Titán | |
---|---|
A Szaturnusz műholdja | |
Titán természetes színekben ( Cassini kép ) | |
Felfedező | Christian Huygens |
nyitás dátuma | 1655. március 25 |
Orbitális jellemzők | |
Főtengely | 1 221 870 km [1] |
Különcség | 0,0288 [1] |
Keringési időszak | 15 945 nap [1] |
Orbitális dőlésszög | 0,34854° [1] |
Növekvő csomóponti hosszúság | 28,758 [1] ° |
periapszis érv | 179,920 [1] ° |
Átlagos anomália | 163,308 [1] ° |
fizikai jellemzők | |
Átmérő | 5152 km [2] |
Felszíni terület | 83 millió km² [2] |
Súly | 1,3452⋅10 23 kg [2] |
Sűrűség | 1,8798 g/cm³ [2] |
A gravitáció gyorsulása | 1,352 m/s² |
Első menekülési sebesség ( v 1 ) | 1,867 km/s |
Második menekülési sebesség ( v 2 ) | 2,639 km/s |
Egy tengely körüli forgási periódus | szinkron forgás a Szaturnuszhoz képest |
Dönthető forgástengely | hiányzó |
Albedo | 0,22 [3] |
Felületi hőmérséklet | 93,7 K (-179,5 °C) [4] |
Légkör | nitrogén - 98,4%, metán - 1,6%; nyomás - 146,7 kPa [5] [6] (1,5-szer nagyobb, mint a földön) |
Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon | |
Információ a Wikidatában ? |
A Titán ( ógörögül Τιτάν ) a Szaturnusz legnagyobb műholdja, a Naprendszer második legnagyobb műholdja (a Jupiter Ganümédész műholdja után ), az egyetlen test a Naprendszerben, kivéve a Földet , amelyen a folyadék stabilan létezik. a felszín bizonyítottan [7] [8] , és a bolygó egyetlen sűrű légkörű műholdja.
A Titán lett a Szaturnusz első ismert műholdja – 1655-ben Christian Huygens holland csillagász fedezte fel [9] .
A Titán átmérője 5152 km (ez 1,48-szor nagyobb, mint a Holdé ), míg a Titán tömege 80%-kal nagyobb, mint a Föld műholdja. A Titán méretében is felülmúlja a Merkúr bolygót , bár tömegét tekintve kisebb. A rá ható gravitációs erő megközelítőleg egyhetede a földinek. A Titán tömege a Szaturnusz összes holdja tömegének 95%-a.
A Titán felszíne elsősorban vízjégből és üledékes szerves anyagokból áll . Geológiailag fiatal és többnyire lapos, kivéve néhány sziklaképződményt és krátert , valamint néhány kriovulkánt . A Titánt körülvevő sűrű légkör sokáig nem tette lehetővé a műhold felszínének láthatóságát – egészen a Cassini-Huygens készülék 2004-es megérkezéséig.
A légkör túlnyomórészt nitrogénből áll ; kis mennyiségű metán és etán is található , amelyek a helyi óceánt és a felhőket alkotják , amelyek folyékony és esetleg szilárd csapadék forrásai. A felszínen metán-etán tavak és folyók találhatók. A felszín közelében a nyomás körülbelül másfélszerese a földi légkör nyomásának. A felületi hőmérséklet mínusz 170-180 °C.
Az alacsony hőmérséklet ellenére a Titánt a fejlődés korai szakaszában lévő Földhöz hasonlítják, és nem zárható ki, hogy a műholdon a legegyszerűbb életformák létezése is lehetséges; különösen a föld alatti tározókban, ahol a körülmények sokkal kényelmesebbek lehetnek, mint a felszínen [10] [11] .
A Titánt 1655. március 25-én fedezte fel Christian Huygens holland fizikus, matematikus és csillagász [12] . Galilei példáján ihlette Huygens testvérével, Konstantinnal együtt egy 57 mm-es rekesznyílású és több mint 50-szeres nagyítási tényezővel rendelkező teleszkópot [13] .
Ezzel a távcsővel Huygens megfigyelte a Naprendszer bolygóit - a Marsot , a Vénuszt , a Jupitert és a Szaturnuszt . Ez utóbbiban a tudós egy fényes testet vett észre, amely 16 nap alatt teljes forradalmat hajtott végre a bolygó körül. Négy fordulat után, 1655 júniusában, amikor a Szaturnusz gyűrűinek a Földhöz képest alacsony volt a dőlése, és nem zavarták a megfigyelést, Huygens végül meggyőződött arról, hogy felfedezte a Szaturnusz műholdját. Huygens a felfedezését anagrammaként admovere oculis distantia sidera nostris, vvvvvvcccrrhnbqx kódolta , amely egy sort tartalmaz Ovidius Fastijából [14] , Huygens ezt az anagrammát küldte el John Vallisnak 1655. június 13-án kelt levelében. Huygens Wallisnak írt, 1656. március 13-án kelt levelében megadta az anagramma dekódolását: lat. Saturno luna sua circumducitur diebus sexdecim horis quatuor (A műhold 16 nap és 4 óra alatt kering a Szaturnusz körül) [15] . Ez volt a második holdfelfedezés a távcső feltalálása óta, 45 évvel azután, hogy Galilei felfedezte a Jupiter négy legnagyobb holdját.
A műhold több mint két évszázadon át gyakorlatilag névtelen maradt, Huygens az új égitestet egyszerűen Saturni Lunának ( latinul „Szaturnusz holdja” ) nevezte. Egyes csillagászok "Huygens-i Holdnak" vagy egyszerűen "Huygheni-nek" nevezték. Miután Giovanni Cassini további négy Szaturnusz-műholdat fedezett fel , a csillagászok a titánt Saturn IV -nek kezdték nevezni , mivel az a bolygó negyedik pozíciójában volt [16] . 1789 után ezt az elnevezési technikát eltörölték az új műholdak felfedezése kapcsán, amelyek egy része közelebb került a bolygóhoz, mint a már ismertek.
A "Titán" nevet azután kezdték használni, hogy 1847-ben megjelent John Herschel (a Mimast és Enceladust felfedező William Herschel fia ) cikke "A Jóreménység-fokon végzett csillagászati megfigyelések eredményei". Ebben a cikkben a csillagász azt javasolta, hogy a Szaturnusz akkor ismert hét műholdját Kronos (a római Szaturnusz isten görög analógja ) nővéreiről és fivéreiről nevezzék el [17] .
A Titán pályájának sugara 1 221 870 km [1] (20,3 a Szaturnusz sugara). Így a Titán a Szaturnusz gyűrűin kívül van , amelyek közül a legkülső (E) körülbelül 750 000 km-re található. A két legközelebbi műhold pályája 242 000 km-rel távolabb van a Szaturnusztól ( Hyperion ), és 695 000 km-rel közelebb van a bolygóhoz ( Rhea ). A Titán és a Hyperion pályája 3:4 arányú orbitális rezonanciát alkot. A Titán négy fordulatot tesz meg a Szaturnusz körül, míg a Hyperion csak hármat [18] .
A Titán 5,57 km/s átlagsebességgel 15 nap, 22 óra és 41 perc alatt tesz meg egy teljes körforgást a bolygó körül . A műhold pályájának excentricitása 0,0288 [1] [19 ] . A pálya síkja 0,348°-kal tér el a Szaturnusz egyenlítőjétől és a gyűrűk síkjától [2] .
A Holdhoz és a Naprendszer sok más bolygóholdjához hasonlóan a Titán is szinkronban forog a bolygóhoz képest, ami az árapály befogása eredménye . Vagyis a tengelye körüli forgás és a Szaturnusz körüli keringés periódusai egybeesnek, és a műhold mindig ugyanazzal az oldallal fordul a bolygó felé. A hosszúságot az oldal közepén áthaladó meridiántól mérjük [20] .
A Szaturnusz forgástengelyének dőlése 26,73°, ami biztosítja az évszakok váltakozását a bolygón és a déli és északi féltekén lévő műholdain. Minden évszak körülbelül 7,5 földi évig tart, miközben a Szaturnusz körülbelül 30 év alatt teszi meg a Nap körüli pályáját . A Titán forgástengelye, merőleges a pályája síkjára, szinte együtt irányul a Szaturnusz forgástengelyével. Az utolsó nyár a Titán déli féltekén 2009 augusztusában ért véget.
A Szaturnusz és a Titán tömegközéppontja 4227-szeres tömegfölénye miatt mindössze 30 km-re [21] található a Szaturnusz középpontjától, így a műhold befolyása a bolygó mozgására elhanyagolható.
A Titán átmérője 5152 km, és a Naprendszer második legnagyobb holdja a Jupiter Ganymedes holdja után .
A csillagászok sokáig úgy vélték, hogy a Titán átmérője 5550 km, ezért a Titán nagyobb, mint a Ganymedes, de a Voyager 1 készülék által végzett tanulmány sűrű és átlátszatlan légkör jelenlétét mutatta ki, ami megnehezítette a pontos meghatározását. az objektum mérete [22] .
A Titán átmérője, valamint sűrűsége és tömege hasonló a Jupiter műholdakéhoz - Ganymedes és Callisto [23] . A titán körülbelül 50%-kal nagyobb, mint a Hold (sugarában), térfogata 3,24-szerese, tömege pedig 80%-kal nagyobb. Ezenkívül a Titán nagyobb, mint a Merkúr bolygó , bár tömegében kisebb. A gravitációs gyorsulás 1,352 m/s² , ami azt jelenti, hogy a gravitáció körülbelül egyhetede a földi gravitációnak ( 9,81 m/s² ), és lényegesen alacsonyabb, mint a Holdon (1,62 m/s²).
A Titán átlagos sűrűsége 1,88 g/cm³ , ami a legnagyobb sűrűség a Szaturnusz holdjai között. A Titán a Szaturnusz összes holdja tömegének több mint 95%-át teszi ki.
Még nem sikerült véglegesen megválaszolni azt a kérdést, hogy a Titán a Szaturnusznál közös porfelhőből alakult-e ki, vagy különállóan alakult-e ki, és később a bolygó gravitációja elfogta . Ez utóbbi elmélet lehetővé teszi a műholdak közötti ilyen egyenlőtlen tömegeloszlás magyarázatát [24] .
A Titán elég nagy égitest ahhoz, hogy fenntartsa a belső mag magas hőmérsékletét, ami geológiailag aktívvá teszi.
A Merkúrhoz és a Ganymedeshez hasonló méretekkel a Titán kiterjedt, több mint 400 km vastag légkörrel rendelkezik. [25] [26] A Titán légkörének jelenleg 95%-a nitrogéntartalmú, és másfélszer nagyobb nyomást gyakorol a felszínre, mint a Föld légköre. [27] [28] . A metán jelenléte a légkörben fotolízis folyamatokhoz vezet a felső rétegekben, és több réteg szénhidrogén „ szmog ” kialakulásához vezet, ezért a Titán az egyetlen olyan műhold a Naprendszerben , amelynek felszíne nem figyelhető meg az optikai rendszerben. hatótávolság.
Nincs egyetértés a légkör eredetét illetően. Többféle változat létezik, de mindegyiknek komoly ellenérvei vannak [29] .
Tehát az egyik elmélet szerint a Titán légköre kezdetben ammóniából (NH 3 ) állt, majd a műhold gáztalanítása megindult a főleg 260 nm alatti hullámhosszú ultraibolya napsugárzás hatására [30] [31] ; ez oda vezetett, hogy az ammónia elkezdett atomi nitrogénre és hidrogénre bomlani, amelyek nitrogén (N 2 ) és hidrogén (H 2 ) molekulákká egyesültek . A nehezebb nitrogén a felszínre hullott, a könnyebb hidrogén pedig a világűrbe távozott , mivel a Titán alacsony gravitációja nem képes megtartani ezt a gázt, és ez a gáz felhalmozódásához vezet a légkörben [31] . Ennek az elméletnek a kritikusai azonban rámutatnak, hogy egy ilyen folyamathoz az szükséges, hogy a Titán viszonylag magas hőmérsékleten képződjön, amelyen a műholdat alkotó anyagok sziklás magra és fagyott jeges felső rétegre válhatnak szét . A Cassini szonda megfigyelései azonban azt mutatják, hogy a Titán anyaga nem oszlik ennyire egyértelműen rétegekre [29] .
Egy másik elmélet szerint a nitrogén a Titán kialakulása óta megmaradhatott, de ebben az esetben sok argon -36 izotópnak is kell lennie a légkörben, ami szintén része volt a gázoknak a protoplanetáris korongban, ahonnan a létrejöttek a Naprendszer bolygói és műholdai. A megfigyelések azonban azt mutatták, hogy ebből az izotópból nagyon kevés van a Titán légkörében [29] .
A Nature Geoscience folyóiratban 2011. május 8-án tettek közzé egy másik elméletet, amely arra utal, hogy a Titán légkörét intenzív üstökösbombázás alakította ki körülbelül négymilliárd évvel ezelőtt. Az ötlet szerzői szerint a nitrogén ammóniából üstökösöknek a Titán felszínével való ütközésekor keletkezett; egy ilyen „baleset” nagy sebességgel történik, és az ütközés helyén meredeken emelkedik a hőmérséklet, és nagyon nagy nyomás is keletkezik. Ilyen körülmények között kémiai reakció lejátszódhat. Elméletük tesztelésére a szerzők egy fagyott ammóniás célpontra lőttek arany- , platina- és rézlövedékekkel lézerfegyverekkel . Ez a kísérlet azt mutatta, hogy becsapódáskor az ammónia hidrogénre és nitrogénre bomlik. A tudósok számításai szerint a Titán intenzív üstökösbombázása során körülbelül 300 kvadrillió tonna nitrogénnek kellett volna képződnie, ami szerintük teljesen elegendő a Titán légkörének kialakításához [29] [32] .
A Titán légkörében a kezdeti jellemzőihez viszonyított veszteségek modern becslései a 15 N és 14 N nitrogénizotópok arányának elemzése alapján készültek . A megfigyelések szerint ez az arány 4-4,5-szeres. magasabb, mint a Földön. Ezért a Titán atmoszférájának kezdeti tömege körülbelül 30-szor nagyobb volt, mint a jelenlegi, mivel a gyengébb gravitáció miatt a 14 N könnyű nitrogén izotóp gyorsabban veszendő el melegítés és sugárzás hatására történő ionizáció hatására, és 15 N felhalmozódik . [33] .
A Titán légkörének határa körülbelül 10-szer magasabb, mint a Földön [25] [26] . A troposzféra határa 35 km-es magasságban található. Egy kiterjedt tropopauza egészen 50 km -es magasságig terjed , ahol a hőmérséklet szinte állandó marad, majd a hőmérséklet emelkedni kezd. A minimális hőmérséklet a felszín közelében -180 °C, a magasság növekedésével a hőmérséklet fokozatosan emelkedik, és a felszíntől 500 km-re eléri a -121 °C-ot. A Titán ionoszférája bonyolultabb szerkezetű, mint a Földé, fő része 1200 km-es magasságban található. Meglepetés volt, hogy a Titánon létezett az ionoszféra második, alsó rétege, amely 40 és 140 km között terül el (maximális elektromos vezetőképesség 60 km magasságban) [25] .
A Naprendszerben csak a Föld és a Titán sűrű atmoszférájú, főleg nitrogénből álló testek találhatók (a Triton és a Plútó is ritka nitrogénatmoszférával rendelkezik ). A Titán atmoszférája 98,4%-ban nitrogénből [5] és körülbelül 1,6%-ban argonból és metánból áll , amelyek főleg a felső légkörben vannak túlsúlyban, ahol koncentrációjuk eléri a 43%-ot. Nyomokban található még etán , diacetilén , metilacetilén , cianoacetilén , acetilén , propán , széndioxid , szénmonoxid , cián , hélium [5] . Gyakorlatilag nincs szabad oxigén .
Mivel a Titán nem rendelkezik jelentős mágneses mezővel , légkörét, különösen a felső rétegeket erősen befolyásolja a napszél . Ezenkívül kozmikus sugárzásnak és napsugárzásnak is ki van téve, amelyek hatására, különösen az ultraibolya sugárzás hatására, a nitrogén- és metánmolekulák ionokká vagy szénhidrogéngyökökké bomlanak . Ezek a fragmensek viszont nitrogén- vagy szénvegyületek komplex szerves vegyületeit képezik , beleértve az aromás vegyületeket (például benzolt ) [36] . Poliin , egy konjugált hármas kötéssel rendelkező polimer, szintén képződik a felső légkörben .
A szerves vegyületek, beleértve a nitrogénatomokat is, narancssárga színt adnak a Titán felszínének és a légkörnek [37] (különösen ez az ég színe a felszínről nézve) [38] . A Nap hatására az összes metán 50 millió év alatt átalakulna (a Naprendszer korához képest nagyon rövid idő), de ez nem történik meg. Ez azt jelenti, hogy a légkörben lévő metánkészletek folyamatosan feltöltődnek [34] . A metán egyik lehetséges forrása a vulkáni tevékenység lehet [8] [39] .
A szél a Titán felszíne közelében általában meglehetősen gyenge, és körülbelül 0,3 m/s [40] , alacsony magasságban a szél iránya megváltozott. 10 km feletti magasságban a Titán légkörében folyamatosan elég erős szél fúj [41] . Irányuk egybeesik a műhold forgási irányával, és a sebesség a magassággal 10-30 km magasságban másodpercenként több méterről 50-60 km magasságban 30 m/s - ra nő , ami a kialakulásához vezet. forgáskülönbség [ 40] . Több mint 120 km-es magasságban erős turbulencia zajlik - ennek jeleit még 1980-1981-ben vették észre, amikor a Voyager űrszonda átrepült a Szaturnusz rendszeren . A meglepetés azonban az volt, hogy a Titán légkörében körülbelül 80 km-es magasságban nyugalmat regisztráltak - sem a 60 km alatt fújó szelek, sem a kétszer olyan magasan megfigyelt turbulens mozgások nem hatolnak be ide. A mozgások ilyen furcsa elhalványulásának okait még nem lehet megmagyarázni [42] .
A Titánon és a Földön azonban időről időre viharok alakulnak ki [43] . A felület felmelegítése a napsugarak hatására felfelé ívelő áramot hoz létre a légkörben, ami erőteljes konvekciót, a nedvesség mozgását és a felhők kondenzációját okozza.
A Földdel ellentétben az erős felhők a Titánon sokkal jobban eltolódnak a szélességi fokon az évszakok változásával, míg a Földön csak kis mértékben mozognak északra vagy délre.
A Huygens apparátus leereszkedése során gyűjtött adatok alapján a szél sebességéről különböző magasságokban modellt készítettek a légköri tömegek mozgására a Titánon. A kapott eredmények szerint a Titán légköre egy óriási Hadley-sejt [44] . A meleg légtömegek a nyár folyamán felszállnak a déli féltekére, és az északi pólusra kerülnek, ahol lehűlnek, és alacsonyabb magasságban visszatérnek a déli féltekére. Körülbelül 14,5 évente történik változás a keringés irányában [45] .
A konvekciós folyamatok modellje: a műhold légkörében két fő jelenség van - az úgynevezett Kelvin-hullámok hatása (amelyek a közeg rétegei közötti Kelvin-Helmholtz-féle instabilitás eredményeként jönnek létre ) és a globális ferde áramok a közeg rétegei között. északi féltekétől délig [46] .
A Földhöz hasonlóan a Titánnak is vannak évszakai. Ahogy a Szaturnusz és műholdjai a Nap körül mozognak , a Titán évszakai fokozatosan felváltják egymást.
A Titán felszínén a hőmérséklet átlagosan –180 °C [47] . A sűrű és átlátszatlan légkör miatt [48] a pólusok és az egyenlítő közötti hőmérsékletkülönbség mindössze 3 fok. Az ilyen alacsony hőmérsékletek és magas nyomások ellensúlyozzák a vízjég olvadását, és alig vagy egyáltalán nem hagynak vizet a légkörben.
A légkör magas rétegei sok metánt tartalmaznak; üvegházhatáshoz kellett volna vezetnie, és ennek következtében a műhold hőmérsékletének növekedéséhez. A szerves molekulákból álló narancssárga köd azonban, amely az alsó légkörben mindenütt jelen van, jól elnyeli a napsugárzást és továbbítja a felszínről az infravörös sugárzást, ami üvegházhatást gátló hatáshoz vezet, és körülbelül 10 fokkal hűti a felületet [49] .
Felhősödés és csapadékA metán több tíz kilométeres magasságban felhőkké kondenzálódik . A Huygens által nyert adatok szerint a metán relatív páratartalma a felszínen lévő 45%-ról 8 km-es magasságban 100%-ra emelkedik (ebben az esetben a metán teljes mennyisége éppen ellenkezőleg csökken) [50] . 8-16 km magasságban a műhold felszínének felét beborító, folyékony metán és nitrogén keverékéből álló, nagyon ritka felhőréteg terül el. Ezekből a felhőkből folyamatosan gyenge szitálás hull a felszínre, amit párolgás kompenzál.
2006 szeptemberében a Cassini egy hatalmas felhőt észlelt 40 km-rel a Titán északi sarka felett. Bár ismert, hogy a metán felhőket képez, ebben az esetben ez a képződmény nagy valószínűséggel etánból állt, mivel a rögzített részecskék mérete mindössze 1-3 μm volt, és ezen a magasságon az etán képes lecsapódni. Decemberben a Cassini ismét felhőtakarót talált a pólus felett, metánt, etánt és egy másik szerves vegyületet találtak a kompozícióban. A felhő átmérője elérte a 2400 km-t, és az eszköz következő repülése során is megfigyelték egy hónap múlva [51] . A tudósok szerint ebben az időben metán-etán eső vagy hó esett a műhold pólusán (ha a hőmérséklet elég alacsony); az északi szélességi körök lefelé irányuló áramlása elég erős ahhoz, hogy csapadékot okozzon [52] .
Felhőket is regisztráltak a déli féltekén. Általában nem fedik le a felület 1% -át, bár ez az érték néha eléri a 8% -ot. A féltekék felhőtakarási területének ilyen különbségeit az magyarázza, hogy a déli féltekén a megfigyelés időpontjában nyár volt, és ott a légköri tömegek intenzív felmelegedése, felszálló áramlatok keletkeztek, és ennek eredményeként konvekció . Ilyen körülmények között az etán nem tud tartós felhőtakarót képezni, bár az etán páratartalma eléri a 100%-ot [53] . 2010 szeptembere és októbere között a tudósok elemezték a Cassini fényképeit, és arra a következtetésre jutottak, hogy a műhold egyenlítőjénél is esik az eső; ennek bizonyítéka a jellegzetes bemélyedés, amely a folyók áramlása miatt nyilvánul meg [54] .
A megfigyelések azt mutatják, hogy a felhőzet magassága és tartóssága a szélességi foktól függ. Tehát a félteke magas szélességein (60 ° felett) télen gyakoriak az állandó felhők, amelyek a troposzféra szintje felett képződnek. Az alacsonyabb szélességeken a felhők 15-18 km magasságban vannak, kis méretűek és nem állandó jellegűek. A nyári periódusú féltekén a felhők főként a szélesség 40°-án képződnek, és általában rövid életűek [55] .
A talajfelszíni megfigyelések a felhőzet szezonális változásait is mutatják. Tehát egy 30 éves Nap körüli forradalom során a Titánon lévő Szaturnusszal együtt minden féltekén felhők képződnek 25 évig, majd 4-5 éven belül eltűnnek, mielőtt újra megjelennének [51] .
A Cassini által különböző spektrális tartományokban fényképezett Titán felszíne több világos és sötét tartományra oszlik, amelyek világos határai alacsony szélességi fokon [57] . Az egyenlítő közelében a vezető féltekén egy Ausztrália méretű fényes régió található (a Hubble -teleszkóp infravörös felvételein is látható ) [58] . Xanadunak nevezték el [ 59] .
A 2006 áprilisában készült radarfelvételek 1 km-nél magasabb hegyláncokat, völgyeket, dombokról lefolyó medreket és sötét foltokat (teli vagy száraz tavakat) mutatnak [60] . A hegycsúcsok erős eróziója észrevehető, a szezonális felhőszakadások során a folyékony metán áramlása barlangokat képezhet a hegyoldalakon. Xanadutól délkeletre található a rejtélyes Hotei arcus formáció , amely egy fényes (különösen bizonyos hullámhosszokon) ív. Hogy ez a szerkezet "forró" vulkáni régió-e, vagy valamilyen anyag (például szén-dioxid jég) lerakódása, még nem világos.
Adiri egyenlítői világos régiójában több száz méter magas hegyláncokat (vagy dombokat) fedeztek fel. Feltehetően a déli féltekén egy hatalmas , körülbelül 150 km hosszú és akár 1,6 km magas hegylánc is lehet. A Mithrim - hegységben 3337 méteres csúcsot fedeztek fel [61] . A hegyek tetején könnyű lerakódások találhatók - esetleg metán és más szerves anyagok lerakódásai [62] . Mindez a Titán felszínét alkotó tektonikai folyamatokról tanúskodik.
Általában a Titán domborzata viszonylag egyenletes - a magasságváltozás nem haladja meg a 2 km-t, azonban a helyi szintkülönbségek, amint azt a Huygens radaradatok és sztereó képek mutatják , nagyon jelentősek lehetnek; a meredek lejtők a Titánon nem ritkák [63] . Ez a szél és a folyadék részvételével zajló intenzív erózió eredménye. Kevés becsapódási kráter található a Titánon (2012-ig 7 darabot azonosítottak pontosan, és feltehetően 52-t) [64] . Ez annak a következménye, hogy a csapadék viszonylag gyorsan elrejti őket [65] , a szélerózió pedig kisimul [64] [66] . A Titán felülete a mérsékelt övi szélességeken kevésbé kontrasztos.
Feltételezik, hogy a Titán felszínének egyes részei kriovulkáni eredetűek. Ezek elsősorban a Dum -hegy a szomszédos Sotra Paterával és a Mohini-patakkal , az Erebor-hegy és a Hotei régió patakszerű objektumai [67] .
A műholdat az Egyenlítő mentén körülvevő, Xanaduhoz hasonló méretű sötét régiók találhatók, amelyeket kezdetben metántengerként azonosítottak [ 68] . A radarvizsgálatok azonban kimutatták, hogy a sötét egyenlítői régiókat szinte mindenütt hosszú párhuzamos dűnesorok borítják, amelyek az uralkodó szelek irányába (nyugatról keletre) húzódnak több száz kilométeren keresztül - az úgynevezett "macskakarcok" [ 69] .
Az alföld sötét színét a felső légkörből lehulló szénhidrogén "por" részecskék felhalmozódása magyarázza, amelyeket a dombokról lemosott metáneső, és a szelek az egyenlítői régiókba juttatnak. A por keverhető jeges homokkal [69] [70] .
A folyékony metánnal feltöltött Titán felszínén folyók és tavak létezésének lehetőségét a Voyager 1 és a Voyager 2 által gyűjtött adatok alapján javasolták, amelyek a megfelelő összetételű sűrű atmoszféra és a szükséges hőmérsékletek meglétét mutatták. a metánt folyékony állapotban tartani . 1995-ben a Hubble -teleszkóp adatai és más megfigyelések lehetővé tették a folyékony metán létezésének közvetlen alátámasztását a felszínen, egyedi tavak vagy akár óceánok formájában, hasonlóan a földihez [71] .
A 2004-es Cassini-misszió is megerősítette ezt a hipotézist, bár nem azonnal. Amikor az űrszonda megérkezett a Szaturnuszi rendszerbe, a kutatók abban reménykedtek, hogy a folyadékot a napfény visszaverésével érzékelik, de először nem lehetett kimutatni a csillogást [72] .
2009 júliusában rögzítették a napfény visszaverődését (csillogását) egy folyékony medence sima felületéről az infravörös tartományban , ami a tavak létezésének közvetlen bizonyítéka lett [73] .
Korábban a pólusok közelében a Cassini radar egy nagyon lapos és/vagy erősen elnyelő felület jelenlétét mutatta, ami folyékony metán (vagy metán-etán) tározó, aminek létezése sokáig kétséges volt. Különösen 2005 júniusában a Cassini felvételei egy sötét képződményt mutattak ki nagyon világos határokkal a déli sarkvidéken, amelyet folyékony tóként azonosítottak. Az Ontario-tó [74] [75] nevet kapta . Tiszta radarképet készítettek a Titán északi sarkvidékén található tavakról 2006 júliusában [76] . A déli félteke magas szélességi fokain a Mezzoramia régió radarlefedettsége fejlett folyórendszert, jellegzetes eróziós nyomokat mutató partvonalat és jelenleg vagy a közelmúltban folyadékkal borított felszínt mutatott [8] [77] .
2007 márciusában a Cassini több óriási tavat fedezett fel az Északi-sark közelében, amelyek közül a legnagyobb ( a Kraken-tenger ) eléri az 1000 km-es hosszúságot, és területét tekintve a Kaszpi-tengerhez hasonlítható , egy másik pedig ( a Ligeia-tenger ) 100 000 km² terület meghaladja bármelyik szárazföldi édesvizű tavat [78] .
2012 júniusában a Cassini által 2004 és 2008 között készített felvételeket tanulmányozó csillagászok egy 1 méter mély metántavat fedeztek fel a Titán sivatagi egyenlítői régiójában [79] . A tavat az infravörös tartományban történő lövöldözésnek köszönhetően lehetett látni. Hossza körülbelül 60, szélessége körülbelül 40 kilométer [80] . Ezen a tavon kívül további négy képződményt fedeztek fel, amelyek inkább a szárazföldi mocsarakra emlékeztetnek [79] .
A Cassini adatok és számítógépes számítások szerint a tavakban a folyadék összetétele a következő: etán (76-79%), propán (7-8%), metán (5-10%). Ezenkívül a tavak 2-3% hidrogén-cianidot , és körülbelül 1% butént , butánt és acetilént tartalmaznak [81] [82] . Más adatok szerint a fő komponensek az etán és a metán. A tavakban található szénhidrogénkészletek többszörösei a Föld teljes olaj- és gázkészletének [83] . A NASA tudósai felvetették [84] , hogy bizonyos körülmények között jégtáblák képződhetnek a Titán tavainak felszínén. Az ilyen jégnek gázzal telítettnek kell lennie (több mint 5%), hogy a tó felszínén maradjon, és ne süllyedjen a fenékre.
A legtöbb tava az északi sarkvidéken található, míg a déliben szinte nincs. Ez évszakos változásokkal magyarázható – a Titánon a négy évszak mindegyike körülbelül 7 földi évig tart, és ezalatt a metán kiszáradhat az egyik félteke tározóiban, és a szelek a másikba szállíthatják [85] [86] .
Amikor a " Huygens " szonda leereszkedett a Titán atmoszférájába, fényképeket készítettek [87] , amelyeken világos dombok és csatornák láthatók, amelyek átszelik őket egy sötét területre. "Huygens" láthatóan a sötét területen ült, és kiderült, hogy szilárd felületű [88] . A talaj összetétele a leszállóhelyen nedves homokra emlékeztet (esetleg szénhidrogénekkel kevert jégszemcsékből áll). A folyamatosan zuhogó szitálás megnedvesítheti a talajt .
A képeken közvetlenül a felszínről lekerekített alakú kövek (valószínűleg jég) láthatók. Ez az alak hosszan tartó folyadéknak való kitettség eredményeként alakulhatott ki. Valószínűleg az egyenlítői régióban, ahol a Huygens partra szállt, csak átmenetileg kiszáradó metántavak lehetségesek , amelyek rendkívül ritka esőzések után keletkeznek.
A Titán körülbelül félig vízjég és félig szikla . Összetételében a Titán hasonló néhány más nagy gázbolygó- műholdhoz : Ganymedes , Europa , Callisto , Triton , de nagyban különbözik tőlük légkörének összetételében és szerkezetében.
A számítások szerint a Titán szilárd maggal rendelkezik, amely kőzetekből áll, átmérője körülbelül 3400 km, amelyet több réteg vízjég vesz körül [89] . A köpeny külső rétege vízjégből és metán- hidrátból áll, míg a belső réteg összenyomott, nagyon sűrű jégből áll. E rétegek között lehetséges egy folyékony vízréteg létezése.
A Jupiter és a Szaturnusz többi műholdjához hasonlóan, mint például az Io és az Enceladus , a Titánt is jelentős árapály-erők hatnak , amelyek jelentős szerepet játszanak a műhold tektonikai folyamataiban, felmelegítik a magját és támogatják a vulkáni tevékenységet .
Számos tudós hipotézist terjesztett elő egy globális felszín alatti óceán létezéséről [90] . A Szaturnusz erőteljes árapályhatása a mag felmelegedéséhez és a folyékony víz létezéséhez elég magas hőmérséklet fenntartásához vezethet [91] . A 2005-ös és 2007-es Cassini-képek összehasonlítása azt mutatta, hogy a tájrészletek körülbelül 30 km-rel eltolódtak. Mivel a Titán mindig az egyik oldalon a Szaturnusz felé fordul, az ilyen eltolódás azzal magyarázható, hogy a jeges kérget egy globális folyadékréteg választja el a műhold fő tömegétől [91] .
Feltételezzük, hogy a víz jelentős mennyiségben (kb. 10%) tartalmaz ammóniát, amely fagyállóként hat a vízre [92] , azaz csökkenti a fagyáspontját. A műholdkéreg által kifejtett nagy nyomással kombinálva ez további feltétele lehet a felszín alatti óceán létezésének [93] [94] .
A 2012. június végén nyilvánosságra hozott és a Cassini űrszonda által korábban összegyűjtött adatok szerint a Titán felszíne alatt, mintegy 100 km mélységben valóban egy óceánnak kellene lennie, amely vízből áll, esetleg kis mennyiségű sóval [95 ] . A Cassini adatai szerint épített műhold gravitációs térképe alapján a tudósok azt sugallták, hogy a Titán felszín alatti óceánjában lévő folyadékot fokozott sűrűség és extrém sótartalom jellemzi. Valószínűleg sóoldat , amely nátriumot, káliumot és ként tartalmazó sókat tartalmaz. Ezenkívül a műhold különböző részein az óceán mélysége nem azonos - helyenként a víz megfagy, belülről jégkéreg alakul ki, amely az óceánt borítja, és a folyékony réteg ezeken a helyeken gyakorlatilag nem kapcsolódik a Titán felszínével. A felszín alatti óceán erős sótartalma szinte lehetetlenné teszi az élet létezését benne [96] .
A Titán egyértelmű jelei vannak a vulkáni tevékenységnek. A vulkánok alakjának és tulajdonságainak hasonlósága ellenére azonban nem szilikátvulkánok hatnak a műholdra, mint a Földön vagy a Marson és a Vénuszon , hanem az úgynevezett kriovulkánok , amelyek nagy valószínűséggel víz-ammóniával törnek ki. keverék szénhidrogének keverékével [97] .
Kezdetben a vulkanizmus létezését azután feltételezték, hogy a légkörben felfedezték az argon-40-et , amely a radioaktív anyagok bomlása során képződik [98] . Később a Cassini egy erős metánforrást regisztrált, amely feltehetően egy kriovulkán. Mivel a műhold felszínén még nem találtak olyan metánforrást, amely képes ennek az anyagnak a légkörben való állandó mennyiségét fenntartani, jelenleg úgy gondolják, hogy a metán nagy része kriovulkánokból származik [99] [100] .
Ezenkívül 2008 decemberében a csillagászok két ideiglenes fényképződményt is regisztráltak a légkörben, de ezek túlságosan hosszú életűnek bizonyultak ahhoz, hogy összetévesszék őket egy időjárási jelenséggel. Feltételezik, hogy ez az egyik kriovulkán aktív kitörésének a következménye [92] .
A vulkáni folyamatokat a Titánon és a Földön is a műhold köpenyében lévő radioaktív elemek bomlása okozza [92] . A Földön a magma olvadt kőzetekből áll, amelyek kevésbé sűrűek, mint azok a kéregkőzetek, amelyeken keresztül kitörnek. A Titánon a víz-ammónia keverék sokkal sűrűbb, mint a vízjég, amelyen keresztül a felszínre tör, ezért több energiára van szükség a vulkanizmus fenntartásához. Az ilyen energia egyik forrása a Szaturnusz erős árapály-hatása a műholdjára [92] .
A Titán megfigyelése és tanulmányozása, mielőtt a Pioneer 11 űrszonda 1979-ben elérte volna a Szaturnusz pályáját, és különféle méréseket végzett a bolygón és műholdain, rendkívül lassú ütemben zajlott. 1907-ben José Comas Sola spanyol csillagász azt állította, hogy sötétedést figyelt meg a Titán korongjának szélén és két kerek fényes foltot a közepén [101] . Gerard Kuiper 1943-1944 telén a Mount Lock - i McDonald Obszervatóriumban egy 82 hüvelykes (205 cm) fényvisszaverő távcsőhöz csatlakoztatott spektrográf segítségével 1944-ben [102] a Titán atmoszférájának megfigyelései eredményeként. felfedezték [103] [104] .
A Titán szabad szemmel nem látható, de amatőr távcsővel vagy erős távcsővel megfigyelhető, a megfigyelés a Titán Szaturnuszhoz való közelsége miatt nehézkes. A műhold látszólagos magnitúdója +7,9 [105] .
Az első űrszonda, amely a Titán közelében repült, a Pioneer 11 volt , amelyet a Jupiter és a Szaturnusz tanulmányozására terveztek. 1979. szeptember 1-jén az állomás öt képet sugárzott a Titánról. A szonda által továbbított adatok szerint azt találták, hogy a felszíni hőmérséklet túl alacsony az élet létezéséhez [106] . A Pioneer 11 353 950 km-re haladt el a műholdtól. A kapott fényképek túlságosan homályosak voltak ahhoz, hogy bármilyen részletet megkülönböztethessenek [107] .
A Voyager 1 jelentős kutatásokat végzett . 1980. november 12-én az állomás 5600 km-re haladt el a Titántól, de a keletkezett képek nem tették lehetővé a felszín egyetlen részletének megkülönböztetését sem a légköri köd miatt. A Voyager 1 csak a légkör összetételét volt képes tanulmányozni, és olyan alapadatokat határozni meg, mint a méret és a tömeg , valamint a keringési periódus is finomodott [22] .
A Voyager 2 1981. augusztus 25-én repült át a Szaturnusz rendszeren. Mivel az eszközt az Uránuszra irányították, és gravitációs manővert hajtott végre a Szaturnusz közelében, a Titánt gyakorlatilag nem tanulmányozták.
Az első fényképeket, amelyek megvilágították a Titán felszíni szerkezetét, a Hubble Űrteleszkóp készítette az 1990-es években. Az infravörös felvételeken metánfelhők és szerves szmog látható. A felszín sötét és világos területei közötti egyértelmű kontrasztjával a Titán kiemelkedik a Naprendszer többi hasonló méretű holdja közül. A többi műholdra jellemző Hubble- krátereket nem találták meg a Titánon.
Feltételezték, hogy a felszín világos területei magasabban helyezkednek el, mint a sötétebbek; összetételükben is különböznek: a világos területek vízjeget tartalmazhatnak, ahogy az gyakran előfordul a Jupiter holdjain, míg a sötét területeket kőzet vagy szerves anyag borítja.
1997. október 15-én a NASA , az ESA és az ASI közös projektje , a Cassini-Huygens űrszonda elindult a Canaveral-fokról. A Szaturnusz rendszerének és különösen a Titán holdjának tanulmányozására hozták létre. A Cassini a Szaturnusz első mesterséges műholdja. A készülék kezdeti élettartamát 4 évre számolták.
A Cassini 2004. július 1-je óta kering a Szaturnusz körül. A tervek szerint a Titán első elrepülése 2004. október 26-án történt, mindössze 1200 km-re a felszíntől [88] . A Titán a Földtől legtávolabbi égitest, amelyet egy űrszonda landolt [108] . A Cassini által készített radarfelvételek felfedik a Titán felszínének összetett szerkezetét.
2006. július 22. és 2008. május 28. között a Cassini 21 átrepülést hajtott végre a Titán körül (a minimális távolság mindössze 950 km volt), ezalatt a Titánon metántavak létezését bizonyító képek készültek [109] .
A küldetést először 2010-ig hosszabbították meg (további 21 átrepülés a Titán), majd 2017-ig (további 56 átrepülés) [110] . Az eszköz 2017. szeptember 15- én fejezte be küldetését , a Szaturnusz légkörében égett.
Kutatás a Huygens szondávalA Huygens szonda 2004. december 25-én vált el a Cassinitől, és 2005. január 14-én landolt a felszínen [111] . A "Huygens" a második ember által létrehozott eszköz, amely a bolygó műholdjának felszínén található a Holdon lévő eszközök után .
Az ejtőernyős ereszkedés a műhold légkörén keresztül 2 óra 27 perc 50 másodpercig tartott Huygensnek. A berendezés ütközése a Titán felszínével 16 km/h (vagy 4,4 m/s ) sebességgel következett be, miközben az eszközök rövid távú túlterhelést tapasztaltak , 15-ször nagyobb, mint a Földön a szabadesés gyorsulása.
A süllyedés során Huygens mintákat vett a légkörből. A szél sebessége ugyanebben az időben (9-16 km magasságban) körülbelül 26 km/h volt . A fedélzeti műszerek sűrű metánködöt (felhőrétegeket) észleltek 18-19 km magasságban , ahol a légköri nyomás megközelítőleg 50 kPa (5,1⋅10 3 kgf/m²) vagy 380 Hgmm volt. A külső hőmérséklet az ereszkedés elején -202°C, míg a Titán felszínén valamivel magasabb: -179°C volt.
Az ereszkedés során készült képek összetett domborművet mutattak folyékony hatás nyomaival (folyómedrek és éles kontraszt a világos és sötét területek között – a "partvonal") [112] . A sötét terület azonban, amelyen Huygenék leereszkedtek, szilárdnak bizonyult. A felszínről készült fényképeken akár 15 cm-es méretű, lekerekített kövek láthatók, amelyeken a folyadék (kavics) hatásának nyomai vannak [99] .
Külső mikrofon segítségével lehetett rögzíteni a szél hangját a Titánon.
Az eszköz leszállóhelyét 2007. március 14-én úgy döntöttek, hogy Hubert Curienről, az Európai Űrügynökség egyik alapítójáról nevezik el [113] .
A NASA és az ESA közös, a Szaturnusz, a Titán és az Enceladus tanulmányozására irányuló program részeként a tervek szerint elküldik a Titan Saturn System Mission -t, amely tartalmazni fog: egy orbitális állomást és két, kifejezetten a Titán tanulmányozására tervezett szondát. Az egyik szonda egy léggömb , amely a légkörben fog lebegni a felhők között. A fejlesztők elképzelése szerint ennek a szondának legalább egyszer körbe kell repülnie az egész műholdat, körülbelül 20 ° é. SH. 10 km-es magasságban [114] .
A második szondának le kell csobbannia a szénhidrogének sarki tengerébe, körülbelül az északi szélesség 79. fokán. A Huygenekhez hasonlóan az apparátus is ejtőernyős lesz. A szonda lesz az első lebegő berendezés a Földön kívül. Munkájának időtartama várhatóan 3-6 hónap, 6 órás légköri süllyedéstől kezdve.
Kezdetben a küldetés elindítását 2010-re tervezték. 2009 februárjában azonban bejelentették, hogy a NASA és az ESA magasabb prioritást adott a Jupiter-rendszer küldetésének, és a kilövés dátumát valamikor a 2020-as évekre tolták [115] .
Egyes tudósok, köztük Amanda R. Hendrix , a NASA alkalmazott bolygókutatója úgy véli, hogy a kolónia Naprendszeren belüli elhelyezésének egyetlen lehetősége nem a Hold vagy a Mars, hanem a Szaturnusz legnagyobb holdja, a Titán. [116] [117]
A Dragonfly űrszondát a tervek szerint 2027-ben küldik a Titánba, majd 2034-ben a Shangri-La régióban landolnak. Ezután a jármű a Selk -kráter felé repül , ahol a múltban folyékony víz lehetett [118] .
Mivel a Szaturnusz és műholdjai a lakható zónán kívül vannak , a magasan szervezett (a Földhöz hasonló) élet létrejötte elméletileg lehetetlen, de egyszerű organizmusok megjelenésének lehetőségét sem zárják ki a tudósok [119] .
Az alacsony hőmérséklet ellenére elegendő feltételek vannak a Titánon a kémiai evolúció megindulásához . A nitrogén sűrű atmoszférája és a szerves vegyületek jelenléte érdekes tárgy az exobiológusok számára, mivel hasonló körülmények létezhetnek a fiatal Földön is. A túl alacsony hőmérséklet azonban megakadályozza a prebiotikus fejlődési irányt, ellentétben a Földdel [120] .
Stephen Benner, a Floridai Egyetem munkatársa azt sugallja, hogy élet alakulhat ki a folyékony szénhidrogén tavakban. Az etán vagy a metán oldószerként használható az élő szervezet biológiai folyamataiban. Ugyanakkor ezeknek az anyagoknak a kémiai agresszivitása sokkal alacsonyabb, mint a vízé. Így a makromolekulák, például a fehérjék és a nukleinsavak stabilabbak lehetnek.
Így 2010. június 5-én a NASA tudósainak egy csoportja kijelentette, hogy a Titánon a legegyszerűbb életformák lehetséges létezésére utaló jeleket találtak. Ezeket a következtetéseket a Cassini szondával nyert adatok elemzése alapján vonták le – a hidrogén szokatlan viselkedésének tanulmányozásával a műhold felszínén, Chris McKay asztrobiológus és John Zarnecki professzor hipotézist állított fel a hidrogén „légzéséről”. primitív biológiai szervezetek, amelyek a Földtől eltérő életformát képviselnek, amely metánt és hidrogént használ víz és oxigén helyett [121] .
E hipotézis szerint az élőlények elnyelhetik a hidrogéngázt és acetilénmolekulákkal táplálkozhatnak , míg életük során metán képződne. Ennek eredményeként a Titán acetilénhiányt tapasztalna, és a felszín közelében csökkenne a hidrogéntartalom. A Cassini spektrométerrel végzett infravörös mérések nyomát sem mutatták ki acetilénnek, pedig a Titán igen erős légkörében kellett volna kialakulnia a nap ultraibolya sugárzása hatására. A közvetett eredmények arra utalnak, hogy a hidrogén a Titán felszíne közelében is eltűnik. Maga McKay a New Scientist magazinnak nyilatkozva megjegyezte, hogy azok "nagyon szokatlanok és eddig kémiailag megmagyarázhatatlanok". „Természetesen ez nem bizonyíték az élet létezésére, de nagyon érdekes” – tette hozzá a tudós [122] [123] . A tudósok azonban nem zárják ki, hogy az új Cassini adatoknak egészen más magyarázata lehet [124] .
A nagyon távoli jövőben a Titan körülményei jelentősen megváltozhatnak. 6 milliárd év elteltével a Nap jelentősen megnövekszik és vörös óriássá válik, a műhold felszínének hőmérséklete -70 °C-ra emelkedik, ami elég magas a víz és ammónia keverékéből álló folyékony óceán létezéséhez . Az ilyen feltételek több száz millió évig fennállnak, ami teljesen elég a viszonylag összetett életformák kialakulásához [125] .
![]() | ||||
---|---|---|---|---|
Szótárak és enciklopédiák | ||||
|
Titán | ||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Földrajz |
| |||||||
Tanulmány | ||||||||
Egyéb témák |
| |||||||
|
A Szaturnusz műholdai | |||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Pásztortársak |
| ||||||||
Belföldi nagyvállalatok (és trójai műholdaik ) | |||||||||
Alcyonides | |||||||||
Külső nagy | |||||||||
Szabálytalan |
| ||||||||
Lásd még: Szaturnusz gyűrűi ∅ |
Műholdak a Naprendszerben | |
---|---|
több mint 4000 km | |
2000-4000 km | |
1000-2000 km | |
500-1000 km | |
250-500 km | |
100-250 km | |
50-100 km | |
Bolygók (és törpék ) szerint |
|
Naprendszer | |
---|---|
![]() | |
Központi csillag és bolygók | |
törpebolygók | Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4 |
Nagy műholdak | |
Műholdak / gyűrűk | Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara |
Elsőként felfedezett aszteroidák | |
Kis testek | |
mesterséges tárgyak | |
Hipotetikus tárgyak |
|
A Titán felfedezése űrhajóval | ||
---|---|---|
Repülő | ![]() | |
Leszálló járművek | Huygens | |
Tervezett küldetések | ||
Törölt küldetések |
| |
Lásd még | ||
A félkövér betűtípus aktív AMC-ket jelöl |
Földi AMS által landolt égitestek | |
---|---|
bolygók |
|
műholdak | |
Földi aszteroidák közelében | |
Üstökösök |
|
Megjelenik: a meglátogatott égitest neve; országzászló és az első partraszállás éve ; színnel kiemelik azokat a testeket, amelyeken csak kemény leszállást hajtottak végre. |