Titan har metanregn og metanelver

Av Erik Tronstad

I øvre halvdel av denne mosaikken ses et nettverk av forgreininger, som er avløpssystemer for flytende metan. Disse elveleiene munner ut i et stort, mørkt og slett område, for tiden en uttørket sjøbunn. (ESA/NASA/JPL/University of Arizona)

Det er en av konklusjonene forskerne mener det er grunnlag for å trekke, ut fra observasjonene Huygens gjorde, da kapselen landet på Saturn-månen Titan 14. januar 2005 (se Huygens med historisk Titan-landing (eRomfart 2005-010)). Dermed bekreftes en av spekulasjonene forskere har kommet med i to-tre tiår, om forholdene på Titan. Dette kom frem på en pressekonferanse ESA holdt i går, der nye resultater fra Huygens ble presentert.

På pressekonferansen ble det også opplyst at man antakelig har greid å motta nær alle data fra Huygens kanal A, som Cassini ikke lyttet på (se Menneskelig feil bak tap av Huygens-data (eRomfart 2005-011)). Mer om det lenger ned.

Foreløpige analyser av bilder og andre data fra Huygens viser at Titan har en meteorologi og geologi med sterke likhetstrekk til Jordens, men der helt andre stoffer inngår.

Den lyse, langstrakte strukturen omtrent midt i bildet kan være et område der vannis er blitt presset ut på overflaten. De korte, mørke «kanalene» kan være blitt dannet fra «kilder» eller «oppkommer» av flytende metan, istedenfor av metanregn. (ESA/NASA/JPL/University of Arizona)

Vi har allerede sett bilder som på overflaten viser klare tegn til nettverk av elveleier (se Huygens med historisk Titan-landing (eRomfart 2005-010)). Dette er utløpssystemer for væske, som strømmer fra høyereliggende, lyse områder til lavereliggende, flatere og mørkere områder. Disse utløpssystemene fletter seg sammen til elveleier, som renner ut i sjøbunner. Utenfor kysten av disse ses flere steder «øyer», «skjær» eller «grunner», som er bemerkelsesverdig like tilsvarende strukturer på Jorden.

Dette er klare geologiske spor etter nedbør, erosjon, mekanisk abrasjon (avsliping) og væskestrømmer. Sporene sier tydelig at de fysiske prosessene som former Titan, i stor grad er de samme som former Jorden. På Titan er det imidlertid en helt annen kjemi enn på Jorden.

Her på Jorden er det forskjellige silikater (bergarter) som utgjør den ytre, faste delen av jordskorpen. Vann er det stoffet som forekommer i gassform, flytende form (væskeform) og fast form. Vann fordamper fra havene og danner skyer. Skyene avkjøles, vanndampen i dem kondenserer ut til vanndråper, som faller som regn. Nedbør over fast land siger ned til små bekker, større bekker, til elver og til slutt ut i havet, der det igjen fordamper. Underveis vasker vannet med seg mange stoffer fra jorden det renner gjennom.

Overflatetemperaturen på Titan er om lag -180 °C. Ved den temperaturen er vannis hard som stål. Vannis er der «bergarten» som den faste overflaten består av. Vann på Titan innehar dermed omtrent den samme rollen som silikater på Jorden.

Rundt -180 °C kan metan (CH₄) opptre både i gassform og i flytende form. I en atmosfære som i hovedsak består av nitrogen, kan det dannes skyer av metan. Der kan metanet kondensere ut og regne ned på Titan-overflaten.

De lyse strukturene på dette bildet kan være «øyer», som hever seg opp over den uttørkede sjøbunnen rundt. «Øyene» kan være blitt dannet ved at flytende metan har erodert bort landskapet rundt dem. (ESA/NASA/JPL/University of Arizona)

Flytende metan som treffer Titan-overflaten, renner nedover. Underveis danner det metanbekker, som renner sammen til metanelver. De fortsetter nedover til de store, mørke sjøbunnene som Huygens-bildene viser. Metan på Titan innehar dermed omtrent den samme rollen som vann på Jorden.

Data fra Huygens viser at nitrogen er den dominerende bestanddelen høyt i Titan-atmosfæren. Etter hvert som Huygens kom lenger nedover i atmosfæren, økte andelen av metan.

Huygens-forskerne peker på at det samme skjer med vanndamp i jordatmosfæren. Her forekommer vanndamp bare i de nedre delene av atmosfæren. Årsaken er at det er en «kuldefelle» oppe i jordatmosfæren. Fra bakken synker temperaturen med økende høyde, opp til en viss høyde. Derfra og videre oppover øker temperaturen igjen. Vanndampen «fanges» i den delen av jordatmosfæren som ligger under dette temperaturminimumet.

Tilsvarende er tilfelle for metan i Titan-atmosfæren.

Ned mot Titan-overflaten økte andelen av metan med om lag 30 % i de siste tre minuttene før landing. Denne metangassen må, ifølge Huygens-forskerne, komme fra Titan-overflaten. Det må igjen bety at metan forekommer i flytende form meget nær overflaten, kanskje på den. Dog gjorde Huygens ingen direkte observasjoner av metandammer eller metansjøer.

Voyager observerte en rekke hydrokarboner i Titan-atmosfæren, som etan (C₂H₆), propan (C₃H₈), etylen (C₂H₄), diacetylen (C₄H₂) og metylacetylen (C₃H₄). Alle disse litt mer komplekse molekylene produseres gjennom den virkningen sollys har på metan.

Vel så spennende var det at Voyager påviste nitrogenforbindelser som hydrogencyanid (HCN), cyanogen (C₂N₂) og cyanoacetylen (HC₃N). Hydrogencyanid er en nøkkelkomponent i levende organismer. Stoffet spiller en fundamental rolle i den kjemiske syntesen av aminosyrer og basene i nukleinsyrer. (Nukleinsyrer deles i to hovedgrupper, DNA og RNA.) At hydrogencyanid finnes på Titan, betyr imidlertid ikke at det er liv der.

At nitrogenhydrogenforbindelser kan eksistere på Titan, skyldes de betydelige mengdene av både nitrogen og hydrokarboner. I Solsystemet er Titan helt unik, ved at kloden har betydelige mengder av alle disse byggesteinene for komplekse organiske forbindelser. På kjempeplanetene (Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun) er nitrogen bundet til hydrogen i form av ammoniakk (NH₃). Der finnes det derfor ikke nitrogen som kan brukes til å danne betydelige mengder av de mer komplekse stoffene vi finner på Titan.

Huygens har formodentlig observert enda flere kjemiske forbindelser enn disse. Instrumentene om bord vil antakelig også gi en betydelig bedre bestemmelse av mengdene av disse forbindelsene på Titan. Det er imidlertid en meget omfattende prosess å analysere disse dataene. Derfor vil det nok gå lang tid før forskerne kan fortelle oss hva Huygens har målt av slike stoffer.

Hydrokarboner og nitrogenhydrogenforbindelser er tunge molekyler. Før eller senere avsettes de fra atmosfæren og ned på Titan-overflaten. Forskerne mener at de mørke områdene som ses på bildene av Titan, er dekket av hydrokarboner. De lyse områdene er omtrent fri for hydrokarboner.

Metanregnet, som treffer overflaten, vasker ut og fører med seg hydrokarboner, fra høyere til lavere strøk. Slik «vaskes» høyereliggende områder, som består av vannis, rene for mørke hydrokarboner. Derfor fremstår høyereliggende områder som lyse på bilder av Titan.

Basert på stereobilder fra Huygens kunne man anslå høyden på en av åsryggene. Den er om lag 100 m høy.

En del av de mørke hydrokarbonene avsettes igjen i de mange elveleiene, som ses på bildene fra Huygens. Det er grunnen til at elveleiene fremstår som mørke. I gjennomsnitt reflekterer de mørke hydrokarbonene bare 10-12 % av lyset som treffer dem. Det er omtrent like mørkt som asfalt.

Idet Huygens landet, ser det ut som om elveleiene var tørre. Forskerne mener imidlertid at det forholdsvis nylig må ha vært metanregn i landingsområdet. Om «nylig» betyr for noen døgn siden, noen uker siden eller noen måneder siden, vet man ikke.

Den hvite sirkelen nede til høyre angir området hvor man mener Huygens landet på Titan. (ESA/NASA/JPL/University of Arizona)

Da Huygens landet, var det med et slags dumpt «plask». Overflatematerialet på landingsstedet har, ifølge forskerne, egenskaper som likner på gjørme. Gjørme i jordisk forstand er det dog ikke. Under en tynn, fast skorpe er det et lag som likner på våt sand eller gjørme, hva egenskaper angår. Forskerne antar at det under den tynne overflateskorpen er en «smørje» av ulike hydrokarboner. Konsistensen denne har, tyder på at det ikke kan være så lenge siden det var nedbør i området.

Selv om det forholdsvis nylig har vært nedbør i Huygens' landingsområde, ser man ingen tegn til åpne metandammer på overflaten. Likeledes var alle elveleiene i området helt tørre, da Huygens landet.

Dette er fenomener som er velkjente fra områder på Jorden med typisk tørketid og regntid. Elvefar, bekkeleier og vanndammer kan her tørke helt ut deler av året. Når det er regntid, flommer de over av vann.

Det må også sterkt fremheves at man med Huygens bare har fått detaljdata fra et lite område av Titan. Man skal være svært forsiktig med å trekke globale slutninger ut fra observasjonene av dette området. Det er en tabbe forskere har gjort før.

Et eksempel på dette er den første utforskningen av Mars med romfartøyer. Alle de tre første romfartøyene til Mars (Mariner 4 i 1965 og Mariner 6 og 7 i 1969) passerte forbi planeten og fikk bare tatt noen få bilder av en liten del av Mars-overflaten. Felles for alle bildene var at de viste et gold, dødt, måneliknende landskap med mange kratere. Slutningen man trakk av disse observasjonene var at Mars var en død og kjedelig planet.

I november 1971 ble Mariner 9 det første romfartøy som ble plassert i bane rundt Mars, faktisk det første romfartøy i bane rundt noen annen planet enn Jorden. Omsider kunne man starte en global kartlegging av planeten. Resultatet var historisk, en total omveltning og revolusjon i synet på Mars og dens historie. Mariner 9 sendte tilbake bilder av enorme vulkaner, kolossale sprekkdaler og strukturer som mest av alt så ut som uttørkede elveleier. Sjelden har ett eneste romfartøy så til de grader snudd oppned på tidligere forestillinger.

På bilder Huygens tok etter landingen, ses steinliknende legemer på overflaten. Spektra av dem viser klart at de er klumper av «skitten» vannis, ikke steiner bestående av silikater.

Skitne isklumper på Jorden har gjerne innbakt sand eller tilsvarende stoffer av silikater. På Titan er det ikke sand som spiller rollen som skitt i isklumpene, men hydrokarboner. Skitne isklumper på Titan er følgelig isklumper som er innbakt med hydrokarboner.

Isklumpene nær Huygens har klart avrundede former. Forskerne mener det viser at de har vært utsatt for væskestrømmer, analogt med at steiner på Jorden over tiden avrundes av vann. Dette indikerer at Huygens kom ned på et sted hvor det tidvis strømmer en flytende substans, i dette tilfellet metan.

En mosaikk over Huygens' landingsområde, satt sammen av bilder tatt med et instrument i Cassini. Huygens landet innenfor den røde sirkelen, i et grenseområde mellom mørke og lyse områder. Størrelsen på sirkelen angir synsfeltet som Huygens' kameraer hadde fra 20 km høyde. Langs den horisontale aksen er avsatt vestlig lengde, langs den vertikale «geografisk» bredde. (NASA/JPL)

Observasjoner Huygens gjorde av grunnstoffet argon-40 i Titan-atmosfæren tyder på at det har vært vulkansk aktivitet der. Det er imidlertid ikke lava som har strømmet ut av Titan-overflaten, men vannis og ammoniakk.

Huygens' ferd ned gjennom Titan-atmosfæren var mer urolig og «slingrete» enn man hadde forventet på forhånd. Mens instrumentkapselen passerte gjennom dislag i den øvre delen av Titan-atmosfæren, var den vippet minst 10-20° til siden. Under dislaget hadde den en mer stabil stilling, med en vinkel på mindre enn 3°.

Ennå vet man ikke nøyaktig hvorfor deler av ferden var så «slingrete». Dog har man mistanke om at det var en endring i vindforholdene om lag 25 km over overflaten.

I den nedre delen av atmosfæren sank Huygens nedover med en hastighet på omtrent 5,4 m/s (20 km/h). Sidelengs lå hastigheten rundt 1,5 m/s (5,4 km/h).

På forhånd antok forskerne at Huygens ville være under dislagene og ha noenlunde klar sikt nedover et sted mellom 70 km og 50 km høyde. Huygens måtte imidlertid helt ned til 30 km, før kapselen var under dislagene.

På ESAs pressekonferanse i går ble det opplyst at hovedfallskjermen til Huygens foldet seg ut klokken 10.10.24 norsk tid 14. januar 2005. Stabiliseringsfallskjermen foldet seg ut klokken 10.25.21. Huygens landet klokken 12.38.11 og Cassini mottok data fra Huygens inntil klokken 13.50.54. Med andre ord mottok Cassini data fra Huygens i vel 1 time og 12 minutter etter at Huygens hadde landet.

De oppgitte klokkeslettene er da hendelsene skjedde ved Huygens, ute ved Titan. Radiosignalene fra disse hendelsene nådde Jorden omtrent 1 time og 7 minutter senere.

I løpet av de 3 timer og 44 minutter som Cassini mottok data fra Huygens, kom det over en datamengde på over 474 Mbit (rundt 60 MB).

Huygens sendte dataene sine til Cassini på to uavhengige radiokanaler, A og B. Ved en feil lyttet Cassini bare på kanal B. Alle data på kanal A, blant dem 350 bilder, ble derfor aldri mottatt av Cassini og ble ansett som tapt (se Menneskelig feil bak tap av Huygens-data (eRomfart 2005-011)).

Nå ser det ut til at mesteparten av disse dataene kanskje likevel er berget. Det opplyste en oppglødd Jean-Pierre Lebreton, ESAs vitenskapelige leder for Huygens, på pressekonferansen i går.

Da Huygens sank ned gjennom Titan-atmosfæren, var flere radioteleskoper på Jorden rettet mot Titan. Håpet var at de kunne observere dopplerforskyvninger i bærebølgene fra Huygens' radiosendere. Dataene skulle brukes til å rekonstruere Huygens' bane og fartsendringer ned gjennom Titan-atmosfæren (se Planene for Huygens ved Titan (eRomfart 2005-006)). Man antok at radiosignalene fra Huygens på Jorden ville være så svake at radioteleskoper her ikke ville kunne registrere selve dataene fra Huygens, bare bærebølgene.

Lebreton kunne i går opplyse at man har mottatt fabelaktige data på det han kalte «kanal C». Med «kanal C» siktet han til de 18 radioteleskopene, spredt rundt hele kloden, som observerte Huygens. Foreløpige analyser av noen av disse dataopptakene tyder på at man faktisk her nede har greid å registrere det meste av datastrømmen fra Huygens' kanal A.

Dataene fra disse radioteleskopene er digitalt lagret. De må samkjøres og analyseres meget grundig, før man får et bedre inntrykk av hvor mye data fra kanal A man faktisk har. Dette arbeidet vil i hvert fall ta mange uker. I beste fall kan det tenkes at man kan greie å få ut de fleste eller alle de om lag 350 bildene fra kanal A, som Cassini aldri mottok.