Sari la conținut

Titan (satelit): Diferență între versiuni

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Navighează interactiv prin istoric
← Diferența anterioarăDiferența următoare →
Conținut șters Conținut adăugat
VizualWikitext
Linia 209: Linia 209:
Prezența unei atmosfere semnificative a fost suspectată de către astronomul spaniol [[Josep Comas Sola]], care a observat un limb întunecat distinct pe Titan în 1903<ref>{{cite book|title=The Atlas of the Solar System|author=Moore, P.|year=1990|publisher=Mitchell Beazley |isbn=0-517-00192-6}}</ref> și a fost confirmată de [[Gerard P. Kuiper]] în 1944 pe baza unei [[spectroscopie|tehnici spectroscopice]] care a estimat o presiune parțială atmosferice a metanului de ordinul a 100 de milibari (10 kPa).<ref name=Kuiper>
Prezența unei atmosfere semnificative a fost suspectată de către astronomul spaniol [[Josep Comas Sola]], care a observat un limb întunecat distinct pe Titan în 1903<ref>{{cite book|title=The Atlas of the Solar System|author=Moore, P.|year=1990|publisher=Mitchell Beazley |isbn=0-517-00192-6}}</ref> și a fost confirmată de [[Gerard P. Kuiper]] în 1944 pe baza unei [[spectroscopie|tehnici spectroscopice]] care a estimat o presiune parțială atmosferice a metanului de ordinul a 100 de milibari (10 kPa).<ref name=Kuiper>
{{cite journal|author= Kuiper, G. P.|year= 1944|title = Titan: a Satellite with an Atmosphere|journal =Astrophysical Journal|volume = 100| doi =10.1086/144679|page= 378|bibcode=1944ApJ...100..378K}}</ref> Observațiile ulterioare din anii 1970 au arătat că cifrele lui Kuiper au fost subestimate semnificativ; abundența de metan în atmosfera lui Titan fiind de zece ori mai mare, iar presiunea de la suprafață fiind cel puțin de două ori mai mare față de ceea prezisă. Presiunea ridicată a suprafeței a fost un indiciu că metanul ar putea constitui doar o mică parte din atmosfera lui Titan.<ref>Coustenis, pp. 13–15</ref> În 1981, ''Voyager 1'' a făcut primele observații detaliate ale atmosferei lui Titan, arătând că presiunea la suprafață este mai mare decât cea a Pământului, având 1,5 bari.<ref>Coustenis, p. 22</ref>
{{cite journal|author= Kuiper, G. P.|year= 1944|title = Titan: a Satellite with an Atmosphere|journal =Astrophysical Journal|volume = 100| doi =10.1086/144679|page= 378|bibcode=1944ApJ...100..378K}}</ref> Observațiile ulterioare din anii 1970 au arătat că cifrele lui Kuiper au fost subestimate semnificativ; abundența de metan în atmosfera lui Titan fiind de zece ori mai mare, iar presiunea de la suprafață fiind cel puțin de două ori mai mare față de ceea prezisă. Presiunea ridicată a suprafeței a fost un indiciu că metanul ar putea constitui doar o mică parte din atmosfera lui Titan.<ref>Coustenis, pp. 13–15</ref> În 1981, ''Voyager 1'' a făcut primele observații detaliate ale atmosferei lui Titan, arătând că presiunea la suprafață este mai mare decât cea a Pământului, având 1,5 bari.<ref>Coustenis, p. 22</ref>
Atmosfera lui Titan este cea mai densă și cea mai bogată în azot din Sistemul Solar în afară de cea a Pământului. Compoziția atmosferică în stratosferă este de 98,4% azot, restul de 1,6% fiind în mare parte metan (1,4%) și hidrogen (0,1-0,2%). Deoarece metanul se condensează în atmosferă la altitudini înalte, abundența sa crește cu scăderea înălțimii, sub [[tropopauză]], la o altitudine de 32 km, stabilizându-se la o valoare de 4,9% între 8 km și suprafața sa.<ref name=Niemann/><ref name="Coustenis155"/> Există urme și ale altor hidrocarboni, cum ar fi urme de [[etan]], [[diacetilenă]], [[metilacetilenă]], [[acetilenă]] și [[propan]], dar și alte gaze ca [[argon]]ul, [[cianoacetilenă]], [[hidrogen cianid]], [[carbon dioxid]], [[cianogen]] și [[heliu]].<ref name=Niemann>{{cite journal|title= The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe |author= Niemann |journal=Nature|volume=438 |pages=779–784 |year=2005 |doi=10.1038/nature04122|pmid= 16319830|issue= 7069|bibcode = 2005Natur.438..779N|author2= H. B.|last3= Bauer|first3= S. J.|last4= Carignan|first4= G. R.|last5= Demick|first5= J. E.|last6= Frost|first6= R. L.|last7= Gautier|first7= D.|last8= Haberman|first8= J. A.|last9= Harpold|first9= D. N. }}</ref> Culoarea portocalie, așa cum este apare din [[spațiul cosmic]], poate fi datorată unor alte complexe chimice în mici cantități, posibil [[tolin]]i, precipitate organice ca tarul.<ref>{{cite web |first=John|last=Baez |url= http://web.archive.org/web/20110614141858/http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html|title=This Week's Finds in Mathematical Physics |accessdate=2007-08-22 |publisher=[[University of California]], Riverside |date=January 25, 2005}}</ref> Se crede că hidrocarbonii apar în atmosfera superioară ca urmare a reacțiilor rezultate din disiparea metanului de către lumina ultravioletă a soarelui, producând o ceață groasă de culoare portocalie.<ref>{{cite journal|author= Waite|year= 2007|title= The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere|journal= Science|volume= 316 |page= 870|doi= 10.1126/science.1139727|pmid= 17495166|issue= 5826|bibcode = 2007Sci...316..870W|author2= J. H.|last3= Cravens|first3= T. E.|last4= Coates|first4= A. J.|last5= Crary|first5= F. J.|last6= Magee|first6= B.|last7= Westlake|first7= J.|pages= 870–5 }}</ref> Satelitul nu are [[câmp magnetic]], deși unele studii din 2008 au dovedit că Titan a reținut rămășițele câmpului magnetic al lui Saturn în scurtele momente când a trecut în afara magnetosferei saturniene când este expus direct [[vânt solar|vântului solar]].<ref>{{cite web|title=Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan|publisher=NASA/JPL|year=2008 |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm|accessdate=2009-04-20}}</ref> Acest câmp ar putea ioniza și ar purta unele molecule din vârful atmosferei. În noiembrie 2007, oamenii de știință au descoperit prezența ionilor negativi care are au masa de 10.000 de ori mai mare decât [[masa hidrogenului]] din ionosfera lui Titan, se consideră că aceștia se prăbușesc în regiuni mai joase, unde formează ceața portocalie care face invizibilă suprafața satelitului. Structura acestora nu este cunoscută în prezent, dar se presupune că sunt tolini, și ar putea fi baza apariției unor structuri moleculare mult mai complexe, cum ar fi [[:en:Polycyclic aromatic hydrocarbon|hidrocarbonii aromatici policiclici]]..<ref>{{cite journal
Atmosfera lui Titan este cea mai densă și cea mai bogată în azot din Sistemul Solar în afară de cea a Pământului. Compoziția atmosferică în stratosferă este de 98,4% azot, restul de 1,6% fiind în mare parte metan (1,4%) și hidrogen (0,1-0,2%).
|author = Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler
|year = 2007
|title = Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere
|journal = Geophys. Res. Lett.
|volume = 34
|issue = 22
|doi = 10.1029/2007GL030978
|page = L22103
|bibcode=2007GeoRL..3422103C}}</ref>
Energia primită de la Soare ar fi trebuit să convertească toate urmele de metan din atmosfera lui Titan în hidrocarboni mai complecși în ultimii 50 de milioane de ani (o perioadă scurtă comparată cu [[Geneza și evoluția sistemului solar|vârsta Sistemului Solar]]). Aceasta lucru sugerează că metanul este realimentat cumva dintr-un rezervor aflat la suprafață sau în interiorul satelitului Titan. Deoarece atmosfera lui Titan conține de 1000 de ori mai mult metan decât monoxid de carbon se ia în calcul contribuțiile semnificative ale ciocnirilor cu comete, deoarece cometele sunt compuse mai mult din monoxid de carbon decât din metan. Ca satelitul Titan să fi captat ca atmosferă o parte din nebuloasa saturniană timpurie, în momentul genezei Sistemului Solar, nu pare posibil deoarece în acest caz ar trebui să aibă o abundență atmosferică similară nebuloasei solare, incluzând [[hidrogen]] și [[neon]].<ref>{{cite journal| title= Formation and evolution of Titan's atmosphere |author= Coustenis, A. |journal= Space Science Reviews |volume= 116| issue= 1–2 |pages= 171–184 |year= 2005 |doi= 10.1007/s11214-005-1954-2|bibcode = 2005SSRv..116..171C }}</ref> Mulți astronomi cred că originea metanului din atmosfera lui Titan este satelitul însuși, considerându-se că metanul este eliberat de erupțiile criovulcanice.<ref>{{cite journal |title=Titan's methane cycle |author=Sushil K. Atreyaa |year=2006 |doi=10.1016/j.pss.2006.05.028 |journal=Planetary and Space Science |volume=54 |issue=12 |page=1177 |bibcode=2006P&SS...54.1177A |author2=Elena Y. Adamsa |author3=Hasso B. Niemann |last4=Demick-Montelara |first4=Jaime E. |last5=Owen |first5=Tobias C. |last6=Fulchignoni |first6=Marcello |last7=Ferri |first7=Francesca |last8=Wilson |first8=Eric H.}}</ref><ref>{{cite journal |journal=Nature |author=Stofan|volume= 445|year=2007 |doi=10.1038/nature05438 |pmid=17203056 |issue=7123 |title=The lakes of Titan |pages=61–4|bibcode = 2007Natur.445...61S |author2=E. R. |last3=Lunine |first3=J. I. |last4=Lorenz |first4=R. D. |last5=Stiles |first5=B. |last6=Mitchell |first6=K. L. |last7=Ostro |first7=S. |last8=Soderblom |first8=L. |last9=Wood |first9=C. }}</ref><ref>{{cite journal|title=Episodic outgassing as the origin of [[atmospheric methane]] on Titan |author=Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan and Sotin, Cristophe |journal=Nature| volume=440 |issue=7080 |pages=61–64 |year=2006 |doi=10.1038/nature04497|pmid=16511489|bibcode = 2006Natur.440...61T }}</ref> O posibilă origine biologică a metanului nu a fost exclusă.<ref name=Fortes2000/>


== Note ==
== Note ==

Versiunea de la 13 mai 2012 09:38

Titan
Imagine făcuta de Cassini în 2005.
Descoperit
Descoperit de Christiaan Huygens
Data 25 martie 1655
Caracteristicile orbitei
Periapsis 1186680 km
Apoapsis 1257060 km
Semiaxa mare 1221870 km
Excentricitate 0.0288
Timpul orbital 15.945 zile
Înclinare 0.34854°
(față de ecuatorul lui Saturn)
Satelit natural al planetei Saturn
Caracteristici fizice
Rază principală 2576±2 km
(0.404 Raza Pământului)[1]
Masă (1.3452±0.0002)×1023 kg
(0.0225 Masa Pământului)[1]
Densitate medie 1.8798±0.0044 g/cm3[1]
Gravitație superficială 1.352 m/s2 (0.14 g)
Viteză de ieșire 2.639 km/s
Înclinare axială 0,0 °
Albedo 0.22[2]
Temperatură 93.7 K (−179.5 °C)[3]
Atmosferă Da
Atmosfera
Presiunea la suprafață 146.7 kPa
Compoziția atmosferei Variată (min. 10 gaze)[4][5]
Stratosferă:
98.4% nitrogen (N2),
1.4% metan (CH4);
troposfera inferioară:
95% N2, 4.9% CH4
Se sapă
Se lucrează la această pagină sau secțiune, dar oricine e binevenit să ajute!
Ultima modificare a făcut-o Terraflorin (Contribuții • Jurnal) acum 12 ani.

Titan (sau Saturn VI) este cel mai mare satelit al planetei Saturn. Acesta este singurul satelit natural cunoscut care are o atmosfera densă,[6] și singurul obiect, altul decât Pământul, pentru care există o dovadă clară că are o suprafață lichidă.[7]

Titan este al șaselea satelit elipsoidal al planetei Saturn. Adesea descris ca o planetă-satelit, Titan are un diametru de aproximativ 50% mai mare decât al Lunii, satelitul Pământului, și este de 80% mai masiv. Acesta este al doilea satelit ca mărime din Sistemul Solar, după Ganymede, satelitul lui Jupiter, și este mai mare ca volum față de cea mai mică planetă din Sistemul Solar, Mercur, deși doar pe jumătate ca masă. Titan a fost primul satelit cunoscut al lui Saturn, fiind descoperit în 1655 de către astronomul olandez Christiaan Huygens, și a fost al cincea satelit al unei planete în afară de Pământ care a fost descoperit de către oameni.[8]

Titan este format în principal din apă înghețată și rocă. La fel ca și în cazul planetei Venus înainte de era spațială, atmosfera densă și opacă a împiedicat studiul suprafeței lui Titan. În prezent există informații suficiente despre suprafața satelitului odată cu sosirea misiunii Cassini-Huygens în 2004, care a descoperit inclusiv lacuri de hidrocarburi lichide în regiunile polare ale satelitului. Suprafața este tânără din punct de vedere geologic, deși mai mulți munți și câțiva posibili criovulcani[9] au fost descoperiți, suprafața fiind netedă și câteva cratere de impact au fost descoperite.

Atmosfera lui Titan este compusă în mare parte din azot sub formă gazoasă; alte componente minore ducând la formarea de nori de metan și etan și de smog organic bogat în azot. Schimbările climatice, inclusiv vânt și ploaie, creează caracteristici similare cu cele de la suprafața Pământului, cum ar fi dune de nisip, râuri, lacuri, mări (probabil din metan și etan lichid) și delte, și este dominat de tipare meteorologice sezoniere similare celor de pe Pământ. Cu lichidele sale (atât de suprafață cât și subterane) și atmosfera robustă de azot, ciclul metanului de pe Titan este considerat a fi asemănător cu ciclul apei de pe Pământ, dar la o temperatură mult mai mică.

Se crede că acest satelit ar putea fi o posibila gazdă pentru viață extraterestră microbiană sau, cel puțin, un mediu prebiotic bogat în chimie organică complexă cu un posibil ocean lichid subteran care ar servi ca un mediu biotic.[10][11][12][13]

Descoperire și denumire

Christiaan Huygens descoperă satelitul Titan în 1655.

Titan a fost descoperit la 25 martie 1655 de către astronomul olandez Christiaan Huygens. Huygens a fost inspirat de descoperirea de către Galileo Galilei a patru sateliți ai planetei Jupiter în 1610 și a îmbunătățit tehnologia sa de construcție a unui telescop.[14] Christiaan, cu ajutorul fratelui său Constantijn Huygens, Jr., a început să construiască telescoape în jurul anului 1650. Christiaan Huygens a descoperit acest satelit ce se rotește în jurul lui Saturn cu primul telescop pe care l-au construit.[15]

El l-a numit simplu Saturni Luna (sau Luna Saturni, în latină cu sensul de „Luna lui Saturn”) în lucrarea sa publicată în 1655 De Saturni Luna Observatio Nova. După ce Giovanni Domenico Cassini și-a publicat descoperirile sale privind încă patru sateliți ai planetei Saturn în perioada 1673 -1686, astronomii au început să se refere la acestea ca Titan sau ca Saturn I până la V (cu Titan în poziția a patra). Alte epitete timpurii pentru Titan includ „un satelit obișnuit al lui Saturn”.[16] Titan este numit oficial Saturn VI deoarece după noile descoperiri din 1789 schema de numerotare a fost înghețată pentru a se evita orice noi confuzii (Titan a mai fost botezat cu numerele II, IV și VI). Numeroși sateliți mici mai aproape de Saturn au fost descoperiți de atunci.

Numele Titan, la fel ca numele a toți cei șapte sateliți cunoscuți ai lui Saturn în acel moment, a fost dat de către John Herschel (fiul lui William Herschel, cel care a descoperit Mimas și Enceladus) în publicația sa din 1847 Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope.[17]

El a propus numele de Titani mitologici (greaca veche: Τῑτάν), surorile și frații lui Cronos, cel care a fost numit Saturn de către romani. În mitologia greacă, titanii erau o rasă de zeități puternice, fii lui Uranus și ai Gaiei, cei care au domnit în timpul legendarei Epoci de Aur.

Orbita și rotația

Orbita lui Titan (evidenţiată în roşu), alături de alţi sateliți mari interiori ai lui lui Saturn. Sateliţi în afara orbitei sale sunt (l-r) Iapetus şi Hyperion, cei din interiorul orbitei sale sunt Rhea, Dione, Tethys, Enceladus şi Mimas.

Titan se rotește în jurul lui Saturn o dată la fiecare 15 zile și 22 ore terestre. Ca și Luna Pământului și multe alți sateliți ai giganților de gaz, perioada sa orbitală este identică cu perioada de rotație; Titan fiind blocat mareic în rotație sincronă cu Saturn, și de aceea arată mereu aceeași față spre planetă. Din acest motiv, există un punct sub-saturnian pe suprafața sa în care planeta Saturn pare să stea direct deasupra capului. Longitudinile pe Titan sunt măsurate la vest de meridianul care trece prin acest punct.[18] Excentricitatea sa orbitală este de 0,0288 și planul orbital este înclinat cu 0,348 grade în raport cu ecuatorul lui Saturn.[19] Privit de pe Pământ, satelitul are o distanță unghiulară de aproximativ 20 de raze saturniene (în jur de peste 1,2 milioane de kilometri) față de Saturn și subscrie un disc de 0,8 secunde de arc în diametru.

Titan este blocat într-o rezonanță orbitală de 3:4 cu micul satelit Hyperion care are forme neregulate. O evoluție „lentă și netedă” prin rezonanță în care Hyperion ar fi migrat de pe o orbită haotică este considerată puțin probabilă, pe baza modelelor. Hyperion, cel mai probabil, s-a format dintr-o insulă orbitală stabilă, în timp ce masivul Titan a absorbit sau respins corpurile cerești care s-au apropiat de el.[20]

Caracteristici

Titan are un diametru de 5.152 km, spre comparație planeta Mercur are un diametru de 4.879 km, Luna are 3.474 km, iar Pământul 12.742 km. Înainte de sosirea sondei spațiale Voyager 1 în 1980, se credea că Titan este puțin mai mare decât Ganymede (diametru 5.262 km) și prin urmare cel mai mare satelit din Sistemul Solar; această supraestimare a fost cauzată de atmosfera densă și opacă a lui Titan care se întinde pe mai mulți kilometri în sus față de suprafața sa, mărindu-i diametrul său aparent.[21] Diametrul lui Titan și masa sa (și, astfel, densitatea acestuia) sunt similare cu cele ale sateliților lui Jupiter, Ganymede și Callisto.[22] Pe baza densității sale de 1,88 g/cm3, compoziția lui Titan este jumătate apă înghețată și jumătate rocă. Deși similar în compoziție cu Dione și Enceladus, acesta este mai dens din cauza compresiei gravitaționale.

Titan este probabil diferențiat în mai multe straturi, cu un centru de rocă de 3.400 km, înconjurat de mai multe învelișuri din diferite forme de cristalizare a gheții.[23] Interiorul său poate fi încă fierbinte și posibil să se găsească acolo un strat de lichid, un fel de „magmă” compusă din apă și amoniac între crusta de gheață și straturile mai adânci de gheață create de presiunea mare a formelor de gheață. Prezența amoniacului permite apei să rămân în stare lichidă chiar și la temperaturi scăzute de 176 K (-97,15 °C) (amestec eutectic cu apă).[24] Existența unui astfel de ocean a fost recent dovedită de sonda Cassini pe baza existenței unor unde radio naturale de frecvență extrem de joasă în atmosfera lui Titan. Suprafata lui Titan este considerată a fi un reflector slab al acestor unde radio, astfel încât acestea ar putea fi reflectate de către gheața lichidă dintr-un ocean subteran.[25] Caracteristicile de suprafață au fost observate sistematic de către sonda Cassini care a trecut la 30 km în perioada octombrie 2005 și mai 2007, ceea ce sugerează că scoarța (crusta) este decuplată de interior, oferind dovezi suplimentare pentru existența unui strat interior de lichid.[26]

Un studiu de la începutul anului 2000 realizat de către Institutul de Cercetări Planetare DLR de la Berlin-Adlershof a plasat Titan într-un grup de „sateliți mari de gheață” alături de Callisto și Ganymede.[27]

Comparație de mărime: Titan, în infraroșu (stânga jos), împreună cu Luna și Pământul (stânga sus și respectiv în dreapta) Structura internă teoretică a lui Titan Comparație de masă: Titan are 96% din masa totală a sateliților saturnieni

Atmosfera

Articol principal: Atmosfera satelitului Titan.
Imagine în culori reale a straturilor din atmosfera lui Titan

Titan este singurul satelit cunoscut care are mai mult decât o urmă de atmosferă. Observațiile sondelor spatiale Voyager au arătat ca atmosfera este mai densă decât a Pământului, cu o presiune la suprafață de aproximativ 1,45 ori mai mare decât cea a Pământului. Atmosfera satelitului Titan este de aproximativ 1,19 de ori mai masivă decât atmosfera totală a Pământului.[28] Atmosfera are straturi opace care blochează majoritatea luminii primite de la Soare și din alte surse, ceea ce face ca detaliile suprafeței să nu fie vizibile. Atmosfera este atât de groasă și gravitația atât de scăzută încât oamenii ar putea zbura prin ea prin bătaia unor „aripi” atașate la brațele lor.[29] Gravitația mică a Titanului face ca atmosfera să fie mult mai extinsă decât cea a Pământului, chiar și la o distanță de 975 km, sonda Cassini a trebuit să facă ajustări pentru a menține o orbită stabilă împotriva forțelor de frecare atmosferice.[30] Atmosfera Titanului este opacă la numeroase lungimi de undă și un spectru de reflexie complet al suprafeței este imposibil să fie realizat din exterior.[31] Nu a fost realizat până la sosirea misiunii Cassini-Huygens în 2004, când s-au obținut primele imagini directe ale suprafeței lui Titan. Sonda Huygens a fost în imposibilitatea de a detecta direcția Soarelui în timpul coborârii sale, și, deși a fost în măsură să ia imagini de la suprafață, echipa tehnică a sondei Huygens a comparat procesul cu cel de „a face fotografii într-o parcare la asfințit”.[32]

Imagine indisponibilă Imagine indisponibilă
Atmosfera lui Titan luminată în fundal de Soare, cu inelele lui Saturn în spate. Un strat exterior de ceață fuzionează în partea de sus cu capotă polară de nord.

Prezența unei atmosfere semnificative a fost suspectată de către astronomul spaniol Josep Comas Sola, care a observat un limb întunecat distinct pe Titan în 1903[33] și a fost confirmată de Gerard P. Kuiper în 1944 pe baza unei tehnici spectroscopice care a estimat o presiune parțială atmosferice a metanului de ordinul a 100 de milibari (10 kPa).[34] Observațiile ulterioare din anii 1970 au arătat că cifrele lui Kuiper au fost subestimate semnificativ; abundența de metan în atmosfera lui Titan fiind de zece ori mai mare, iar presiunea de la suprafață fiind cel puțin de două ori mai mare față de ceea prezisă. Presiunea ridicată a suprafeței a fost un indiciu că metanul ar putea constitui doar o mică parte din atmosfera lui Titan.[35] În 1981, Voyager 1 a făcut primele observații detaliate ale atmosferei lui Titan, arătând că presiunea la suprafață este mai mare decât cea a Pământului, având 1,5 bari.[36] Atmosfera lui Titan este cea mai densă și cea mai bogată în azot din Sistemul Solar în afară de cea a Pământului. Compoziția atmosferică în stratosferă este de 98,4% azot, restul de 1,6% fiind în mare parte metan (1,4%) și hidrogen (0,1-0,2%). Deoarece metanul se condensează în atmosferă la altitudini înalte, abundența sa crește cu scăderea înălțimii, sub tropopauză, la o altitudine de 32 km, stabilizându-se la o valoare de 4,9% între 8 km și suprafața sa.[4][5] Există urme și ale altor hidrocarboni, cum ar fi urme de etan, diacetilenă, metilacetilenă, acetilenă și propan, dar și alte gaze ca argonul, cianoacetilenă, hidrogen cianid, carbon dioxid, cianogen și heliu.[4] Culoarea portocalie, așa cum este apare din spațiul cosmic, poate fi datorată unor alte complexe chimice în mici cantități, posibil tolini, precipitate organice ca tarul.[37] Se crede că hidrocarbonii apar în atmosfera superioară ca urmare a reacțiilor rezultate din disiparea metanului de către lumina ultravioletă a soarelui, producând o ceață groasă de culoare portocalie.[38] Satelitul nu are câmp magnetic, deși unele studii din 2008 au dovedit că Titan a reținut rămășițele câmpului magnetic al lui Saturn în scurtele momente când a trecut în afara magnetosferei saturniene când este expus direct vântului solar.[39] Acest câmp ar putea ioniza și ar purta unele molecule din vârful atmosferei. În noiembrie 2007, oamenii de știință au descoperit prezența ionilor negativi care are au masa de 10.000 de ori mai mare decât masa hidrogenului din ionosfera lui Titan, se consideră că aceștia se prăbușesc în regiuni mai joase, unde formează ceața portocalie care face invizibilă suprafața satelitului. Structura acestora nu este cunoscută în prezent, dar se presupune că sunt tolini, și ar putea fi baza apariției unor structuri moleculare mult mai complexe, cum ar fi hidrocarbonii aromatici policiclici..[40] Energia primită de la Soare ar fi trebuit să convertească toate urmele de metan din atmosfera lui Titan în hidrocarboni mai complecși în ultimii 50 de milioane de ani (o perioadă scurtă comparată cu vârsta Sistemului Solar). Aceasta lucru sugerează că metanul este realimentat cumva dintr-un rezervor aflat la suprafață sau în interiorul satelitului Titan. Deoarece atmosfera lui Titan conține de 1000 de ori mai mult metan decât monoxid de carbon se ia în calcul contribuțiile semnificative ale ciocnirilor cu comete, deoarece cometele sunt compuse mai mult din monoxid de carbon decât din metan. Ca satelitul Titan să fi captat ca atmosferă o parte din nebuloasa saturniană timpurie, în momentul genezei Sistemului Solar, nu pare posibil deoarece în acest caz ar trebui să aibă o abundență atmosferică similară nebuloasei solare, incluzând hidrogen și neon.[41] Mulți astronomi cred că originea metanului din atmosfera lui Titan este satelitul însuși, considerându-se că metanul este eliberat de erupțiile criovulcanice.[42][43][44] O posibilă origine biologică a metanului nu a fost exclusă.[12]

Note

  1. ^ a b c doi:10.1086/508812
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  2. ^ Williams, D. R. (August 21, 2008). „Saturnian Satellite Fact Sheet”. NASA. Accesat în 18 aprilie 2000.  Verificați datele pentru: |access-date= (ajutor)
  3. ^ Mitri, G.; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. (). „Hydrocarbon Lakes on Titan” (PDF). Icarus. 186 (2): 385–394. Bibcode:2007Icar..186..385M. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. 
  4. ^ a b c Niemann; H. B.; Bauer, S. J.; Carignan, G. R.; Demick, J. E.; Frost, R. L.; Gautier, D.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N. (). „The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe”. Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. 
  5. ^ a b Coustenis, pp. 154–155
  6. ^ „News Features: The Story of Saturn”. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. Accesat în . 
  7. ^ Eroare la citare: Etichetă <ref> invalidă; niciun text nu a fost furnizat pentru referințele numite NatureDefinitive
  8. ^ Nemiroff, R. and Bonnell, J. (). „Huygens Discovers Luna Saturni”. Astronomy Picture of the Day. NASA. Accesat în . 
  9. ^ vulcani de gheață
  10. ^ Semne de viață extraterestră descoperite pe Titan, satelitul lui Saturn, România liberă, 4 iunie 2010
  11. ^ Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (). „On the internal structure and dynamic of Titan”. Planetary and Space Science. 48 (7–8): 617–636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8. 
  12. ^ a b Fortes, A. D. (). „Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan”. Icarus. 146 (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400. 
  13. ^ Mckay, Chris (). „Have We Discovered Evidence For Life On Titan”. SpaceDaily. Accesat în .  Space.com. March 23, 2010.
  14. ^ „Discoverer of Titan: Christiaan Huygens”. European Space Agency. . Accesat în . 
  15. ^ Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683 Inv V09196, Rijksmuseum voor de Geschiedenis van de Natuurwetenschappen en van de Geneeskunde
  16. ^ Cassini, G. D. (). „A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French”. Philosophical Transactions. 8 (1673): 5178–5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003. 
  17. ^ Lassell (). „Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (1): 42. Accesat în . 
  18. ^ „EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea”. Accesat în Octombrie 22, 2009.  Verificați datele pentru: |access-date= (ajutor)
  19. ^ Unless otherwise specified: „JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service”. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Accesat în . 
  20. ^ Bevilacqua, R. (). „Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case”. Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423. 
  21. ^ Eroare la citare: Etichetă <ref> invalidă; niciun text nu a fost furnizat pentru referințele numite nineplanets
  22. ^ Lunine, J. (). „Comparing the Triad of Great Moons”. Astrobiology Magazine. Accesat în . 
  23. ^ Tobie, G.; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe (). „Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model”. Icarus. 175 (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. 
  24. ^ Eroare la citare: Etichetă <ref> invalidă; niciun text nu a fost furnizat pentru referințele numite longstaff
  25. ^ „Titan's Mysterious Radio Wave”. ESA Cassini-Huygens web site. . Accesat în . 
  26. ^ Shiga, David Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist, 20 martie 2008
  27. ^ DLR Interior Structure of Planetary Bodies DLR Radius to Density The natural satellites of the giant outer planets...
  28. ^ Coustenis, p. 130
  29. ^ Zubrin, Robert (). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. pp. 163–166. ISBN 1-58542-036-0. 
  30. ^ Turtle, Elizabeth P. (). „Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens”. Smithsonian. Accesat în . 
  31. ^ Schröder, S. E.; Tomasko; Keller (). „The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens”. American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S. 
  32. ^ de Selding, Petre (). „Huygens Probe Sheds New Light on Titan”. SPACE.com. Accesat în . 
  33. ^ Moore, P. (). The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6. 
  34. ^ Kuiper, G. P. (). „Titan: a Satellite with an Atmosphere”. Astrophysical Journal. 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679. 
  35. ^ Coustenis, pp. 13–15
  36. ^ Coustenis, p. 22
  37. ^ Baez, John (). „This Week's Finds in Mathematical Physics”. University of California, Riverside. Accesat în . 
  38. ^ Waite; J. H.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. (). „The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere”. Science. 316 (5826): 870. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166.  Mai multe valori specificate pentru |pages= și |page= (ajutor)
  39. ^ „Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan”. NASA/JPL. . Accesat în . 
  40. ^ Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler (). „Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere”. Geophys. Res. Lett. 34 (22): L22103. Bibcode:2007GeoRL..3422103C. doi:10.1029/2007GL030978. 
  41. ^ Coustenis, A. (). „Formation and evolution of Titan's atmosphere”. Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. 
  42. ^ Sushil K. Atreyaa; Elena Y. Adamsa; Hasso B. Niemann; Demick-Montelara, Jaime E.; Owen, Tobias C.; Fulchignoni, Marcello; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. (). „Titan's methane cycle”. Planetary and Space Science. 54 (12): 1177. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. 
  43. ^ Stofan; E. R.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; Wood, C. (). „The lakes of Titan”. Nature. 445 (7123): 61–4. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. 
  44. ^ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan and Sotin, Cristophe (). „Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan”. Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489. 

Legături externe

v • d • m
Sateliții naturali din Sistemul solar
Sateliți planetari Rhea
Alte sisteme de sateliți
Cei mai mari sateliți
Ganymede • Titan • Callisto • Io • Luna • Europa • Triton
Titania • Rhea • Oberon • Iapetus • Charon • Umbriel • Ariel • Dione • Tethys
WikiProjectProiect · PortalPortal
v • d • m
Sistemul solar
SoareleMercurVenusLunaPământSateliții lui MarteMarteCeresCentura de asteroiziJupiterSateliții lui JupiterSaturnSateliții lui SaturnUranusSateliții lui UranusSateliții lui NeptunNeptunSateliții lui PlutonPlutonSateliții lui HaumeaHaumeaMakemakeCentura KuiperSateliții lui ErisErisDiscul împrăștiatNorul lui Oort
Probabil planete pitice
Obiecte mici
Altele
WikiProjectProiect · PortalPortal
v • d • m
Sateliții planetei Saturn
Păstori de inel
Sateliți coorbitali
Inelul G
Alkyonidele
Mari, interiori (cu troieni)
Mari, exteriori
Rhea · Titan · Hyperion · Iapetus
Grupul Inuit
Grupul Nordic
Grupul Galic
Sateliți exteriori prograzi
WikiProjectProiect · PortalPortal
v • d • m
Viață extraterestră
Evenimente și obiecte
Viața în Univers
Comunicații interstelare
Teorii
Misiuni spațiale
Expoziții
Alte articole
WikiProject Proiect:Astronomie • Portal Portal:Astronomie • WikiProject Proiect:Biologie • Portal Portal:Biologie

Format:Legătură ACFormat:Legătură AFFormat:Legătură AFFormat:Legătură AFFormat:Legătură AFFormat:Legătură AF

Adus de la https://ro.wikipedia.org/w/index.php?title=Titan_(satelit)&oldid=6400008