Тита?н (греч. ???????) — крупнейший спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера Ганимеда), является единственным, кроме Земли, телом в Солнечной системе для которого точно доказано существование жидкости на поверхности.

Сложная система спутников Сатурна

Титан стал первым известным спутником Сатурна — в 1655 году его обнаружил голландский астроном Христиан Гюйгенс.

Диаметр Титана — 5152 км., это на 50% больше, чем у Луны, при этом Титан на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Титан также превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ему по массе. Сила тяжести на нём составляет приблизительно одну седьмую земной. Масса Титана составляет 95 % массы всех спутников Сатурна. Средняя плотность Титана составляет 1,88 г/см?, что является самой высокой плотностью среди спутников.

Соотношение размеров Земли, Титана и Луны

Несмотря на низкую температуру, Титан сопоставляется с Землёй на ранних стадиях развития, и нельзя исключать, что на спутнике возможно существование простейших форм жизни, в частности, в подземных водоёмах, где условия могут быть гораздо комфортнее, чем на поверхности.

Слоистая структура атмосферы. «Кассини» 2004 год. Раскрашено в натуральные цвета.

Строение атмосферы Титана

Атмосфера

Атмосфера, окружающая Титан плотная, долгое время не позволяла увидеть поверхность спутника вплоть до прибытия аппарата Кассини-Гюйгенс в 2004 году. Состоит из азота, также имеется небольшое количество метана и этана, которые образуют облака, являющиеся источником жидких и, возможно, твёрдых осадков. На поверхности имеются метан-этановые озёра и реки. Давление у поверхности примерно в 1,5 раза превышает давление земной атмосферы. Температура у поверхности — минус 170—180  C.

Титан обладает обширной атмосферой более 400 км в толщину. Поскольку ускорение свободного падения на спутнике составляет примерно одну седьмую часть от земного, то для создания давления 1.5 атм, масса атмосферы Титана должна быть на порядок больше земной. Наличие метана в атмосфере приводит к процессам фотолиза в верхних слоях и образованию нескольких слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне.

Сравнение атмосфер Титана и Земли

Структура и состав атмосферы

Граница атмосферы Титана находится примерно в 10 раз выше, чем на Земле. Граница тропосферы располагается на высоте 35 километров. До высоты 50 км простирается обширная тропопауза, где температура остаётся практически постоянной, а затем температура начинает расти. Минимальная температура около поверхности составляет ?180  C, при увеличении высоты температура постепенно повышается и на расстоянии 500 км от поверхности достигает ?121°C. Ионосфера Титана имеет более сложную структуру чем земная, её основная часть располагается на высоте 1200 километров. Неожиданностью стало существование на Титане второго, нижнего, слоя ионосферы, лежащего между 40 и 140 км (максимум электропроводности на высоте 60 км).

Единственными телами в солнечной системе, атмосфера которых в основном состоит из азота, являются Земля и Титан. Атмосфера последнего состоит из азота на 98,4 % и примерно из 1,6 % аргона и метана, которые преобладают в основном в верхних слоях атмосферы где их концентрация достигает 43 %. Имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, циана, гелия. Практически отсутствует свободный кислород.

Так как Титан не обладает существенным магнитным полем, то его атмосфера, особенно верхние слои, сильно подвержена воздействию солнечного ветра. Кроме того она также подвержена действию космического излучения и солнечному облучению, под воздействием которых, в частности, ультрафиолета, молекулы азота и метана разлагаются на ионы или углеводородные радикалы. Эти фрагменты в свою очередь образуют сложные органические соединения азота или соединения углерода, в том числе ароматические соединения (например, бензол). Также в верхних слоях атмосферы образуется полиин — полимер с сопряжённой тройной связью.

Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности). Под воздействием Солнца весь метан был бы преобразован за 50 млн. лет (очень небольшой срок по сравнению с возрастом солнечной системы), однако этого не происходит, это означает, что запасы метана в атмосфере постоянно пополняются. Одним из возможных источников метана может быть вулканическая активность.

Поверхность

Поверхность Титана, сфотографированная «Кассини» в различных спектральных диапазонах, в низких широтах разделена на несколько светлых и тёмных областей с чёткими границами. В районе экватора на ведущем полушарии расположен светлый регион размером с Австралию (видимый также на инфракрасных снимках телескопа «Хаббл») представляющий собой возвышенность, вероятно, горный массив. Он получил название Ксанаду (Xanadu).

Озёра Титана

На радарных снимках, сделанных в апреле 2006 года, видны горные хребты высотой более 1 км, долины, русла рек, стекающих с возвышенностей, а также тёмные пятна (заполненные или высохшие озера). Заметна сильная эрозия горных вершин, потоки жидкого метана во время сезонных ливней могли образовать пещеры в горных склонах. К юго-востоку от Ксанаду расположено загадочное образование Hotei Arcus, представляющее собой яркую (особенно на некоторых длинах волн) дугу. Является ли эта структура «горячим» вулканическим районом или отложением какого-то вещества (например, углекислотного льда), пока неясно.

В экваториальном светлом регионе Адири обнаружены протяжённые цепи гор (или холмов) высотой до нескольких сотен метров. Предположительно, в южном полушарии может существовать массивный горный хребет протяжённостью около 150 км и высотой до 1,6 км. На вершинах гор имеются светлые отложения, возможно, залежи метана и других органических материалов. Все это свидетельствует о тектонических процессах, формирующих поверхность Титана.

В целом рельеф Титана относительно ровный — вариация по высоте не более 2 км, однако локальные перепады высот, как показывают данные радара и стереоснимки, полученные «Гюйгенсом», могут быть весьма значительными; крутые склоны на Титане не редкость. Это является результатом интенсивной эрозии при участии ветра и жидкости. Имеются несколько объектов, похожих на ударные кратеры, заполненные предположительно углеводородами. Многие кратеры могут быть захоронены под слоем осадков. Поверхность Титана в умеренных широтах менее контрастна.

Дюны

Имеются схожие с Ксанаду по размерам тёмные области, опоясывающие спутник по экватору, которые поначалу идентифицировались как метановые моря. Радарные исследования, однако, показали, что тёмные экваториальные регионы почти повсеместно покрыты длинными параллельными рядами дюн, вытянутых в направлении преобладающих ветров (с запада на восток) на сотни километров — «кошачьи царапины».

Тёмный цвет низменностей объясняется скоплением частиц углеводородной «пыли», выпадающей из верхних слоёв атмосферы, смываемой метановыми дождями с возвышенностей и приносимой в экваториальные районы ветрами. Пыль может быть перемешана с ледяным песком.

Возможность существования на поверхности Титана рек и озёр наполненных жидким метаном была предложена на основе данных собранных аппаратами Вояджер-1 и Вояджер-2, которые показали существование плотной атмосферы соответствующего состава и нужных температур для поддержания метана в жидком состоянии. После 1995 года данные, полученные с помощью телескопа Хаббл и другие наблюдения подтвердили существование жидкого метана на поверхности в виде отдельных озёр или даже океанов подобно земным.

Миссия Кассини в 2004 году также подтвердила эту гипотезу. Исследователи надеялись обнаружить жидкость с помощью отражения солнечного света, но сначала никаких бликов обнаружить не удалось.

Вблизи полюсов радар «Кассини» показал наличие очень ровной и/или хорошо поглощающей поверхности, которая представляет собой жидкие метановые (либо метан-этановые) водоёмы, наличие которых долго было под сомнением. В июле 2009 года было зафиксировано отражение солнечного света (блик) от гладкой поверхности жидкого бассейна в инфракрасном диапазоне, что стало прямым доказательством существования озёр. Чёткие радарные снимки озёр в северном арктическом регионе Титана получены в июле 2006 года. Помимо этого, в июне 2005 года снимки «Кассини» выявили в южном полярном регионе тёмное образование с очень чёткими границами, которое также может быть идентифицировано как жидкое озеро. Его назвали Lacus Ontario. Радарное покрытие области Меззорамиа в высоких широтах южного полушария показало наличие развитой речной системы, береговой линии с характерными следами эрозии и поверхности, покрытой жидкостью в настоящее время либо в недавнем прошлом

В марте 2007 года «Кассини» обнаружил в районе Северного полюса несколько гигантских озёр, крупнейшее из которых достигает в длину 1000 км и по площади сравнимо с Каспийским морем, ещё одно при площади 100 000 км? превосходит любое из земных пресноводных озёр.

Согласно данным «Кассини» и компьютерным расчётам, состав жидкости в озёрах следующий: этан (76-79 %). На втором месте находится пропан (7-8 %), на третьем — метан (5-10 %). Кроме того, озёра содержат 2-3 % цианида водорода, и около 1 % бутена, бутана и ацетилена. Согласно другим гипотезам, основными компонентами являются этан и метан.

Большая часть озёр обнаружена в северном регионе, тогда как в южном их почти нет. Это может объясняться сезонными изменениями — один сезон на Титане длится около 7 земных лет и за это время метан может высыхать в водоёмах одного полушария и ветрами переноситься в другое.

При снижении «Гюйгенса» были получены фотографии, на которых видны светлые холмы и пересекающие их русла, впадающие в тёмную область. «Гюйгенс», по-видимому, сел именно в тёмную область, и эта область оказалась с твёрдой поверхностью. Состав грунта на месте посадки напоминает мокрый песок (возможно состоящий из ледяных песчинок, перемешанных с углеводородами). Увлажнять грунт может постоянно выпадающая изморось.

На снимках непосредственно с поверхности видны камни (вероятно ледяные) округлой формы. Такая форма могла образоваться в результате длительного воздействия на них жидкости. Вероятно, в низких широтах, где приземлился «Гюйгенс», возможны только временные пересыхающие метаноёмы, образующиеся после крайне редких ливней.

Криовулканизм

На Титане имеются отчётливые признаки вулканической активности. Однако при схожести формы и свойств вулканов, на спутнике действуют не силикатные вулканы как на Земле или Марсе и Венере, а криовулканы которые, извергаются водно-амиачной смесью с примесью углеводородов.

Изначально существование вулканизма было предположено после обнаружения в атмосфере аргона-40, который образуется при распаде радиоактивных веществ. Позже Кассини зарегистрировала мощный источник метана, который предположительно является криовулканом. Так как на поверхности спутника до сих пор не было найдено ни одного источника метана, способного поддерживать постоянное количества вещества в атмосфере, то теперь считается что основная часть всего метана происходит из криовулканов.

Кроме того в декабре 2008 года астрономы зарегистрировали два светлых образования в атмосфере временного характера, однако они оказались слишком долговечными чтобы принять их за погодное явление, предполагается что это было последствие от активного извержения одного из криовулканов.

Вулканические процессы на Титане как и на Земле обусловлены распадом радиоактивных элементов в мантии спутника. Магма на Земле состоит из расплавленных пород которые имеют меньшую плотность чем породы коры, через которые они извергаются. На Титане же водно-аммиачная смесь гораздо больше по плотности чем водный лёд через который она извергается на поверхность, следовательно требуется большее количество энергии для поддержания вулканизма. Одним из источников такой энергии являются мощное приливное воздействие Сатурна на свой спутник.

Внутреннее строение

Космический зонд Cassini помог ученым получить представление о внутреннем строении Титана.

Ученые смогли заглянуть в недра этого спутника Сатурна. Отслеживая малейшие колебания аппарата в гравитационном поле Титана, удалось построить картину распределения плотности под поверхностью спутника.

Ученым ранее было известно, что массу Титана примерно пополам составляют камни и застывшие углеводороды. Однако судить о распределении этих компонентов можно было только после проведения гравитационного зондирования. Оказалось, что на большой глубине внутренности Титана представляют собой камни, вмороженные в лед. Причем, по всей видимости, эти области никогда не нагревались, и камни твердых пород не могли осесть к центру спутника и сформировать тяжелое ядро. Лишь в слоях, находящихся на глубине до 500 км (радиус Титана равен 2600 км) от поверхности, лед Титана чистый, без вкраплений камней.

«Чтобы избежать разделения льда и твердых пород, внутренности не должны были нагреваться. Это означает, что Титан формировался довольно долго по меркам спутников, вероятно, примерно в течение 1 млн лет или около того после образования Солнечной системы», — пояснил Дэвид Стивенсон, один из авторов исследования, которое опубликовано в журнале Science. Недостаточное отделение твердых пород ото льда отличает Титан от Ганимеда, спутника Юпитера, под поверхностью которого камни давно отделились ото льда и под действием тяжести образовали отдельные слои. Своим строением Титан больше напомнил другой юпитерианский спутник, Каллисто, который тоже, как считается, образован льдом вперемешку с камнями. Построить гравитационную карту Титана удалось, отслеживая малейшие изменения скорости аппарата на луче зрения Земля—Cassini по допплеровскому изменению радиосигнала. Эти измерения были проведены в феврале 2006 — июле 2008 года в ходе четырех сближений со спутником Сатурна. Тогда Cassini пролетал над его поверхностью на высоте до 1300 км. Подобный метод гравитационного зондирования применяется не впервые. Отслеживая качания спутников, ученые давно строят карты распределения плотности под поверхностью Земли и Луны.

По данным, полученным от Cassini, была построена модель внутреннего строения спутника. На иллюстрации светло-серым цветом в разрезе обозначены два слоя чистого льда, синим — предполагаемый жидкий океан углеводородов, темным — протяженный слой льда, перемешанного с твердыми породами.

«Неоднородности гравитационного поля Титана то толкали, то притормаживали Cassini во время его прохождения вокруг спутника. Эти колебания были аккуратно записаны наземными антеннами системы радиотелескопов NASA Deep Space Network с точностью 0,005 мм/с, при том что аппарат находился на расстоянии более 1 млрд км», — пояснил Лучано Лесс, автор статьи, следивший за аппаратом. Гравитационное зондирование Титана не дало ответа на вопрос, есть ли под его поверхностью жидкий океан. Ответить на этот вопрос может регистрация приливов на Титане со стороны Сатурна.

Зонд «Гю?йгенс»

Момент отделения зонда «Гюйгенс» от «Кассини». Художественное изображение.

25 декабря 2004 года зонд отделился от своего носителя и начал самостоятельное движение к Титану. 14 января 2005 года зонд «Гюйгенс» успешно вошёл в атмосферу Титана и совершил посадку на его поверхность в области, получившей имя Ксанаду.

Фото слева — ландшафт Титана в месте посадки зонда «Гюйгенс». Видны камни округлой формы, которые могли образоваться при воздействии жидкости. Метан придаёт воздуху оранжевую окраску. Фото справа — речная галька на Земле.

Во время спуска «Гюйгенс» отбирал пробы атмосферы. Скорость ветра при этом (на высоте от 9 до 16 км) составила приблизительно 26 км/ч. С помощью внешнего микрофона удалось сделать запись звука этого ветра. Бортовые приборы обнаружили плотную метановую дымку (ярусы облаков) на высоте 18—19 км, где атмосферное давление составляло приблизительно 50 килопаскалей (5,1?10? кгс/м?) или 380 миллиметров ртутного столба. Внешняя температура в начале спуска составляла ?202 °C, в то время как на поверхности Титана оказалась немного выше: ?179 °C.

«Гюйгенс» на Титане (рисунок).

Согласно интерпретации данных с зонда «Гюйгенс», сделанной Тэцуо Токано из Кёльнского университета, верхняя часть облаков состоит из метанового льда, а нижняя — из жидких метана и азота.

Снимки, сделанные в ходе спуска, показали сложный рельеф со следами действия жидкости (руслами рек и резким контрастом между светлыми и темными участками — «береговой линией»). Однако темный участок, на который спустился «Гюйгенс», оказался твердым. На снимках, полученных с поверхности, видны камни округлой формы размером до 15 см, несущие следы воздействия жидкости (галька).

Изучение свойств грунта было осуществлено с помощью пенетрометра. Первоначально грунт интерперетировали как тонкую корку сравнительно однородной консистенции на более мягкой основе («крем-брюле»). Позже данные пенетрометра были пересмотрены: теперь считается, что при посадке он ударился о гальку, после чего погрузился в грунт, общая консистенция которого соответствует консистенции влажного песка или плотного снега. Зонд погрузился в грунт на глубину 10-15 см. При этом из грунта выделялся метан (его выбросы были зарегистрированы приборами зонда).

Спуск на парашютах сквозь атмосферу спутника занял у «Гюйгенса» 2 часа 27 минут 50 секунд. Столкновение аппарата с поверхностью Титана происходило на скорости 16 км/ч (или 4,4 м/с), при этом приборы испытали кратковременные перегрузки, в 15 раз превышающие ускорение свободного падения на Земле. Этот толчок вывел из строя один из сенсоров, однако несколькими минутами спустя его функционирование возобновилось. Работоспособность зонда превзошла самые оптимистичные ожидания. «Кассини» принимал сигналы «Гюйгенса» на этапе спуска в течение 147 мин. 13 сек. и с поверхности — ещё 72 мин. 13 сек. до момента, когда орбитальный аппарат скрылся за горизонт. После этого сигналы зонда некоторое время принимались на радиотелескопе в Австралии, хотя и оказались слишком слабыми, чтобы использовать их в качестве канала передачи информации.

Сам «Гюйгенс» не отправлял информацию непосредственно на Землю. В его задачу входила передача данных «Кассини», который и осуществил дальнейшую её передачу на Землю, когда прититаниевшийся зонд остался в зоне, невидимой для передачи сигнала. Всего было передано более 500 мегабайт информации, в том числе порядка 350 изображений.

Недавно астрофизики объяснили разницу в строении Каллисто и другого спутника Юпитера — Ганимеда. Известно, что Ганимед и Каллисто имеют близкие по величине радиусы (2,6 тысячи и 2,4 тысячи километров) и примерно одинаковый состав. По мнению ученых, наличие у Ганимеда твердого ядра стало результатом поздней тяжелой бомбардировки (Late Heavy Bombardment), когда на поверхность спутника выпало большое количество метеоритных «осадков».

По материалам

saturn.jpl.nasa.gov

ru.wikipedia.org

infox.ru

Tags: ,

Эта статья была опубликована: Понедельник, мая 10, 2010 в 12:06 в категории Спутники. Вы можете читать любые ответы через RSS 2.0 feed. You can leave a response, or trackback from your own site.

Ваш комментарий

Имя (*)
email (*)
вебсайт
Комментарий
Перед отправкой формы:
Human test by Not Captcha