Титан (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Титан

Титан в натуральных цветах (снимок «Кассини»)
Орбитальные характеристики
Большая полуось (радиус)	1 221 931 км
Эксцентриситет (вытянутость)	0,029
Период обращения	15,9 дня
Наклон орбиты	0,349° (к сат. экватору)
Является спутником	Сатурна
Физич. характеристики
Диаметр	5150 км (0,4 земного ди-ра)
Площадь поверхности	83 млн км²
Масса	1,345x1023 кг
Плотность	1,88 г/см³
Ускорение свободного падения (сила тяжести)	1,35 м/с² (в 7 раз меньше земного)
Период обращения вокруг своей оси	синхронизирован (всегда повернут к Сатурну одной стороной)
Наклон осевого вращения	отсутствует
Альбедо (отражательная способность)	0,21
Температура поверхности	94К (около −180°С)
Характеристики атмосферы
Давление у пов-сти	160 кПа (в 1,6 раза больше земного)
Содержание азота	в среднем: 98,4 % близ поверхности: 95 %
Содержание метана	в среднем: 1,6 % близ поверхности: 5 %

Тита́н (греч. Τιτάνας) — спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе (после Ганимеда).

[править] Основные сведения

Диаметр Титана — 5150 км. Таким образом, он больше планеты Меркурий, хотя и уступает ему по массе. В Титане заключено 95 % массы сатурнианских спутников. Сила тяжести на нём составляет приблизительно одну седьмую земной.

Титан — единственный спутник в Солнечной системе, обладающий плотной атмосферой, и единственный спутник, поверхность которого невозможно наблюдать в видимом диапазоне из-за облачного покрова. Давление у поверхности примерно в 1,6 раза превышает давление земной атмосферы. Температура — минус 170—180°C.

На Титане имеются моря, озёра и реки из метана и этана (их наличие долго было под сомнением), а также горы, состоящие изо льда.

[править] Строение

[править] Геология

Титан состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину — из каменистых материалов. Такой состав схож с некоторыми другими крупными спутниками газовых планет: Ганимедом, Европой, Каллисто, Тритоном.

Предполагаемая внутренняя структура Титана

Вероятно, вокруг каменного ядра, диаметром около 3400 км, имеется несколько слоев льда с разными типами кристаллизации и возможно слой жидкости.

В атмосфере обнаружен изотоп Аргон-40, что свидетельствует о вулканической деятельности. Предполагается, что роль лавы в данном случае должен выполнять водяной лёд, вода и аммиак; такой тип вулканизма получил название криовулканизм. На снимках «Кассини» зафиксировано по крайней мере одно образование, напоминающее вулкан.

Ряд учёных выдвинули гипотезу о существовании глобального подповерхностного океана.^[1] Сравнение снимков «Кассини» за 2005 и 2007 годы показало, что детали ландшафта сместились примерно на 30 км. Поскольку Титан всегда повёрнут к Сатурну одной стороной, такой сдвиг может объясняться тем, что ледяная кора отделена от основной массы спутника глобальной жидкой прослойкой. Движение коры может вызывать циркуляция атмосферы, которая вращается в одном направлении (с запада на восток) и увлекает за собой кору. Если движение коры окажется неравномерным, то это станет подтверждением гипотезы о существовании океана. Предположительно он состоит из воды с растворённым в ней аммиаком.^[2]

[править] Атмосфера

Слои в верхней части атмосферы Титана (снимок «Кассини»)

Атмосфера Титана составляет около 400 километров в толщину и содержит несколько слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в телескоп. Также смог является причиной уникального для Солнечной системы антипарникового эффекта.

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 из себя единый мощный постоянно действующий ураган. 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 1980-81 гг., 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, возможно, 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). 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.

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

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).

[править] Облачность и метановые осадки

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 90-е годы прошлого века на снимках телескопа «Хаббл». Фотографии, сделанные с борта Кассини, а также с наземных обсерваторий, показали наличие облаков у южного полюса Титана. Это мощные 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 в районе экватора и в октябре 2004 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 начали появляться вытянутые ветрами в широтном направлении облака в районе 40-й 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.

[править] Поверхность

Мультиспектральный снимок Титана. Светлая область в центре — «материк» Ксанаду

Ландшафт Титана в месте посадки зонда «Гюйгенс». Видны камни округлой формы, которые могли образоваться при воздействии жидкости

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).

На радарных снимках, сделанных в апреле 2006 года, видны горные хребты высотой более 1 км, долины, русла рек, стекающих с возвышенностей, а также темные 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 протяженные 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. ^[3] Все это свидетельствует о тектонических процессах, формирующих поверхность Титана.

В целом рельеф Титана плоский — 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.

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) — т. н. «кошачьи царапины». Тёмный цвет низменностей объясняется скоплением частиц углеводородной «пыли», выпадающей из верхних слоев атмосферы, смываемой метановыми дождями с возвышенностей и приносимой в экваториальные районы приливными ветрами. Пыль может быть перемешана с ледяным песком.

Поверхность Титана в умеренных широтах менее контрастна.

Многие особенности поверхности Титана могут быть объяснены как действием жидкости, так и следствием криовулканизма. Вулканический купол Ганеша, обнаруженный на радарном изображении в октябре 2004, напоминает щитовые вулканы Венеры.

[править] Метановые реки и озёра

Озёра на Титане в полярном регионе (на основе радарных снимков «Кассини»)

Вблизи полюсов радар «Кассини» зафиксировал участки очень ровной и/или хорошо поглощающей поверхности, которая интерпретирована специалистами НАСА как жидкие метановые (либо метан-этановые) водоёмы. Чёткие снимки озёр в северном арктическом регионе Титана получены в июле 2006 года ^[4]. 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 км² превосходит любое из земных пресноводных озёр ^[5]. Помимо этого, в июне 2005 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 Mezzoramia 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 («моря»).

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 водёмах одного полушария и ветрами переноситься в другое.

Поверхность Титана с высоты 16,2 км (снимки «Гюйгенса»)

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.

[править] История открытия и названия

Титан был открыт 25 марта 1655 голландским астрономом Христианом Гюйгенсом. Это был пятый открытый спутник планеты в Солнечной системе после Галилеевых спутников Юпитера. Поскольку из-за толстой непрозрачной атмосферы (обладающей высокой отражательной способностью) Титан кажется несколько больше своих истинных размеров, он долгое время считался самым крупным спутником в Солнечной системе.

Гюйгенс назвал новое небесное тело Saturni Luna («Спутник Сатурна» по латински). Некоторые астрономы называли его «Гюйгенсовым спутником» или просто «Huyghenian». Имя «Титан» стало использоваться после публикации в 1847 статьи Джона Гершеля (сына Вильяма Гершеля, открывшего Мимас и Энцелад) «Результаты астрономических наблюдений, сделанных на Мысе Доброй Надежды». В этой статье астроном предложил назвать известные тогда семь спутников Сатурна именами сестер и братьев Кроноса (греческого аналога римского бога Сатурна).

[править] Изучение

В 1944 Джерард Койпер по данным спектральных измерений открыл наличие у Титана атмосферы, предположив, что парциальное давление метана у поверхности составляет 10 кПа.

Первая фотография (см.) Титана из космоса была сделана станцией «Пионер-11» в сентябре 1979. По результатам измерений «Пионера-11» было обнаружено, что Титан слишком холоден для существования жизни.

Космический аппарат «Вояджер-1» в 1980 обнаружил, что плотность атмосферы Титана превышает земную, а давление у поверхности выше земного более чем в 1,5 раза. После этого появились гипотезы, что на Титане могут присутствовать океаны жидкого этана или метана. Но «Вояджеры» не имели приборов, способных обозревать поверхность сквозь атмосферу Титана.

В 1980-е годы было проведено радиолокационное зондирование Титана. Характер ответного сигнала позволял предположить, что поверхность спутника покрыта глубоким океаном. Однако эта гипотеза оказалась неверной.

15 октября 1997 стартовал проект Кассини-Гюйгенс. 14 января 2005 зонд Гюйгенс успешно вошёл в атмосферу Титана и совершил посадку на его поверхность в области получившей имя Адири (Adiri).

Хотя поверхность Титана невозможно наблюдать из космоса в видимом диапазоне, приборы «Кассини» способны фотографировать рельеф спутника в других спектрах. «Кассини» продолжает активно изучать Титан.

[править] Интересные факты

• Титан имеет плотную атмосферу, давление которой на уровне поверхности составляет 1,44 бара, то есть в 1,5 раза больше атмосферного давления на поверхности Земли. Она состоит в основном из газообразного азота и наиболее близка по составу к атмосфере Земли (по сравнению с другими телами Солнечной системы). Титан — единственный спутник в Солнечной системе, который имеет плотную атмосферу.
• На Титане имеются озёра (размерами до 1200 км), состоящие из жидкого метана при температуре около −180 °C.

[править] Примечания

[править] Ссылки

	Титан (спутник) на Викискладе?

• Статьи о Титане на freescince.narod.ru
• Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (2005). CICLOPS: Cassini Imaging
• European Space Agency. (2005). ESA — Cassini-Huygens
• Gangale, Thomas (2002). The Darian Calendar for Titan
• Hamilton, Calvin J. (2001). Titan — Saturn IV
• Hammerschlag, Michael (2005). CLOUD WORLD: MISSION to TITAN
• NASA (2005). NASA — Cassini-Huygens: Close Encounter With Saturn
• Perry, Jason (2005). Titan Today
• The Planetary Society (2005). TPS: Saturn’s moon Titan
• University of Arizona Lunar and Planetary Lab (2005). Lunar and Planetary Lab The Descent Imager-Spectral Radiometer of the Cassini-Huygens Mission to Titan
• Популярная статья о вулканизме планет
• Популярная статья о Титане

Солнечная система
Солнце
планеты и карликовые планеты: Меркурий · Венера · Земля · Марс · Церера · Юпитер · Сатурн · Уран · Нептун · Плутон · Хаумеа · Макемаке · Эрида
их спутники/кольца: Земли · Марса · Юпитера/∅ · Сатурна/∅ · Урана/∅ · Нептуна/∅ · Плутона · Хаумеа · Эриды
малые тела: метеороиды · астероиды/их спутники (околоземные · главного пояса · троянцы · кентавры) · транснептуновые (ПК · РД) · дамоклоиды · кометы (ОО)
См.также: астрономические объекты и Портал:Астрономия