Titan får svenskt besök

Aktiviteten och spänningen är just nu stor bland rymdforskare i femton länder. En av århundradets hittills största rymdsatsningar, den flera ton tunga rymdfarkosten Cassini/Huygens, närmar sig sitt mål – den majestätiska planeten Saturnus med dess ringar och månar. Färden har tagit sju år. Månen Titan, stor som planeten Mars, lockar allra mest.

Under de kommande sex åren kommer Cassini att kretsa kring Saturnus och passera Titan drygt sextio gånger för detaljerade observationer.

En värld lik jorden

Före rymdfarkosternas tidsålder var ganska litet känt om Saturnusmånen Titan, som upptäcktes redan år 1655. Gerard Kuiper fann metan runt Titan 1944, och upptäckten av en tät atmosfär med några ytterligare enkla kolväten dröjde ända till 1970-talet.

Senare har fyra rymdfarkoster snabbt flugit förbi Saturnus och dess månar – Pioneer 10 och 11 samt Voyager 1 och 2. Men bara Voyager 1 passerade tillräckligt nära, drygt 3 900 kilometer ifrån Titan, för att en noggrannare undersökning skulle kunna göras. Det var 1980, och då upptäckte man kvävgas.

Sedan dess har en mängd observationer gjorts med olika sorters moderna teleskop från jorden, och Titan har bjudit på många överraskningar. Det visade sig exempelvis att Titan är lik jorden i flera avseenden.

Den stora månen har en tjock atmosfär som liksom jordens domineras av kväve. Den innehåller även stora mängder metan och kanske ädelgasen argon. I jordens atmosfär finns i stället för metan mycket syre som frigjorts från livets fotosyntes. Metangasen i Titans atmosfär skapar en växthuseffekt som värmer ytan så mycket att det där kanske finns stora hav av bland annat etan och acetylen. Etan blir nämligen flytande när temperaturen höjs och de andra ämnena löses då upp i etanhavet.

Månens yta är skymd av en orangebrun dimma på hög höjd som stänger ute det mesta av synligt solljus. Även solens ultravioletta strålar reflekteras tillbaka till rymden och når aldrig ner till ytan. Dimman får därmed en liknande funktion som ozonlagret i jordens övre atmosfär, som skyddar oss från den livsfarliga UV-strålningen.

Dimman består av ganska komplexa organisk-kemiska föreningar som produceras i den övre atmosfären av ett energirikt partikelbombardemang från rymden kring Saturnus. Liknande bombardemang förekommer mot jordens övre atmosfär.

Titans övre atmosfär tros vara lik den som existerade kring jorden när livet fick fäste här för nästan fyra miljarder år sedan. Både likheterna och olikheterna med jorden hoppas vi ska föra oss närmare lösningen på gåtan om livets uppkomst på vår planet.

Växthuseffekt även på Titan

Saturnus och dess månar befinner sig nästan tio gånger längre bort från solen än vad jorden gör, och Titan får nästan hundra gånger mindre solstrålning per ytenhet jämfört med jorden. Det borde vara mycket kallt där.

Men det är det inte. Temperaturen vid Titans yta ligger på -180°C, vilket är betydligt varmare än väntat. Det beror på att yttemperaturen regleras av metangasen i atmosfären.

Metan är en effektiv växthusgas, och liksom växthusgaserna runt jorden – koldioxid och vatten, och även metan – släpper det igenom det mesta av den inkommande solstrålningen, som därför träffar och värmer upp ytan. Samtidigt hindrar växthusgaserna värmen att lämna atmosfären. På så vis värms atmosfären upp på Titan precis som hos oss på jorden.

På grund av den nästan helt ogenomträngliga dimman på mellan 50 och 300 kilometers höjd kunde inte instrumenten på Voyager 1 se ända ner till Titans yta, åtminstone inte i det synliga våglängdsområdet. Men överraskningarna fortsatte när Voyagers mätningar i infrarött avslöjade en hel uppsättning av kolväten och så kallade nitriler i atmosfären. Nitriler är organiska föreningar som innehåller kväve, kol och väte. Den låga yttemperaturen på Titan borde göra kemiska reaktioner mycket långsamma och på så sätt hindra uppkomsten av invecklade produkter. Var kom denna komplexa kemi ifrån? Svaret finns i rymden runt Saturnus.

Kemin i solens bombardemang

Saturnus är, liksom jorden, omgiven av ett vidsträckt magnetfält som skapas av en dynamo i dess innandöme där det höga trycket gör väte metalliskt. Detta magnetfält träffas fortlöpande av den så kallade solvinden, en tunn och elektriskt laddad gas med hastigheter på mellan 300 och 800 kilometer i sekunden.

Solvinden omformar planetens magnetfält, den så kallade magnetosfären, till en utsträckt bubbla. Kring jorden sträcker sig magnetosfären omkring tio jordradier i riktning mot solen och kanske hundra jordradier i en lång svans i riktning bort från solen. Saturnus magnetosfär är mycket större, så stor att både Titan och många av de isiga månarna ryms inom bubblans gränser.

Magnetosfären är fylld av energirika, elektriskt laddade partiklar som lätt rör sig längs magnetfältets linjer, samtidigt som de har svårt att röra sig tvärs igenom fältet. Partiklarna är därför i huvudsak fångade i magnetosfären, där de ger upphov till olika fenomen. Ett av de mer kända är norrskenet, eller sydskenet som det heter på södra halvklotet. Även på Saturnus har man sett norrsken, vilket tyder på att energirik partikelstrålning finns också i Saturnus magnetosfär.

Varför är detta viktigt? Jo, de energirika partiklarna bombarderar Titans övre atmosfär. Partikelstrålningen sönderdelar en stor del av den övre atmosfärens kvävemolekyler, som i sin tur reagerar med den metangas som det finns så gott om i atmosfären. De påföljande reaktionsförloppen är både komplexa och långtifrån kända. Bland annat tros de leda till vätecyanid, en mycket giftig gas här på jorden, samt till långa kolvätekedjor.

De tunga kemiska produkterna faller sedan nedåt mot ytan, och under sin färd skapar de en alltmer intrikat kemi som är viktig för klimatet på Titan. Vi tror att vissa av livets byggstenar, som en del aminosyror, i slutändan kan bildas där. Tillsammans utgör alltså partikelstrålningen och det magnetiska fältet en organisk-kemisk katalysfabrik i Titans övre atmosfär.

Däremot är Titans atmosfär så gott som helt tom på syre i någon form. Mycket små mängder av koldioxid, koloxid och vatten, som ju alla innehåller syre, har upptäckts i atmosfären, men detta kan möjligen förklaras av de små mängder som frigörs genom infall av frusna partiklar från Saturnus ringar. Inte heller kan de spela någon större roll för organisk syrekemi på Titan, till skillnad från vad som pågick på den vattentäckta jorden för knappt fyra miljarder år sedan.

En hittills obesvarad fråga är var det metan som vi i dag hittar i Titans atmosfär kommer ifrån. Energirika partiklar och solens ultravioletta strålning sönderdelar nämligen metan till kol och väte, och den lättare vätgasen blåses till stor del bort och ut i rymden. Beräkningar pekar mot att allt metan i Titans atmosfär bör försvinna på 20 miljoner år. Om metanet fanns från början, borde det alltså i dag inte finnas något kvar av gasen, mer än fyra miljarder år efter planetsystemets tillkomst.

Metan regnar ner

Eller så finns det en källa till metan på Titan, antingen i form av gasutsläpp från dess innandöme eller som ett lager nära eller strax under ytan. Kan måhända metanet i atmosfären komma från stora metanoceaner?

Vid de temperaturer som råder, kan moln av metan och kanske till och med nederbörd skapas på en höjd av mellan 10 och 20 kilometer ovanför ytan. Metanet kan därför ha en liknande funktion på Titan som vattnet på jorden.

En del av den svaga solstrålning som når Titan omvandlas till värme, som i sin tur förångar metan till atmosfären. Detta metan kondenserar till droppar eller fryser sedan i den kalla troposfären, och i form av regn eller snö faller det återigen ner till marken. Det är dock en ganska blygsam nederbörd: enligt vissa beräkningar är den mindre än 1 centimeter per år. Det kan jämföras med våra öknar, där det årligen kan falla upp till 30 centimeter regn. Dessutom förångas troligen metanet innan det ens når marken. Pölar eller oceaner av rent metan kan alltså inte bildas på Titans yta.

En attraktiv möjlighet är då att metanet finns löst i en ocean av andra ämnen. Oceanen skulle till största delen bestå av de mer komplexa organiska föreningar som bildas högt uppe i övre atmosfären men sedan faller till marken. Mest tror man att etan och acetylen produceras där. Etan är flytande vid Titans yttemperaturer, medan acetylen befinner sig i fast form. Om etanet har regnat ner till marken ända sedan solsystemet bildades, skulle det räcka till ett kolvätehav som är några kilometer djupt.

Liksom socker löses upp i vatten löses metan upp i flytande etan. Det upplösta metanet förångas inte lika lätt. Så skulle en metanreservoar kunna finnas på Titans yta i form av en ocean med kanske 25-60 procent etan och resten i huvudsak metan blandat med litet kväve. Med tanke på alla de olika kolväte- och nitrilprodukter som singlar ner från Titans himmel, borde det ligga ett kilometertjockt lager av sumpig tjära på Titans yta. Mer om det får vi veta i februari 2005, då landaren Huygens stiger ner på Titans yta.

En flytande etan-metanocean tilllåter att de från atmosfären nedfallande kemiska produkterna delvis löses upp och på så vis skyddas från vidare sönderdelning av de energikällor som en gång bildade dem.

Ammoniak i stället för vatten

Under den sumpiga tjäran bör Titans yta till största delen bestå av en frusen blandning av vatten och ammoniak. Ett par hundra kilometer under ytan kan eventuellt också finnas en flytande ocean av vatten och ammoniak, liknande den stora vattenocean som man tror göms under den kilometertjocka isen på Jupiters måne Europa. Detta vet vi dock mycket litet om.

Det kan hända att Titan understundom får ta emot stora komet- och meteoritnedslag som smälter ytan. Även isvulkaner som spyr stora mängder vatten ut i atmosfären kan möjligen förekomma. Tillfällig aktivitet av vulkaner eller meteoriter skulle tidvis kunna hetta upp den frysta vattenisen vid ytan och på så sätt medge en mer komplicerad syrebaserad organisk kemi. Sådant har man dock hittills inte sett några spår av. Men det finns en annan möjlighet, som nyligen presenterades av den franske forskaren François Raulin vid universitetet i Paris.

Vattenisen kan innehålla upp till 30 procent ammoniak från tiden då Titan bildades i solsystemets begynnelse. Det kan alltså finnas ganska stora mängder ammoniak löst i Titans etan-metanhav.

Samtidigt är ammoniak och vatten ganska lika till sin uppbyggnad – båda molekylerna är osymmetriska och polära. Ammoniak i Titans etan-metanhav skulle kunna spela en liknande roll för uppkomsten av liv som vatten tros ha gjort under jordens unga år. Det skulle alltså teoretiskt vara möjligt att sätta i gång livets kemiska maskineri och konstruera ett slags falsk biokemi, där vatten byts ut mot ammoniak. Om detta verkligen har skett på Titan vet vi inte. Det kanske mätningarna från rymdfarkosten Cassini/Huygens kan utvisa när den når Titan i oktober i år.