Титан (луна) -Titan (moon)

Титан
Титан в истинном цвете.jpg
На фото 2012 года в натуральном цвете. Густая атмосфера имеет оранжевый цвет из-за густой азотоорганической дымки.
Открытие
Обнаружено Христиан Гюйгенс
Дата открытия 25 марта 1655 г.
Обозначения
Обозначение
Сатурн VI
Произношение / t t ən / ( слушать )значок динамика
Названный в честь
Τῑτάν Титан
прилагательные Титаниан или титаниан (оба / t ˈ t n i ə n / )
Орбитальные характеристики
периапсис 1 186 680  км
Апоапсис 1 257 060  км
1 221 870  км
Эксцентриситет 0,0288
15,945 д
5,57 км/с (расчетная)
наклон 0,348 54 ° (до экватора Сатурна)
Спутник Сатурн
Физические характеристики
Средний радиус
2 574 ,73 ± 0,09 км (0,404 Земли ) (1,480 Луны )
8,3 × 10 7  км 2 (0,163 Земли) (2,188 Луны)
Объем 7,16 × 10 10  км 3 (0,066 Земли) (3,3 Луны)
масса (1,3452 ± 0,0002) × 10 23  кг
(0,0225 земных) (1,829 лунных)
Средняя плотность
1,8798 ± 0,0044 г/см 3
1,352 м/с 2 (0,138  г ) (0,835 Луны)
0,3414 ± 0,0005 (оценка)
2,639 км / с (0,236 Земли) (1,11 Луны)
Синхронный
Нуль
Альбедо 0,22
Температура 93,7 К (-179,5 ° С)
от 8,2 до 9,0
Атмосфера
Поверхностное давление
146,7  кПа (1,45  атм )
Состав по объему Переменная

Стратосфера :
98,4% азота ( N
2
),
1,4% метан ( CH
4
),
0,2% водорода ( H
2
);

Нижняя тропосфера :
95,0% N
2
, 4,9% СН
4
;
97% азот
2
,
2,7±0,1% СН
4
,
0,1–0,2% Н
2

Титан — крупнейший спутник Сатурна и второй по величине естественный спутник Солнечной системы . Это единственная известная луна , имеющая плотную атмосферу , и единственный известный объект в космосе, кроме Земли, на котором были обнаружены явные доказательства существования стабильных тел из поверхностной жидкости.

Титан является одним из семи гравитационно закругленных спутников на орбите вокруг Сатурна и вторым по удаленности от Сатурна из этих семи. Часто описываемый как луна, похожая на планету, Титан на 50% больше (в диаметре), чем земная Луна , и на 80% массивнее. Это второй по величине спутник в Солнечной системе после спутника Юпитера Ганимед , и он больше планеты Меркурий , но только на 40% массивнее .

Обнаруженный в 1655 году голландским астрономом Христианом Гюйгенсом , Титан был первым известным спутником Сатурна и шестым известным спутником планеты (после земной луны и четырех галилеевых спутников Юпитера ). Титан вращается вокруг Сатурна на 20 радиусах Сатурна. С поверхности Титана Сатурн образует дугу в 5,09 градуса, и если бы он был виден сквозь плотную атмосферу Луны, он казался бы в небе в 11,4 раза больше, чем Луна с Земли.

Титан в основном состоит из льда и скалистого материала, который, вероятно, дифференцируется в каменистое ядро, окруженное различными слоями льда, включая ледяную корку Ih и подповерхностный слой жидкой воды, богатой аммиаком. Как и в случае с Венерой до космической эры , плотная непрозрачная атмосфера мешала пониманию поверхности Титана до тех пор, пока миссия Кассини-Гюйгенс в 2004 году не предоставила новую информацию, включая открытие жидких углеводородных озер в полярных регионах Титана. Геологически молодая поверхность в целом гладкая, с небольшим количеством ударных кратеров , хотя были обнаружены горы и несколько возможных криовулканов .

Атмосфера Титана в основном состоит из азота ; второстепенные компоненты приводят к образованию метановых и этановых облаков и тяжелой азотоорганической дымки . Климат, включая ветер и дождь, создает особенности поверхности, подобные земным, такие как дюны, реки, озера, моря (вероятно, из жидкого метана и этана) и дельты, и в нем преобладают сезонные погодные условия, как и на Земле. С его жидкостями (как на поверхности, так и под землей) и прочной азотной атмосферой цикл метана на Титане имеет поразительное сходство с круговоротом воды на Земле , хотя и при гораздо более низкой температуре около 94 К (-179,2 ° C; -290,5 ° F).

История

Открытие

Христиан Гюйгенс открыл Титан в 1655 году.

Титан был открыт 25 марта 1655 года голландским астрономом Христианом Гюйгенсом . Гюйгенс был вдохновлен открытием Галилеем четырех крупнейших спутников Юпитера в 1610 году и его усовершенствованиями в технологии телескопов . Кристиан с помощью своего старшего брата Константина Гюйгенса-младшего начал строить телескопы около 1650 года и обнаружил первую наблюдаемую луну, вращающуюся вокруг Сатурна, с помощью одного из построенных ими телескопов. Это был шестой из когда-либо открытых спутников после земной Луны и галилеевых спутников Юпитера.

Именование

Гюйгенс назвал свое открытие Saturni Luna (или Luna Saturni , что на латыни означает «луна Сатурна»), опубликовав в 1655 году трактат De Saturni Luna Observatio Nova ( «Новое наблюдение Луны Сатурна» ). После того , как Джованни Доменико Кассини опубликовал свои открытия еще четырех спутников Сатурна между 1673 и 1686 годами, астрономы привыкли называть их и Титан Сатурном с I по V (с Титаном тогда на четвертом месте). Другие ранние эпитеты Титана включают «обычный спутник Сатурна». Международный астрономический союз официально присвоил Титану номер Сатурн VI .

Название Титан и имена всех семи известных тогда спутников Сатурна были получены от Джона Гершеля (сына Уильяма Гершеля , первооткрывателя двух других спутников Сатурна, Мимаса и Энцелада ), в его публикации 1847 года «Результаты астрономических наблюдений, сделанных за годы». 1834, 5, 6, 7, 8, на мысе Доброй Надежды . С тех пор вокруг Сатурна было обнаружено множество малых спутников. Спутники Сатурна названы в честь мифологических гигантов. Название Титан происходит от Титанов , расы бессмертных в греческой мифологии.

Орбита и вращение

Орбита Титана (выделена красным) среди других крупных внутренних спутников Сатурна. Спутники вне его орбиты - это (снаружи внутрь) Япет и Гиперион; внутри находятся Рея, Диона, Тетис, Энцелад и Мимас.

Титан обращается вокруг Сатурна один раз за 15 дней 22 часа. Подобно Луне Земли и многим спутникам планет -гигантов , ее период вращения (день) идентичен периоду ее обращения; Титан находится в синхронном вращении с Сатурном и постоянно обращен к планете одной стороной. Долгота на Титане отсчитывается в западном направлении, начиная от меридиана, проходящего через эту точку. Его орбитальный эксцентриситет составляет 0,0288, а плоскость орбиты наклонена на 0,348 градуса относительно экватора Сатурна. Если смотреть с Земли, Титан достигает углового расстояния около 20 радиусов Сатурна (чуть более 1 200 000 километров (750 000 миль)) от Сатурна и образует диск диаметром 0,8 угловых секунды .

Небольшой спутник неправильной формы Гиперион находится в орбитальном резонансе 3:4 с Титаном. «Медленная и плавная» эволюция резонанса, при которой Гиперион мигрировал с хаотической орбиты, на основе моделей считается маловероятной. Гиперион, вероятно, сформировался на стабильном орбитальном острове, в то время как массивный Титан поглощал или выбрасывал тела, приближавшиеся к нему на близкое расстояние.

Объемные характеристики

Сравнение размеров: Титан ( внизу слева ) с Луной и Землей ( вверху и справа )
Модель внутренней структуры Титана, показывающая шестислойный лед .

Диаметр Титана составляет 5 149,46 км (3 199,73 мили), что в 1,06 раза больше, чем у планеты Меркурий , в 1,48 раза больше, чем у Луны, и в 0,40 раза больше, чем у Земли. Титан — десятый по величине объект в Солнечной системе, включая Солнце . До прибытия « Вояджера-1» в 1980 году считалось, что Титан немного больше Ганимеда (диаметр 5 262 километра (3 270 миль)) и, следовательно, является самой большой луной в Солнечной системе; это было завышение, вызванное плотной непрозрачной атмосферой Титана со слоем дымки на высоте 100-200 километров над его поверхностью. Это увеличивает его видимый диаметр. Диаметр и масса Титана (и, следовательно, его плотность) аналогичны спутникам Юпитера Ганимеду и Каллисто . Исходя из объемной плотности 1,88 г/см 3 , Титан состоит наполовину из льда и наполовину из скального материала. Хотя по составу он подобен Дионе и Энцеладу , он более плотный из-за гравитационного сжатия . Его масса составляет 1/4226 массы Сатурна, что делает его самым большим спутником среди газовых гигантов по отношению к массе его главного спутника. Он уступает газовому гиганту по относительному диаметру лун; Диаметр Титана составляет 1/22,609 диаметра Сатурна, а Тритон больше в диаметре по сравнению с Нептуном и составляет 1/18,092.

Титан, вероятно, частично разделен на отдельные слои с каменистым центром протяженностью 3400 километров (2100 миль). Этот скалистый центр окружен несколькими слоями, состоящими из различных кристаллических форм льда. Его внутренняя часть может быть еще достаточно горячей для жидкого слоя, состоящего из « магмы », состоящей из воды и аммиака , между ледяной коркой и более глубокими слоями льда, состоящими из форм льда, находящихся под высоким давлением. Наличие аммиака позволяет воде оставаться жидкой даже при температуре до 176 К (-97 ° С) (для эвтектической смеси с водой). Зонд « Кассини » обнаружил свидетельство слоистой структуры в виде естественных крайне низкочастотных радиоволн в атмосфере Титана. Поверхность Титана считается плохим отражателем крайне низкочастотных радиоволн, поэтому вместо этого они могут отражаться от границы жидкости и льда подповерхностного океана . Космический корабль « Кассини » наблюдал, как детали поверхности систематически смещались на 30 километров (19 миль) в период с октября 2005 г. по май 2007 г., что предполагает, что кора отделена от внутренней части, и дает дополнительные доказательства наличия внутреннего жидкого слоя. Еще одно подтверждающее доказательство того, что слой жидкости и ледяная оболочка отделены от твердого ядра, основаны на том, как меняется гравитационное поле, когда Титан вращается вокруг Сатурна. Сравнение гравитационного поля с топографическими наблюдениями, полученными с помощью радара, также позволяет предположить, что ледяная оболочка может быть существенно жесткой.

Формирование

Считается, что спутники Юпитера и Сатурна образовались в результате совместной аккреции , аналогичного тому, который, как считается, сформировал планеты в Солнечной системе. По мере формирования молодых газовых гигантов они были окружены дисками из материала, которые постепенно сливались в луны. В то время как Юпитер обладает четырьмя большими спутниками на очень регулярных планетоподобных орбитах, Титан подавляюще доминирует в системе Сатурна и обладает высоким орбитальным эксцентриситетом, который нельзя сразу объяснить одной только коаккрецией. Предлагаемая модель формирования Титана состоит в том, что система Сатурна началась с группы спутников, подобных галилеевым спутникам Юпитера , но они были разрушены серией гигантских ударов , которые впоследствии сформировали Титан. Спутники Сатурна среднего размера, такие как Япет и Рея , образовались из обломков этих столкновений. Такое бурное начало также объясняет эксцентриситет орбиты Титана.

Анализ атмосферного азота Титана, проведенный в 2014 году, показал, что он, возможно, был получен из материала, подобного тому, который был обнаружен в облаке Оорта, а не из источников, присутствующих во время совместной аккреции материалов вокруг Сатурна.

Атмосфера

Цветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.

Титан — единственный известный спутник со значительной атмосферой , а его атмосфера — единственная богатая азотом плотная атмосфера в Солнечной системе, кроме земной. Наблюдения за ним, сделанные в 2004 году Кассини , позволяют предположить, что Титан является «суперротатором», как и Венера, с атмосферой, которая вращается намного быстрее, чем его поверхность. Наблюдения с космических аппаратов " Вояджер " показали, что атмосфера Титана плотнее земной, а поверхностное давление составляет около 1,45 атм . Он также примерно в 1,19 раза массивнее Земли в целом или примерно в 7,3 раза массивнее на единицу площади поверхности. Слои непрозрачной дымки блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и скрывают особенности поверхности Титана. Меньшая гравитация Титана означает, что его атмосфера гораздо более протяженная, чем земная. Атмосфера Титана непрозрачна на многих длинах волн , поэтому полный спектр отражения поверхности невозможно получить с орбиты. Только после прибытия космического корабля « Кассини-Гюйгенс » в 2004 году были получены первые прямые изображения поверхности Титана.

Состав атмосферы Титана состоит из азота (97%), метана (2,7 ± 0,1%) и водорода (0,1–0,2%) со следовыми количествами других газов. Присутствуют следовые количества других углеводородов , таких как этан , диацетилен , метилацетилен , ацетилен и пропан , и других газов, таких как цианоацетилен , цианистый водород , двуокись углерода , окись углерода , цианоген , аргон и гелий . Считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в результате реакций, происходящих в результате распада метана солнечным ультрафиолетовым светом, в результате чего образуется густой оранжевый смог. Титан проводит 95% своего времени в магнитосфере Сатурна, что может помочь защитить его от солнечного ветра .

Энергия Солнца должна была преобразовать все следы метана в атмосфере Титана в более сложные углеводороды в течение 50 миллионов лет — короткое время по сравнению с возрастом Солнечной системы. Это говорит о том, что метан должен пополняться резервуаром на самом Титане или внутри него. Конечным источником метана в его атмосфере может быть его недра, выброшенные в результате извержений криовулканов .

Следы органических газов в атмосфере ТитанаHNC (слева) и HC 3 N (справа).

3 апреля 2013 года НАСА сообщило, что сложные органические химические вещества , в совокупности называемые толинами , вероятно, возникают на Титане, основываясь на исследованиях, моделирующих атмосферу Титана.

6 июня 2013 года ученые IAA-CSIC сообщили об обнаружении полициклических ароматических углеводородов в верхних слоях атмосферы Титана.

30 сентября 2013 года космический корабль НАСА « Кассини » обнаружил пропен в атмосфере Титана с помощью составного инфракрасного спектрометра (CIRS). Это первый случай, когда пропен был обнаружен на какой-либо луне или планете, кроме Земли, и это первое химическое вещество, обнаруженное CIRS. Обнаружение пропена заполняет таинственный пробел в наблюдениях, которые восходят к первому близкому облету Титана космическим кораблем НАСА " Вояджер-1 " в 1980 году, в ходе которого было обнаружено, что многие из газов, составляющих коричневую дымку Титана, были углеводородами, теоретически образовавшимися в результате рекомбинация радикалов, созданная солнечным ультрафиолетовым фотолизом метана.

24 октября 2014 года в полярных облаках на Титане был обнаружен метан .

Полярные облака, состоящие из метана, на Титане (слева) по сравнению с полярными облаками на Земле (справа), состоящие из воды или водяного льда.

Климат

Атмосферный полярный вихрь над южным полюсом Титана

Температура поверхности Титана составляет около 94 К (-179,2 ° C). При этой температуре водяной лед имеет чрезвычайно низкое давление пара , поэтому небольшое количество присутствующего водяного пара кажется ограниченным стратосферой. Титан получает примерно на 1% больше солнечного света, чем Земля. Прежде чем солнечный свет достигает поверхности, около 90% поглощается толстой атмосферой, и остается только 0,1% количества света, получаемого Землей.

Атмосферный метан создает парниковый эффект на поверхности Титана, без которого Титан был бы намного холоднее. И наоборот, дымка в атмосфере Титана способствует антипарниковому эффекту , отражая солнечный свет обратно в космос, отменяя часть парникового эффекта и делая его поверхность значительно холоднее, чем его верхние слои атмосферы.

Облака метана (анимация; июль 2014 г.).

Облака Титана, вероятно, состоящие из метана, этана или других простых органических веществ, рассеяны и изменчивы, подчеркивая общую дымку. Выводы зонда « Гюйгенс » показывают, что атмосфера Титана периодически выбрасывает на его поверхность жидкий метан и другие органические соединения.

Облака обычно покрывают 1% диска Титана, хотя наблюдались вспышки, при которых облачный покров быстро расширялся до 8%. Одна из гипотез утверждает, что южные облака образуются, когда повышенный уровень солнечного света в течение южного лета вызывает подъем атмосферы, что приводит к конвекции . Это объяснение осложняется тем, что образование облаков наблюдается не только после южного летнего солнцестояния, но и в середине весны. Повышенная влажность метана на южном полюсе, возможно, способствует быстрому увеличению размеров облаков. В южном полушарии Титана было лето до 2010 года, когда орбита Сатурна, управляющая движением Титана, переместила северное полушарие Титана на солнечный свет. Ожидается, что когда сменятся времена года, этан начнет конденсироваться над южным полюсом.

Особенности поверхности

Глобальная геологическая карта Титана (2019 г.)

Поверхность Титана была описана как «сложная, обработанная жидкостью и [и] геологически молодая». Титан существует с момента образования Солнечной системы, но его поверхность намного моложе, от 100 миллионов до 1 миллиарда лет. Геологические процессы могли изменить форму поверхности Титана. Атмосфера Титана в четыре раза толще земной, что затрудняет для астрономических инструментов отображение его поверхности в видимом спектре света. Космический корабль « Кассини » использовал инфракрасные инструменты, радарную альтиметрию и радиолокационные изображения с синтезированной апертурой (SAR) для картографирования частей Титана во время его близкого пролета. Первые изображения показали разнообразную геологию, как с неровными, так и с гладкими участками. Есть объекты, которые могут иметь вулканическое происхождение, извергая на поверхность воду, смешанную с аммиаком. Есть также свидетельства того, что ледяная оболочка Титана может быть существенно жесткой, что предполагает небольшую геологическую активность. Есть также полосы, некоторые из которых имеют длину в сотни километров, которые, по-видимому, вызваны переносимыми ветром частицами. Осмотр также показал, что поверхность относительно гладкая; несколько объектов, которые кажутся ударными кратерами, оказались заполненными, возможно, дождем углеводородов или извержением вулканов. Радиолокационная альтиметрия показывает, что изменение высоты невелико, обычно не более 150 метров. Были обнаружены случайные перепады высот на 500 метров, и на Титане есть горы, высота которых иногда достигает от нескольких сотен метров до более 1 километра.

Поверхность Титана отмечена широкими областями яркого и темного рельефа. К ним относится Ксанаду , большая отражающая экваториальная область размером с Австралию. Впервые он был идентифицирован на инфракрасных изображениях космического телескопа Хаббл в 1994 году, а затем был обнаружен космическим кораблем Кассини . Извилистая область заполнена холмами и изрезана долинами и пропастями. Местами его пересекают темные очертания — извилистые рельефы, напоминающие хребты или расщелины. Это может свидетельствовать о тектонической активности, что указывает на геологическую молодость Ксанаду. В качестве альтернативы линеаменты могут быть образованными жидкостью каналами, предполагающими старую местность, прорезанную системами ручьев. В других местах на Титане есть темные области аналогичного размера, наблюдаемые с земли и с помощью Кассини ; по крайней мере, одно из них, Лигейское море, второе по величине море Титана, состоит почти из чистого метана.

Мозаика Титана из пролета Кассини . Большая темная область — Шангри-Ла .
Титан в искусственном цвете, показывающий детали поверхности и атмосферу. Ксанаду — яркая область внизу в центре.
Составное изображение Титана в инфракрасном диапазоне. Это темные, заполненные дюнами регионы Фенсал (север) и Ацтлан (юг).

Озера

Озера Титана (11 сентября 2017 г.)
Радиолокационная мозаика Кассини в искусственных цветах северной полярной области Титана. Синий цвет указывает на низкую радиолокационную отражательную способность, вызванную наличием углеводородных морей, озер и притоков, заполненных жидким этаном, метаном и растворенным азотом .
2
. Показана примерно половина большого тела внизу слева, Kraken Mare . Лигейя Маре находится внизу справа.
Мозаика из трех изображений Гюйгенса системы каналов на Титане
Окаймленные озера Титана
(авторская концепция)

Возможность существования углеводородных морей на Титане была впервые предложена на основе данных «Вояджеров-1» и «Вояджеров- 2 » , которые показали, что Титан имеет толстую атмосферу приблизительно правильной температуры и состава, чтобы поддерживать их, но прямых доказательств не было получено до 1995 года, когда данные с «Хаббла» и других наблюдения предполагали существование жидкого метана на Титане либо в разрозненных карманах, либо в масштабах спутниковых океанов, подобно воде на Земле.

Миссия Кассини подтвердила первую гипотезу. Когда зонд прибыл в систему Сатурна в 2004 году, была надежда, что углеводородные озера или океаны будут обнаружены по солнечному свету, отраженному от их поверхности, но изначально никаких зеркальных отражений не наблюдалось. Рядом с южным полюсом Титана была идентифицирована загадочная темная деталь под названием Онтарио Лакус (позже было подтверждено, что это озеро). Возможная береговая линия была также определена возле полюса с помощью радиолокационных изображений. После пролета 22 июля 2006 г., когда радар космического корабля « Кассини » запечатлел северные широты (которые тогда были зимой), было замечено несколько больших гладких (и, следовательно, темных для радара) пятен, усеивающих поверхность около полюса. Основываясь на наблюдениях, в январе 2007 года ученые объявили об «окончательном свидетельстве наличия озер, заполненных метаном , на спутнике Сатурна Титане» . жидкость, обнаруженная за пределами Земли. Некоторые из них, по-видимому, имеют каналы, связанные с жидкостью, и лежат в топографических углублениях. Признаки жидкой эрозии, по-видимому, возникли совсем недавно: каналы в некоторых регионах вызвали на удивление небольшую эрозию, что позволяет предположить, что эрозия на Титане чрезвычайно медленная, или некоторые другие недавние явления, возможно, уничтожили старые русла рек и формы рельефа. В целом, радарные наблюдения « Кассини » показали, что озера покрывают лишь небольшой процент поверхности, что делает Титан намного суше, чем Земля. Большинство озер сосредоточено вблизи полюсов (где относительная нехватка солнечного света препятствует испарению), но также было обнаружено несколько давних углеводородных озер в экваториальных пустынных районах, в том числе одно недалеко от места посадки Гюйгенса в районе Шангри-Ла. , что примерно вдвое меньше Большого Соленого озера в штате Юта , США. Экваториальные озера, вероятно, являются « оазисами », т.е. вероятным поставщиком являются подземные водоносные горизонты .

Развивающаяся функция в Ligeia Mare

В июне 2008 года визуальный и инфракрасный картографический спектрометр на « Кассини » подтвердил несомненное присутствие жидкого этана в Онтарио-Лакус. 21 декабря 2008 г. «Кассини » пролетел прямо над Онтарио-Лакус и обнаружил на радаре зеркальное отражение. Сила отражения наполнила приемник зонда, что указывает на то, что уровень озера не изменился более чем на 3 мм (подразумевая, что либо приземные ветры были минимальными, либо углеводородная жидкость озера вязкая).

Солнечное излучение в ближней инфракрасной области отражается от углеводородных морей Титана.

8 июля 2009 года аппарат Кассини VIMS наблюдал зеркальное отражение, указывающее на гладкую, зеркальную поверхность озера Цзинпо Лакус в северном полярном регионе вскоре после того, как этот район вышел из 15-летней зимней тьмы. Зеркальные отражения свидетельствуют о гладкой, зеркальной поверхности, поэтому наблюдение подтвердило вывод о наличии большого жидкого тела, сделанный по радиолокационным изображениям.

Ранние радиолокационные измерения, сделанные в июле 2009 г. и январе 2010 г., показали, что Онтарио-Лакус был чрезвычайно мелким, со средней глубиной 0,4–3 м и максимальной глубиной от 3 до 7 м (от 9,8 до 23,0 футов). Напротив, Лигейя-Маре в северном полушарии изначально была нанесена на карту на глубину, превышающую 8 м, максимальную, различимую с помощью радиолокационного прибора и методов анализа того времени. Более поздний научный анализ, опубликованный в 2014 году, более полно нанес на карту глубины трех метановых морей Титана и показал глубину более 200 метров (660 футов). Лигейя-Маре имеет среднюю глубину от 20 до 40 м (от 66 до 131 фута), в то время как в других частях Лигейи вообще не было зарегистрировано никакого радиолокационного отражения, что указывает на глубину более 200 м (660 футов). Хотя Лигейя является вторым по величине из метановых морей Титана, она «содержит достаточно жидкого метана, чтобы заполнить три озера Мичиган ».

В мае 2013 года радиолокационный высотомер «Кассини» обнаружил каналы Титана Вид Флумина, определенные как дренажная сеть, соединенная со вторым по величине углеводородным морем Титана, Лигейя Маре. Анализ полученных эхо-сигналов альтиметра показал, что каналы расположены в глубоких (до ~570 м) каньонах с крутыми склонами и имеют сильные зеркальные поверхностные отражения, указывающие на то, что в настоящее время они заполнены жидкостью. Высота жидкости в этих каналах находится на том же уровне, что и Лигейя-Маре, с точностью до 0,7 м по вертикали, что согласуется с интерпретацией затопленных речных долин. Зеркальные отражения также наблюдаются в притоках более низкого порядка, приподнятых над уровнем Лигейя-Маре, что согласуется с дренажом, впадающим в основную систему каналов. Вероятно, это первое прямое свидетельство наличия на Титане жидких каналов и первое наблюдение стометровых каньонов на Титане. Таким образом, каньоны Вид-Флумина затоплены морем, но есть несколько отдельных наблюдений, свидетельствующих о присутствии поверхностных жидкостей, стоящих на больших высотах.

Во время шести облетов Титана с 2006 по 2011 год « Кассини » собрал данные радиометрического слежения и оптической навигации, из которых исследователи могли примерно сделать вывод об изменении формы Титана. Плотность Титана соответствует телу, состоящему примерно на 60% из камня и на 40% из воды. Анализы команды показывают, что поверхность Титана может подниматься и опускаться на 10 метров во время каждой орбиты. Такая степень деформации предполагает, что внутренняя часть Титана относительно деформируема, и что наиболее вероятной моделью Титана является та, в которой ледяная оболочка толщиной в десятки километров плавает поверх мирового океана. Выводы группы вместе с результатами предыдущих исследований намекают на то, что океан Титана может находиться не более чем на 100 километров (62 мили) ниже его поверхности. 2 июля 2014 года НАСА сообщило, что океан внутри Титана может быть таким же соленым, как Мертвое море . 3 сентября 2014 года НАСА сообщило об исследованиях, предполагающих, что метановые дожди на Титане могут взаимодействовать со слоем ледяных материалов под землей, называемым «алканофером», с образованием этана и пропана , которые в конечном итоге могут попасть в реки и озера.

В 2016 году Кассини обнаружил первые свидетельства заполненных жидкостью каналов на Титане в серии глубоких каньонов с крутыми склонами, впадающих в Море Лигейи . Эта сеть каньонов, получившая название Вид-Флумина, имеет глубину от 240 до 570 м и крутизну склонов до 40°. Считается, что они образовались либо в результате поднятия земной коры, как Большой каньон на Земле , либо в результате понижения уровня моря, либо, возможно, в результате сочетания того и другого. Глубина эрозии предполагает, что потоки жидкости в этой части Титана представляют собой долговременные явления, сохраняющиеся в течение тысяч лет.

PIA12481 Зеркальное отражение Титана.jpg
Жидкие озера на титане.jpg
Фотография инфракрасного зеркального отражения от Jingpo Lacus , озера в северной полярной области. Перспективный радиолокационный вид на Больсена-Лакус (внизу справа) и другие углеводородные озера северного полушария .
Полярные карты МКС Титан 2009-01.jpg
Изменения полярного озера Титан С. 2004-5.jpg
Контрастные изображения количества озер в северном полушарии Титана (слева) и южном полушарии (справа) Два изображения южного полушария Титана, полученные с разницей в год, показывают изменения в южнополярных озерах.

Ударные кратеры

Радиолокационное изображение ударного кратера диаметром 139 км на поверхности Титана, показывающее гладкое дно, неровный край и, возможно, центральную вершину .

Радар, РСА и данные изображений с " Кассини " выявили несколько ударных кратеров на поверхности Титана. Эти удары кажутся относительно молодыми по сравнению с возрастом Титана. Несколько обнаруженных ударных кратеров включают двухкольцевую ударную впадину шириной 440 километров (270 миль) под названием Менрва , которую МКС «Кассини» видит в виде ярко-темного концентрического узора. Также были замечены меньший кратер с плоским дном шириной 60 км (37 миль) под названием Синлап и кратер длиной 30 км (19 миль) с центральной вершиной и темным дном под названием Кса. Радар и изображение Кассини также выявили «кратерообразные формы», круглые элементы на поверхности Титана, которые могут быть связаны с ударом, но не имеют определенных особенностей, которые сделали бы идентификацию достоверной. Например, Кассини наблюдал кольцо шириной 90 километров (56 миль) из яркого грубого материала, известного как Гуабонито . Считается, что эта особенность представляет собой ударный кратер, заполненный темными отложениями, принесенными ветром. Несколько других подобных особенностей наблюдались в темных регионах Шангри-ла и Аару. Радар заметил несколько круговых образований, которые могут быть кратерами в яркой области Ксанаду во время пролета Кассини 30 апреля 2006 года над Титаном.

Ligeia MareSAR и более четкие виды без пятен.

Многие кратеры Титана или вероятные кратеры демонстрируют признаки обширной эрозии, и все они демонстрируют некоторые признаки модификации. У большинства крупных кратеров края прорваны или незавершены, несмотря на то, что некоторые кратеры на Титане имеют относительно более массивные края, чем где-либо еще в Солнечной системе. Существует мало свидетельств образования палимпсестов в результате вязкоупругой релаксации земной коры, в отличие от других больших ледяных спутников. У большинства кратеров отсутствуют центральные пики, а дно гладкое, возможно, из-за ударного воздействия или более позднего извержения криовулканической лавы . Заполнение в результате различных геологических процессов является одной из причин относительного дефицита кратеров на Титане; атмосферное экранирование также играет роль. Подсчитано, что атмосфера Титана уменьшает количество кратеров на его поверхности в два раза.

Ограниченное радиолокационное покрытие Титана с высоким разрешением, полученное до 2007 г. (22%), предполагает наличие неравномерности в распределении его кратеров. В Ксанаду кратеров в 2–9 раз больше, чем где-либо еще. Плотность ведущего полушария на 30% выше, чем у заднего полушария. Плотность кратеров ниже в районах экваториальных дюн и в северной полярной области (где наиболее распространены углеводородные озера и моря).

Модели траекторий и углов удара до Кассини предполагают, что там, где ударный элемент ударяется о корку водяного льда, небольшое количество выброса остается в виде жидкой воды внутри кратера. Он может оставаться жидким в течение столетий или дольше, что достаточно для «синтеза простых молекул-предшественников зарождения жизни».

Криовулканизм и горы

Изображение Факулы Тортола в ближнем инфракрасном диапазоне, которое считается возможным криовулканом.

Ученые давно предполагают, что условия на Титане напоминают условия на ранней Земле, хотя и при гораздо более низкой температуре. Обнаружение аргона-40 в атмосфере в 2004 году показало, что вулканы породили шлейфы «лавы», состоящей из воды и аммиака. Глобальные карты распределения озер на поверхности Титана показали, что поверхностного метана недостаточно, чтобы объяснить его постоянное присутствие в его атмосфере, и, следовательно, значительная часть должна быть добавлена ​​​​в результате вулканических процессов.

Тем не менее, на поверхности мало признаков, которые можно однозначно интерпретировать как криовулканы. Одна из первых таких особенностей, обнаруженных радиолокационными наблюдениями « Кассини » в 2004 году, называется Ganesa Macula и напоминает географические особенности, называемые « блинчатыми куполами », обнаруженными на Венере, и поэтому первоначально считалось криовулканическим по происхождению, пока Кирк и др. опроверг эту гипотезу на ежегодном собрании Американского геофизического союза в декабре 2008 года. Было обнаружено, что эта особенность вовсе не купол, а возникла в результате случайного сочетания светлых и темных пятен. В 2004 году Кассини также обнаружил необычайно яркую особенность (названную Факула Тортола ), которую интерпретировали как криовулканический купол. По состоянию на 2010 год подобных особенностей обнаружено не было. В декабре 2008 года астрономы объявили об открытии двух временных, но необычайно долгоживущих «ярких пятен» в атмосфере Титана, которые кажутся слишком стойкими, чтобы их можно было объяснить простыми погодными условиями, предполагая, что они были результат длительных криовулканических эпизодов.

Горный хребет размером 150 километров (93 мили) в длину, 30 километров (19 миль) в ширину и 1,5 километра (0,93 мили) в высоту также был обнаружен Кассини в 2006 году. Этот хребет находится в южном полушарии и, как полагают, состоит из ледяного материала и покрытые метановым снегом. Движение тектонических плит, возможно, под влиянием близлежащего ударного бассейна, могло открыть брешь, через которую горный материал поднялся вверх. До « Кассини » ученые предполагали, что большая часть топографии Титана будет представлять собой ударные структуры, однако эти находки показывают, что, как и на Земле, горы образовались в результате геологических процессов.

В 2008 году Джеффри Мур (планетарный геолог Исследовательского центра Эймса ) предложил альтернативный взгляд на геологию Титана. Отметив, что до сих пор на Титане не было однозначно идентифицировано никаких вулканических особенностей, он утверждал, что Титан представляет собой геологически мертвый мир, поверхность которого сформирована только ударными кратерами, речной и эоловой эрозией, истощением масс и другими экзогенными процессами. Согласно этой гипотезе, метан не выбрасывается вулканами, а медленно диффундирует из холодных и жестких недр Титана. Ganesa Macula может быть размытым ударным кратером с темной дюной в центре. Горные хребты, наблюдаемые в некоторых регионах, можно объяснить как сильно деградировавшие уступы крупных многокольцевых ударных структур или как результат глобального сжатия из-за медленного охлаждения недр. Даже в этом случае у Титана все еще может быть внутренний океан, состоящий из эвтектической водно-аммиачной смеси с температурой 176 К (-97 ° C), что достаточно низко, чтобы его можно было объяснить распадом радиоактивных элементов в ядре. Яркая местность Ксанаду может быть деградированной местностью с сильными кратерами, похожей на ту, что наблюдается на поверхности Каллисто. Действительно, если бы не отсутствие атмосферы, Каллисто могла бы служить моделью геологии Титана в этом сценарии. Джеффри Мур даже назвал Титана Каллисто погодой .

В марте 2009 года было объявлено о структурах, напоминающих потоки лавы, в районе Титана под названием Хотей Аркус, яркость которого колеблется в течение нескольких месяцев. Хотя для объяснения этого колебания было предложено множество явлений, было обнаружено, что потоки лавы поднимаются на 200 метров (660 футов) над поверхностью Титана, что согласуется с его извержением из-под поверхности.

В декабре 2010 года группа миссии « Кассини » объявила о наиболее привлекательном криовулкане, который когда-либо был найден. Названный Сотра Патера , он входит в цепь по крайней мере из трех гор, каждая высотой от 1000 до 1500 м, некоторые из которых увенчаны большими кратерами. Земля вокруг их оснований, кажется, покрыта потоками застывшей лавы.

Кратероподобные формы рельефа, возможно, образовавшиеся в результате эксплозивных, мааровых или кальдерообразующих криовулканических извержений, были идентифицированы в полярных регионах Титана. Эти образования иногда вложены друг в друга или перекрываются и имеют черты, наводящие на мысль о взрывах и обрушениях, такие как приподнятые края, ореолы и внутренние холмы или горы. Полярное расположение этих объектов и их совместная локализация с озерами и морями Титана предполагает, что летучие вещества, такие как метан, могут способствовать их питанию. Некоторые из этих особенностей кажутся довольно свежими, что позволяет предположить, что такая вулканическая активность продолжается и в настоящее время.

Большинство самых высоких пиков Титана находятся вблизи его экватора в так называемых «хребтовых поясах». Считается, что они аналогичны складчатым горам Земли, таким как Скалистые горы или Гималаи , образованным в результате столкновения и изгиба тектонических плит, или зонам субдукции, таким как Анды , где восходящая лава (или криолава ) от тающей нисходящей плиты поднимается к поверхность. Одним из возможных механизмов их образования являются приливные силы Сатурна. Поскольку ледяная мантия Титана менее вязкая, чем магматическая мантия Земли, а его ледяная порода мягче, чем гранитная порода Земли, горы вряд ли достигнут таких высот, как на Земле. В 2016 году команда «Кассини» объявила о том, что, по их мнению, является самой высокой горой на Титане. Расположенный в хребте Митрим Монтес, он имеет высоту 3337 м.

Изображение возможного криовулкана Сотра Патера в искусственных цветах VIMS в сочетании с 3D-картой, основанной на данных радара, на которой показаны пики высотой 1000 метров и кратер глубиной 1500 метров.

Если вулканизм на Титане действительно существует, предполагается, что он вызван энергией, высвобождаемой при распаде радиоактивных элементов в мантии, как это происходит на Земле. Магма на Земле состоит из жидкой породы, которая менее плотна, чем твердая каменистая кора, через которую она извергается. Поскольку лед менее плотный, чем вода, водянистая магма Титана должна быть более плотной, чем его твердая ледяная корка. Это означает, что криовулканизм на Титане потребует большого количества дополнительной энергии для работы, возможно, из-за приливных изгибов от близлежащего Сатурна. Лед низкого давления, покрывающий жидкий слой сульфата аммония , всплывает вверх, и нестабильная система может вызвать драматические явления шлейфа. В ходе этого процесса поверхность Титана покрывается льдом размером с зерно и пеплом сульфата аммония, что помогает создать ландшафт в форме ветра и черты песчаных дюн. Титан мог быть гораздо более геологически активным в прошлом; модели внутренней эволюции Титана предполагают, что кора Титана была толщиной всего 10 километров примерно до 500 миллионов лет назад, что позволило энергичному криовулканизму с водяной магмой с низкой вязкостью стереть все особенности поверхности, сформировавшиеся до этого времени. Современная геология Титана сформировалась бы только после того, как кора утолщалась до 50 километров и, таким образом, препятствовала постоянному криовулканическому всплытию, при этом любой криовулканизм, происходящий с того времени, производил гораздо более вязкую водную магму с большими фракциями аммиака и метанола; это также предполагает, что метан Титана больше не добавляется активно в его атмосферу и может полностью истощиться в течение нескольких десятков миллионов лет.

Международным астрономическим союзом были даны официальные названия многим наиболее известным горам и холмам . Согласно JPL , «по соглашению, горы на Титане названы в честь гор из Средиземья , вымышленного места действия в фантастических романах Дж. Р. Р. Толкина ». Colles (коллекции холмов) названы в честь персонажей из тех же произведений Толкина.

Темная экваториальная местность

Песчаные дюны в пустыне Намиб на Земле (вверху) по сравнению с дюнами в Белете на Титане.

На первых изображениях поверхности Титана, сделанных наземными телескопами в начале 2000-х годов, были обнаружены большие области темной местности, расположенные по обе стороны экватора Титана. До прибытия « Кассини » эти регионы считались морями жидких углеводородов. Радиолокационные изображения, полученные космическим кораблем « Кассини », вместо этого показали, что некоторые из этих регионов представляют собой обширные равнины, покрытые продольными дюнами , высотой до 330 футов (100 м), шириной около километра и длиной от десятков до сотен километров. Дюны этого типа всегда выровнены по среднему направлению ветра. В случае Титана устойчивые зональные (восточные) ветры сочетаются с переменными приливными ветрами (приблизительно 0,5 метра в секунду). Приливные ветры являются результатом приливных сил Сатурна в атмосфере Титана, которые в 400 раз сильнее, чем приливные силы Луны на Земле, и стремятся направить ветер к экватору. Было высказано предположение, что этот характер ветра заставляет зернистый материал на поверхности постепенно накапливаться в виде длинных параллельных дюн, выровненных с запада на восток. Дюны распадаются вокруг гор, где меняется направление ветра.

Первоначально предполагалось, что продольные (или линейные) дюны образованы умеренно переменными ветрами, которые либо следуют одному среднему направлению, либо чередуются между двумя разными направлениями. Последующие наблюдения показывают, что дюны указывают на восток, хотя моделирование климата показывает, что поверхностные ветры Титана дуют на запад. При скорости менее 1 метра в секунду они недостаточно мощны, чтобы поднимать и транспортировать поверхностный материал. Недавнее компьютерное моделирование показывает, что дюны могут быть результатом редких штормовых ветров, которые случаются только каждые пятнадцать лет, когда Титан находится в периоде равноденствия . Эти штормы вызывают сильные нисходящие потоки, идущие на восток со скоростью до 10 метров в секунду, когда они достигают поверхности.

«Песок» на Титане, скорее всего, не состоит из мелких зерен силикатов , как песок на Земле, а, скорее, мог образоваться, когда жидкий метан шел дождем и разрушал коренную породу из водяного льда, возможно, в форме внезапных наводнений. В качестве альтернативы песок мог также появиться из органических твердых веществ, называемых толинами , которые образовались в результате фотохимических реакций в атмосфере Титана. Исследования состава дюн в мае 2008 года показали, что в них содержится меньше воды, чем в остальной части Титана, и поэтому, скорее всего, они образовались из органической сажи , подобной углеводородным полимерам, слипающимся вместе после дождя на поверхности. Расчеты показывают, что плотность песка на Титане составляет одну треть плотности земного песка. Низкая плотность в сочетании с сухостью атмосферы Титана может привести к слипанию зерен из-за накопления статического электричества. «Липкость» может затруднить обычно мягкий ветерок у поверхности Титана, чтобы сдвинуть дюны, хотя более сильные ветры сезонных штормов все еще могут уносить их на восток.

Около равноденствия сильные нисходящие ветры могут поднимать твердые органические частицы микронного размера из дюн, создавая пыльные бури на Титане, которые наблюдаются как интенсивные и кратковременные осветления в инфракрасном диапазоне.

Титан - три пыльные бури, обнаруженные в 2009–2010 гг.

Наблюдение и исследование

" Вояджер-1 ", вид дымки на конечности Титана (1980 г.)

Титан никогда не виден невооруженным глазом, но его можно наблюдать в небольшие телескопы или сильные бинокли. Любительские наблюдения затруднены из-за близости Титана к блестящему шару и системе колец Сатурна; затемняющая полоса, закрывающая часть окуляра и используемая для блокировки яркой планеты, значительно улучшает обзор. Титан имеет максимальную видимую звездную величину +8,2 и среднюю звездную величину оппозиции 8,4. Это сопоставимо с +4,6 для Ганимеда аналогичного размера в системе Юпитера.

Наблюдения за Титаном до космической эры были ограничены. В 1907 году испанский астроном Хосеп Комас-и-Сола наблюдал потемнение конечностей Титана, что стало первым свидетельством того, что у тела есть атмосфера. В 1944 году Джерард П. Койпер использовал спектроскопический метод для обнаружения атмосферы метана.

Пролетные миссии: Pioneer и Voyager

Первым зондом, посетившим систему Сатурна, был Pioneer 11 в 1979 году, который показал, что Титан, вероятно, слишком холоден для поддержания жизни. Он сделал снимки Титана, включая Титан и Сатурн вместе, в середине-конце 1979 года. Вскоре качество было превзойдено двумя " Вояджерами " .

Титан был исследован кораблями " Вояджер-1 " и "Вояджер- 2 " в 1980 и 1981 годах соответственно. Траектория " Вояджера-1 " была разработана для обеспечения оптимизированного пролета Титана, во время которого космический корабль смог определить плотность, состав и температуру атмосферы, а также получить точное измерение массы Титана. Атмосферная дымка помешала получить прямое изображение поверхности, хотя в 2004 году интенсивная цифровая обработка изображений, сделанных через оранжевый фильтр « Вояджера-1 », выявила намеки на светлые и темные образования, ныне известные как Ксанаду и Шангри-ла , которые наблюдались в инфракрасном диапазоне. космическим телескопом Хаббл. «Вояджер-2 », который был бы отвлечен для облета Титана, если бы «Вояджер-1 » не смог этого сделать, не прошел мимо Титана и продолжил свой путь к Урану и Нептуну.

Исследование радиосигнала пролета Титана " Кассини " (концепция художника)

Кассини-Гюйгенс

Кассини изображение Титана перед кольцами Сатурна
Кассини изображение Титана, позади Эпиметея и колец

Даже с учетом данных, предоставленных « Вояджерами », Титан оставался загадкой — большой спутник, окутанный атмосферой, что затрудняет детальное наблюдение.

Космический аппарат Кассини-Гюйгенс достиг Сатурна 1 июля 2004 года и начал процесс картографирования поверхности Титана с помощью радара . Совместный проект Европейского космического агентства (ЕКА) и НАСА « Кассини-Гюйгенс » оказался очень успешным. Зонд Кассини пролетел мимо Титана 26 октября 2004 года и сделал изображения поверхности Титана с самым высоким разрешением, всего на расстоянии 1200 километров (750 миль), различая пятна света и тьмы, которые были бы невидимы для человеческого глаза.

22 июля 2006 г. « Кассини » совершил свой первый целевой близкий пролет на расстоянии 950 километров (590 миль) от Титана; ближайший пролет был на высоте 880 километров (550 миль) 21 июня 2010 года. Жидкость была обнаружена в изобилии на поверхности в северном полярном регионе в виде множества озер и морей, открытых Кассини .

Посадка Гюйгенса

Изображение Гюйгенса in situ с поверхности Титана - единственное изображение с поверхности тела, находящегося дальше Марса.
То же изображение с повышенной контрастностью

« Гюйгенс » был атмосферным зондом, который приземлился на Титане 14 января 2005 года и обнаружил, что многие элементы его поверхности, по-видимому, были сформированы жидкостями в какой-то момент в прошлом. Титан — самое удаленное от Земли тело, на поверхность которого приземлился космический зонд.

Зонд Гюйгенс спускается на парашюте и приземляется на Титане 14 января 2005 года.

Зонд « Гюйгенс » приземлился недалеко от самой восточной оконечности яркого региона, который сейчас называется Адири . Зонд сфотографировал бледные холмы с темными «речками», сбегающими к темной равнине. Текущее понимание состоит в том, что холмы (также называемые нагорьями) состоят в основном из водяного льда. Темные органические соединения, созданные в верхних слоях атмосферы ультрафиолетовым излучением Солнца, могут выпадать из атмосферы Титана. Они смываются с холмов метановым дождем и оседают на равнинах в течение геологических временных масштабов.

После приземления Гюйгенс сфотографировал темную равнину, покрытую мелкими камнями и галькой, которые состоят из водяного льда. Две скалы чуть ниже середины изображения справа меньше, чем могут показаться: левый имеет 15 сантиметров в поперечнике, а тот, что в центре, 4 сантиметра в поперечнике, на расстоянии около 85 сантиметров от Гюйгенса . . Есть признаки эрозии у основания скал, что указывает на возможную речную деятельность. Поверхность земли темнее, чем ожидалось изначально, и состоит из смеси воды и углеводородного льда.

В марте 2007 года НАСА, ЕКА и КОСПАР решили назвать место посадки Гюйгенса Мемориальной станцией Хьюберта Кюрьена в память о бывшем президенте ЕКА.

Стрекоза

Миссия Dragonfly , разработанная и управляемая Лабораторией прикладной физики Джона Хопкинса , будет запущена в июне 2027 года. Она состоит из большого беспилотника, приводимого в действие РИТЭГом , который будет летать в атмосфере Титана в качестве New Frontiers 4. Его инструменты будут изучать, насколько далеко пребиотические химия может прогрессировать. Планируется, что миссия прибудет на Титан в 2034 году.

Предлагаемые или концептуальные миссии

Воздушный шар, предложенный для миссии системы Титан-Сатурн (художественное исполнение)

В последние годы было предложено несколько концептуальных миссий по возвращению роботизированного космического зонда на Титан. Первоначальная концептуальная работа была завершена для таких миссий НАСА, ЕКА и JPL . В настоящее время ни одно из этих предложений не стало финансируемой миссией.

Миссия системы Титан-Сатурн (TSSM) была совместным предложением НАСА и ЕКА по исследованию спутников Сатурна . Он представляет собой воздушный шар, парящий в атмосфере Титана в течение шести месяцев. Он конкурировал с предложением Europa Jupiter System Mission (EJSM) о финансировании. В феврале 2009 года было объявлено, что ЕКА/НАСА отдало приоритет миссии EJSM перед TSSM.

Предлагаемый Titan Mare Explorer (TiME) представлял собой недорогой посадочный модуль, который приводнился в озеро в северном полушарии Титана и плавал на поверхности озера в течение трех-шести месяцев. Он был выбран для исследования конструкции фазы A в 2011 году в качестве кандидата на участие в 12-й программе NASA Discovery Program , но не был выбран для полета.

Еще одна миссия на Титан, предложенная в начале 2012 года Джейсоном Барнсом, ученым из Университета Айдахо , — это летательный аппарат для разведки Титана на месте и в воздухе (AVIATR): беспилотный самолет (или дрон ), который пролетит через атмосферу Титана и делать снимки поверхности Титана в высоком разрешении . НАСА не одобрило запрошенные 715 миллионов долларов, и будущее проекта остается неопределенным.

Концептуальный проект еще одного спускаемого аппарата к озеру был предложен в конце 2012 года испанской частной инженерной фирмой SENER и Центром астробиологии в Мадриде . Концептуальный зонд называется « Пропеллерный исследователь для отбора проб на месте на Титан-Лейк » (TALISE). Основное отличие от зонда TiME будет заключаться в том, что TALISE будет иметь собственную двигательную установку и, следовательно, не будет ограничиваться простым дрейфом по озеру, когда он приводнится.

Участником программы Discovery для ее миссии № 13 является « Путешествие на Энцелад и Титан» (JET), астробиологический орбитальный аппарат Сатурна, который оценит потенциал обитаемости Энцелада и Титана.

В 2015 году программа NASA Innovative Advanced Concepts (NIAC) предоставила грант фазы II на исследование конструкции подводной лодки Титан для исследования морей Титана.

Пребиотические состояния и жизнь

Титан считается пребиотической средой , богатой сложными органическими соединениями , но его поверхность находится в глубокой заморозке при температуре -179 ° C (-290,2 ° F; 94,1 K), поэтому жизнь, какой мы ее знаем, не может существовать на холодной поверхности Луны. Однако Титан, похоже, содержит глобальный океан под своей ледяной оболочкой, и внутри этого океана условия потенциально подходят для микробной жизни.

Миссия Кассини-Гюйгенс не была оборудована для получения доказательств биосигнатур или сложных органических соединений ; он показал среду на Титане, которая в некотором роде похожа на среду, предполагаемую для первичной Земли. Ученые предполагают, что атмосфера ранней Земли была похожа по составу на нынешнюю атмосферу Титана, за важным исключением отсутствия водяного пара на Титане.

Образование сложных молекул

Эксперимент Миллера-Юри и несколько последующих экспериментов показали, что с атмосферой, подобной атмосфере Титана, и добавлением УФ-излучения могут образовываться сложные молекулы и полимерные вещества, такие как толины . Реакция начинается с диссоциации азота и метана с образованием цианистого водорода и ацетилена. Дальнейшие реакции были тщательно изучены.

Сообщалось, что когда энергия применялась к комбинации газов, подобных газам в атмосфере Титана, пять нуклеотидных оснований , строительных блоков ДНК и РНК , были среди многих образовавшихся соединений. Кроме того, были обнаружены аминокислоты , строительные блоки белка . Впервые в таком эксперименте были обнаружены нуклеотидные основания и аминокислоты без жидкой воды.

3 апреля 2013 года НАСА сообщило, что на Титане могут возникнуть сложные органические химические вещества , основываясь на исследованиях, моделирующих атмосферу Титана.

6 июня 2013 года ученые IAA-CSIC сообщили об обнаружении полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) в верхних слоях атмосферы Титана.

26 июля 2017 года ученые «Кассини» положительно определили присутствие анионов углеродной цепи в верхних слоях атмосферы Титана, которые, по-видимому, участвуют в производстве крупных сложных органических веществ. Ранее было известно, что эти высокореактивные молекулы способствуют созданию сложной органики в межзвездной среде, что указывает на возможную универсальную ступеньку для производства сложного органического материала.

28 июля 2017 года ученые сообщили, что на Титане был обнаружен акрилонитрил , или винилцианид (C 2 H 3 CN), который, возможно, необходим для жизни , поскольку он связан с формированием клеточной мембраны и структуры пузырьков .

В октябре 2018 года исследователи сообщили о низкотемпературных химических путях от простых органических соединений до сложных химических веществ полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). Такие химические пути могут помочь объяснить присутствие ПАУ в низкотемпературной атмосфере Титана и могут быть важными путями, с точки зрения гипотезы мира ПАУ , в производстве предшественников биохимических веществ, связанных с жизнью, какой мы ее знаем.

Возможные подземные места обитания

Лабораторное моделирование привело к предположению, что на Титане существует достаточно органического материала, чтобы начать химическую эволюцию, аналогичную тому, что, как считается, положило начало жизни на Земле. Аналогия предполагает наличие жидкой воды в течение более длительных периодов времени, чем это наблюдается в настоящее время; несколько гипотез постулируют, что жидкая вода от удара могла сохраниться под замороженным изоляционным слоем. Также была выдвинута гипотеза, что океаны жидкого аммиака могут существовать глубоко под поверхностью. Другая модель предлагает раствор аммиака и воды на глубине до 200 километров (120 миль) под коркой водяного льда в условиях, которые, хотя и являются экстремальными по земным стандартам, таковы, что жизнь может выжить. Теплопередача между внутренними и верхними слоями будет иметь решающее значение для поддержания любой подповерхностной океанической жизни. Обнаружение микробной жизни на Титане будет зависеть от ее биогенных эффектов при изучении атмосферного метана и азота.

Метан и жизнь на поверхности

Было высказано предположение, что жизнь может существовать в озерах жидкого метана на Титане, так же как организмы на Земле живут в воде. Такие организмы будут вдыхать H 2 вместо O 2 , метаболизировать его с ацетиленом вместо глюкозы и выдыхать метан вместо углекислого газа. Однако такие гипотетические организмы должны будут метаболизироваться при температуре глубокой заморозки -179,2 ° C (-290,6 ° F; 94,0 K).

Все формы жизни на Земле (включая метаногены ) используют жидкую воду в качестве растворителя; предполагается, что жизнь на Титане может вместо этого использовать жидкий углеводород, такой как метан или этан, хотя вода является более сильным растворителем, чем метан. Вода также более химически активна и может расщеплять большие органические молекулы посредством гидролиза . Форма жизни, растворителем которой является углеводород, не столкнется с риском разрушения ее биомолекул таким образом.

В 2005 году астробиолог Крис Маккей утверждал, что если бы метаногенная жизнь действительно существовала на поверхности Титана, это, вероятно, оказало бы ощутимое влияние на соотношение компонентов смеси в тропосфере Титана: уровни водорода и ацетилена были бы значительно ниже, чем ожидалось. Если предположить, что скорость метаболизма аналогична скорости метаболизма метаногенных организмов на Земле, концентрация молекулярного водорода на поверхности Титана упадет в 1000 раз исключительно из-за гипотетического биологического поглотителя. Маккей отметил, что если жизнь действительно существует, низкие температуры на Титане приведут к очень медленным метаболическим процессам, которые можно ускорить с помощью катализаторов, подобных ферментам. Он также отметил, что низкая растворимость органических соединений в метане представляет собой более серьезную проблему для любой возможной формы жизни. Формы активного транспорта и организмы с большим отношением поверхности к объему теоретически могут уменьшить недостатки, связанные с этим фактом.

В 2010 году Даррелл Стробел из Университета Джона Хопкинса определил большее содержание молекулярного водорода в верхних слоях атмосферы Титана по сравнению с нижними слоями, аргументируя это нисходящим потоком со скоростью примерно 10 28 молекул в секунду и исчезновением водорода. у поверхности Титана; как отметил Стробел, его результаты соответствовали эффектам, которые Маккей предсказал, если бы присутствовали метаногенные формы жизни. В том же году другое исследование показало низкий уровень ацетилена на поверхности Титана, что Маккей интерпретировал как согласующееся с гипотезой о том, что организмы потребляют углеводороды. Переформулировав биологическую гипотезу, он предупредил, что более вероятны другие объяснения открытий, связанных с водородом и ацетиленом: возможности еще не идентифицированных физических или химических процессов (например, поверхностный катализатор , принимающий углеводороды или водород), или недостатки в существующих моделях потока материалов. . Необходимо обосновать данные о составе и модели переноса и т. д. Даже в этом случае, несмотря на заявление о том, что небиологическое каталитическое объяснение будет менее поразительным, чем биологическое, Маккей отметил, что открытие катализатора, эффективного при 95 К (-180 ° C ) все равно будет значительным.

Как отмечает НАСА в своей новостной статье о находках за июнь 2010 года: «На сегодняшний день формы жизни на основе метана являются лишь гипотетическими. Ученые еще нигде не обнаружили эту форму жизни». В заявлении НАСА также говорится: «Некоторые ученые считают, что эти химические сигнатуры подкрепляют аргумент в пользу примитивной, экзотической формы жизни или предшественника жизни на поверхности Титана».

В феврале 2015 года была смоделирована гипотетическая клеточная мембрана , способная функционировать в жидком метане в условиях криогенных температур (глубокой заморозки). Состоящая из небольших молекул, содержащих углерод, водород и азот, она будет иметь такую ​​же стабильность и гибкость, как клеточные мембраны на Земле, состоящие из фосфолипидов , соединений углерода, водорода, кислорода и фосфора . Эта гипотетическая клеточная мембрана была названа « азотосомой », комбинацией «азот» по-французски «азот» и « липосома ».

Препятствия

Несмотря на эти биологические возможности, на Титане существуют огромные препятствия для жизни, и любые аналогии с Землей неточны. На огромном расстоянии от Солнца Титан холоден, и в его атмосфере отсутствует СО 2 . На поверхности Титана вода существует только в твердом состоянии. Из-за этих трудностей такие ученые, как Джонатан Лунин , рассматривали Титан не столько как вероятную среду обитания для жизни, сколько как эксперимент для проверки гипотез об условиях, существовавших до появления жизни на Земле. Хотя сама жизнь может и не существовать, пребиотические условия на Титане и связанная с ними органическая химия по-прежнему представляют большой интерес для понимания ранней истории земной биосферы. Использование Титана в качестве пребиотического эксперимента включает не только наблюдение с помощью космического корабля, но и лабораторные эксперименты, а также химическое и фотохимическое моделирование на Земле.

Гипотеза панспермии

Предполагается, что удары крупных астероидов и комет о поверхность Земли могли привести к тому, что фрагменты породы, наполненной микробами, ускользнули от гравитации Земли, что предполагает возможность панспермии . Расчеты показывают, что они столкнутся со многими телами Солнечной системы, включая Титан. С другой стороны, Джонатан Лунин утверждал, что любые живые существа в криогенных углеводородных озерах Титана должны быть настолько химически отличными от земной жизни, чтобы одно не могло быть предком другого.

Будущие условия

В далеком будущем условия на Титане могут стать гораздо более пригодными для жизни . Через пять миллиардов лет, когда Солнце станет красным гигантом , температура его поверхности может подняться настолько, что Титан сможет поддерживать жидкую воду на своей поверхности, что сделает его пригодным для жизни. По мере того, как ультрафиолетовое излучение Солнца уменьшается, дымка в верхних слоях атмосферы Титана будет истощаться, уменьшая антипарниковый эффект на поверхности и позволяя парниковому эффекту, создаваемому атмосферным метаном, играть гораздо большую роль. Вместе эти условия могли создать пригодную для жизни среду и могли сохраняться в течение нескольких сотен миллионов лет. Предполагается, что этого времени было достаточно для зарождения простой жизни на Земле, хотя присутствие аммиака на Титане привело бы к более медленному протеканию химических реакций.

Смотрите также

использованная литература

Список используемой литературы

дальнейшее чтение

  • Лоренц, Ральф; Миттон, Жаклин (2002). Приподнимая завесу Титана: исследование гигантского спутника Сатурна . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-79348-3.
  • Лоренц, Ральф; Миттон, Жаклин (2008). Открыт Титан . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0691146331.
  • Лоренц, Ральф (2017). NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: 1997 г. и далее (орбитальный аппарат Cassini, зонд Huygens и концепции будущих исследований) (Руководство по ремонту владельцев) . Руководства Haynes, Великобритания. ISBN 978-1785211119.
  • Джонатан О'Каллаган: карта самой большой луны Сатурна. Природа, Том 575, 426–427, 2019.

внешние ссылки

Прослушать эту статью ( 56 минут )
Разговорный значок Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 25 октября 2011 г. и не отражает последующих правок. ( 2011-10-25 )