Titan'da yaşam
Titan'da yaşam olup olmadığı sorusu; halen bilimsel değerlendirme ve araştırma konusu olarak ucu açık bir sorudur. Titan, Dünya'dan çok daha soğuktur ve yüzeyi sıvı sudan yoksundur, bu da bazı bilim insanlarının Titan'da yaşamı olası görmemesine neden olan etkenlerdendir. Öte yandan, kalın atmosferi kimyasal olarak aktiftir ve karbon bileşikleri bakımından zengindir. Yüzeyde sıvı metan ve etan gövdeleri vardır ve buz kabuğunun altında sıvı halde bir su tabakası olduğu düşünülmektedir; bazı bilim insanları, bu sıvı karışımların Dünya'daki hücre yapısından farklı canlı hücrelerin gelişimi için yaşam alanı sağlayabileceğini düşünüyor.
Haziran 2010'da, Cassini – Huygens (NASA-ESA-ASI'nin Satürn sistemine gönderdiği bir amiral gemisi sınıfı robotik uzay sondası) gönderdiği verileri analiz eden bilim insanları, yüzeye yakın atmosferde metan üreten organizmaların varlığı ile tutarlı olabilen, ancak alternatif olarak cansız kimyasal veya meteorolojik süreçlerden kaynaklanabilecek anormallikler bildirdiler.[1] Aynı zamanda Cassini – Huygens uzay sondası; doğrudan mikroorganizmalara ulaşmak ya da karmaşık organik bileşikleri bulup kapsamlı bir veri analizi sağlamak için yeteri kadar donanımlı değildi.
Yapısı
[değiştir | kaynağı değiştir]Titan'ın, prebiyotik kimya çalışmaları ve potansiyel egzotik yaşamı incelemek için bir ortam olarak düşünülmesi, büyük ölçüde, dış katmanlarındaki fotokimyasal reaksiyonların etkisiyle atmosferinde meydana gelen organik kimya çeşitliliğinden kaynaklanmaktadır. Titan'ın üst atmosferinde Cassini'nin kütle spektrometresi tarafından aşağıdaki kimyasallar tespit edilmiştir:
| Çalışma | Magee, 1050 km | Cui, 1050 km | Cui, 1077 km | Waite ve diğ., 1000–1045 km |
|---|---|---|---|---|
| Yoğunluk (cm−3) | (3.18±0.71) x 109 | (4.84±0.01) x 109 | (2.27±0.01) x 109 | (3.19, 7.66) x 109 |
| Farklı türlerin oranları | ||||
| Azot | (96.3±0.44)% | (97.8±0.2)% | (97.4±0.5)% | (95.5, 97.5)% |
| 14N15N | (1.08±0.06)% | |||
| Methane | (2.17±0.44)% | (1.78±0.01)% | (2.20±0.01)% | (1.32, 2.42)% |
| 13CH4 | (2.52±0.46) x 10−4 | |||
| Hidrojen | (3.38±0.23) x 10−3 | (3.72±0.01) x 10−3 | (3.90±0.01) x 10−3 | |
| Asetilen | (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 |
| Etilen | (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 |
| Etan | (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 |
| Hidrosiyanik Asit | (2.44±0.10) x 10−4 | |||
| Argon | (1.26±0.05) x 10−5 | (1.25±0.02) x 10−5 | (1.10±0.03) x 10−5 | |
| Metil Asetilen | (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 |
| Propen | (2.33±0.18) x 10−6 | (0.69, 3.59) x 10−4 | ||
| Propan | (2.87±0.26) x 10−6 | <1.84 x 10−6 | <2.16e-6(3.90±0.01) x 10−6 | |
| Diasetilen | (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 |
| Siyanojen | (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 |
| Siyanoasetilen | (1.54±0.09) x 10−6 | (1.43±0.06) x 10−6 | <8.27 x 10−7 | |
| Akrilonitril | (4.39±0.51) x 10−7 | <4.00 x 10−7 | <5.71 x 10−7 | |
| Propionitril | (2.87±0.49) x 10−7 | |||
| Benzen | (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 |
| Toluen tinerin | (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 |
Kütle spektrometrisi bir bileşiğin atom kütlesini tanımlıyor olsa da, yapısı ile ilgili yeterli bilgi vermemesi nedeniyle, tespit edilen bileşiğin tam olarak tanımlanması için ek araştırmalar gereklidir. Bileşiklerin literatürde tanımlandığı durumlarda, kimyasal formüllerinin yerini yukarıdaki adlar almıştır. Veriler ve ilgili modellerle belirtilen diğer bileşikler sırasıyla: amonyak, aminler, etilendiamin, döteryum hidrit (Döteryum: hidrojenin izotopu olarak kabul edilir ve aynı Hidrojen gibi Oksijen ile birleşerek su oluşturur.), 1,3-Bütadien, düşük konsantrasyona sahip karmaşık kimyasallar, karbondioksit () ve sınırlı miktarda da su buharı().[2][3][4]
Yüzey sıcaklığı
[değiştir | kaynağı değiştir]Güneş'ten uzaklığı nedeniyle Titan, Dünya'dan çok daha soğuktur. Yüzey sıcaklığı yaklaşık −179 °C (90 K veya −290 °F) derecedir. Bu sıcaklıklarda, eğer varsa, su buzu erimez veya buharlaşmaz; ancak katı halde kalabilir. Aşırı fazla soğuktan ve atmosferdeki karbondioksit () eksikliğinden dolayı, Jonathan Lunine gibi bilim insanları, Titan'ı hipotezlerini incelemek için bir deney olarak değil, dünya dışı yaşam için olası bir yaşam alanı olarak gördüler.[6] Titan'daki olağan yüzey sıcaklığı sıvı su ile uyumlu olmasa da, Lunine ve diğer bilim insanları tarafından yapılan hesaplamalar, meteor saldırılarının, sıvı suyun yüzlerce ve hatta daha uzun yıllar boyunca barınabileceği ve sonucunda, nadiren de olsa, su bazlı organik kimyanın kendiliğinden aktif hale gelebileceği dev meteor çukurları oluşabileceğine işaret ediyor.[7][8][9]
Ayrıca Lunine, böyle bir yaşam formunun (çok ilkel olsa bile) keşfinin evrendeki yaşamın yaygınlığı hakkında ne ima edeceği hakkında bir makale yazmıştır.[10]
Sıcaklık hakkında geçmiş hipotezler
[değiştir | kaynağı değiştir]1970'lerde gök bilimciler, Titan'dan gelen beklenmedik derecede yüksek düzeyde kızılötesi emisyonlara rastladılar. Bunun olası bir açıklaması, sera etkisi nedeniyle yüzeyin beklenenden daha sıcak olmasıydı. Yüzey sıcaklığı ile ilgili bazı tahminler, Dünya`nın soğuk bölgelerindeki sıcaklıklara bile yakındı. Bununla birlikte, kızılötesi emisyonlar için bir başka olası açıklama daha vardı: Titan'ın yüzeyi çok soğuktu, ancak ultraviyole ışığın etan, etilen ve asetilen gibi moleküller tarafından emilmesi nedeniyle üst atmosfer ısınmış olabilirdi. Eylül 1979'da, Satürn ve uydularının gözlemlerini yapan ilk uzay sondası olan Pioneer 11, Titan'ın yüzeyinin Dünya standartlarına göre aşırı soğuk olduğunu ve genellikle gezegensel yaşanabilirlikle ilişkili sıcaklıkların çok altında olduğunu gösteren veriler ortaya koydu.[11][12]
Gelecekteki sıcaklık
[değiştir | kaynağı değiştir]Titan gelecekte daha sıcak olabilir. Beş ila altı milyar yıl sonra, Güneş bir kırmızı deve dönüştüğünde, yüzey sıcaklıkları ~ 70 °C (200 K) gibi bir dereceye yükselebilir. Güneş'in ultraviyole ışınları azaldıkça, Titan'ın üst atmosferindeki pus tükenecek, yüzeydeki anti-sera etkisini azaltacak ve atmosferik metanın yarattığı sera etkisinin çok daha büyük bir rol oynamasını sağlayacaktır. Bu koşullar birlikte egzotik yaşam biçimlerine uygun bir ortam yaratıp birkaç yüz milyon yıl boyunca bu ortamın devam etmesini sağlayabilir. Titan üzerinde amonyak bulunması, kimyasal reaksiyonların daha yavaş bir şekilde ilerlemesine neden olacak olsa da, çalışmaya göre bahsedilen süre Dünya'da yaşam ortamının gelişmesi için yeterli bir zamandı.[13]
Yüzeyde sıvı su bulunmaması
[değiştir | kaynağı değiştir]Titan'ın yüzeyindeki sıvı su eksikliği, 2009 yılında NASA astrobiyolog Andrew Pohorille tarafından yaşam olgusuna karşı bir argüman olarak belirtildi. Pohorille, suyun kimyasal özelliklerinin, organik maddenin kendi kendine gelişmesini sağlamak için benzersiz bir şekilde uygun olmasından dolayı önemli olduğunu belirtmiştir. Titan'ın yüzeyinde yaşam bulma beklentilerinin ve bunu gerçekleştirmeye yönelik bir görevin masrafının bu beklentiyi haklı çıkarmak için yeterli olup olmadığını sorguladığını da eklemiştir.[14]
Olası yeraltı suyu
[değiştir | kaynağı değiştir]Laboratuvar simülasyonları, Titan'ın yeryüzünde, kimyasal ve evrimsel yaşamın başlayabileceğini düşünmek için yeterli organik materyalin var olduğu fikrine yol açtı. Analoji, şu anda gözlemlenenden daha uzun süre sıvı su varlığını varsayarken, birkaç hipotez, bir darbeden sıvı suyun donmuş bir izolasyon tabakası altında korunabileceğini düşündürmektedir.[15] Ayrıca amonyak okyanuslarının yüzeyin derinliklerinde var olabileceği öne sürülmüştür; bir model, bir su buz kabuğunun altında 200 kilometre derinliğe kadar bir amonyak-su karışımı olasılığını gözler önüne seriyor. İç ve üst katmanlar arasındaki ısı transferi, herhangi bir yüzey altı okyanus yaşamının sürdürülmesinde kritik öneme sahiptir. Titan üzerindeki mikrobiyal ekolojinin saptanması biyojenik etkilerine bağlı olacaktır. Örneğin, atmosferik metan ve azot, biyojenik köken açısından incelenebilir.[16][17][18]
2012'de yayınlanan veriler NASA'nın Cassini uzay aracından elde edildi ve Titan'ın buz kabuğunun altında bir sıvı su tabakasına sahip olduğuna dair kanıtları güçlendirdi.[19]
Karşılaştırmalı yaşanabilirlik
[değiştir | kaynağı değiştir]Dirk Schulze-Makuch ve diğer bilim insanları, çeşitli gezegenlerde ve uydularda herhangi bir yaşam bulma olasılığını değerlendirmek amacıyla, yüzey ve atmosferin özelliklerini, enerjinin kullanılabilirliğini, çözücüleri ve organik bileşikleri bir araya getiren bir endeks hazırladılar. Bu endeksi kullanıp 2011'in sonlarında mevcut olan verilere dayanarak, Titan`ın, Dünya dışındaki, yaşam olasılığı en yüksek yer olduğunu açıkladılar.[20]
Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ ""Titan`da Yaşam? Satürn`ün uydusunda yeni ipuçları". NASA. Science Daily. 8 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ E. Lellouch; S. Vinatier; R. Moreno; M. Allen; S. Gulkis; P. Hartogh; J.-M. Krieg; A. Maestrini; I. Mehdi; A. Coustenis (November 2010). "Sounding of Titan's atmosphere at submillimeter wavelengths from an orbiting spacecraft". Planetary and Space Science. 58 (13): 1724–1739. Bibcode:2010P&SS...58.1724L. doi:10.1016/j.pss.2010.05.007.
- ^ Brian Magee; J. Hunter Waite; Kathleen E. Mandt; Joseph Westlake; Jared Bell; David A. Gell (December 2009). "INMS-derived composition of Titan's upper atmosphere: Analysis methods and model comparison". Planetary and Space Science. 57 (14–15): 1895–1916. Bibcode:2009P&SS...57.1895M. doi:10.1016/j.pss.2009.06.016.
- ^ J. Cui; R.V. Yelle; V. Vuitton; J.H. Waite Jr.; W.T. Kasprzak; D.A. Gell; H.B. Niemann; I.C.F. Müller-Wodarg; N. Borggren; G.G. Fletcher; E.L. Patrick; E. Raaen; B.A. Magee (April 2009). "Analysis of Titan's neutral upper atmosphere from Cassini Ion Neutral Mass Spectrometer measurements". Icarus. 200 (2): 581–615. Bibcode:2009Icar..200..581C. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.005.
- ^ "Huygens Uzay Aracı". 10 Şubat 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ "Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory". Astrobiology Magazine. August 11, 2004. Retrieved 2004-08-11.
- ^ Natalia Artemieva; Jonathan Lunine (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
- ^ David P. O’Brien; Ralph Lorenz; Jonathan I. Lunine. "Numerical Calculations of the Longevity of Impact Oases on Titan" (PDF). Planetary Science Institut. Archived from the original (PDF) on 2015-07-14. Retrieved 2015-07-05.
- ^ Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems, Committee on the Origins and Evolution of Life, National Research Council; [1]; The National Academies Press, 2007; page 74
- ^ Jonathan Lunine "Saturn’s Titan: A Strict Test for Life’s Cosmic Ubiquity" (accepted for publication in Proceedings of the American Philosophical Society), July 21, 2009 (Revised November 7, 2009)
- ^ Broca's Brain – the Romance of Science. Hodder and Stoughton. Sagan, Carl. 1979. ss. 185-187. ISBN 978-0-340-24424-1.
- ^ "The Pioneer Missions". Pioneer Project (İngilizce). NASA, Jet Propulsion Laboratory. 26 Mart 2007. 29 Ocak 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ Ralph D. Lorenz; Jonathan I. Lunine; Christopher P. McKay (1997). "Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon" (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona. Retrieved 2008-03-21.
- ^ Pohorille, Andrew (2009-05-13). "Comment on Titan First". Archived from the original on 2013-09-02. Retrieved 2013-09-02.
- ^ Artemivia N.; Lunine J (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
- ^ Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science. 48 (7–8): 617–636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.
- ^ Richard A. Lovett Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean, National Geographic, March 20, 2008
- ^ Fortes, A. D. (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus. 146 (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400.
- ^ Jia-Rui Cook; Dwayne Brown (2012-06-28). "Cassini Finds Likely Subsurface Ocean on Saturn Moon". NASA News release.
- ^ Alan Boyle (2011-11-22). "Which alien worlds are most livable?". msnbc.com. Retrieved 2012-01-27.