TITĀNS (SATELĪTS): RAKSTUROJUMS, SASTĀVS, ORBĪTA, KUSTĪBA - ARTE - 2025

Titāns ir viens no Saturna planētas satelītiem un lielākais no visiem. Tās virsma ir apledojusi, tā ir lielāka par Merkuru, un tajā ir blīvākā atmosfēra no visiem Saules sistēmas satelītiem.

No Zemes Titāns ir redzams ar binokļu vai teleskopu palīdzību. Tas bija holandiešu astronoms Kristians Hjūgens (1629-1695), kurš 1655. gadā pirmo reizi pamanīja satelītu ar teleskopu. Hjūgens to nesauca par Titānu, bet vienkārši par Luna Saturni, kas latīņu valodā nozīmē “Saturna mēness”.

1. attēls. Titāns, kas riņķo ap Saturnu. Cassini attēls. Avots: NASA.

Nosaukumu Titan, kas atvasināts no grieķu mitoloģijas, 19. gadsimta vidū ierosināja Džons Heršels (1792-1871), Viljama Heršela dēls. Titānieši bija Kronos brāļi, grieķu tēva laiki, kas bija līdzvērtīgi romiešu Saturnam.

Gan kosmosa misijas, kas tika veiktas 20. gadsimta pēdējā pusē, gan Habla kosmiskā teleskopa novērojumi ievērojami palielināja zināšanas par šo satelītu, kas pats par sevi ir aizraujoša pasaule.

Sākumā Titānā ir tādas meteoroloģiskas parādības kā Zeme, piemēram, vēji, iztvaikošana un lietus. Bet ar būtisku atšķirību: uz Titāna metāns tajos spēlē nozīmīgu lomu, jo šī viela ir atmosfēras un virsmas sastāvdaļa.

Turklāt, tā kā tā rotācijas ass ir sagāzta, Titāns bauda gadalaiku, kaut arī ilgums atšķiras no Zemes.

Tāpēc un tāpēc, ka tai ir sava atmosfēra un lielais izmērs, Titānu dažreiz raksturo kā miniatūru planētu, un zinātnieki ir koncentrējušies uz to, lai labāk to iepazītu, lai uzzinātu, vai tā uzturas vai ir spējīga uz dzīvību.

Vispārīgais raksturojums

Izmērs

Titāns ir otrs lielākais satelīts, otrajā vietā ir tikai Džimiters, milzīgais Jupitera mēness. Pēc izmēra tas ir lielāks nekā dzīvsudrabs, jo mazās planētas diametrs ir 4879,4 km, bet Titāna - 5149,5 km.

2. attēls. Zemes, Mēness un Titāna izmēru salīdzinājums apakšējā kreisajā pusē. Avots: Wikimedia Commons. Apollo 17 Zemes attēls: NASA pilnmēness teleskopiskais attēls: Gregorijs H. Revera Titāna attēls: NASA / JPL / Kosmosa zinātnes institūts / publiskais īpašums

Tomēr Titāna sastāvā ir liels ledus procents. Zinātnieki to zina caur tā blīvumu.

Blīvums

Lai aprēķinātu ķermeņa blīvumu, ir jāzina gan tā masa, gan tilpums. Titāna masu var noteikt, izmantojot Keplera trešo likumu, kā arī kosmosa misiju sniegtos datus.

Titāna blīvums izrādās 1,9 g / cm ³ , kas ir krietni zem klinšaino planētu blīvuma . Tas nozīmē tikai to, ka Titāna sastāvā ir liels ledus daudzums - ne tikai ūdens, bet arī ledus var būt citas vielas.

Atmosfēra

Satelītā ir blīva atmosfēra, kaut kas reti sastopams Saules sistēmā. Šajā atmosfērā ir metāns, bet galvenā sastāvdaļa ir slāpeklis, tāpat kā Zemes atmosfēra.

Tajā nav ūdens un tajā nav oglekļa dioksīda, bet tajā ir arī citi ogļūdeņraži, jo saules gaisma reaģē ar metānu, radot citus savienojumus, piemēram, acetilēnu un etānu.

Nav magnētiskā lauka

Runājot par magnētismu, Titānam trūkst sava magnētiskā lauka. Tā kā tas atrodas Saturna radiācijas jostu malā, daudzas ļoti enerģētiskas daļiņas joprojām sasniedz Titāna virsmu un fragmentē tur esošās molekulas.

Hipotētiskam ceļotājam, kas ierodas Titānā, virsmas temperatūra būtu –179,5 ºC un atmosfēras spiediens, kas varbūt bija neērti: pusotras reizes pārsniedz zemes spiediena vērtību jūras līmenī.

Lietus

Uz Titāna līst, jo metāns atmosfērā kondensējas, kaut arī lietus bieži vien nesasniedz zemi, jo tas daļēji iztvaiko, pirms tas sasniedz zemi.

Titāna galveno fizisko īpašību kopsavilkums

Sastāvs

Planetāru zinātnieki no Titāna blīvuma, kas ir aptuveni divreiz lielāks nekā ūdens, secina, ka satelīts ir puse no klints un puse no ledus.

Akmeņos ir dzelzs un silikāti, savukārt ledus nav viss ūdens, lai gan zem saldētas garozas kārtas atrodas ūdens un amonjaka maisījums. Uz Titāna ir skābeklis, bet tas ir saistīts ar zemūdens ūdeni.

Titāna iekšpusē, tāpat kā uz Zemes un citiem Saules sistēmas ķermeņiem, ir radioaktīvi elementi, kas, siltumam sadaloties, pārvēršas par citiem elementiem.

Ir svarīgi atzīmēt, ka temperatūra Titānā ir tuvu metāna trīskāršajam punktam, kas norāda, ka šis savienojums var pastāvēt kā ciets, šķidrs vai gāze, spēlējot tādu pašu lomu kā ūdens uz Zemes.

To apstiprināja Cassini zonde, kurai izdevās nolaisties uz satelīta virsmas, kur tā atrada šī savienojuma iztvaikošanas paraugus. Tas arī atklāja reģionus, kuros radioviļņi ir vāji atspoguļoti, analogi tam, kā tie tiek atspoguļoti Zemes ezeros un okeānos.

Šie tumšie apgabali radioattēlos norāda uz šķidra metāna ķermeņu klātbūtni no 3 līdz 70 km platumā, kaut arī ir nepieciešami vairāk pierādījumu, lai galīgi apstiprinātu šo faktu.

Atmosfēra uz Titāna

Holandiešu astronoms Žerārs Kuipers (1905–1973) 1944. gadā apstiprināja, ka Titānam ir sava atmosfēra, pateicoties kurai satelītam ir raksturīga oranži brūna krāsa, ko var redzēt attēlos.

Vēlāk, pateicoties Voyager misijas 1980. gadu sākumā nosūtītajiem datiem, tika atklāts, ka šī atmosfēra ir diezgan blīva, kaut arī attāluma dēļ tā saņem mazāk saules starojuma.

Tam ir arī smoga slānis, kas aizslāpē virsmu un kurā suspensijā ir ogļūdeņraža daļiņas.

Titāna augšējā atmosfērā attīstās vējš ar ātrumu līdz 400 km / h, kaut arī tuvojoties virsmai, panorāma ir nedaudz rāmāka.

Atmosfēras gāzes

Atkarībā no tā sastāva atmosfēras gāzes sastāv no 94% slāpekļa un 1,6% metāna. Pārējās sastāvdaļas ir ogļūdeņraži. Šī ir raksturīgākā īpašība, jo, izņemot Zemes atmosfēru, neviens cits Saules sistēmā nesatur slāpekli šādā daudzumā.

Metāns ir siltumnīcefekta gāze, kuras klātbūtne neļauj Titāna temperatūrai pazemināties vēl vairāk. Tomēr ārējais slānis, ko veido plaši izkliedētas gāzes, ir atstarojošs un neitralizē siltumnīcas efektu.

Ogļūdeņraži

Starp Titānā novērotajiem ogļūdeņražiem ir pārsteidzošs akrilnitrila saturs ar koncentrāciju līdz 2,8 ppm (ppm), kas noteikts ar spektroskopiskām metodēm.

Tas ir savienojums, ko plaši izmanto plastmasas ražošanā, un, pēc zinātnieku domām, tas spēj radīt struktūras, kas līdzīgas šūnu membrānām.

Lai arī sākotnēji akrilnitrils tika atklāts Titāna atmosfēras augšējos slāņos, tiek uzskatīts, ka tas var labi sasniegt virsmu, kondensējoties zemākajos atmosfēras slāņos un pēc tam nokrišņiem nokrišņiem.

Papildus akrilnitrilam, uz Titāna ir toli vai toli, organiski zinātkāri savienojumi, kas parādās, ultravioletā starojuma laikā sadalot metānu un atdalot slāpekļa molekulas.

Rezultāts ir šie sarežģītākie savienojumi, kas, domājams, ir pastāvējuši uz Zemes agrīnajā daļā. Tie ir atklāti ledus pasaulēs ārpus asteroīda jostas, un pētnieki tos var ražot laboratorijā.

Šādi atradumi ir ļoti interesanti, kaut arī satelīta apstākļi nav piemēroti zemes dzīvei, it īpaši ārkārtējās temperatūras dēļ.

Kā novērot Titānu

Titāns ir redzams no Zemes kā neliels gaismas punkts ap milzu Saturnu, taču ir nepieciešams tādu instrumentu kā binoklis vai teleskops palīdzība.

Pat tā, nav iespējams pamanīt daudz detaļu, jo Titāns nespīd tik daudz kā Galilejas satelīti (lielie Jupitera satelīti).

Turklāt Saturna lielais izmērs un spilgtums dažreiz var paslēpt satelīta klātbūtni, tāpēc ir jāmeklē vislielākā attāluma brīži starp diviem, lai atšķirtu satelītu.

Orbīta

Titānam ir nepieciešamas gandrīz 16 dienas, lai rotētu ap Saturnu, un šāda rotācija notiek sinhroni ar planētu, kas nozīmē, ka tai vienmēr ir viena un tā pati seja.

Šī parādība ir ļoti izplatīta starp Saules sistēmas satelītiem. Piemēram, mūsu Mēness atrodas arī sinhronā rotācijā ar Zemi.

3. attēls. Titāna orbīta, kas iezīmēta sarkanā krāsā, kā arī Saturna galveno satelītu: Hyperion un Iapetus ir vistālākie no Titāna, savukārt iekšējie ir secībā: Rhea, Dione, Tethys, Enceladus un Mimas . Avots: Wikimedia Commons. ! Oriģināls: Rubeņu pālisVektors: Mysid. / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)

Tas ir saistīts ar paisuma un paisuma spēkiem, kas ne tikai paceļ šķidruma masas, un tas ir tas efekts, kas visvairāk tiek novērtēts uz Zemes. Viņi arī spēj pacelt garoza un deformēt planētas un satelītus.

Plūdmaiņas spēki pakāpeniski palēnina satelīta ātrumu, līdz orbītas ātrums ir vienāds ar griešanās ātrumu.

Rotējoša kustība

Titāna sinhronā rotācija nozīmē, ka tā rotācijas periods ap asi ir tāds pats kā orbītas periods, tas ir, aptuveni 16 dienas.

Titānā ir stacijas, jo rotācijas ass ir slīpa 26 ° leņķī no ekliptikas. Bet atšķirībā no Zemes katrs kalpotu apmēram 7,4 gadus.

Cassini zonde 2006. gadā atnesa atpakaļ attēlus, kuros parādīts lietus (no metāna) uz Titāna ziemeļpola - notikums, kas iezīmēs vasaras sākumu satelīta ziemeļu puslodē, kur, domājams, pastāv metāna ezeri.

Lietus liks ezeriem augt, bet dienvidu puslodē tie noteikti izkusīs aptuveni tajā pašā laikā.

Iekšējā struktūra

Zemāk redzamā diagramma parāda Titāna slāņaino iekšējo struktūru, kas veidota, apkopojot pierādījumus, kas savākti no Zemes novērojumiem, kā arī no Voyager un Cassini misijām:

-Kodols, kas sastāv no ūdens un silikātiem, lai arī tiek izskatīta arī iespēja uz iekšējiem akmeņainiem kodoliem, kuru pamatā ir silikāti.

-Dažādi ledus un šķidrā ūdens slāņi ar amonjaku

-Lielākā ledus garoza.

4. attēls. Titāna iekšējā struktūra atbilstoši teorētiskajiem modeļiem. Avots: Wikimedia Commons. Kelvinga / CC BY (https://creativecommons.org/licenses/by/3.0).

Diagrammā parādīts arī blīvs atmosfēras slānis, kas pārklāj virsmu, kurā izceļas iepriekšminētā tholin tipa organisko savienojumu slānis, un, visbeidzot, ārējs un smalks smoga slānis.

ģeoloģija

Cassini zonde, kas 2005. gadā nolaidās uz Titāna, izmeklēja satelītu, izmantojot infrasarkanās kameras un radaru, kas spēj iekļūt blīvajā atmosfērā. Attēli parāda daudzveidīgu ģeoloģiju.

Lai gan Titāns tika izveidots kopā ar pārējiem Saules sistēmas dalībniekiem nedaudz vairāk kā pirms 4,5 miljardiem gadu, tā virsma ir daudz jaunāka, saskaņā ar aplēsēm, aptuveni 100 miljoni gadu. Tas ir iespējams, pateicoties lieliskajai ģeoloģiskajai darbībai.

Attēli atklāj ledus kalnus un tumšākas krāsas gludās virsmas.

Krātu ir maz, jo ģeoloģiskā aktivitāte tos izdzēš neilgi pēc to veidošanās. Daži zinātnieki paziņoja, ka Titāna virsma ir līdzīga Arizonas tuksnesim, kaut arī klints vietā ir ledus.

Zondes nolaišanās vietā tika atrasti viegli noapaļoti ledus grēdas, it kā šķidrums jau sen būtu tos veidojis.

Ir arī pakalni, kas izklāti ar kanāliem, kas viegli slīpi lejup līdz līdzenumam, un iepriekš aprakstītie metāna ezeri, kā arī salas. Šie ezeri ir pirmie stabilie šķidrie ķermeņi, kas atrodami vietā ārpus pašas Zemes un atrodas netālu no poliem.

5. attēls. Titāna attēls, ko uzņēmis Huygens zonde 10 km augstumā. Avots: ESA / NASA / JPL / Arizonas Universitāte / Publiskais īpašums.

Reljefs kopumā uz Titāna nav īpaši izteikts. Saskaņā ar altimetriskajiem datiem augstākie kalni sasniedz aptuveni viena vai divu kilometru augstumu.

Papildus šīm īpašībām uz Titāna ir kāpas, ko rada plūdmaiņas, kas savukārt rada spēcīgu vēju uz satelīta virsmas.

Faktiski visas šīs parādības notiek uz Zemes, bet pavisam citā veidā, jo uz Titāna ūdens vietā atradās metāns, un tas atrodas arī daudz tālāk no Saules.

Atsauces

1. Eales, S. 2009. Planētas un planētu sistēmas. Vailijs-Blekvels.
2. Kutners, M. 2003. Astronomija: fiziskā perspektīva. Cambridge University Press.
3. NASA Astrobioloģijas institūts. NASA atrod Saturna Mēnesī ķīmisku vielu, kas varētu veidot “membrānas”. Atgūts no: nai.nasa.gov.
4. NASA Astrobioloģijas institūts. Kas pasaulē (-s) ir tholins? Atgūts no: planetary.org.
5. Pasachoff, J. 2007. Kosmoss: astronomija jaunajā tūkstošgadē. Trešais izdevums. Thomson-Brooks / Cole.
6. Sēklas, M. 2011.Saules sistēma. Septītais izdevums. Cengage mācīšanās.
7. Science Daily. Pierādījumi par gadalaiku maiņu, lietus uz Saturna mēness Titāna ziemeļpolu. Atgūts no: sciencedaily.com.
8. Wikipedia. Titāns (mēness). Atgūts no: en.wikipedia.org.