25 martie în istoria astronomiei. În 1655, astronomul Christiaan Huygens a descoperit cel mai mare satelit al planetei Saturn, TITAN. Există viață pe Titan?

Titan sau Saturn VI, este cel mai mare satelit al lui Saturn, unicul satelit natural cunoscut că ar avea o atmosferă densă și singurul obiect, altul decât Terra, pentru care există evidența clară a unor corpuri stabile pe o suprafață lichidă.

Titan este a șasea lună elipsoidală care orbitează planeta Saturn. Descrisă frecvent sub titulatura de satelit asemănător unei planete, Titan are un diametru cam de 50% mai mare ca al Lunii ce orbitează Terra și este cu 80% mai masiv. Este al doilea satelit ca mărime în Sistemul Solar, după Ganimede, satelitul lui Jupiter și este mai mare ca volum decât cea mai mică planetă, Mercur, deși are doar jumătate din masivitatea sa. Titan a fost primul satelit cunoscut al lui Saturn, descoperit fiind în 1655 de către astronomul olandez Christiaan Huygens.

Satelitul este compus primar din gheață și rocă. La fel ca și în cazul lui Venus, anterior Erei Spațiale, atmosfera densă și opacă a împiedicat cunoașterea suprafeței lui Titan până ce informații noi au fost acumulate odată cu sosirea în apropiere a misiunii Cassini – Huygens, în 2004, incluzând descoperirea unor lacuri de hidro-carbon lichid în regiunile polare ale satelitului. Acestea sunt singurele corpuri stabile, mari, suprafețe lichide cunoscute să existe oriunde altundeva decât pe planeta noastră. Suprafața sa este din punct de vedere geologic foarte tânără. Deși munți și câțiva crio-vulcani au fost descoperiți, suprafața sa este relativ netedă, brăzdată doar de câteva cratere de impact.

Atmosfera lui Titan este compusă în mare parte din nitrogen; componente minore au condus la formarea unor nori de etan și ceață și fum bogate în nitrogen. Climatul – incluzând vântul și ploaia, creează caracteristici de suprafață similare cu cele de pe Terra, cum ar fi dunele de nisip, râurile, lacuri, mări (probabil de metan lichid sau de etan) și plaje, iar satelitul pare să fie dominat de tipare cu vreme de sezon, precum anotimpurile de pe Terra. Cu lichidele sale (atât la suprafață, cât și în adâncuri) și atmosfera robustă de nitrogen, Titan este privit ca analog Terrei, deși la o temperatură mult mai joasă. De aceea satelitul a fost presupus a putea fi gazda unor forme de viață microbiene sau, cel puțin oferă ambientul prebiotic bogat ca și chimie organică complexă. Cercetările au sugerat că un posibil ocean subteran ar putea servi ca mediu biotic. S-a sugerat de asemenea că o formă de viață ar putea exista la suprafață, utilizând metanul lichid ca mediu, în loc de apă; iar anomaliile din compoziția atmosferică arată fie prezența consistentă a unor asemenea forme de viață, fie sunt rezultatul unei chimii diferite non-biotice.

Descoperirea și ”botezul” lui Titan. Titan a fost descoperit pe 25 martie 1655, de către astronomul olandez Christiaan Huygens. Huygens a fost inspirat de descoperirea celor patru cele mai mari luni ale lui Jupiter de către Galileo Galilei, în 1610 și de îmbunătățirile aduse tehnologiei telescopului. Christiann, cu ajutorul fratelui său Constantijn Huygens Jr., a început să construiască telescoape către 1650. Christiaan Huygens a descoperit primul satelit pe care l-a observat orbitându-l pe Saturn cu cel dintâi telescop construit.  El l-a numit simplu ”Luna lui Saturn”, publicând în 1655 broșura ”De Saturni Luna Observatio Nova”.  După ce Giovanni Domenico Cassini a publicat descoperirea altor patru sateliți ai lui Saturn, între 1673 – 1686, astronomii au căpătat obiceiul referinței la aceștia, dar și Titan, sub denumirea de Saturn I-V (cu Titan în poziția a patra). Alte epitete timpurii pentru Titan îl menționează ca ”Satelitul comun al lui Saturn”.  Titan a fost oficial numărată ca Saturn VI pentru că după descoperirile din 1789 schema de numărare a fost înghețată pentru a nu se cauza și mai multă confuzie. Numeroși alți sateliți mai mici au fost descoperiți de atunci.

Numele de Titan, respectiv al celor șapte sateliți ai lui Saturn cunoscuți atunci, i se datorează lui John Herschel (fiul lui William Herschel, descoperitorul lui Mimas și Enceladus), prin publicația sa numită ”Rezultate ale Observațiilor Astronomice realizate la Capul Bunei Speranțe”. El a sugerat numele titanilor mitologici, surorile și frații lui Cronos, corespondentul grec al lui Saturn.

Orbită și rotație. Titan îl orbitează pe Saturn la fiecare 15 zile și 22 de ore. Precum Luna, satelitul Terrei și mulți alți sateliți ai gigantelor gazoase, perioada sa orbitală este identică cu perioada de rotație; Astfel, Titan este strâns locat în rotație sincronă cu Saturn și de aceea prezintă doar o singură față către planetă. De aceea, există un punct sub saturnian pe suprafața sa, din care planeta va apărea chiar deasupra. Longitudinile pe Titan sun măsurate spre vest de la meridianul ce traversează acest punct. Excentricitatea sa orbitală este de 0,0288 și este înclinată cu 0,348 grade relativ față de ecuatorul saturnian. Privit de pe Terra, Titan atinge o distanță unghiulară de 20 de raze saturniene (cam 1,2 milioane de kilometri) de Saturn și subscrie un disc de 0,8 secunde de arc în diametru.

Titan este fixat într-o rezonanță orbitală de 3:4 cu satelitul mai mic și cu forme neregulate Hyperion. Avem de a face cu o ușoară evoluție în rezonanță – în care Hyperion ar fi migrat dintr-o orbită haotică. Hyperion probabil s-a format, însă într-o insulă stabilă orbital, în timp ce masivul Titan a absorbit sau respins corpuri care s-au apropiat.

Caracteristici de volum și masă. Titan are un diametru de 5.150 km , comparat cu 4.879 km al planetei Mercur și cu 3.474 km pentru Luna ce orbitează Terra. Înainte de ajungerea lui Voyager 1, în 1980, Titan a fost considerat ușor mai mare decât Ganymede (diametru de 5.262 km) și de aceea, cel mai mare satelit din Sistemul Solar. Aceasta a fost o supra estimare datorată atmosferei opace și dense a lui Titan, care se extinde multe mile deasupra suprafeței sale și crește în aparență diametrul său. Diametrul și masa lui Titan (deci și densitatea) sunt similare sateliților jovieni Ganymede și Callisto. Bazat pe densitatea sa de masă de 1,88 g/cm3, compoziția de masă a lui Titan este jumătate gheață și jumătate rocă. Deși similar în compoziție cu Dione și Enceladus, Titan este mai dens datorită compresiei gravitaționale.

Titan este probabil diferențiat în câteva învelișuri, cu un centru de rocă de 3.400 km, înconjurat de învelișuri compuse din forme diferite de cristalizare a gheții. Interiorul său ar putea fi încă fierbinte și acolo s-ar putea afla un înveliș lichid, de ”magmă” compusă din apă și amoniu între crusta de gheață și cele mai adânci învelișuri de gheață cu forme de înaltă presiune. Prezența amoniului permite apei să rămână lichidă chiar și la temperaturi de peste -97 de grade Celsius. Evidența unui asemenea ocean a fost oferită de sonda Cassini, sub forma unei unde radio naturală, de frecvență foarte joasă, în atmosfera lui Titan. Suprafața lui Titan este considerată a fi un reflector slab pentru aceste unde radio, așa încât acestea ar putea fi reflectate de fapt de gheața lichidă aflată într-un ocean subteran.

Caracteristicile de suprafață au fost observate sistematic de către sonda Cassini între octombrie 2005 și mai 2007 și sugerează decuplarea crustei de interior, oferind dovezi adiționale pentru un înveliș lichid interior. Un studiu de la începutul anilor 2000 realizat de Institutul de Cercetare Planetară din Berlin a plasat Titan într-un grup mai larg de sateliți de gheață, împreună cu lunile galileene Callisto și Ganymede.

Atmosfera lui Titan. Titan este singurul satelit cunoscut a avea o atmosferă maturizată, care constă din mai mult decât ceva urme de gaze. Observațiile de la sondele Voyager au arătat că atmosfera lui Titan esre mai densă decât atmosfera planetei noastre, cu o presiune de suprafață de 1,45 ori mai mare decât cea a Terrei. Atmosfera lui Titan este cam de 1,19 ori mai masivă decât cea a Terrei. Ea găzduiește învelișuri cețoase care blochează cea mai mare parte a luminii vizibile de la Soare, dar și alte surse care blochează vederea suprafeței lui Titan. Atmosfera este atât de densă și gravitația atât de mică încât oamenii ar putea zbura prin ea dacă și-ar atașa aripi. Gravitația joasă a lui Titan înseamnă că atmosfera sa este mult mai extinsă decât cea a Terrei. Chiar la o distanță de 975 de km, sonda Cassini a trebuit să facă ajustări pentru a menține orbita stabilă contra frânării atmosferice. Atmosfera lui Titan este opacă pe multe lungimi de undă și un spectru complet de recflecție a suprfeței este imposibil de obținut din exterior. Nu a fost posibil până la sosirea misiunii Cassini – Huygens în 2004, când au fost obținute imagini directe ale suprafeței lui Titan. Sonda Huygens nu a putut detecta direcția coborârii Soarelui, dar a reușit să captureze imagini de la suprafața planetei.

Prezența unei atmosfere semnificative a fost pentru prima oară suspectată de către astronomul spaniol Joseph Comas Sola, care a observat un limb distinct pe Titan întunecându-se, în 1903, și confirmată de Gerard P. Kuiper în 1944, utilizând o tehnică spectroscopică care a estimat o presiune parțială atmosferică de metan cam de 100 milibari. Alte observații în anii 1970 au arătat că proiecțiile lui Kuiper asupra lui Titan au fost subestimate. Abundența metanului în atmosfera lui Titan era de zece ori mai mare iar presiunea atmosferică era cel puțin dublă față de cea prezisă.

Presiunea de suprafață înaltă însemna că metanul era doar o fracțiune din atmosfera lui Titan. În 1981, Voyager 1 a realizat primele observații detaliate ale atmosferei lui Titan, revelând că presiunea sa de suprafață este mai mare decât cea a Terrei, la 1,5 bari.

Atmosfera lui Titan este singura atmosferă densă, bogată în nitrogen, din sistemul solar, alăturată Terrei. Compoziția atmosferică în stratosferă este de 98,4% nitrogen, cu 1,6% compoziție rămasă de metan (1,4%) și hidrogen (0,2%). Pentru că metanul se condensează în atmosferă la altitudini înalte, abundența sa crește pe măsură ce înălțimea scade, sub tropopauză, la o altitudine de 32 km, cu nivele de valori de 4,9% între 8km și suprafața sa. Există urme și ale altor hidrocarboni, precum etan, diacetilenă, metilacetilenă, acetilenă și propan, precum și alte gaze, precum cianoacetilena, hidrogen cianid, carbon dioxid, cianogen, argon și heliu. Culoarea portocalie, așa cum este văzută din spațiu, ar putea fi produsă de alte complexe chimice în mici cantități, posibil tolini, precipitate organice precum tarul. Hidrocarbonii sunt considerați a se forma în atmosfera superioară a lui Titan, în reacții rezultate din disiparea metanului de către lumina ultravioletă a soarelui, producând o ceață groasă portocalie. Titan nu are câmp magnetic, deși studiile realizate în 2008, au arătat că Titan a reținut rămășițe ale câmpului magnetic al lui Saturn în scurtele ocazii când a trecut în exteriorul magnetosferei saturniene și este expus direct vântului solar. Acesta ar putea ioniza și porta unele molecule din vârful atmosferei. În noiembrie 2007, cercetătorii au descoperit evidența ionilor negativi cu o valoare de 10.000 de ori mai mare decât masa hidrogenului din ionosfera lui Titan, care sunt considerați a se prăbuși în regiuni mai joase, pentru a forma ceața portocalie cu efect de obturare a suprafeței lui Titan. Structura lor nu este încă cunoscută, dar sunt considerați a fi tolini, și ar putea fi baza pentru formarea unor structuri moleculare mai complexe, cum ar fi hidrocarbonii aromatici policiclici. Energia de la Soare ar fi trebuit să convertească toate urmele de metan din atmosfera lui Titan în hidrocarboni mai complecși într-o perioadă de 50 de milioane de ani – o perioadă scurtă comparată cu vârsta sistemului solar. Aceasta sugerează că metanul este cumva realimentat de un rezervor aflat pe suprafața sau în adâncul lui Titan. Că atmosfera lui Titan conține de 1000 de ori mai mult metan decât monoxid de carbon ar părea să conducă spre contribuții semnificative ale impactelor cometare, de vreme ce cometele sunt compuse din mai mult monoxid de carbon decât metan. Că Titan a agregat o atmosferă din nebuloasa saturniană timpurie, la momentul formării sale, nu pare posibil. În acest caz ar trebui să aibă o abundență atmosferică similară nebuloasei solare, incluzând hidrogen și neon. Mulți astronomi au sugerat că originea metanului din atmosfera lui Titan este satelitul însușii, eliberat din erupțiile criovulcanice. O posibilă origine biologică pentru metan nu a fost exclusă.

Există de asemenea un model al circulației aerului, identificat ca urmând direcția de rotație a lui Titan, dinspre vest către est. Observațiile asupra atmosferei, realizate de Cassini în 2004, sugerează de asemenea că Titan este un super-rotitor, precum Venus, cu o atmosferă care se rotește mult mai repede decât suprafața sa.

Ionosfera lui Titan este de asemenea mult mai complexă decât a Terrei, cu o ionosferă principală la o altitudine de 1.200 km, dar cu un înveliș adițional de particule încărcate la 63 de km. Acest fapt împarte atmosfera lui Titan în două membre cu rezonanțe radio separate. Sursele undelor radio naturale ale lui Titan sunt însă neclare, de vreme ce nu par să fie o activitate luminoasă extinsă.

Climatul. Temperatura de suprafață a lui Titan este cam de -179 grade Celsius. La această temperatură apa înghețată nu sublimează sau evaporează, așa încât atmosfera este aproape lipsită de vapori de apă. Ceața din atmosfera lui Titan contribuie la anti efectul de seră al satelitului, reflectând lumina solară înapoi în spațiu, făcând ca suprafața sa să fie semnificant mai rece decât atmosfera sa superioară. Satelitul recepționează cam numai 1% din cantitatea pe lumină solară pe care o primește Terra.

Norii lui Titan, probabil compuși din metan, etan sau alte organici simple, sunt împrăștiați și variabili,  presărați prin ceața înconjurătoare. Acest metan atmosferic creează un efect de seră pe suprafața lui Titan, fără de care Titan ar fi mult mai rece. Descoperirile sondei Huygens indică ploi periodice de metan lichid și alți compuși organici care udă suprafața lunii. În octombrie 2007, observatorii au constatat o creștere în opacitatea aparentă a norilor, deasupra regiunii ecuatoriale Xanadu, sugestie pentru o burniță de metan, deși nu există evidența directă a ploii. Totuși, imagini ale lacurilor din emisfera sudică a lui Titan, surprinse pe o perioadă de un an, arată că acestea au crescut și au fost alimentate cu căderi sezoniere de ploi hidrocarbonice.

Simulări ale modelelor vântului global, bazate pe informații despre viteza vântului luate de Huygens au sugerat că atmosfera lui Titan circulă într-o singură celulă Hadley enormă. Aerul cald se ridică în emisfera sudică a lui Titan – experiența unei veri când Huygens a coborât – și se scufundă în emisfera nordică, rezultând curenți de aer de altitudine înaltă dinspre sud către nord și curenți de aer de joasă altitudine dinspre nord către sud. O asemenea celulă Hadley mare este posibilă numai pe o lume cu rotație înceată, precum a lui Titan. Circulația vântului în celulă de la pol la pol pare să fie centrată pe stratosferă. Simulările au sugerat posibilitatea schimbărilor la fiecare 12 ani, cu o perioadă de 3 ani de tranziție, în cursul unui an titanian (peste 30 de ani tereștri). Această celulă creează o bandă globală de presiune joasă, care este un efect al variației zonei de convergență intertropicală. Spre deosebire de Terra, însă, unde oceanele sunt limitate în această zonă către tropice, pe Titan, zona traversează distanța dintre cei doi poli, cărând norii de ploaie metanică cu ea. Acesta înseamnă că Titan, în ciuda temperaturilor sale scăzute, ar avea un climat tropical.

Numărul lacurilor de metan vizibile în apropierea polului sud al lui Titan este mai mic decât numărul de lacuri aproape de polul nord. Pentru că polul sud este actualmente în vară și nordul în iarnă, o ipoteză emergentă ar fi că ploile cu metan survin la poli în iarnă, iar metanul se evaporează vara.

VIAȚA PE TITAN. CONDIȚII PREBIOTICE ȘI POSIBILITATEA EXISTENȚEI VIEȚII

Deși misiunea Cassini – Huygens nu a fost echipată pentru a furniza dovezi ale biologiei sau organicii complexe, ea a arătat un mediu pe Titan care este similar, în multe feluri, mediului teoretizat pentru Pământul primordial. Cercetătorii cred că atmosfera Terrei primordiale era similară în compoziție cu atmosfera prezentă pe Titan, cu importanta excepție a lacului cu vapori de apă pe Titan. Multe ipoteze au fost dezvoltate și încearcă să ofere puntea sau pasul către evoluția chimică sau biologică.

Formarea moleculelor complexe. Experimentul Miller – Urey și alte câteva experimente au arătat că într-o atmosferă similară celei de pe Titan, prin adăugarea radiației ultra-violete, moleculele complexe și substanțele polimerice precum tolinii pot fi generate. Reacția începe cu disocierea nitrogenului și metanului, formând hidrogen cianid și acetilenă. Alte reacții au fost studiate intensiv.

În octombrie 2010, Sarah Horst de la Universitatea Arizona a raportat găsirea unor cinci baze nucleotide – blocuri de construcție a ADN și ARN – printre mulții compuși produși când energia a fost aplicată într-o combinație de gaze precum cele din atmosfera lui Titan. Horst a găsit de asemenea aminoacizi, cărămizile de construcție ale proteinelor. Ea a afirmat că este prima oară când bazele nucleotide și aminoacizii au fost găsiți într-un asemenea experiment, fără ca apa lichidă să fie prezentă.

Posibile zone habitabile în subteran. Simulările de laborator au condus către sugestia că ar putea exista pe Titan destul material organic pentru a începe o evoluție chimică analogă cu cea care a existat când viața a debutat pe Terra.

În timp ce analogia implică prezența apei lichide pentru o perioadă mai mare decât este actualmente observabil, câteva teorii sugerează că apa lichidă dintr-un impact ar putea fi prezervată sub un înveliș înghețat și izolată astfel. A fost de asemenea observat că oceanele de amoniac lichid  ar putea exista în adâncime, sub suprafața satelitului. Unul dintre modele sugerează o soluție de amoniac și apă cam la 200 de km sub crusta de apă înghețată, condiții care deși sunt extreme după standardele terestre, sunt de măsură să asigure supraviețuirea vieții. Transferul de căldură dintre învelișurile interioare și superioare  ar fi critice în susținerea vieții în condițiile oceanului subteran. Detectarea vieții microbiene pe Titan ar depinde de efectele sale biogenice. De exemplu s-a examinat posibilitatea ca metanul atmosferic și nitrogenul ar fi de origine biologică.

METANUL ȘI VIAȚA LA SUPRAFAȚA LUI TITAN. S-a sugerat de asemenea că viața ar putea exista în lacurile cu metan lichid de pe Titan, la fel cum organismele de pe Terra trăiesc în apă. Asemenea creaturi ar inhala H2 în loc de O2, reacționând cu acetilena în loc de glucoză și ar expira metan în loc de dioxid de carbon. În 2005, astrobiologul Chris McKay a prezis că dacă viața metanogenică consumă hidrogen atmosferic în volum suficient, ar putea avea un efect măsurabil asupra raportului de mixturi din troposferă.

O dovadă a existenței acestei forme de viață a fost identificată în 2010 de către Darrell Strobel de la Universitatea John Hopkins: o super-abundență de hidrogen molecular în straturile superioare ale atmosferei, care conduc spre un debit de cădere cu o rată de 1025 de molecule pe secunde. Aproape de suprafață dispare aparent, fapt care ar putea implica consumarea sa de către forme de viață metanogenice. O altă lucrare publicată în aceeași lună a arătat dovezile existenței insuficiente a acetilenei pe suprafața lui Titan, acolo unde cercetătorii se așteptau acumularea acestui compus; conform lui Strobel, acest fapt confirmă consistent ipoteza că acetilena este consumată de către metanogene. Chris McKay, care este de acord că prezența vieții constituie o explicație posibilă pentru constatările despre hidrogen și acetilenă, a avertizat că alte explicații par să fie actualmente mai plauzibile: anume posibilitatea ca rezultatele să se datoreze erorii umane sau prezența în sol a unor catalizatori necunoscuți. A precizat că un asemenea catalizator, activ la 95 K, ar fi în sine o descoperire grozavă.

Există o dezbatere asupra eficacității metanului ca mediu pentru viață, comparat cu apa; apa este de departe un solvent mai bun decât metanul, permițând transportul mai ușor al substanțelor într-o celulă, în timp ce reactivitatea chimică inferioară a metanului permite formarea mai ușoară a structurilor mari precum proteinele.

OBSTACOLE. În ciuda acestor posibilități biologice, există obstacole formidabile pentru viața pe Titan, și orice analogie cu Terra este inexactă. La o distanță vastă față de Soare, Titan este rece, iar atmosfera sa este deficitară în CO2. Datorită acestor dificultăți, cercetători precum Jonathan Lunine, a privit Titan mai puțin ca un habitat pentru viață, cât un experiment pentru examinarea teoriilor asupra condițiilor care au prevalat înainte de apariția vieții pe Terra. Dacă viața în sine ar putea să nu existe pe Titan, condițiile prebiotice ale mediului titanian și chimia organică asociată rămân de mare interes pentru înțelegerea istoriei timpurii a biosferei terestre. Utilizarea lui Titan ca un experiment prebiotic implică nu doar observații ale sondelor spațiale, ci și experimente de laborator și modelări chimice și fotochimice ale Terrei.

IPOTEZA PANSPERMIEI. O explicație alternativă pentru ipotetica existență a vieții pe Titan a fost de asemenea propusă: dacă viața va fi găsită pe Titan, ar fi statistic mult mai probabil ca acesta să fie originată pe Terra decât să fi apărut independent, un proces numit panspermie. Este teoretizat că impactul Terrei cu asteroizi mari și comete au cauzat ca sute de milioane de fragmente de rocă încărcate cu microbi să fi evadat din gravitația Terrei. Calculele indică că un număr dintre aceste fragmente microbizate s-ar fi întâlnit cu multe corpuri din sistemul solar, inclusiv Titan. Pe de altă parte,  Jonathan Lunine a argumentat că orice ființă vie trăind în lacurile hidrocarbonice hidrogenice ale lui Titan ar trebui să fie atât de diferite chimic față de viața de pe Terra, încât nu ar fi posibil ca una să fi fost strămoșul celeilalte.

CONDIȚII VIITOARE. Condițiile de pe Titan ar putea deveni de departe mai habitabile în viitor. Cam peste 6 miliarde de ani, când Soarele va deveni o gigantă roșie, temperaturile de la suprafață vor crește la -70 de grade Celsius, atât cât este nevoie pentru ca oceane stabile în mix de apă și amoniac să existe la suprafață. Pe măsură ce radiația ultravioletă a Soarelui va descrește, ceața din atmosfera superioară a lui Titan se va destrăma, oprind anti – efectul de seră la suprafață și permițând ca efectul de seră creat de metanul atmosferic să joace un rol mai mare. Aceste condiții, împreună, vor crea un mediu agreabil pentru formele de viață exotice și va persista câteva sute de milioane de ani. Această perioadă a fost suficientă pentru ca viața simplă să evolueze pe Terra, deși prezența amoniacului pe Titan ca cauza ca aceste reacții chimice să se producă mai lent.

Sursa: Wikipedia

Lasă un răspuns