TITAN (SATELIT): CHARAKTERISTIKA, SLOŽENÍ, OBĚŽNÁ DRÁHA, POHYB - ARTE - 2024

Titan je jedním ze satelitů planety Saturn a největší ze všech. Jeho povrch je ledový, je větší než Merkur a má nejhustší atmosféru ze všech satelitů ve sluneční soustavě.

Ze Země je Titan viditelný pomocí dalekohledu nebo dalekohledů. Byl to Christian Huygens (1629-1695), holandský astronom, který v roce 1655 poprvé spatřil satelit s dalekohledem. Huygens to nenazval Titan, ale jednoduše Luna Saturni, což je latina pro „měsíc Saturn“.

Obrázek 1. Titan obíhající Saturn. Obrázek jsou Cassini. Zdroj: NASA.

Jméno Titan, odvozené z řecké mytologie, navrhl John Herschel (1792-1871), syn Williama Herschela, v polovině 19. století. Titáni byli bratři Cronosu, otcové doby pro Řeky, ekvivalentní saturnům Římanů.

Jak kosmické mise prováděné v poslední polovině 20. století, tak pozorování Hubbleova kosmického dalekohledu značně rozšířily znalosti o tomto satelitu, který je sám o sobě fascinujícím světem.

Začněme na Titanu meteorologické jevy podobné těm na Zemi, jako jsou větry, odpařování a déšť. Ale se zásadním rozdílem: na Titanu hraje v nich metan důležitou roli, protože tato látka je součástí atmosféry a povrchu.

Navíc, protože jeho osa rotace je nakloněná, Titan si užívá období, ačkoli doba trvání je odlišná od dob Země.

Z tohoto důvodu a také proto, že má svou vlastní atmosféru a svou velkou velikost, je Titan někdy popisován jako miniaturní planeta a vědci se zaměřili na to, aby se lépe poznali, aby věděli, zda skrývá nebo je schopen skrývat život.

Obecné vlastnosti

Velikost

Titan je druhý největší satelit, druhý jen k Ganymedemu, obrovskému měsíci Jupiteru. Velikost je větší než Merkur, protože malá planeta má průměr 4879,4 km a Titan má průměr 5149,5 km.

Obrázek 2. Porovnání velikostí mezi Zemí, Měsícem a Titanem vlevo dole. Zdroj: Wikimedia Commons. Apollo 17 Obrázek celé Země: Teleskopický snímek NASA za úplňku: Gregory H. Revera Obrázek Titanu: NASA / JPL / Institut kosmických věd / Public domain

Titan však má ve složení velké procento ledu. Vědci to vědí díky své hustotě.

Hustota

Pro výpočet hustoty těla je nutné znát jeho hmotnost i objem. Hmotnost Titana může být stanovena na základě třetího Keplerova zákona, jakož i na základě údajů poskytnutých vesmírnými misemi.

Hustota Titanu se ukázala být 1,9 g / cm ³, výrazně pod hustotou skalnatých planet. To znamená pouze to, že Titan má ve svém složení velké procento ledu - nejen vody, ale led může být i jinými látkami.

Atmosféra

Satelit má hustou atmosféru, ve sluneční soustavě něco vzácného. Tato atmosféra obsahuje metan, ale hlavní složkou je dusík, stejně jako zemská atmosféra.

Nemá v sobě vodu ani oxid uhličitý, ale jsou přítomny i jiné uhlovodíky, protože sluneční světlo reaguje s metanem, což vede k dalším sloučeninám, jako je acetylen a etan.

Žádné magnetické pole

Pokud jde o magnetismus, Titan postrádá své vlastní magnetické pole. Protože se nachází na okraji Saturnových radiačních pásů, mnoho vysokoenergetických částic se stále dostává na povrch Titanu a tam rozbíjí molekuly.

Hypotetický cestovatel, který přijde na Titan, najde povrchovou teplotu řádově -179,5 ° C a atmosférický tlak, který je možná nepříjemný: jeden a půlnásobek hodnoty zemského tlaku na hladině moře.

Déšť

Na Titanu prší, protože metan v atmosféře kondenzuje, i když tento déšť nemusí často dopadnout na zem, protože se částečně vypařuje dříve, než dosáhne zeminy.

Shrnutí hlavních fyzikálních charakteristik Titanu

Složení

Planetární vědci z Titanovy hustoty, což je zhruba dvojnásobek hustoty vody, usoudili, že satelit je napůl skála a napůl led.

Horniny obsahují železo a křemičitany, zatímco led není veškerá voda, i když pod zmrzlou vrstvou kůry je směs vody a amoniaku. Na Titanu je kyslík, ale vázaný na vodu v podpovrchu.

Uvnitř Titanu, stejně jako na Zemi a dalších tělech sluneční soustavy, existují radioaktivní prvky, které produkují teplo, když se rozkládají na jiné prvky.

Je důležité si uvědomit, že teplota na Titanu je blízká trojnásobku metanu, což naznačuje, že tato sloučenina může existovat jako pevná látka, kapalina nebo plyn a hrát stejnou roli jako voda na Zemi.

Potvrdila to Cassiniho sonda, která dokázala sestoupit na povrch satelitu, kde našla vzorky odpařování této sloučeniny. Zjistil také oblasti, ve kterých jsou rádiové vlny slabě odrazeny, analogicky tomu, jak se odrážejí v jezerech a oceánech na Zemi.

Tyto tmavé oblasti v rádiových obrazech naznačují přítomnost těl tekutého metanu širokého mezi 3 a 70 km, přestože pro definitivní podporu této skutečnosti je zapotřebí více důkazů.

Atmosféra na Titanu

Nizozemský astronom Gerard Kuiper (1905-1973) v roce 1944 potvrdil, že Titan má svou vlastní atmosféru, díky které má satelit charakteristickou oranžovohnědou barvu, kterou lze vidět na obrázcích.

Později, díky údajům zaslaným mise Voyager na začátku 80. let, bylo zjištěno, že tato atmosféra je poměrně hustá, i když díky vzdálenosti přijímá méně slunečního záření.

Má také vrstvu smogu, která otupuje povrch a ve které jsou suspendované uhlovodíkové částice.

V horní atmosféře Titanu se vyvíjí vítr až 400 km / h, i když se blíží k povrchu, panorama je o něco klidnější.

Atmosférické plyny

S ohledem na své složení se atmosférické plyny skládají z 94% dusíku a 1,6% metanu. Zbytek složek jsou uhlovodíky. To je nejcharakterističtější rys, protože kromě zemské atmosféry žádný jiný ve sluneční soustavě neobsahuje dusík v takovém množství.

Metan je skleníkový plyn, jehož přítomnost brání dalšímu poklesu teploty Titanu. Vnější vrstva tvořená široce rozptýlenými plyny je však reflexní a působí proti skleníkovému efektu.

Uhlovodíky

Mezi uhlovodíky pozorovanými na Titanu je akrylonitril pozoruhodný, v koncentraci až 2,8 dílů na milion (ppm), detekovaný spektroskopickými technikami.

Jedná se o sloučeninu široce používanou při výrobě plastů a podle vědců je schopna vytvářet struktury podobné buněčným membránám.

Ačkoli akrylonitril byl původně detekován v horních vrstvách Titanovy atmosféry, věří se, že může dobře dosáhnout povrchu, kondenzovat v nižších vrstvách atmosféry a poté padat v dešti.

Kromě akrylonitrilu jsou na Titanu také tholiny nebo tholiny, zvědavé sloučeniny organické povahy, které se objevují, když ultrafialové světlo fragmentuje metan a odděluje molekuly dusíku.

Výsledkem jsou tyto složitější sloučeniny, o nichž se věří, že existovaly na počátku Země. Byly detekovány na ledových světech za pásem asteroidů a vědci je dokážou vyrobit v laboratoři.

Tato zjištění jsou velmi zajímavá, i když podmínky satelitu nejsou vhodné pro pozemský život, zejména kvůli extrémním teplotám.

Jak pozorovat Titana

Titan je ze Země viditelný jako malý světelný bod kolem obřího Saturn, ale je třeba pomoci nástrojů, jako jsou dalekohledy nebo dalekohledy.

Přesto si není možné všimnout hodně detailů, protože Titan nesvítí tolik jako galilejské satelity (velké satelity Jupiteru).

Navíc, velká velikost a jas Saturn může někdy skrýt přítomnost satelitu, takže je nutné hledat okamžiky největší vzdálenosti mezi nimi, aby byl satelit odlišen.

Obíhat

Titan trvá téměř 16 dní, než se otáčí kolem Saturn a taková rotace je synchronní s planetou, což znamená, že vždy ukazuje stejnou tvář.

Tento jev je mezi satelity sluneční soustavy velmi běžný. Například náš Měsíc je také v synchronní rotaci se Zemí.

Obrázek 3. Titanova orbita zvýrazněná červeně spolu s orbitou hlavních satelitů Saturn: Hyperion a Iapetus jsou nejvzdálenější Titan, zatímco nejvnitřnější jsou v pořadí: Rhea, Dione, Tethys, Enceladus a Mimas. Zdroj: Wikimedia Commons. ! Původní: Štěrkovací hromadaVector: Mysid. / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)

To je způsobeno přílivovými silami, které nejen zvedají tekuté hmoty, což je efekt, který se nejvíce oceňuje na Zemi. Jsou také schopni zvednout kůrku a deformovat planety a satelity.

Slapové síly postupně zpomalují rychlost satelitu, dokud se orbitální rychlost nerovná rychlosti otáčení.

Rotační pohyb

Synchrónní rotace Titanu znamená, že doba rotace kolem jeho osy je stejná jako orbitální perioda, tj. Přibližně 16 dní.

Tam jsou stanice na Titanu kvůli naklonění osy rotace u 26 ° od ecliptic. Ale na rozdíl od Země by každý trval asi 7,4 roku.

V roce 2006 provedla sonda Cassini snímky ukazující déšť (z metanu) na severním pólu Titanu, což je událost, která by znamenala začátek léta na severní polokouli satelitu, kde se věří, že existují metanová jezera.

Déšť způsobí, že se jezera rozrostou, zatímco jezera na jižní polokouli by určitě vyschly zhruba ve stejnou dobu.

Vnitřní struktura

Schéma níže ukazuje Titanovu vrstevnatou vnitřní strukturu, vytvořenou na základě shromážděných důkazů získaných z pozorování Země plus z misí Voyager a Cassini:

-Nukle složený z vody a křemičitanů, i když je také řešena možnost vnitřnějšího skalnatého jádra na bázi křemičitanů.

-Velké vrstvy ledu a tekuté vody s amoniakem

-Outermost kůra ledu.

Obrázek 4. Vnitřní struktura Titanu podle teoretických modelů. Zdroj: Wikimedia Commons. Kelvinsong / CC BY (https://creativecommons.org/licenses/by/3.0).

Schéma také ukazuje hustou atmosférickou vrstvu, která pokrývá povrch, ve kterém vyniká vrstva organických sloučenin výše uvedeného typu tholinů, a konečně vnější a jemnější vrstvu smogu.

geologie

Sonda Cassini, která přistála na Titanu v roce 2005, prozkoumala satelit pomocí infračervených kamer a radaru, schopných proniknout do husté atmosféry. Obrázky ukazují různou geologii.

Přestože byl Titan vytvořen spolu se zbytkem členů sluneční soustavy před více než 4,5 miliardami let, jeho povrch je podle odhadů mnohem novější, asi 100 miliónů let. To je možné díky velké geologické činnosti.

Obrázky odhalují ledové kopce a hladké povrchy tmavší barvy.

Existuje jen málo kráterů, protože geologická aktivita je krátce po jejich vytvoření vymaže. Někteří vědci uvedli, že Titanův povrch je podobný arizonské poušti, i když led nahrazuje místo skály.

V místě sestupu sondy byly nalezeny jemně zaoblené hřebeny ledu, jako by je dávno vytvořila tekutina.

Tam jsou také kopce lemované kanály jemně svažujícími se dolů k nížině a metanovými jezery popsanými výše, stejně jako ostrovy. Tato jezera jsou první stabilní kapalná tělesa, která se nacházejí na místě mimo samotnou Zemi a nacházejí se poblíž pólů.

Obrázek 5. Obrázek Titanu pořízený sondou Huygens ve výšce 10 km. Zdroj: ESA / NASA / JPL / University of Arizona / Public Domain.

Reliéf obecně není na Titanu nijak výrazný. Nejvyšší hory dosahují podle výškoměrů asi jednoho až dvou kilometrů.

Kromě těchto funkcí jsou na Titanu duny způsobené přílivem a odlivem, které zase generují silné větry na povrchu satelitu.

Ve skutečnosti se všechny tyto jevy vyskytují na Zemi, ale zcela jiným způsobem, protože na Titanu nahradil metan místo vody voda a je to mnohem dále od Slunce.

Reference

1. Eales, S. 2009. Planety a planetární systémy. Wiley-Blackwell.
2. Kutner, M. 2003. Astronomie: fyzikální perspektiva. Cambridge University Press.
3. Astrobiologický ústav NASA. NASA zjistí, že měsíc Saturn obsahuje chemikálie, které by mohly tvořit „membrány“. Obnoveno z: nai.nasa.gov.
4. Astrobiologický ústav NASA. Co jsou na světě tholiny? Obnoveno z: planetary.org.
5. Pasachoff, J. 2007. Kosmos: Astronomie v novém tisíciletí. Třetí edice. Thomson-Brooks / Cole.
6. Seeds, M. 2011. Sluneční soustava. Sedmé vydání. Cengage Learning.
7. Science Daily. Důkaz měnících se ročních období, déšť na Saturnově měsíci Titan na severním pólu. Obnoveno z: sciposedaily.com.
8. Wikipedia. Titan (měsíc). Obnoveno z: en.wikipedia.org.