Titan Saturn VI | |
Nézd meg Titan központjában élő akcióban. A másik hat nézetet 2004 és 2017 között a Cassini szonda infravörös módon készíti el . | |
típus | A Szaturnusz természetes műholdja |
---|---|
Orbitális jellemzők ( Epoch 1 st január 2004, JJ 2453200,5) | |
Fél-fő tengely | 1.221.870 km |
Periapszis | 1 186 680 km |
Apoapsis | 1.257.060 km |
Különcség | 0,028 8 |
Forradalmi időszak | 15,95 d |
Hajlam | 0,280 ° ( a Szaturnusz Laplace-síkja szempontjából) |
Fizikai jellemzők | |
Átmérő | 5 151,0 ± 4,0 km |
Tömeg | (1,345 2 ± 0,000 2) × 10 23 kg |
Átlagos sűrűség | (1,880 ± 0,004) × 10 3 kg / m 3 |
Felületi gravitáció | 1,352 m / s 2 |
Forgatási időszak | 15,95 d ( szinkron ) |
Látszólagos nagyság | 8,2 (ellenzékben) |
Közepes albedó | 0.2 |
Felületi hőmérséklet | 93,7 K |
A légkör jellemzői | |
Légköri nyomás | 146,7 kPa (98,4% N 2, 1,6% CH 4) |
Felfedezés | |
Felfedező | Christian Huygens |
A felfedezés dátuma | 1655. március 25 |
Megnevezés (ek) | |
A Titan , más néven Saturn VI , a Szaturnusz legnagyobb természetes műholdja . A Merkan átmérője 6% -kal nagyobb, mint a Merkúré , a Titan nagyságrendileg a második legnagyobb műhold a Naprendszerben , a Ganymede után , a Jupiter legnagyobb műholdja után . Ez az egyetlen ismert műhold, amelynek sűrű atmoszférája van . Christian Huygens holland csillagász 1655-ben fedezte fel , a Titan az első hold, amelyet a Szaturnusz körül figyeltek meg.
A Titan többnyire kőzetből és fagyott vízből áll. A vastag légkör megakadályozta megfigyelése felülete sokáig, amíg megérkezik a Cassini-Huygens küldetés a 2004 . Ez utóbbi lehetővé tette folyékony szénhidrogén tavak felfedezését a műhold sarki régióiban. Földtani szempontból a Titan felszíne fiatal; néhány hegy, valamint a lehetséges kriovulkánok szerepelnek ott, de ez a felület viszonylag sík és sima marad, kevés ütközési kráterrel .
A hangulat a Titán készül 98,4% a dinitrogén és 1,6% a metán és etán . Az éghajlat - amely magában foglalja a szelet és a metánesőt - a földön találhatóhoz hasonló tulajdonságokat hoz létre a felszínen, például dűnék és partok. A Földhöz hasonlóan a Titannak is vannak évszakai. Folyadékai (mind a felszínen, mind a felszín alatt) és vastag nitrogén atmoszférája miatt a Titánt a korai Föld analógjának tekintik , de sokkal alacsonyabb hőmérsékleten. A műholdról úgy említik, hogy valószínűleg mikrobiális földönkívüli életet hordoz magában, vagy legalábbis mint komplex szerves kémiaban gazdag prebiotikus természeti környezetet . Egyes kutatók szerint a földalatti óceán valószínűleg kedvező környezetet jelenthet az élet számára.
A Titan 1 222 000 kilométer távolságra kering a Szaturnustól (vagy 20,2 szaturnuszi sugár). Átmérője 5151 kilométer; Ehhez képest a Merkúr bolygó átlagos átmérője 4879 kilométer, a Hold 3474 km , a Mars 6779 kilométer, a Föld pedig 12 742 kilométer.
Érkezése előtt a Voyager-1 szonda a 1980 , a tudományos közösség hitt Titan valamivel nagyobb, mint a Ganümédész (ami 5262 km átmérőjű), amely tette volna a legnagyobb hold a Naprendszerben . Ezt a túlbecsülést a Titan sűrű és átlátszatlan atmoszférája váltotta ki , amely több mint 100 kilométerre nyúlik a felszíne fölé, és ezáltal növeli látszólagos átmérőjét.
A Titan tehát a Naprendszer második legnagyobb és a Szaturnusz legnagyobb műholdja .
A Titan átmérője és tömege (és ezért annak sűrűsége ) hasonló a galilei Ganymede és Callisto holdakéhoz . 1,88 g cm −3 sűrűség alapján a Titan fele vízjégből és fele kőzetből ( szilikátok és vas ) állna . Ezek a nehezebb vegyületek alig vannak jelen a felszínen, ahol a jég a kéreg fő alkotóeleme ( a differenciálódás jelenségén keresztül ). Ez a jég többnyire vizes jég , de valószínűleg keveredik ammónia jéggel (NH 3), Valamint a jég a szénhidrogének , főként metán (CH 4) És etán (C 2 H 6).
A Titan nagy valószínűséggel több rétegre differenciálódik, 3400 km átmérőjű kőzetmagját több réteg különböző kristályos jégforma veszi körül. A belső tér a műholdas még mindig meleg, és lehetséges, hogy a folyékony réteg a víz és az ammónia között fennáll a jég kéreg I H , és annál nagyobb a belső jég rétegeket. Ilyen óceán létezésére utal a Cassini szonda , amely nagyon alacsony frekvenciájú rádióhullámokat detektált a Titan légkörében; a műhold felszíne rossz fényvisszaverő lenne az ilyen típusú hullámoknak, amelyeket inkább a belső óceán folyadék-jég átmenete tükröz.
Között Cassini által gyűjtött adatok2005. október és 2007. májusazt mutatják, hogy a felszínen található jellegzetes tereptárgyak ebben az időszakban 30 km-re mozogtak . Ez az elmozdulás arra utal, hogy a kéreg elválik a hold belsejétől, ami tovább utal a belső óceán létezésére.
A Titan az egyetlen műhold a Naprendszerben, amely jelentősen fejlett légkörrel rendelkezik ; a többi műhold jó esetben csak gáznyomokkal rendelkezik. A vastagsága a légkör Titán között lenne 200 km és 880 km (a Földön, 99,999% tömegének a légkör lakó- 100 alatti km magasságban). Számos hullámhosszon átlátszatlan, és megakadályozza a felület teljes reflexiós spektrumának a kívülről történő megszerzését .
A légkör létezését Gerard Kuiper fedezte fel 1944-ben spektroszkópiával . Úgy becsüli, hogy a parciális nyomása a metán van nagyságrendű 0,1 bar. Később a Voyager- szondák megfigyelései azt mutatják, hogy a műhold felszínén a nyomás meghaladja a Föld másfélszeresét (vagy 1,5 bar-ot). A légkör átlátszatlan ködrétegeket tartalmaz, amelyek megakadályozzák a Naptól kapott fény nagy részének behatolását. Emiatt a Huygens szonda nem tudta észlelni helyzetét, amikor leereszkedett, és bár sikerült képet készítenie a felszínről, a szondáért felelős kutatócsoport leírja a folyamatot. Mint például „aszfaltos parkoló fényképezése alkonyatkor. ” .
A légkör átlagos hőmérséklete a talaj szintjén 94 K ( −179 ° C vagy -290 ° F ); a tropopauza szintjén (40 km magasságban ) eléri a minimum 72 K-t ( –201 ° C vagy –330 ° F ).
FogalmazásTitán légköre 98,4% dinitrogén - így az egyetlen olyan sűrű nitrogénben gazdag atmoszférában a Naprendszer külső Föld - a fennmaradó 1,6% pedig a metán és nyomnyi mennyiségű nitrogén. „Egyéb gázok, mint a szénhidrogének (beleértve etán , diacetylene , metilacetilénnel ( acetilén és propán ), ciano- acetilén , hidrogén-cianid , szén-dioxid , szén-monoxid , cianogén , argon és a hélium .
A NASA kutatói úgy vélik, hogy a szénhidrogének alkotják a felső légkört. A metán disszociációs reakcióiból származnak a nap ultraibolya fényével , amely vastag narancssárga szmogot eredményez . A Titánnak nincs mágneses tere, és időnként a Szaturnusz magnetoszféráján kívül kering , közvetlenül kitéve a napszélnek . Lehetséges, hogy egyes molekulák ionizálódnak és a felső légkörből kerülnek ki. Novemberben a tudósok nehéz anionokat fedeznek fel a Titan ionoszférájában, és úgy vélik, hogy ezek az alacsonyabb régiókba esnek, és ezzel a narancssárga köd képződik, amely eltakarja a műhold felszínét. Szerkezetük nem ismert, de lehetnek bonyolultabb molekulák, például policiklusos aromás szénhidrogének bázisát képző kolinok . Ezek a légköri maradványok többé-kevésbé vastag rétegeket képezhettek, és így egyfajta bitumennel takarhatták be a Titan felületének egyes részeit . A Cassini-Huygens küldetés által megfigyelt áramlási nyomok sokkal sötétebbek, mint az az anyag, amelyen kanyarognak. Valószínű, hogy azokat holinok borítják, amelyeket folyékony szénhidrogének esői hoznak, amelyek könnyebben kimosják a részeket.
2013-ban, a kutatók a Dapnia , egy CEA intézet található Saclay, felfedezett propén Titan légkörében elemzésével mérések a Cassini szonda .
SzelekA légköri keringés követi a Titan forgásirányát, nyugatról keletre. A Cassini által 2004-ben végzett légköri megfigyelések arra utalnak, hogy a légkör gyorsabban forog, mint a felszín.
IonoszféraA Titán ionoszférája összetettebb, mint a Földé. A fő rész 1200 km magasságban található, de egy további töltött részecskeréteg van jelen 63 km magasságban. A Titan légköre ezért némileg két különálló rádióhullámú, rezonáló kamrára oszlik. A Titan nagyon alacsony frekvenciájú hullámokat bocsát ki , amelyek eredete nem ismert, mivel úgy tűnik, hogy nincs intenzív zivataraktivitás.
Modell: cikkcikk
TábornokHamis színes fénykép a Titanról, amely bemutatja a felszín és a légkör részleteit. Xanadu a ragyogó régió, amely a jobbközépben található.
Kilátás a Titanra a Cassini misszióból , a2004. október 26. Ez a kilenc képből álló mozaik a Titan felszínének és a fényes felhők fényerejének variációit mutatja a Déli-sark közelében. A jobb oldali legfényesebb régiót és az Egyenlítői régiót Xanadu , míg a sötétebbet Shangri-La- nak nevezik . A felület fiatalnak tűnik a látható kráter hiánya miatt.
Újrakomponálhatja kép Titan infravörös által látott Cassini szonda a2015. november. A kék az 1,3 µm-es középpontú hullámhosszakat , a zöld a 2,0-t és a piros az 5,0- at jelöli .
A Titan felszínét "összetettnek, folyadéktermelésűnek és geológiailag fiatalnak" írják le. A Cassini szonda radar magasságmérővel és szintetikus apertúrájú radarral térképezi fel Titan egyes területeit túllépése során. Az első képek sokszínű geológiát tárnak fel, amely sima és más szabálytalan területeket tartalmaz. Úgy tűnik, hogy mások vulkanikus eredetűek , valószínűleg az ammóniával kevert víz felpiszkolásához kapcsolódnak . Bizonyos területeket valószínűleg a szél fúj részecskék hoztak létre. Összességében a felület viszonylag sík, úgy tűnik, hogy az ütközési kráterekre emlékeztető néhány területet megtöltötték, valószínűleg olajesők vagy vulkánok. A radarmagasságmérés szerint a magasságváltozások kicsiek, jellemzően 150 m nagyságrendűek . Egyes területek azonban elérik az 500 m -es magasságot, és a Titán hegyei vannak, néhány száz méter magasak, akár egy kilométernél is magasabbak.
A Titan felszínét nagy, világos vagy sötét terep jellemzi. Ezek közül a Xanadu egy reflektív egyenlítői zóna, amelynek területe megegyezik Ausztrália területével . Először a Hubble Űrtávcső által 1994-ben infravörösben készített képeknek köszönhetően azonosították , majd a Cassini szonda ezt követően megfigyelte . Ezt a vidéket dombok borítják, völgyek és szakadékok keresztezik. Helyenként sötét kanyargós vonalak keresztezik, amelyek hasonlítanak a gerincekre vagy hasadékokra. Ezek tektonikus eredetűek lehetnek, és jelezhetik, hogy Xanadu geológiailag fiatal terület. Lehetnek folyékony eredetű csatornák is, ami éppen ellenkezőleg, egy patakok által erodált ősi földre utal. Hasonló nagyságú sötét területek a Holdon másutt is léteznek, és az űrből, valamint a földről is megfigyelhetők; lehet metán- és etán-tavak, de a Cassini legújabb megfigyelései jelzik, hogy ez nem így van.
A 2005 , a Huygens modul landolt Titan keletre a régió úgynevezett Adiri és fényképezett sápadt hegyek átszeli sötét „folyók” felé ugyanolyan sötét síkságon. Ezeket a dombokat vízjég alkotná. A Titan felső légkörében a Nap ultraibolya sugárzása által létrehozott sötét szerves vegyületek eshetnek ezekre a hegyekre. Ezután a metáneső elmosná őket, és a síkságra rakódna le.
Leszállás után Huygens sötét síkságot fényképez, amelyet apró sziklák és kavicsok borítanak, mindkettő jégből készült. A sziklák tövében az erózió jelei láthatók, jelezve a folyó lehetséges aktivitását. A felület ekkor kiderül, hogy a vártnál sötétebb, és víz és olajjég keverékéből áll. A szonda által készített képeken látható „talaj” a szénhidrogének kicsapódásával keletkezhetett. Lehetséges, hogy a Titan felszínének egyes területeit holinréteg borítja , de ezt a pontot még nem erősítették meg.
A Cassini szonda adatai alapján 2019-ben jelent meg egy teljes , kevesebb mint egy kilométeres felbontású Titan térkép .
FolyadékokA Titan felületének hőmérsékleti és nyomási viszonyai lehetővé teszik a metán és az etán folyékony formában való létezését. A Titán és a Föld az egyetlen olyan objektum a Naprendszerben, amelynek felszínén folyékony kiterjedés található. Folyékony metán jelenléte a felszínen megmagyarázná a nagy mennyiségű metánt a légkörben. Ezt a hipotézist akkor fogalmazták meg, amikor a planetológusok az 1970-es években rájöttek a légköri metán pusztulásának jelenségére. A szénhidrogének bolygó óceánjának hipotézisét még figyelembe vesszük, de a Titan felszínének első megfigyelései a Föld infravörös és rádióhullámaiban cáfolják ezt a lehetőséget. A Voyager szondái azt mutatják, hogy a Titan atmoszférája kompatibilis a folyadékok létezésével, de közvetlen bizonyítékokat csak 1995- ben kaptak , amikor a Hubble teleszkóp adatai és más megfigyelések azt sugallták, hogy a Titánon folyékony metán létezik akár szétválasztott zsebek, akár óceán méretű tavak és tengerek.
A Cassini küldetés nem erősíti meg azonnal ezt az utolsó hipotézist. Valójában, amikor a szonda 2004-ben megérkezik a Szaturnusz rendszerébe, a NASA és az ESA kutatói azt remélik, hogy a szénhidrogén-tavak a Nap tükröződésével érzékelhetők a felszínükön, de eredetileg nem észleltek tükörképet . Sok olyan kép, amelyet Cassini készített 2004-ben és 2005-ben, partokat idézve végül csak a világos és a sötét területek közötti határnak bizonyul.
Bent van 2005. június, a déli pólusnál, hogy az első potenciális tavat nagyon sötét területként azonosítják, posteriori néven Ontario Lacus . Ezt a tavat valószínűleg a felhők csapadék képezték, amelyek erre a helyre koncentrálódtak. A. Áttekintését követve2006. július 22, Cassini a műhold északi szélességének képeit veszi fel, és nagy sima területeket (és ezért a radaron sötétet) emel ki, amelyek a pólus közelében lévő felületet mutatják. Ezen megfigyelések alapján januárban megerősítik a metánnal telített tavak létét a Titan felszínén. A Cassini - Huygens tudományos csoport arra a következtetésre jutott, hogy a leképezett régiók minden valószínűség szerint szénhidrogén-tavak, így a Földön kívül felfedezett stabil folyadék első területeivé válnak. Némelyikük topográfiai mélyedésekben helyezkedik el, és úgy tűnik, hogy csatornáik vannak a folyadékhoz társítva. A kicsi, meredek oldalú metán- tavak a felszín alatt lévő folyékony nitrogén robbanásszerű elpárologtatása következtében szennyeződések lehetnek .
Ban ben 2013 május, A Cassini szonda radar magasságmérő térképek a csatornák a Vid Flumina , egy vízrajzi hálózat kapcsolódik Ligeia Mare , egy tengeri szénhidrogének (Titán második, méret). A radar visszhangok elemzése azt mutatja, hogy a Vid Flumina- t mély (legfeljebb ~ 570 m) és meredek kanyonok alkotják. A kanyonok alja a folyékony felületekre jellemző tükröződési visszaverődést mutat, ugyanolyan magasságban (70 cm-en belül ), mint Ligeia Mare felülete , ami elárasztott hálózatot jelez. A magasabb magasságú mellékfolyók is tükröződést mutatnak, így folyékony metán áramlási hálózatává válik az elárasztott hálózat és a Ligeia Mare felé . A Titán a Földdel együtt az egyetlen olyan objektum a Naprendszerben, amely folyadékáramlások hatására aktív eróziónak van kitéve.
KráterekA Cassini szonda kevés becsapódó krátert talál a Titan felszínén, ami fiatal felületre utal. A felfedezett kráterek közül a legnevezetesebb a Menrva , a legnagyobb, 440 km átmérőjű, több gyűrűs medencével ; Sinlap , 80 km átmérőjű lapos fenekű kráter ; és Ksa , egy 30 km széles kráter , központi csúccsal és sötét padlóval. Cassini emellett kiemeli a " krateriformokat ", a Titan felszínén lévő kör alakú tárgyakat, amelyek kapcsolódhatnak az ütközésekhez, de amelyek nem rendelkeznek bizonyos jellemzőkkel, amelyek az azonosításukat bizonyossá teszik. Például, egy 90 km átmérőjű gyűrű tiszta anyagot elemzi Guabonito lehet egy kráter tele sötét üledék . További hasonló területek láthatók a Shangri-la és Aaru nevű sötét régiókban . Körkörös tárgyakat Cassini is megfigyel a tiszta Xanadu régióban, amikor a2006. április 30.
A Cassini- misszió előtt készült pályák és becsapódási szögek modelljei azt sugallják, hogy a jég-víz kéreggel történő ütközéskor a vizes kilökődés egy kis része folyékony állapotban marad a kráterben. Ez évszázadokig folyékony állapotban maradhat, elegendő idő ahhoz, hogy a prekurzor molekulák az élet megjelenésére előálljanak. A Titan légköre pajzsként is működhet azáltal, hogy felére csökkenti az ütések és ezért a kráterek számát.
Kriovulkanizmus és hegyekA Titan kriovulkanizmusnak van kitéve . A légkörben észlelt 40 argon 40 azt jelezte, hogy a vulkánok nem a mosóvizet, hanem a folyékony vizet és az ammónia vegyületeket dobják ki . Miután Cassini észlelte a kriovulkán metánkibocsátását, a tudományos közösség úgy véli, hogy ez a vulkanizmus jelentős forrása a metán jelenlétének a légkörben. A Cassini által megfigyelt első objektumok egyike , Ganesa Macula a Vénusz egyes vulkánjaira emlékeztet, és feltételezhető, hogy kriovulkán eredetűek . A kriovulkánok áramellátásához szükséges nyomást a Titan külső jégtakarója okozhatja. A folyékony ammónium-szulfát réteg fölé kerülő jég felfelé úszhat, és ez az instabil rendszer hirtelen folyadékgyülemeket okozhat. Jégszemcsék és ammónium-szulfát hamu kerülnének így felszínre.
150 km hosszú, 30 km széles és 1,5 km magas hegyláncot fedezett fel Cassini 2006-ban. Ezt a déli féltekén elhelyezkedő láncot állítólag jeges, metánnal borított anyagból készítik. A tektonikus lemezek mozgása , amelyet esetleg egy közeli ütközési medence befolyásolhatott, megtörhetett volna egy olyan törést, amely révén az anyag felszínre került.
A Titan hegyeit Tolkien fantasztikus irodalmi univerzumában kapott fiktív nevekről nevezik el .
DűnékA Titan felszínéről a 2000-es évek elején a Földről készített első képeken nagy sötét régiók vannak kiemelve, amelyek az Egyenlítőn terülnek el. Cassini érkezése előtt a kutatók úgy vélték, hogy ezek a régiók szerves anyagok , bitumen vagy folyékony szénhidrogének tengerei . A Cassini által készített radarképekből kiderül, hogy e területek egy része valójában dűnékkel borított síkság , néhányuk magassága 330 méter. Az ilyen típusú dűnéket közepesen változó szél képezné, amelyek átlagos irányban fújnak, vagy két különböző irányban váltakoznak. A Titan esetében az állandó zónás szél változó árapályos széllel párosul. Ez utóbbiak a Szaturnusz Titan légkörén bekövetkező árapályerőkből adódnak, amelyek 400-szor nagyobbak, mint a Földön lévő Holdé, és hajlamosak az Egyenlítő felé irányítani a szelet. Ezek a szélminták vezetik a dűnék hosszú, párhuzamos vonalak kialakulását nyugatról keletre. Ezek a dűnék felbomlanak a hegyek körül, ahol a szél iránya megváltozik. Athena Coustenis, a párizsi-meudoni obszervatórium szerint ezek a dűnék éppen ellenkezőleg, olyan porból állnak, amelynek sűrűsége sokkal alacsonyabb, mint a Földön, ahol a homokszemek szilícium-dioxidból képződnek . A rendszeres kis teljesítményű szél tehát elegendő lenne a titániai homok mozgásba hozatalához .
A Titánon lévő homok a jégfelület eróziójáért felelős folyékony metán áramlásának eredményeként keletkezhet , esetleg áradás formájában. Származhat szerves szilárd anyagokból is, amelyek a műhold légkörében végzett fotokémiai reakciók során keletkeznek .
A Titan 15 nap és 22 óra alatt kering a Szaturnusz körül. A Holdhoz és sok más gázóriás műholdhoz hasonlóan a keringési periódusa is megegyezik a forgási periódusával : a Titan tehát szinkronban forog a Szaturnusszal. A excentricitás eléri 0,0288 és dőlésszög 0,348 ° -kal az egyenlítő Szaturnusz. A Titan 1,2 millió kilométerre található a Szaturnustól (20 szaturnuszi sugár). Ez a huszadik műhold, amelyet a bolygó közepéről igazoltak, a bolygó hét műholdja közül a hatodik elég nagy ahhoz, hogy gömb alakú legyen (csak az Iapetus van külsőbb ).
A Titan és a Hyperion - egy kicsi, szabálytalan műhold - keringése 3: 4-re visszhangzik : a Titan négyszer kering a Szaturnusz körül, míg Hyperion három körül. A szaturnuszi rendszer kialakulási modelljei alapján a Hyperion valószínűleg az orbitális stabilitás ezen a szigetén alakult volna ki, a Titan pedig kívülről elnyelte vagy kidobta a tárgyakat.
A hőmérséklet a Titan felszínén körülbelül 94 K ( −179 ° C ). Ezen a hőmérsékleten a vízjég nem sublimál, és a légkör szinte teljesen mentes a vízgőztől . A légköri köd hozzájárul az üvegházhatást okozó ellenhatáshoz azáltal, hogy visszatükrözi a napfényt: a Titan felülete lényegesen hűvösebb, mint a felső légkör. A Titan felhői, amelyek feltehetőleg metánból, etánból és más egyszerű szerves vegyületekből állnak, szétszórtan és változóan átjárják a ködöt. Ez a légköri metán üvegházhatást vált ki, amely nélkül a Titan felülete még hidegebb lenne. A Huygens szonda adatai azt mutatják, hogy a folyékony metán, más szerves vegyületekkel együtt, rendszeresen esik a légkörből a Hold felszínére. Ban ben 2007. október, a Xanadu egyenlítői régió feletti felhő átlátszatlanságának növekedését mérik, ami a "metán szitálására" utal, bár nincs közvetlen bizonyíték az esőzésekre.
A globális szélminta szimulációi Huygens leszállása során vett szélsebességi adatok alapján arra utaltak, hogy a Titan légköre egy hatalmas, egyetlen Hadley-cellában kering . A forró levegő a Titan déli féltekén (a félgömbön, amely "nyáron" volt Huygens ereszkedése alatt) emelkedik, és az északi féltekén ereszkedik le. Ennek eredményeként délről északra nagy magasságban, északról délre alacsony magasságú légáramlás következik be. Ilyen Hadley-sejt csak lassan működő rendszeren lehetséges, ez a Titan esetében is érvényes. Úgy tűnik, hogy a pólus-pólus közötti szélkeringés a sztratoszférában központosul; a szimulációk azt javasolják, hogy a Titan évében tizenkét évente, hároméves átmeneti periódussal változtassanak (ami 30 Föld-évnek felel meg). Ez a cella létrehoz egy globális alacsony nyomású sávot, amely megfelel a földi intertrópusi konvergencia zóna (ITCZ) változásának. A Földdel ellentétben, ahol az óceánok az ITCZ-t a trópusokra korlátozzák, a Titánon a terület pólusról pólusra vándorol, magával hordva a metánzáporral terhelt felhőket. Ez azt jelenti, hogy a Titan fagyos hőmérséklete ellenére trópusi éghajlatnak tekinthető.
A Titan déli pólusa közelében látható metán tavak száma lényegesen kisebb, mint az északi pólus közelében. Amikor a déli sark nyáron van, az északi pedig télen, akkor felmerül egy feltételezés, hogy a metánesők télen érik a pólusokat, nyáron pedig elpárolognak.
Szeptemberben Cassini egy nagy felhőről készített képet 40 km magasságban a Titan északi pólusa felett. Habár a metánról ismert, hogy a Titan légkörében kondenzálódik, a felhő nagyobb valószínűséggel etánból áll, mivel a detektált részecskék csak 1-3 µm méretűek voltak , és az etán ezen a magasságon is megfagyhat. Decemberben Cassini ismét felhőtakarást figyelt meg, és metánt, etánt és más szerves vegyületeket észlelt. A felhő átmérője meghaladta a 2400 km- t, és egy hónappal később egy későbbi repülés során még mindig látható volt. Az egyik hipotézis szerint az Északi-sarkon esik az eső (vagy ha elég hideg van, akkor havazik), az északi szélességi fokokon lévő mélypontok elég erősek ahhoz, hogy szerves részecskéket "fújjanak" a Hold felszínére. Ez a legerősebb bizonyíték a Titan metanológiai ciklusának (a föld hidrológiai ciklusához hasonló) régi hipotézisének alátámasztására.
A déli Titanian égen felhőket is találtak. Míg általában a hold korongjának 1% -át lefedi, robbanásokat észleltek a felhőtakaróban, amely aztán gyorsan kitágul, akár 8% -ra is. Az egyik hipotézis arra a következtetésre jut, hogy a felhők a Titanian-nyár folyamán megnövekedett napfény közben keletkeznek, és emelik a légkört, ami hozzájárul a konvekcióhoz . Ezt a magyarázatot bonyolítja, hogy a felhőképződés nemcsak a nyári napforduló után, hanem tavasz közepén is megfigyelhető volt. A "metánnedvesség" szintjének növekedése a Déli-sarkon végül hozzájárul a felhőméret gyors növekedéséhez. A Titán nyári időszaka minden féltekén körülbelül tizenöt évig tart, amikor a Hold mozgását irányító Szaturnusz pályája váltakozva a Nap felé dől. Amikor az évszak változik, az etán a pólus felett kezd kondenzálódni, átmegy a téli időszakába.
A megfigyelésekkel alátámasztott kutatási modellek azt sugallják, hogy a titániai felhők kiemelt területeken csoportosulnak, és a felhőtakaró a felszíntől való távolságától függően változik a műhold különböző tájain. A sarki területeken (60 ° szélesség felett ) széles körű és tartós etánfelhők jelennek meg a troposzférában és felett ; alacsonyabb szélességeken elsősorban metánfelhők találhatók 15 és 18 km között , szórványosabban és lokalizáltabban. A nyári féltekén a metánfelhők gyakoriak és vastagok, de szórványosak, és úgy tűnik, hogy 40 ° szélesség körül halmozódnak.
A földi megfigyelések a felhőzet borításának szezonális variációit is feltárják. A Szaturnusz harmincéves pályája alatt a Titan felhőrendszerei huszonöt évig nyilvánulnak meg, majd a következő négy-öt évben eloszlanak, mielőtt újra megjelennek.
A Titan légkörének jelenlegi összetétele meglehetősen közelinek tűnik a hipotézishez, amelyet a Föld korai légköréhez fűznek , vagyis mielőtt az első élő organizmusok oxigént bocsátanának ki . A Titan légkörében található komplex szerves molekulák azonosak a molekulákkal , amelyek azonosak lehetnek a Föld életének megjelenésével , ezért a Titan az exobiológusok számára nagyon érdekes tanulmányi tárgy .
A Miller-Urey kísérlet és más ezt követő kísérletek azt mutatják, hogy komplex molekulákat és polimereket, például tolinokat lehet előállítani ultraibolya sugárzásnak kitett Titan-szerű atmoszférából . A reakciók a nitrogén és a metán disszociációjával kezdődnek, hidrogén-cianidot és acetilént képezve . A későbbi reakciók sok tanulmány tárgyát képezik.
Mindezek a kísérletek arra utalnak, hogy elegendő szerves anyag van a Titánon a kémiai evolúció elindításához, hasonlóan a Földön bekövetkezett evolúcióhoz. Ez a hasonlat feltételezi a folyékony víz jelenlétét a jelenleg megfigyeltnél hosszabb ideig, de számos elmélet azt sugallja, hogy a becsapódásból származó folyékony víz megmaradhat egy szigetelő jégréteg alatt. Folyékony ammónia-óceánok is létezhetnek a felszín alatt; az egyik modell egy 200 km mély víz- és ammóniaréteget javasol a kéreg alatt, olyan feltételeket, amelyek "földi szempontból szélsőségesnek tűnnek, de olyanok, amelyek életben maradhatnak". A belső és a külső réteg közötti hőátadás kritikus jelentőségű az élet fenntartásában egy ilyen óceánban.
A Titán mikrobiális életének kimutatása annak biogén hatásaitól függ : például figyelembe lehet venni a metán és a nitrogén légköri biológiai eredetét. A hidrogént olyan molekulaként emlegetik, amely képes jelezni az élet létezését a Titánon: ha egy metánt termelő életforma elegendő mennyiségű hidrogént fogyaszt, akkor ez mérhető hatással lesz a troposzféra koncentrációjára .
E lehetőségek ellenére a Földdel való hasonlat pontatlan. A Naptól ekkora távolságban a Titan fagy (felhőtakarójának üvegházhatást gátló hatása fokozza ezt a hatást), légkörében nincs szén-dioxid , amely a földbe fagyott, a vízből származó jéggel keverve. Másrészt a metánnak lehet üvegházhatása, de csak az ezen nagyon alacsony hőmérsékleten kibocsátott hősugárzás spektrális sávjain. Ezen korlátok miatt a Titán életének témáját vitathatatlanul legjobban kísérletként írhatjuk le, amellyel elméleteket tesztelhetünk a Föld életének fejlődését megelőző szükséges feltételekkel. Annak ellenére, hogy az élet nem létezik ott, a Titan környezetének prebiotikus körülményei és a szerves kémia esetleges jelenléte továbbra is nagy érdeklődést mutat a Föld bioszféra korai történetének megértése szempontjából.
Titant fedezik fel 1655. március 25a holland csillagász Christian Huygens által inspirált a felfedezés a négy műhold Jupiter által Galileo 1610-ben egy távcső . A szerencse az oldalán állt, miközben figyelte, ahogy a gyűrű bujkálni készül. De igazságtalan lenne szerencsét adni Huygens megfigyelésének. Tizenéves korában más csillagászok már észrevették ezt a fénypontot a Szaturnusz közelében, de összetévesztették csillaggal. Huygens szívósan követte a bolygó körüli pont pályáját (odáig ment, hogy 68 ciklust rögzített négy évig), hogy pontosan rögzítse annak periódusát. Ő maga hozzájárul a teleszkópok terén elért bizonyos előrelépésekhez, és felfedezi a Titánt, miközben a Szaturnusz gyűrűinek tanulmányozására törekszik, amelyek természete ekkor még nem ismert. Ugyanebben az évben tette közzé felfedezését a De Saturni Luna Observatio Nova könyvben .
Huygens felfedezését egyszerűen Saturni Lunának (vagy Luna Saturni-nak ) nevezi , latin néven, amely "Szaturnusz holdját" jelenti. Amikor Jean-Dominique Cassini felfedezi négy Saturn műholdak között 1673 és 1686, a csillagászok, hogy bekerüljön a szokása, amelyben az öt testek Saturn I a Saturn V , Titan leggyakrabban részesülő száma négy. A számozás 1789 után történő rögzítése után a Titan hivatalosan " Saturn IV " számozású. Csak 1847-ben javasolta John Herschel , William Herschel fia ( 1789-ben a Mimas és az Enceladus felfedezője ), hogy a numerikus jelöléseket helyettesítsék a Titánok , Cronos testvérei ( a görög mitológiában a Szaturnusz megfelelője ).
A Titan soha nem szabad szemmel látható , de kisméretű távcsövek vagy jó távcsövek segítségével megfigyelhető. Amatőrként nehéz megfigyelni a Szaturnusz földgömbjének és a gyűrűs rendszer közelségének köszönhetően. Ezért van kevés műholdas megfigyelés az űrkorszak előtt. 1907-ben Josep Comas i Solá spanyol csillagász bejelentette, hogy a Titan-korong széleinek sötétedését és középpontjában két fehér és kerek területet észlelt. 1940-ben Gerard Kuiper arra következtetett, hogy a Titannak légköre van.
A Szaturnuszt meglátogató első szonda a Pioneer 11 volt, 1979-ben . Segít megállapítani, hogy a Titan valószínűleg túl hideg volt ahhoz, hogy bármilyen életformát hordozzon. A gép elkészíti az első fényképeket a holdról, de ezek rossz minőségűek. A Titan első közeli felvétele készül1979. szeptember 2.
Titan ezután megközelíteni Voyager 1 a 1980 és Voyager-2 a 1981 . A Voyager 1 pályája megváltozik, hogy közelebb kerüljön a Holdhoz, de a szondának nincs olyan eszköze, amely képes lenne átlátni a műhold légkörét. Ezt a tulajdonságot a szonda készítésekor nem gondolták. Néhány évvel később a Voyager 1 által narancsszínű szűrővel készített képek intenzív feldolgozása arra utal, hogy léteznek a világos és sötét régiók, amelyeket ma Xanadu és Shangri-la néven ismernek , de akkoriban a Hubble már megfigyelte őket az infravörös tartományban. tér Telescope . A Voyager 2 nem halad el a Titan közelében. A szondáért felelős csapatnak lehetősége van elhelyezni vagy a pályához közelítő ösvényen, vagy az Uránusz és a Neptunusz irányába . A Voyager 1 tapasztalatai miatt a második lehetőséget választják.
A Titan volt a Cassini-Huygens misszió egyik fő célkitűzése , amely elsőként kifejezetten a Szaturnusz és környezete feltárására irányult. A küldetés két különálló részből áll: a Cassini keringőből , amelyet a NASA fejlesztett ki , és a Huygens kutató modulból , amelyet az ESA fejlesztett ki . Beindult1997. október, elérte a szaturnusz rendszert 1 st július 2004-es.
Cassini , aki a Saturn számos műholdját tanulmányozta, a Titan fölött repül, és a csillagokat közeli járatok ( repülés ) alatt tanulmányozza , főleg RADAR és VIMS műszerekkel . A2004. október 26, a szonda nagyfelbontású fényképeket készít a mindössze 1200 km- re lévő hold felszínéről, lehetővé téve a Földtől láthatatlan világos és sötét területek felismerését. A2006. július 22, Cassini kezdi az elsőt a Titan többféle repülésének sorozatában, mindezt csak 950 km- re a műholdtól. Állítólag az Északi-sark közelében folyékony területeket fedeztek fel, a tizenhatodik áthaladás után, több mint hetvenöt metán-tó formájában. Áprilisban a Cassini mérései azt mutatják, hogy a Titan nem teljesen gömb alakú, de ovális alakú, mert a pólusoknál lapított. Ez a megfigyelés kompatibilis a folyékony metán óceán jelenlétével a felszín alatt. De egy decemberben közzétett tanulmány éppen ellenkezőleg, egy ammóniaoldattal rendelkező folyékony víz óceánjának létezésére utal, néhány tíz kilométer vastag jégréteg alatt.
A Titan légkörének tanulmányozására szánt Huygens modul akadálytalanul felmerül, a2005. január 14, a szaturnusz hold felszínén. A Titan így lett az ötödik csillag, amelyen az embernek sikerült leszállnia egy űrhajóval , a Hold , a Vénusz , a Mars és az Eros aszteroida után . A Titan egyben a Távoli Naprendszer első teste (az aszteroidaövön túl ) és az első műhold a Földön kívüli bolygóról, amelyre földi tárgy került.
Huygens teljes egészében a műhold atmoszférájának és felszínének tanulmányozásával foglalkozik. Nagyon sok információt nyújt, amikor a légkörbe ereszkedik, és miután a földre került, kiderül, hogy a felszín számos területét a folyadékáramlás képezte a múltban.
A következő misszió, amelynek a Titánt kell felfedeznie, a Dragonfly , egy szonda, amelyet 2026-ban kell elindítani, és 2034-ben kell megérkeznie a Titan felszínére. A Dragonfly -t a New Frontiers program negyedik küldetésének választották : az amerikai űrügynökség ezen programját a NASA kutatási missziókat tartalmaz a Naprendszerben, amelyek költsége legfeljebb egymilliárd dollár. A Szitakötő kihasználja a Titan gravitációját, amely jóval kisebb, mint a Földé (13,8%), és a légköre négyszer vastagabb. Ez a két jellemző kedvező a repülőgép megvalósításához. A Dragonfly tehát egy 450 kg-os helikopteres drón, amely négy, egy méter átmérőjű rotort tartalmaz. Képes rövid, nyolc kilométeres autopilóta repülésre a leszállás előtt, hogy fedélzeti radioizotópos termoelektromos generátor segítségével feltöltse akkumulátorait . A repülési szakaszban ( 36 km / h sebességgel és 4 km-es felső magassággal ) a drón elemzi a légkör összetételét és meghatározza annak függőleges profilját. Amikor a földön, tanul a készítmény szerves anyagok és a felszíni jég segítségével tömeges spektrométer és egy aktív neutron gamma spektrométer . A drónnak vannak eszközei a meteorológia tanulmányozására és a szeizmikus vizsgálatok elvégzésére is.
A aerobot a elsődleges feladata az, hogy az utolsó 2,7 év , amely alatt várhatóan utazni körülbelül 175 kilométerre . Le kell szállnia a Shangri-La dűne mezőjére, és tanulmányoznia kell különösen Selk ütközési kráterét , hogy megpróbálja azonosítani a folyékony víz, szerves elemek és energia múltbeli jelenlétét, amely lehetővé tehette az élet megjelenését . A fő tudományos cél az anyagok összetételének mérése a különböző geológiai terepeken annak meghatározása érdekében, hogy a prebiotikus kémia hogyan fejlődött egy olyan környezetben, amely az élet megjelenésének kulcsfontosságú elemeit biztosítja: pirimidinek és aminosavak .
A NASA és az ESA összefogtak, hogy 2007-ben kifejlesszenek egy missziót a Titanhoz, amely átveszi Cassinitől: a Titan Saturn System Mission (TSSM) . Ennek a küldetésnek, amely sokkal ambiciózusabb, mint a Cassini-Huygens, három részből kellett állnia: egy keringőből, egy hőlégballonból és egy földi szondából. Az indulást 2020-ra tervezték, 2030 körül érkeztek meg a rendeltetési helyre. A projektet 2009-ben hagyták abba.
A misszió Titan Mare Explorer ajánlat részeként 2011-ben a programban Discovery „s NASA . Az űrszondának Titan egyik legnagyobb tava , a Ligeia Mare (100 000 km 2 terület ) felszínén kellett leszállnia, hogy tanulmányozza annak jellemzőit és a metán ciklust. A misszió a három döntős egyike, de végül is az InSight küldetést választják.
2015-ben a NASA NIAC programjának részeként tengeralattjáró-projektet javasoltak Kraken Mare felfedezésére .
A Marvel Univerzumban , egy képzeletbeli világban, amelyben a Marvel Comics által kiadott képregények nagy része fellép , a Titan az örökkévalóság egyik ágának, az emberiség egyik mellékágának a működési alapja . Először a Földön hozták létre, néhány képviselője az Uranusba indult az embereiket megosztó polgárháború után. Miután képviselői virtuálisan megsemmisítették képviselőit , a túlélők a Szaturnusz holdjára indultak , hogy ott menedéket találjanak. Leghíresebb képviselői a Kronos , amelyet az emberek az Idő istenének tartanak, és Thanos , a Titanban az Örökkévalóak közül a legerősebb.
A filmben Oblivion által Joseph Kosinski a Tom Cruise és Morgan Freeman , a mozikban 2013-ban, a Föld népességének volna menedéket Titan követően az invázió a Föld földönkívüli lények.
Phillip K. Dick A játékosok a Titánról című regényében a Titanból érkező idegenek átveszik az irányítást a Föld felett, hogy egy szerencsejátékon alapuló társadalmi-gazdasági modellt hozzanak létre. A regény egy része a szaturnusz hold felszínén játszódik, amelynek leírása eltér a valóságtól, a könyvet jóval a Cassini-Huygens misszió műholdas tanulmányozása előtt írták , amikor a Titan még mindig nagyon titokzatos világ volt. amelynek felhőit soha nem szúrták át, és kezdte érdekelni a csillagászokat és a nagyközönséget.
A képregény sci-fi Shangri-La a Mathieu Bablet , ami történik a távoli jövőben, a cég Tianzhu Enterprises terraformált Titán hold, és létrehoz egy új emberi lény, különösen ellenálló, adaptált és rendeltetése, hogy élnek a műholdas.
: a cikk forrásaként használt dokumentum.