Propulsion Laboratory NASA (JPL) v Pasadene v Kalifornii. "Chceme teda vedieť, aké zlúčeniny z atmosféry sa dostávajú na povrch, a potom, či sa tento materiál môže dostať cez ľadovú kôru do nižšie uvedeného oceánu, pretože si myslíme, že oceán je tam, kde sú obývateľné podmienky."

    Typy molekúl, ktoré môžu sedieť na povrchu Titanu, môžu byť rovnaké ako tie, ktoré tvorili stavebné kamene života na Zemi. Vedci sa na začiatku svojej histórie, pred 3,8 až 2,5 miliardami rokov, keď metán namiesto kyslíka napĺňal vzduch Zeme, mohli byť podmienky tu podobné ako dnes.

    „Titan považujeme za laboratórium skutočného života, kde môžeme vidieť podobnú chémiu ako v starovekej Zemi, keď sa tu udomácňoval život,“ hovorí Melissa Trainer, astrobiológka NASA Goddardová. Tréner je zástupcom hlavného vyšetrovateľa misie Dragonfly a vedie nástroj na rotorovom lietadle Dragonfly, ktorý bude analyzovať zloženie povrchu Titanu.

    „Budeme hľadať väčšie molekuly ako C.3H2"Povedal tréner," ale musíme vedieť, čo sa deje v atmosfére, aby sme pochopili chemické reakcie, ktoré vedú k tvorbe komplexných organických molekúl a zrážkam na povrch.

    Cyklopropenylidén je jedinou ďalšou „cyklickou“ alebo molekulou s uzavretou slučkou okrem benzénu, ktorá sa v atmosfére Titanu doteraz našla. Hoci C.3H2 Nie je známe, že by sa používal v moderných biologických reakciách, molekuly s uzavretou slučkou sú dôležité, pretože tvoria chrbticové kruhy pre nukleobázy DNA, komplexnú chemickú štruktúru, ktorá nesie genetický kód života, a RNA, ďalšiu kritickú látku. zlúčenina pre životné funkcie. „Ich cyklická povaha otvára túto extra vetvu chémie, ktorá vám umožňuje vybudovať tieto biologicky dôležité molekuly,“ povedal Alexander Thelen, Goddardov astrobiológ, ktorý s Nixonom spolupracoval na nájdení C3H2.

    Vedci ako Thelen a Nixon používajú veľké a veľmi citlivé teleskopy na Zemi, aby hľadali najjednoduchšie molekuly uhlíka súvisiace so životom, aké môžu nájsť v atmosfére Titanu. Benzén bol považovaný za najmenšiu jednotku komplexných prstencových molekúl uhľovodíkov nachádzajúcich sa v akejkoľvek planetárnej atmosfére. Ale teraz, C.3H2Zdá sa, že miesto zaujalo polovica atómov uhlíka benzénu.

    Nixonov tím použil observatórium ALMA na sledovanie Titanu v roku 2016. Prekvapilo ich nájdenie zvláštneho chemického odtlačku prsta, ktorý Nixon identifikoval ako cyklopropenylidén vyhľadávaním v databáze všetkých známych signatúr molekulárneho svetla.

    Aby Nixon dvakrát skontroloval, či vedci skutočne vidia túto neobvyklú zlúčeninu, preštudoval si výskumné práce publikované z analýz údajov z kozmickej lode NASA Cassini, ktorá v rokoch 2004 až 2017 uskutočnila 127 blízkych preletov Titanu. Chcel zistiť, či je prístroj na vesmírnej lodi ktoré vyčuchali chemické zlúčeniny okolo Saturnu a Titanu, mohli potvrdiť jeho nový výsledok. (Prístroj - nazývaný hmotnostný spektrometer - zachytil stopy mnohých záhadných molekúl na Titane, ktoré sa vedci stále pokúšajú identifikovať.) Cassini skutočne našiel dôkaz o elektricky nabitej verzii tej istej molekuly C3H3+.

    Vzhľadom na to, že ide o vzácny nález, sa vedci pokúšajú dozvedieť sa viac o cyklopropenylidéne a o tom, ako by mohol interagovať s plynmi v atmosfére Titanu.

    „Je to veľmi zvláštna malá molekula, takže to nebude ten typ, o ktorom sa dozviete na stredoškolskej chémii alebo dokonca na vysokoškolskej chémii,“ hovorí Michael Malaska, planetárny vedec z JPL, ktorý pracoval vo farmaceutickom priemysle predtým, ako sa zamiloval do Titanu a zmenil si život. kariéra to študovať. „Dole na Zemi to nebude niečo, s čím sa stretnete.“

    Ale, povedala Malaska, nájdenie molekúl ako C3H2 je skutočne dôležité pri pohľade na celkový obraz Titanu: „Každý malý kúsok a časť, ktorú môžeš objaviť, ti môže pomôcť poskladať obrovskú hádanku všetkých vecí, ktoré sa tam dejú.“


    NASA objavuje “Veľmi zvláštnu ” molekulu v atmosfére Titanu

    Tieto infračervené snímky mesiaca Saturn a mesiaca Titan predstavujú jedny z najjasnejších globálnych pohľadov na povrch ľadového mesiaca a#8217s. Pohľady boli vytvorené pomocou 13 -ročných údajov získaných prístrojom Visual and Infrared Mapping Spectrometer instrument na palube kozmickej lode NASA ’s Cassini. Kredit: NASA/JPL-Caltech/University of Nantes/University of Arizona

    Vedci z NASA identifikovali v atmosfére Titanu molekulu, ktorá nebola nikdy detekovaná v žiadnej inej atmosfére. V skutočnosti mnoho chemikov o tom pravdepodobne sotva počulo alebo vie, ako to vysloviť: cyklopropenylidén alebo C3H2. Vedci tvrdia, že táto jednoduchá molekula na báze uhlíka môže byť predchodcom zložitejších zlúčenín, ktoré by mohli vytvárať alebo živiť možný život na Titane.

    Tento obrázok vrátil 14. januára 2005 sonda Huygens Európskej vesmírnej agentúry počas úspešného zostupu na povrch Titanu. Toto je farebný pohľad, ktorý bol spracovaný na pridanie údajov o odrazových spektrách, aby lepšie poskytol skutočnú farbu povrchu Titanu.
    Kredit: NASA/JPL/ESA/University of Arizona

    Vedci zistili, že C.3H2 pomocou rádioteleskopického observatória v severnom Čile známeho ako veľký milimetrový/submilimetrový rad Atacama (ALMA). Všimli si C.3H2, ktorý je vyrobený z uhlíka a vodíka, pri triedení spektrom jedinečných svetelných podpisov zozbieraných teleskopom odhalil chemické zloženie atmosféry Titanu energiou, ktorú jeho molekuly emitovali alebo absorbovali.

    "Keď som si uvedomil, že sa pozerám na cyklopropenylidén, moja prvá myšlienka bola: 'No, to je skutočne neočakávané,' povedal Conor Nixon, planetárny vedec z Goddardovho vesmírneho letového centra NASA v Greenbelte v Marylande, ktorý viedol vyhľadávanie ALMA. Zistenia jeho tímu boli zverejnené 15. októbra 2020 v Astronomický časopis.

    Napriek tomu, že vedci našli C.3H2 vo vreckách po celej galaxii bolo jej nájdenie v atmosfére prekvapením. Je to preto, že cyklopropenylidén môže ľahko reagovať s inými molekulami, s ktorými prichádza do kontaktu a tvorí rôzne druhy. Astronómovia doteraz našli C3H2 iba v oblakoch plynu a prachu, ktoré plávajú medzi hviezdnymi systémami - inými slovami, príliš chladné a difúzne oblasti, ktoré umožňujú mnohé chemické reakcie.

    Hustá atmosféra ako Titan je však úľmi chemickej aktivity. To je hlavný dôvod, prečo sa vedci zaujímajú o tento mesiac, ktorý je cieľom nadchádzajúcej misie NASA Dragonfly. Nixonov tím dokázal identifikovať malé množstvá C.3H2 na Titane pravdepodobne preto, že sa pozerali do horných vrstiev mesačnej atmosféry, kde je pre C menej plynov3H2 komunikovať s. Vedci zatiaľ nevedia, prečo by sa cyklopropenylidén mohol objaviť v atmosfére Titanu, ale v žiadnej inej atmosfére. "Titan je v našej slnečnej sústave jedinečný," povedal Nixon. "Ukázalo sa, že je to pokladnica nových molekúl."

    Titan, najväčší zo 62 mesiacov Saturnu, je fascinujúci svet, ktorý je v niektorých ohľadoch najpodobnejší Zemi, akú sme našli. Na rozdiel od akéhokoľvek iného mesiaca v slnečnej sústave - existuje viac ako 200 - Titan má hustú atmosféru, ktorá je štyrikrát hustejšia ako Zem, plus oblaky, dážď, jazerá a rieky a dokonca aj podpovrchový oceán slanej vody.

    Atmosféra Titanu je tvorená prevažne dusíkom, podobne ako Zem, s nádychom metánu. Keď sa molekuly metánu a dusíka rozpadnú pod oslnením Slnka, atómy ich zložiek uvoľnia komplexnú sieť organickej chémie, ktorá uchvátila vedcov a posunula tento mesiac na začiatok zoznamu najdôležitejších cieľov pri hľadaní súčasnosti alebo minulosti NASA život v slnečnej sústave.

    "Snažíme sa zistiť, či je Titan obývateľný," povedala Rosaly Lopesová, vedúca výskumná pracovníčka a odborníčka na Titan v Jet Propulsion Laboratory (JPL) NASA v Pasadene v Kalifornii. "Chceme teda vedieť, aké zlúčeniny z atmosféry sa dostávajú na povrch, a potom, či sa tento materiál dokáže dostať cez ľadovú kôru do nižšie uvedeného oceánu, pretože si myslíme, že oceán je tam, kde sú obývateľné podmienky."

    Typy molekúl, ktoré môžu sedieť na povrchu Titanu, môžu byť rovnaké ako tie, ktoré tvorili stavebné kamene života na Zemi. Vedci sa na začiatku svojej histórie, pred 3,8 až 2,5 miliardami rokov, keď metán namiesto kyslíka napĺňal vzduch na Zemi, mohli byť podmienky tu podobné ako dnes.

    "Myslíme na Titan ako na laboratórium skutočného života, kde môžeme vidieť podobnú chémiu ako na starovekej Zemi, keď sa tu udomácňoval život," povedala Melissa Trainerová, astrobiológka NASA Goddardová. Tréner je zástupcom hlavného vyšetrovateľa misie Dragonfly a vedie nástroj na rotorovom lietadle Dragonfly, ktorý bude analyzovať zloženie povrchu Titanu.

    "Budeme hľadať väčšie molekuly ako C.3H2"Potrebujeme vedieť, čo sa deje v atmosfére, aby sme pochopili chemické reakcie, ktoré vedú k tvorbe komplexných organických molekúl a k ich dažďu," povedal tréner, "ale musíme vedieť, čo sa deje v atmosfére.


    Dragonfly je misia NASA, ktorej cieľom je preskúmať chémiu a obývateľnosť najväčšieho mesiaca Saturnu a Titanu. Poďakovanie: NASA & Goddard Space Flight Center#8217s/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

    Cyklopropenylidén je jedinou ďalšou „cyklickou“ alebo molekulou s uzavretou slučkou okrem benzénu, ktorá sa v atmosfére Titanu doteraz našla. Hoci C.3H2 nie je známe, že by sa používal v moderných biologických reakciách, podobné molekuly s uzavretou slučkou sú dôležité, pretože tvoria chrbticové kruhy pre nukleobázy DNA, komplexnú chemickú štruktúru, ktorá nesie genetický kód života, a RNA, ďalšiu kritickú látku zlúčenina pre životné funkcie. "Ich cyklická povaha otvára túto extra vetvu chémie, ktorá vám umožňuje vytvárať tieto biologicky dôležité molekuly," povedal Alexander Thelen, Goddardov astrobiológ, ktorý s Nixonom spolupracoval na nájdení C.3H2.

    Vedci ako Thelen a Nixon používajú veľké a veľmi citlivé teleskopy na Zemi, aby hľadali najjednoduchšie molekuly uhlíka súvisiace so životom, aké môžu nájsť v atmosfére Titanu. Benzén bol považovaný za najmenšiu jednotku komplexných prstencových molekúl uhľovodíkov nachádzajúcich sa v akejkoľvek planetárnej atmosfére. Ale teraz, C.3H2, s polovicou atómov uhlíka v benzéne, zrejme zaujal svoje miesto.

    Tím Nixon a#8217s použili observatórium ALMA na sledovanie Titanu v roku 2016. Boli prekvapení, že našli zvláštny chemický odtlačok prsta, ktorý Nixon identifikoval ako cyklopropenylidén prehľadávaním databázy všetkých známych signatúr molekulárneho svetla.

    Cyklopropenylidén bol doteraz detegovaný iba v molekulárnych oblakoch plynu a prachu, ako je napríklad Molekulárny mrak Taurus, ktorý je hviezdnou škôlkou v súhvezdí Býk vzdialenej viac ako 400 svetelných rokov. Vedec NASA Goddard Conor Nixon nedávno spolu so svojim tímom našiel túto jedinečnú molekulu v atmosfére Titanu, keď bola prvýkrát detekovaná mimo molekulárneho mraku. Cyklopropenylidén je jedinou ďalšou molekulou s uzavretou slučkou okrem benzénu, ktorá bola detekovaná na Titane. Molekuly s uzavretou slučkou sú dôležité, pretože tvoria chrbticové kruhy nukleobáz DNA, komplexnej chemickej štruktúry, ktorá nesie genetický kód života, a RNA, ďalšej kritickej zlúčeniny pre životné funkcie. Kredit: Conor Nixon/NASA a vesmírne letové stredisko Goddard#8217s

    Aby Nixon dvakrát skontroloval, či vedci skutočne vidia túto neobvyklú zlúčeninu, preštudoval si výskumné práce publikované z analýz údajov z kozmickej lode NASA Cassini, ktorá v rokoch 2004 až 2017 uskutočnila 127 blízkych preletov Titanu. Chcel zistiť, či je prístroj na vesmírnej lodi ktoré vyčuchali chemické zlúčeniny okolo Saturnu a Titanu, mohli potvrdiť jeho nový výsledok. (Prístroj - nazývaný hmotnostný spektrometer - zachytil náznaky mnohých záhadných molekúl na Titane, ktoré sa vedci stále pokúšajú identifikovať.) Cassini skutočne našiel dôkaz o elektricky nabitej verzii tej istej molekuly, C3H3 + .

    Vzhľadom na to, že ide o vzácny nález, sa vedci pokúšajú dozvedieť sa viac o cyklopropenylidéne a o tom, ako by mohol interagovať s plynmi v atmosfére Titanu.

    "Je to veľmi zvláštna malá molekula, takže to nebude ten druh, o ktorom sa dozviete na stredoškolskej chémii alebo dokonca na vysokoškolskej chémii," povedal Michael Malaska, planetárny vedec z JPL, ktorý pracoval vo farmaceutickom priemysle predtým, ako sa zamiloval do Titanu a prešiel na inú. kariéra to študovať. "Dole na Zemi to nebude niečo, s čím sa stretnete."

    Ale, povedala Malaska, nájdenie molekúl ako C3H2 je skutočne dôležité vidieť celkový obraz Titanu: „Každý malý kúsok a časť, ktorú môžeš objaviť, ti môže pomôcť poskladať obrovskú hádanku všetkých vecí, ktoré sa tam dejú.“

    Referencia: “Detekcia cyklopropenylidénu na titáne pomocou ALMA ” Conor A. Nixon, Alexander E. Thelen, Martin A. Cordiner, Zbigniew Kisiel, Steven B. Charnley, Edward M. Molter, Joseph Serigano, Patrick GJ Irwin, Nicholas A. Teanby a Yi-Jehng Kuan, 15. októbra 2020, Astronomický časopis.
    DOI: 10,3847/1538-3881/abb679


    Obsah

    Prítomnosť významnej atmosféry najskôr predpokladal španielsky astronóm Josep Comas i Solà, ktorý na Titane v roku 1903 pozoroval výrazné stmavnutie končatín [8] a potvrdil Gerard P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektroskopickej techniky, ktorá poskytla odhad atmosférického tlaku. parciálny tlak metánu rádovo 100 milibarov (10 kPa).[9] Následné pozorovania v 70. rokoch minulého storočia ukázali, že Kuiperove údaje boli výrazne podhodnotené, že množstvo metánu v atmosfére Titanu bolo desaťkrát vyššie a povrchový tlak bol najmenej dvojnásobok toho, čo predpovedal. Vysoký povrchový tlak znamenal, že metán môže tvoriť iba malý zlomok atmosféry Titanu. [10] V roku 1980, Voyager 1 uskutočnil prvé podrobné pozorovanie atmosféry Titanu a odhalil, že jeho povrchový tlak bol vyšší ako tlak Zeme, 1,5 baru (asi 1,48 -násobok tlaku Zeme). [11]

    Spoločný NASA/ESA Cassini-Huygens misia poskytla množstvo informácií o Titane a systéme Saturn všeobecne od vstupu na obežnú dráhu 1. júla 2004. Zistilo sa, že izotopické množstvo Titanu v atmosfére je dôkazom toho, že hojný dusík v atmosfére pochádza z materiálov v Oortovom oblaku, spojené s kométami, a nie z materiálov, ktoré v minulosti tvorili Saturn. [12] Bolo zistené, že na Titane môžu vznikať komplexné organické chemikálie, [13] vrátane polycyklických aromatických uhľovodíkov, [14] propylénu, [15] a metánu. [16] [17]

    The Vážka misia NASA plánuje v roku 2034 pristáť s veľkým leteckým dopravným prostriedkom na Titane. [18] Misia bude študovať Titanovu obývateľnosť a prebiotickú chémiu na rôznych miestach. [19] Lietadlo podobné dronu bude vykonávať merania geologických procesov a zloženia povrchu a atmosféry. [20]

    Postrehy z Voyager Vesmírne sondy ukázali, že titánska atmosféra je hustejšia ako zemská, s povrchovým tlakom približne 1,48 -krát vyšším ako je tlak Zeme. [11] Atmosféra Titanu je asi 1,19 -krát hmotnejšia ako celková hmotnosť Zeme, [21] alebo asi 7,3 -krát hmotnejšia na základe plochy povrchu. Podporuje nepriehľadné oparové vrstvy, ktoré blokujú najviditeľnejšie svetlo zo Slnka a iných zdrojov a robí povrchové vlastnosti Titanu nejasnými. Atmosféra je taká hustá a gravitácia taká nízka, že by ňou ľudia mohli lietať mávnutím „krídel“ prichytených na rukách. [22] Nižšia gravitácia Titanu znamená, že jeho atmosféra je oveľa dlhšia ako atmosféra Zeme, a to aj vo vzdialenosti 975 km. Cassini kozmická loď musela vykonať úpravy, aby udržala stabilnú obežnú dráhu pred atmosférickým odporom. [23] Atmosféra Titanu je na mnohých vlnových dĺžkach nepriehľadná a zvonku nie je možné získať úplné spektrum odrazivosti povrchu. [24] To nebolo až do príchodu Cassini – Huygens v roku 2004 boli získané prvé priame snímky povrchu Titanu. The Huygens sonda nedokázala detekovať smer Slnka počas jeho zostupu, a hoci dokázala fotografovať z povrchu, Huygens tím proces prirovnal k „fotografovaniu asfaltového parkoviska za súmraku“. [25]

    Titanova vertikálna štruktúra atmosféry je podobná Zemi. Obaja majú troposféru, stratosféru, mezosféru a termosféru. Titanova nižšia povrchová gravitácia však vytvára rozšírenejšiu atmosféru [26] s výškou stupnice 15–50 km (9–31 mi) v porovnaní s 5–8 km (3,1–5 mi) na Zemi. [6] Dáta Voyageru v kombinácii s údajmi z Huygens a radiačne-konvektívne modely poskytujú lepšie porozumenie atmosférickej štruktúre Titanu. [27]

    • Troposféra: Toto je vrstva, kde sa na Titane vyskytuje veľa počasia. Pretože metán kondenzuje z atmosféry Titanu vo vysokých nadmorských výškach, jeho množstvo sa zvyšuje pod tropopauzou v nadmorskej výške 32 km (8 mi) a vyrovnáva sa na úrovni 4,9% medzi 8 km (5 mi) a povrchom. [28] [29] V troposfére sa nachádza metánový dážď, opar a rôzne vrstvy mrakov.
    • Stratosféra: Atmosférické zloženie v stratosfére je 98,4% dusíka-jediná hustá atmosféra bohatá na dusík v slnečnej sústave okrem zemskej-pričom zvyšných 1,6% tvorí prevažne metán (1,4%) a vodík (0,1–0,2%). [28] Hlavná vrstva tholínového oparu leží v stratosfére asi 100 - 210 km (62 - 130 mi). V tejto vrstve atmosféry dochádza k silnej teplotnej inverzii spôsobenej oparom v dôsledku vysokého pomeru krátkovlnnej a infračervenej nepriehľadnosti. [2]
    • Mezosféra: Oddelená oparová vrstva sa nachádza v mezosfére asi 450-500 km (280-310 mi). Teplota v tejto vrstve je podobná teplote v termosfére kvôli chladeniu línií kyanovodíka (HCN). [30]
    • Termosféra: Výroba častíc sa začína v termosfére [6] K tomuto záveru došlo po nájdení a zmeraní ťažkých iónov a častíc. [31] Toto bol tiež Cassiniho najbližší prístup v atmosfére Titana.
    • Ionosféra: Titanská ionosféra je tiež zložitejšia ako zemská, pričom hlavná ionosféra je vo výške 1 200 km (750 mi), ale s ďalšou vrstvou nabitých častíc vo vzdialenosti 63 km (39 mi). Atmosféra Titanu sa do istej miery rozdeľuje na dve samostatné rádio-rezonujúce komory. Zdroj prírodných extrémne nízkofrekvenčných (ELF) vĺn na Titane, ako ich zistil Cassini – Huygens, je nejasné, pretože sa nezdá, že by išlo o rozsiahlu bleskovú činnosť.

    Titanova atmosférická chémia je rozmanitá a komplexná. Každá vrstva atmosféry má v sebe jedinečné chemické interakcie, ktoré potom interagujú s inými podvrstvami v atmosfére. Predpokladá sa napríklad, že uhľovodíky sa tvoria v hornej vrstve Titanu v reakciách, ktoré sú dôsledkom rozpadu metánu ultrafialovým svetlom Slnka a vytvárajú hustý oranžový smog. [32] Nasledujúca tabuľka zdôrazňuje mechanizmy produkcie a straty najhojnejších fotochemicky produkovaných molekúl v atmosfére Titanu. [6]

    Chémia v atmosfére Titanu
    Molekula Výroba Strata
    Vodík Metánová fotolýza Uniknúť
    Oxid uhoľnatý O + CH 3 ⟶ H 2 CO + H < Displaystyle < ce >>
    H 2 CO + h ν ⟶ CO + H 2 /2 H < Displaystyle < ce >> CO + OH ⟶ CO 2 + H >>Etán 2 CH 3 + M ⟶ C 2 H 6 + M >> KondenzáciaAcetylén C 2 H + CH 4 ⟶ C 2 H 2 + CH 3 >> C 2 H 2 + h ν ⟶ C 2 H + H >> KondenzáciaPropán CH 3 + C 2 H 5 + M ⟶ C 3 H 8 + M >> KondenzáciaEtylén CH + CH 4 ⟶ C 2 H 4 + H >> CH 2 + CH 3 ⟶ C 2 H 4 + H >> C 2 H 4 + h ν ⟶ C 2 H 2 + H 2 /2 H >>Kyanovodík N + CH 3 ⟶ H 2 CN + H >> H 2 CN + H ⟶ HCN + H 2 >> KondenzáciaOxid uhličitý CO + OH ⟶ CO 2 + H >> KondenzáciaMetylacetylén CH + C 2 H 4 ⟶ CH 3 CCH + H >> CH 3 CCH + h ν ⟶ C 3 H 3 + H >> H + CH 3 CCH ⟶ C 3 H 5 >>Diacetylén C 2 H + C 2 H 2 ⟶ C 4 H 2 + H >> C 4 H 2 + h ν ⟶ C 4 H + H >> Magnetické pole Upraviť Titan nemá žiadne magnetické pole, aj keď štúdie z roku 2008 ukázali, že Titan si zachováva zvyšky magnetického poľa Saturnu pri krátkych príležitostiach, keď prechádza mimo magnetosféru Saturnu a je priamo vystavený slnečnému vetru. [33] To môže ionizovať a odniesť niektoré molekuly z hornej časti atmosféry. Vnútorné magnetické pole Titanu je zanedbateľné a možno dokonca neexistuje. [34] Jeho orbitálna vzdialenosť 20,3 polomeru Saturnu ho občas umiestňuje do magnetosféry Saturnu. Rozdiel medzi rotačným obdobím Saturnu (10,7 hodiny) a orbitálnym obdobím Titanu (15,95 dňa) však spôsobuje relatívnu rýchlosť asi 100 km/s medzi magnetizovanou plazmou Saturnu a Titanom. [34] To môže v skutočnosti zosilniť reakcie spôsobujúce straty atmosféry, namiesto ochrany atmosféry pred slnečným vetrom. [35] Chémia ionosféry Upraviť V novembri 2007 vedci odhalili dôkazy o negatívnych iónoch so zhruba 13 800 -násobkom hmotnosti vodíka v ionosfére Titanu, o ktorých sa predpokladá, že spadajú do nižších oblastí a vytvárajú oranžový opar, ktorý zakrýva povrch Titanu. [36] Menšie negatívne ióny boli identifikované ako anióny lineárneho uhlíkového reťazca s väčšími molekulami vykazujúcimi dôkazy o zložitejších štruktúrach, pravdepodobne pochádzajúcich z benzénu. [37] Zdá sa, že tieto negatívne ióny hrajú kľúčovú úlohu pri tvorbe zložitejších molekúl, o ktorých sa predpokladá, že sú to tholíny, a môžu tvoriť základ pre polycyklické aromatické uhľovodíky, kyanopolyyny a ich deriváty. Je pozoruhodné, že predtým sa ukázalo, že negatívne ióny, ako sú tieto, zvyšujú produkciu väčších organických molekúl v molekulárnych oblakoch mimo našu slnečnú sústavu [38], podobnosť, ktorá zdôrazňuje možný širší význam negatívnych iónov Titanu. [39] Atmosférická cirkulácia Upraviť Existuje model cirkulácie vzduchu prúdiaceho v smere rotácie Titanu od západu na východ. Okrem toho boli zistené aj sezónne odchýlky v atmosférickej cirkulácii. Pripomienky od Cassini atmosféry vyrobenej v roku 2004 tiež naznačuje, že Titan je „super rotátor“, podobne ako Venuša, s atmosférou, ktorá sa otáča oveľa rýchlejšie ako jej povrch. [40] Atmosférická cirkulácia je vysvetlená veľkou Hadleyho cirkuláciou, ktorá prebieha od pólu k pólu. [2] Metánový cyklus Upraviť Energia zo Slnka mala do 50 miliónov rokov premeniť všetky stopy metánu v atmosfére Titanu na komplexnejšie uhľovodíky - čo je krátky čas v porovnaní s vekom slnečnej sústavy. To naznačuje, že metán musí byť nejakým spôsobom doplnený zásobníkom na samotnom Titane alebo v ňom. Väčšina metánu na Titane je v atmosfére. Metán sa v tropopauze transportuje cez studenú pascu. [41] Cirkulácia metánu v atmosfére preto ovplyvňuje radiačnú rovnováhu a chémiu ostatných vrstiev v atmosfére. Ak je na Titane rezervoár metánu, cyklus by bol stabilný iba v geologických časových obdobiach. [6] Zdá sa, že dôkazy o tom, že atmosféra Titanu obsahuje viac ako tisíckrát viac metánu ako oxidu uhoľnatého, vylučujú významný podiel na vplyve komét, pretože kométy sú zložené z väčšieho počtu oxidu uhoľnatého ako metánu. V takom prípade sa zdá nepravdepodobné, že by Titan v čase vzniku nahromadil atmosféru z ranej saturnskej hmloviny, malo by mať atmosférické výdatnosti podobné slnečnej hmlovine vrátane vodíka a neónu. [42] Mnohí astronómovia tvrdili, že konečný pôvod metánu v atmosfére Titanu je zvnútra samotného Titanu, ktorý sa uvoľňuje erupciami z kryovulkánov. [43] [44] [45] Denná a súmraková obloha (východ/západ slnka) Obloha Upraviť Očakáva sa, že jas oblohy a podmienky pozorovania sa budú úplne líšiť od Zeme a Marsu vzhľadom na väčšiu vzdialenosť Titanu od Slnka ( 10 AU) a komplexné oparové vrstvy v jeho atmosfére. Videá s modelmi jasu oblohy ukazujú, ako môže bežný slnečný deň vyzerať, keď budete stáť na povrchu Titanu na základe modelov prenosu žiarenia. [46] Pre astronautov, ktorí vidia viditeľným svetlom, má denná obloha výrazne tmavo oranžovú farbu a vyzerá rovnomerne vo všetkých smeroch kvôli výraznému rozptylu Mie z mnohých vrstiev oparov vo vysokých nadmorských výškach. [46] Denná obloha sa vypočíta ako 100–1 000 krát slabšie ako popoludnie na Zemi [46], čo je podobné podmienkam pohľadu ako pri silnom smogu alebo hustom dyme z ohňa. Očakáva sa, že západy slnka na Titane budú „ohromujúcimi udalosťami“ [46], kde Slnko zmizne asi v polovici cesty na oblohe ( 50 ° nad horizontom) bez výraznej zmeny farby. Potom obloha pomaly stmavne, kým sa nedostane do noci. Očakáva sa však, že povrch zostane taký jasný ako spln Mesiaca až 1 deň Zeme po západe slnka. [46] V blízkom infračervenom svetle sa západy slnka podobajú marťanskému alebo prašnému západu púšte. [46] Rozptyl Mie má slabší vplyv na dlhšie infračervené vlnové dĺžky, čo umožňuje farebnejšie a premenlivejšie podmienky na oblohe. Cez deň má Slnko viditeľnú slnečnú korónu, ktorá popoludní mení farbu z bielej na „červenú“. [46] Jasnosť popoludňajšej oblohy je 100 krát slabšia ako Zem. [46] Ako sa blíži večer, očakáva sa, že Slnko zmizne pomerne blízko horizontu. Atmosférická optická hĺbka Titanu je najnižšia na 5 mikrónoch. [47] Slnko na 5 mikrónov môže byť dokonca viditeľné, keď je pod obzorom kvôli lomu atmosféry. Podobne ako na fotografiách marťanských západov slnka z roverov Marsu, aj nad Slnkom sa vyvíja vejárovitá koróna v dôsledku rozptylu od oparu alebo prachu vo vysokých nadmorských výškach. [46] Pokiaľ ide o Saturn, planéta je takmer pevne na svojom mieste na oblohe, pretože obežná dráha Titana je prílivovo zablokovaná okolo Saturnu. V roku Titanu je však malý pohyb 3 ° východ-západ v dôsledku orbitálnej excentricity, [48] podobnej analémii na Zemi. Slnečné svetlo odrazené od Saturnu, Saturnshine, je asi 1000 krát slabšie ako slnečné žiarenie na povrchu Titanu. [48] ​​Aj keď sa Saturn na oblohe javí niekoľkokrát väčší ako Mesiac, na oblohe Zeme je obrys Saturnu maskovaný jasnejším Slnkom počas dňa. Saturn môže byť rozpoznateľný iba v noci, ale iba na vlnovej dĺžke 5 mikrónov. Môžu za to dva faktory: malá optická hĺbka atmosféry Titanu na 5 mikrónoch [47] [49] a silné emisie 5 μm z nočnej strany Saturnu. [50] Vo viditeľnom svetle Saturn oblohu mierne zosvetlí, podobne ako pri zatiahnutej noci s úplňkom na Zemi. [48] ​​Saturnove prstence sú skryté pred zrakom kvôli zarovnaniu orbitálnej roviny Titana a roviny prstencov. [48] ​​Očakáva sa, že Saturn bude zobrazovať fázy, podobné fázam Venuše na Zemi, ktoré v noci čiastočne osvetlia povrch Titanu, s výnimkou zatmení. [48] Z vesmíru, Cassini obrázky z blízkych infračervených a ultrafialových vlnových dĺžok ukázali, že súmrakové obdobia (východ/západ slnka) sú svetlejšie než vo dne na Titane. [51] [52] Vedci očakávajú, že planetárny jas bude slabnúť zo dňa na noc na strane planetárneho telesa, známeho ako terminátor. Toto paradoxné pozorovanie nebolo pozorované na žiadnom inom planetárnom telese s hustou atmosférou. [52] Titanský súmrak presahujúci dennú hranicu je pravdepodobne spôsobený kombináciou titánskej atmosféry siahajúcej stovky kilometrov nad povrch a intenzívneho predného Mie rozptyľujúceho sa z oparu. [52] Radiačné prenosové modely tento efekt nereprodukovali. [46] Pretrvávanie hustej atmosféry na Titane bolo záhadné, pretože atmosféry štruktúrne podobných satelitov Jupiter, Ganymede a Callisto sú zanedbateľné. Aj keď je tento rozdiel stále málo pochopený, údaje z nedávnych misií poskytli základné obmedzenia vývoja atmosféry Titanu. Zhruba povedané, vo vzdialenosti Saturnu sú slnečné žiarenie a tok slnečného vetra dostatočne nízke na to, aby sa prvky a zlúčeniny, ktoré sú na pozemských planétach prchavé, hromadili vo všetkých troch fázach. [53] Teplota povrchu titánu je tiež dosť nízka, asi 94 K. [54] [55] V dôsledku toho sú hmotnostné frakcie látok, ktoré sa môžu stať zložkami atmosféry, na Titane oveľa väčšie ako na Zemi. Súčasné interpretácie v skutočnosti naznačujú, že iba asi 50% hmotnosti Titanu sú kremičitany [56], pričom zvyšok pozostáva predovšetkým z rôznych H2O (vodné) ľady a NH3· H.2O (hydráty amoniaku). NH3, čo môže byť pôvodný zdroj atmosférického N Titanu2 (dinitrogén), môže predstavovať až 8% NH3· H.2Ó hmotnosť. Titan je s najväčšou pravdepodobnosťou diferencovaný do vrstiev, kde je vrstva tekutej vody pod ľadom Ih môže byť bohatý na NH3. [ žargón ] K dispozícii sú predbežné obmedzenia, pričom súčasná strata je väčšinou dôsledkom nízkej gravitácie [57] a slnečného vetra [58], ktorým pomáha fotolýza. Stratu ranej atmosféry Titanu je možné odhadnúť pomocou izotopického pomeru 14 N - 15 N, pretože svetlejší 14 N sa prednostne stráca z horných vrstiev atmosféry pri fotolýze a zahrievaní. Pretože pôvodný pomer Titana k 14 N– 15 N Titana je málo obmedzený, raná atmosféra mohla mať viac N.2 faktormi v rozmedzí od 1,5 do 100 s určitosťou iba v dolnom faktore. [57] Pretože N2 je primárnou zložkou (98%) atmosféry Titanu, [59] izotopický pomer naznačuje, že veľká časť atmosféry sa v geologickom čase stratila. Atmosférický tlak na jeho povrchu však zostáva takmer 1,5 -násobkom tlaku Zeme, pretože sa začal s proporcionálne väčším volatilným rozpočtom ako Zem alebo Mars. [55] Je možné, že väčšina atmosférických strát bola do 50 miliónov rokov narastania z vysokoenergetického úniku svetelných atómov, ktoré unášali veľkú časť atmosféry (hydrodynamický únik). [58] Takáto udalosť by mohla byť spôsobená účinkami zahrievania a fotolýzy vyššieho výkonu röntgenových a ultrafialových (XUV) fotónov včasného Slnka. Pretože Callisto a Ganymede sú štrukturálne podobní Titanu, nie je jasné, prečo sú ich atmosféry v porovnaní s Titanmi nevýznamné. Napriek tomu pôvod Titanovej N2 geologicky starodávnou fotolýzou akretického a odplyneného NH3, na rozdiel od odplyňovania N.2 z akrečných klatrátov, môže byť kľúčom k správnemu záveru. Mal N.2 sa uvoľnilo z klatrátov, 36 Ar a 38 Ar, ktoré sú inertnými prvotnými izotopmi slnečnej sústavy, by malo byť prítomných aj v atmosfére, ale ani jeden nebol detegovaný vo významných množstvách. [60] Nevýznamná koncentrácia 36 Ar a 38 Ar tiež naznačuje, že Na ich zachytenie je potrebná teplota 40 K a N.2 v klatrátoch neexistoval v saturnskej subhmlovine. Namiesto toho mohla byť teplota vyššia ako 75 K, čo obmedzovalo dokonca akumuláciu NH3 ako hydráty. [61] Teploty by boli v jovianskej podhmlovine ešte vyššie v dôsledku väčšieho uvoľnenia gravitačnej potenciálnej energie, hmotnosti a blízkosti Slnka, čo by výrazne znížilo NH3 inventár akumulovaný Callistom a Ganymedom. Výsledná N.2 Atmosféra mohla byť príliš tenká na to, aby prežila efekty atmosférickej erózie, ktorým Titan odolával. [61] Tím NASA skúma komplexnú chémiu na Titane

    Laboratórny experiment v JPL simulujúci atmosféru Saturnovho mesiaca Titan naznačuje ďalší región v atmosfére, ktorý by mohol pripraviť prebiotické materiály.

    „Vedci si predtým mysleli, že keď sme sa dostali bližšie k povrchu Titanu, atmosférická chémia mesiaca bola v zásade inertná a matná,“ hovorí Murthy Gudipati, hlavný autor článku z JPL. "Náš experiment ukazuje, že to nie je pravda. Rovnaký druh svetla, ktorý poháňa biologickú chémiu na zemský povrch, by mohol poháňať aj chémiu na Titane, aj keď Titan prijíma oveľa menej svetla od Slnka a je oveľa chladnejší. Titan nie je spiacim obrom v nižšej atmosfére, ale najmenej v polovici bdelej vo svojej chemickej aktivite. “

    Vedci od začiatku misie NASA Voyager preletenej systémom Saturn na začiatku osemdesiatych rokov minulého storočia vedeli, že Titan, najväčší mesiac Saturnu, má hustú, hmlistú atmosféru s uhľovodíkmi vrátane metánu a etánu. Tieto jednoduché organické molekuly sa môžu vyvinúť na smogom podobné vzduchom prenášané molekuly s väzbami uhlík-dusík-vodík, ktoré astronóm Carl Sagan nazval „tholíny“.

    „Vedeli sme, že horná atmosféra Titanu je pohostinná voči tvorbe komplexných organických molekúl,“ povedal spoluautor Mark Allen, hlavný riešiteľ tímu JPL Titan, ktorý je súčasťou Astrobiologického ústavu NASA so sídlom vo Výskumnom centre Ames, Moffett Field, Kalifornie. „Teraz vieme, že slnečné svetlo v nižšej atmosfére Titanu môže naštartovať komplexnejšiu organickú chémiu v kvapalinách a pevných látkach, a nie iba v plynoch.“

    Tím skúmal ľadovú formu dicyanoacetylénu - molekulu detekovanú na Titane, ktorá súvisí so zlúčeninou, ktorá zhnedla po vystavení okolitému svetlu v Allenovom laboratóriu pred 40 rokmi.

    V tomto najnovšom experimente bol dicyanoacetylén vystavený laserovému svetlu s vlnovými dĺžkami až 355 nanometrov. Svetlo tejto vlnovej dĺžky môže filtrovať do nižšej atmosféry Titanu s miernou intenzitou, podobne ako množstvo svetla, ktoré prechádza ochrannými okuliarmi, keď pozemšťania pozorujú zatmenie Slnka, povedal Gudipati. Výsledkom bolo vytvorenie hnedastého zákalu medzi dvoma sklenenými tabuľami obsahujúcimi experiment, čo potvrdilo, že fotochémia organického ľadu v podmienkach, ako je nižšia atmosféra Titanu, môže produkovať tholíny.

    Zložité organické látky by mohli pokryť „skaly“ vodného ľadu na povrchu Titanu a prípadne by mohli presiaknuť cez kôru do vrstvy tekutej vody pod povrchom Titanu. V predchádzajúcich laboratórnych experimentoch boli tieto tholiny v priebehu času vystavené kvapalnej vode a vyvinuli sa do biologicky významných molekúl, ako sú aminokyseliny a nukleotidové bázy, ktoré tvoria RNA.

    „Tieto výsledky naznačujú, že objem atmosféry Titanu zapojenej do výroby komplexnejších organických chemikálií je oveľa väčší, ako sa pôvodne predpokladalo,“ povedal Edward Goolish, úradujúci riaditeľ Astrobiologického ústavu NASA. "Tieto nové informácie robia z Titanu ešte zaujímavejšie prostredie pre astrobiologické štúdie."

    Členmi tímu sú Isabelle Couturierová z University of Provence, Marseille, Francúzsko Ronen Jacovi, postdoktorandka NASA z Izraela a Antti Lignell, postdoktorandka z Fínskej akadémie vied z Helsínk v JPL.


    Stavebné kamene života v atmosfére Titanu - NASA - História

    Vedci analyzujúci údaje zhromaždené Cassini potvrdili prítomnosť ťažkých negatívnych iónov v horných oblastiach atmosféry Titanu. Tieto častice môžu pôsobiť ako stavebné bloky pre komplikovanejšie organické molekuly.

    Tento objav bol úplne neočakávaný kvôli chemickému zloženiu atmosféry (v ktorej chýba kyslík - zodpovedný za tvorbu negatívnych iónov v dolnej ionosfére Zeme - a pozostáva hlavne z dusíka a metánu). Pozorovanie bolo teraz overené na 16 rôznych stretnutiach.

    Profesor Andrew Coates, výskumný pracovník Mullard Space Science Laboratory University College London a vedúci autor príspevku, hovorí: „Cassiniho elektrónový spektrometer nám umožnil detegovať negatívne ióny, ktoré majú 10 000 -násobok hmotnosti vodíka. Na týchto iónoch sa môžu vytvárať ďalšie uhlíkové kruhy, ktoré tvoria molekuly nazývané polycyklické aromatické uhľovodíky, ktoré môžu pôsobiť ako základ pre najskoršie formy života.

    Saturnov mesiac Titan je druhý najväčší v slnečnej sústave - a jediný s hustou atmosférou. Atmosféra, dusík a metán, sa podobá atmosfére ranej Zeme. Detektor vedený University College London (elektronický spektrometer, súčasť zariadenia CAPS) na orbiteri detekuje neočakávanú zložku vysokej atmosféry Titanu - extrémne ťažké negatívne ióny na báze uhľovodíkov. Ich hmotnosť je najmenej 10 000 -krát väčšia ako atóm vodíka, zistená v 953 km nad povrchom zhruba vo vzdialenosti z Londýna do Milána. Na obrázku je hmla Titanu a ťažké ióny. Tieto sú súčasťou zákalu v atmosfére a môžu padať na povrch Titanu ako organické odpadky. Môžu sa stať tholínmi Carla Sagana ako hnedého zvyšku, ktorý sa objavil v experimente Miller-Urey, kde iskra excituje zmes plynov pripomínajúcu ranú atmosféru Zeme.

    Pravá strana obrázku ukazuje negatívny iónový podpis na stretnutí T16, kde CAPS-ELS vidí ióny. Zvislé pruhy ukazujú ióny, ktoré sú viditeľné pri skenovaní prístroja Cassiniho smerom pohybu. Rastúci počet iónov je pri vrážaní do senzora zobrazený červenejšími farbami. Energia a hmotnosť iónov sa vertikálne zvyšuje. Kredity: Pravý panel: UCL-MSSL (A. Coates), Ľavý panel: NASA/JPL/Space Science Institute

    Coates dodal: „Ich existencia kladie otázky o procesoch spojených s atmosférickou chémiou a tvorbou aerosólov a teraz si myslíme, že je najpravdepodobnejšie, že sa tieto negatívne ióny vytvoria v horných vrstvách atmosféry a až potom sa priblížia k povrchu, kde pravdepodobne vytvoria hmlu, ktorá zakrýva planétu a ktorá pred nami v minulosti skryla svoje tajomstvá. Práve táto hmla zastavila misiu Voyager v podrobnejšom skúmaní Titanu v roku 1980 a bola jedným z dôvodov, prečo bola Cassini vypustená. “

    Nový dokument nadväzuje na prácu publikovanú v časopise Science 11. mája, kde tím našiel menšie tholíny, až 8 000 -násobok hmotnosti vodíka, ktoré sa formujú od povrchu Titanu.

    Doktor Hunter Waite z Juhozápadného výskumného ústavu v Texase a autor predchádzajúcej štúdie povedal: „Tholíny sú veľmi veľké, komplexné organické molekuly, o ktorých sa predpokladá, že obsahujú chemické prekurzory života. Pochopenie toho, ako vznikajú, by mohlo poskytnúť cenný pohľad na pôvod života v slnečnej sústave. “

    Článok: Listy geofyzikálneho výskumu „Objav ťažkých negatívnych iónov v titánskej ionosfére“, A. Coates, F. Crary, G. Lewis, D. Young, J. Waite Jr. a E. Sittler Jr.


    Cassini hľadá stavebné kamene života na Titane

    Cassini zachytáva najväčší Saturnov mesiac Titan. Kredit: NASA/JPL-Caltech/SSI

    Jazerá a moria tekutého metánu, dážď z uhľovodíkových oblakov a dôkazy o jedovatom kyanovodíku v atmosfére Titanu boli len niektoré z objavov, ktoré sonda Cassini urobila z najväčšieho mesiaca Saturnu.

    Vesmírna sonda teraz urobila posledný prechod Titanu, keď sa tento týždeň vydá smerom k svojmu veľkému finále a ponorí sa do planéty s prstencami.

    Titul s názvom Cassiniho „bozk“ od NASA bol sondou podrobený veľkému skúmaniu a počas 13-ročnej misie skúmalo planetárny systém 127 preletov.

    Jeden z najväčších výkonov Cassiniho je jeho príspevok k rozpletaniu komplikovanej chémie Titanu, bezpochyby jedného z chemicky rozmanitejších predmetov v našej slnečnej sústave.

    Už nejaký čas vieme, že kombinácia ultrafialových lúčov zo Slnka a bombardovania časticami v priebehu času zmenila hlavne atmosféru dusíka a metánu.

    Táto chémia udržala hrubú, oranžovú smogovú vrstvu obklopujúcu celé telo, ktorá pred príchodom Cassiniho zakrývala výhľad na oceány a krajinu Titanu.

    Vďaka súprave pokročilých snímacích nástrojov Cassini - v kombinácii s atmosférickým vzorkovaním pomocou sondy Huygens počas zostupu na povrch v roku 2005 - misia vytvorila komplexný obraz chémie Titana.

    Tmavý oranžový disk Saturnovho mesiaca Titan. Poďakovanie: NASA/JPL/Space Science Institute

    Je zaujímavé, že okrem stoviek zodpovedných molekúl chemické modely vyvinuté tu na Zemi obsahujúce údaje Cassini predpovedajú existenciu ešte zložitejšieho materiálu.

    Tieto molekuly, ktoré majú potenciálny význam pre biochémiu, sa vyhli pozorovaniu počas relatívne krátkej misie Cassini, a to buď mimo zorného poľa, alebo sú prítomné na úrovniach pod detekčnými limitmi zariadenia.

    Aj keď sa v atmosfére tvoria len v malých množstvách, je pravdepodobné, že sa tieto životodarné druhy počas histórie Titanu vybudovali na povrchu. Aké sú tieto chemikálie a ako vznikajú?

    Na rozdiel od Zeme sú atómy kyslíka v atmosfére Titanu vzácne. Voda je uzamknutá ako povrchový ľad a zdá sa, že neexistujú žiadne bohaté zdroje plynu O₂.

    Na mieste kyslíka vidíme, že dusík hrá významnejšiu úlohu v atmosfére chémie Titana.

    Bežnými produktmi dusíkových reakcií sú kyanidové skupiny zlúčenín, z ktorých kyanovodík (HCN) je najjednoduchší a najrozšírenejší.

    Ako počet molekúl kyanidu narastá v nižších, chladnejších nadmorských výškach, vytvárajú oblakové vrstvy veľkých floppy polymérov (tholínov) a pučiacich ľadových aerosólov.

    Keď aerosóly klesajú na povrch, škrupiny metánu a etánového ľadu vytvárajú na vonkajšej strane ďalšie vrstvy. Toto slúži na ochranu vnútorného organického materiálu pri jeho zostupe na povrch predtým, ako sa rozptýli v uhľovodíkových jazerách a moriach.

    Prekvapivo sú to tieto kyanidové zlúčeniny, chemikálie úzko spojené s toxicitou a smrťou na pozemské formy života, ktoré môžu v skutočnosti poskytovať cesty pre tvorbu biomolekúl nesúcich život vo vesmírnom prostredí.

    Niektoré simulácie predpovedajú, že kyanidy zachytené v ľade a vystavené vesmírnemu žiareniu môžu viesť k syntéze aminokyselín a štruktúr nukleobáz DNA - stavebných kameňov života na Zemi.

    Chemici, nadšení z týchto predpovedí a ich dôsledkov na astrobiológiu, sa ponáhľali preskúmať tieto reakcie v laboratóriu.

    Tento kompozitný obrázok ukazuje infračervený pohľad na Saturnov mesiac Titan z Cassiniho preletu v novembri 2015. Vlnové dĺžky blízkeho infračerveného žiarenia na tomto obrázku umožňujú Cassiniho vízii preniknúť do oparu a odhaliť povrch mesiaca. Kredit: NASA/JPL/University of Arizona/University of Idaho

    Synchrotrónové experimenty: Titan-in-a-can

    Naše príspevky k astrochémii sa zamerali na simuláciu atmosféry Titanu a jeho kyanidového oparu.

    So špecializovaným plynovým článkom nainštalovaným v austrálskom synchrotróne sme schopní replikovať chladné teploty súvisiace s vrstvami oblakov Titanu.

    Vstrekovaním kyanidov (priateľskejšia odroda) do našej bunky môžeme určiť veľkosť, štruktúru a hustotu aerosólov Titan v priebehu času sondovaním infračerveným svetlom zo zariadenia.

    Tieto výsledky nám poskytli zoznam podpisov, pomocou ktorých môžeme lokalizovať kyanidové aerosóly pomocou infračervenej astronómie.

    Ďalším krokom bude naočkovanie týchto aerosólov organickými druhmi, aby sa určilo, či je možné ich identifikovať v mimozemskej atmosfére.

    Cassiniho pohľad na vysoké severné šírky Titanu v máji 2012, jazerá vľavo sú plné kvapalných uhľovodíkov, zatiaľ čo v pravom hornom rohu sú naplnené iba čiastočne alebo predstavujú nasýtenú pôdu alebo bahno. Kredit: NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell

    Možno tieto signály budú slúžiť ako maják pre budúce prieskumy určené na vyhľadávanie komplexného organického materiálu vo vzdialenejších vesmírnych lokalitách - potenciálne dokonca aj na exoplanétach „obrovskej Zeme“ vo vzdialených hviezdnych systémoch.

    Vesmír nám ponúka jedinečnú perspektívu, ako obrátiť stránky chémie. Medzi planétami, mesiacmi a hviezdami - a medzi nimi nie celkom prázdnou - môžeme študovať počiatočné reakcie, o ktorých sa predpokladá, že začali chémiu tu na Zemi.

    Použitím stále citlivejších teleskopov a pokročilých kozmických lodí sme odkryli chemické škôlky - vrecká plynu a ľadu namáhané drsným vesmírnym žiarením - v našej slnečnej sústave i mimo nej.

    Také studené, ľadové objekty, ako sú Titan, mesiace Jupitera, transneptunické objekty (ako napríklad Pluto a ďalšie menšie telesá v Kuiperovom páse a mimo nich), ako aj mikroskopické medzihviezdne častice prachu, to všetko generuje organické molekuly vyššieho rádu z jednoduchých chemické prísady.

    Pokiaľ vieme, nedostatok tepla a tekutej vody vylučuje existenciu života v týchto svetoch.

    Cassiniho spektrálny pohľad na južný polárny vír ukazuje podpis zmrazených molekúl kyanovodíka (HCN). Kredit: NASA/JPL-Caltech/ASI/University of Arizona/SSI/Leiden Observatory a SRON

    Môžeme však hľadať stopy týkajúce sa pôvodu života na primitívnej Zemi. Dodávali sa chemikálie životodarné pomocou nárazu kométy alebo sa vyrábali interne v blízkosti raných brehov oceánu alebo hlbokomorských sopiek? Pozorovanie chémie vzdialených predmetov by jedného dňa mohlo poskytnúť odpovede.

    Tieto výpady do našej chemickej histórie umožnili významné kroky, ktoré sme urobili pri skúmaní vesmíru, vrátane žiarivého príkladu jasného úspechu Cassiniho prieskumu Titanu.

    Tento článok bol pôvodne publikovaný v rozhovore. Prečítajte si pôvodný článok.


    NASA si vybrala lietajúcu misiu na štúdium pôvodu, známok života na Titane

    Dragonfly využije hustú atmosféru a nízku gravitáciu Titanu a preskúma desiatky miest po celom ľadovom svete, pričom odoberie vzorky a zmeria zloženie organických povrchových materiálov Titanu, aby charakterizoval obývateľnosť prostredia Titanu a preskúmal priebeh prebiotickej chémie. Obrazový kredit: NASA/JHU-APL.

    NASA oznámila, že našou ďalšou destináciou v slnečnej sústave je jedinečný, bohato organický svet Titan. Misia Dragonfly, ktorá napreduje v hľadaní základných stavebných kameňov života, bude lietať niekoľkými letmi, aby vyskúšala a preskúmala miesta okolo ľadového mesiaca Saturnu.

    Dragonfly štartuje v roku 2026 a dorazí v roku 2034. Rotorové lietadlo poletí na desiatky sľubných miest na Titane a hľadá prebiotické chemické procesy bežné na Titane aj na Zemi. Dragonfly je prvým prípadom, kedy NASA bude lietať s viacrotorovým vozidlom pre vedu na inej planéte, ktorá má osem rotorov a letí ako veľký dron. Využije to hustá atmosféra Titanu - štyrikrát hustejšia ako Zem -, aby sa stal prvým vozidlom, ktoré kedy preletí celý svoj vedecký náklad na nové miesta, aby bolo možné opakovateľný a cielený prístup k povrchovým materiálom.

    Titan je analógom veľmi ranej Zeme a môže poskytnúť vodítka k tomu, ako mohol na našej planéte vzniknúť život. Počas svojej 2,7-ročnej základnej misie bude Dragonfly skúmať rôzne prostredia od organických dún až po dno impaktného krátera, kde kedysi existovala tekutá voda a komplexné organické materiály, ktoré spolu existovali desaťtisíce rokov. Jeho nástroje budú skúmať, ako ďaleko mohla prebiotická chémia pokročiť. Budú tiež skúmať atmosférické a povrchové vlastnosti Mesiaca a jeho podpovrchové oceánske a kvapalinové nádrže. Prístroje navyše budú hľadať chemické dôkazy o minulom alebo existujúcom živote.

    "S misiou Dragonfly bude NASA opäť robiť to, čo nikto iný," povedal správca NASA Jim Bridenstine. "Návšteva tohto tajomného oceánskeho sveta by mohla znamenať revolúciu v tom, čo vieme o živote vo vesmíre." Táto špičková misia by bola nemysliteľná aj pred niekoľkými rokmi, ale teraz sme pripravení na úžasný let Dragonfly. “

    Dragonfly využil údaje Cassini v hodnote 13 rokov, aby si vybral obdobie pokojného počasia na pristátie, bezpečné miesto prvého pristátia a vedecky zaujímavé ciele. Najprv pristane v rovníkových dunových poliach „Shangri-La“, ktoré sú pozemsky podobné lineárnym dunám v Namíbii v južnej Afrike a ponúkajú rozmanité miesto vzorkovania. Dragonfly bude tento región skúmať krátkymi letmi a vybudovať tak sériu dlhších letov „skokanským skokom“ až do vzdialenosti 8 kilometrov (5 míľ), pričom sa cestou zastaví a odoberie vzorky z presvedčivých oblastí s rôznorodou geografiou. Nakoniec sa dostane do nárazového krátera Selk, kde existujú dôkazy o tekutej vode z minulosti, organických látkach - komplexných molekulách obsahujúcich uhlík v kombinácii s vodíkom, kyslíkom a dusíkom - a energii, ktoré spolu tvoria recept na život. Lander nakoniec preletí viac ako 175 kilometrov (108 míľ) - takmer dvojnásobok vzdialenosti, ktorú doteraz všetky rovery na Marse prekonali.

    "Titan sa nepodobá na žiadne iné miesto v slnečnej sústave a Dragonfly nie je ako žiadna iná misia," povedal Thomas Zurbuchen, asociovaný správca NASA pre vedu v sídle agentúry vo Washingtone. "Je pozoruhodné myslieť na to, ako toto rotorové lietadlo letí míľovými krokmi naprieč organickými pieskovými dunami najväčšieho mesiaca Saturnu, a skúma procesy, ktoré formujú toto mimoriadne prostredie." Dragonfly navštívi svet plný najrozmanitejších organických zlúčenín, ktoré sú stavebnými kameňmi života a mohli by nás poučiť o pôvode života samotného. “

    Titan má atmosféru na báze dusíka ako Zem. Na rozdiel od Zeme má Titan mraky a dážď metánu. Ostatné organické látky sa tvoria v atmosfére a padajú ako ľahký sneh. Procesy počasia a povrchu Mesiaca kombinujú komplexné organické látky, energiu a vodu podobné tým, ktoré mohli na našej planéte vyvolať život.

    Titan je väčší ako planéta Merkúr a je druhým najväčším mesiacom v našej slnečnej sústave. Keď obieha okolo Saturnu, je od Slnka vzdialený asi 1,4 miliardy kilometrov (886 miliónov míľ), asi 10 × ďalej ako Zem. Pretože je tak ďaleko od Slnka, jeho povrchová teplota je okolo –179 ° C (–290 ° F). Jeho povrchový tlak je tiež o 50% vyšší ako tlak na Zemi.

    Dragonfly bol vybraný ako súčasť programu agentúry New Frontiers, ktorý zahŕňa misiu New Horizons na Pluto a Kuiperov pás, Juno na Jupiter a OSIRIS-REx k asteroidu Bennu. Dragonfly vedie hlavná vyšetrovateľka Elizabeth Turtle, ktorá sídli v Laboratóriu aplikovanej fyziky Univerzity Johna Hopkinsa v Laurel, Maryland. New Frontiers podporuje misie, ktoré planetárne spoločenstvo označilo za najvyššie priority skúmania slnečnej sústavy.Program je riadený programovou kanceláriou planetárnych misií v Marshallovom vesmírnom letovom stredisku NASA v Huntsville v Alabame pre divíziu Planetary Science Division vo Washingtone.

    "Program New Frontiers zmenil naše chápanie slnečnej sústavy, odkryl vnútornú štruktúru a zloženie turbulentnej atmosféry Jupitera, objavuje ľadové tajomstvá krajiny Pluta, odhaľuje tajomné objekty v Kuiperovom páse a skúma asteroid blízko Zeme pre stavebnými kameňmi života, “povedala Lori Glaze, riaditeľka divízie planetárnej vedy NASA. "Teraz môžeme pridať Titan do zoznamu záhadných svetov, ktoré NASA preskúma."


    Obsah

    Titanova úvaha ako prostredie pre štúdium prebiotickej chémie alebo potenciálne exotického života pramení z veľkej časti kvôli rozmanitosti organickej chémie, ktorá sa vyskytuje v jej atmosfére, poháňanej fotochemickými reakciami v jej vonkajších vrstvách. Nasledujúce chemikálie boli detekované v horných vrstvách Titanu od Cassini 's hmotnostný spektrometer:

    Študovať Magee, 1050 km Cui, 1050 km Cui, 1077 km Waite a kol., 1 000 - 1045 km
    Hustota (cm −3) (3,18 ± 0,71) x 10 9 (4,84 ± 0,01) x 10 9 (2,27 ± 0,01) x 10 9 (3,19, 7,66) x 10 9
    Podiely rôznych druhov
    Dusík (96.3±0.44)% (97.8±0.2)% (97.4±0.5)% (95.5, 97.5)%
    14 S 15 S (1.08±0.06)%
    Metán (2.17±0.44)% (1.78±0.01)% (2.20±0.01)% (1.32, 2.42)%
    13 CH4 (2,52 ± 0,46) x 10 −4
    Vodík (3,38 ± 0,23) x 10 −3 (3,72 ± 0,01) x 10 −3 (3,90 ± 0,01) x 10 −3
    Acetylén (3,42 ± 0,14) x 10 −4 (1,68 ± 0,01) x 10 −4 (1,57 ± 0,01) x 10 −4 (1,02, 3,20) x 10 −4
    Etylén (3,91 ± 0,23) x 10 −4 (5,04 ± 0,04) x 10 −4 (4,62 ± 0,04) x 10 −4 (0,72, 1,02) x 10 −3
    Etán (4,57 ± 0,74) x 10 −5 (4,05 ± 0,19) x 10 −5 (2,68 ± 0,19) x 10 −5 (0,78, 1,50) x 10 −5
    Kyanovodík (2,44 ± 0,10) x 10 −4
    40 Ar (1,26 ± 0,05) x 10 −5 (1,25 ± 0,02) x 10 −5 (1,10 ± 0,03) x 10 −5
    Propyne (9,20 ± 0,46) x 10 −6 (9,02 ± 0,22) x 10 −6 (6,31 ± 0,24) x 10 −6 (0,55, 1,31) x 10 −5
    Propén (2,33 ± 0,18) x 10 −6 (0,69, 3,59) x 10 −4
    Propán (2,87 ± 0,26) x 10 −6 <1,84 x 10–6 <2,16e-6 (3,90 ± 0,01) x 10 −6
    Diacetylén (5,55 ± 0,25) x 10 −6 (4,92 ± 0,10) x 10 −6 (2,46 ± 0,10) x 10 −6 (1,90, 6,55) x 10 −6
    Kyanogén (2,14 ± 0,12) x 10 −6 (1,70 ± 0,07) x 10 −6 (1,45 ± 0,09) x 10 −6 (1,74, 6,07) x 10 −6
    Kyanoacetylén (1,54 ± 0,09) x 10 −6 (1,43 ± 0,06) x 10 −6 & lt 8,27 x 10 - 7
    Akrylonitril (4,39 ± 0,51) x 10 −7 <4,00 x 10–7 <5,71 x 10–7
    Propánnitril (2,87 ± 0,49) x 10 −7
    Benzén (2,50 ± 0,12) x 10 −6 (2,42 ± 0,05) x 10 −6 (3,90 ± 0,01) x 10 –7 (5,5, 7,5) x 10 −3
    Toluén (2,51 ± 0,95) x 10 −8 <8,73 x 10 - 8 (3,90 ± 0,01) x 10 –7 (0,83, 5,60) x 10 −6

    Pretože hmotnostná spektrometria identifikuje atómovú hmotnosť zlúčeniny, ale nie jej štruktúru, je potrebný ďalší výskum na identifikáciu presnej zlúčeniny, ktorá bola detegovaná. Tam, kde boli zlúčeniny identifikované v literatúre, bol ich chemický vzorec nahradený vyššie uvedeným názvom. Údaje v Magee (2009) zahŕňajú opravy pozadia vysokého tlaku. Medzi ďalšie zlúčeniny, o ktorých sa predpokladá, že sú údajmi naznačené a súvisiace modely, patrí amoniak, polyíny, amíny, etylenimín, hydrid deutéria, allén, 1,3 -butadién a ľubovoľný počet zložitejších chemikálií v nižších koncentráciách, ako aj oxid uhličitý a obmedzené množstvá vyparovanie vody. [2] [3] [4]

    Vďaka svojej vzdialenosti od Slnka je Titan oveľa chladnejší ako Zem. Jeho povrchová teplota je asi 94 K (-179 ° C alebo -290 ° F). Pri týchto teplotách sa vodný ľad - ak je prítomný - neroztopí, neodparí ani nevznikne, ale zostane pevný. V dôsledku extrémneho chladu a tiež nedostatku oxidu uhličitého (CO2) v atmosfére vedci ako Jonathan Lunine považovali Titan za menej pravdepodobný biotop pre mimozemský život, ako za experiment na skúmanie hypotéz o podmienkach, ktoré prevládali pred vznikom života na Zemi. [5] Aj keď obvyklá povrchová teplota na Titane nie je kompatibilná s kvapalnou vodou, výpočty Lunina a ďalších naznačujú, že meteorické údery by mohli vytvárať príležitostné „nárazové oázy“ - krátery, v ktorých by kvapalná voda mohla pretrvávať stovky rokov alebo dlhšie, čo by umožnil organickú chémiu na vodnej báze. [6] [7] [8]

    Lunine však nevylučuje život v prostredí tekutého metánu a etánu a písala o tom, čo by objavenie takejto formy života (aj keď veľmi primitívnej) znamenalo o prevalencii života vo vesmíre. [9]

    Predchádzajúca hypotéza o teplote Upraviť

    V sedemdesiatych rokoch minulého storočia astronómovia zistili nečakane vysoké hladiny infračervených emisií z Titanu. [10] Jedným z možných vysvetlení toho bolo, že povrch bol teplejší, ako sa očakávalo, kvôli skleníkovému efektu. Niektoré odhady povrchovej teploty sa dokonca približujú teplotám v chladnejších oblastiach Zeme. Existuje však ďalšie možné vysvetlenie pre infračervené emisie: povrch Titanu bol veľmi studený, ale horná atmosféra sa zahrievala kvôli absorpcii ultrafialového svetla molekulami, ako sú etán, etylén a acetylén. [10]

    V septembri 1979 odoslala Pioneer 11, prvá vesmírna sonda, ktorá vykonávala preletové pozorovania Saturnu a jeho mesiacov, údaje, ktoré ukazujú, že povrch Titanu je podľa zemských štandardov extrémne chladný a výrazne pod teplotami, ktoré sú spravidla spojené s obývateľnosťou planét. [11]

    Budúca teplota Upraviť

    Titan sa môže v budúcnosti otepliť. [12] O päť až šesť miliárd rokov, keď sa Slnko stane červeným obrom, môžu povrchové teploty vystúpiť až na

    200 K (-70 ° C), dostatočne vysoká na to, aby na jeho povrchu existovali stabilné oceány zo zmesi vody a amoniaku. Keď sa ultrafialový výkon Slnka zníži, opar v horných vrstvách atmosféry Titanu sa zníži, čím sa zníži protis skleníkový efekt na jeho povrchu a umožní skleníkovému efektu vytvorenému atmosférickým metánom hrať oveľa väčšiu úlohu. Tieto podmienky spolu môžu vytvoriť prostredie príjemné pre exotické formy života a budú pretrvávať niekoľko stoviek miliónov rokov. [12] To bol dostatočný čas na to, aby sa na Zemi vyvinul jednoduchý život, aj keď prítomnosť amoniaku na Titane môže spôsobiť, že rovnaké chemické reakcie budú prebiehať pomalšie. [12]

    Nedostatok tekutej vody na povrchu Titanu uviedol astrobiológ NASA Andrew Pohorille v roku 2009 ako argument proti tamojšiemu životu. Pohorille sa domnieva, že voda je dôležitá nielen ako rozpúšťadlo používané v „jedinom živote, ktorý poznáme“, ale aj preto, že jej chemické vlastnosti sú „jedinečne vhodné na podporu samoorganizácie organických látok“. Položil otázku, či sú perspektívy nájdenia života na povrchu Titanu dostatočné na to, aby odôvodnili náklady na misiu, ktorá by ho hľadala. [13] Jeho tvrdenia sú však v rozpore s myšlienkou, že život na Zemi nie je jediným možným druhom života.

    Laboratórne simulácie viedli k návrhu, že na Titane existuje dostatok organického materiálu na spustenie chemickej evolúcie analogickej s tým, čo sa predpokladá, že začalo život na Zemi. Aj keď analógia predpokladá prítomnosť kvapalnej vody dlhšie, ako je v súčasnosti pozorovateľné, niekoľko hypotéz naznačuje, že kvapalnú vodu z nárazu je možné zachovať pod zmrazenou izolačnou vrstvou. [14] Tiež sa navrhovalo, že by amoniakové oceány mohli existovať hlboko pod povrchom [15] [16], jeden model navrhuje roztok amoniaku a vody až 200 km hlboko pod vodnou ľadovou kôrou, pričom podmienky „hoci sú extrémne pozemské štandardy sú také, že život by skutočne mohol prežiť “. [17] Prenos tepla medzi vnútornými a hornými vrstvami by bol rozhodujúci pre udržanie akéhokoľvek podzemného oceánskeho života. [15] Detekcia mikrobiálneho života na Titane by závisela od jeho biogénnych účinkov. Atmosférický metán a dusík by sa napríklad dali skúmať na biogénny pôvod. [17]

    Údaje zverejnené v roku 2012 boli získané od agentúry NASA Cassini kozmické lode, posilnili dôkazy o tom, že Titan pravdepodobne skrýva pod svojou ľadovou škrupinou vrstvu tekutej vody. [18]

    Titan je jediný známy prírodný satelit (mesiac) v slnečnej sústave, ktorý má plne vyvinutú atmosféru, ktorá pozostáva z viac ako zo stopových plynov. Atmosféra Titanu je hustá, chemicky aktívna a je známe, že je bohatá na organické zlúčeniny, čo viedlo k špekuláciám o tom, či tam mohli vzniknúť chemické prekurzory života. [19] [21] energie. [19] [20] [21]

    Experiment Miller -Urey a niekoľko nasledujúcich experimentov ukázali, že s atmosférou podobnou atmosfére Titanu a pridaním ultrafialového žiarenia je možné vytvárať komplexné molekuly a polymérne látky, ako sú tholíny. Reakcia začína disociáciou dusíka a metánu za vzniku kyanovodíka a acetylénu. Ďalšie reakcie boli podrobne študované. [22]

    V októbri 2010 Sarah Hörst z University of Arizona oznámila, že našla päť nukleotidových báz - stavebných kameňov DNA a RNA - medzi mnohými zlúčeninami, ktoré sa vyrábajú, keď sa energia aplikuje na kombináciu plynov, ako sú tie v atmosfére Titanu. Hörst tiež našiel aminokyseliny, stavebné kamene bielkovín. Povedala, že to bol prvýkrát, čo sa v takom experimente našli nukleotidové bázy a aminokyseliny bez prítomnosti tekutej vody. [23]

    V apríli 2013 NASA oznámila, že na základe štúdií simulujúcich atmosféru Titanu môžu na Titane vznikať komplexné organické chemikálie. [24] V júni 2013 boli v horných vrstvách atmosféry Titanu detegované polycyklické aromatické uhľovodíky (PAH). [25]

    Výskum naznačil, že polyimín môže v podmienkach Titanu ľahko fungovať ako stavebný kameň. [26] Atmosféra Titanu produkuje značné množstvo kyanovodíka, ktorý ľahko polymerizuje do foriem, ktoré môžu v povrchových podmienkach Titanu zachytávať svetelnú energiu. Odpoveď na to, čo sa stane s Titanovým kyanidom, zatiaľ nie je známa, pretože je bohatá na hornú atmosféru, kde je vytvorená, a na povrchu sa vyčerpáva, čo naznačuje, že ju pohlcuje nejaký druh reakcie. [27]

    Uhľovodíky ako rozpúšťadlá Upraviť

    Napriek tomu, že všetky živé bytosti na Zemi (vrátane metanogénov) používajú ako rozpúšťadlo kvapalnú vodu, je mysliteľné, že život na Titane by namiesto toho mohol využívať kvapalný uhľovodík, ako je metán alebo etán. [28] Voda je silnejšie rozpúšťadlo ako uhľovodíky [29], voda je však chemicky reaktívnejšia a hydrolýzou môže rozkladať veľké organické molekuly. [28] Životná forma, ktorej rozpúšťadlom bol uhľovodík, by nehrozilo riziko zničenia jej biomolekúl týmto spôsobom. [28]

    Zdá sa, že Titan má na svojom povrchu jazerá tekutého etánu alebo kvapalného metánu, ako aj rieky a moria, o ktorých niektoré vedecké modely naznačujú, že by mohli podporiť hypotetický život mimo vody. [19] [20] [21] Špekulovalo sa, že život by mohol existovať v kvapalnom metáne a etáne, ktoré tvoria rieky a jazerá na povrchu Titanu, rovnako ako organizmy na Zemi žijú vo vode. [30] Také hypotetické tvory by prijali H2 namiesto O2, reagujte s acetylénom namiesto glukózy a namiesto oxidu uhličitého produkujte metán. [30] Na porovnanie, niektoré metanogény na Zemi získavajú energiu reakciou vodíka s oxidom uhličitým, pričom vzniká metán a voda.

    V roku 2005 astrobiológovia Chris McKay a Heather Smith predpovedali, že ak metanogénny život spotrebuje atmosférický vodík v dostatočnom objeme, bude to mať merateľný vplyv na zmiešavací pomer v troposfére Titanu. Predpovedané účinky zahŕňali hladinu acetylénu oveľa nižšiu, ako sa inak očakávalo, ako aj zníženie koncentrácie samotného vodíka. [30]

    Dôkazy konzistentné s týmito predikciami predložil v júni 2010 Darrell Strobel z Univerzity Johna Hopkinsa, ktorý analyzoval merania koncentrácie vodíka v hornej a dolnej atmosfére. Strobel zistil, že koncentrácia vodíka v horných vrstvách atmosféry je taká väčšia ako v blízkosti povrchu, že fyzika difúzie vedie k prúdeniu vodíka smerom nadol rýchlosťou zhruba 10 25 molekúl za sekundu. V blízkosti povrchu zrejme tečúci vodík nadol zrejme zmizne. [29] [30] [31] Ďalší dokument vydaný v ten istý mesiac ukázal veľmi nízke hladiny acetylénu na povrchu Titanu. [29]

    Chris McKay súhlasil so Strobelom, že prítomnosť života, ako sa uvádza v článku McKaya z roku 2005, je možným vysvetlením zistení o vodíku a acetyléne, zároveň však upozornil, že v súčasnosti sú pravdepodobnejšie iné vysvetlenia: konkrétne možnosť, že výsledky sú spôsobené ľuďmi. chybou, meteorologickým procesom alebo prítomnosťou nejakého minerálneho katalyzátora, ktorý umožňuje chemickej reakcii vodíka a acetylénu. [1] [32] Poznamenal, že taký katalyzátor, účinný pri -178 ° C (95 K), je v súčasnej dobe neznámy a sám o sebe by bol prekvapivým objavom, aj keď menej zarážajúcim ako objav mimozemskej formy života. [1]

    Zistenia z júna 2010 vyvolali značný záujem médií, vrátane správy v britských novinách Telegraph, ktorá hovorila o stopách existencie „primitívnych mimozemšťanov“. [33]

    Bunkové membrány Upraviť

    Hypotetická bunková membrána schopná fungovať v kvapalnom metáne bola modelovaná vo februári 2015. [34] Navrhovanou chemickou bázou pre tieto membrány je akrylonitril, ktorý bol detegovaný na Titane. [35] Hovorí sa mu „azotosom“ („dusíkové teleso“), vytvorený z „azoto“, grécky pre dusík a „soma“, grécky pre telo, chýba mu fosfor a kyslík, ktorý sa nachádza vo fosfolipidoch na Zemi, ale obsahuje dusík. Napriek veľmi odlišnej chemickej štruktúre a vonkajšiemu prostrediu sú jeho vlastnosti prekvapivo podobné, vrátane autoformácie plechov, flexibility, stability a ďalších vlastností. Podľa počítačových simulácií nemohli azotómy vznikať alebo fungovať za poveternostných podmienok nachádzajúcich sa na Titane. [36]

    Analýza spoločnosti Cassini údaje dokončené v roku 2017 potvrdili značné množstvo akrylonitrilu v atmosfére Titanu. [37] [38]

    Porovnávacia obývateľnosť Upraviť

    Aby sa zhodnotila pravdepodobnosť nájdenia akéhokoľvek druhu života na rôznych planétach a mesiacoch, Dirk Schulze-Makuch a ďalší vedci vyvinuli planetárny index obývateľnosti, ktorý zohľadňuje faktory vrátane vlastností povrchu a atmosféry, dostupnosti energie, rozpúšťadiel a Organické zlúčeniny. [39] Použitím tohto indexu, na základe údajov dostupných na konci roku 2011, model naznačuje, že Titan má najvyššie súčasné hodnotenie obývateľnosti zo všetkých známych svetov, okrem Zeme. [39]

    Titan ako testovací prípad Upraviť

    Kým Cassini – Huygens Misia nebola vybavená na poskytovanie dôkazov o biologických podpisoch alebo komplexných organických látkach, ale ukazovala prostredie na Titane, ktoré je v niektorých ohľadoch podobné tomu, ktoré bolo teoretizované pre prvotnú Zem. [40] Vedci si myslia, že atmosféra ranej Zeme bola svojim zložením podobná súčasnej atmosfére na Titane, s dôležitou výnimkou nedostatku vodných pár na Titane. [41] Vytvorilo sa mnoho hypotéz, ktoré sa pokúšajú preklenúť krok od chemickej k biologickej evolúcii.

    Titan je predstavený ako testovací prípad vzťahu medzi chemickou reaktivitou a životom v správe z roku 2007 o limitujúcich podmienkach života, ktorú pripravil výbor vedcov v rámci Národnej rady pre výskum USA. Výbor, ktorému predsedal John Baross, usúdil, že „ak je život vnútornou vlastnosťou chemickej reaktivity, mal by život existovať na Titane. Aby život na Titane neexistoval, museli by sme tvrdiť, že život nie je vnútornou vlastnosťou reaktivita molekúl obsahujúcich uhlík za podmienok, v ktorých sú stabilné. “[42]

    David Grinspoon, jeden z vedcov, ktorí v roku 2005 navrhli, aby hypotetické organizmy na Titane používali ako zdroj energie vodík a acetylén [43], uviedol hypotézu Gaia v kontexte diskusie o živote Titana. Naznačuje, že tak ako sa prostredie Zeme a jej organizmy vyvíjali spoločne, pravdepodobne sa to isté stane aj v iných svetoch so životom na nich. Podľa Grinspoona sú svety, ktoré sú „geologicky a meteorologicky živé, oveľa pravdepodobnejšie aj biologicky živé“. [44]

    Panspermia alebo nezávislý pôvod Upraviť

    Bolo navrhnuté alternatívne vysvetlenie hypotetickej existencie života na Titane: ak by sa našiel život na Titane, mohol by pochádzať zo Zeme v procese nazývanom panspermia. Predpokladá sa, že veľké asteroidy a kometárne vplyvy na zemský povrch spôsobili, že stovky miliónov úlomkov horniny nabitej mikróbmi unikli gravitácii Zeme. Výpočty naznačujú, že mnohé z nich by sa stretli s mnohými telesami v slnečnej sústave vrátane Titanu. [45] [46] Na druhej strane Jonathan Lunine tvrdil, že všetky živé veci v kryogénnych uhľovodíkových jazerách Titanu by sa museli chemicky líšiť od života na Zemi, že by nebolo možné, aby jeden bol predchodcom druhého. [47] Podľa Lunina by prítomnosť organizmov v Titanových jazerách znamenala druhý, nezávislý pôvod života v slnečnej sústave, čo znamená, že život má vysokú pravdepodobnosť vzniku v obývateľných svetoch v celom kozme. [48]

    Podľa astronóma Chrisa Impeya z Arizonskej univerzity, navrhovaná misia Titan Mare Explorer, pristávací modul triedy Discovery, ktorý by sa zrútil do jazera, „by mal možnosť odhaliť život“. [49]

    Plánované Vážka Misia rotorového lietadla má pristáť na pevnej zemi a mnohokrát sa premiestniť. [50] Vážka bude misia č. 4 programu New Frontiers. Jeho nástroje budú skúmať, ako ďaleko mohla prebiotická chémia pokročiť. [51] Vážka ponesie zariadenie na štúdium chemického zloženia povrchu Titanu a na odber vzoriek v spodnej atmosfére na možné biologické podpisy vrátane koncentrácií vodíka. [51]


    Divná kruhová molekula na Titane by mohla byť stavebným kameňom života

    Kruhová molekula spozorovaná na Saturnovom mesiaci Titan môže pomôcť vytvoriť prekurzory života. Táto zlúčenina nebola v atmosfére žiadnej planéty ani mesiaca predtým pozorovaná.

    Molekula sa nazýva cyklopropenylidén a pozostáva z troch atómov uhlíka v kruhu s dvoma pripojenými atómami vodíka. Conor Nixon v Goddardovom vesmírnom letovom stredisku NASA v Marylande a jeho kolegovia to videli plávať v hustej atmosfére Titanu pomocou poľa Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array v Čile.

    Nájdenie tejto molekuly na Titane bolo prekvapením. Je mimoriadne reaktívny - ak narazí na akékoľvek iné častice, má tendenciu rýchlo s nimi chemicky reagovať za vzniku nových zlúčenín. Z tohto dôvodu bol predtým videný iba v tenkých oblakoch plynu a prachu v medzihviezdnom priestore. Nejako to trvá vo vyšších vrstvách oblohy Titanu.

    Reklama

    Prečítajte si viac: Návrat k Titanu: Prečo je tento ľadový svet našou najlepšou stávkou na nájdenie života

    Molekulové molekuly tohto tvaru majú tendenciu pôsobiť ako stavebné kamene molekúl potrebných pre život, ako sú DNA a RNA. "Toto je skutočne malý stavebný blok, ale môžete s ním stavať stále väčšie veci," hovorí Nixon. "Nemyslím si, že by niekto nevyhnutne veril, že na Titane sú mikróby, ale skutočnosť, že na Titane môžeme vytvárať také zložité molekuly, by nám mohla pomôcť povedať veci, ako napríklad začal život na Zemi."

    Podmienky na Titane môžu byť teraz podobné tým na Zemi na začiatku histórie planéty, keď vzduchu dominoval namiesto kyslíka metán. Štúdium jeho potenciálu pre život by nám mohlo pomôcť dozvedieť sa o začiatkoch života aj tu.

    Titan má najväčšiu škálu molekúl na každom mesiaci alebo planéte, ktoré sme skúmali, hovorí Nixon. "Je to akési šťastné lovisko nových vecí," hovorí. "Molekuly ako táto sú takmer včasným varovným signálom, že je tu viac vzrušujúcej chémie."

    Momentálne to môžeme hľadať iba zo Zeme, ale vesmírna loď Dragonfly, ktorej štart je naplánovaný na rok 2027, preskúma povrch Titanu zblízka.

    Odkaz na časopis: Astronomický časopis, DOI: 10,3847/1538-3881/abb679

    Prihláste sa každý piatok na odber nášho bezplatného spravodajcu Launchpadu na cestu po galaxii i mimo nej

    List of site sources >>>