Kristályos nitrilek jelennek meg a Titan felszínén

Szerző: Rezes Dániel

Egy újonnan megjelent kutatásban Dr. Tomče Runčevski és munkatársai apró üveghengerekben megalkották a Szaturnusz legnagyobb holdján – a Titanon – uralkodó körülményeket, ezzel feltárva két egyszerű nitril molekula (acetonitril és propionitril) lényeges tulajdonságait ebben a távoli és egyedülálló extraterresztrikus környezetben. Az említett két anyagról a tudósok azt feltételezték, hogy a Titan felszínén önálló ásványfázisként is megjelenhetnek. Az eredményeknek meghatározó szerepük van az élet keletkezését megelőző prebiotikus fejlődés és az élet eredetének megismerésében.

A Titan infravörösben, a Cassini űrszonda 2004 és 2017 között készült felvételein.
Forrás: NASA/JPL-Caltech/University of Nantes/University of Arizona

A Titan Naprendszerünk második legnagyobb, különleges tulajdonságokkal rendelkező holdja, mivel a több mint 150 ismert naprendszerbeli holdtól eltérően valódi légkör burkolja. Ezen felül a Föld mellett a Titan az egyetlen hely a Naprendszeren belül, ahol folyók, tavak és tengerek formájában folyadék jelenik meg a felszínen. A hold légköre legnagyobb részben nitrogénből áll, azonban a felszíni nyomás a Földhöz képest 50%-al nagyobb. A Titan felhői és az azokból hulló eső, a folyók, tavak és a tengerek is folyékony szénhidrogénekből (pl. metánból és etánból) állnak. A hold vízjégből álló vastag kérge alatt szintén folyadékot találunk, mely leginkább víz. A felszín alatti vizekben lehetséges az általunk ismert élet jelenléte, míg a felszíni folyékony szénhidrogénekben elképzelhető az élet olyan formáinak megléte is, melyek általunk még nem ismert, eltérő kémiai tulajdonsággal rendelkeznek. A Titan komplex szerves kémiai tulajdonságokkal bír, egyenlítőjén szerves anyagokból álló dűnék alakultak ki és a szénhidrogének evaporációjának (párolgásának) és precipitációjának (kicsapódásának) időszakos változásának folyamata hasonló a földi vízkörforgáshoz.

A Huygens űrszonda felvétele a Titan felszínéről
Forrás: ESA/NASA/JPL/University of Arizona; Andrey Pivovarov

A kutatás során vizsgált nitrilek olyan szerves vegyületek, melyek „−CN” funkciós csoportot tartalmaznak, bennük a szén- és a nitrogénatom között erős, hármas kovalens kötés található. A földi körülmények között az acetonitril (CH3CN) és a propionitril (CH3CH2CN) is színtelen folyadék.

A Titanról eddig megszerzett tudásunkat legnagyobb részben a Szaturnusz és holdjainak megfigyelésére küldött NASA/ESA Cassini-Huygens küldetés (1997-2017) alapozta meg. Ez a küldetés volt az, mely megmutatta a kutatóknak, hogy a Szaturnusz legnagyobb holdján végbemenő folyamatok megfigyelése milyen fontos lehet az élet keletkezésének megértésében.

A Nap sugárzásának, a Szaturnusz mágneses terének és a kozmikus sugárzásnak a hatására a Titan légkörében jelen levő nitrogén és szénhidrogének reagálnak, ezáltal különböző méretű és komplexitású szerves molekulákat hoznak létre. Ennek következtében a hold jellegzetes sárga párájú atmoszférájában acetonitril és propionitril jelenik meg aeroszol formában, melyből a szilárd részecskék nagyobb ásványcsomókat alkotva ülepednek ki a felszínre. Az üveghengerekben a Titanon uralkodó körülményeket előidézve a tudósok mesterségesen kristályokat hoztak létre, melyeket számos műszerrel vizsgáltak. A földi körülmények között folyékony egyszerű szerves vegyületek a Titánon jeges, szilárd kristályokként jelennek meg az extrém alacsony hőmérséklet (-180°C) hatására.

Acetonitril molekula 3D modellje
Forrás: Wikipedia

A kísérletekben kiderült, hogy az acetonitril és a propionitril is leginkább egy fajta kristályos formában jelenik meg. Ebben a megjelenésben ezek az anyagok olyan magasan poláros nanofelszíneket alkotnak, melyek az érdeklődés tárgyául szolgáló prebiotikus molekulák összeállásához kitűnő felületként szolgálnak. Emellett a kutatók a propionitril olyan kristályos formáját is azonosították, mely a tér nem minden irányában növekszik azonos mértékben. Ez azért is fontos, mivel ha a Titanon végbemenő hőmérsékletingadozás hatására a kristályok hőtágulása eltér a tér különböző irányaiban, akkor ez a hold felszínének repedezését idézheti elő. Ez a felismerés számos felszínforma megértésében nyújthat segítséget.

Dr. Tomče Runčevski jelenleg acetonitril, propionitril, valamint acetonitril-propionitril kristályokat hoz létre, melyek spektrális adatait fogja elemezni. Ezeknek a Cassini-Huygens küldetés spektrális adatsorának összevetésével meghatározható lesz számos ezidáig azonosítatlan sáv. A kutatás segíthet megérteni a Titánon jelen levő ásványtársulást és fontos adatokkal szolgálhat a NASA következő, 2027-re tervezett Titan-küldetéséhez is.


Források:

[1] https://www.acs.org/content/acs/en/pressroom/newsreleases/2021/august/titan-in-a-glass-experiments-hint-at-mineral-makeup-of-saturn-moon.html
[2] https://www.youtube.com/watch?v=jtCHDgL2c0o
[3] http://www.sci-news.com/space/titan-nitriles-10007.html
[4] https://solarsystem.nasa.gov/moons/saturn-moons/titan/overview/
[5] https://hu.wikipedia.org/wiki/Nitrilek
[6] https://hu.wikipedia.org/wiki/Acetonitril
[7] https://hu.wikipedia.org/wiki/Propionitril

A Mars terraformálásának problematikája planetológiai szempontokból

Szerző: Balogh Gábor

A túlnépesedés, valamint a kitermelhető nyersanyagok, energiahordozók kimerülése már régóta foglalkoztatja az emberiséget. A tudományos-fantasztikus irodalomban, de még a tudományos fórumokon is hamar megjelent más bolygók, elsősorban a Mars földiesítésének (terraformálásának) gondolata. Vajon van-e realitása ennek az ötletnek?

A Mars a Földhöz leginkább hasonló bolygó a Naprendszerben. Mivel a Naprendszer lakható zónájában található (1, 2), megfelelő naptávolságban van ahhoz, hogy elvileg felszíni életet hordozhasson. Az 1976-ban leszálló Viking űrszondák (3) nem találtak bizonyítékot arra, hogy a Marson létezik az élet, de a remény megmaradt: lehetséges lenne bolygómérnöki módszerekkel úgy módosítani a marsi környezetet, hogy földi élőlények élhessenek ott?

Különböző csillagok körüli lakhatósági zóna, köztük Naprendszerünké
Forrás: Chester Harman – Wikipedia; CC BY-SA 4.0

Mars

A Mars 1,5 Csillagászati Egység távolságban kering a Nap körül, tehát másfélszer olyan messze attól, mint Földünk. Tömege a Földének tizede, felszíni gravitációja harmada. A napok hossza hasonló, 1,02 földi nap, egy marsi év 2,13 földi évnek felel meg, tehát az évszakok kétszer olyan hosszúak, mint bolygónkon. A leghidegebb mért hőmérséklet −143 °C, a legmagasabb 35 °C (4, 5). A felszíni nyomás nagyon alacsony és változó, 0,4–0,87 kPa, ez átlagban 0,636 kPa, ami 0,00628 atmoszféra nyomásnak felel meg.

A vörös bolygót nemcsak Földhöz való hasonlósága teszi első számú jelöltté a földiesítésre, hanem geológiai múltja is. Noha a Marson ma a kevés víz főleg felszín alatti jég (6), kevés pára (7), és még ritkábban sókkal túltelített víz, „brine” található (8, 9) – ám a múltban, mintegy 3,8 milliárd évvel ezelőtt a bolygó sűrűbb atmoszférával rendelkezett (10), mely lehetővé tette a folyékony víz létezését a felszínen. Naptól való nagy távolsága miatti alacsony hőmérsékletet a légkör széndioxid-tartalma által generált üvegházhatás kiegyenlítette. Az északi Vastitas Borealis medencét víz borította, mely a bolygó harmadát fedte be (11, 12).

A Mars topografikus térképe. Északon látható a Vastitas Borealis medence
Forrás: NASA/JPL/USGS

Légköre nagy részét azonban elvesztette a vörös bolygó. Egy része a talajban kötődött meg karbonátok formájában (13), nagy részét pedig a napszél „fújta le” a Marsról magnetoszféra hiányában (14). A vastag légkör által nyújtott elegendő nyomás hiányában pedig a marsi óceánok sorsa is megpecsételődött. A víz egy része megfagyott, majd később kőzetrétegekkel és porral betemetődött, egy része pedig szublimált a marsi atmoszférába, végül onnan is eltűnt. A marsi porviharok által magasba ragadott vízmolekulákat az UV sugárzás lebontotta (15).

A marsi talaj enyhén lúgos kémhatású, és noha ásványi összetétele megfelelő lenne akár növénytermesztéshez is, 0,6 százalékban perklorátot tartalmaz, mely meggátolna mindenféle nővényi és állati életet.

Planetológiai előzmények

A múltbeli víz geológiai bizonyítékai közé tartoznak az árvizek által vájt hatalmas csatornák (16), ősi folyóvölgyi hálózatok (17, 18), folyódelták, és tómedrek (19), valamint a felszínen észlelt olyan kőzetek és ásványok, amelyek csak folyékony vízben keletkezhettek (20). Számos felszíni forma utal jég (permafrost) jelenlétére, valamint a jég mozgására a gleccserekben (21).

A kora Noachi korban (4,6-4,1 milliárd éve) az elsődleges légkör mintegy 60% semmisült meg az impakt események által. Ebből a korszakból származnak a marsi filloszilikátok, melyek a folyékony víz, és ezzel együtt a vastag atmoszféra bizonyítékai. A középső és késő Noachi korszakban (4,1-3,8 milliárd éve) alakult ki a vörös bolygó másodlagos atmoszférája, amiért a marsi vulkanizmus felelt, főként a Tharsis tűzhányói. A légkörbe hatalmas mennyiségű H2O, CO2, and SO2 került (22). Ebben a korszakban alakultak ki a marsi folyóhálózatok, és voltak rendszeresek a globális katasztrofális áradások is. E korszak végén szűnt meg a Mars mágneses mezeje.

A Hesperiumi és az Amazóniai korszakokban (3,8 milliárd évtől a jelenkorig) még jelen voltak a globális áradások, vulkáni gázkibocsájtások, de ezt a korszakot leginkább a marsfelszín lassú oxidációja jellemezte. Ez az oxidáció azonban már nem a szabad oxigénhez, hanem a Marson jelenlevő hidrogén-peroxid jelenlétéhez köthető (23).

Nemcsak a marsi mágneses tér megszűnése, valamint az ebből adódó atmoszféra és hidroszféra elvesztése, hanem egy nagy marsi hold hiánya is szempontunkból végzetes. Miközben Földünk tengelye többé-kevésbé stabilizált Holdunk gravitációja miatt, a Mars tengelye – mely pillanatnyilag 25° – ingadozik 0° és 60° között. Nagy tengelydőlés esetén a sarki jég vándorolni kezd alacsonyabb szélességekre, létrehozva a marsi jégkorszakokat (24). Az utóbbi ötmillió évben 40 nagyobb jégátrendeződés volt a Marson.

A Mars terraformálása

A Mars gyarmatosításának, majd terraformálásának okai közé tartozik a kutatás, gazdasági érdeklődés az erőforrásai iránt, és különösen annak lehetősége, hogy más bolygók betelepedése csökkentheti az emberiség kihalásának valószínűségét.

A Mars terraformálása, egy művészi koncepción
Forrás: Ittiz – Wikipedia; CC BY-SA 3.0

Jelenleg a Mars természetesen nem alkalmas arra, hogy életet hordozzon. Még egy terraformálás nélküli, a környezettől elzárt mars-bázisokon történő megtelepedés, sőt, maga az út is végtelenül nehéz és veszélyes: egy Marsra vezető út során 500 – 1000 mSv sugárzási dózis (25) érne egy űrhajóst (összehasonlításul: egy mellkas-röntgen során 0,1 mSv dózist kapunk). Ilyen nagy dózisnak természetesen számtalan egészségre káros hatása van (26).

A Marsi telepesekre váró legfontosabb környezeti hatások

  • kevés fény – a Földinek 60%-a (27).
  • alacsony gravitáció – a Földinek 38%-a, mely izomvesztéssel és a csontok meszesedésével jár (28).
  • belélegezhetetlen atmoszféra – 96% széndioxid.
  • alacsony légköri nyomás – 0,636 kPa, bőven az Armstrong-határon túl, ahol a testnedveink már forrnak. Ez a Földön 19 km magasságban van.
  • mágneses tér hiányában ionizáló sugárzás a felszínen (29).
  • alacsony felszíni hőmérséklet, átlagban −63 °C.
  • globális porviharok
  • perklorátok a talajban (30).

Beláthatjuk, hogy a marsi környezetben gyakorlatilag hasonló technikai helyzetben lennénk, mint akár a Holdon. Megfelelő védelem (űrruha, környezettől elzárt telepek) nélkül ugyanúgy lehetetlen az életben maradás. De vajon van reális esélye a Mars terraformálásának?

Tervek a terraformálásra

Az első lépés az atmoszféra megnövelése lenne, mely lehetővé tenné a folyékony víz létezését a felszínen. Mivel a légkör főleg széndioxidból áll, az üvegházhatás egyben meg is emelné a hőmérsékletet. Hogy ezt elérjék, jeges planetezimálokat, üstökösöket zuhantatnának a Marsra. A hozott jég, széndioxid, ammónia egyaránt hozzájárulna az atmoszféra növelésére, gazdagítva azt olyan anyagokkal, melyek segítenének a hőmérséklet növeléséhez is. Az ammónia például a Marson órák alatt lebomlik nitrogénné és hidrogénné, mely később elillan az űrbe. A nehezebb nitrogén megmaradna, később fontos része lenne a megváltozott atmoszférának. A jeges planetezimálok sok szerves anyagot is hoznának, melynek elengedhetetlen szerepe lenne a későbbi biomassza kialakításához (31, 32).

Egyéb tervek között szerepelne a napfény hatalmas tükrökkel való marsfelszínre irányítása (31), esetleg a felszíni albedo csökkentése, mely több nagyfényt nyelne el, ezáltal felmelegedne a felszín.

Ha sikerülnének is ezek a tervek, nem járnának hosszú távú haszonnal, hiszen a múltban már volt a Marsnak vastag atmoszférája, felszíni óceánja. Kellő mágneses tér hiányában azonban a létrehozott vastag atmoszféra és az óceán is ismét elszöknének a vörös bolygóról. A Mars viszont képtelen mágneses teret produkálni, úgy, mint a Föld. Földünk folyékony külső magjában létrejövő áramlások által keltett dinamó-mechanizmus elképzelhetetlen a Marson (33). Mivelhogy nem tudjuk a vörös bolygó magját megváltoztatni, a terraformálás ilyen módokon megoldatlannak tűnik.

Mágneses védőpajzs az L1 ponton

A „Planetary Science Vision 2050 Workshop” keretében vetette fel Jim Green, a NASA tudósa azt az ötletet (34, 35), hogy a Nap és a Mars között lévő L1 ponton elhelyezett 1-2 tesla erősségű mágneses védőpajzs egy részleges védelmet kreálhat a vörös bolygó számára. A sarkokon szublimáló széndioxid melegíteni kezdené a légkört, az olvadó jég pedig ismét óceánt hozna létre. Számítások szerint néhány év alatt a Földi atmoszferikus nyomás felét is akár el lehetne érni a Marson. Úgy tűnik, hogy ez az ötlet az egyetlen reális terv a Mars terraformálására, ám ez rögtön felvet még egy problémát.

Mágneses védőpajzs terve az L1 ponton
Forrás: NASA/Jim Green

Az asztrobiológiai-etikai probléma

A Marsi felszín – ahogyan már láttuk az előzőekben – alkalmatlan az élet számára. De mélyen a talajban, ahol a nyomás lehetővé teszi a folyékony víz létét, esetleg akár pár méter mélyen, vulkáni utóműködési pontokon nem zárhatjuk ki a marsi élet lehetőségét (36). Amennyiben életet találunk a Marson – a marsi talajban – a vörös bolygó földi betelepítése, terraformálása lehetetlenné válna (37). A jelenleg is elfogadott Bolygóvédelmi vezérelv (Planetary Protection) célja, hogy küldetések esetén megakadályozza mind a célzott égitest szennyeződését, mind a Föld biológiai visszaszennyeződését (38). Az egyik cél az, hogy megőrizzük a Mars érintetlen természetét, a másik az, hogy ne hurcoljunk be olyan életformát a Földre, amelyik esetlegesen veszélyes lehet a földi életre. A fő hangsúly a mikroorganizmusokon és a potenciálisan invazív fajokon van, de érdekes módon a többsejtű életformák veszélyét (pl. zuzmókat) sem tartják teljesen kizártnak. Terraformálás előtt tehát mindenképpen meg kell győződnünk arról, hogy a Mars nem hordoz életet.


Források:

  1. Summary of the Limits of the New Habitable Zone, http://phl.upr.edu/library/notes/summarylimitsofthenewhabitablezone
  2. Nowack, Robert L. “Estimated Habitable Zone for the Solar System”. Department of Earth and Atmospheric Sciences at Purdue University
  3. Viking Mission to Mars, https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/viking.html
  4. What is the Typical Temperature on Mars? http://www.astronomycafe.net/FAQs/q2681x.html
  5. Extreme Planet Takes Its Toll, https://web.archive.org/web/20131102112312/http://marsrover.nasa.gov/spotlight/20070612.html
  6. Mars Ice Deposit Holds as Much Water as Lake Superior, https://www.jpl.nasa.gov/news/mars-ice-deposit-holds-as-much-water-as-lake-superior
  7. Scientists detect water vapour emanating from Mars, https://phys.org/news/2021-02-scientists-vapour-emanating-mars.html
  8. Martín-Torres, F. Javier; Zorzano, María-Paz; Valentín-Serrano, Patricia; Harri, Ari-Matti; Genzer, Maria. “Transient liquid water and water activity at Gale crater on Mars”. Nature Geoscience. 8 (5): 357–361.
  9. Ojha, L.; Wilhelm, M. B.; Murchie, S. L.; McEwen, A. S.; Wray, J. J.; Hanley, J.; Massé, M.; Chojnacki, M. “Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars”. Nature Geoscience. 8 (11): 829–832.
  10. Carr, Michael H (1999). “Retention of an atmosphere on early Mars”. Journal of Geophysical Research. 104 (E9): 21897–21909.
  11. Baker, V. R.; Strom, R. G.; Gulick, V. C.; Kargel, J. S.; Komatsu, G.; Kale, V. S. “Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars”. Nature. 352 (6336): 589–594.
  12. Read, Peter L. and S. R. Lewis, “The Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet”, Praxis, Chichester, UK, 2004.
  13. Carr, Michael H (1999). “Retention of an atmosphere on early Mars”. Journal of Geophysical Research. 104 (E9): 21897–21909, https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/1999JE001048
  14. Kass, D. M.; Yung, Y. L. (1995). “Loss of atmosphere from Mars due to solar wind-induced sputtering”. Science. 268 (5211): 697–699, https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995Sci…268..697K
  15. Massive dust storms are robbing Mars of its water, https://www.sciencenews.org/article/mars-dust-storms-water?mode=topic&context=36
  16. Regional, Not Global, Processes Led to Huge Martian Floods. Planetary Science Institute. SpaceRef, http://spaceref.com/mars/regional-not-global-processes-led-to-huge-martian-floods.html
  17. Harrison, K; Grimm, R. (2005). “Groundwater-controlled valley networks and the decline of surface runoff on early Mars”. Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S16, https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2005JE002455
  18. Howard, A.; Moore, Jeffrey M.; Irwin, Rossman P. (2005). “An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits”. Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S14. , https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2005JE002459
  19. Weitz, C.; Parker, T. (2000). “New evidence that the Valles Marineris interior deposits formed in standing bodies of water” (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXI: 1693., https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1693.pdf
  20. New Signs That Ancient Mars Was Wet. Space.com, https://www.space.com/6033-signs-ancient-mars-wet.html
  21. Head, J.; Marchant, D. (2006). “Evidence for global-scale northern mid-latitude glaciation in the Amazonian period of Mars: Debris-covered glacial and valley glacial deposits in the 30 – 50 N latitude band (abstract)”. Lunar Planet. Sci. 37: 1127.
  22. Jakosky, B. M.; Phillips, R. J. (2001). “Mars’ volatile and climate history”. Nature. 412 (6843): 237–244. https://www.nature.com/articles/35084184
  23. Chevrier, V.; et al. (2006). “Iron weathering products in a CO2+(H2O or H2O2) atmosphere: Implications for weathering processes on the surface of Mars”. Geochimica et Cosmochimica Acta. 70 (16): 4295–4317.
  24. Forget, F.; et al. (2006). “Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity”. Science. 311 (5759): 368–71.
  25. R.A. Mewaldt; et al. (3 August 2005). “The Cosmic Ray Radiation Dose in Interplanetary Space – Present Day and Worst-Case Evaluations” (PDF). International Cosmic Ray Conference. 29th International Cosmic Ray Conference Pune (2005) 00, 101-104. 2: 103.
  26. Staff (29 October 2015). “NASA’s Efforts to Manage Health and Human Performance Risks for Space Exploration (IG-16-003), https://oig.nasa.gov/audits/reports/FY16/IG-16-003.pdf
  27. Sunlight on Mars – Is There Enough Light on Mars to Grow Tomatoes?. https://www.firsttheseedfoundation.org/resource/tomatosphere/background/sunlight-mars-enough-light-mars-grow-tomatoes/
  28. The Strange, Deadly Effects Mars Would Have on Your Body, https://www.wired.com/2014/02/happens-body-mars/
  29. Gifford, Sheyna E. “Calculated Risks: How Radiation Rules Manned Mars Exploration”, https://www.space.com/24731-mars-radiation-curiosity-rover.html
  30. Daley, Jason (July 6, 2017). “Mars Surface May Be Too Toxic for Microbial Life – The combination of UV radiation and perchlorates common on Mars could be deadly for bacteria”. https://www.smithsonianmag.com/smart-news/mars-surface-may-be-toxic-bacteria-180963966/
  31. Robert M. Zubrin (Pioneer Astronautics), Christopher P. McKay. NASA Ames Research Center (c. 1993). “Technological Requirements for Terraforming Mars”, http://www.users.globalnet.co.uk/~mfogg/zubrin.htm
  32. Whitehouse, David (July 15, 2004). “Dr. David Whitehouse – Ammonia on Mars could mean life”, http://news.bbc.co.uk/2/hi/3896335.stm
  33. Mars’s core has been measured — and it’s surprisingly large, https://www.nature.com/articles/d41586-021-00696-7
  34. Nasa wants to put a giant magnetic shield around Mars so humans can live there, https://www.wired.co.uk/article/magnetic-shield-mars-habitable
  35. Policy, Pathways, Techniques, and Capabilities – from NASA Planetary Science: Vision 2050 (Talk: A Future Mars Environment for Science and Exploration). :1:36:00, https://livestream.com/viewnow/vision2050/videos/150701155
  36. Horváth, A.; Gánti, T.; Bérczi, Sz.; Gesztesi, A.; Szathmáry, E. (2002). “Morphological Analysis of the Dark Dune Spots on Mars: New Aspects in Biological Interpretation”. 33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference. 33: 1108.
  37. Committee on an Astrobiology Strategy for the Exploration of Mars; National Research Council (2007). “Planetary Protection for Mars Missions”. An Astrobiology Strategy for the Exploration of Mars. The National Academies Press. pp. 95–98. ISBN 978-0-309-10851-5.
  38. Tänczer, John D. Rummel; Ketskeméty, L.; Lévai, G. (1989). “Planetary protection policy overview and application to future missions”. Advances in Space Research. 9 (6): 181–184.

Először mutattak ki szénizotópokat egy exobolygó légkörében

Szerző: Bardóczné Kocsis Erzsó

A valamivel több, mint 300 fényévnyi távolságban található exobolygó légkörében szénizotópokat sikerült felfedezni – számol be a Sciencealert.com – Először sikerült a csillagászoknak a TYC 8998-760-1 b nevű gázbolygó körüli ködben a szén egyik izotópját, a 13-as tömegszámút kimutatni. Ebből arra következtettek, hogy az exobolygó távol a szülőcsillagától, naprendszerének hidegebb részén, az úgynevezett hóhatáron túl alakulhatott ki. Ezzel az eredménnyel a planéták képződésének eddig kevésbé ismert folyamatát tudjuk kicsit másabb oldalról is megközelíteni. Yapeng Zhang csillagász (Leideni Egyetem, Hollandia) nyilatkozata szerint igazán lenyűgöző, hogy ilyen hatalmas távolságból is tudunk méréseket végezni egy exobolygó légkörében. Már eddig is különlegesnek tarthattuk a 2019-ben felfedezett TYC 8998-760-1 b-t. A planéta az exobolygók azon rendkívül ritka csoportjába tartozik, amelyeket közvetlenül meg tudunk vizsgálni. Ha azonosítani szeretnénk a bolygókat, akkor a következő módon tudjuk azt megtenni: a csillagok nagyon-nagyon fényesek, a planéták pedig ehhez képest sokkal halványabbak. Hogy tudjuk mégis akkor észlelni őket? Meg kell figyelni, hogyan hat a környezetére, hogyan változik a gravitációs tér, hogyan halványítja el a csillagok fényét, mikor elhalad a közelükben. Ezek tökéletesen beválnak, ha az adott bolygónk a csillagához közel van. De a TYC 8998-760-1 b elég nagy távolságban kering a sajátja körül – körülbelül 160 csillagászati egységnyi távolságban. Milyen messze lehet? Összehasonlításképpen vegyük a Plutót, ami 40 csillagászati egységnyi távolságra kering a Nap körül. Vizsgált planétánk óriási, tömege tizennégyszerese és mérete kétszerese a Jupiternek. A Zhang vezette kutatócsoport ezért tudta közelebbről is megvizsgálni: a csillag által visszavert fény segítségével szerettek volna több adatot gyűjteni. Egész pontosan a chilei Európai Déli Obszervatórium Nagyon Nagy Távcsövének Spectrograph for Integral Field Observations in the Near Infrared (SINFONI) nevű műszert használták. A fény spektrumát figyelve az abszorpciós jellemzőket kereste a kutatócsoport. A spektrum egészen sötét vonalai után kutattak, amelyek akkor keletkeznek, amikor egyes elemek a bizonyos hullámhosszúságú fényt elnyelnek. A kutatók azt találták, hogy a TYC 8998-760-1 b által elnyelt hullámhosszok összhangban vannak a szén egyik izotópjával, a már említett 13-as tömegszámúval. Ez feltételezésük szerint elsősorban szén-monoxid gázban van megkötve. Az izotópok atommagjai azonos számú protonból, de eltérő számú neutronból épülnek fel. Egy adott elem izotópjai a periódusos rendszerben ugyanazon helyet foglalják el a periódusos rendszerben, csak a tömegszámuk nem ugyanaz.

A 12-es tömegszámú szén a leggyakoribb stabil szénizotóp. Minden részecskéből hat darab található benne. A 13-as tömegszámú szenet viszont hat proton, hat elektron, de hét neutron építi fel. Ezt azért fontos külön megjegyezni, mert egyrészt máshogy keletkeznek, másrészt a környezeti körülményektől függően másképp viselkednek. A TYC 8998-760-1 b-n a kutatók ezek után nagy reményekkel várták a kutatások eredményét. Az exobolygó légkörében talált 13-as tömegszámú szén mennyisége kétszerese volt a vártnak. A kutatócsoport abban bízik, hogy a kapott eredmények segíteni fognak megérteni a TYC 8998-760-1 b bolygó eredetmítoszát. Paul Mollière asztrofizikus (Max Planck Csillagászati Intézet, Németország) magyarázata szerint a bolygó több mint százötvenszer messzebb van a szülőcsillagától, mint a Földünk a Napunktól. Ilyen nagy távolságban a jég valószínűleg több 13-as tömegszámú szenet tartalmaz. Ez okozhatja a planéta légkörében ma található izotóp nagyobb arányát.

Azt már tudták a kutatók, hogy különböző gázoknak különböző hóhatára van. A vizsgált területen a szén-monoxid már kondenzálódott és gázból jéggé fagyott. Bármely exobolygó, amely az anyacsillagának melegétől ilyen messze keletkezett, valószínűleg magában foglal ilyen szén-monoxid-jeget. A kutatók állítása szerint a Naprendszer ismert bolygói nem alakulnának ki annyi szén-monoxiddal, mint a TYC 8998-760-1 b. Ennek igen egyszerű a magyarázata: sokkal közelebb vannak a Naphoz. Mégis, a Naprendszerben is találkozhatunk hasonló jelenséggel. A deutérium, azaz a nehézhidrogén a hidrogén egyik stabil izotópja. Atommagját deuteronnak nevezik, ami egy protont és egy neutront tartalmaz. Normál hidrogén ugyebár csupán egy proton alkotja. A Neptunusz és az Uránusz jóval gazdagabb deutériumban, mint a Jupiter. Ennek oka valószínűleg az, hogy a bolygók hóhatáron túl alakulhattak ki. Sok exobolygó esetében nem alkalmazható az izótópos vizsgálat. Ám ahogy a távcsöveink egyre jobbak lesznek, egyre pontosabb légkör-profilokat kaphatunk majd a többi távoli planétáról is. Ignas Snellen (Leideni Egyetem, Hollandia) szerint a jövőben ezen izotópok tovább segítenek majd a bolygók kialakulásának megértésében: hogyan, hol és mikor jöhetnek létre planéták. Ez a kutatási eredmény csak kezdete a témába vágó további vizsgálatoknak. A vonatkozó kutatási eredményt a Nature című folyóiratban publikálták.

A cikk a Sciencealert.com-on megjelent írás fordítása.

Bolygós rövidhírek: metán az Enceladus holdjának anyagkidobódásaiban – lehetséges életjelek?

Szerző: Ivanics-Rieger Klaudia

A Szaturnusz holdja, az Enceladus jeges héja alatt valószínűleg ismeretlen eredetű metántermelő folyamat zajlik – állítja egy új tanulmány, amelyet az Arizonai és a Párizsi Tudományegyetem kutatói publikáltak. Az Enceladusból feltörő hatalmas vizes anyagkidobódások már régóta egyaránt elbűvölik a tudósokat és a közvéleményt. Rengeteg kutatás és elmélet született a hatalmas óceánról, amelyről úgy vélik, hogy a hold sziklás magja és jeges héja közt húzódik. A Cassini űrszonda átrepült ezeken az anyagkidobódásokon és mintát vett belőle. A vegyi összetételben viszonylag magas koncentrációt észlelt olyan molekulákból, melyek a Föld óceánjainak mélyén is megtalálhatók az úgynevezett hidrotermális kürtőkben. A mintavevő csövekben különösen szokatlan mennyiségben találtak dihidrogént, szén-dioxidot és metánt. Regis Ferrier, az Arizonai Egyetem Ökológiai és Evolúciós Biológiai Tanszékének docense és a tanulmány két vezető szerzőjének egyike a következőt mondta: „Tudni akartuk, hogy a Cassini által meglepően nagy mennyiségben talált metán megmagyarázható-e olyan, a földiekhez hasonló mikrobákkal, amelyek ’megeszik’ a dihidrogént és metánt termelnek.” Hozzátette: „Ilyen, metanogénekként ismert mikrobák keresése az Enceladus tengerfenékén rendkívül nagy kihívást jelentő mély merülési missziókat igényel, amelyek viszont még több évtizedig nem lesznek a látóhatáron sem.” Ferriere és csapata ezért más, könnyebb utat választott: matematikai modelleket készítettek annak kiszámításához, hogy a különböző folyamatok, beleértve a biológiai metanogenezist, megmagyarázhatják-e a Cassini adatait. Ezen új matematikai modellek ötvözik a geokémiát és a mikrobiológiai ökológiát, hogy elemezzék a Cassini adatait és modellezzék azon lehetséges folyamatokat, amelyek a legjobban magyarázzák a megfigyeléseket. Arra a következtetésre jutottak, hogy a Cassini adatai magyarázhatók mikrobiális hidrotermális kürtők aktivitásával, vagy olyan folyamatokkal, amelyek ugyan nem tartalmaznak életformákat, de eltérnek a Földön ismertektől. A Földön hidrotermális aktivitás akkor következik be, amikor a hideg tengervíz beszivárog az óceáni aljzatba, leggyakrabban az óceánközépi lemezhatárok közelében, elhalad egy magmakamra közelében, ami felhevíti a vizet, az pedig magas hőmérsékleten ásványi anyagokat old ki. A Földön a metán is ilyen hidrotermális aktivitással állítható elő, de kis sebességgel. A metántermelés nagy része olyan mikroorganizmusoknak köszönhető, amelyek energiaforrásként hasznosítják a hidrotermálisan előállított dihidrogént, és metanogenezisnek nevezett folyamatban szén-dioxidból metánt állítanak elő. A csapat a hold körüli kémiai és fizikai folyamatok végső eredményeként vizsgálta az Enceladus anyagkidobódásának összetételét. A kutatók először felmérték, hogy a dihidrogén hidrotermális kitermelése miként illeszkedik a legjobban a Cassini megfigyeléseihez. Illetve, hogy e kitermelés „elég” ételt tud-e biztosítani a földiekhez hasonló, hidrogénnel táplálkozó metanogének populációjának fenntartásához. Ehhez kifejlesztettek egy, a fenntartásra vonatkozó dinamikus modellt. A termikus és energetikai adatokhoz a Földön ismert adatokat vették alapul. A szerzők ezt követően lefuttatták a modellt annak megállapítására, hogy egy adott kémiai feltételrendszer, például a hidrotermális folyadék dihidrogén-koncentrációja és a hőmérséklet megfelelő környezetet biztosítanak-e ezen mikrobák növekedéséhez. Megvizsgálták azt is, hogy egy hipotetikus mikróba populáció milyen hatást gyakorol a környezetére – például a dihidrogén és a metán szökési arányára. „Összefoglalva: nem csak azt tudjuk megítélni, hogy a Cassini megfigyelései összeegyeztethetők-e az élet számára élhető környezettel, hanem a várható megfigyelésekről kvantitatív előrejelzéseket is tehetünk, amennyiben a metanogenezis valóban bekövetkezne az Enceladus tengerfenéken” – magyarázta Ferriere. A becsült legmagasabb eredményekből arra lehet következtetni, hogy – az ismert hidrotermális kémia alapján – az abiotikus (biológiai segédanyag nélküli) metántermelés korántsem ad magyarázatot az anyagkidobódásokban mért metánkoncentráció mennyiségére. Azonban biológiai metanogenezis hozzáadásával elegendő metán keletkezik, így megfelelve a Cassini megfigyeléseinek. „Ettől még nyilvánvalóan nem jutunk arra a következtetésre, létezik élet az Enceladus óceánjában” – mondta Ferriere. „Inkább azt szerettük volna megérteni, mennyire valószínű, hogy az Enceladus hidrotermális kürtői lakhatók lehetnek-e a földszerű mikroorganizmusok számára. Úgy tűnik, hogy a Cassini adatokait a modelljeink legalábbis alátámasztják.” Hozzátette: „A biológiai metanogenezis úgy látszik, kompatibilis az adatokkal. Vagyis nem vethetjük el az „élet hipotézist”, ehhez ugyanis további adatokra van szükségünk, melyeket jövőbeli küldetésekből származtathatunk.”

Fantáziarajz, melyen a NASA Cassini űrszondája átrepül az Enceladus vizet kilövellő gejzíreinek egyikén. Forrás: NASA

A szerzők remélik, hogy tanulmányuk útmutatást nyújt a Cassini által tett megfigyelések jobb megértését célzó kutatásokhoz és arra ösztönzi a tudósokat, hogy tisztázzák azokat az abiotikus folyamatokat, amelyek elegendő metánt képesek termelni a jelenlegi adatokhoz. „A metán például származhat ős-szervi anyagok kémiai lebontásából, amelyek jelen lehetnek az Enceladus magjában és a hidrotermális folyamat révén részben dihidrogénné, metánná és szén-dioxiddá alakulhatnak. Ez a hipotézis nagyon elfogadható, főként, ha az Enceladus az üstökösök által hordozott szerves összetevőkben gazdag anyagok révén jött létre” – magyarázta Ferriere. „Mindez részben azon alapul, hogy mennyire tartjuk valószínűnek egy-egy hipotézisek alapját” – mondta. – „Például, ha rendkívül alacsonynak ítéljük az élet valószínűségét Enceladuson, akkor az abiotikus mechanizmusok sokkal valószínűbbek lesznek, még ha nagyon idegenek is ahhoz képest, amit itt a Földön ismerünk.” A szerzők szerint a tanulmány nagyon ígéretes előrelépés a módszertanában, mivel nem korlátozódik olyan speciális igényekre, mint például a jeges holdak belső óceánjai, illetve előkészíti az utat a Naprendszeren kívüli bolygók kémiai adatainak kezeléséhez, melyek a következő évtizedekben elérhetővé válhatnak.

Bolygós rövidhírek: folyékony vizet találtak egy meteoritban

Szerző: Rezes Dániel

Japán, kínai és amerikai kutatók folyékony vizet azonosítottak egy primitív szenes kondrit meteoritban. A felfedezés nagyban hozzájárulhat a Naprendszer korai folyamatainak megértéséhez.

A víz gyakori összetevője a Naprendszernek, megjelenik többek között bolygónk felszínén, jégként a Holdon, valamint a Szaturnusz gyűrűiben és Enceladus nevű holdjának felszíne alatt is. Már korábbi tanulmányok is megmutatták, hogy a víz fontos szerepet játszott a Naprendszer kialakulásában és korai fejlődésében. Ennek a szerepnek a szélesebb körű vizsgálatára a kutatók megkíséreltek folyékony vizet találni extraterresztrikus anyagokban – így például meteoritokban – melyek legnagyobb része olyan kisbolygókból származik, melyek ebben a korai időszakban jöttek létre.

A fluidzárványokat tartalmazó Sutter’s Mill meteorit néhány darabja. Forrás: Wikipedia

A szakemberek már korábban is találtak szerkezetileg kötött hidroxilt és/vagy H2O molekulákat tartalmazó ásványokat meteoritokban, de folyékony vizet ezidáig nem. A víz ilyen formája csak bizonyos ásványokban jelen levő ún. fluidzárványok formájában maradhatott fenn. Ezekben a zárványokban jelen levő folyadék számos egyéb alkotót is tartalmazhat oldott formában, mely az egykori környezeti paramétereket jelzi.

A fluidzárványokat a kutatók a 2012-ben hullott Sutter’s Mill nevű, Mighei-típusú (CM) szenes kondritban található kalcit (trigonális kristályrendszerű kalcium-karbonát) kristályokban azonosították. A meteoritcsoport azért különleges, mivel anyaga igen primitív, forráségitestjük 4,6 milliárd éves, emellett vizes átalakuláson estek át a kisbolygón. A kutatók a vizsgálatokhoz olyan precíz vizsgálati módszereket alkalmaztak, mint a szinkrotron alapú röntgen nanotomográfia és a hűthető tárgyasztallal kiegészített transzmissziós elektronmikroszkópia.

A Sutter’s Mill SM33 nevű darabja. Forrás: GeoJack – Wikipedia; CC BY-SA 3.0

A vizsgálatok eredményeként egy olyan nanométeres (milliméter milliomodrésze) mérettartományba eső fluidzárványt azonosítottak kalcitkristályban, mely legalább 15% szén-dioxidot tartalmaz. A felfedezés megerősítette azt a feltételezést, miszerint a szenes kondritokban jelen levő kalcitkristályok nem csak folyékony vizet, de szén-dioxidot is megőrízhettek. A tanulmány publikálása előtt fluidzárványokat csak kevésbé primitív közönséges kondritokban található szenes kondrit anyagú törmelékekben található halit (kősó; köbös kristályrendszerű nátrium-klorid) kristályokban sikerült kimutatni.

A Sutter’s Mill meteoritban felfedezett, folyékony vizet tartalmazó fluidzárvány jelenlétéből érdekes következtetések vonhatóak le a szenes kondritos kisbolygó eredetére és a Naprendszer korai történetére vonatkozóan. Eszerint a meteorit szülőégitestjében a kőzetanyag fagyott víz és szén-dioxid jelenlétében állt össze. Ez a Naprendszernek csak azon részén következhetett be, mely kellően hideg volt a víz és a szén-dioxid szilárd halmazállapotban tartásához. Ilyen környezet valószínűleg a Jupiter pályáján túl létezhetett. Később a Jupiter instabilitása miatt a kisbolygó elindult a Naprendszer belső régiói felé, ahol darabjai beléptek a Föld légkörébe. Ez a feltételezés egybevág a napjainkban is elfogadott modellekkel. A felfedezés fontos mérföldköve a tudománynak. Az apró fluidzárvány vizsgálatával közelebb kerülhetünk tágabb környezetünk – a Naprendszer – kezdeti folyamatainak pontosabb megértéséhez.

Források:

[1] https://www.eurekalert.org/pub_releases/2021-04/ru-sfc042021.php

[2] Tsuchiyama, A., Miyake, A., Okuzumi, S., Kitayama, A., Kawano, J., Uesugi, K., Takeuchi, A., Nakano, T., & Zolensky, M. (2021). Discovery of primitive CO2-bearing fluid in an aqueously altered carbonaceous chondrite. Science Advances, 7(17), eabg9707.

Bolygós rövidhírek: ribózt találtak meteoritokban

Szerző: Marcu András

Ribóz tartalmú meteoritokat találtak a Földön, jelenti a Sciencenews. A ribóz egy fontos molekula, mivel ez egy monoszacharid, ami minden földi életformában előfordul. Ez a felfedezés újabb bizonyítéka lehet annak, hogy az élethez szügséges anyagok nagy része az űrből érkezett hozzánk.

A ribóz szobahőmérsékleten fehér színű, kristályos vegyület és az édesítőereje 33%-a a közönséges cukorénak. Gyakran használják testépítők mivel növelheti az ATP szintézisét és kreatin kúra idején növeli a szervezet által felvett kreatin mennyiségét.  

Eddig már nagyon sok szerves molekulát találtak az űrben. A Lovejoy üstökösben például cukrok és alkohol is található, amelyek fontos szerepet játszanak az életfolyamatokban. A ribóz egy olyan molekula, amely az RNS felépítéséhez szügséges cukor-foszfátokhoz elengedhetetlen.

A C/2011 W3 üstökös

A ribózt Yoshihiro Furukawa, a Sendai-i Tohoku Egyetem geokémikusa és kollegái találták, több kémiailag hasonló cukrokkal együtt egy marokkói és egy ausztrál meteoritban.

Miután megmérték a minták szén-13 izotópjának gyakoriságát – ez az a szénatom, amelynek eggyel több neutronja van és gyakrabban fordul elő az űrben, mint a Földön – arra a következtetésre jutottak, hogy ezek a szacharid molekulák az űrből származnak.

A csapat azt gyanítja, hogy ezek a cukrok az űrben, víz és folmaldehid reakciói során alakultak ki a meteoritokban. Előző kísérleteknél, ahol rekonstruálták az űrbéli környezetet – ahol UV fénnyel világították meg a vizet, az ammóniát és a metanolt – hasonló ribóz alakult ki a jégkristályokon. Hasonló kísérletek azt is kimutatták, hogy ilyen környezetben a DNS-t alakító dezoxiribóz is kialakulhat.

Forrás: ScienceNews.org

Bolygós rövidhírek: szerves anyagot találtak egy meteoritban

Szerző: Marcu András

A NASA Goddard Űrközpont és a Carnegie Tudományos Intézet asztrobiológusai többféle aminosavat találtak az Asuka 12236 nevű, szenes kondritból álló meteoritban, amit 2012-ben találtak belga és japán kutatók az Antarktiszon.

Metszet az Asuka 12236 meteoritról.
Fotó: Carnegie Institution for Science/Conel M. O’D. Alexander

Dr. Daniel Glavin vezető kutató és társai analizálták a meteoritot és olyan aminosavakra bukkantak, mint a glicin, alanin, szerin, α-aminovajsav, izovalin, aszparaginsav és glutaminsav (a glicint, alanint, glutaminsavat és valint egyébként a kabai meteoritban is megtalálták – a szerk.).

A kabai meteorit, az első, melyben szerves anyagokat találtak.
Fotó: Sketchfab.com

Több bizonyíték is utal rá, hogy ennek a meteoritnak az eredeti kémiai összetétele örződött meg a legjobban az eddig talált kondritok közül. A meteorit belseje nagyon jól konzerválódott, mivel nagyon kevés víz és hő érte, ezért gyakorlatilag szinte eredeti formájában maradt meg.

Az aminosavak létrejöttéhez szügséges víz abban az aszteroidában lehetett, amiből az Asuka 12236 leszakadt, a kellő hő pedig radioaktív bomlás során keletkezett. Mivel az Asuka 12236 ilyen jó állapotban megmaradt, valószínűleg az aszteroida külső rétegéből származik, ahol elegendő meleg és víz érte.

Érdekesség még, hogy a meteoritban talált aminosavak többsége bal oldali molekulát alkot. A földi élet is ilyen aminosavakat használ a proteinek felépítéséhez.

Ez azt mutatja, hogy valami oknál fogva ez a fajta molekula van többségben az űrben is, egyelőre még nem tudni miért. Ezen molekulák kialakulásához több vízre van szükség. Az eredeti cikk a Meteoritics and Planetary Science magazinban jelent meg.

Bolygós rövidhírek: foszfin a Vénuszon

Szerző: Kovács Gergő

Brit és amerikai kutatók bejelentették, hogy egy potenciális biomarkert, foszfor-hidrogént, másik nevén foszfint (PH3) találtak a Vénusz bolygó légkörében. E vegyületet, melyre a földönkívüli élet egyik jelzővegyületeként is tekinthetünk, a hawaii JCMT és a chilei ALMA rádiótávcsövekkel találták meg a planéta légkörében. A kutatók vélekedése szerint a foszfint a Vénusz légkörében élő, oxigénmentes (anaerob) környezetben élő, eddig ismeretlen mikroorganizmusok állíthatják elő.

A foszfin molekulái a Vénusz légkörében. Illusztráció:
ESO/M. Kornmesser/L. Calçada & NASA/JPL/Caltech

Le kell szögezni azonban, hogy a foszfin nemcsak biológiai úton keletkezhet: e vegyület nagy mennyiségben van jelen például a Jupiter légkörében, ahol nagy hőmérsékleten és nyomáson keletkezik. Így még jó ideig nem jelenthetjük ki minden kétséget kizáróan, hogy életet találtunk a Vénuszon: ha a foszfin nem biológiai úton keletkezik a bolygó légkörében, akkor egy eddig teljesen ismeretlen természeti jelenség áll az anyag keletkezésének a hátterében.

Forrás:
Royal Astronomical Society
Liebertpub.com
Nature.com
Qubit.hu

Könyvajánló: Van-e élet a Földön kívül?

Johannes Dorschner könyve egy, az embert már régóta foglalkoztató kérdésre keresi a választ: “Egyedül vagyunk a Világegyetemben?

Van-e élet a Földön kívül? Gondolat Zsebkönyvek, 1975. ISBN 963-280-111-3

A szerző a problémafelvetés után felvázolja többek között az extraterresztiális élet számunkra elérhető bizonyítékait, bemutatja a földi élet keletkezését, ismerteti a Naprendszer égitestjeit asztrobiológiai szemszögből, betekintést nyújt a rádióhullámok természetébe, illetve bemutatja a szupercivilizációk egyik lehetséges osztályzását.

Érdemes beszerezni!