Tytan (księżyc)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Tytan
Zdjęcie Tytana wykonane przez sondę Cassini, w naturalnych barwach.
Zdjęcie Tytana wykonane przez sondę Cassini, w naturalnych barwach.
Planeta Saturn
Odkrył Christiaan Huygens
Data odkrycia 25 marca 1655
Charakterystyka orbity
Półoś wielka 1 221 865[1] km
Mimośród 0,0288[1]
Okres obiegu 15,945[1] d
Nachylenie do płaszczyzny Laplace’a 0,306[1]°
Długość węzła wstępującego 28,060[1]°
Argument perycentrum 180,532[1]°
Anomalia średnia 163,310[1]°
Własności fizyczne
Średnica równikowa 5150 km
Powierzchnia 8,3 ×107 km2
Masa 1,345 ×1023 kg
Średnia gęstość 1,88 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni 1,35 m/s2
Prędkość ucieczki 2,639 km/s
Okres obrotu wokół własnej osi synchroniczny z okresem obiegu
Albedo 0,22
Jasność obserwowana
(z Ziemi)
8,28[2]m
Temperatura powierzchni 93,7 K
Ciśnienie atmosferyczne 146,7 k Pa
Skład atmosfery 98,4% azot
1,6% metan

Tytan (Saturn VI) – największy księżyc Saturna, jedyny księżyc w Układzie Słonecznym posiadający gęstą atmosferę, w której zachodzą skomplikowane zjawiska pogodowe. Jest to również jedyne ciało poza Ziemią, na powierzchni którego odkryto powierzchniowe zbiorniki cieczy – jeziora. Nie wypełnia ich jednak woda, ale ciekły metan, który na Ziemi występuje w postaci palnego gazu.

Nazwa[edytuj]

Tytan został odkryty w 1655 roku przez Christiaana Huygensa, jako pierwszy z satelitów Saturna. Nazwa pochodzi od tytanów z mitologii greckiej, dzieci Uranosa (Nieba) i Gai (Ziemi).

Po lewej od góry: Księżyc i Tytan, prawej: Ziemia, z zachowaniem skali

Właściwości fizyczne[edytuj]

Tytan jest drugim pod względem wielkości księżycem w Układzie Słonecznym, większym od Merkurego – najmniejszej planety w naszym układzie. Do przybycia sondy Voyager 1 w 1980 r. uważano, że jest nawet większy od Ganimedesa, jednak kiedy została odkryta atmosfera Tytana, okazało się, że ma nieznacznie mniejszą średnicę.

Atmosfera[edytuj]

Górne warstwy atmosfery Tytana w naturalnych kolorach

Niektóre księżyce w Układzie Słonecznym, np. księżyce galileuszowe, mają nikłą otoczkę gazową. Jednak jedynie Tytan posiada gęstą atmosferę, gęstszą od atmosfery ziemskiej. Ma ona pomarańczowy kolor i jest nieprzejrzysta w szerokim zakresie fal elektromagnetycznych (w tym w zakresie widzialnym). Jej istnienie jako pierwszy zasugerował w 1907 roku Josep Comas Solá, a potwierdził w 1944 roku Gerard Kuiper.

Atmosfera składa się głównie z azotu z domieszką argonu, metanu i innych związków organicznych, takich jak etan i acetylen, które powstają w górnych warstwach atmosfery w wyniku oddziaływania na metan słonecznego promieniowania ultrafioletowego. Związki chemiczne w atmosferze Tytana przepuszczają jedynie około 10% promieni słonecznych, przy czym atmosfera jest niemal całkowicie przepuszczalna dla średniej (termalnej) podczerwieni, co prowadzi do obniżenia temperatury powierzchni. Efekt ten jest kompensowany z nawiązką przez efekt cieplarniany, związany z wysoką zawartością metanu. Ciśnienie przy powierzchni wynosi 1,5 bara, czyli jest o 50% większe niż na Ziemi. Podczas lądowania próbnika Huygens zmierzono także prędkość wiatru, która wynosiła 60 km/h. Badania atmosfery tego ciała niebieskiego są szczególnie interesujące ze względu na jej podobieństwo do ziemskiej atmosfery sprzed około czterech miliardów lat. Grubość atmosfery Tytana szacuje się na od 200 do 880 km. Tytan nie posiada własnego pola magnetycznego, a magnetosfera Saturna chroni go przed wiatrem słonecznym tylko częściowo.

Pomimo ograniczonego dostępu światła, na powierzchni Tytana panuje wyraźny cykl dobowy. W ciągu dnia Słońce nagrzewa powierzchnię księżyca, co ma znaczący wpływ na jego atmosferę. Sama atmosfera podzielona jest na kilka wyraźnie oddzielonych warstw, przypominając pod tym względem atmosferę Ziemi. Najniższa część atmosfery podzielona jest na dwie warstwy graniczne. Grubość niższej zmienia się w cyklu dziennym, co powodowane jest ogrzewaniem powierzchni Tytana od promieni Słońca. Grubość wyższej warstwy granicznej zmienia w dłuższym cyklu i wpływa ona klimat panujący na Tytanie[3].

Przypuszczalna budowa wewnętrzna Tytana

Budowa wewnętrzna[edytuj]

Tytan zalicza się do księżyców lodowych, jako że zbudowany jest w dużej mierze z lodu wodnego. Pod kilkukilometrowej grubości lodową skorupą prawdopodobnie znajduje się warstwa ciekłej wody, przypominająca podpowierzchniowe oceany na Europie i Ganimedesie. Jeszcze głębiej znajduje się warstwa wysokociśnieniowego lodu VI i jądro złożone ze skał z dużą zawartością wody, którego średnicę szacuje się na około 2000 km[4].

Powierzchnia[edytuj]

PIA19658-SaturnMoon-TitanGlobalMap-June2015.jpgPIA19657-SaturnMoon-Titan-NorthPole-20140407.jpgPIA19657-SaturnMoon-Titan-SouthPole-20140407.jpg
Mapa powierzchni Tytana (z czerwca 2015) i obszarów podbiegunowych (z kwietnia 2014)

Obserwacje powierzchni Tytana są utrudnione z powodu gęstej i nieprzezroczystej atmosfery. Dzięki misji sondy Cassini udało się uzyskać wiele istotnych danych, a także wykonać pierwsze zdjęcia powierzchni księżyca. Do najciekawszych zaobserwowanych tam struktur należą:

Mapa północnego bieguna Tytana w fałszywych kolorach, ukazująca zbiorniki ciekłych węglowodorów
  • Jeziora ciekłego metanu w obszarach podbiegunowych. Ich obecność podejrzewano od dawna. Naukowcy mieli nadzieję, że lądownik Huygens wyląduje w jednym ze zbiorników, co jednak nie nastąpiło. Niemniej jednak na wielu zdjęciach wykonanych podczas lądowania widać struktury, które najprawdopodobniej są jeziorami płynnych węglowodorów. Te ciemne obszary mogą jednak być także pozostałościami po takich zbiornikach, które w niedawnej przeszłości wyparowały. Aby potwierdzić którąś z teorii, potrzebne są obserwacje długoterminowe, gdyż opady atmosferyczne występują sezonowo, a pory roku na Tytanie trwają wiele lat ziemskich.
  • Na zdjęciach ukazujących ciemne obszary widać także ciemne kanały, przecinające obszary o jasnej barwie. Są to najprawdopodobniej węglowodorowe rzeki i strumienie. Sugeruje to ich kształt, rozgałęzienia tworzące sieć dopływów i ujścia wychodzące w kierunku ciemnych obszarów, o charakterze delty rzecznej. Niektóre z takich kanałów mają 100 kilometrów długości.
  • W okolicach biegunów zaobserwowano duże, ciemne formacje, również będące jeziorami węglowodorów. Największe z nich, Kraken Mare, jest wielkości Morza Kaspijskiego i w skali księżyca jest prawdziwym morzem. Nie zostało jeszcze[kiedy?] sfotografowane w całości. Na zdjęciu widać również wyspy, w tym łańcuch wysp będący wyraźnym przedłużeniem grzbietu wzgórz, widocznych na brzegu.
Tortola Facula, początkowo interpretowana jako wulkan lodowy na Tytanie, później uznana za wzniesienie otoczone przez ciemne wydmy[5]
  • Na kilku zdjęciach zaobserwowano twory, które kształtem przypominają wulkany na Ziemi i innych ciałach Układu Słonecznego. Mogą to być kriowulkany wyrzucające z siebie mieszaninę lodu wodnego i metanu. By potwierdzić ich istnienie, kluczowe jest odnalezienie źródła energii, która podgrzewałoby wnętrze Tytana. Być może są nim siły pływowe Saturna. Potwierdzeniem aktywności wulkanicznej jest także wykrycie argonu w atmosferze.
  • Na powierzchni występują także kratery uderzeniowe, ich liczba nie jest duża. To sugeruje, że powierzchnia jest geologicznie młoda, więc istnieją procesy erozji, które ją odmładzają.
  • W okolicach równika sonda Cassini zaobserwowała ciągnące się przez setki kilometrów wydmy. Ich wysokość dochodzi do 100 m. Wydmy zostały ukształtowane przez zmienne, łagodne wiatry. Podczas gdy wiatry na Ziemi wynikają z nierównomiernego ogrzewania powierzchni przez Słońce, te usypujące wydmy na Tytanie mają raczej charakter pływów w atmosferze, wywołanych przyciąganiem Saturna. Nie są one uformowane z piasku, ale z drobin wodnego lodu lub związków organicznych.
Atmosferyczny wir polarny nad południowym biegunem Tytana

Klimat[edytuj]

Temperatura powierzchni Tytana wynosi ok. −179.2 °C. W tej temperaturze, wodny lód sublimuje przy bardzo niskim ciśnieniu, przez co w stratosferze znajdują się śladowe ilości pary wodnej[6]. Do Tytana dociera 1% światła słonecznego, które otrzymuje Ziemia[7]. Ponadto, 90% światła jest absorbowane przez gęstą atmosferę. Ostatecznie do powierzchni Tytana dociera 0,1% światła, jakie otrzymuje powierzchnia Ziemi[8].

Metan zawarty w atmosferze powoduje na powierzchni księżyca efekt cieplarniany, bez którego Tytan byłby dużo zimniejszy[9]. Z kolei, zmętnienie jego atmosfery przyczynia się do przeciwnego efektu – odbijając promienie słoneczne z powrotem w przestrzeń kosmiczną[powyżej jest mowa o przepuszczalności], niweluje częściowo efekt cieplarniany. W wyniku tego temperatura jego powierzchni jest znacznie niższa niż temperatura górnych warstw atmosfery[10].

Chmury metanu, lipiec 2014[11].

Chmury Tytana, prawdopodobnie utworzone z metanu i etanu są rozproszone i zmienne, wyróżniając się na tle zmętnienia[12]. Badania przeprowadzone przez sondę Huygens wskazały, że w atmosferze Tytana występują okresowe deszcze ciekłego metanu i innych związków organicznych[13].

Chmury przeważnie pokrywają 1% powierzchni księżyca, jednak zaobserwowano gwałtowne zwiększanie się pokrywy chmur do 8% powierzchni. Według jednej z hipotez południowe chmury tworzą się, gdy zwiększony poziom nasłonecznienia podczas pory letniej na południowej półkuli księżyca tworzy wypiętrzenia w atmosferze, prowadzące do konwekcji. Jednak formowanie chmur zostało zaobserwowane nie tylko po okresie przesilenia letniego na południowej półkuli, lecz także w środku pory wiosennej. Zwiększone stężenie metanu na biegunie południowym prawdopodobnie przyczyniło się do szybkiego wzrostu zachmurzenia[14]. Lato na południowej półkuli Tytana trwało do 2010 roku, gdy w wyniku ruchu Saturna po orbicie lato rozpoczęło się na północnej półkuli księżyca[15]. W miarę zmian pór roku etan przypuszczalnie zacznie się skraplać nad biegunem południowym[16].

Badania Tytana[edytuj]

  • 12 listopada 1980 roku w pobliże Saturna dotarła sonda Voyager 1. Jej trajektorię zaplanowano tak, by przeleciała 4000 kilometrów od Tytana, co spowodowało wyrzucenie sondy poza płaszczyznę ekliptyki. Naukowcy sądzili, że będą mogli dostrzec powierzchnię księżyca. Jednak atmosfera była zbyt gęsta, a sonda nie posiadała urządzeń, które mogłyby ją przeniknąć. Dopiero po ponad 20 latach wykazano, że staranna obróbka zdjęć z Voyagera pozwala jednak dojrzeć niektóre wielkoskalowe struktury powierzchni[17].
  • 1 lipca 2004 roku do Saturna doleciała sonda Cassini. Głównym celem lądownika Huygens, wykonanego przez ESA, było zebranie danych dotyczących gęstej atmosfery. Po około 2,5-godzinnym opadaniu[18] wylądował z powodzeniem na Tytanie 14 stycznia 2005 roku. Próbnik w trakcie opadania wykonywał zdjęcia i nagrywał dźwięki. Huygens po lądowaniu i krótkim ślizgu natrafił na miękkie, zakurzone podłoże[18]. Po ponad godzinie (przewidywany czas pracy wynosił kilkanaście minut) zakończył pracę i zamarzł. Zdjęcia wykonane przez próbnik w trakcie lądowania ukazały struktury podobne do systemów rzecznych na Ziemi[18]. W próbniku zainstalowano m.in. aparaturę pomiarową produkcji polskiej (termometr).
    Zdjęcie powierzchni Tytana wykonane podczas opadania lądownika Huygens z wysokości 5 km
    Zdjęcie powierzchni Tytana z wysokości 5 km, wykonane podczas opadania sondy Huygens

Sonda Cassini kontynuuje badania Tytana podczas kolejnych przelotów. Zwykle nie zbliża się na mniej niż około 950 km, ze względu na atmosferę rozciągającą się nawet do wysokości 975 km, która zaburza prowadzenie obserwacji. Sonda była najbliżej Tytana (880 km[19]) 21 czerwca 2010 roku. Ten przelot został wykonany dla sprawdzenia, czy Tytan posiada własne pole magnetyczne[18].

W roku 2004, na północnym biegunie Tytana sonda Cassini zarejestrowała wysoko unoszące się mgły oraz wirującą chmurę. W pierwszej połowie 2012 roku, podczas kolejnych przelotów obok Tytana, stwierdzono obecność podobnej struktury nad południowym biegunem księżyca. Według naukowców z programu Cassini, to zmienne oświetlenie Tytana – czyli pory roku – powoduje zmiany w atmosferze księżyca[18].

Życie na Tytanie[edytuj]

Istnienie organizmów żywych jest mało prawdopodobne, głównie ze względu na ekstremalnie niskie temperatury, chociaż pozwala na to duża ilość związków organicznych na Tytanie. Źródłem energii mogłyby być węglowodory produkowane w górnych warstwach atmosfery, które dostarczają wystarczającą ilość energii, by ewentualne organizmy mogły wytworzyć ciekłe środowisko w swoim wnętrzu, pozwalające na zachodzenie wielu reakcji chemicznych niezbędnych do istnienia życia.

Zdjęcie powierzchni Tytana wykonane przez sondę Huygens po wylądowaniu

Zobacz też[edytuj]

Przypisy

  1. a b c d e f g Planetary Satellite Mean Orbital Parameters (ang.). Jet Propulsion Laboratory, 2013-08-23. [dostęp 2016-02-22].
  2. Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. [dostęp 2010-06-28].
  3. Becky Crew: Climate cycle reveals Titan as Earth-like (ang.). 2012-01-16. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-04-21)].
  4. Layers of Titan -- Annotated (ang.). W: Cassini Solstice Mission [on-line]. NASA, 2012-02-23. [dostęp 2012-04-27].
  5. Tortola Facula. W: Cassini Solstice Mission [on-line]. NASA, 2011-07-07. [dostęp 2011-12-06].
  6. V. Cottini, C.A. Nixon, D.E. Jennings, C.M. Anderson i inni. Water vapor in Titan’s stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra. , s. 855–862, 2012. DOI: 10.1016/j.icarus.2012.06.014. ISSN 0019-1035. Bibcode2012Icar..220..855C. 
  7. Titan: A World Much Like Earth. Space.com, 2009-08-06. [dostęp 2012-04-02].
  8. Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does.
  9. Titan Has More Oil Than Earth. luty 13, 2008. [dostęp 2008-02-13].
  10. C.P. McKay, J.B. Pollack, R. Courtin. The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan. „Science”, s. 1118–1121, 1991. DOI: 10.1126/science.11538492. PMID: 11538492. 
  11. Preston Dyches: Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea. W: NASA [on-line]. 2014-08-12. [dostęp 2014-08-13].
  12. Bill Arnett: Titan. W: Nine planets [on-line]. University of Arizona, Tucson, 2005. [dostęp 2005-04-10]. [zarchiwizowane z tego adresu (2005-11-21)].
  13. Emily Lakdawalla, Titan: Arizona in an Icebox?, The Planetary Society, 21 stycznia 2004 [dostęp 2005-03-28] [zarchiwizowane z adresu 2010-02-12].
  14. Schaller Emily L., Michael E. Brouwn, Henry G. Roe, Antonin H. Bouchez. A large cloud outburst at Titan's south pole. , s. 224–229, 2006. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.12.021. Bibcode2006Icar..182..224S. [dostęp 2007-08-23]. 
  15. The Way the Wind Blows on Titan, JPL, 1 czerwca 2007 [dostęp 2007-06-02].
  16. David Shiga. Huge ethane cloud discovered on Titan. , s. 1620, 2006. [dostęp 2007-08-07]. 
  17. James Richardson, Ralph D. Lorenz, Alfred McEwen. Titan’s surface and rotation: new results from Voyager 1 images. „Icarus”. 170, s. 113–124, 2004. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.03.010. 
  18. a b c d e Kamil Złoczewski: Niezwykła atmosfera Tytana. Księżyc pełen niespodzianek. Poznań: Amermedia, 2013, s. 4, seria: Kosmos. Tajemnice Wszechświata. Encyklopedia Astronomii i Astronautyki. ISBN 978-83-252-1917-8.
  19. Cassini. W: Loty kosmiczne [on-line]. [dostęp 2016-02-08].

Linki zewnętrzne[edytuj]