Титан (спутник Сатурна)

Титан
Титан в натуральных цветах (снимок «Кассини»)
Орбитальные характеристики
Большая полуось
(радиус)
1 221 931 км
Эксцентриситет
(вытянутость)
0,029
Орбитальный период 15,9 дня
Наклон орбиты 0,349°
(к сат. экватору)
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 силы
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 95 %
Содержание метана 5 %

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

Содержание

Основные сведения

Диаметр Титана — 5150 км. Таким образом, он больше планеты Меркурий, хотя и уступает ему по массе. В Титане заключено 95 % массы сатурианских спутников. Сила тяжести на нем 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, вероятно, имеются метановые озёра и реки (но их наличие долго было под сомнением; «Гюйгенс» приземлился в тёмную область, которая оказалась с твёрдой поверхностью), а также горы, состоящие из льда.

Строение

Геология

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

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

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. Кроме того, на снимках «Кассини» зафиксировано по крайней мере два образования, напоминающие вулканы.

Атмосфера

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.

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 — ее признаки были замечены еще 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).

95 % атмосферы приходится на азот. 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). 5 % приходится, в основном, на метан; имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, цианогена, гелия. Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности). Одним из источников метана может быть вулканическая активность.

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 еще 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.

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. 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 (то есть когда метан может быть в трех состояниях: твердом, жидком и газообразном).

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).

Поверхность

Поверхность Титана, сфотографированная «Кассини» в разных спектральных диапазонах, имеет четко очерченные тёмные и светлые области. В районе экватора на ведущем полушарии расположен светлый регион размером с Австралию (видный также на инфракрасных снимках телескопа «Хаббл») представляющий собой возвышенность, вероятно, горный массив. Он получил название Ксанаду (Xanadu). На радарных снимках, сделанных в апреле 2006, 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 даже 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. Все это свидетельствует о тектонических процессах, формирующих поверхность Титана.

Имеются схожие с Ксанаду по размерам темные 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.

Однако в некоторых местах зафиксированы участки ровной, вероятно, жидкой поверхности, по площади соответствующие скорее озёрам, чем морям (размерами до 60 км). Чёткие снимки озёр в северном арктическом регионе Титана получены в июле 2006, после чего специалисты НАСА уже уверенно говорят о наличии жидких метановых (либо метано-этановых) водоёмов ([1]). Кроме того, ещё в июне 2005 «Кассини» обнаружил в южном полярном регионе тёмное образование с очень чёткими границами, которое также может быть идентифицировано как жидкое озеро. Его назвали Lacus Ontario. Радарное покрытие другой области в в высоких широтах южного полушария показало наличие развитой речной системы, береговой линии с характерными следами эрозии, и, возможно, жидкой поверхности («моря»), соответствующей тёмной области на инфракрасных изображениях (Mezzoramia).

Поверхность Титана в умеренных широтах менее контрастная, и, по-видимому, более ровная.

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

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 почвы 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 (возможно ледяные) округлой формы. Такая форма могла образоваться в результате длительного воздействия на них жидкости.

Локальные перепады высот на поверхности Титана, 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.

История открытия и названия

Титан был открыт 25 марта 1655 голландским астрономом Кристианом 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).

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.

Ссылки

Солнечная системаСолнце
Планеты: Меркурий | Венера | Земля | Марс | Юпитер | Сатурн | Уран | Нептун
Карликовые планеты: Церера | Плутон | Харон | Эрида
Астероидный пояс | Кометы | Пояс Койпера | Облако Оорта

См. также: Астрономические объекты | Луна

 
Начальная страница  » 
А Б В Г Д Е Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ы Э Ю Я
A B C D E F G H I J K L M N O P Q R S T U V W X Y Z
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Home