Titan (mjesec)

Izvor: Wikipedija
Prijeđi na navigaciju Prijeđi na pretraživanje
Titan
Titan, najveći Saturnov satelit
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 7.16×·1010 km³
Gustoća 1.8798 g/cm³
Gravitacija na površini 1.352 m/s²
Brzina oslobađanja 2639 m/s
Period rotacije 15.945 d
Albedo 0.22
Prosječna površinska
temperatura
90K
Atmosferski pritisak 146.7 kPa
Nagib osi

Titan (također Saturn VI) 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 - 15 dana, 22 sata, 41 minuta i 24 sekunde.

Fizička svojstva[uredi VE | uredi]

Titan je po svojim svojstvima sličan drugim velikim satelitima Ganimedu, Kalistu i Tritonu, a možda i patuljastom 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[uredi VE | uredi]

Titan je jedini 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. Može se naći voda, te neki organski spojevi u tragovima (cijanovodik, ugljikov(IV) oksid).

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%.

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.

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.

Radarski mozaik na kojem su jezera obojana u plavo, a kopno u žuto.
Umjetno obojana slika u bliskom infracrvenom zračenju - vidi se regularna refleksija na metansko-etanskom moru Kraken.

Reljef[uredi VE | uredi]

Zbog guste atmosfere, nije moguće vidjeti Titanovu površinu u vidljivom svjetlu. Letjelica Cassini je mapirala 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-Huygens dobivene su bolje slike Titana, na kojima se ističe područje nazvano Xanadu. Još uvijek nije sasvim jasno kakav je tip terena u pitanju.

Jezera metana

Mogućnost jezera metana na Titanu prvi put je predložena na temelju podataka Voyagera 1 i 2 1980. i 1981. koji su pokazali da Titan ima gustu atmosferu približno odgovarajuće temperature i sastava da ih podrži, ali izravni dokazi nisu dobiveni do 1995. kada su podaci iz Hubble-a i drugih opažanja su ukazivala na postojanje tekućeg metana na Titanu, bilo u nepovezanim džepovima ili na ljestvici oceana širom satelita, slično kao voda na Zemlji.

Misija Cassini-Huygens potvrdila je prethodnu hipotezu. Kada je sonda stigla do Saturna 2004. godine, nadala se da će se od sunčevog svjetla koje se reflektira s njihove površine otkriti jezera ili oceane, ali u početku nisu zabilježene refleksije . U blizini južnog pola Titana identificirana je zagonetna mračna mrlja pod nazivom Ontario Lacus, a kasnije je potvrđeno da je to jezero. Moguća obala također je identificirana u blizini pola pomoću radarske slike. Nakon preleta 22. srpnja 2006., u kojem je radar prikazivao sjeverne geografske širine, viđeno je nekoliko velikih, glatkih, stoga tamnih radarskih mrlja koje su dotvirivale površinu u blizini pola. Na temelju opažanja, znanstvenici su objavili konačne dokaze o jezerima ispunjenim metanom na Saturnovom mjesecu Titan u siječnju 2007. Cassini – Huygensov tim zaključio je da su slikovne značajke gotovo sigurno dugo tražena jezera, prva stabilna tijela površinske tekućine koja se nalaze izvan Zemlje.

Krateri

Primjer kratera na Titanu (radarska sintetska slika)

Radar, SAR i slikovni podaci iz Cassini-Huygensa otkrili su nekoliko kratera na površini Titana. Čini se da su ti krateri relativno mladi, u usporedbi s Titanovom starosti. Nekoliko otkrivenih kratera uključuje 440-kilometarski krater s imenom Menrva kojeg radar vidi kao svijetlo-tamni koncentrični uzorak. Manji, 60 km širok, s ravnim podom krater nazvan Sinlap i 30 km, sa središnjim kraterima i tamno pod nazivom KSA također su primijećeni. Tu je i 90-kilometarski prsten svijetlog, grubog materijala poznat kao Guabonito. Smatra se da je to svojstvo udarnog kratera ispunjenog tamnim, vjetrovito natopljenim nanosom. Nekoliko drugih sličnih značajki primijećeno je u tamnim regijama Shangri-la i Aaru. Radar je promatrao nekoliko kružnih obilježja koja mogu biti krateri u svijetlom području Xanadu tijekom preleta Titana 30. travnja 2006. godine.

Vulkani i planine

Mogući vulkan Tortola Facula (umjetno obojana infracrvena slika)
Mogući kriovulkan Sotra Facula, projekcija na 3D model

Znanstvenici su dugo nagađali da su uvjeti na Titanu slični onima na ranoj Zemlji, iako na znatno nižoj temperaturi. Otkrivanje argona-40 u atmosferi 2004. godine pokazalo je da su vulkani iznjedrili perjanice "lave" sastavljene od vode i amonijaka. Globalna karta rasprostranjenosti jezera na Titanu ima pokazatelj da nema dovoljno prostora za račun za nastavak nazivanja u njegovoj atmosferi, vrijeme koje je značajan dio mora biti dodan putem vulkanskih procesa.

Ipak, nedostaje površinskih značajnih koje se mogu nedvosmisleno tumačiti kao vulkani. Jedan od prvih značajnih koje su otkrio Cassini-Huygens radarskim promatranjima 2004. godine, je nazvana Ganesa Macula, a nalikuje zemljopisnim značajkama koje se nazivaju "palačinke kupole" koje se nalaze na Veneri, pa se u početku smatralo da je vulkanskog porijekla, sve dok Kirk nije odbacio ovu hipotezu na godišnjem sastanku američke geofizičke unije prosincu 2008. godine. Uvriježeno je da značajan dio nije kupola, ali se čini da je slučaj slučajne kombinacije svijetlih i tamnih zakrpa. Godine 2004. Cassini-Huygens je također otkrio neobično svijetlu značajku (nazvanu Tortola Facula), koja je interpretirana kao vulkanska kupola. Od 2010. godine nisu identificirane slične značajke.

Cassini je 2006. godine otkrio planinski lanac od 150 kilometara, 30 kilometara širok i 1,5 km visok . Ovaj lanac leži u južnoj hemisferi i smatra se da je prekriven metanskim snijegom. Kretanje tektonskih ploča, možda pod utjecajem obližnjeg bazena, moglo bi otvoriti procep kroz koji je materijal planine obrubljen. Prije Cassini-Huygensa , znanstvenici su pretpostavili da je većina topografija na Titanu utjecala na strukture, ali ovi rezultati pokazuju sličnost Zemlji, da su planine formirane kroz geološke procese. U prosincu 2010. Cassini-Huygensov tim najavio je najsnažniji mogući vulkan do danas pronađen. Nazvana je Sotra Patera, jedan je u lancu od najmanje tri planine, svaka između 1000 i 1500 m visine, od kojih je nekoliko na vrhu velikih kratera. Čini se da je tlo oko njihove baze prekriveno smrznutim tokovima lave.

Ako vulkanizam na Titanu zaista postoji, hipoteza je da je ona potaknuta energijom oslobođenom raspadanjem radioaktivnih elemenata unutar plašta, kao što je na Zemlji. Magma na Zemlji od tekućeg stijena, što je manje gusto od čvrste stjenovite kore kroz koje eruptira. Budući da je vodik manje gust od vode, Titanova vodena magma bila bi gušća od njezine čvrste ledene kore. To znači da bi zahtjevi za vulkanizmom na Titanu zahtijevali veliku količinu dodatne energije za rad, vjerojatno zbog preusmjeravanja plime i osekeiz obližnjeg Saturna. Led s niskim tlakom, koji prekriva tekući sloj amonij sulfata, uzdiže se živahno, a nestabilni sustav može proizvesti dramatične događaje u oblacima. Proces se ponavlja pojavljivanjem leda veličine zrna i amonij sulfat pepela, što pomaže u stvaranju krajolika uobliku vjetra i značajnosti pješčane dine.

Pješčane dine

Usporedba pješčanih dina u pustinji Namib s onima nađenima na Titanu (radarska sintetska slika)

Na prvim slikama Titanove površine koje su uzeli zemaljski teleskopi početkom 2000-ih, otkrivaju se velike regije tamnog terena u Titanovom ekvatoru. Prije dolaska Cassini-Huygensa mislilo se da su te regije od tekućih ugljikovodika. Slike snimljene od strane radara otkrila su da neke od tih regija su opsežne ravnice pokrivene u uzdužnie dine, do 100 m visoke i kilometar široke, a nekoliko desetaka do stotinak kilometara, dine ove vrste uvijek su usklađene s prosječnim smjeru vjetra. U slučaju Titana, vjetrovi u stabilnoj zoni kombiniraju se s promjenjivim plimskim vjetrovima (oko 0,5 metara u sekundi). Plimni vjetrovi su rezultat plimnih sila od Saturna na Titanovu atmosferu, koje su 400 puta jače od plitkih sila Mjeseca na Zemlji i imaju tendenciju da se vjetar pomiče prema ekvatoru. Ovaj uzorak vjetra, teoretiziran, uzrokuje da se granulirani materijal na površini pojavi izgrađuje u dugim paralelnim dunama orijentiranim zapad-istok. Dine se razbijaju oko planine, gdje se smjer vjetra pomiče.

Za uzlazne dine u početku se pretpostavljalo da su oblikovani umjerenim promjenjivim vjetrovima koji ili slijede jedan srednji smjer ili se izmjenjuju između dva različita smjera. Naknadna opažanja pokazuju da dine se upućuju na istok, iako simulacije klime ukazuju na površinski vjetrovi koji idu prema zapadu. Manje od 1 metra u sekundi, nisu dovoljno snažni za podizanje i transport materijala. Nedavne računalne simulacije pokazuju da su dine možda posljedice rijetkih olujnih vjetrova koji se događaju svakih petnaest godina kada je Titan u ravnodnevnici. Ova vrsta vjetra proizvodi snažno spuštanje, teče do 10 metara u sekundi kad dođe do površine.

"Pijesak" na Titanu vjerojatno nije sačinjen od malih zrnaca silikata kao što je pijesak na Zemlji, nego je možda nastao kada je tekući metan kišio i erodirao podlogu od leda, vjerojatno u obliku bujica. Alternativno, pijesak također može potjecati od organskih krutina nazvanih tolini, proizvedene fotokemijske reakcije u Titanovoj atmosferi. Studije priprema dina u svibnju 2008. pokazala je da posjeduju manje vode od ostatka Titana , te su stoga najvjerojatnije izvedene iz organske čađe kao polimeri ugljikovodika grudanja zajedno nakon kiše. Proračuni pokazuju da pijesak na Titanu ima gustoću od jedne trećine pijeska kopnenog pijeska. Niska gustoća u kombinaciji s suhoće Titanovoj atmosferi može uzrokovati nakupljanje zrnca zajedno zbog statičkog elektriciteta električne energije. "Ljepljivost" bi mogla otežati općenito blagi povjetarac u blizini Titanove površine da pomakne dine iako bi ih jači vjetrovi iz sezonskih oluja još uvijek mogli puhati na istok.

Oko ekvinocija, jaki vjetrovi vjetra mogu podići mikronske veličine krutih organskih čestica od dina do stvaranja Titanovih prašnih oluja, promatranih kao intenzivna i kratkotrajna osvjetljenja u infracrvenom svjetlu.

Titanov golemi oblak na sjevernom polu (umjetno obojan kompozit svjetla i bliskog infracrvenog zračenja)

Povijest istraživanja[uredi VE | uredi]

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 ušla je u Titanovu atmosferu 14. siječnja 2005.

Vanjske poveznice[uredi VE | uredi]

Logotip Zajedničkog poslužitelja
Na Zajedničkom poslužitelju postoje datoteke na temu: Titan (mjesec).