Titan je největší měsíc Saturnu a druhý, po Ganymedu, ve sluneční soustavě. Pokud však změříte Titan spolu s jeho atmosférou, ukáže se, že je větší než Ganymede. Ve všech svých parametrech je Titan nejblíže normálním planetám: je větší než Merkur, jeho hustá atmosféra je hustší než na Zemi a jeho povrch je v geografickém smyslu téměř stejně živý jako povrch naší planety.

Pozemní pozorování ještě před začátkem vesmírného věku ukázala, že Titan má hustou atmosféru; ve skutečnosti je to jediná satelitní planeta s plnohodnotnou atmosférou. Voyager 2 při průletu systémem Saturn v roce 1981 zjistil, že hlavní složkou atmosféry Titanu je dusík (N 2); dále obsahuje metan (CH 4) a další uhlovodíky. Data z Hubbleova vesmírného dalekohledu a pozemských dalekohledů umožnila v roce 1995 podezření na existenci velkých oblastí na povrchu Titanu pokrytých kapalným metanem. Existence těchto uhlovodíkových jezer byla ale potvrzena až poté, co zahájila intenzivní výzkum první umělá družice Saturnu Cassini, z níž 14. ledna 2005 přistála na povrchu Titanu sonda Huygens. Expedice Cassini-Huygens, organizovaná NASA, ESA (Evropská vesmírná agentura) a ASI (Italská vesmírná agentura), začala 15. října 1997, ale teprve v polovině roku 2004 dorazilo zařízení do systému Saturn a začalo pracovat (viz. str. 16 karta barev).

Titan je téměř dvakrát hmotnější a poloviční než Měsíc. Proto je na jeho povrchu gravitační síla téměř lunární: je 7krát menší než síla Země (na Měsíci - 6krát). Druhá kosmická rychlost na povrchu Titanu je 2,6 km / s, na Měsíci - 2,4 km / s, ale vzlet z Titanu bude mnohem obtížnější než z Měsíce: bude rušit hustá atmosféra. Složení atmosféry Titanu je nyní podrobně známé: na povrchu 95 % dusíku a asi 5 % metanu a ve stratosféře 98,4 % dusíku a 1,4 % metanu. Povrchový tlak je 1,45násobek normálního atmosférického tlaku na Zemi. Ale když si vzpomeneme, že gravitační síla je tam 7x menší než naše, tak je jasné, že hmotnost sloupce plynu nad jednotkou povrchu Titanu je 10x větší než na Zemi. Vzhledem k tomu, že velikost Titanu je 2,5krát menší než velikost Země, jeho povrch je asi 6krát menší než povrch Země, což znamená, že celková hmotnost atmosféry Titanu je 1,5krát větší než hmotnost zemské atmosféry! To je pravděpodobně důvod, proč je na povrchu Titanu velmi málo meteoritových kráterů: malé meteority jsou zpomalovány a ničeny v atmosféře a stopy po pádu velkých jsou rychle zničeny deštěm a větrem.

Silná a extrémně rozšířená atmosféra Titanu usnadnila přistání kosmické lodi na něm. Po oddělení od Cassini se sonda Huygens tři týdny v klidovém stavu pohybovala směrem k Titanu a poté se začala připravovat na sestup. Přistání Huygenů na Titanu je unikátní operace; zde jsou jeho hlavní etapy (hodiny: minuty SEČ):

06:51 - napájení zařízení je zapnuto.

11:13 - začátek vstupu do atmosféry ve výšce 1270 km rychlostí 6 km/s. Brzdění zajišťuje čelní tepelný štít.

11:17 - výška 180 km, rychlost 400 m/s, pilotní padák o průměru 3 m nasazen. Po 2,5 sekundách vytáhne hlavní padák o průměru 8,3 m.

11:18 - výška 160 km. Přední obrazovka byla vypuštěna. Atmosféru začal zkoumat plynový chromatograf a hmotnostní spektrometr. Provádí se sběr a odpařování aerosolů. Kamera přenáší panorama mraků.

11:32 - výška 125 km. Hlavní padák byl odhozen a byl otevřen brzdný průměr 3 m, aby se pád urychlil a stihl přistát před úplným vybitím baterií (nabíjení 1,8 kWh). Vzdálenost k "Cassini" 60 tisíc km.

11:49 - výška 60 km. Včetně radarového výškoměru; před tím byla práce řízena časovačem. Kamera začne snímat panorama povrchu. Měří se rychlost větru (dopplerovským efektem vysílače), teplota a tlak vzduchu, elektrické pole (kontroluje se přítomnost blesku). Ve výšce několika set metrů od povrchu se rozsvítí bílá lampa pro spektrální analýzu povrchu. Sonar a radar měří nerovnosti v zemi. Sestup Huygens v atmosféře Titanu trval asi 2,5 hodiny.

13:34 - dotyk se zemí rychlostí 4,5 m/s. Kamera, mikrofon, akcelerometry a sonar pracují na měření hloubky kapaliny při přistání na moři. Půda pod zařízením se však ukázala jako spolehlivá, s podobnými mechanickými vlastnostmi jako mokrý písek nebo jíl. Při dopadu se zařízení zarylo hluboko do země asi o 15 cm.Během 2 hodin přenášelo data z povrchu rychlostí 8 kbit/s.

15:44 - Cassini překračuje horizont Konec přenosu dat. Cassini otočí svou anténu směrem k Zemi a začne vysílat data zaznamenaná z Huygenů.

Sonda se potopila mírně jižně od rovníku, na okraji ledových kopců uprostřed rozlehlého písečného moře. Na fotce okolní krajiny je v dálce vidět pár dlouhých dun, ale samotné místo přistání vypadá spíše jako koryto potoka nasypané dlažebními kostkami na písku. Teplota na povrchu Titanu je velmi nízká: -180 °C. Tato teplota je blízká trojnému bodu metanu, stejně jako teplota zemského povrchu je blízká trojnému bodu vody. Při této teplotě koexistují plynné, kapalné a pevné skupenství hmoty. Stejně jako koloběh vody probíhá v přírodě na Zemi, musí na Titanu probíhat koloběh metanu. Ve skutečnosti tam metan (smíšený s ethanem a dalšími uhlovodíky) hraje stejnou roli jako voda na Zemi: vypařuje se z jezer, tvoří mraky, vypadává ve formě srážek, vytváří kanály podél údolí a znovu proudí do jezer.

Studium snímků odhaluje, že krajina Titanu je částečně formována silnými dešti a rychlým prouděním kapaliny po povrchu. Ale na rozdíl od Země byl tento hydrologický cyklus na Titanu přiveden do extrémního stavu. Na Zemi stačí sluneční teplo k odpaření asi jednoho metru vody za rok. Ale atmosféra může pojmout pouze několik centimetrů vysrážené vlhkosti, než se mraky zkondenzují a spadne déšť, takže slabé deště jsou charakteristické pro počasí na Zemi a vylévají několik centimetrů vody v intervalech týdne nebo dvou. Na Titanu vede nedostatek slunečního tepla k odpaření jen asi 1 cm kapalného metanu za rok a jeho mohutná atmosféra je schopna udržet v plynné formě množství metanu odpovídající asi 10 m vysrážené kapaliny. Titan by se proto měl vyznačovat vzácnými přívalovými dešti, které vedly k prudkým proudům, a v intervalech mezi těmito povodněmi – světskými obdobími sucha. Je pravděpodobné, že před časem došlo k povodni v místě přistání Huygens. Odborníci na klima se domnívají, že silné cykly počasí na Titanu jsou extrémní verzí toho, co by se mohlo stát na Zemi v důsledku globálního oteplování. Jak se zemská troposféra zahřeje, bude schopna pojmout více vlhkosti, takže zde budou hurikány a sucha intenzivnější.

Titan je tedy zamrzlá verze Země, kde metan místo vody, voda místo kamene a cykly počasí trvají po staletí. Je velmi pravděpodobné, že atmosféra Titanu připomíná atmosféru mladé Země v období zrodu života na ní. Průměrná hustota titanu (1,88 g / cm³) navíc ukazuje, že je to napůl kámen (jádro), napůl voda (plášť a kůra) a je pokrytý uhlovodíky. Matematické modely předpovídají, že ledová kůra je silná asi 50 km a pod ní je oceán kapalné vody, možná s amoniakem. Hloubka tohoto „čpavkového“ oceánu musí dosahovat stovek kilometrů. Někteří učenci se domnívají, že tam může být život.

Plánuje se, že provoz sondy Cassini bude pokračovat až do roku 2017. Od července 2004 do září 2010 uskutečnila 72 letů poblíž Titanu, přičemž přenášela radarové snímky jeho povrchu a snímky v infračervené oblasti. Když se výzkumníci začali zajímat o zdroj smogu v atmosféře Titanu, Cassini prolétávající horními vrstvami jeho atmosféry ve výšce asi 1000 km shromáždila a analyzovala vzorky této mlhy. Vědci očekávali, že se mlha bude skládat z lehkých uhlovodíků, jako je ethan, s molekulovou hmotností 30. Ale Cassini objevila neočekávané množství těžkých organických molekul, včetně benzenu, antracenu a makromolekul o hmotnosti 2000 nebo více. Tyto látky se tvoří z atmosférického metanu při vystavení slunečnímu záření. Pravděpodobně postupně kondenzují do větších částic a klesají na povrch, ale podrobnosti tohoto procesu nejsou jasné.

Jak můžete vidět, nádherná malá planeta Titan je stále zajímavější. Zásadní potíže při studiu Titanu se nepředpokládají. Pro expedice k němu se již vyvíjejí titanové rovery a také plovoucí a létající sondy. Vzrušující aktivita pro vesmírné inženýry!

Pro tu kategorii nadšených vědců, kteří se zajímají o existenci mimozemských světů vhodných k průzkumu, dnes přestala být aktuální známá věta: „Je na Marsu život, existuje život na Marsu“. Ukázalo se, že ve sluneční soustavě existují světy, které jsou v tomto ohledu mnohem zajímavější než Rudá planeta. Pozoruhodným příkladem toho je největší měsíc Saturnu, Titan. Ukázalo se, že toto nebeské těleso je velmi podobné naší planetě. Informace, které dnes vědci mají, umožňují existenci vědecké verze, že život na Titanu, měsíci Saturnu, je velmi reálná skutečnost.

Proč je Titan pro pozemšťany tak zajímavý?

Poté, co se člověk po desetiletí neúspěšně pokoušel najít v naší sluneční soustavě svět, který by se alespoň z dálky podobal naší Zemi, vzbudila informace o Titanu naději ve vědecké komunitě. Vědci se o toto nebeské těleso začali zajímat od roku 2005, kdy automatická sonda Huygens přistála na povrchu jednoho z největších satelitů sluneční soustavy. Během následujících 72 minut palubní kamera a kamera kosmické lodi přenesly na Zemi fotografii povrchu tohoto objektu a další video materiály o tomto vzdáleném světě. I v tak omezeném čase vyhrazeném pro instrumentální studie vzdálené družice dokázali vědci získat vyčerpávající množství informací.

Přistání na povrchu Titanu bylo provedeno v rámci mezinárodního programu „Cassini-Huygens“, zaměřeného na studium Saturnu a jeho satelitů. Automatická meziplanetární stanice „Cassini“, která byla spuštěna již v roce 1997, je společným vývojem ESA a NASA pro podrobnou studii Saturnu a okolní oblasti této planety. Po 7 letech letu přes rozlehlost sluneční soustavy stanice dopravila na Titan vesmírnou sondu Huygens. Toto unikátní zařízení je plodem společné práce specialistů z NASA a italské vesmírné agentury, jejichž tým do tohoto letu vkládal velké naděje.

Výsledky, které vědci získali z provozované stanice Cassini a ze sondy Huygens, byly neocenitelné. Navzdory tomu, že se vzdálená družice jevila před zraky pozemšťanů jako obrovské tiché království ledu, následná podrobná studie povrchu objektu změnila myšlenku Titanu. Na snímcích pořízených sondou Huygens bylo možné rozeznat do nejmenších detailů povrch měsíce Saturnu, který se skládal především z pevného vodního ledu a sedimentárních vrstev organické povahy. Ukázalo se, že hustá a neprostupná atmosféra vzdálené družice má prakticky stejné složení jako vzduchoplynový obal země.

Později Titan dal vědcům další vážný bonus. Poprvé v historii průzkumu a studia mimozemského prostoru mimo Zemi byla nalezena tekutá hmota stejné povahy, která byla na planetě Zemi v prvních letech její existence. Reliéf nebeského tělesa doplňuje obrovský oceán, četná jezera a moře. To vše dává důvod se domnívat, že máme co do činění s nebeským tělesem, které by mohlo být další oázou života v naší sluneční soustavě. Studie složení atmosféry a kapalného prostředí Saturnova měsíce odhalily přítomnost užitečných látek nezbytných pro život organismů. Předpokládá se, že za určitých podmínek v procesu studia tohoto nebeského tělesa lze na Titanu nalézt živé organismy.

V tomto ohledu se stává relevantní následná studie největšího satelitu Saturnu. Je vysoce pravděpodobné, že spolu s Marsem se právě Titan může stát druhým vesmírným domovem lidské civilizace.

Akademické chápání Titanu

Velikost Titanu mu umožňuje konkurovat planetám sluneční soustavy. Toto nebeské těleso má průměr 5152 km, což je větší než průměr Merkuru (4879 km) a o něco menší než průměr Marsu (6779 km). Hmotnost Titanu je 1,3452 1023 kg, což je 45krát méně než hmotnost naší planety. Svou hmotností je satelit Saturn druhý ve sluneční soustavě a podléhá satelitu Jupiteru - Ganymedu.

Navzdory své působivé velikosti a hmotnosti má titan nízkou hustotu, pouze 1,8798 g / cm³. Pro srovnání, hustota mateřské planety Saturn je pouze 687 k/m3. Vědci identifikovali slabé gravitační pole v satelitu. Gravitační síla na povrchu Titanu je 7x slabší než pozemské parametry a gravitační zrychlení je stejné jako na Měsíci – 1,88 m/s2 oproti 1,62 m/s2.

Charakteristickým znakem je poloha Titanu ve vesmíru. Největší měsíc Saturnu obíhá kolem své mateřské planety po eliptické dráze rychlostí 5,5 km/s, mimo oblast Saturnových prstenců. Průměrná vzdálenost od Titanu k povrchu Saturnu je 1,22 milionu km. Celý tento systém se nachází od Slunce ve vzdálenosti 1 miliarda 427 milionů km, což je 9,5násobek vzdálenosti mezi naší centrální hvězdou a Zemí.

Stejně jako náš satelit, i „Saturnový měsíc“ je k němu vždy otočen jednou stranou. Je to způsobeno synchronizací rotace satelitu kolem vlastní osy s obdobím rotace Titanu kolem mateřské planety. Jeho největší satelit provede úplnou revoluci kolem Saturnu za 15 pozemských dnů. Vzhledem k tomu, že Saturn a jeho satelity mají dost velký úhel sklonu osy rotace k ose ekliptiky, na povrchu Titanu jsou roční období. Každých 7,5 pozemských let na satelitu Saturnu vystřídá léto chladné zimní období. Podle astronomických pozorování je dnes na straně Titanu, který je obrácen k Saturnu, podzim. Brzy se družice schová před slunečními paprsky za mateřskou planetou a Titanický podzim vystřídá dlouhá a krutá zima.

Teploty na povrchu satelitu se pohybují mezi minus 140-180 stupni Celsia. Data získaná z vesmírné sondy „Huygens“ odhalila zajímavou skutečnost. Rozdíl mezi hodnotami polárních a rovníkových teplot je pouze 3 stupně. To se vysvětluje přítomností husté atmosféry, která zabraňuje vlivu slunečního záření na povrch Titanu. Navzdory vysoké hustotě atmosféry se na Titanu kvůli nízkým teplotám nevyskytují žádné kapalné srážky. V zimě je povrch satelitu pokryt sněhem z etanu, vodní páry a čpavku. To je jen zlomek toho, co o Titanu víme. Zajímavosti o největším měsíci Saturnu se týkají doslova jakéhokoli oboru, od astronomie, klimatologie a glaciologie až po mikrobiologii.

Titan v celé své kráse

Až donedávna byla většina informací o satelitu Saturnu založena na vizuálních pozorováních získaných z vesmírné sondy Voyager, která se kolem něj řítila ve vzdálenosti 7000 km v roce 1980. Hubbleův teleskop mírně pootevřel závoj tajemství o tomto vesmírném objektu. Získat představu o povrchu satelitu neumožňovala jeho hustá atmosféra, která je z hlediska hustoty a tloušťky na druhém místě po Venušině a vzduchoplynovém obalu Země.

Mise automatické stanice „Cassini“ v roce 2004 pomohla odstranit závoj mlhy, který vládl nad tímto nebeským tělesem. Čtyři roky bylo zařízení na oběžné dráze Saturnu a pořizovalo sekvenční fotografie jeho satelitů a Titanu. Výzkum ze sondy Cassini probíhal pomocí kamery s infračerveným filtrem a speciálního radaru. Fotografie byly pořízeny z různých úhlů ve vzdálenosti 900-2000 km od povrchu satelitu.

Vrcholem studia Titanu bylo přistání na jeho povrchu sondy „Huygens“, pojmenované po objeviteli měsíce Saturnu. Zařízení, které vstoupilo do hustých vrstev atmosféry Titanu, sestoupilo padákem na 2,5 hodiny. Během této doby zařízení sondy studovalo složení atmosféry družice, fotografovalo její povrch z výšky 150, 70, 30, 15 a 10 kilometrů. Po dlouhém sestupu vesmírná sonda přistála na povrchu Titanu a zahrabala se 0,2-0,5 metru do špinavého ledu. Po přistání na Měsíci Huygens pracoval něco málo přes hodinu a přenášel na Zemi prostřednictvím Cassini AMS množství užitečných informací přímo z povrchu satelitu. Díky snímkům pořízeným ze sondy Cassini a sondy Huygens sestavil tým výzkumníků mapu Titanu. Kromě toho nyní vědci měli podrobné informace o jeho atmosféře, údaje o klimatu na povrchu a rysech reliéfu.

Satelitní atmosféra

V situaci s Titanem měli vědci poprvé v procesu studia a studia nebeských těles sluneční soustavy příležitost podrobně studovat atmosféru. Satelit Saturn má podle očekávání hustou a dobře vyvinutou atmosféru, která nejenže v mnoha ohledech připomíná zemský plynový obal, ale i hmotností jej předčí.

Atmosférická vrstva Titanu byla silná 400 km. Každá vrstva atmosféry má své vlastní složení a koncentraci. Složení plynu je následující:

• 98,6 % opouští dusík N;
• 1,6 % v atmosféře je metan;
• malé množství ethanu, sloučenin acetylenu, propanu, oxidu uhličitého a oxidu uhelnatého, helia a kyanogenu.

Koncentrace metanu v satelitní atmosféře se od výšky 30 km směrem dolů mění. Jak se přibližujeme k povrchu satelitu, množství metanu klesá na 95 %, ale koncentrace etanu se zvyšuje na 4-4,5 %.

Charakteristickým znakem vzducho-plynové vrstvy družice Titan je její protiskleníkový efekt. Přítomnost molekul organických uhlovodíků v nižších vrstvách atmosféry neutralizuje skleníkový efekt vytvářený obrovskou koncentrací metanu. V důsledku toho je povrch nebeského tělesa rovnoměrně ochlazován díky přítomnosti uhlovodíků. Stejné procesy a gravitační pole Saturnu určují cirkulaci atmosféry Titanu. Podobný obrázek přispívá k vytváření aktivních klimatických procesů v atmosféře satelitu Saturn.

Nutno podotknout, že atmosféra satelitu neustále ztrácí váhu. To je způsobeno absencí silného magnetického pole v nebeském tělese, které není schopno udržet vzduchovo-plynový obal, který je pod neustálým vlivem slunečního větru a gravitačních sil Saturnu. K dnešnímu dni je atmosférický tlak na satelitu prstencového obra 1,5 atm. To vždy ovlivňuje povětrnostní podmínky, které se mění s koncentrací plynů v atmosféře Titanu.

Hlavní práci při vytváření počasí na Titanu vykonávají husté mraky, které jsou na rozdíl od zemských vzduchových hmot složeny z organických sloučenin. Právě tyto atmosférické útvary jsou zdrojem srážek na největším měsíci Saturnu. Vlivem nízkých teplot je atmosféra nebeského tělesa suchá. Nejvyšší koncentrace oblačnosti byla zjištěna v polárních oblastech. Kvůli nízkým teplotám je vlhkost v atmosféře extrémně nízká, takže srážky na Titanu tvoří metanové ledové krystaly a mráz, skládající se ze sloučenin dusíku, etanu a amoniaku.

Povrch a struktura Titanu

Měsíc Saturnu má víc než jen zajímavou atmosféru. Jeho povrch je z hlediska geologie mimořádně zajímavým objektem. Pod tlustou metanovou pokrývkou objevily fotoobjektivy a kamery z vesmírné sondy Huygens celé kontinenty, oddělené četnými jezery a moři. Stejně jako na Zemi je i na kontinentech dostatek skalnatých a horských útvarů, jsou zde hluboké štěrbiny a prohlubně. Nahrazují je rozlehlé pláně a údolí. V rovníkové části nebeského tělesa tvořily částice hydrokarbonátu a vodního ledu rozsáhlou oblast dun. Předpokládá se, že vesmírná sonda „Huygens“ přistála na Měsíci v jedné z těchto dun.

Úplná podobnost s živou planetou přidává na přítomnosti kapalné struktury. Na Titanu byly objeveny řeky, které mají prameny, klikaté kanály a delty – místa, kde se potoky vlévají do mořských pánví. Podle údajů získaných ze snímků mají některé z řek Titanu délku kanálu více než 1000 km. Téměř veškerá kapalná hmota Titanu je soustředěna v mořských pánvích a jezerech, které zabírají působivou oblast - až 30-40% celé plochy povrchu tohoto nebeského tělesa.

Důkazem přítomnosti velkých akumulací kapalného média na povrchu satelitu byla obrovská světlá skvrna, která astronomy po dlouhou dobu mátla. Následně bylo prokázáno, že jasná oblast na Titanu je obrovská kaluž kapalných uhlovodíků, nazývaná Krakenovo moře. Rozlohou je tato pomyslná vodní plocha větší než největší jezero na Zemi – Kaspické moře. Dalším neméně zajímavým objektem je Ligeia Sea – největší přírodní rezervoár kapalného metanu a ethanu.

Přesné informace o složení kapalného média moří a jezer Titanu byly získány díky práci AMS "Kassini". Pomocí dat z fotografií a počítačového modelování bylo určeno složení kapaliny na Titanu za pozemských podmínek:

• ethan je 76-80 %;
• propan v mořích a jezerech Titanu 6-7%;
• metan tvoří 5-10 %.

Kromě hlavních prvků prezentovaných ve formě zmrzlých plynů obsahuje kapalina kyanovodík, butan, buten a acetylen. Hlavní akumulace vody na Titanu má poněkud odlišnou povahu od pozemské formy. Na povrchu satelitu byla objevena obrovská ložiska přehřátého ledu, skládajícího se z vody a čpavku. Předpokládá se, že pod povrchem mohou být obrovské přírodní nádrže naplněné kapalnou vodou s rozpuštěným amoniakem. V tomto aspektu je zajímavá i vnitřní struktura satelitu.

Dnes jsou předkládány různé verze vnitřní struktury Titanu. Stejně jako u všech pozemských planet má pevné jádro, nikoli železo-nikl, jako na čtyřech prvních planetách sluneční soustavy, ale kamenné. Jeho průměr je přibližně 3400-3500 km. Pak začíná zábava. Na rozdíl od Země, kde plášť začíná po jádru, je na Titanu tento prostor vyplněn hustými stlačenými vrstvami vodního ledu a hydrátu metanu. Mezi jednotlivými vrstvami je pravděpodobně tekutá vrstva. Družice je však i přes svou chladnost a kamenitou povahu v aktivní fázi a jsou na ní pozorovány tektonické procesy. Tomu napomáhají slapové síly, které jsou způsobeny obří gravitací Saturnu.

Možná budoucnost Titanu

Soudě podle údajů studií provedených v posledním desetiletí se lidstvo potýká s unikátním objektem ve sluneční soustavě. Ukázalo se, že Titan je kromě Země jediné nebeské těleso, které se vyznačuje všemi třemi druhy aktivity. Na měsíci Saturnu jsou pozorovány stopy neustálé geologické aktivity, které jsou potvrzením jeho živé tektonické aktivity.

Povaha povrchu Titanu je také velmi zajímavá. Jeho struktura, složení a reliéf hovoří ve prospěch toho, že povrch měsíce Saturnu je v neustálém pohybu. Stejně jako na Zemi je zde vlivem větrů a srážek pozorována eroze půdy, zvětrávání hornin a usazování srážek.

Složení atmosféry satelitu a cirkulační procesy v ní probíhající utvářely klima na Titanu. Všechna tato znamení hovoří ve prospěch skutečnosti, že život na Titanu může za určitých podmínek existovat. Přirozeně půjde o formu života odlišnou od pozemských organismů, ale samotná její existence se pro lidstvo stane kolosálním objevem.

Pokud máte nějaké dotazy - pište je do komentářů pod článkem. My nebo naši návštěvníci je rádi zodpovíme.

Titan- největší satelit Saturnu a druhá největší sluneční soustava: fotografie, velikost, hmotnost, atmosféra, název, metanová jezera, výzkum Cassini.

Titáni vládli Zemi a stali se předky olympských bohů. Proto byl největší měsíc Saturnu pojmenován Titan. Je druhý největší v systému a převyšuje objem Merkuru.

Titan je jediný měsíc Saturnu, obdařený hustou atmosférickou vrstvou, která po dlouhou dobu ztěžovala studium povrchových útvarů. Nyní máme důkazy o přítomnosti kapaliny na povrchu.

Objev a název satelitu Titan

V roce 1655 si Christian Huygens všiml satelitu. Tento objev byl inspirován nálezy Galilea poblíž Jupiteru. Proto v 50. letech 16. století. začal vyvíjet svůj dalekohled. Zpočátku se tomu říkalo jednoduše Satelit Saturnu. Později ale Giovanni Cassini najde 4 další, a tak dostal jméno podle své pozice – Saturn IV.

Moderní název pochází od Johna Herschela v roce 1847. V roce 1907 Josel Comas Sola sledoval stmívání Titanu. Toto je efekt, kdy se střed planety nebo hvězdy jeví mnohem jasnější než okraj. To byl první signál, který detekoval atmosféru na satelitu. V roce 1944 použil Gerard Kuiper spektroskopický přístroj a našel atmosféru metanu.

Velikost, hmotnost a oběžná dráha Titanu

Poloměr je 2576 km (0,404 Země) a hmotnost satelitu Titanu je 1,345 x 10 23 kg (0,0255 od Země). Průměrná vzdálenost je 1 221 870 km. Ale excentricita 0,0288 a sklon orbitální roviny 0,378 stupně vedly k tomu, že se satelit blížil k 1 186 680 km a vzdaloval se o 1 257 060 km. Nahoře je fotografie srovnávající velikost Titanu, Země a Měsíce.

Tak jste zjistili, která planeta Titan je satelitní.

Titan stráví na oběžné dráze 15 dní a 22 hodin. Orbitální a axiální perioda jsou synchronní, proto je v gravitačním bloku (natočeno k planetě jednou stranou).

Složení a povrch satelitu Titan

Titan je hustší díky gravitační kompresi. Jeho hodnota 1,88 g/cm 3 ukazuje na stejný poměr vodního ledu a skalnatého materiálu. Uvnitř je rozdělen na vrstvy se skalnatým jádrem pokrývajícím 3400 km. Studie Cassini z roku 2005 naznačila možnou přítomnost podzemního oceánu.

Předpokládá se, že kapalina Titanu se skládá z vody a amoniaku, což umožňuje fixovat kapalný stav i při teplotě -97 ° C.

Povrchová vrstva je považována za relativně mladou (100 milionů až 1 miliardu let stará) a vypadá hladce s impaktními krátery. Výška se mění o 150 m, ale může dosáhnout 1 km. Předpokládá se, že to bylo ovlivněno geologickými procesy. Například na jižní straně se vytvořil hřeben o délce 150 km, šířce 30 km a výšce 1,5 km. Plněné ledovým materiálem a vrstvou metanového sněhu.

Patera Sotra je pohoří táhnoucí se do výšky 1000-1500 m. Některé vrcholy jsou obdařeny krátery a zdá se, že na úpatí se nahromadily zmrzlé lávové proudy. Pokud jsou na Titanu aktivní sopky, pak jsou provokovány energií pocházející z radioaktivního rozpadu.

Někteří věří, že máme geologicky mrtvé místo a povrch vznikl nárazy kráterů, prouděním tekutin a větrnou erozí. Pak metan nepochází ze sopek, ale uvolňuje se z chladného měsíčního nitra.

Mezi krátery Titanova měsíce vyniká 440 km dvouzónová impaktní pánev Minerva. Dá se snadno najít podle tmavého vzoru. Dále je zde Sinlap (60 km) a Ksa (30 km). Radarový průzkum dokázal najít formy kráterů. Mezi nimi je 90 kilometrů dlouhý prsten Guabonito.

Vědci o přítomnosti kryovulkánů teoretizovali, ale naznačují to zatím jen povrchové struktury o délce 200 m, které vypadají jako lávové proudy.

Kanály mohou naznačovat tektonickou aktivitu, což znamená, že máme před sebou mladé útvary. Nebo je to stará oblast. Lze nalézt tmavé oblasti, které jsou skvrnami vodního ledu a organických sloučenin, které se objevují na UV skenování.

Metanová jezera družice Titan

Saturnův satelit Titan přitahuje pozornost svými uhlovodíkovými moři, metanovými jezery a dalšími uhlovodíkovými sloučeninami. Mnoho z nich bylo označeno v blízkosti polárních oblastí. Jedna oblast pokrývá 15 000 km 2 a hloubka je 7 m.

Největší je ale Kraken na severním pólu. Rozloha je 400 000 km 2 a hloubka je 160 m. Dokonce bylo možné zaznamenat malé kapilární vlny o výšce 1,5 cm a rychlosti 0,7 m / s.

Existuje také Ligeia moře, které se nachází blíže k severnímu pólu. Rozkládá se na ploše 126 000 km 2 . Právě zde si v roce 2013 NASA poprvé všimla záhadného objektu – Magického ostrova. Později zmizí a v roce 2014 se znovu objeví v jiné podobě. Předpokládá se, že jde o sezónní jev vytvořený stoupajícími bublinami.

Většina jezer je soustředěna v blízkosti pólů, ale podobné útvary byly nalezeny i na rovníkové čáře. Obecně analýzy ukazují, že jezera pokrývají jen několik procent povrchu, a proto je Titan mnohem sušší než naše planeta Země.

Titanová atmosféra

Titan je stále jediným satelitem ve sluneční soustavě s hustou atmosférickou vrstvou s pozoruhodným objemem dusíku. Navíc tlakem 1,469 kPa dokonce překonává hustotu Země.

Představuje ji neprůhledný opar blokující příchozí sluneční světlo (podobá se Venuši). Lunární gravitace je nízká, takže atmosféra je mnohem větší než zemská. Stratosféra je vyplněna dusíkem (98,4 %), metanem (1,6 %) a vodíkem (0,1 % -0,2 %).

Atmosféra Titanu obsahuje stopy uhlovodíků, jako je ethan, acetylen, diacetylen, propan a methylacetylen. Předpokládá se, že se tvoří v horních vrstvách v důsledku rozpadu metanu UV zářením, které vytváří hustý oranžově zbarvený smog.

Povrchová teplota dosahuje -179,2 °C, protože ve srovnání s námi Měsíc přijímá pouze 1 % slunečního tepla. Zároveň je led vybaven nízkým tlakem. Nebýt skleníkového efektu z metanu, pak by byl Titan mnohem chladnější.

Proti skleníkovému efektu se spouští mlha, která odráží sluneční světlo. Simulace ukázaly, že se na satelitu mohou objevit složité organické molekuly.

Horké planetární koruny

Astronom Valery Shematovich o studiu plynových obálek planet, horkých částic v atmosféře a objevech na Titanu:

Satelitní stanoviště Titan

Titan je vnímán jako probiatické médium se složitou organickou chemií a možným kapalným podpovrchovým oceánem. Modely ukazují, že přidání UV paprsků v takovém prostředí může vést ke vzniku komplexních molekul a látek, jako jsou tholiny. A přidání energie způsobuje dokonce 5 nukleotidových bází.

Mnozí věří, že na satelitu je dostatek organického materiálu k aktivaci procesu chemické evoluce podobné tomu na Zemi. To vyžaduje vodu, ale život by mohl přetrvávat v podpovrchovém oceánu. To znamená, že na Saturnově měsíci Titan se může objevit život.

Takové formy musí být schopny přežít v extrémních podmínkách. Vše závisí na přenosu tepla mezi vnitřní a vrchní vrstvou. Není vyloučena přítomnost života v metanových jezerech.

Pro ověření hypotézy jsme vytvořili několik modelů. Atmosférický ukazuje, že v horní vrstvě je velký objem molekulárního vodíku, který mizí blíže k povrchu. Nízké hladiny acytelenu také ukazují na organismy spotřebovávající uhlovodíky.

V roce 2015 dokonce výzkumníci vytvořili buněčnou membránu schopnou fungovat v kapalném metanu za specifikovaných lunárních podmínek. NASA ale tyto experimenty považuje za hypotézy a spoléhají spíše na hladiny acithelenu a vodíku.

Navíc se experimenty stále týkaly pozemských představ o životě a Titan je jiný. Družice žije mnohem dále od Slunce a atmosféra je bez oxidu uhelnatého, což znemožňuje udržet potřebné množství tepla.

Průzkum satelitu Titan

Saturnovy prstence často překrývají Měsíc, takže Titan je obtížné najít bez speciálních nástrojů. Dále ale následuje překážka z husté atmosférické vrstvy, která brání výhledu na povrch.

Poprvé se Pioneer 11 přiblížil k Titanu v roce 1979 a představil fotografie. Poznamenal, že Měsíc je příliš studený na to, aby podporoval život. Následovaly Voyagery 1 (1980) a 2 (1981), které poskytovaly informace o hustotě, složení, teplotě a hmotnosti.

Hlavní informační pole pochází ze studie mise Cassini-Huygens, která dorazila do systému v roce 2004. Sonda zachytila ​​povrchové detaily a barevné skvrny, které byly dříve lidskému zraku nepřístupné. Všiml si i moří a jezer.

V roce 2005 sestoupila na povrch sonda Huizens, která zblízka zachytila ​​povrchové útvary.

Získal také snímky temné pláně, která naznačovala erozi. Ukázalo se, že povrch je mnohem tmavší, než vědci očekávali.

V posledních letech se stále častěji objevují otázky ohledně návratu na Titan. V roce 2009 se pokusili prosadit projekt TSSM, ale obešel ho EJSM (NASA / ESA), jehož sondy zamíří na Ganymed a do Evropy.

Plánovali také provést TiME, ale NASA se rozhodla, že bude vhodnější a levnější vypustit InSight na Mars v roce 2016.

V roce 2010 zvažovali možnost vypuštění JETu – astrobiologického orbiteru. A v roce 2015 dospěli k vývoji ponorky, která se bude moci ponořit do Krakenského moře. Ale zatím je to vše ve fázi diskuse.

Kolonizace satelitu Titan

Zdá se, že ze všech satelitů je Titan nejlukrativnějším cílem pro založení kolonie.

Titan má obrovské množství prvků, které jsou potřeba k udržení života: metan, dusík, voda a čpavek. Mohou se přeměnit na kyslík a dokonce vytvořit atmosféru. Tlak je 1,5krát vyšší než na Zemi a hustá atmosféra mnohem lépe chrání před kosmickým zářením. Samozřejmě je naplněná hořlavými látkami, ale k výbuchu je potřeba obrovské množství kyslíku.

Ale je tu také problém. Gravitace je nižší než gravitace na Zemi, což znamená, že lidské tělo bude muset bojovat proti svalové atrofii a destrukci kostí.

Vyrovnat se s mrazem při -179 °C není snadné. Satelit je ale pro výzkumníky chutné sousto. Je vysoká pravděpodobnost, že narazíte na formy života, které mohou přežít v extrémních podmínkách. Možná dojdeme ke kolonizaci, protože satelit se stane výchozím bodem pro studium vzdálenějších objektů a dokonce i opuštění systému. Níže mapa Titanu a kvalitní fotografie z vesmíru ve vysokém rozlišení.

Satelitní mapa povrchu Titan

Kliknutím na obrázek jej zvětšíte

Satelitní fotografie Titan

Sonda Cassini se 29. května 2017 přiblížila na vzdálenost 2 milionů km, aby na fotografii zachytila ​​noční stranu Titanu. Tento přehled dokázal zvýraznit rozšířenou atmosférickou mlhovinu Měsíce. Za celou dobu pozorování dokázalo zařízení zafixovat satelit z různých úhlů a získat tak plný pohled na atmosféru. Vrstva vysokohorské mlhy je zobrazena modře a hlavní opar je oranžový. Rozdíl v barvě může být založen na velikosti částic. Modrá je s největší pravděpodobností zastoupena malými prvky. K natáčení byl použit úzkoúhlý fotoaparát s červeným, zeleným a modrým filtrem. Měřítko – 9 km na pixel. Program Cassini je společným vývojem mezi ESA, NASA a Italskou vesmírnou agenturou. Tým se nachází v LRD. Na palubě také vytvořili dvě kamery. Získané fotografie jsou zpracovávány v Boulderu, Colorado.

Povrch Titanu byl na fotografii detailně pozorován při přistání sondy Huygens. Ale přesto byla většina oblasti zobrazena přístrojem Cassini. Titan je stále zajímavou záhadou. Tento přehled ukazuje novou oblast, která nebyla v předchozích pozorováních zaznamenána. Toto je složený snímek 4 téměř identických širokoúhlých snímků.

Pastýřští společníci	· · · ·

Titan

© Vladimír Kalanov,
místo"Vědění je moc".

Kolem Saturnu se točí desítky satelitů. V současné době je známo 53 satelitů s názvy, zhruba desítka nebeských těles „čeká“ na potvrzení jejich letových trajektorií pro zapojení do satelitního systému Saturn. Mezi nimi vyniká největší satelit, Titan, objevený, jak víte, již v roce 1655 Christianem Huygensem. Z hlediska velikosti je Titan na druhém místě mezi všemi satelity sluneční soustavy, na druhém místě za Ganymedem, satelitem Jupiteru. Průměr Titanu je 5150 km, tzn. co do velikosti je tento satelit větší než planeta Merkur, jejíž průměr je 4878 km. Doba oběhu Titanu kolem Saturnu je téměř 16 dní (15 dní, 22 hodin a 41 minut). Titan je otočen k Saturnu na jedné straně, jako Měsíc k Zemi. Titan se na své oběžné dráze pohybuje ve vzdálenosti 1 221 900 km od Saturnu.

Vnitřní struktura Titanu

Titan se těší velkému zájmu nejen astronomů, ale také biologů, geologů a paleoklimatologů. Všechny ale zajímá nejen a ani ne tak velikost Titanu a parametry jeho oběžné dráhy, jako spíše atmosféra a povrch tohoto satelitu.

Titan je jediný satelit ve sluneční soustavě s atmosférou. Hustota atmosféry Titanu je výrazně vyšší než hustota atmosféry Země, takže tlak na úrovni povrchu Titanu je jedenapůlkrát (1,5 baru) vyšší než na Zemi. Teplota na povrchu družice se pohybuje v rozmezí od 90 do 100 K. Atmosféru tvoří převážně dusík (90-97 %), dále je zde metan (2-5 %) a argon (asi 0-6 %), tam jsou stopy ethanu, vodíku (0,2 %) a oxidu uhličitého. Přítomnost metanu byla stanovena již v roce 1944 pomocí infračervené spektrometrie.

Povrch Titanu je pokrytý mraky. Na snímcích přenášených v roce 1980 Voyagerem 1 jsou mraky převážně oranžové. To znamená přítomnost organických molekul v nich, což je při přítomnosti metanu v atmosféře celkem pochopitelné. Metan je skleníkový plyn a povrch Titanu těsně pokrývají mraky obsahující metan. Vizuální pozorování Titanu je velmi obtížné. Někteří výzkumníci se domnívají, že chlad vládne pouze ve vnějších vrstvách atmosféry a na povrchu mohou existovat další podmínky, včetně těch, za kterých je možný život proteinů.

Vznikl předpoklad o podobnosti titánské atmosféry s atmosférou, která dříve existovala na Zemi. Tento předpoklad měl určitý základ, od r V moderní atmosféře Země, stejně jako v atmosféře Titanu, je hlavní složkou molekulární dusík.

Tajemství povrchu Titanu

Panoramatický pohled na povrch Titanu z kosmické lodi Huygens

Záhada povrchu Titanu pronásledovala vědce. Astronomové a především biologové a paleoklimatologové se chtěli dozvědět více o nebeském tělese, na kterém (co kdyby!) lze nalézt proteinový život. Co je pod vrstvou mraků: oceán nebo pevný povrch? Pokud je oceán plný vody? etan? Na odpovědi na tyto otázky nezbývalo mnoho času. V roce 1997 NASA spolu s Evropskou kosmickou agenturou dokončila vývoj projektu Cassini-Huygens a k Titanu je vypuštěno meziplanetární vozítko Cassini s atmosférickou sondou Huygens. V červenci 2004 se sonda Huygens odděluje od sondy Cassini, vstupuje do zatažené atmosféry Titanu a přistává na jeho povrchu. Informace, které sonda Huygens vyslala na Zemi, nenechala žádnou šanci pro výzkumníky, kteří snili o nalezení alespoň stop biologické aktivity na Titanu. Opět jsme se přesvědčili, že ve Sluneční soustavě a možná v celé naší Galaxii a dokonce v tisících takových galaxií nikde, kromě naší krásné malé planety Země, neexistuje život. Povrch Titanu, stejně jako jeho atmosféra, se ukázal být extrémně studený, s průměrnou povrchovou teplotou minus 178 °C. Na jeho povrchu je mnoho jezer, ale přirozeně nejsou naplněna vodou, možná jsou to sloučeniny metanu nebo etanu s jinými látkami.

Studium Titanu pokračuje. K dnešnímu dni bylo zmapováno více než 60 % povrchu Titanu. Jezera zabírají asi 14 % z celkové studované plochy. Hustota látky Titanu (směs horniny a ledu) je asi 1,88 g / cm³, což je nejvyšší hustota mezi satelity Saturnu. Titan tvoří více než 95 % hmotnosti všech Saturnových měsíců. Hmotnost Titanu je 1,345 × 10 23 kg. Gravitační zrychlení je 1,352 (m/s²), tzn. gravitace je asi sedmkrát menší než na Zemi.

© Vladimír Kalanov,
"Vědění je moc"

Vážení návštěvníci!

Vaše práce je zakázána JavaScript... Zapněte prosím skripty ve svém prohlížeči a uvidíte plnou funkčnost stránek!

Oblast podobnou geologickou stavbou jako zemský povrch byla poprvé objevena na Titanu v roce 1994 pomocí Hubbleova orbitálního dalekohledu. Pak už to ale nešlo podrobně prozkoumat. A k Saturnu, jehož satelitem je Titan, byla 15. října 1997 vypuštěna americká meziplanetární stanice „Cassini“.

14. ledna 2005, po oddělení od stanice Cassini, vstoupil přistávací modul Huygens do husté atmosféry Titanu. A samotná stanice jak v roce 2005, tak v roce 2007 přenášela do řídicího centra snímky povrchu satelitu Saturnu.
Fotografie obdržené ze stanice udělaly na vědce velký dojem. Obrázky oblasti zvané Fensal velmi připomínaly pozemskou poušť Kalahari. A místo zvané Belet je poušť Rub al-Khali v Ománu. Duny jsou asi 100 metrů vysoké, jeden až dva kilometry široké a stovky kilometrů dlouhé. Nedaleko severního pólu Titanu byla jasně viditelná velká jezera propojená kanály. Odvaha vůbec vidět, jak něco proudí kanály. Oblast se nápadně podobala Kanadě, Finsku nebo Karélii. Objevena byla i velká řeka podobná egyptskému Nilu. Je dlouhá asi 400 kilometrů a ústí do moře. Jedná se o první mimozemskou řeku objevenou ve sluneční soustavě. A Titan je prvním mimozemským světem, na jehož povrchu je nějaká kapalina. Podobnost Titanu se Zemí je doplněna tím, že má hustou atmosféru, ve které plují mraky, tvoří se mlhy a prší. Právě díky přítomnosti atmosféry Jupiterův měsíc vždy přitahoval zájem astronomů. Přítomnost atmosféry objevil v roce 1944 americký astronom Gerard Kuiper. A je to z 95 procent dusík. Není v něm prakticky žádný kyslík. A velikost Titanu je působivá, na druhém místě po Saturnově měsíci Ganymede. A na Titanu, stejně jako na Zemi, jsou roční období. Navzdory podobnosti fotografií povrchu Titanu s pozemskou krajinou je mezi Titanem a Zemí významný rozdíl. Teplota tajemného satelitu Saturnu se od Země liší o 100 a v některých oblastech o 200 stupňů. Se znaménkem mínus. Proto v jeho jezerech a kanálech neteče voda. Jsou to kapalné sacharidy tvořené směsí metanu a ethanu. A přesněji 80 procent etanu, 10 procent metanu a asi 8 procent propanu. Zbývající 2 procenta jsou buten, butan a acetylen. Jednoduše řečeno, Titan je přírodní úložiště zkapalněného plynu. A vypadá jako největší ve sluneční soustavě. Je to prostě splněný sen všech plynárenských společností. Celkové zásoby uhlovodíkového paliva na Titanu jsou několikanásobně vyšší než zásoby naší planety. Přistávací modul Huygens také přenesl snímky na Zemi. V rámu jsou oblázky a velké kameny. Některé z nich dosahují průměru kolem dvou metrů. A jejich povrch je jakoby vyleštěný. Vědci navrhli, že kameny mohou sestávat z obyčejné vody smíchané s čpavkem. Při teplotě asi minus 180 stupňů získává voda mimořádnou sílu. Nechybělo ani vysvětlení pro „písek“ zaplňující místní pouště. Mohou to být zmrzlé uhlovodíky unikající z atmosféry. Podle pozemských představ to není spíše „písek“, ale „sníh“. Navzdory vnější podobnosti s naší planetou je inteligentní život na Titanu stěží možný. Téměř dvousetstupňové mrazy značně brání vzniku a rozvoji vysoce organizovaných forem života. Ale ten nejjednodušší život na něm může existovat. V roce 2010 tým NASA oznámil, že našel jasné známky nejjednoduššího života na Titanu. Jen ne obvyklý kyslík-vodík, ale metan-vodík. Následně se toto tvrzení nepotvrdilo, ale tuto možnost nelze zcela vyloučit. Na otázku o možnosti existence života při teplotách kolem minus 180 stupňů biologové nemohou dát jednoznačnou odpověď. Odpovídají proto vyhýbavě, že takové tvory naše věda ještě nezná. Je pravda, že jeden výzkumník NASA Chris McKay připouští existenci života na Titanu, který může dobře využít Atmosféra Titanu je vodíková. Pouze pokud je možné najít život na měsíci Saturnu, pak je nepravděpodobné, že by se podobal čemukoli, co známe. Existuje také hypotéza, že pod 100kilometrovou vrstvou ledu se může nacházet oceán tvořený směsí vody a čpavku. Ve kterém je možná existence nových, neznámých forem života. Stanice Cassini měla fungovat čtyři roky. Poté byla prodloužena do roku 2010. Pak až do roku 2017. Zdá se, že jak Saturn, tak Titan jsou pro výzkumníky nadále zajímavé.