Titan (mjesec): razlika između inačica
m robot Dodaje: gv:Titan (fo-phlannad) |
|||
| Redak 53: | Redak 53: | ||
Vjetrove na Titanu, za razliku od većine ostalih tijela Sunčevog sustava, ne pokreće Sunčevo zračenje (koje je 100 puta slabije nego na Zemlji) već plimne sile. Plimne sile na Titanu su čak 400 puta jače nego na Zemlji. Plimna izbočina koju na pretpostavljenom oceanu metana stvara Saturn mogla bi biti visoka i do 100 metara. Ova izbočina, zbog Titanove sinkrone rotacije, stoji uglavnom na istom mjestu, no zbog jačanja i slabljenja plimne sile (tijekom Titanovog približavanja i udaljavanja Saturnu do kojeg dolazi zbog Titanove eliptične putanje) izbočina se periodički povećava i smanjuje. Računalne simulacije pokazale su da visina plimne izbočine varira i do 10%. |
Vjetrove na Titanu, za razliku od većine ostalih tijela Sunčevog sustava, ne pokreće Sunčevo zračenje (koje je 100 puta slabije nego na Zemlji) već plimne sile. Plimne sile na Titanu su čak 400 puta jače nego na Zemlji. Plimna izbočina koju na pretpostavljenom oceanu metana stvara Saturn mogla bi biti visoka i do 100 metara. Ova izbočina, zbog Titanove sinkrone rotacije, stoji uglavnom na istom mjestu, no zbog jačanja i slabljenja plimne sile (tijekom Titanovog približavanja i udaljavanja Saturnu do kojeg dolazi zbog Titanove eliptične putanje) izbočina se periodički povećava i smanjuje. Računalne simulacije pokazale su da visina plimne izbočine varira i do 10%. |
||
[[Slika:Christiaan Huygens-painting.jpeg|left|thumb|190 px|Christian Huygens, pronalazač Titana]] |
|||
Saturnove plimne sile pokreću Titanovu atmosferu stvarajući plimne vjetrove u smjeru sjever-jug (za razliku od vjetrova na većim visinama koji pušu u smjeru istok-zapad) brzine i do 1 m/s. Zbog niske gravitacije i velike gustoće atmosfere, vjetrovi ove brzine su mnogo učinkovitiji nego na Zemlji, te mogu uzvitlati prašinu. |
Saturnove plimne sile pokreću Titanovu atmosferu stvarajući plimne vjetrove u smjeru sjever-jug (za razliku od vjetrova na većim visinama koji pušu u smjeru istok-zapad) brzine i do 1 m/s. Zbog niske gravitacije i velike gustoće atmosfere, vjetrovi ove brzine su mnogo učinkovitiji nego na Zemlji, te mogu uzvitlati prašinu. |
||
Inačica od 4. kolovoza 2008. u 11:08
| Titan | |
|---|---|
 Titan, najveći Saturnov satelit | |
| Otkriće | |
| Otkrio | Christiaan Huygens |
| Datum otkrića | 25. ožujka 1655. |
| Privremena oznaka | Saturn VI |
| Planet | Saturn |
| Grupa satelita | Unutarnji pravilni sateliti |
| Orbitalni elementi | |
| Ekscentricitet (e) | 0.028880 |
| Prosječna udaljenost | 1,221,931 km |
| Orbitalni period (P) | 15.94542 d |
| Inkl. prema ekvatoru planeta | 0.34854 ° |
| Fizičke osobine | |
| Srednji promjer | 2575.5 km |
| Površina | 8.3·107km² |
| Masa | 1.3452·1023 kg |
| Volumen | xxxx km³ |
| Gustoća | 1.8798 g/cm³ |
| Gravitacija na površini | 1.352 m/s² |
| Brzina oslobađanja | 2639 m/s |
| Period rotacije | 15.945 d |
| Albedo | 0.21 |
| Prosječna površinska temperatura |
90K |
| Atmosferski pritisak | 146.7 kPa |
| Nagib osi | 0° |
Titan je prirodni satelit Saturna. Kruži oko Saturna na udaljenosti 1 221 830 km. Titanov polumjer iznosi 2575 km, a masa 1.35 × 1023 kg. Titan najvjerojatnije Saturnu uvijek pokazuju istu stranu (tj. ima sinkronu rotaciju), pa jedan dan na Titanu traje jednako kao i njegov ophod oko Saturna - nešto manje od 16 dana (15 d 22 h 41 m).
Fizička svojstva
Titan je po svojim svojstvima sličan drugim velikim satelitima Ganimedu, Kalistu i Tritonu, a možda i planetu Plutonu.
Građen je od leda i stijenja. Unutrašnjost mu je vjerojatno diferencirana u nekoliko slojeva, sa središnjom jezgrom promjera oko 3400 km, te nekoliko slojeva leda različitih kristalnih struktura. Unutrašnjost mu je možda još uvijek vruća. Iako po sastavu sličan ostalim Saturnovim satelitima, Titan je nešto veće gustoće. Razlog tome je što je dovoljno velik da pokrene proces gravitacijske kompresije - zgušnjavanja uslijed vlastite težine.
Letjelice Voyager nisu otkrile postojanje značajnijeg magnetskog polja oko Titana.
Atmosfera
Titan je jedini planetni satelit u Sunčevu sustavu koji posjeduje značajniju atmosferu. Atmosfera na površini stvara tlak od čak 1.5 bara, 50% više nego na Zemlji (na razini mora). Atmosfera je po sastavu većim dijelom molekularni dušik (94%), uz argon (6%) i nešto metana. Mogu se naći i voda, te neki organski spojevi u tragovima (cijanovodik, ugljik dioksid).
Cijanovodik je izrazito bitan jer je nužan za stvaranje aminokiselina, osnove života na Zemlji. Smatra se da su ovi uvjeti slični uvjetima kakvi su vladali na Zemlji u vrijeme stvaranja života, prije nego je život u Zemljinu atmosferu počeo unositi kisik.
U višim slojevima atmosfere, pod djelovanjem sunčeva svjetla na metan, ugljik dioksid i druge spojeve, nastaju ugljikovodici i još neki spojevi. Ti se spojevi u hladnoj atmosferi kondenziraju te na visini od oko 200 km iznad površine stvaraju sloj neprozirnih narančastih oblaka. Ovaj proces je sličan procesu stvaranja smoga na Zemlji. U novije vrijeme, na Titanu su uočeni i mali oblaci koji se mogu pojaviti i nestati u samo jednom danu. Ovi su oblaci mogući izvor metanskih kiša.
Na Titanovoj površini vladaju temperature od oko 95 K (-178°C), oko 4 K iznad trojne točke metana. Vodeni led na ovim temperaturama ne sublimira, pa u atmosferi nema mnogo vodene pare. Pored spomenutih narančastih oblaka i sveopće magle, postoje i druge vrste oblaka, od molekula metana, etana i drugih jednostavnih organskih molekula. Postoji mogućnost da metanski oblaci proizvode čak i neku vrstu "kiše" tekućeg metana na površini, pa čak i da postoje rijeke, ledenjaci i oceani etana (s otopljenim metanom) dubine do 1000 metara. Ipak, posljednja radarska promatranja sa Zemlje nisu potvrdila ove pretpostavke.
Vjetrove na Titanu, za razliku od većine ostalih tijela Sunčevog sustava, ne pokreće Sunčevo zračenje (koje je 100 puta slabije nego na Zemlji) već plimne sile. Plimne sile na Titanu su čak 400 puta jače nego na Zemlji. Plimna izbočina koju na pretpostavljenom oceanu metana stvara Saturn mogla bi biti visoka i do 100 metara. Ova izbočina, zbog Titanove sinkrone rotacije, stoji uglavnom na istom mjestu, no zbog jačanja i slabljenja plimne sile (tijekom Titanovog približavanja i udaljavanja Saturnu do kojeg dolazi zbog Titanove eliptične putanje) izbočina se periodički povećava i smanjuje. Računalne simulacije pokazale su da visina plimne izbočine varira i do 10%.
Saturnove plimne sile pokreću Titanovu atmosferu stvarajući plimne vjetrove u smjeru sjever-jug (za razliku od vjetrova na većim visinama koji pušu u smjeru istok-zapad) brzine i do 1 m/s. Zbog niske gravitacije i velike gustoće atmosfere, vjetrovi ove brzine su mnogo učinkovitiji nego na Zemlji, te mogu uzvitlati prašinu.
Slike s Voyagera pokazale su i razlike u boji između sjeverne i južne polutke, te odvojeni sloj smoga koji je s ostatkom bio spojen iznad sjevernog pola. Razlike u boji su objašnjene utjecajem godišnjih doba - u vrijeme prolaska Voyagera na sjevernoj je polutci bilo rano proljeće, a na južnoj rana jesen. Postojanje odvojenog sloja smoga, kasnije su analize pokazale, rezultat je atmosferske cirkulacije u višim slojevima atmosfere.
Reljef
Zbog guste atmosfere, nije moguće vidjeti Titanovu površinu u vidljivom svjetlu. Letjelica Cassini će mapirati Titanovu površinu radarom, kao što je letjelica Magellan to učinila s Venerom. Nešto površinskih detalja je vidljivo na infracrvenim fotografijama teleskopa Hubble, pa je uočen svjetliji "kontinent" na Titanovoj strani okrenutoj Saturnu. Na osnovu ovih fotografija je odabrano mjesto slijetanja sonde Huygens.
Dolaskom letjelice Cassini dobivene su bolje slike Titana, na kojima se ističe područje nazvano Xanadu. Još uvijek nije sasvim jasno kakav je tip terena u pitanju.
Povijest istraživanja
Titan je otkrio Christiaan Huygens 1655. godine. Titan je bio jedan od glavnih ciljeva misije Voyager 1. Godine 1997, lansirana je letjelica Cassini-Huygens koja je 2004. stigla u orbitu oko Saturna. Sonda Huygens će biti spuštena u Titanovu atmosferu početkom 2005.
Vanjske poveznice
| ||||||||||||||||||||||||||||