Titāns (pavadonis)

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
Titāns
Titāns dabiskās krāsās
Titāns no Cassini—Huygens zondes
Atklāšana
Atklājējs/i Kristiāns Heigenss
Atklāšanas datums 1655. gada 25. martā
Apzīmējumi
Citi nosaukumi Saturn VI
Orbitālie parametri[1]
Lielā pusass (rādiuss) 1 221 870 km
Ekscentricitāte (orbītas izstiepums) 0,0288
Apriņķošanas periods 15,945 dienas
Slīpums 0,34854° (pret Saturna ekvatoru)
Pavadonis Saturna pavadonis
Fiziskie parametri
Vidējais rādiuss 2576 ± 2,00 km (0,404 Zemes)[2]
Virsmas laukums 8,3×107 km²
Masa 1,3452 ± 0,0002×1023 kg (0,0225 Zemes)[2]
Vidējais blīvums 1,8798 ± 0,0044 g/cm³[2]
Ekvatoriālais brīvās krišanas paātrinājums uz virsmas 1,352 m/s2 (0,14 g)
Otrais kosmiskais ātrums 2,639 km/s
Rotācijas periods sinhronizēta
Ass slīpums nulle
Albedo 0,22[3]
Temperatūra 93,7 K (−179,45 °C)[4]
Redzamais spožums 7,9
Atmosfēra
Atmosfēras spiediens 146,7 kPa
Sastāvs 98,4% slāpeklis
1,6% metāns[5]

Titāns (grieķu: Τιτάνας) ir Saturna pavadonis, otrs lielākais Saules sistēmas pavadonis (aiz Ganimēda). Titāna diametrs ir 5150 km. Tas ir lielāks par planētu — Merkuru, kaut arī pēc masas atpaliek. Titānā koncentrējas 95% no visu Saturna pavadoņu masas. Smaguma spēks ir viena septītā daļa no Zemes smaguma spēka.

Titāns ir vienīgais Saules sistēmas pavadonis ar blīvu atmosfēru, un vienīgais pavadonis, kura virsma redzamajā spektra daļā nav redzama no kosmosa, jo to klāj bieza mākoņu sega. Atmosfēras spiediens pie pavadoņa virsmas 1,6 reizes pārsniedz Zemes atmosfēras spiedienu. Temperatūra — mīnus 170 — 180 °C.

Uz Titāna, iespējams, ir metāna ezeri un upes (taču to esamība līdz šim nebija pierādīta; Nolaižamais aparāts „Huygens” nosēdās tumšajā apgabalā, kas izrādījās cietzeme), kā arī ledus kalni.

Atklāšanas vēsture un nosaukums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Titānu atklāja 1655. gada 25. martā holandiešu astronoms Kristiāns Heigenss. Tas bija piektais atklātais Saules sistēmas pavadonis pēc Jupitera Galileja pavadoņiem. Biezās, necaurspīdīgās atmosfēras dēļ (ar lielu gaismas atstarošanās spēju) Titāns liekas nedaudz lielāks par saviem patiesajiem izmēriem. Tāpēc tas ilgu laiku skaitījās pats lielākais Saules sistēmas pavadonis.

Heigenss jauno debess ķermeni nosauca „Saturni Luna” (latīniski - Saturna pavadonis). Daži astronomi to nosauca par „Heigensa pavadoni” vai vienkārši „Huyghenian”. Nosaukumu „Titāns” sāka lietot pēc 1847. gada Džona Heršela publikācijas „Astronomisko pētījumu rezultāti, kas veikti Labās Cerības ragā”. Šajā publikācijā astronoms ieteica nosaukt tolaik zināmos septiņus Saturna pavadoņus Krona (kas ir romiešu dieva Saturna grieķu analogs) brāļu un māsu vārdos...

Uzbūve[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Atmosfēra[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Titāna atmosfēra ir 400 km bieza un ietver sevī vairākus ogļūdeņražu „smoga” slāņus, tāpēc tas ir vienīgais Saules sistēmas pavadonis, kura virsmu nav iespējams novērot ar teleskopiem.

Slāņi Titāna atmosfēras augšējā daļā. "Cassini" attēls.

Titāna atmosfēras apakšējie slāņi, tāpat kā Zemei, tiek iedalīti troposfērā un stratosfērā. Troposfērā gaisa temperatūra mainās no 94 K pie virsmas līdz 70 K 35 km augstumā (uz Zemes troposfēra beidzas 10-12 km augstumā). Līdz 50 km augstumam stiepjas plaša tropopauze, kurā temperatūra nemainās līdz ar augstumu. Virs šīs robežas temperatūra sāk pieaugt. Tādas temperatūras inversijas kavē vertikālo gaisa plūsmu attīstību. Tās parasti veidojas no divu faktoru mijiedarbības — gaisa uzsilšanas no apakšas no pavadoņa virsmas un uzsilšanas no augšas, absorbējot Saules izstarojumu. Zemes atmosfērā temperatūras inversija novērojama 50 km augstumā (stratopauze) un 80-90 km augstumā (mezopauze). Uz Titāna temperatūra stabili pieaug vismaz līdz 150 km augstumam. Taču augstumā virs 500 km „Huygens” pēkšņi atklāja temperatūras inversiju virkni, kur katra no tām nosaka atsevišķu atmosfēras slāni. To izcelsme pagaidām nav skaidra.

Pēc „Cassini” datiem, Titāna atmosfēras apakšējā daļa, līdzīgi Venēras atmosfērai, rotē daudz ātrāk par pavadoņa virsmu, radot visaptverošu, spēcīgu, pastāvīgi darbīgu vētru. Augstumā virs 10 km pastāvīgi pūš vēji. To virziens sakrīt ar pavadoņa griešanās virzienu, bet ātrumi mainās līdz ar augstumu no dažiem metriem sekundē 10-30 km augstumā līdz 30 m/s 50-60 km augstumā. Augstumā virs 120 km novērojama spēcīga atmosfēras turbulence, kuras izpausmes tika konstatētas vēl 1980. - 1981. gadā, kad gar Saturna sistēmu lidoja kosmiskās kosmiskās zondes „Voyager”. Tomēr pārsteigums bija tas, ka apmēram 80 km augstumā Titāna atmosfērā tika konstatēts bezvējš. To neiespaido ne vēji, kas pūš 60 km augstumā un zemāk, ne arī turbulentās plūsmas, kuras novērotas divreiz augstāk. Tādas neizprotamas gaisa plūsmas aprimšanas iemesli pagaidām nav izskaidrojami.

Titāns saņem pārāk maz Saules enerģijas, lai nodrošinātu atmosfēras procesu dinamiku. Visdrīzāk, enerģiju gaisa masu kustībai nodrošina Saturna paisuma spēki, kas ir 400 reizes stiprāki nekā uz Zemes (ko nosaka Zemes-Mēness mijiedarbība). Par labu šim pieņēmumam liecina pavadoņa platuma grādu virzienā orientētās plaši izplatītās kāpu grēdas (pēc radiolokācijas pētījumiem).

95% no pavadoņa atmosfēras veido slāpeklis. Tādējādi, Titāns un Zeme ir vienīgie Saules sistēmas objekti ar blīvu atmosfēru, kurā dominē slāpeklis (retinātas slāpekļa atmosfēras vēl ir Tritonam un, iespējams, Plutonam). Pārējos 5% sastāda, pārsvarā, metāns; ir novērotas arī etāna, diacetiletāna, metilacetilēna, cianoacetilēna, acetilēna, propāna, ogļskābās gāzes, tvana gāzes, cianogēna, hēlija pazīmes. Ogļūdeņraži piešķir atmosfērai oranžu nokrāsu (visādā ziņā tāda ir debess krāsa, ja skatās uz tām no Titāna virsmas). Viens no metāna avotiem iespējams ir vulkāniskā aktivitāte.

Metāns kondensējas mākoņos dažu desmitu kilometru augstumā. Pēc zondes „Huygens” datiem, metāna relatīvais mitrums palielinās no 45% pie virsmas līdz 100% 8 km augstumā (pie tam kopējais metāna daudzums gluži pretēji - samazinās). 8-16 km augstumā izplatās ļoti retinātu mākoņu slānis, kas sastāv no šķidra metāna un slāpekļa maisījuma, kas pārklāj pusi no pavadoņa virsmas. Smalks lietutiņš pastāvīgi smidzina no šiem mākoņiem uz pavadoņa virsmu, kas kompensējas ar iztvaikošanu (Zemes hidroloģiskā cikla analogs). Virs 16 km, atdalīts ar nelielu intervālu, atrodas retināts mākoņu slānis no metāna ledus kristāliem.

Eksistē vēl arī cits mākoņu segas tips, kurš tika atklāts vēl pagājušā gadsimta 90. gados Habla teleskopa attēlos. Fotogrāfijās, kas tika uzņemtas no „Cassini”, kā arī no Zemes observatorijām, tika atklāti mākoņi pie Titāna dienvidpola. Šie milzīgie lietus mākoņi, kas labi pamanāmi uz virsmas fona, vēja iespaidā ātri pārvietojas un maina savu formu. Parasti tie sedz nelielu virsmas platību (mazāk par 1%), un izkliedējas apmēram 24 stundu laikā. Bet to izsauktajām lietusgāzēm, kuras pavada vētras, ir jābūt ļoti intensīvām. Lietus piles pēc aprēķiniem varētu sasniegt ap 1 cm diametrā. Tomēr, neskatoties uz to, ka dažu stundu laikā var nolīt līdz 25 cm metāna, kopējais nokrišņu daudzums Zemes gada laikā sastāda vidēji dažus cm, kas atbilst sausāko Zemes tuksnešu klimatam.

1995. gada septembrī ekvatora rajonā un 2004. gada oktobrī pie dienvidpola tika novēroti milzīgi mākoņi, kas pārklāja līdz 10% pavadoņa redzamās virsmas. To parādīšanās laiks sakrīt ar maksimālās insolācijas periodu šajos rajonos, kas rada augšupejošās gaisa strāvas atmosfērā. 2004. gadā ap 40° dienvidu platuma rajonā sāka parādīties pa vējam iztiepti rietumu — austrumu virzienā vērsti mākoņi, kur ar rudens iestāšanos arī veidojas augšupejošās strāvas.

Mākoņu spektrs, negaidīti, tomēr atšķiras no metāna spektra. Tas izskaidrojams ar citu vielu (pirmkārt, etāna) piejaukumu, kā arī augšējo troposfēras slāņu pārsātināto stāvokli, kura rezultātā rodas ļoti lielas piles.

Atmosfēras augšējos slāņos Saules ultravioletā starojuma iespaidā metāns un slāpeklis sadalās un veidojas sarežģīti ogļūdeņražu savienojumi. Daži no tiem, pēc „Cassini” masspektrometra datiem, satur ne mazāk, kā 7 oglekļa atomus. Bez tam, Titānam nav savas magnetosfēras un, reizēm izejot ārpus Saturna magnetosfēras, augšējie atmosfēras slāņi tiek pakļauti Saules vēja iedarbībai.

Pie virsmas temperatūra ir ap 94K (-179 °C). Pie šādas temperatūras ūdens ledus nevar iztvaikot un atgādina cietus akmens iežus (bet atmosfēra ir ļoti sausa). Tomēr šāda temperatūra ir tuva metāna trīskāršajam punktam (t.i. kad metāns var būt 3 agregātstāvokļos: cietā, šķidrā un gāzveida).

Biezā atmosfēra aiztur lielāko Saules gaismas daļu. „Huygens” nolaižamais modulis, ejot cauri atmosfērai, nespēja reģistrēt tiešos Saules starus. Agrāk tika uzskatīts, ka atmosfēra zemāk par 60 km praktiski ir caurspīdīga, tomēr dzeltena dūmaka ir klātesoša visos augstumos. Blīvā dūmaka ļāva fotografēt pavadoņa virsmu, kad „Huygens” bija nolaidies zem 40 km, tomēr dienas apgaismojums uz Titāna atgādina Zemes puskrēslu. Arī Saturns, iespējams, nav redzams no pavadoņa virsmas.

Viens no pārsteigumiem bija Titāna apakšējais jonosfēras slānis 40-140 km augstumā (maksimālā elektrovadītspēja 60 km augstumā).

Virsma[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Titāna virsmas attēls uzņemts no zondes "Cassini". Centrālajā daļā pa labi no tumšā reģiona redzams gaišais Ksanadu reģions

Titāna virsmā, kas fotografēta no „Cassini” dažādos spektra diapazonos, izceļas asi iekonturēti tumši un gaiši apgabali. Ekvatora rajonā atrodas gaišs reģions Austrālijas lielumā (redzams arī ar „Habbla” teleskopu infrasarkanās gaismas attēlos), kas varētu būt augstiene, iespējams, kalnu masīvs. Tas tika nosaukts Ksanadu (Xanadu). Uz radiolokācijas attēliem, kas tika uzņemti 2006. gada aprīlī, ir redzamas vairāk, kā 1 km augstas kalnu grēdas, ielejas, upes, kas notek no augstienēm, kā arī tumšie laukumi (aizpildīti vai izžuvuši ezeri). Ir pamanāma spēcīga kalnu virsotņu erozija. Sezonālo lietavu laikā šķidra metāna straumes kalnu nogāzēs varētu pat izskalot alas. Uz dienvidaustrumiem no Ksanadu atrodas dīvains veidojums - Hotei Arcus, kas veido spilgtu loku. Vai šī struktūra ir „karstais” vulkāniskais rajons vai arī kādas vielas nogulumi (piem. oglekļa dioksīda ledus), pagaidām nav skaidrs.

Ekvatoriālajā gaišajā Adiri reģionā ir atklātas izstieptas vairāku simtu metru augstas kalnu vai pakalnu grēdas. Tas viss liecina par Titāna virsmu veidojošajiem tektoniskajiem procesiem.

Eksistē arī tumšie rajoni Ksanadu lielumā, kas pa ekvatoru apjož pavadoni. Sākumā tie tika uzskatīti par metāna jūrām. Bet radiolokācijas pētījumi tomēr parādīja, ka tumšie ekvatoriālie rajoni gandrīz visur ir pārklāti ar garām paralēlām kāpu rindām, kas izstieptas valdošo vēju virzienā (no rietumiem uz austrumiem) — t.s. „kaķu skrāpējumi”. Zemieņu tumšā krāsa ir izskaidrojama ar ogļūdeņražu daļiņu (putekļu) koncentrāciju, kas nosēžas no atmosfēras augšējiem slāņiem, noskalojoties ar metāna lietiem no augstienēm, un kas sanesti ekvatoriālajos apgabalos ar paisuma vējiem. Putekļi var būt sajaukti ar ledus smiltīm.

Tomēr dažās vietās ir fiksēti līdzeni, iespējams, šķidras virsmas apgabali, kas pēc platības (apmēram līdz 60 km.) vairāk atbilst ezeriem nekā jūrām. Skaidri ezeru attēli Titāna ziemeļu arktiskajā reģionā tika iegūti 2006. gada jūlijā. Pēc tiem NASA speciālisti jau samērā droši runā par šķidra metāna (vai metāna—etāna) tilpnēm. Bez to vēl 2005. gada jūnijā „Cassini” konstatēja dienvidu polārajā reģionā tumšu veidojumu ar ļoti skaidrām, asām robežām, kuru tāpat var identificēt kā šķidru ezeru. To nosauca Lacus Ontario. Radiolokācijas pētījumi citā dienvidu puslodes polārajā apgabalā konstatēja attīstītu upju sistēmu, krasta līniju ar raksturīgām erozijas pēdām, un, iespējams, šķidru („jūras”) virsmu, kas infrasarkanās gaismas attēlos atbilst tumšajam apgabalam (Mezzoramia).

Titāna virsmas attēls no „Huygens” nosēšanās vietas

Daudzas virsmas īpatnības var tikt interpretētas, gan kā šķidruma iedarbības, gan kā kriovulkānisma sekas. Ganeša vulkāniskais kupols, kas tika atklāts radiolokācijas attēlā 2004. gada oktobrī, atgādina Venēras kupolveida vulkānus.

„Heigenam” nolaižoties, tika iegūtas fotogrāfijas, kurās redzami gaišie pakalni, kurus šķērso upju gultnes, kas ietek tumšajā apgabalā. „Huygens” acīmredzot nosēdās tieši tumšajā apgabalā, kas izrādījās cietzeme. Augsne nosēšanās vietā atgādina slapjas smiltis (iespējams sastāv no ledus smilšu graudiem, sajaukumā ar ogļūdeņražiem). Virsmu mitrināt var pastāvīgi krītošais smalkais lietus.

Attēlos no nosēšanās vietas ir redzami ieapaļi akmeņi (iespējams, no ledus). Šāda akmeņu forma varētu rasties ilglaicīgas šķidruma iedarbības rezultātā.

Pēc radiolokācijas un stereo attēlu datiem, kas iegūti no „Huygens” lokālās augstumu starpības uz Titāna var būt diezgan būtiskas; stāvas nogāzes uz Titāna nav retums. Tās ir vēja un šķidruma iespaidā veidojošās intensīvas erozijas sekas. Ir zināmi daži objekti, kas ir līdzīgi triecienkrāteriem, kuri, domājams, aizpildīti ar ogļūdeņražiem. Daudzi krāteri var būt aprakti zem nogulumu slāņa.

Ģeoloģija[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Titāns sastāv līdzīgās daļās no ūdens ledus un no iežiem. Šāds sastāvs ir līdzīgs daudziem citiem lielo planētu pavadoņiem: Ganimēdam, Kallisto, Tritonam. Iespējams, ap akmens kodolu (3400 km. diametrā), atrodas vairāki ledus slāņi ar dažādiem kristalizācijas tipiem. Atmosfērā ir atklāts Argons-40 izotops, kas liecina par vulkānisko darbību. Ir izteikts pieņēmums, ka lavas lomu pilda ūdens ledus, ūdens un amonjaks; tāds vulkānisma veids saucas par kriovulkānismu. Bez to, uz „Cassini” attēliem ir saskatāmi divi veidojumi, kas atgādina vulkānus.

Pētījumi[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  • 1944. gadā Džerards Koipers pēc spektrālo mērījumu datiem atklāja uz Titāna atmosfēru, pieņemot, ka metāna parciālais spiediens pie virsmas ir ap 10 kPa.
  • Pirmā Titāna fotogrāfija no kosmosa tika uzņemta 1979. gada septembrī no starpplanētu zondesPioneer-11”. Pēc „Pioneer-11” datiem tika konstatēts, ka Titāns ir pārāk auksts, lai tur eksistētu dzīvība.
  • Kosmiskais aparāts „Voyager-1” 1980. gadā atklāja, ka Titāna atmosfēra ir blīvāka nekā uz Zemes, bet atmosfēras spiediens 1,5 reizes lielāks, nekā uz Zemes. Pēc tam radās hipotēzes, ka uz Titāna varētu būt šķidra metāna un etāna okeāni. Bet „Voyager” zondēm nebija iekārtu, ar kurām varētu pētīt Titāna virsmu caur blīvo atmosfēru.
  • 1980. gados tika veikta Titāna radiolokācijas zondēšana. Atstarotā signāla īpatnības lika domāt, ka pavadoņa virsma ir klāta ar dziļu okeānu. Tomēr šī hipotēze izrādījās nepareiza.
  • 1997. gada 15. oktobrī tika palaists Cassini-Huygens projekts. 2005. gada 14. janvārī nolaižamais aparāts „Huygens” veiksmīgi iegāja Titāna atmosfērā un veica nosēšanos uz pavadoņa virsmas Adiri apgabalā.
  • Kaut arī Titāna virsmu nevar novērot no kosmosa redzamajā gaismas diapazonā, tomēr „Cassini” iekārtas spēj uzņemt pavadoņa reljefu citos spektra diapazonos. „Cassini” turpina aktīvi pētīt Titānu.

Atsauces un piezīmes[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  1. Unless otherwise specified: JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Atjaunināts: 2007-08-19.
  2. 2,0 2,1 2,2 Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et.al. (December 2006). "The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data". The Astronomical Journal 132 (6): 2520—2526. doi:10.1086/508812.
  3. Williams, David R.. Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA. Atjaunināts: 2007-09-03.
  4. Giuseppe, Mitri; et al. (February 2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). Icarus 186: 385—394. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004.
  5. H. B. Niemann, et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature 438: 779—784. doi:10.1038/nature04122.