Senās Grieķijas zinātnē titāni bija milzīgas dievības ar neticamu spēku, kas valdīja leģendārajā zelta laikmetā un dzemdēja olimpiešu dievus, kurus mēs visi zinām un mīlam. Saturns Tāpēc lielākais pavadonis, kas pazīstams kā Titāns, ir pareizi nosaukts. Papildus tam, ka tas ir lielākais Saturna pavadonis un otrais lielākais pavadonis pasaulē Saules sistēma (pēc Jupitera mēness Ganimēds ) – tā pēc tilpuma ir lielāka par pat mazāko planētu, Merkurs .
Neskaitot savu izmēru, Titāns ir arī aizraujošs, jo tas ir vienīgais dabiskais satelīts, kuram ir zināms blīva atmosfēra , kas līdz nesenam laikam ir ļoti apgrūtinājis pētniecību. Turklāt tas ir vienīgais objekts, izņemot Zemi, kur ir atrasti skaidri pierādījumi par stabiliem virsmas šķidruma ķermeņiem. Tas viss padara Titānu par lielas ziņkārības centrālo punktu un galveno vietu turpmākajām zinātniskajām misijām.
Atklāšana un nosaukumu piešķiršana:
Titānu 1655. gada 25. martā atklāja holandiešu astronoms Kristians Haigenss. Huigensu iedvesmoja Galileo uzlabojumi teleskopos un pavadoņi, kas riņķo ap Jupiteru 1610. gadā. Līdz 1650. gadam viņš ar sava brāļa (Konstantijns Huigenss, jaunākais) palīdzību sāka izstrādāt savu teleskopu un novēroja pirmo mēnesi. Saturns.
1655. gadā Huigenss to nosaucaSaturna mēness(latīņu valodā “Saturna mēness”) traktā De Saturni Luna Observatio Nova ('Jauns Saturna mēness novērojums”). Laikā no 1673. līdz 1686. gadam Džovanni Domeniko Kasīni atklājot vēl četrus pavadoņus ap Saturnu, astronomi sāka tos dēvēt par Saturnu I līdz V (Titāns bija ceturtajā pozīcijā kā Saturns IV).
Teleskopa kopija, ko Viljams Heršels izmantoja, lai novērotu Urānu. Kredīts: Alun Salt/Wikimedia Commons
Pēc Viljama Heršela atklājuma mīmi un Enceladus 1789. gadā, kas ir tuvāk Saturnam nekā jebkurš no lielākajiem pavadoņiem, Saturna pavadoņi atkal bija jāpārzīmē. Kopš tā laika Titāna statuss tika fiksēts kā Saturns VI, neskatoties uz vairāku mazāku pavadoņu atklāšanu, kas kopš tā laika bija tuvāk Saturnam.
Nosaukumu Titāns kopā ar visu septiņu lielāko Saturna satelītu nosaukumiem ierosināja Viljama Heršela dēls Džons. 1847. gadā Džons Heršels publicēja Labās Cerības ragā veikto astronomisko novērojumu rezultāti , kurā viņš ierosināja pavadoņus nosaukt mitoloģiskajos titānos – Krona brāļu un māsu vārdā, kurš ir grieķu līdzvērtīgs Saturnam.
1907. gadā spāņu astronoms Hoseps Komass i Solā novēroja Titāna ekstremitāšu satumšanu. Šis efekts, kad planētas vai zvaigznes centra daļa šķiet gaišāka par malu (vai daļu),bija pirmā pazīme, ka Titānā valda atmosfēra. 1944. gadā Džerards P. Koipers izmantoja spektroskopisku paņēmienu, lai noteiktu, ka Titānā ir atmosfēra, kas sastāv no metāna.
Izmērs. Masa un orbīta:
Ar vidējo rādiusu 2576 ± 2 km un masu 1,345 × 1023kg, Titāns ir 0,404 Zemes izmēra (jeb 1,480 Mēness) un 0,0225 reizes masīvāks (1,829 Mēness). Tās orbītai ir neliela ekscentricitāte 0,0288, un tās orbītas plakne ir slīpa par 0,348 grādiem attiecībā pret Saturna ekvatoru. Tā vidējais attālums no Saturna (daļēji galvenā ass) ir 1 221 870 km — no 1 186 680 km periapsis (vistuvāk) līdz 1 257 060 km apoapsis (vistālākais).
Titāna, Mēness un Zemes diametru salīdzinājums. Pateicība: NASA/JPL/Kosmosa zinātnes institūts/Gregory H. Revera
Titānam nepieciešamas 15 dienas un 22 stundas, lai pabeigtu vienu Saturna orbītu. Kā Mēness un daudzi satelīti, kas riņķo ap citiem gāzes milžiem, tā rotācijas periods ir identisks tā orbītas periodam. Tādējādi Titāns ir bloķēts un sinhroni griežas ar Saturnu, kas nozīmē, ka viena seja ir pastāvīgi vērsta pret planētu.
Sastāvs un virsmas īpašības:
Lai gan pēc sastāva līdzīgs Dione un Enceladus, Titāns ir blīvāks gravitācijas saspiešanas dēļ. Diametra un masas (un līdz ar to arī blīvuma) ziņā Titāns ir vairāk līdzīgs Džovijas pavadoņiem. Ganimēds un Kalisto . Pamatojoties uz tā tilpuma blīvumu 1,88 g/cm3Tiek uzskatīts, ka Titāna sastāvs puse sastāv no ūdens ledus un pusi no akmeņaina materiāla.
Tā iekšējais sastāvs, visticamāk, ir sadalīts vairākos slāņos ar 3400 kilometru (2100 jūdžu) akmeņainu centru, ko ieskauj slāņi, kas sastāv no dažāda veida kristalizēta ledus. Pamatojoties uz pierādījumiem, ko sniedz Cassini-Huygens 2005. gada misijā, tiek uzskatīts, ka Titānam var būt arī pazemes okeāns, kas atrodas starp garozu un vairākiem dziļākiem augsta spiediena ledus slāņiem.
Tiek uzskatīts, ka šis pazemes okeāns sastāv no ūdens un amonjaka, kas ļauj ūdenim palikt šķidrā stāvoklī pat 176 K (-97 °C) temperatūrā. Pierādījumi par sistemātisku Mēness virsmas iezīmju nobīdi (kas notika no 2005. gada oktobra līdz 2007. gada maijam) liecina, ka garoza ir atdalīta no iekšpuses — iespējams, starp tām ir šķidrs slānis —, kā arī gravitācijas lauka izmaiņas atkarībā no Titāna. riņķo ap Saturnu.
Titāna iekšējās struktūras diagramma saskaņā ar pilnībā diferencētu blīvo okeānu modeli. Kredīts: Wikipedia Commons/Kelvinsong
Titāna virsma ir salīdzinoši jauna - no 100 miljoniem līdz 1 miljardam gadu -, neskatoties uz to, ka tā veidojusies agrīnās Saules sistēmas laikā. Turklāt šķiet, ka tas ir salīdzinoši gluds ar iepildītiem trieciena krāteriem. Arī augstuma svārstības ir nelielas, svārstās nedaudz vairāk par 150 metriem, bet dažkārt kalnu augstums sasniedz no 500 metriem līdz 1 km.
Tiek uzskatīts, ka tas ir saistīts ar ģeoloģiskiem procesiem, kas laika gaitā ir mainījuši Titāna virsmu. Piemēram, 150 km (93 jūdzes) garš, 30 km (19 jūdzes) plats un 1,5 km (0,93 jūdzes) augsts diapazons ir ieaudzis dienvidu puslodē, sastāv no ledus materiāla un klāts ar metāna sniegu. Tektonisko plākšņu kustība, ko, iespējams, ietekmēja tuvējais triecienbaseins, varēja pavērt plaisu, caur kuru kalna materiāls uzcēlās.
Tad ir Sotra Patera , kalnu ķēde, kas ir 1000 līdz 1500 m (0,62 un 0,93 jūdzes) augsta, un tās virsotnēs ir krāteri, un tās pamatnē plūst lava, kas, šķiet, ir sasalusi. Ja vulkānisms uz Titāna patiešām pastāv, hipotēze ir tāda, ka to virza enerģija, kas izdalās no radioaktīvo elementu sabrukšanas mantijā, plūdmaiņu izliekuma, ko izraisa Saturna ietekme, vai, iespējams, Titāna pazemes ledus slāņu mijiedarbības rezultātā.
Alternatīva teorija ir tāda, ka Titāns ir ģeoloģiski miruša pasaule un ka virsmu veido trieciena krāteru veidošanās, plūstoša šķidruma un vēja izraisīta erozija, masas izšķērdēšana un citi ārēji motivēti procesi. Saskaņā ar šo hipotēzi metānu neizdala vulkāni, bet tas lēnām izkliedējas no Titāna aukstā un stīvā iekšpuses.
Atjauninātas Titāna kartes, kuru pamatā ir Cassini attēlveidošanas zinātnes apakšsistēma. Pateicība: NASA/JPL/Kosmosa zinātnes institūts
Daži uz Titāna virsmas atklātie trieciena krāteri ietver 440 km (270 jūdzes) platu divu gredzenu trieciena baseinu ar nosaukumu Menrva , kas ir atpazīstams pēc tā spilgti tumšā koncentriskā raksta. Nosaukts mazāks, 60 km (37 jūdzes) plats krāteris ar līdzenu grīdu Sinlap un 30 km (19 jūdzes) garš krāteris ar centrālo virsotni un tumšo grīdu Ksa ir arī novēroti.
Radara un orbitālā attēlveidošana ir arī atklājusi vairākas 'kritēriformas' uz virsmas, apļveida pazīmes, kas var būt saistītas ar triecienu. Tie ietver 90 km (56 jūdzes) platu spoža, raupja materiāla gredzenu, kas pazīstams kā Skaists , kas tiek uzskatīts par trieciena krāteri, ko piepilda tumši, vēja pūsti nogulumi. Tumsā ir novērotas vairākas citas līdzīgas pazīmes Šangri-la un Aaru reģionos.
Kriovulkānisma klātbūtne ir arī teorētiska, pamatojoties uz faktu, ka uz Titāna virsmas acīmredzot nav pietiekami daudz šķidrā metāna (skatīt zemāk), lai ņemtu vērā atmosfēras metānu. Tomēr līdz šim vienīgās pazīmes par kriovulkānismu ir īpaši spilgti un tumši virsmas elementi un 200 m (660 pēdas) struktūras, kas atgādina lavas plūsmas, kas tika novērotas reģionā, ko sauc par. Hotei Arcus .
Titāna virsmu caurstrāvo arī svītrainas iezīmes (aka. smilšu kāpas “), no kurām dažas ir simtiem kilometru garas un vairākus metrus augstas. Šķiet, ka tos izraisa spēcīgi mainīgi vēji, ko izraisa Saules un Titāna blīvās atmosfēras mijiedarbība. Titāna virsmu iezīmē arī plaši gaiša un tumša reljefa apgabali.
Kāpu rindu radara attēls uz Titāna. Pateicība: NASA/JPL-Caltech
Tie ietver Xanadu , liels, atstarojošs ekvatoriālais apgabals, ko pirmo reizi identificēja Habla kosmiskais teleskops 1994. gadā un vēlākCassinikosmosa kuģis. Šis reģions (kas ir aptuveni tādā pašā izmērā kā Austrālija) ir ļoti daudzveidīgs, piepildīts ar pakalniem, ielejām, plaisām un vietām to šķērso tumšas līnijas – līkumainas topogrāfiskas iezīmes, kas atgādina grēdas vai plaisas.
Tie varētu liecināt par tektonisko aktivitāti, kas nozīmētu, ka Ksanadu ir ģeoloģiski jauns. Alternatīvi, līnijas var būt šķidrā veidā veidoti kanāli, kas liecina par vecu reljefu, ko ir izgriezušas straumes sistēmas. Citviet uz Titāna ir līdzīga izmēra tumši apgabali, kas ir atklāti kā ūdens ledus un organisko savienojumu plankumi, kas kļuva tumšāki UV starojuma ietekmē.
Metāna ezeri:
Titānā atrodas arī tās slavenās “ogļūdeņražu jūras”, šķidrā metāna un citu ogļūdeņražu savienojumu ezeri. Daudzi no tiem ir pamanīti polāro reģionu tuvumā, piemēram, Ontario ezers . Šī apstiprinātā metāna ezera, kas atrodas netālu no dienvidu pola, platība ir 15 000 km² (tas ir par 20% mazāks nekā tā paša nosaukuma Ontario ezers), un maksimālais dziļums ir 7 metri (23 pēdas).
Bet lielākais šķidruma ķermenis ir Kraken Mare , metāna ezers netālu no ziemeļpola. Tā platība ir aptuveni 400 000 km², tā ir lielāka par Kaspijas jūru, un tiek lēsts, ka tās dziļums ir 160 metri. Ir konstatēti arī sekli kapilāri viļņi (aka. viļņošanās viļņi), kas ir 1,5 centimetrus augsti un pārvietojas ar ātrumu 0,7 metri sekundē.
Tuvajā infrasarkanajā gaismā uzņemto attēlu mozaīka, kurā redzamas Titāna polārās jūras (pa kreisi) un Kraken Mare radara attēls (pa labi), abi uzņemti ar Cassini kosmosa kuģi. Pateicība: NASA/JPL
Tad ir Ligeia Mare , otrs lielākais zināmais šķidruma ķermenis uz Titāna, kas ir savienots ar Kraken Mare un atrodas arī netālu no ziemeļpola. Tā platība ir aptuveni 126 000 km² un krasta līnija, kas ir garāka par 2000 km (1240 jūdzēm), ir lielāka nekā Superior ezers. Līdzīgi kā Kraken Mare, tā nosaukums ir cēlies no grieķu mitoloģijas; šajā gadījumā pēc vienas no sirēnām.
Šeit NASA pirmo reizi pamanīja spilgtu objektu, kura izmērs ir 260 km² (100 kvadrātjūdzes), ko viņi nosauca. 'Burvju sala' . Šis objekts pirmo reizi tika pamanīts 2013. gada jūlijā, tad vēlāk pazuda, lai atkal parādītos (nedaudz mainīts) 2014. gada augustā. Tiek uzskatīts, ka tas ir saistīts ar Titāna mainīgajiem gadalaikiem, un ieteikumi par to, kas tas varētu būt, ir no virsmas viļņiem un augošiem burbuļiem līdz peldošām cietām vielām, kas suspendētas zem virsmas.
Lai gan lielākā daļa ezeru ir koncentrēti pie poliem (kur zemais saules gaismas līmenis novērš iztvaikošanu), vairāki ogļūdeņražu ezeri ir atklāti arī ekvatoriālajos tuksneša reģionos. Tas ietver vienu netālu no Huygens nolaišanās vietas Šangrila reģionā, kas ir aptuveni uz pusi mazāka nekā Jūtas Lielais sālsezers. Tāpat kā tuksneša oāzes uz Zemes, tiek pieņemts, ka šos ekvatoriālos ezerus baro pazemes ūdens nesējslāņi.
KopumāCassiniradara novērojumi liecina, ka ezeri klāj tikai dažus procentus no virsmas, padarot Titānu daudz sausāku par Zemi. Tomēr zonde sniedza arī spēcīgas norādes, ka 100 km zem virsmas atrodas ievērojams šķidrs ūdens daudzums. Turpmāka datu analīze liecina, ka šis okeāns var būt tikpat sāļš kā Nāves jūra.
Iepriekšējo pārlidojumu laikā ‘Magic Island’ nebija redzama netālu no Ligeia Mare piekrastes līnijas (pa kreisi). Pēc tam Cassini 2013. gada 20. jūlijā šī funkcija parādījās garām (pa labi). Pateicība: NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell
Citi pētījumi liecina, ka metāna nokrišņi (skatīt zemāk) uz Titāna var mijiedarboties ar ledainiem materiāliem pazemē, veidojot etānu un propānu, kas galu galā var nonākt upēs un ezeros.
Atmosfēra:
Titāns ir vienīgais mēness Saules sistēmā ar ievērojamu atmosfēru, un vienīgais ķermenis, kas nav Zemes atmosfēra, ir bagāts ar slāpekli. Jaunākie novērojumi liecina, ka Titāna atmosfēra ir blīvāka nekā Zemes , kura virsmas spiediens ir aptuveni 1,469 KPa – 1,45 reizes lielāks nekā uz Zemes. Tas ir arī aptuveni 1,19 reizes masīvāks nekā Zemes atmosfēra kopumā vai aptuveni 7,3 reizes masīvāks, rēķinot uz virsmas laukumu.
Atmosfēru veido necaurspīdīgi miglas slāņi un citi avoti, kas bloķē lielāko redzamo Saules gaismu un aizsedz tās virsmas iezīmes (līdzīgi kā Venera ). Titāna zemākā gravitācija nozīmē arī to, ka tā atmosfēra ir daudz plašāka nekā Zemes. Stratosfērā atmosfēras sastāvs ir 98,4% slāpekļa, bet atlikušie 1,6% sastāv galvenokārt no metāna (1,4%) un ūdeņraža (0,1–0,2%).
Ir neliels daudzums citu ogļūdeņražu, piemēram, etāna, diacetilēna, metilacetilēna, acetilēna un propāna; kā arī citas gāzes, piemēram, ciānacetilēns, ciānūdeņradis, oglekļa dioksīds, oglekļa monoksīds, cianogēns, argons un hēlijs. Tiek uzskatīts, ka ogļūdeņraži veidojas Titāna atmosfēras augšējos slāņos reakcijās, kas rodas metānam sadaloties Saules ultravioletajā gaismā, radot biezu oranžu smogu.
Saules enerģijai bija jāpārvērš visas metāna pēdas Titāna atmosfērā sarežģītākos ogļūdeņražos 50 miljonu gadu laikā, kas ir īss laiks salīdzinājumā ar Saules sistēmas vecumu. Tas liek domāt, ka metāns ir jāpapildina ar rezervuāru pašā Titānā vai tajā. Metāna galvenā izcelsme tās atmosfērā var būt tās iekšpuse, kas izdalās izvirdumos no kriovulkāni .
Titāna atmosfēras viltus krāsu attēls. Pateicība: NASA/JPL/Kosmosa zinātnes institūts/ESA
Titāna virsmas temperatūra ir aptuveni 94 K (-179,2 °C), kas ir saistīts ar faktu, ka Titāns saņem apmēram 1% vairāk saules gaismas nekā Zeme. Šajā temperatūrā ūdens ledus tvaika spiediens ir ārkārtīgi zems, tāpēc mazais ūdens tvaiks ir ierobežots tikai stratosfērā. Mēness būtu daudz vēsāks, ja vien atmosfēras metāns neradītu siltumnīcas efektu uz Titāna virsmas.
Un otrādi, migla Titāna atmosfērā veicina pretsiltumnīcas efektu, atstarojot saules gaismu atpakaļ kosmosā, dzēšot daļu siltumnīcas efekta un padarot tās virsmu ievērojami aukstāku nekā atmosfēras augšdaļas. Turklāt Titāna atmosfērā periodiski uz tās virsmas līst šķidrs metāns un citi organiskie savienojumi.
Balstoties uz pētījumiem, kas simulē Titāna atmosfēru, NASA zinātnieki ir izteikuši pieņēmumus sarežģītas organiskās molekulas varētu rasties uz Titāna (skatīt zemāk). Turklāt propēns – aka. Titāna atmosfērā ir konstatēts arī propilēns, ogļūdeņražu klase. Šī ir pirmā reize, kad propēns ir atrasts uz jebkura mēness vai planētas, izņemot Zemi, un tiek uzskatīts, ka tas veidojas no rekombinētiem radikāļiem, kas izveidoti metāna UV fotolīzes rezultātā.
Dzīvojamība:
Tiek uzskatīts, ka Titāns ir prebiotiska vide, kas ir bagāta ar sarežģītu organisko ķīmiju un, iespējams, pazemes šķidrais okeāns, kas kalpo kā biotiska vide. Notiekošie Titāna atmosfēras pētījumi ir likuši daudziem zinātniekiem izvirzīt teoriju, ka apstākļi tur ir līdzīgi tiem, kādi pastāvēja uz pirmatnējās Zemes, izņemot svarīgu izņēmumu par ūdens tvaiku trūkumu.
Daudzi eksperimenti ir parādījuši, ka atmosfēra ir līdzīga Titāna atmosfērai, pievienojot UV starojums , var radīt sarežģītas molekulas un polimēru vielas, piemēram tholins . Turklāt neatkarīgi pētījumi, ko veica Arizonas Universitāte ziņoja, ka tad, kad enerģija tika izmantota tādu gāzu kombinācijai kā Titāna atmosfērā, tika radīti daudzi organiskie savienojumi. Tajos ietilpst piecas nukleotīdu bāzes – DNS un RNS celtniecības bloki, kā arī aminoskābes, kas ir proteīna celtniecības bloki.
Ir veiktas vairākas laboratorijas simulācijas, kuru rezultātā ir radies pieņēmums, ka uz Titāna ir pietiekami daudz organisko materiālu, lai sāktu ķīmiskās evolūcijas procesu, kas ir analoģisks tam, kā tiek uzskatīts, ka šeit uz Zemes ir sākusies dzīvība. Lai gan šī teorija pieņem, ka pastāv ūdens, kas šķidrā stāvoklī paliktu ilgāku novēroto periodu, organiskā dzīvība teorētiski varētu izdzīvot Titāna hipotētiskajā pazemes okeānā.
Līdzīgi kā uz Eiropas un citiem pavadoņiem, šī dzīvība, visticamāk, izpaustos kā tāda ekstremofīli – organismi, kas plaukst ekstremālos apstākļos. Siltuma apmaiņa starp iekšējiem un augšējiem slāņiem būtu ļoti svarīga, lai uzturētu jebkuru zemūdens okeāna dzīvību, visticamāk, caur hidrotermālās atveres atrodas pie okeāna kodola robežas. Tika arī pārbaudīts, vai atmosfēras metāns un slāpeklis varētu būt bioloģiskas izcelsmes.
Ir arī ierosināts, ka dzīvība varētu pastāvēt Titāna šķidrā metāna ezeros, tāpat kā organismi uz Zemes dzīvo ūdenī. Šādi organismi ieelpotu diūdeņradi (H2) skābekļa gāzes (O2) vietā, metabolizētu to ar acetilēnu, nevis glikozi, un pēc tam izelpotu metānu, nevis oglekļa dioksīdu. Lai gan visas dzīvās būtnes uz Zemes izmanto šķidru ūdeni kā šķīdinātāju, tiek uzskatīts, ka dzīvība uz Titāna patiešām varētu dzīvot šķidros ogļūdeņražos.
Lai pārbaudītu šo hipotēzi, ir izveidoti vairāki eksperimenti un modeļi. Piemēram, atmosfēras modeļi to ir parādījuši molekulārais ūdeņradis ir lielāks atmosfēras augšējos slāņos un pazūd tuvu virsmai, kas atbilst metanogēno dzīvības formu iespējamībai. Cits pētījums ir parādījis, ka ir zems acetilēna līmenis uz Titāna virsmas, kas arī atbilst hipotēzei par organismiem, kas patērē ogļūdeņražus.
2015. gadā ķīmijas inženieru komanda plkst Kornela universitāte gāja tik tālu, lai izveidotu hipotētisku šūnu membrānu, kas būtu spējīga darboties šķidrā metānā apstākļos, kas līdzīgi apstākļiem uz Titāna. Šai šūnai, kas sastāv no mazām molekulām, kas satur oglekli, ūdeņradi un slāpekli, ir tāda pati stabilitāte un elastība kā šūnu membrānām uz Zemes. Šo hipotētisko šūnu membrānu sauca par 'azotosomu' ('azote' kombinācija, franču valodā nozīmē slāpeklis un 'liposoma').
tomēr NASA ir veikusi ierakstu apgalvojot, ka šīs teorijas joprojām ir pilnībā hipotētiskas. Turklāt ir uzsvērts, ka citas teorijas par to, kāpēc ūdeņraža un acetilēna līmenis ir zemāks tuvāk virsmai, ir ticamākas. Tie ietver vēl neidentificētus fizikālus vai ķīmiskus procesus, piemēram, virsmas katalizatoru, kas pieņem ogļūdeņražus vai ūdeņradi, vai nepilnības pašreizējos materiālu plūsmas modeļos.
Turklāt dzīve uz Titāna saskartos ar milzīgiem šķēršļiem, salīdzinot ar dzīvi uz Zemes, tādējādi padarot jebkuru analoģiju ar Zemi problemātisku. Pirmkārt, Titāns atrodas pārāk tālu no Saules, un tā atmosfērā trūkst oglekļa monoksīda (CO), kā rezultātā tas nesaglabā pietiekami daudz siltuma vai enerģijas, lai izraisītu bioloģiskos procesus. Turklāt ūdens uz Titāna virsmas pastāv tikai cietā veidā.
Tātad, lai gan uz Titāna pastāv prebiotiskie apstākļi, kas saistīti ar organisko ķīmiju, pati dzīvība var nebūt. Tomēr šo apstākļu pastāvēšana zinātnieku vidū joprojām ir fascinējoša tēma. Un tā kā tiek uzskatīts, ka tā atmosfēra ir līdzīga Zemes atmosfērai tālā pagātnē, Titāna izpēte varētu palīdzēt uzlabot mūsu izpratni par sauszemes biosfēras agrīno vēsturi.
Izpēte:
Titānu nevar pamanīt bez instrumentu palīdzības, un tas bieži vien ir sarežģīts astronomiem amatieriem Saturna izcilā globusa un gredzenu sistēmas traucējumu dēļ. Un pat pēc lieljaudas teleskopu izstrādes Titāna blīvā, miglainā atmosfēra apgrūtināja virsmas novērojumus. Līdz ar to gan Titāna, gan tā virsmas iezīmju novērojumi pirms kosmosa laikmeta bija ierobežoti.
Pirmā zonde, kas apmeklēja Saturna sistēmu, bija Pionieris 11 1979. gadā, kurā tika uzņemti Titāna un Saturna attēli kopā un atklājās, ka Titāns, iespējams, ir pārāk auksts, lai uzturētu dzīvību. Titānu 1980. un 1981. gadā pārbaudīja abi Ceļošana 1 un 2 kosmosa zondes, attiecīgi. KamērCeļošana 2tikai izdevās uzņemt Titāna momentuzņēmumus ceļā uz Urānu un NeptūnuCeļošana 1izdevās veikt pārlidojumu un uzņemt attēlus un lasījumus.
Tas ietvēra Titāna blīvuma, sastāva un atmosfēras temperatūras rādījumus un precīzu Titāna masas mērījumu. Atmosfēras migla neļāva iegūt tiešu virsmas attēlu; lai gan 2004. gadā tika veikta intensīva uzņemto attēlu digitālā apstrādeCeļošana 1Oranžais filtrs atklāja mājienus par gaišajām un tumšajām iezīmēm, kas tagad pazīstamas kā Xanadu un Shangri-la.
Voyager 2 Titāna fotogrāfija, kas uzņemta 1981. gada 23. augustā, un kurā ir redzamas dažas šī Saturna mēness mākoņu sistēmas detaļas. Pateicība: NASA/JPL
Neskatoties uz to, liela daļa no Titāna noslēpumiem netiktu izkliedēta līdz brīdim, kadCassini-Huygensmisija – NASA un Eiropas Kosmosa aģentūras (ESA) kopīgs projekts, kas nosaukts par godu astronomiem, kuri veica lielākos atklājumus saistībā ar Saturna pavadoņiem. Kosmosa kuģis sasniedza Saturnu 2004. gada 1. jūlijā un sāka Titāna virsmas kartēšanu ar radaru.
TheCassini2004. gada 26. oktobrī zonde veica Titāna lidojumu un uzņēma visu laiku augstākās izšķirtspējas attēlus no Titāna virsmas, saskatot gaismas un tumsas plankumus, kas citkārt cilvēka acij bija neredzami. Daudzu tuvu Titāna lidojumu laikā,Cassiniizdevās atklāt bagātīgus šķidruma avotus uz virsmas ziemeļu polārajā reģionā daudzu ezeru un jūru veidā.
The Huigenss zonde nolaidās uz Titāna 2005. gada 14. janvārī, padarot Titānu par visattālāko ķermeni no Zemes, uz kura virsmas ir nolaidusies kosmosa zonde. Izmeklēšanas laikā tika atklāts, ka daudzas virsmas iezīmes, šķiet, kādreiz pagātnē ir veidojušas šķidrumi.
Pēc nolaišanās tieši pie austrumu gala gaišā reģiona tagad sauc Adiri , zonde fotografēja bālus pakalnus ar tumšām 'upēm', kas tek lejup uz tumšu līdzenumu. Pašreizējā teorija ir tāda, ka šie pakalni (aka. 'augstienes') sastāv galvenokārt no ūdens ledus un ka tumšie organiskie savienojumi, kas radīti augšējos atmosfēras slāņos, var nonākt no Titāna atmosfēras ar metāna lietus un laika gaitā nogulsnēties līdzenumos. .
Mākslinieka attēlojums, kā Haigenss nolaižas uz Titāna. Kredīts: ESA
Huigenss ieguva arī fotogrāfijas ar tumšu līdzenumu, kas klāts ar maziem akmeņiem un oļiem (sastāv no ūdens ledus), kas liecināja par eroziju un/vai fluviālo aktivitāti. Virsma ir tumšāka nekā sākotnēji gaidīts, un tā sastāv no ūdens un ogļūdeņraža ledus maisījuma. Attēlos redzamā “augsne” tiek interpretēta kā nokrišņi no iepriekš esošās ogļūdeņraža miglas.
Pēdējos gados ir izteikti vairāki priekšlikumi robotizētas kosmosa zondes atgriešanai Titānam. Tie ietver Titāna Saturna sistēmas misija (TSSM) — kopīgs NASA/ESA priekšlikums Saturna pavadoņu izpētei, kas paredz karstā gaisa balonu, kas peld Titāna atmosfērā un veic pētījumus sešus mēnešus.
2009. gadā tika paziņots, ka TSSM zaudēja konkurējošai koncepcijai, kas pazīstama kā Eiropas Jupitera sistēmas misija (EJSM) – kopīga NASA/ESA misija, kuras ietvaros tiks nosūtītas divas zondes uz Eiropu un Ganimēdu, lai izpētītu to iespējamo apdzīvojamību.
Bija arī priekšlikums, kas pazīstams kā Titan Mare Explorer (TiME), koncepcija, ko NASA izskata kopā ar Lockheed Martin. Šī misija ietvertu zemu izmaksu nolaižamo ierīci, kas izšļakstīsies ezerā Titāna ziemeļu puslodē un peldētu uz ezera virsmas 3 līdz 6 mēnešus. Tomēr NASA 2012. gadā paziņoja, ka dod priekšroku zemākām izmaksām InSight Tā vietā Marsa nolaišanās ierīce, kuru plānots nosūtīt uz Marsu 2016. gadā.
Vēl vienu misiju uz Titānu 2012. gada sākumā ierosināja Džeisons Bārnss, zinātnieks no Aidaho universitātes. Pazīstams kā Lidmašīnas titāna izlūkošanai uz vietas un gaisā (AVIATR), šī bezpilota lidmašīna (vai drons) lidotu cauri Titāna atmosfērai un uzņemtu virsmas augstas izšķirtspējas attēlus. NASA toreiz neapstiprināja pieprasītos 715 miljonus dolāru, un projekta nākotne ir neskaidra.
Vēl viens ezera piezemēšanās projekts, kas pazīstams kā Titan Lake In-situ paraugu ņemšana ar dzinēju pētnieku (TALISE) 2012. gada beigās ierosināja Spānijā bāzēta privātā inženieru firma SENER un Centro de Astrobiología Madridē. Galvenā atšķirība starp šo un TiME zondi ir tāda, ka TALISE koncepcija ietver savu piedziņas sistēmu, un tāpēc tā neaprobežotos ar vienkāršu dreifēšanu ezerā, kad tas nošļakstās.
Atbildot uz NASA 2010. gada atklājumu paziņojumu, koncepcija, kas pazīstama kā Ceļojums uz Enceladu un Titānu (JET) tika ierosināts. Šī misija, ko izstrādājuši Caltech un JPL, sastāvētu no zemu izmaksu astrobioloģijas orbītas, kas tiktu nosūtīta uz Saturna sistēmu, lai novērtētu Enceladus un Titāna apdzīvojamības potenciālu.
2015. gadā NASA Inovatīvas uzlabotas koncepcijas (NIAC) piešķirts a II fāzes dotācija piedāvātai robotizētai zemūdenei, lai turpinātu izmeklēt un izstrādāt koncepciju. Šis zemūdenes pētnieks, ja tas tiks izvietots Titānā, izpētīs Kraken Mare dziļumus, lai izpētītu tās uzbūvi un dzīvības uzturēšanas potenciālu.
Kolonizācija:
Saturna sistēmas kolonizācijai ir daudz priekšrocību salīdzinājumā ar citiem Saules sistēmas gāzes gigantiem. Saskaņā ar Dr Roberts Zubrins – amerikāņu aviācijas un kosmosa inženieris, autors un Marsa izpētes aizstāvis – tas ietver tās relatīvo tuvumu Zemei, zemo starojumu un lielisko pavadoņu sistēmu. Zubrins ir arī paziņojis, ka Titāns ir vissvarīgākais no šiem pavadoņiem, kad runa ir par bāzes izveidi sistēmas resursu attīstībai.
Mākslinieka priekšstats par iespējamo NASA un ESA izstrādāto Titāna “peldītāju”. Kredīts: bisbos.com
Pirmkārt, Titānam ir daudz visu dzīvības uzturēšanai nepieciešamo elementu, piemēram, atmosfēras slāpeklis un metāns, šķidrais metāns un šķidrais ūdens un amonjaks. Ūdeni var viegli izmantot, lai radītu elpojošu skābekli, un slāpeklis ir ideāls kā bufergāze, lai radītu zem spiediena, elpojošu atmosfēru. Turklāt slāpekli, metānu un amonjaku var izmantot, lai ražotu mēslojumu pārtikas audzēšanai.
Turklāt Titāna atmosfēras spiediens ir pusotras reizes lielāks nekā Zemes spiediens, kas nozīmē, ka iekšējais gaisa spiediens nosēšanās kuģos un biotopos var būt vienāds vai tuvu ārējam spiedienam. Tas ievērojami samazinātu nosēšanās kuģu un biotopu strukturālās inženierijas grūtības un sarežģītību salīdzinājumā ar zema vai nulles spiediena vidi, piemēram, Mēness , marts , vai Asteroīdu josta .
Biezā atmosfēra atšķirībā no citām planētām vai Jupitera pavadoņiem padara starojumu par problēmu. Un, lai gan Titāna atmosfērā ir viegli uzliesmojoši savienojumi, tie ir bīstami tikai tad, ja tie ir sajaukti ar pietiekamu daudzumu skābekļa - pretējā gadījumā degšanu nevar panākt vai uzturēt. Visbeidzot, ļoti augstā atmosfēras blīvuma un virsmas gravitācijas attiecība arī ievērojami samazina spārnu plētumu, kas vajadzīgs, lai gaisa kuģis uzturētu celtspēju.
Turklāt Titāns rada daudz izaicinājumu cilvēku kolonizācijai. Pirmkārt, Mēness virsmas gravitācija ir 0,138 g, kas ir nedaudz mazāka nekā Mēness. Ilgtermiņa seku pārvaldība ir izaicinājums, un pašlaik nav zināms, kāda būtu šī ietekme (īpaši bērniem, kas dzimuši uz Titāna). Tomēr tie varētu ietvert kaulu blīvuma samazināšanos, muskuļu pasliktināšanos un novājinātu imūnsistēmu.
Mākslinieka iespaids par topošajiem kolonistiem, kas lido virs Ligeia Mare uz Titāna. Kredīts: Erik Wernquist/erikwernquist.com
Temperatūra uz Titāna ir arī ievērojami zemāka nekā uz Zemes, un vidējā temperatūra ir 94 K (-179 °C jeb -290,2 °F). Apvienojumā ar paaugstinātu atmosfēras spiedienu temperatūras mainās ļoti maz laika gaitā un no vienas vietas uz otru. Atšķirībā no vakuuma augstais atmosfēras blīvums padara termoizolāciju par nozīmīgu inženiertehnisko problēmu. Tomēr, salīdzinot ar citiem kolonizācijas gadījumiem, problēmas, kas saistītas ar cilvēka klātbūtnes radīšanu Titānā, ir samērā pārvaramas.
Titāns ir mēness, kas ir noslēpumu tīts gan tiešā, gan metaforiskā nozīmē. Vēl pavisam nesen mēs nevarējām saskatīt, kādus noslēpumus tas glabā, jo tā atmosfēra vienkārši bija pārāk bieza, lai redzētu apakšā. Tomēr pēdējos gados mums ir izdevies noņemt šo apvalku un labāk apskatīt Mēness virsmu. Taču daudzējādā ziņā tas ir tikai apmulsis noslēpumainības sajūtu, kas ap šo pasauli.
Varbūt kādu dienu mēs nosūtīsim astronautus uz Titānu un atradīsim tur dzīvības formas, kas pilnībā mainīs mūsu priekšstatu par to, kas ir dzīvība un kur tā var attīstīties. Iespējams, mēs atradīsim tikai ekstremofilus, dzīvības formas, kas dzīvo tā iekšējā okeāna dziļākajās vietās, saspiedušās ap hidrotermiskām atverēm, jo šie plankumi ir vienīgā vieta uz Titāna, kur var pastāvēt dzīvības formas.
Varbūt mēs kādreiz pat kolonizēsim Titānu un izmantosim to kā bāzi turpmākai Saules sistēmas izpētei un resursu ieguvei. Pēc tam mēs varam iepazīt priekus, ko sniedz debesīs skatīšanās uz gredzenotu planētu, kuģojot pa metāna ezeru, Saules miglainajai gaismai plūstot lejup uz aukstajām ogļūdeņražu jūrām. Var tikai cerēt... un sapņot!
Universe Today mums ir daudz interesantu rakstu par Titānu. Šeit ir daži Titāna atmosfēra , tas ir noslēpumaini smilšu kāpas , un kā mēs to varētu izpētīt, izmantojot a robotu buru laiva .
Lai iegūtu papildinformāciju par Titāna metāna ezeriem, skatiet šo rakstu Titāna ziemeļpols , un šis par Kraken Mare .
Lūk NASA Cassini misija uz Saturnu un Titānu, un šeit ir ESA versija .
Mēs esam ierakstījuši divas Astronomy Cast epizodes tikai par Saturnu. Pirmais ir 59. sērija: Saturns , un otrais ir 61. sērija: Saturna pavadoņi .