Laghi di Titano - Lakes of Titan
I laghi di Titano , Saturno più grande luna 's, sono corpi di liquido di etano e metano che sono stati rilevati dalla sonda Cassini-Huygens sonda spaziale, ed era stato sospettato molto prima. I grandi sono conosciuti come maria (mari) e quelli piccoli come lacūs (laghi).
Storia
La possibilità che ci fossero mari su Titano è stata inizialmente suggerita sulla base dei dati delle sonde spaziali Voyager 1 e 2 , lanciate nell'agosto e nel settembre 1977. I dati hanno mostrato che Titano ha un'atmosfera densa di circa la temperatura e la composizione corrette per supportarli. Prove dirette non sono state ottenute fino al 1995, quando i dati del telescopio spaziale Hubble e altre osservazioni avevano già suggerito l'esistenza di metano liquido su Titano, in sacche scollegate o sulla scala degli oceani a livello di satellite, simile all'acqua sulla Terra .
La missione Cassini ha confermato la prima ipotesi, anche se non subito. Quando la sonda è arrivata nel sistema di Saturno nel 2004, si sperava che i laghi o gli oceani di idrocarburi potessero essere rilevabili dalla luce solare riflessa dalla superficie di qualsiasi corpo liquido, ma inizialmente non sono stati osservati riflessi speculari .
Rimaneva la possibilità che l'etano e il metano liquidi si potessero trovare nelle regioni polari di Titano, dove ci si aspettava che fossero abbondanti e stabili. Nella regione del polo sud di Titano, un'enigmatica caratteristica oscura chiamata Ontario Lacus è stato il primo lago sospettato identificato, probabilmente creato da nuvole che si osservano raggrupparsi nell'area. Un possibile litorale è stato identificato anche vicino al polo tramite immagini radar. A seguito di un sorvolo del 22 luglio 2006, in cui il radar della sonda Cassini ha ripreso le latitudini settentrionali, che all'epoca erano invernali. Un certo numero di macchie grandi, lisce (e quindi scure per il radar) sono state viste punteggiare la superficie vicino al polo. Sulla base delle osservazioni, gli scienziati hanno annunciato "prove definitive di laghi pieni di metano sulla luna di Saturno Titano" nel gennaio 2007. Il team di Cassini-Huygens ha concluso che le caratteristiche riprese sono quasi certamente i laghi di idrocarburi a lungo cercati, i primi corpi stabili di superficie liquido trovato al largo della Terra. Alcuni sembrano avere canali associati al liquido e si trovano in depressioni topografiche. I canali in alcune regioni hanno creato sorprendentemente poca erosione, suggerendo che l'erosione su Titano è estremamente lenta, o che alcuni altri fenomeni recenti potrebbero aver spazzato via i vecchi letti dei fiumi e le forme del terreno. Nel complesso, le osservazioni radar di Cassini hanno mostrato che i laghi coprono solo una piccola percentuale della superficie e sono concentrati vicino ai poli, rendendo Titano molto più secco della Terra. L'elevata umidità relativa del metano nella bassa atmosfera di Titano potrebbe essere mantenuta dall'evaporazione dai laghi che coprono solo lo 0,002-0,02% dell'intera superficie.
Durante un sorvolo di Cassini alla fine di febbraio 2007, le osservazioni radar e fotografiche hanno rivelato diverse grandi caratteristiche nella regione del polo nord interpretate come grandi distese di metano e/o etano liquidi, tra cui una, Ligeia Mare , con un'area di 126.000 km 2 (48.649 mq). . mi.) (leggermente più grande del lago Michigan-Huron , il più grande lago d'acqua dolce sulla Terra), e un altro, Kraken Mare , che in seguito si sarebbe rivelato essere tre volte più grande. Un sorvolo delle regioni polari meridionali di Titano nell'ottobre 2007 ha rivelato simili, anche se molto più piccoli, caratteristiche lacustri.
Durante un sorvolo ravvicinato di Cassini nel dicembre 2007 lo strumento visivo e cartografico ha osservato un lago, Ontario Lacus, nella regione del polo sud di Titano. Questo strumento identifica materiali chimicamente diversi in base al modo in cui assorbono e riflettono la luce infrarossa. Le misurazioni radar effettuate nel luglio 2009 e nel gennaio 2010 indicano che l'Ontario Lacus è estremamente poco profondo, con una profondità media di 0,4–3,2 m (1'4"-10,5') e una profondità massima di 2,9–7,4 m (9,5'-24 '4"). Può quindi assomigliare a una distesa fangosa terrestre . Al contrario, Ligeia Mare dell'emisfero settentrionale ha una profondità di 170 m (557'9").
Composizione chimica e rugosità superficiale dei laghi
Secondo i dati di Cassini, gli scienziati hanno annunciato il 13 febbraio 2008, che Titano ospita nei suoi laghi polari "centinaia di volte più gas naturale e altri idrocarburi liquidi di tutte le riserve conosciute di petrolio e gas naturale sulla Terra". Le dune di sabbia del deserto lungo l'equatore, sebbene prive di liquido aperto, contengono comunque più sostanze organiche di tutte le riserve di carbone della Terra. È stato stimato che i laghi ei mari visibili di Titano contengano circa 300 volte il volume delle riserve accertate di petrolio della Terra. Nel giugno 2008, Cassini 's visibile e infrarossa Mapping Spectrometer ha confermato la presenza di etano liquido oltre ogni dubbio in un lago nel sud del mondo di Titano. L'esatta miscela di idrocarburi nei laghi è sconosciuta. Secondo un modello al computer, 3/4 di un lago polare medio è etano, con il 10% di metano, il 7% di propano e quantità minori di acido cianidrico , butano , azoto e argon . Si prevede che il benzene cada come neve e si dissolva rapidamente nei laghi, anche se i laghi potrebbero saturarsi proprio come il Mar Morto sulla Terra è pieno di sale . Il benzene in eccesso si accumulerebbe quindi in una melma simile a fango sulle rive e sui fondali del lago prima di essere eroso dalla pioggia di etano, formando un complesso paesaggio crivellato di caverne. Si prevede che si formino anche composti simili al sale composti da ammoniaca e acetilene. Tuttavia, la composizione chimica e le proprietà fisiche dei laghi probabilmente variano da un lago all'altro (osservazioni di Cassini nel 2013 indicano che Ligeia Mare è riempita con una miscela ternaria di metano, etano e azoto e di conseguenza i segnali radar della sonda sono stati in grado di rilevare la fondale marino 170 m (557'9") sotto la superficie del liquido).
Nessuna onda è stata inizialmente rilevata da Cassini quando i laghi settentrionali sono emersi dall'oscurità invernale (i calcoli indicano che velocità del vento inferiori a 1 metro al secondo (2,2 MPH) dovrebbero generare onde rilevabili nei laghi di etano di Titano, ma non ne è stata osservata alcuna). Ciò può essere dovuto a venti stagionali bassi o alla solidificazione degli idrocarburi. Le proprietà ottiche della superficie del metano solido (vicino al punto di fusione) sono abbastanza vicine alle proprietà della superficie liquida, tuttavia la viscosità del metano solido, anche vicino al punto di fusione, è di molti ordini di grandezza superiore, il che potrebbe spiegare la straordinaria levigatezza del superficie. Il metano solido è più denso del metano liquido, quindi alla fine affonderà. È possibile che il ghiaccio di metano possa galleggiare per un po' poiché probabilmente contiene bolle di azoto dall'atmosfera di Titano. Temperature vicine al punto di congelamento del metano (90,4 Kelvin/-296,95 F) potrebbero portare sia al ghiaccio galleggiante che a quello che affonda, cioè una crosta di ghiaccio di idrocarburi sopra il liquido e blocchi di ghiaccio di idrocarburi sul fondo del letto del lago. Si prevede che il ghiaccio salga di nuovo in superficie all'inizio della primavera prima di sciogliersi.
Dal 2014, Cassini ha rilevato caratteristiche transitorie in macchie sparse in Kraken Mare , Ligeia Mare e Punga Mare . Esperimenti di laboratorio suggeriscono che queste caratteristiche (ad es. "isole magiche" luminose con RADAR) potrebbero essere vaste macchie di bolle causate dal rapido rilascio di azoto disciolto nei laghi. Si prevede che gli eventi di scoppio di bolle si verificheranno quando i laghi si raffreddano e successivamente si riscaldano o ogni volta che i fluidi ricchi di metano si mescolano con quelli ricchi di etano a causa di forti piogge. Gli eventi di scoppio di bolle possono anche influenzare la formazione dei delta del fiume Titano. Una spiegazione alternativa è che le caratteristiche transitorie nei dati nel vicino infrarosso di Cassini VIMS possono essere onde capillari (increspature) guidate dal vento che si muovono a ~0,7 m/s (1,5 mph) e ad un'altezza di ~1,5 centimetri (1/2") L'analisi post-Cassini dei dati VIMS suggerisce che le correnti di marea possono anche essere responsabili della generazione di onde persistenti nei canali stretti ( Freta ) del Kraken Mare.
Si prevede che i cicloni provocati dall'evaporazione e che coinvolgono pioggia e venti di burrasca fino a 20 m/s (72 km/h o 45 mph) si formino solo sui grandi mari del nord (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) nell'estate settentrionale durante il 2017, che dura fino a dieci giorni. Tuttavia, un'analisi del 2017 dei dati Cassini dal 2007 al 2015 indica che le onde attraverso questi tre mari erano minuscole, raggiungendo solo ~ 1 centimetro (25/64") di altezza e 20 centimetri (8") di lunghezza. I risultati mettono in discussione la classificazione dell'inizio dell'estate come l'inizio della stagione ventosa del Titano, perché i venti forti avrebbero probabilmente creato onde più grandi. Uno studio teorico del 2019 ha concluso che è possibile che gli aerosol relativamente densi che piovono sui laghi di Titano possano avere proprietà idrorepellenti, formando un film persistente sulla superficie dei laghi che quindi inibirebbe la formazione di onde più grandi di pochi centimetri di lunghezza d'onda .
Osservazione di riflessi speculari
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Il 21 dicembre 2008, Cassini è passata direttamente sull'Ontario Lacus ad un'altitudine di 1900 km (1.180 mi) ed è stata in grado di osservare la riflessione speculare nelle osservazioni radar. I segnali erano molto più forti del previsto e saturavano il ricevitore della sonda. La conclusione tratta dalla forza della riflessione è stata che il livello del lago non è variato di più di 3 mm (1/8") su una prima area riflettente della zona di Fresnel larga solo 100 m (328') (più liscia di qualsiasi superficie asciutta naturale sulla Terra). Da ciò si è ipotizzato che i venti di superficie nell'area siano minimi in quella stagione e/o che il fluido del lago sia più viscoso del previsto.
L'8 luglio 2009, il Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) di Cassini ha osservato una riflessione speculare in luce infrarossa di 5 µm su un corpo liquido dell'emisfero settentrionale a 71° N, 337° W. Questo è stato descritto come sulla costa meridionale di Kraken Mare, ma su un'immagine radar-VIMS combinata la posizione è mostrata come un lago separato (in seguito chiamato Jingpo Lacus). L'osservazione è stata fatta poco dopo che la regione polare nord è emersa da 15 anni di oscurità invernale. A causa della posizione polare del corpo liquido riflettente, l'osservazione ha richiesto un angolo di fase vicino a 180°.
Osservazioni equatoriali in situ della sonda Huygens
Le scoperte nelle regioni polari contrastano con le scoperte della sonda Huygens , che atterrò vicino all'equatore di Titano il 14 gennaio 2005. Le immagini riprese dalla sonda durante la sua discesa non mostravano aree aperte di liquido, ma indicavano fortemente la presenza di liquidi in il recente passato, che mostra colline pallide attraversate da scuri canali di drenaggio che conducono in una regione ampia, piatta e più scura. Inizialmente si pensava che la regione oscura potesse essere un lago di una sostanza fluida o almeno simile al catrame, ma ora è chiaro che Huygens è atterrato nella regione oscura e che è solido senza alcuna indicazione di liquidi. Un penetrometro ha studiato la composizione della superficie quando l'imbarcazione l'ha colpita, e inizialmente è stato riportato che la superficie era simile all'argilla bagnata , o forse alla crème brûlée (cioè una crosta dura che ricopre un materiale appiccicoso). L'analisi successiva dei dati suggerisce che questa lettura è stata probabilmente causata dallo spostamento di Huygens di un grosso ciottolo mentre è atterrato e che la superficie è meglio descritta come una "sabbia" fatta di granelli di ghiaccio. Le immagini scattate dopo l'atterraggio della sonda mostrano una pianura ricoperta di ciottoli. I ciottoli possono essere fatti di ghiaccio d'acqua e sono alquanto arrotondati, il che potrebbe indicare l'azione dei fluidi. I termometri hanno indicato che il calore è stato allontanato così rapidamente da Huygens che il terreno doveva essere umido, e un'immagine mostra la luce riflessa da una goccia di rugiada mentre cade attraverso il campo visivo della fotocamera. Su Titano, la debole luce solare consente solo circa un centimetro di evaporazione all'anno (contro un metro di acqua sulla Terra), ma l'atmosfera può contenere l'equivalente di circa 10 metri (28') di liquido prima che si formi la pioggia (contro circa 2 cm [25/32"] sulla Terra). Quindi si prevede che il tempo di Titano sia caratterizzato da acquazzoni di diversi metri (15-20') che causano inondazioni improvvise, intervallate da decenni o secoli di siccità (mentre il clima tipico sulla Terra include un po' di pioggia la maggior parte delle settimane Cassini ha osservato i temporali equatoriali solo una volta dal 2004. Nonostante ciò, nel 2012 sono stati scoperti inaspettatamente un certo numero di laghi tropicali di idrocarburi di vecchia data (tra cui uno vicino al sito di sbarco di Huygens nella regione di Shangri-La che è grande circa la metà di Utah's Great Salt Lake , con una profondità di almeno 1 metro [3'4"]). Come sulla Terra, il probabile fornitore sono probabilmente le falde acquifere sotterranee , in altre parole le aride regioni equatoriali di Titano contengono " oasi ".
Impatto del ciclo del metano di Titano e della geologia sulla formazione dei laghi
I modelli delle oscillazioni della circolazione atmosferica di Titano suggeriscono che nel corso di un anno saturniano il liquido viene trasportato dalla regione equatoriale ai poli, dove cade sotto forma di pioggia. Questo potrebbe spiegare la relativa siccità della regione equatoriale. Secondo un modello al computer, durante gli equinozi primaverili e autunnali di Titano dovrebbero verificarsi intensi temporali in aree equatoriali normalmente prive di pioggia, abbastanza liquido da ritagliare il tipo di canali che Huygens ha trovato. Il modello prevede anche che l'energia del Sole evaporerà il metano liquido dalla superficie di Titano tranne che ai poli, dove la relativa assenza di luce solare rende più facile l'accumulo di metano liquido in laghi permanenti. Il modello apparentemente spiega anche perché ci sono più laghi nell'emisfero settentrionale. A causa dell'eccentricità dell'orbita di Saturno, l'estate settentrionale è più lunga dell'estate meridionale e di conseguenza la stagione delle piogge è più lunga al nord.
Tuttavia, recenti osservazioni di Cassini (dal 2013) suggeriscono che la geologia potrebbe anche spiegare la distribuzione geografica dei laghi e altre caratteristiche della superficie. Una caratteristica sconcertante di Titano è la mancanza di crateri da impatto ai poli e alle medie latitudini, in particolare alle quote più basse. Queste aree possono essere zone umide alimentate da sorgenti sotterranee di etano e metano. Qualsiasi cratere creato da meteoriti viene quindi rapidamente assorbito dal sedimento umido. La presenza di falde acquifere sotterranee potrebbe spiegare un altro mistero. L'atmosfera di Titano è piena di metano, che secondo i calcoli dovrebbe reagire con le radiazioni ultraviolette del sole per produrre etano liquido. Nel corso del tempo, la luna avrebbe dovuto creare un oceano di etano profondo centinaia di metri (1.500'-2.500') invece di solo una manciata di laghi polari. La presenza di zone umide suggerirebbe che l'etano si impregni nel terreno, formando uno strato liquido sotto la superficie simile alle acque sotterranee sulla Terra. Una possibilità è che la formazione di materiali chiamati clatrati modifichi la composizione chimica del deflusso delle precipitazioni che carica gli "acquiferi" idrocarburici del sottosuolo. Questo processo porta alla formazione di serbatoi di propano ed etano che possono alimentare alcuni fiumi e laghi. Le trasformazioni chimiche in atto nel sottosuolo influenzerebbero la superficie di Titano. Laghi e fiumi alimentati da sorgenti provenienti da giacimenti sotterranei di propano o etano mostrerebbero lo stesso tipo di composizione, mentre quelli alimentati dalle precipitazioni sarebbero diversi e conterrebbero una frazione significativa di metano.
Tutti tranne il 3% dei laghi di Titano sono stati trovati all'interno di un'unità di terreno luminosa che copre circa 900 chilometri per 1.800 chilometri (559 x 1.118 mi.) vicino al polo nord. I laghi trovati qui hanno forme molto particolari - sagome complesse arrotondate e lati ripidi - che suggeriscono che la deformazione della crosta ha creato fessure che potrebbero essere riempite di liquido. Sono stati proposti diversi meccanismi di formazione. Le spiegazioni vanno dal crollo della terra dopo un'eruzione criovulcanica al terreno carsico , dove i liquidi dissolvono il ghiaccio solubile. Laghi più piccoli (fino a decine di miglia di diametro) con bordi ripidi (fino a centinaia di piedi di altezza) potrebbero essere analoghi ai laghi maar , cioè crateri da esplosione successivamente riempiti di liquido. Si propone che le esplosioni derivino dalle fluttuazioni del clima, che portano a sacche di azoto liquido che si accumulano all'interno della crosta durante i periodi più freddi e poi esplodono quando il riscaldamento ha causato la rapida espansione dell'azoto mentre si spostava allo stato gassoso.
Titan Mare Explorer
Titan Mare Explorer (TiME) era un lander NASA/ESA proposto che sarebbe atterrato su Ligeia Mare e ne avrebbe analizzato la superficie, la costa e l'atmosfera di Titano . Tuttavia, è stato rifiutato nell'agosto 2012, quando la NASA ha invece selezionato la missione InSight su Marte.
Laghi e mari con nome
Si ritiene che le caratteristiche etichettate lacus siano laghi di etano/metano, mentre le caratteristiche etichettate lacuna si ritiene siano letti di laghi asciutti. Entrambi prendono il nome dai laghi della Terra. Le caratteristiche etichettate come seno sono baie all'interno di laghi o mari. Prendono il nome da baie e fiordi sulla Terra. Le caratteristiche etichettate come insula sono isole all'interno del corpo del liquido. Prendono il nome da isole mitiche. Titanean maria (grandi mari di idrocarburi) prendono il nome dai mostri marini nella mitologia mondiale. Le tabelle sono aggiornate al 2020.
Nomi marini di Titano
| Nome | Coordinate | Lunghezza (km) | Area (km 2 ) | Fonte del nome |
|---|---|---|---|---|
| Kraken Mare | 68°00′N 310°00′W / 68,0°N 310,0°W | 1.170 | 400.000 | Il Kraken , mostro marino norvegese. |
| Ligeia Mare | 79°00′N 248°00′W / 79,0°N 248,0°W | 500 | 126.000 | Ligeia, una delle Sirene , mostri greci |
| Punga Mare | 85°06′N 339°42′W / 85,1°N 339,7°O | 380 | 40.000 | Punga , antenato Maori di squali e lucertole |
Nomi dei laghi di Titano
Nomi Lakebed di Titano
Nomi della baia di Titano
Nomi delle isole di Titano
| Insula | Coordinate | Corpo liquido | Prende il nome |
|---|---|---|---|
| Bermoothes Insula | 67°06′N 317°06′O / 67,1°N 317,1°W | Kraken Mare | Bermoothes , un'isola incantata in Shakespeare 's Tempest |
| Isolamento bimini | 73°18′N 305°24′W / 73,3°N 305,4°W | Kraken Mare | Bimini , isola nella leggenda di Arawak che si dice contenga la fontana della giovinezza. |
| Isola di Bralgu | 76°12′N 251°30′W / 76,2°N 251,5°W | Ligeia Mare | Baralku , nella cultura Yolngu , l'isola dei morti e il luogo in cui hanno avuto origine i Djanggawul , i tre fratelli creatori. |
| Buyan Insula | 77°18′N 245°06′W / 77,3°N 245,1°W | Ligeia Mare | Buyan , un'isola rocciosa nei racconti popolari russi situata sulla costa meridionale del Mar Baltico |
| Isole Hawaii | 84°19′N 327°04′W / 84,32°N 327,07°W | Punga Mare | Hawaiki , isola originaria del popolo polinesiano nella mitologia locale |
| Hufaidh Insulae | 67°00′N 320°18′W / 67°N 320,3°W | Kraken Mare | Hufaidh , leggendaria isola nelle paludi del sud dell'Iraq |
| Krocylea Insulae | 69°06′N 302°24′W / 69,1°N 302,4°W | Kraken Mare | Crocylea , mitologica isola greca nel Mar Ionio , nei pressi di Itaca |
| Mayda Insula | 79°06′N 312°12′W / 79,1°N 312,2°W | Kraken Mare | Mayda , leggendaria isola dell'Atlantico nordorientale |
| Onogoro Insula | 83°17′N 311°42′W / 83,28°N 311,7°O | Punga Mare | Isola di Onogoro , isola mitologica giapponese |
| Penglai Insula | 72°12′N 308°42′W / 72,2°N 308,7°W | Kraken Mare | Penglai , mitologica isola montana cinese dove vivevano immortali e divinità. |
| Planctae Insulae | 77°30′N 251°18′W / 77,5°N 251,3°W | Ligeia Mare | Symplegades , le "rocce che si scontrano" nel Bosforo , che solo Argo avrebbe superato con successo le rocce. |
| Royllo Insula | 38°18′N 297°12′W / 38,3°N 297,2°W | Kraken Mare | Royllo , leggendaria isola dell'Atlantico , sull'orlo dell'ignoto, vicino ad Antilla e Saint Brandan . |
Galleria di immagini
Mappe delle regioni polari di Titano basate su immagini della ISS di Cassini che mostrano laghi e mari di idrocarburi. I corpi di idrocarburi liquidi sono delineati in rosso; il contorno blu indica un corpo apparso durante l'intervallo 2004-2005.
Mosaico radar ad apertura sintetica Cassini in falsi colori ad alta risoluzione della regione polare nord di Titano, che mostra mari, laghi e reti tributarie di idrocarburi. La colorazione blu indica aree a bassa riflettività radar, causate da corpi di etano liquido , metano e azoto disciolto . Circa la metà di Kraken Mare , il corpo grande in basso a sinistra, è fuori dall'immagine. Ligeia Mare è il grande corpo in basso a destra. Punga Mare è appena a sinistra del centro. Jingpo Lacus è appena sopra Kraken Mare e Bolsena Lacus è direttamente sopra di esso.
Cassini vista dei mari e dei laghi polari nord di Titano nel vicino infrarosso. Ligeia Mare è in testa; Punga Mare è sotto di esso e Kraken Mare è in basso a destra.
Tra luglio 2004 e giugno 2005, nuove caratteristiche scure sono apparse in Arrakis Planitia , una pianura nella regione del polo sud di Titano. Questi vengono interpretati come nuovi corpi di idrocarburi liquidi derivanti dalle precipitazioni delle nubi osservate nell'area nell'ottobre 2004.
I laghi polari nord di Titano sembrano essere stati stabili per almeno una stagione titanica (sette anni terrestri).
Vista a colori naturali visibile-vicino all'infrarosso di Titano che mostra i suoi mari e laghi polari nord in alto a sinistra.
