Титан чей спутник

Спутник Сатурна Титан (7 фото)

Титан — самый большой спутник Сатурна (диаметр — 5150 км) и единственный спутник солнечной системы с плотной атмосферой, через которую невозможно наблюдать поверхность этого спутника. Давление у поверхности примерно в 1,6 раза превышает давление земной атмосферы. Температура — минус 170-180°C. Титан больше планеты Меркурий, хотя и уступает ему по массе. Сила тяжести на нем составляет приблизительно одну седьмую земной.

Основные сведения об этом загадочном спутнике были получены совсем недавно при помощи аппарата Huygens, который вошел в плотную атмосферу Титана и сел на его поверхность в 2005 году.

Строение

Титан имеет состав примерно такой же, как и большинство спутников планет-гигантов — примерно половина льда и столько же горных пород. Вероятно ядро каменное диаметром 3400 км, поверх которого образовано несколько слоев льда различной степени кристаллизации. Половина массы скальных пород содержат калий. Предполагается, что на поверхности могут быть метановые ключи, в которых берут свое начало метановые реки. Ученые предполагают, что запасы метана на поверхности Титана должны постоянно возобновляться из какого-то неизвестного источника внутри спутника Сатурна, т.е. метан постоянно разрушается в результате фотохимических процессов в верхних слоях атмосферы. Т.о. его нынешнее количество исчезнет через 20 млн. лет. Если метан, что наблюдается сегодня, является только остатком гораздо большего количества этого газа, который к настоящему времени почти исчез, отношение изотопов углерода в молекулах CH4 должно быть близким к тому, что измеряется для азота и кислорода (на Земле). Поскольку это не наблюдается, метан должен постоянно возобновляться. Одним из источников метана может быть вулканическая активность.

Атмосфера

Как уже было сказано, Титан имеет плотную атмосферу, толщиной в несколько сот километров. На 95% состоит из азота. Таким образом, Титан и Земля — единственные тела в Солнечной системе, обладающие плотной атмосферой с преимущественным содержанием азота. Остальные 5% преимущественно приходятся на метан, имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, цианогена, гелия.

На Титане метан должен выполнять ту же функцию, что и вода на земле, и проходить круговорот — осадки, сбор на поверхности, испарение, конденсация, осадки.

В верхних слоях атмосферы под воздействием ультрафиолетового солнечного излучения метан и азот разлагаются и образуют сложные углеводородные соединения. Некоторые из них по данным масс-спектрометра Кассини содержат не менее 7 атомов углерода. А среди соединений азота идентифицированы нитрилы — своего рода предшественники аминокислот.

При спуске зонд Гюйгенс обнаружил ветер на высотах от 9,6 до 19,2 километров. Скорость ветра составила 25,6 километра в час.

Инструменты космического аппарата обнаружили толстый туманный (или облачный) слой метана на высотах 17,6-19,2 километров, где атмосферное давление составило примерно 0,5 атмосферы. Метановый туман был и внизу.

Температура атмосферы (в начальной фазе спуска) составила 70,5 градуса по Кельвину (минус 202,6 по Цельсию), в то время как на поверхности планеты «воздух» был немного теплее: 93,8 градуса по Кельвину (минус 179,3 по Цельсию).

Особенно ученых заинтересовала загадка этановых облаков, которых над Титаном оказалось намного меньше, чем предсказывали теоретические модели. Дело в том, что солнечный ультрафиолет постоянно разрушает молекулы метана, которым очень богата атмосфера спутника Сатурна, а один из побочных продуктов такой реакции — именно этан.

Теперь же планетологи из Аризоны сделали более ясным процесс круговорота этана на этой удивительной планете и помогли понять, куда он исчезает.

В районе северного полярного круга Титана, между 51-м и 69-м градусами широты, на высоте 30-60 километров приборы Cassini отсняли большие этановые облака. Наблюдения показывают, что поверхностные отложения этана должны находиться именно в полярных районах, а не распределяться глобально, как предполагалось ранее. Это может частично объяснить отсутствие океанов из этана и этановых облаков в низких широтах Титана. Возможно, что прямо сейчас на северном полюсе планеты этан выделяется в виде дождя или, если температура достаточно низкая, в виде снега. А когда начнётся новый сезон, этан будет выпадать на южном полюсе.

По расчётам учёных, этан должен накапливаться на полюсах как полярный лёд. Также этан растворяется в метане, из которого, как известно, состоят здешние дожди. Ученые предполагают, что во время полярной зимы в низменностях образуются метановые озёра, которые также богаты и этаном. Возможно, это те самые озёра, что недавно открыл Cassini.

Если бы этан производился в атмосфере Титана нынешними темпами в течение всего времени существования планеты, на полюсах образовались бы шапки этанового льда толщиной в два километра. Пока у учёных вообще нет прямых доказательств существования полярных шапок на этой планете.

Тем не менее, на южном полюсе, например, приборы зафиксировали нечто вроде рек, быть может, берущих начало в здешнем подобии ледников. Так или иначе, в ближайшие месяцы американский аппарат выполнит ряд пролётов над полюсами этой удивительной планеты, и информации для анализа прибавится.

Поверхность

Поверхность Титана относительно ровная; альтиметрия показала перепады высот не более 100 м на протяжении нескольких сот километров. В то же время 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.

Так же были найдены темные и светлые области на поверхности. Одна из таких светлых областей имеет форму похожую на Австралию. Ученые предполагают, что это континент, названный Ксанаду (Xanadu). На западном краю отснятой области тёмные дюны уступают сложному ландшафту, изрезанному ветвящимися речными сетями, холмами и долинами. Эти узкие речные сети текут к более тёмным областям, которые могут быть озёрами. Также здесь был найден кратер, сформированный либо ударом астероида, либо водным вулканизмом.

Извилистые каналы восточной части Ксанаду заканчиваются на тёмной равнине, где дюны (встречающиеся в изобилии в других местах), как кажется, отсутствуют.

Наконец, всё это великолепие разнообразных ландшафтов венчают горы размером с Аппалачи, которые пересекают рассмотренный район спутника газового гиганта.

Имеются и темные области схожих размеров, опоясывающие спутник по экватору, которые поначалу идентифицировались как метановые моря. Радарные исследования, однако, показали, что темные экваториальные регионы повсеместно покрыты длинными параллельными рядами дюн, вытянутых в направлении преобладающих ветров (с запада на восток) — т.н. «кошачьи царапины». Лишь в некоторых местах зафиксированы участки ровной (возможно жидкой) поверхности, по площади соответствующие скорее озерам, чем морям. Темный цвет низменностей объясняется скоплением частиц углеводородной «пыли», выпадающей из верхних слоев атмосферы и смываемой метановыми ливнями с возвышенностей.

В июне 2005 «Кассини» обнаружил гораздо более тёмное образование с очень чёткими границами, которое находится в регионе с очень мощными (возможно «ливневыми») облаками и которое может быть идентифицировано как действительно жидкое озеро. По размеру и форме оно схоже с озером Онтарио, поэтому и было названо Lacus Ontario. Пока не ясно — жидкость там, или тёмное высохшее дно, покрытое осадочным слоем. По некоторым признакам, активная «работа» углеводородных жидкостей на поверхности Титана (дожди или бьющие из-под поверхности ключи, ручьи и реки) носит сезонный характер. Дальнейшее изучение озера должно раскрыть его загадку.

Уже в июле 2006 года «Кассини» обнаружил дюжину озёр размером до 110 километров. Некоторые из них объединены между собой каналами, тогда как другие, отдельные, пополняются реками. Несколько из них оказались сухими (как и полагали учёные раньше), но некоторые — наполнены жидкостью, по-видимому, смесью метана и этана.

Некоторые озёра, вероятно, не всегда остаются сухими, а периодически наполняются во время углеводородных дождей. Однако новые данные пока так и не смогли уверенно ответить на вопрос — каков источник этих веществ.

Солнечная система > Система Сатурн > Спутники > Титан

Титан – самый большой спутник Сатурна и второй по величине Солнечной системы: фото, размер, масса, атмосфера, название, метановые озера, исследование Кассини.

Титаны повелевали Землей и стали прародителями олимпийских богов. Именно поэтому крупнейший спутник Сатурна назвали Титаном. Занимает 2-е место по величине в системе и превышает по объему Меркурий.

Титан – единственный спутник Сатурна, наделенный плотным атмосферным слоем, что долгое время мешало изучить поверхностные особенности. Сейчас располагаем доказательствами наличия жидкости на поверхности.

Обнаружение и имя спутника Титан

В 1655 году Христиан Гюйгенс заметил спутник. На это открытие его вдохновили находки Галилея возле Юпитера. Поэтому в 1650-х гг. он занялся разработкой своего телескопа. Сначала его называли просто Спутник Сатурна. Но позже Джованни Кассини найдет еще 4, поэтому его именовали по позиции – Сатурн IV.

Телескоп, с которым Уильям Гершель наблюдал за Ураном

Современное наименование досталось от Джона Гершеля в 1847 году. В 1907 году Хосел Комас Сола отслеживал потемнение Титана. Это эффект, когда центральная часть планеты или звезды кажется намного ярче края. Это стало первым сигналом к обнаружению атмосферы на спутнике. В 1944 году Джерард Койпер применил спектроскопический прибор и нашел метановую атмосферу.

Размер, масса и орбита спутника Титан

Сравнение размеров Земли, Луны и Титана

Радиус – 2576 км (0.404 земного), а масса спутника Титана – 1.345 х 1023 кг (0.0255 от земной). Средняя удаленность составляет 1 221 870 км. Но эксцентриситет в 0.0288 и наклон орбитальной плоскости в 0.378 градуса привели к тому, что спутник приближается на 1 186 680 км и отдаляется на 1 257 060 км. Выше представлено фото, где сравниваются размер Титана, Земли и Луны.

Таким образом вы узнали, спутником какой планеты является Титан.

Основные параметры спутника Титан

Сведения об открытии
Дата открытия 25 марта 1655
Первооткрыватели Христиан Гюйгенс
Орбитальные характеристики
Большая полуось 1 221 870 км
Эксцентриситет 0,0288
Период обращения 15,945 дня
Наклонение 0,34854°
Спутник Сатурна
Физические характеристики
Диаметр 5152 км
Площадь поверхности 83 млн. км2
Масса 1,3452·1023 кг
Плотность 1,8798 г/см3
Альбедо 0,22

На орбитальный пролет Титан тратит 15 дней и 22 часов. Орбитальный и осевой периоды синхроничны, поэтому пребывает в гравитационном блоке (повернут к планете одной стороной).

Состав и поверхность спутника Титан

Титан отличается большей плотностью из-за гравитационного сжатия. Его показатель в 1.88 г/см3 намекает на равное соотношение водяного льда и каменистого материала. Внутри делится на слои со скалистым ядром, охватывающим 3400 км. Исследование Кассини в 2005 году намекнуло на возможное присутствие подземного океана.

Полагают, что жидкость Титана состоит из воды и аммиака, что позволяет фиксировать жидкое состояние даже при температурной отметке в -97°С.

Внутреннее строение Титана

Поверхностный слой считается относительно молодым (от 100 млн до 1 млрд. лет) и выглядит гладким с ударными кратерами. Высота меняется на 150 м, но может достигать и 1 км. Считается, что на это повлияли геологические процессы. К примеру, на южной стороне сформировался горный хребет с протяжностью в 150 км, шириной – 30 км и высотой – 1.5 км. Заполнен ледяным материалом и слоем метанового снега.

Патера Сотра – горная цепь, вытягивающаяся в высоту на 1000-1500 м. Некоторые вершины наделены кратерами и кажется, что у основания скопились замороженные лавовые потоки. Если на Титане есть активные вулканы, то они спровоцированы поступающей от радиоактивного распада энергии.

Некоторые считают, что перед нами геологически мертвое место, а поверхность создалась из-за кратерных ударов, потоками жидкости и ветровой эрозии. Тогда метан поступает не из вулканов, а выделяется из холодного лунного интерьера.

Среди кратеров спутника Титана выделяется 440-километровый двухзонный ударный бассейн Минерва. Его легко найти по темному узору. Также есть Синлап (60 км) и Кса (30 км). Радарный обзор сумел отыскать кратерные формы. Среди них 90-километровое кольцо Гуабонито.

Ученые теоретизировали о наличии криовулканов, но пока на это намекают лишь поверхностные структуры с протяжностью в 200 м, которые смахивают на лавовые потоки.

Дюны Титана, запечатленные радарным обзором

Каналы могут намекать на тектоническую активность, а значит перед нами молодые формирования. Или же это старая местность. Можно отыскать темные участки, являющиеся пятнами водяного льда и органических соединений, показывающихся в УФ-обзор.

Метановые озера спутника Титан

Спутник Сатурна Титан привлекает внимание своими углеводородными морями, метановыми озерами и прочими углеводородными соединениями. Многие из них отмечены возле полярных участков. Одно по площади охватывает 15000 км2, а глубина – 7 м.

Но крупнейшее – Кракен на северном полюсе. Площадь – 400000 км2, а глубина – 160 м. Удалось даже отметить небольшие капиллярные волны с высотой в 1.5 см и скоростью – 0.7 м/с.

Отображение полярных морей Титана (слева) и радарный снимок моря Кракена (справа), запечатленные Кассини

Есть также море Лигеи, расположенное ближе к северному полюсу. По площади охватывает 126000 км2. Именно здесь в 2013 году НАСА впервые заметили загадочный объект – Волшебный остров. Позже он исчезнет, а в 2014-м снова появится уже в другой форме. Полагают, что это сезонная особенность, создаваемая поднимающимися пузырьками.

В основном озера концентрируются возле полюсов, но на экваториальной линии также найдены подобные формирования. В целом анализ показывает, что озера охватывают лишь несколько процентов поверхности, из-за чего Титан намного засушливее нашей планеты Земля.

Благодаря постоянному мониторингу озера были замечены изменения структуры острова

Атмосфера спутника Титан

Титан пока единственный спутник в Солнечной системе, обладающий плотным слоем атмосферы с примечательным объемом азота. Более того, он даже превосходит земную плотность с давлением в 1.469 кПа.

Представлена непрозрачной дымкой, блокирующей поступающий солнечный свет (напоминает Венеру). Лунная гравитация низкая, поэтому атмосфера намного больше земной. Стратосфера заполнена азотом (98.4%), метаном (1.6%) и водородом (0.1%-0.2%).

В составе атмосферы Титана присутствуют следы углеводородов, вроде этана, ацетилена, диацетилена, пропана и метилацетилена. Полагают, что они формируются в верхних слоях из-за распада метана УФ-лучами, что создает густой смог оранжевого окраса.

Атмосфера Титана в ложном цвете

Поверхностная температура достигает -179.2°С, потому что, по сравнению с нами, луна получает всего 1% солнечного тепла. При этом лед наделен низким давлением. Если бы не парниковый эффект от метана, то на Титане было бы гораздо прохладнее.

Против парникового эффекта срабатывает туман, отражающий солнечный свет. Симуляции показали, что на спутнике могут появиться сложные органические молекулы.

Горячие планетные короны

Астроном Валерий Шематович об изучении газовых оболочек планет, горячих частицах в атмосфере и открытиях на Титане:

Обитаемость спутника Титан

Титан воспринимается в качестве пробиатической среды, обладающей сложной органической химией и возможным подповерхностным океаном в жидком состоянии. Модели показывают, что добавление УФ-лучей в такой обстановке может привести к формированию сложных молекул и веществ, вроде толинов. А добавление энергии вызывает даже 5 нуклеотидных оснований.

Многие считают, что на спутнике присутствует достаточное количество органического материала, чтобы активировать процесс химической эволюции аналогичной земной. Это требует наличия воды, но жизнь могла бы сохраняться в подповерхностном океане. То есть, на спутнике Сатурна Титане способна появиться жизнь.

Такие формы должны уметь выживать в экстремальных условиях. Все зависит от теплообмена между внутренним и верхним слоями. Не исключают присутствие жизни и в метановых озерах.

Чтобы проверить гипотезу, создали несколько моделей. Атмосферная показывает, что в верхнем слое находится большой объем молекулярного водорода, который исчезает ближе к поверхности. Низкие уровни ацителена также указывают на потребляющие углеводород организмы.

В 2015 году исследователи даже создали клеточную мембрану, способную функционировать в жидком метане при указанных лунных условиях. Но в НАСА эти эксперименты считают гипотезами и полагаются скорее на уровни ацителена и водорода.

К тому же эксперименты все-таки касались земных представлений о жизни, а Титан отличается. Спутник проживает намного дальше от Солнца, а атмосфера лишена окиси углерода, что не позволяет удержать необходимое количество тепла.

Исследование спутника Титан

Кольца Сатурна часто перекрывает луну, поэтому без специальных инструментов Титан сложно отыскать. Но дальше следует преграда из плотного атмосферного слоя, мешающего рассмотреть поверхность.

Впервые к Титану приблизился Пионер-11 в 1979 году, предъявивший снимки. Он отметил, что луна слишком холодная для поддержания жизненных форм. Далее последовали Вояджеры 1 (1980) и 2 (1981), предоставившие сведения о плотности, составе, температурных показателях и массе.

Титан, запечатленный Вояджером-2 в 1981 году

Главный информационный массив достался от исследования миссии Кассини-Гюйгенс, прибывшей к системе в 2004 году. Зонд отснял детали поверхности и цветовые пятна, которые ранее были недоступными для человеческого зрения. Он же заметил моря и озера.

В 2005 году на поверхность спустился зонд Гюйзенс, запечатлевший поверхностные формирования вблизи.

Художественная интерпретация спуска зонда Гюйгенс

Также он раздобыл изображения темной равнины, что намекало на эрозию. Поверхность оказалась намного темнее, чем ожидали ученые.

В последние годы все чаще поднимают вопросы о возвращении к Титану. В 2009 году пытались продвинуть проект TSSM, но его обошел EJSM (НАСА/ЕКА), чьи зонды отправятся к Ганимеду и Европе.

Планировали также заняться TiME, но в НАСА решили, что целесообразней и дешевле запустить к Марсу InSight в 2016 году.

В 2010 году рассматривали возможность запуска JET – астробиологический орбитальный аппарат. А в 2015 году пришли в разработке подводной лодки, которая сможет погрузиться в море Кракена. Но пока это все на стадии обсуждения.

Колонизация спутника Титан

Среди всех спутников Титан кажется наиболее выгодной целью для создания колонии.

Художественная концепция возможного флота, разработанного НАСА

Титан обладает огромным количеством элементов, которые нужны для поддержания жизни: метан, азот, вода и аммиак. Их можно трансформировать в кислород и даже создать атмосферу. Давление в 1.5 раз превышает земное, а плотная атмосфера намного лучше защищает от космических лучей. Конечно, она наполнена воспламеняющимися веществами, но для взрыва необходимо огромное количество кислорода.

Но есть и проблема. Гравитация уступает показателям земной Луны, а значит человеческому организму придется сражаться против мышечного атрофирования и разрушения костей.

Нелегко справиться и с морозом в -179°С. Но спутник представляет собою лакомый кусочек для исследователей. Велика вероятность натолкнуться на жизненные формы, способные выживать в экстремальных условиях. Возможно, мы придем и к колонизации, потому что спутник станет отправной точкой к изучению более удаленных объектов и даже выхода из системы. Ниже представлена карта Титана и качественные фото в высоком разрешении из космоса.

style=»text-align: center;»>Карта поверхности спутника Титан

Нажмите на изображение, чтобы его увеличить

Фотографии спутника Титан

Два обзора крупнейшего спутника Сатурна Титана показывают поверхностные особенности далекого мира (21 марта 2017 года). Кассини пришлось захватить несколько инструментов, чтобы пробраться сквозь водородную дымку. Среди них был радар, а также визуальный и ИК-картографический спектрометр. Камеры также располагали несколькими спектральными фильтрами, проявляющими чувствительность к конкретным длинам волн ИК-света. Эти спектральные зазоры позволили рассмотреть практически весь поверхностный покров. Кроме того, удалось установить стабильный обзор за постоянно меняющейся лунной атмосферой и отслеживать перемещение облаков. В высоких северных широтах (справа) можно отыскать масштабную облачную полосу. При обзоре аппарат отдалялся на 986000 км, где масштаб составлял 6 км на пиксель. Естественный вид слева создали при использовании красного, зеленого и синего фильтров. Вид справа – результат замены ИК-изображения (центр – 938 нанометров) на канал красного цвета. Программа Кассини выступает общей разработкой ЕКА, НАСА и Итальянского космического агентства. Команда располагается в Лаборатории реактивного движения. Две камеры на борту также созданы ими. Добытые фотографии обрабатывают в Боулдере (Колорадо).

Аппарат Кассини приблизился на удаленность 2 млн. км 29 мая 2017 года, чтобы запечатлеть ночную сторону Титана на фото. В этом обзоре удалось подчеркнуть расширенную атмосферную туманность луны. За все время наблюдения аппарат сумел зафиксировать спутник с различных углов и получить полноценный обзор атмосферы. Высотный туманный слой отображен синим, а главная дымка – оранжевая. Отличие в окрасе может базироваться на размерах частиц. Голубая, скорее всего, представлена мелкими элементами. Для съемки использовали узкоугольную камеру с красным, зеленым и синим фильтрами. Масштабность – 9 км на пиксель. Программа Кассини выступает общей разработкой ЕКА, НАСА и Итальянского космического агентства. Команда располагается в ЛРД. Две камеры на борту также созданы ими. Добытые фотографии обрабатывают в Боулдере (Колорадо).

При последнем проходе в систему Сатурна, выполненном 13 сентября 2017 года, аппарату Кассини удалось запечатлеть Титан. Интерес к спутнику возник еще с полетом миссии Вояджер в 1980-х гг. от ЕКА. Для обзора использовали узкоугольную камеру на удаленности в 774000 км и при масштабе в 5 км на пиксель. Цветное изображение (рисунок А) выполнено из снимков, запечатленных на красный, зеленый и синий спектральные фильтры. Этот вид напоминает тот, что предстал перед Вояжером – золотой шар с плотным атмосферным слоем. Улучшенный вид (рисунок В) прибавляет детали, зафиксированные спектральным фильтром, способным пробираться сквозь дымку. Программа Кассини выступает общей разработкой ЕКА, НАСА и Итальянского космического агентства. Команда располагается в ЛРД. Две камеры на борту также созданы ими. Добытые фотографии обрабатывают в Боулдере (Колорадо).

В этом обзоре, выполненном 28 апреля 2006 года, крупнейший спутник в системе Сатурн Титан показывается из-под кольцевой системы. Титан охватывает 5150 км в диаметре и расположен немного ниже линии колец. Можно заметить темную щель (в ширину – 325 км) и узкое кольцо F. Для наблюдения использовали узкоугольную камеру с красным, зеленым и синим спектральными фильтрами. Отдаленность от объекта – 1.1 млн. км.

Поверхность Титана удалось наблюдать детально на фото при посадке зонда Гюйгенс. Но все же большую часть площади отобразил аппарат Кассини. Титан все еще остается интересной загадкой. В этом обзоре показана новая территория, которая не отмечалась в предыдущих наблюдениях. Это составное изображение из 4 практически одинаковых широкоугольных снимков.

Ссылки

Спутники Сатурна
Спутники-пастухи S/2009 S1 · Пан · Дафнис · Атлас · Прометей · Пандора · Эпиметей · Янус · Эгеон
Внутренние спутники Мимас · Энцелад · Тефия · Диона · Телесто · Калипсо · Елена · Полидевк
Алькиониды Мефона · Анфа · Паллена
Внешние Рея · Титан · Гиперион · Япет
Нерегулярные Эскимосская группа: Кивиок · Иджирак · Палиак · Сиарнак · Таркек

Норвежская группа: Феба · Скади · S/2007 S2 · Сколл · S/2004 S13 · Грейп · Гирроккин · Мундильфари · Ярнсакса · S/2006 S1 · S/2004 S17 · Нарви · Бергельмир · Эгир · Суттунг · S/2004 S12 · Бестла · Фарбаути · Хати · S/2004 S7 · Трюм · S/2007 S3 · S/2006 S3 · Сурт · Кари · Фенрир · Имир · Логи · Форньот

Галльская группа: Альбиорикс · Бефинд · Эррипо · Тарвос

  • shortstoryf
  • On 24.04.2019

Во время своего последнего облёта самого крупного спутника Сатурна в 2017 году космический аппарат “Кассини” провёл интересные радиолокационные наблюдения. Их результаты показали, что небольшие жидкие озёра в северном полушарии Титана удивительно глубоки, хотя расположены на вершинах холмов и заполнены метаном.

Новые результаты, опубликованные 15 апреля в Nature Astronomy, являются первым подтверждённым измерением глубины и состава некоторых из озёр Титана. Было установлено, что некоторые из них имеют глубину более ста метров. Эти данные дают новую информацию о том, как жидкий метан выпадает на поверхность Титана в виде дождя, испаряется и просачивается внутрь поверхности. Кстати, этот спутник – единственное тело в нашей Солнечной системе, кроме Земли, которое, как известно, имеет стабильные запасы жидкости на своей поверхности.

Учёные знают, что гидрологический цикл Титана работает аналогично земном, но с одним существенным отличием. Вместо воды, испаряющейся из морей, образуя облака и выпадая в виде дождя, Титан проводит всё это с метаном и этаном. Мы привыкли представлять эти углеводороды в виде газа на Земле, если они, конечно, не находятся под давлением в ёмкости. Но Титан настолько холоден, что эти газы ведут себя как жидкости, совсем как бензин при комнатной температуре на нашей планете.

Титан является единственным местом с Солнечной системе кроме Земли, которое имеет устойчивую жидкость на ее поверхности, хоть и состоящую из метана и этана. Источник: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/University of Idaho

Учёные знали, что гораздо большие северные моря точно заполнены метаном. Но обнаружение меньших северных озер, заполненных в основном также метаном, было неожиданностью. Ранее “Кассини” уже исследовал озеро Онтарио (Ontario Lacus) – единственное крупное озеро в Южном полушарии Титана. В нём удалось обнаружить примерно равную смесь метана и этана. Этан немного тяжелее метана, в его составе больше атомов углерода и водорода.

“Каждый раз, когда мы делаем открытия на Титане, этот спутник, наоборот, становится всё более и более таинственным. Но эти новые исследования помогают дать ответ на несколько ключевых вопросов. Теперь мы можем лучше понять гидрологию Титана”, – ведущий автор работы Марко Мастроджузеппе, главный учёный по работе с радаром” Кассини” в Калифорнийском Технологическом Институте.

Помимо этой странности, которая заключается в том, что круговорот вещества на Титане схож с земным, но в присутствии экзотических веществ, есть и другая странность, которая заключается в том, что гидрология северного полушария полностью отличается от гидрологии другой стороны, как говорит учёный миссии “Кассини” и соавтор работы Джонатан Лунин из Корнельского университета в Итаке, Нью-Йорк.

“Это как если бы вы посмотрели вниз из космоса на Землю на северный полюс и увидели, что Северная Америка имеет совершенно другую геологическую среду для жидких тел, по сравнению с Азией”.

На восточной стороне Титана есть большие моря с низкой высотой, каньоны и острова. С западной стороны – небольшие озёра. И новые измерения показывают озёра, расположенные на вершинах больших холмов и плато. Новые радиолокационные измерения подтверждают более ранние данные о том, что эти водоёмы находятся намного выше уровня моря, и они создают новое представление форм рельефа, таких как столовые горы или холмы, торчащие на сотни метров над окружающим ландшафтом, с глубокими жидкими озёрами на вершине.

Тот факт, что эти западные озёра небольшие, всего десятки километров в поперечнике, но очень глубокие, также говорит учёным новое об их геологии: это лучшее доказательство того, что они, вероятно, сформировались, когда окружающая первородная порода льда и твёрдых органических веществ химически растворилась и обрушилась. На Земле подобные образования известны как карстовые озёра.

Наряду с исследованием глубоких озёр, вторая статья в Nature Astronomy помогает разгадать больше тайн гидрологического цикла Титана. Исследователи использовали данные “Кассини”, чтобы выявить то, что они называют переходными озёрами. Различные наблюдения, начиная радарами и заканчивая инфракрасными приборами, показывают, что уровни жидкости значительно изменились.

По словам ведущего автора второй статьи Шеннона Маккензи, планетолога из Лаборатории прикладной физики Джона Хопкинса, лучшее объяснение заключается в том, что произошло некоторое сезонное изменение поверхностных жидкостей.

“Одна из возможностей заключается в том, что эти переходные черты могли быть более мелкими жидкостями, которые в течение сезона испарялись и проникали в подповерхностные слои”.

Эти результаты и выводы из статей в Nature Astronomy о глубоких озёрах Титана поддерживают идею о том, что углеводородные дожди питают эти резервуары, которые затем могут опять испаряться в атмосферу или стекать в подповерхностные слои, формируя новые области залегания жидкости.

По информации НАСА.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Атмосфера Титана

Атмосфера Титана

Полуосвещенный вид северного полюса Титана.

Основные параметры
Температура поверхности −179,5 °C
Давление 1,5 атм
Масса 8,7⋅1018 кг
Состав
Азот N2 ~95 %
Метан CH4 ~4 %
Другие ~1 %

Атмосфе́ра Тита́на — газовая оболочка вокруг естественного спутника планеты Сатурн Титана. Это небесное тело является единственным естественным спутником в Солнечной системе с атмосферой, которая по массе превосходит атмосферу Земли и близка к ней по химическому составу.

Наличие атмосферы Титана было определено в 1944 году Джерардом Койпером на основании спектральных измерений.

Основные характеристики

Атмосфера Титана составляет около 400 км. в толщину и содержит несколько слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне. Также смог является причиной уникального для Солнечной системы антипарникового эффекта, который приводит к снижению температуры поверхности спутника на 9 °C. Вместе с тем, благодаря массивной атмосфере со значительным количеством углеводородов, Титан обладает значительным парниковым эффектом, который среди планет Солнечной системы с твёрдой поверхностью наблюдается только у Венеры — влияние парникового эффекта приводит к увеличению температуры поверхности на 20 °C, а суточные и сезонные изменения температуры не превосходят 2 °C. Выравнивание погодных условий в разных областях спутника происходит в основном за счет атмосферного теплового переноса, приповерхностная температура составляет около −179 °C (94 К).

Так как сила тяжести на Титане составляет примерно одну седьмую часть от земного, то для создания давления 1,5 атм масса атмосферы Титана должна быть на порядок больше земной. По причине низкой температуры около поверхности спутника, плотность атмосферы Титана в четыре раза превосходит земную.

Структура

Схематический разрез атмосферы ТитанаСлои в верхней части атмосферы Титана (снимок «Кассини»)

Нижние слои атмосферы Титана, как и на Земле, делятся на тропосферу и стратосферу. В тропосфере температура с высотой падает — с 94 К на поверхности до 70 К на высоте 35 км (на Земле тропосфера заканчивается на высоте 10—12 км). До высоты 50 км простирается обширная тропопауза, где температура остается практически постоянной. А затем температура начинает расти. Такие инверсии температуры препятствуют развитию вертикальных движений воздуха. Они обычно возникают из-за совместного действия двух факторов — подогрева воздуха снизу от поверхности и подогрева сверху благодаря поглощению солнечного излучения. В земной атмосфере инверсия температуры наблюдается на высотах около 50 км (стратопауза) и 80—90 км (мезопауза). На Титане температура уверенно растет по крайней мере до 150 км. Однако на высотах более 500 км «Гюйгенс» неожиданно обнаружил целую серию температурных инверсий, каждая из которых определяет отдельный слой атмосферы. Их происхождение пока остается неясным.

По данным «Кассини», нижняя часть атмосферы Титана, так же как и атмосфера Венеры, обращается существенно быстрее поверхности, представляя собой единый мощный постоянно действующий ураган. Однако согласно измерениям посадочного аппарата, на поверхности Титана ветер был очень слабым (0,3 м/с), на небольших высотах направление ветра менялось.

На высотах более 10 км в атмосфере Титана постоянно дуют ветры. Их направление совпадает с направлением вращения спутника, а скорость растет с высотой с нескольких метров в секунду на высоте 10—30 км до 30 м/с на высоте 50—60 км. На высотах более 120 км имеет место сильная турбулентность атмосферы — её признаки были замечены ещё в 1980—1981 годах, когда через систему Сатурна пролетали космические аппараты «Вояджер». Однако неожиданностью стало то, что на высоте около 80 км в атмосфере Титана зарегистрирован штиль — сюда не проникают ни ветры, дующие ниже 60 км, ни турбулентные движения, наблюдаемые вдвое выше. Причины такого странного замирания движений пока не удаётся объяснить.

Титан получает слишком мало солнечной энергии для того, чтобы обеспечить динамику атмосферных процессов. Скорее всего, энергию для перемещения атмосферных масс обеспечивают мощные приливные воздействия Сатурна, в 400 раз превышающие по силе обусловленные Луной приливы на Земле. В пользу предположения о приливном характере ветров говорит широтное расположение гряд дюн, широко распространённых на Титане (согласно радарным исследованиям).

Атмосфера в целом на 98,6 % состоит из азота, а в приповерхностном слое его содержание уменьшается до 95 %. Таким образом, Титан и Земля — единственные тела в Солнечной системе, обладающие плотной атмосферой с преимущественным содержанием азота (разреженными азотными атмосферами, кроме того, обладают Тритон и Плутон). На метан приходится 1,6 % от атмосферы в целом и 5 % в приповерхностном слое; имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, циана, гелия. Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности). В 2014 году учёными было установлено, что оранжевый цвет атмосфере Титана придаёт смесь углеводородов и нитрилов. Одним из источников метана может быть вулканическая активность.

В верхних слоях атмосферы под воздействием ультрафиолетового солнечного излучения метан и азот образуют сложные углеводородные соединения. Некоторые из них по данным масс-спектрометра Кассини содержат не менее 7 атомов углерода. Кроме того, Титан не имеет магнитосферы и, временами выходя за пределы магнитосферы Сатурна, подвергает верхние слои своей атмосферы воздействию солнечного ветра.

Толстая атмосфера не пропускает большую часть солнечного света. Посадочный модуль Гюйгенс не смог зарегистрировать прямых солнечных лучей во время снижения в атмосфере. Ранее предполагалось, что атмосфера ниже 60 км практически прозрачна, однако жёлтая дымка присутствует на всех высотах. Плотность дымки позволила снимать поверхность, когда аппарат опустился ниже 40 км, но дневное освещение на Титане напоминает земные сумерки. Сатурн также, вероятно, не может быть виден с поверхности Титана.

Одной из неожиданностей стало существование на Титане нижнего слоя ионосферы, лежащего между 40 и 140 км (максимум электропроводности на высоте 60 км).

Облачность и метановые осадки

Атмосферный вихрь над северным полюсом. «Кассини», 2006 год.

Около поверхности температура составляет около 94 К (−179 °C). При этой температуре водяной лед не может испаряться и ведёт себя подобно твёрдой каменной породе, а атмосфера является очень сухой. Однако такая температура близка к тройной точке метана.

Метан конденсируется в облака на высоте нескольких десятков километров. Согласно данным, полученным «Гюйгенсом», относительная влажность метана повышается с 45 % у поверхности до 100 % на высоте 8 км (при этом общее количество метана, наоборот, уменьшается). На высоте 8—16 км простирается очень разреженный слой облаков, состоящих из смеси жидкого метана с азотом, покрывающий половину поверхности спутника. Слабая изморось постоянно выпадает из этих облаков на поверхность, компенсируемая испарением (аналог гидрологического цикла на Земле). Выше 16 км, отделенный промежутком, лежит разреженный слой облаков из кристалликов метанового льда.

Существует и другой тип облачности, обнаруженный ещё в 1990-е годы на снимках телескопа «Хаббл». Фотографии, сделанные с борта Кассини, а также с наземных обсерваторий, показали наличие облаков у южного полюса Титана. Это мощные метановые дождевые облака, хорошо заметные на фоне поверхности, быстро перемещающиеся и меняющие форму под действием ветра. Обычно они покрывают относительно небольшую площадь (менее 1 % диска), и рассеиваются за время порядка земных суток. Вызванные ими ливни должны быть очень интенсивными и сопровождаться ветром ураганной силы. Дождевые капли, по расчетам, достигают диаметра 1 см. Однако несмотря на то, что за несколько часов может выпасть до 25 см метана, общий уровень осадков составляет в среднем за земной год несколько см, что соответствует климату самых засушливых земных пустынь.

В сентябре 1995 года в районе экватора и в октябре 2004 года у южного полюса наблюдались огромные облака площадью до 10 % диска. Время их появления соответствует периоду максимальной инсоляции в указанных регионах, приводящей к появлению восходящих потоков в атмосфере. В 2004 году начали появляться вытянутые ветрами в широтном направлении облака в районе 40° южной широты, где с приближением осени также возникают восходящие потоки.

Спектр облаков, вопреки ожиданиям, отличается от спектра метана. Это может объясняться примесью других веществ (прежде всего, этана), а также перенасыщенностью верхних слоев тропосферы метаном, приводящей к образованию очень крупных капель.

Также в атмосфере были зарегистрированы высотные перистые облака.

Сравнение с земной атмосферой

Наличие в атмосфере Титана большого количества азота (~95 %) и углеводородов (~4 %) должно было быть характерно для ранней атмосферы Земли до того, как её химический состав был изменен воздействием солнечного излучения и до её насыщения кислородом представителями флоры в процессе фотосинтеза. Отсутствие в атмосфере Титана диоксида углерода обусловлено низкой температурой поверхности равной −179 °C, при которой этот газ не может быть представлен в значительных количествах.

Современные представления о происхождении и эволюции

Существование атмосферы Титана оставалось загадкой на протяжении продолжительного времени, потому как близкие по своим параметрам естественные спутники планеты Юпитер Ганимед и Каллисто практически её лишены. Представления о путях формирования и эволюции атмосферы Титана появилось лишь в последние 20—30 лет после исследований с помощью АМС «Пионер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2» и «Кассини», а также с помощью орбитальных обсерваторий и наземных телескопов, снабженных адаптивной оптикой.

Особенности физических условий

Так как орбита планеты Сатурн располагается значительно дальше от Солнца по сравнению с Землёй, получаемое количество солнечного излучения и интенсивность солнечного ветра достаточно малы́ для того, чтобы химические элементы и соединения, которые остаются газообразными в условиях планет земной группы, в условиях поверхности Титана имели тенденцию принимать агрегатную форму жидкости или переходить в твёрдое состояние. Более низкие температуры газа также способствуют его сохранению вокруг небесных тел даже с небольшой гравитацией, что объясняется ме́ньшей скоростью движения молекул. Температура поверхности Титана также достаточно низка — 90 К. Таким образом, массовая доля веществ, которые могут стать составляющими атмосферы, на Титане значительно выше по сравнению с Землей. На самом деле современные исследования указывают на то, что только 70 % общей массы этого спутника составляют силикатные породы, остальные составляющие представлены различными видами водного льда и гидратами аммиака. Аммиак, который считается источником азотной атмосферы Титана, может составлять до 8 % общей массы гидрата аммиака. Согласно современным моделям, внутреннее строение спутника скорее всего стратифицировано и включает в себя подповерхностный океан с раствором гидроксида аммония (см. нашатырный спирт), который сверху ограничен поверхностным слоем кристаллического водяного льда вида лёд Ic. Поверхностный слой также включает в себя большое количество свободного аммиака. Активность скрытого жидкого слоя криомантии проявляется в виде криовулканизма.

Оценки скорости потери атмосферы и его механизма

В основном потеря атмосферы обусловлена низким уровнем гравитации спутника, а также в силу влияния солнечного ветра и фотолиза ионизирующим излучением. Современные оценки потерь атмосферы Титана по сравнению с её первоначальными характеристиками производятся на основании анализа соотношения изотопов азота 14N/15N. Более лёгкий изотоп азота 14N должен теряться быстрее под воздействием нагрева и ионизации излучением. Так как соотношение 14N/15N на стадии образования Титана из протопланетного облака известно недостаточно хорошо, современные исследования дают 1,5—100 кратное уменьшение массы атмосферного N2 по сравнению с первоначальным. При этом несомненно только, что с начала существования атмосферы Титана её масса в результате потерь в космос уменьшилась не менее чем в 1,5 раза. Так как азот составляет 98 % всей современной атмосферы Титана, анализ соотношения изотопов указывает на то, что бо́льшая часть его атмосферы была потеряна за время существования этого спутника.

С другой стороны, атмосферное давление на поверхности спутника сейчас остается большим, составляя 1,5 атм, а геологический состав Титана предполагает значительные запасы для восполнения потерь газа. Отдельные исследования указывают, что все основные потери атмосферы могли произойти в первые 50 млн лет после начала термоядерных реакций на Солнце, а более поздние изменения параметров атмосферы были незначительны.

Сравнение Титана с Ганимедом и Каллисто

Естественные спутники планеты Юпитер Ганимед и Каллисто по размерам близки к Титану, их внутреннее строение также должно быть также схожим. Тем не менее спутники Юпитера не обладают какой-либо значительной газовой оболочкой. Существующие объяснения этого факта основываются на разном положении этих объектов в Солнечной системе и на различиях в основных характеристиках их центральных планет.

Существует два объяснения появления азота в первоначальной атмосфере Титана: первое объяснение основывается на предположении о постепенном выделении аммиака с последующим его фотолизом; второе предполагает отсутствие роли процесса фотолиза и поступление химически свободного азота, связанного в клатратах, из аккреционного диска. Как показал анализ измерений спускаемого аппарата «Гюйгенс», последний путь образования протоатмосферы не мог играть решающей роли по причине малого количества аргона, который был представлен в протопланетном облаке, но не был обнаружен в том же процентном отношении в современной атмосфере Титана. Недостаточная концентрация 36Ar и 38Ar также указывает на то, что температура протопланетного облака в области образования прото-Сатурна была выше температуры ~40 К, необходимой для связывания аргона в клатратах. На самом деле эта область могла быть даже теплее 75 К, что ограничивало химическое связывание аммиака в гидратах. Температура в области образования прото-Юпитера должна была быть ещё выше по причине в два раза более близкого к Солнцу расстояния и бо́льшей массы формирующейся планеты, что серьёзно сокращало количество поступающего аммиака из аккреционного диска к Ганимеду и Каллисто. Их азотная протоатмосфера была слишком тонкой и не имела достаточных геологических резервов для компенсирования потерь азота.

Альтернативное объяснение состоит в том, что столкновения с кометами Каллисто и Ганимеда приводят к выделению бо́льшего количества энергии по причине более сильного гравитационного поля Юпитера по сравнению с Сатурном. Эти соударения могли приводить к значительным потерям массы протоатмосфер крупных спутников Юпитера, а в случае Титана, наоборот, восполнять её новым запасом летучих веществ. Однако, в атмосфере Титана соотношение изотопов водорода 2H/1H составляет (2,3 ± 0,5)⋅10−4, что приблизительно в 1,5 раза меньше значения, характерного для комет. Это различие предполагает, что соударения с кометами не могли быть основным поставщиком материала при формировании протоатмосферы Титана.

Магнитосфера и атмосфера

У Титана не было обнаружено собственного магнитного поля. Его расстояние от центральной планеты составляет 20,3 радиусов Сатурна. Это означает, что Титан в ходе своего движения по орбите время от времени находится в пределах магнитосферы планеты Сатурн. Период обращения Сатурна вокруг своей оси составляет 10,7 часов, а период обращения Титана вокруг центральной планеты — 15,95 дня. Поэтому любая заряженная частица в магнитном поле Сатурна обладает относительной скоростью порядка 100 км/с при столкновении с Титаном. Таким образом, наряду с защитой от солнечного ветра, магнитосфера Сатурна может быть причиной дополнительных потерь атмосферы.

Примечания

География Поверхность Детали рельефа
Исследование
Другие темы

Атмосферы звёзд

Атмосферы планет

Меркурий • Венера • Земля • Марс • Юпитер • Сатурн • Уран • Нептун

Атмосферы спутников

Луна • Диона • Ио • Европа • Ганимед • Каллисто • Энцелад • Титан • Рея • Тритон

Карликовые планеты

Церера • Плутон • Макемаке

Экзопланеты

См. также

Титан
География
Атмосфера · Геология · Ионосфера · Картография · Климат
Поверхность Криовулканизм · Жидкость на Титане · Дюны
Детали рельефа Ксанаду
Исследование Гюйгенс · Titan Saturn System Mission
Другие темы Терраформирование Титана · Колонизация Титана · Жизнь на Титане · Титан в научной фантастике
Категория:Титан · Портал:Астрономия · Викисклад:Титан

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *