Titano (luna) -Titan (moon)

Titano
Titano in vero color.jpg
Nella foto nel 2012 in colore naturale. L'atmosfera densa è arancione a causa di una densa foschia di organoazoto .
Scoperta
Scoperto da Christian Huygens
Data di scoperta 25 marzo 1655
Designazioni
Designazione
Saturno VI
Pronuncia / ˈ t t ən / ( ascolta )icona dell'altoparlante audio
Prende il nome
Τῑτάν Titano
Aggettivi Titanian o Titanean (entrambi / t ˈ t n i ə n / )
Caratteristiche orbitali
Periasse 1 186 680  km
Apoapsi 1 257 060  km
1 221 870  km
Eccentricità 0,0288
15.945 d
5,57 km/s (calcolato)
Inclinazione 0,348 54 ° (all'equatore di Saturno)
Satellite di Saturno
Caratteristiche fisiche
Raggio medio
2 574,73 ± 0,09 km (0,404 terrestri ) (1,480 lunari )
8,3 × 10 7  km 2 (0,163 della Terra) (2,188 della Luna)
Volume 7,16 × 10 10  km 3 (0,066 della Terra) (3,3 della Luna)
Massa (1,3452 ± 0,0002) × 10 23  kg
(0,0225 della Terra) (1,829 della Luna)
Densità media
1,8798 ± 0,0044 g/cm 3
1.352 m/s 2 (0,138  g ) (0,835 di lune)
0,3414 ± 0,0005 (stima)
2,639 km/s (0,236 della Terra) (1,11 della Luna)
Sincrono
Zero
Albedo 0,22
Temperatura 93,7 K (-179,5 ° C)
8.2 a 9.0
Atmosfera
Pressione superficiale
146,7  kPa (1,45  atm )
Composizione per volume Variabile

Stratosfera :
98,4% di azoto ( N
2
),
1,4% metano ( CH
4
),
0,2% di idrogeno ( H
2
);

Troposfera inferiore :
95,0% N
2
, 4,9% CH
4
;
97% N
2
,
2,7±0,1% CH
4
,
0,1–0,2% H
2

Titano è la luna più grande di Saturno e il secondo satellite naturale più grande del Sistema Solare . È l'unica luna conosciuta per avere un'atmosfera densa ed è l'unico oggetto conosciuto nello spazio diverso dalla Terra su cui sono state trovate chiare prove di corpi stabili di liquido superficiale.

Titano è una delle sette lune gravitazionalmente arrotondate in orbita attorno a Saturno e la seconda più distante da Saturno di queste sette. Spesso descritto come una luna simile a un pianeta, Titano è il 50% più grande (in diametro) della Luna terrestre e l'80% più massiccio. È la seconda luna più grande del Sistema Solare dopo Ganimede , la luna di Giove , ed è più grande del pianeta Mercurio , ma ha solo il 40% di massa .

Scoperta nel 1655 dall'astronomo olandese Christiaan Huygens , Titano fu la prima luna conosciuta di Saturno e il sesto satellite planetario conosciuto (dopo la luna terrestre e le quattro lune galileiane di Giove ). Titano orbita attorno a Saturno a 20 raggi di Saturno. Dalla superficie di Titano, Saturno sottende un arco di 5,09 gradi, e se fosse visibile attraverso la densa atmosfera della luna, sembrerebbe 11,4 volte più grande nel cielo della Luna dalla Terra.

Titano è composto principalmente da ghiaccio e materiale roccioso, che è probabilmente differenziato in un nucleo roccioso circondato da vari strati di ghiaccio, tra cui una crosta di ghiaccio I he uno strato sotterraneo di acqua liquida ricca di ammoniaca. Proprio come con Venere prima dell'era spaziale , la densa atmosfera opaca ha impedito la comprensione della superficie di Titano fino a quando la missione Cassini-Huygens nel 2004 ha fornito nuove informazioni, inclusa la scoperta di laghi di idrocarburi liquidi nelle regioni polari di Titano. La superficie geologicamente giovane è generalmente liscia, con pochi crateri da impatto , sebbene siano state trovate montagne e diversi possibili criovulcani .

L'atmosfera di Titano è in gran parte azoto ; componenti minori portano alla formazione di nubi di metano ed etano e ad una pesante foschia di organoazoto . Il clima, inclusi vento e pioggia, crea caratteristiche superficiali simili a quelle della Terra, come dune, fiumi, laghi, mari (probabilmente di metano liquido ed etano) e delta, ed è dominato da modelli meteorologici stagionali come sulla Terra. Con i suoi liquidi (sia in superficie che nel sottosuolo) e una robusta atmosfera di azoto, il ciclo del metano di Titano ha una sorprendente somiglianza con il ciclo dell'acqua terrestre , sebbene alla temperatura molto più bassa di circa 94 K (-179,2 ° C; -290,5 ° F).

Storia

Scoperta

Christiaan Huygens scoprì Titano nel 1655.

Titano fu scoperto il 25 marzo 1655 dall'astronomo olandese Christiaan Huygens . Huygens è stato ispirato dalla scoperta di Galileo delle quattro più grandi lune di Giove nel 1610 e dai suoi miglioramenti nella tecnologia dei telescopi . Christiaan, con l'aiuto del fratello maggiore Constantijn Huygens Jr. , iniziò a costruire telescopi intorno al 1650 e scoprì la prima luna osservata in orbita attorno a Saturno con uno dei telescopi da loro costruiti. Era la sesta luna mai scoperta, dopo la Luna terrestre e le lune galileiane di Giove.

Denominazione

Huygens chiamò la sua scoperta Saturni Luna (o Luna Saturni , dal latino "luna di Saturno"), pubblicando nel trattato del 1655 De Saturni Luna Observatio Nova ( Una nuova osservazione della luna di Saturno ). Dopo che Giovanni Domenico Cassini pubblicò le sue scoperte di altre quattro lune di Saturno tra il 1673 e il 1686, gli astronomi presero l'abitudine di riferirsi a queste ea Titano come Saturno da I a V (con Titano poi in quarta posizione). Altri primi epiteti per Titano includono "il normale satellite di Saturno". L'Unione Astronomica Internazionale conta ufficialmente Titano come Saturno VI .

Il nome Titano , e i nomi di tutti e sette i satelliti di Saturno allora conosciuti, provenivano da John Herschel (figlio di William Herschel , scopritore di altre due lune saturniane, Mimas ed Encelado ), nella sua pubblicazione del 1847 Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, al Capo di Buona Speranza . Da allora sono state scoperte numerose piccole lune intorno a Saturno. Le lune di Saturno prendono il nome da giganti mitologici. Il nome Titano deriva dai Titani , una razza di immortali nella mitologia greca.

Orbita e rotazione

L'orbita di Titano (evidenziata in rosso) tra le altre grandi lune interne di Saturno. Le lune al di fuori della sua orbita sono (dall'esterno all'interno) Giapeto e Iperione; quelli dentro sono Rea, Dione, Teti, Encelado e Mima.

Titano orbita attorno a Saturno una volta ogni 15 giorni 22 ore. Come la Luna terrestre e molti dei satelliti dei pianeti giganti , il suo periodo di rotazione (il suo giorno) è identico al suo periodo orbitale; Titano è bloccato in rotazione sincrona con Saturno e mostra permanentemente una faccia al pianeta. Le longitudini su Titano sono misurate verso ovest, partendo dal meridiano che passa per questo punto. La sua eccentricità orbitale è 0,0288 e il piano orbitale è inclinato di 0,348 gradi rispetto all'equatore di Saturno. Visto dalla Terra, Titano raggiunge una distanza angolare di circa 20 raggi di Saturno (poco più di 1.200.000 chilometri (750.000 mi)) da Saturno e sottende un disco di 0,8 secondi d'arco di diametro.

Il piccolo satellite di forma irregolare Hyperion è bloccato in una risonanza orbitale 3:4 con Titano. Un'evoluzione "lenta e regolare" della risonanza, in cui Hyperion è migrato da un'orbita caotica, è considerata improbabile, sulla base di modelli. Iperione probabilmente si formò in un'isola orbitale stabile, mentre il massiccio Titano assorbì o espulse corpi che si avvicinavano ravvicinati.

Caratteristiche di massa

Confronto delle dimensioni: Titano ( in basso a sinistra ) con la Luna e la Terra (in alto ea destra )
Un modello della struttura interna di Titano che mostra ghiaccio a sei strati

Titano ha un diametro di 5.149,46 chilometri (3.199,73 mi), 1,06 volte quello del pianeta Mercurio , 1,48 quello della Luna e 0,40 quello della Terra. Titano è il decimo oggetto più grande del sistema solare, incluso il Sole . Prima dell'arrivo della Voyager 1 nel 1980, si pensava che Titano fosse leggermente più grande di Ganimede (diametro 5.262 chilometri (3.270 mi)) e quindi la luna più grande del Sistema Solare; questa era una sopravvalutazione causata dall'atmosfera densa e opaca di Titano, con uno strato di foschia a 100-200 chilometri sopra la sua superficie. Ciò aumenta il suo diametro apparente. Il diametro e la massa di Titano (e quindi la sua densità) sono simili a quelli delle lune gioviane Ganimede e Callisto . Sulla base della sua densità apparente di 1,88 g/cm 3 , la composizione di Titan è metà di ghiaccio e metà di materiale roccioso. Sebbene simile nella composizione a Dione ed Encelado , è più denso a causa della compressione gravitazionale . Ha una massa 1/4226 di quella di Saturno, il che la rende la luna più grande dei giganti gassosi rispetto alla massa del suo primario. È il secondo in termini di diametro relativo delle lune a un gigante gassoso; Titano essendo 1/22,609 del diametro di Saturno, Tritone ha un diametro maggiore rispetto a Nettuno a 1/18,092.

Titano è probabilmente parzialmente differenziato in strati distinti con un centro roccioso di 3.400 chilometri (2.100 miglia). Questo centro roccioso è circondato da diversi strati composti da diverse forme cristalline di ghiaccio. Il suo interno può essere ancora abbastanza caldo per uno strato liquido costituito da un " magma " composto da acqua e ammoniaca tra la crosta di ghiaccio I h ​​e strati di ghiaccio più profondi fatti di forme di ghiaccio ad alta pressione. La presenza di ammoniaca consente all'acqua di rimanere liquida anche a una temperatura fino a 176 K (-97 ° C) (per miscela eutettica con acqua). La sonda Cassini ha scoperto le prove della struttura a strati sotto forma di onde radio naturali a bassissima frequenza nell'atmosfera di Titano. Si pensa che la superficie di Titano sia un povero riflettore di onde radio a frequenza estremamente bassa, quindi potrebbero invece riflettersi sul confine liquido-ghiaccio di un oceano sotterraneo . Le caratteristiche della superficie sono state osservate dalla navicella spaziale Cassini per spostarsi sistematicamente fino a 30 chilometri (19 miglia) tra ottobre 2005 e maggio 2007, il che suggerisce che la crosta è disaccoppiata dall'interno e fornisce ulteriori prove per uno strato liquido interno. Ulteriori prove a sostegno di uno strato liquido e di un guscio di ghiaccio disaccoppiati dal nucleo solido provengono dal modo in cui il campo gravitazionale varia mentre Titano orbita attorno a Saturno. Il confronto del campo gravitazionale con le osservazioni topografiche basate su RADAR suggerisce anche che il guscio di ghiaccio potrebbe essere sostanzialmente rigido.

Formazione

Si pensa che le lune di Giove e Saturno si siano formate per co-accrescimento , un processo simile a quello che si crede abbia formato i pianeti del Sistema Solare. Quando i giovani giganti gassosi si formarono, furono circondati da dischi di materiale che gradualmente si unirono in lune. Mentre Giove possiede quattro grandi satelliti in orbite molto regolari, simili a pianeti, Titano domina in modo schiacciante il sistema di Saturno e possiede un'elevata eccentricità orbitale non immediatamente spiegata dal solo co-accrescimento. Un modello proposto per la formazione di Titano è che il sistema di Saturno sia iniziato con un gruppo di lune simili ai satelliti galileiani di Giove , ma che siano state interrotte da una serie di impatti giganti , che avrebbero poi formato Titano. Le lune di medie dimensioni di Saturno, come Giapeto e Rea , si sono formate dai detriti di queste collisioni. Un inizio così violento spiegherebbe anche l'eccentricità orbitale di Titano.

Un'analisi del 2014 dell'azoto atmosferico di Titano ha suggerito che forse proveniva da materiale simile a quello trovato nella nuvola di Oort e non da fonti presenti durante il co-accrescimento di materiali attorno a Saturno.

Atmosfera

Immagine a colori reali degli strati di foschia nell'atmosfera di Titano

Titano è l'unica luna conosciuta con un'atmosfera significativa e la sua atmosfera è l'unica atmosfera densa di azoto nel Sistema Solare oltre a quella terrestre. Le sue osservazioni fatte nel 2004 da Cassini suggeriscono che Titano sia un "super rotatore", come Venere, con un'atmosfera che ruota molto più velocemente della sua superficie. Le osservazioni delle sonde spaziali Voyager hanno mostrato che l'atmosfera di Titano è più densa di quella terrestre, con una pressione superficiale di circa 1,45 atm . È anche circa 1,19 volte più massiccio di quello della Terra in generale, o circa 7,3 volte più massiccio per area di superficie. Strati di foschia opachi bloccano la maggior parte della luce visibile dal Sole e da altre sorgenti e oscurano le caratteristiche della superficie di Titano. La minore gravità di Titano significa che la sua atmosfera è molto più estesa di quella terrestre. L'atmosfera di Titano è opaca a molte lunghezze d'onda e, di conseguenza, uno spettro di riflettanza completo della superficie è impossibile da acquisire dall'orbita. Fu solo con l'arrivo della navicella Cassini-Huygens nel 2004 che furono ottenute le prime immagini dirette della superficie di Titano.

La composizione atmosferica di Titano è azoto (97%), metano (2,7±0,1%) e idrogeno (0,1–0,2%), con tracce di altri gas. Sono presenti tracce di altri idrocarburi , come etano , diacetilene , metilacetilene , acetilene e propano , e di altri gas, come cianoacetilene , acido cianidrico , anidride carbonica , monossido di carbonio , cianogeno , argon ed elio . Si pensa che gli idrocarburi si formino nell'atmosfera superiore di Titano nelle reazioni risultanti dalla rottura del metano da parte della luce ultravioletta del Sole , producendo uno denso smog arancione. Titano trascorre il 95% del suo tempo all'interno della magnetosfera di Saturno, il che può aiutarlo a proteggerlo dal vento solare .

L'energia del Sole avrebbe dovuto convertire tutte le tracce di metano nell'atmosfera di Titano in idrocarburi più complessi entro 50 milioni di anni, un tempo breve rispetto all'età del Sistema Solare. Ciò suggerisce che il metano deve essere rifornito da un serbatoio su o all'interno di Titano stesso. L'origine ultima del metano nella sua atmosfera potrebbe essere il suo interno, rilasciato dalle eruzioni dei criovulcani .

Traccia i gas organici nell'atmosfera di Titano : HNC (a sinistra) e HC 3 N (a destra).

Il 3 aprile 2013, la NASA ha riferito che complesse sostanze chimiche organiche , chiamate collettivamente tholin , probabilmente si formano su Titano, sulla base di studi che simulano l' atmosfera di Titano.

Il 6 giugno 2013, gli scienziati dell'IAA-CSIC hanno segnalato il rilevamento di idrocarburi policiclici aromatici nell'atmosfera superiore di Titano.

Il 30 settembre 2013, il propene è stato rilevato nell'atmosfera di Titano dalla navicella spaziale Cassini della NASA, utilizzando il suo spettrometro a infrarossi composito (CIRS). Questa è la prima volta che il propene è stato trovato su qualsiasi luna o pianeta diverso dalla Terra ed è la prima sostanza chimica trovata dal CIRS. Il rilevamento del propene colma una misteriosa lacuna nelle osservazioni che risalgono al primo sorvolo planetario ravvicinato di Titano da parte della navicella spaziale Voyager 1 della NASA nel 1980, durante il quale si scoprì che molti dei gas che compongono la foschia marrone di Titano erano idrocarburi, formati teoricamente attraverso il ricombinazione di radicali creati dalla fotolisi ultravioletta del metano da parte del Sole.

Il 24 ottobre 2014, il metano è stato trovato nelle nubi polari su Titano.

Nubi polari, fatte di metano, su Titano (a sinistra) rispetto alle nuvole polari sulla Terra (a destra), che sono fatte di acqua o ghiaccio d'acqua.

Clima

Vortice polare atmosferico sopra il polo sud di Titano

La temperatura superficiale di Titano è di circa 94 K (-179,2 ° C). A questa temperatura, il ghiaccio d'acqua ha una pressione di vapore estremamente bassa , quindi il poco vapore acqueo presente appare limitato alla stratosfera. Titano riceve circa l'1% di luce solare in più rispetto alla Terra. Prima che la luce solare raggiunga la superficie, circa il 90% è stato assorbito dalla densa atmosfera, lasciando solo lo 0,1% della quantità di luce ricevuta dalla Terra.

Il metano atmosferico crea un effetto serra sulla superficie di Titano, senza il quale Titano sarebbe molto più freddo. Al contrario, la foschia nell'atmosfera di Titano contribuisce a un effetto anti-serra riflettendo la luce solare nello spazio, annullando una parte dell'effetto serra e rendendo la sua superficie significativamente più fredda della sua atmosfera superiore.

Nubi di metano (animate; luglio 2014).

Le nuvole di Titano, probabilmente composte da metano, etano o altri semplici composti organici, sono sparse e variabili, punteggiando la foschia generale. I risultati della sonda Huygens indicano che l'atmosfera di Titano fa piovere periodicamente metano liquido e altri composti organici sulla sua superficie.

Le nuvole in genere coprono l'1% del disco di Titano, sebbene siano stati osservati eventi di scoppio in cui la copertura nuvolosa si espande rapidamente fino all'8%. Un'ipotesi afferma che le nuvole meridionali si formano quando livelli elevati di luce solare durante l'estate meridionale generano sollevamento nell'atmosfera, con conseguente convezione . Questa spiegazione è complicata dal fatto che la formazione di nubi è stata osservata non solo dopo il solstizio d'estate meridionale, ma anche durante la metà della primavera. L'aumento dell'umidità del metano al polo sud probabilmente contribuisce al rapido aumento delle dimensioni delle nuvole. Era estate nell'emisfero meridionale di Titano fino al 2010, quando l'orbita di Saturno, che governa il movimento di Titano, ha spostato l'emisfero settentrionale di Titano alla luce del sole. Quando le stagioni cambiano, si prevede che l'etano inizierà a condensare sul polo sud.

Caratteristiche della superficie

Mappa geologica globale di Titano (2019)

La superficie di Titano è stata descritta come "complessa, elaborata con fluidi, [e] geologicamente giovane". Titano esiste sin dalla formazione del Sistema Solare, ma la sua superficie è molto più giovane, tra 100 milioni e 1 miliardo di anni. I processi geologici potrebbero aver rimodellato la superficie di Titano. L'atmosfera di Titano è quattro volte più spessa di quella terrestre, il che rende difficile per gli strumenti astronomici visualizzare la sua superficie nello spettro della luce visibile. La navicella Cassini ha utilizzato strumenti a infrarossi, altimetria radar e imaging radar ad apertura sintetica (SAR) per mappare porzioni di Titano durante i suoi sorvoli ravvicinati. Le prime immagini hanno rivelato una geologia diversificata, con aree sia ruvide che lisce. Ci sono caratteristiche che possono essere di origine vulcanica , vomitando acqua mista ad ammoniaca sulla superficie. Ci sono anche prove che il guscio di ghiaccio di Titano potrebbe essere sostanzialmente rigido, il che suggerirebbe una scarsa attività geologica. Ci sono anche caratteristiche striate, alcune delle quali lunghe centinaia di chilometri, che sembrano essere causate da particelle portate dal vento. L'esame ha anche mostrato che la superficie è relativamente liscia; i pochi oggetti che sembrano essere crateri da impatto sembravano essere stati riempiti, forse dalla pioggia di idrocarburi o vulcani. L'altimetria radar suggerisce che la variazione di altezza è bassa, in genere non più di 150 metri. Sono stati scoperti occasionali dislivelli di 500 metri e Titano ha montagne che a volte raggiungono da diverse centinaia di metri a più di 1 chilometro di altezza.

La superficie di Titano è caratterizzata da ampie regioni di terreno luminoso e scuro. Questi includono Xanadu , una vasta area equatoriale riflettente delle dimensioni dell'Australia. È stato identificato per la prima volta nelle immagini a infrarossi del telescopio spaziale Hubble nel 1994 e successivamente visualizzato dalla navicella Cassini . La regione contorta è piena di colline e tagliata da valli e voragini. È attraversato in alcuni punti da lineamenti scuri: caratteristiche topografiche sinuose che ricordano creste o fessure. Questi possono rappresentare un'attività tettonica , il che indicherebbe che Xanadu è geologicamente giovane. In alternativa, i lineamenti possono essere canali formati da liquido, suggerendo un vecchio terreno che è stato attraversato da sistemi di ruscelli. Vi sono aree scure di dimensioni simili altrove su Titano, osservate da terra e da Cassini ; almeno uno di questi, Ligeia Mare , il secondo mare di Titano, è quasi un mare di puro metano.

Mosaico di Titano da un passaggio ravvicinato di Cassini . La grande regione oscura è Shangri-La .
Titan in falsi colori che mostra i dettagli della superficie e l'atmosfera. Xanadu è la regione luminosa in basso al centro.
Immagine composita Titan nell'infrarosso. Presenta le regioni scure e piene di dune Fensal (nord) e Aztlan (sud).

laghi

Laghi Titani (11 settembre 2017)
Mosaico radar Cassini in falsi colori della regione polare nord di Titano. La colorazione blu indica una bassa riflettività radar, causata da mari di idrocarburi, laghi e reti di affluenti pieni di etano liquido, metano e N disciolto
2
. Viene mostrata circa la metà del grande corpo in basso a sinistra, Kraken Mare . Ligeia Mare è in basso a destra.
Mosaico di tre immagini Huygens del sistema di canali su Titano
Laghi di Titano bordati
(concetto dell'artista)

La possibilità di mari di idrocarburi su Titano è stata suggerita per la prima volta sulla base dei dati Voyager 1 e 2 che hanno mostrato che Titano ha un'atmosfera densa di circa la temperatura e la composizione corrette per supportarli, ma non sono state ottenute prove dirette fino al 1995 quando i dati di Hubble e altri le osservazioni suggerivano l'esistenza di metano liquido su Titano, sia in sacche disconnesse che sulla scala di oceani a livello di satelliti, simili all'acqua sulla Terra.

La missione Cassini ha confermato la prima ipotesi. Quando la sonda è arrivata nel sistema saturniano nel 2004, si sperava che i laghi o gli oceani di idrocarburi sarebbero stati rilevati dalla luce solare riflessa dalla loro superficie, ma inizialmente non sono stati osservati riflessi speculari . Vicino al polo sud di Titano, è stata identificata un'enigmatica caratteristica oscura chiamata Ontario Lacus (e in seguito è stata confermata essere un lago). Una possibile linea di costa è stata anche identificata vicino al polo tramite immagini radar. Dopo un sorvolo il 22 luglio 2006, in cui il radar della navicella Cassini ha ripreso le latitudini settentrionali (che allora erano in inverno), sono state viste diverse macchie larghe, lisce (e quindi scure per il radar) che punteggiano 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 Cassini-Huygens ha concluso che le caratteristiche dell'immagine sono quasi certamente i laghi di idrocarburi a lungo ricercati, i primi corpi stabili di superficie liquido trovato al di fuori della Terra. Alcuni sembrano avere canali associati a liquidi e giacciono in depressioni topografiche. Le caratteristiche dell'erosione liquida sembrano essere un evento molto recente: i canali in alcune regioni hanno creato un'erosione sorprendentemente ridotta, suggerendo che l'erosione su Titano è estremamente lenta, o alcuni altri fenomeni recenti potrebbero aver spazzato via i letti dei fiumi e le morfologie più antiche. Nel complesso, le osservazioni radar Cassini hanno mostrato che i laghi coprono solo una piccola percentuale della superficie, rendendo Titano molto più secco della Terra. La maggior parte dei laghi è concentrata vicino ai poli (dove la relativa mancanza di luce solare impedisce l'evaporazione), ma sono stati scoperti anche diversi laghi di idrocarburi di vecchia data nelle regioni desertiche equatoriali, incluso uno vicino al sito di atterraggio di Huygens nella regione di Shangri-La , che è grande circa la metà del Great Salt Lake nello Utah , USA. I laghi equatoriali sono probabilmente delle " oasi ", ovvero il probabile fornitore sono le falde acquifere sotterranee .

Caratteristica in evoluzione in Ligeia Mare

Nel giugno 2008, il Visual and Infrared Mapping Spectrometer su Cassini ha confermato senza dubbio la presenza di etano liquido in Ontario Lacus. Il 21 dicembre 2008, Cassini è passato direttamente sull'Ontario Lacus e ha osservato la riflessione speculare nel radar. La forza della riflessione ha saturato il ricevitore della sonda, indicando che il livello del lago non variava di più di 3 mm (il che implica che i venti di superficie erano minimi o che il fluido idrocarburico del lago è viscoso).

Radiazione nel vicino infrarosso del Sole riflessa dai mari di idrocarburi di Titano

L'8 luglio 2009, il VIMS di Cassini ha osservato un riflesso speculare indicativo di una superficie liscia simile a uno specchio, al largo di quello che oggi viene chiamato Jingpo Lacus , un lago nella regione del polo nord poco dopo che l'area è emersa da 15 anni di oscurità invernale. I riflessi speculari sono indicativi di una superficie liscia simile a uno specchio, quindi l'osservazione ha corroborato l'inferenza della presenza di un grande corpo liquido tratto dall'imaging radar.

Le prime misurazioni radar effettuate nel luglio 2009 e nel gennaio 2010 indicavano che l'Ontario Lacus era estremamente basso, con una profondità media di 0,4–3 me una profondità massima da 3 a 7 m (da 9,8 a 23,0 piedi). Al contrario, la Ligeia Mare dell'emisfero settentrionale era inizialmente mappata a profondità superiori a 8 m, la massima rilevabile dallo strumento radar e dalle tecniche di analisi dell'epoca. L'analisi scientifica successiva, pubblicata nel 2014, ha mappato in modo più completo le profondità dei tre mari di metano di Titano e ha mostrato profondità di oltre 200 metri (660 piedi). Ligeia Mare ha una profondità media compresa tra 20 e 40 m (da 66 a 131 piedi), mentre altre parti di Ligeia non hanno registrato alcun riflesso radar, indicando una profondità di oltre 200 m (660 piedi). Sebbene sia solo il secondo più grande dei mari di metano di Titano, Ligeia "contiene abbastanza metano liquido da riempire tre laghi Michigan ".

Nel maggio 2013, l'altimetro radar di Cassini ha osservato i canali Vid Flumina di Titano, definiti come una rete di drenaggio collegata al secondo mare di idrocarburi più grande di Titano, Ligeia Mare. L'analisi degli echi dell'altimetro ricevuti ha mostrato che i canali si trovano in canyon profondi (fino a ~ 570 m), con pareti ripide e hanno forti riflessi superficiali speculari che indicano che sono attualmente pieni di liquido. Le elevazioni del liquido in questi canali sono allo stesso livello di Ligeia Mare con una precisione verticale di circa 0,7 m, coerente con l'interpretazione delle valli fluviali annegate. Riflessioni speculari si osservano anche negli affluenti di ordine inferiore elevati al di sopra del livello di Ligeia Mare, coerenti con l'alimentazione del drenaggio nel sistema dei canali principali. Questa è probabilmente la prima prova diretta della presenza di canali liquidi su Titano e la prima osservazione di canyon profondi cento metri su Titano. I canyon di Vid Flumina sono quindi affogati dal mare, ma ci sono alcune osservazioni isolate che attestano la presenza di liquidi superficiali che si trovano a quote più elevate.

Durante sei sorvoli di Titano dal 2006 al 2011, Cassini ha raccolto dati di tracciamento radiometrico e navigazione ottica da cui gli investigatori hanno potuto dedurre approssimativamente la forma mutevole di Titano. La densità di Titano è coerente con un corpo composto per circa il 60% da roccia e per il 40% da acqua. Le analisi del team suggeriscono che la superficie di Titano può salire e scendere fino a 10 metri durante ciascuna orbita. Quel grado di deformazione suggerisce che l'interno di Titano è relativamente deformabile e che il modello più probabile di Titano è quello in cui un guscio ghiacciato spesso decine di chilometri galleggia in cima a un oceano globale. I risultati del team, insieme ai risultati di studi precedenti, suggeriscono che l'oceano di Titano potrebbe trovarsi a non più di 100 chilometri (62 miglia) sotto la sua superficie. Il 2 luglio 2014, la NASA ha riferito che l'oceano all'interno di Titano potrebbe essere salato come il Mar Morto . Il 3 settembre 2014, la NASA ha riportato studi che suggeriscono che le precipitazioni di metano su Titano potrebbero interagire con uno strato di materiale ghiacciato sotterraneo, chiamato "alcanofer", per produrre etano e propano che potrebbero eventualmente alimentare fiumi e laghi.

Nel 2016, Cassini ha trovato le prime prove di canali pieni di liquido su Titano, in una serie di canyon profondi e scoscesi che sfociano in Ligeia Mare . Questa rete di canyon, soprannominata Vid Flumina, ha una profondità compresa tra 240 e 570 me ha pareti ripide fino a 40°. Si ritiene che si siano formati o per sollevamento della crosta terrestre, come il Grand Canyon terrestre , o per un abbassamento del livello del mare, o forse una combinazione dei due. La profondità dell'erosione suggerisce che i flussi di liquidi in questa parte di Titano sono caratteristiche a lungo termine che persistono per migliaia di anni.

PIA12481 Riflessione speculare di Titano.jpg
Laghi liquidi su titan.jpg
Foto della riflessione speculare a infrarossi al largo di Jingpo Lacus , un lago nella regione del polo nord Vista radar prospettica di Bolsena Lacus (in basso a destra) e di altri laghi di idrocarburi dell'emisfero settentrionale
Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg
Titan S. lago polare cambia 2004-5.jpg
Immagini contrastanti del numero di laghi nell'emisfero settentrionale di Titano (a sinistra) e nell'emisfero meridionale (a destra) Due immagini dell'emisfero meridionale di Titano acquisite a un anno di distanza, che mostrano i cambiamenti nei laghi del polo sud

Crateri da impatto

Immagine radar di un cratere da impatto di 139 km di diametro sulla superficie di Titano, che mostra un pavimento liscio, un bordo irregolare e forse un picco centrale .

I dati radar, SAR e di imaging di Cassini hanno rivelato pochi crateri da impatto sulla superficie di Titano. Questi impatti sembrano essere relativamente giovani, rispetto all'età di Titano. I pochi crateri da impatto scoperti includono un bacino da impatto a due anelli largo 440 chilometri (270 miglia) chiamato Menrva visto dalla ISS di Cassini come un modello concentrico luminoso-scuro. Sono stati anche osservati un cratere più piccolo, largo 60 chilometri (37 miglia), dal fondo piatto chiamato Sinlap e un cratere di 30 km (19 miglia) con un picco centrale e un fondo scuro chiamato Ksa. Le immagini radar e Cassini hanno anche rivelato "crateriformi", caratteristiche circolari sulla superficie di Titano che potrebbero essere correlate all'impatto, ma mancano di alcune caratteristiche che renderebbero certa l'identificazione. Ad esempio, Cassini ha osservato un anello di materiale brillante e ruvido largo 90 chilometri (56 miglia) noto come Guabonito . Si pensa che questa caratteristica sia un cratere da impatto riempito da sedimenti scuri spinti dal vento. Diverse altre caratteristiche simili sono state osservate nelle regioni scure di Shangri-la e Aaru. Il radar ha osservato diverse caratteristiche circolari che potrebbero essere crateri nella regione luminosa di Xanadu durante il sorvolo di Titano del 30 aprile 2006 di Cassini .

Ligeia MareSAR e viste demacchiate più chiare.

Molti dei crateri di Titano o probabili crateri mostrano prove di un'estesa erosione e tutti mostrano alcune indicazioni di modifica. La maggior parte dei grandi crateri ha bordi rotti o incompleti, nonostante il fatto che alcuni crateri su Titano abbiano bordi relativamente più massicci di quelli in qualsiasi altra parte del Sistema Solare. Ci sono poche prove della formazione di palinsesti attraverso il rilassamento crostale viscoelastico, a differenza di altre grandi lune ghiacciate. La maggior parte dei crateri mancano di picchi centrali e hanno pavimenti lisci, probabilmente a causa della generazione di impatti o di successive eruzioni di lava criovulcanica . Il riempimento da vari processi geologici è una delle ragioni della relativa carenza di crateri di Titano; anche la schermatura atmosferica gioca un ruolo. Si stima che l'atmosfera di Titano riduca il numero di crateri sulla sua superficie di un fattore due.

La limitata copertura radar ad alta risoluzione di Titano ottenuta nel 2007 (22%) ha suggerito l'esistenza di non uniformità nella sua distribuzione del cratere. Xanadu ha 2–9 volte più crateri che altrove. L'emisfero principale ha una densità superiore del 30% rispetto all'emisfero posteriore. Ci sono densità di crateri inferiori nelle aree delle dune equatoriali e nella regione del polo nord (dove i laghi e i mari di idrocarburi sono più comuni).

I modelli pre - Cassini delle traiettorie e degli angoli dell'impatto suggeriscono che dove l'impattore colpisce la crosta di ghiaccio d'acqua, una piccola quantità di materiale espulso rimane come acqua liquida all'interno del cratere. Può persistere come liquido per secoli o più, sufficiente per "la sintesi di semplici molecole precursori all'origine della vita".

Criovulcanesimo e montagne

Immagine nel vicino infrarosso di Tortola Facula, ritenuto un possibile criovulcano

Gli scienziati hanno a lungo ipotizzato che le condizioni su Titano assomiglino a quelle della Terra primordiale, sebbene a una temperatura molto più bassa. Il rilevamento di argon-40 nell'atmosfera nel 2004 ha indicato che i vulcani avevano generato pennacchi di "lava" composti da acqua e ammoniaca. Le mappe globali della distribuzione del lago sulla superficie di Titano hanno rivelato che non c'è abbastanza metano superficiale per spiegare la sua continua presenza nella sua atmosfera, e quindi che una parte significativa deve essere aggiunta attraverso i processi vulcanici.

Tuttavia, c'è una scarsità di caratteristiche della superficie che possono essere interpretate senza ambiguità come criovulcani. Una delle prime di queste caratteristiche rivelate dalle osservazioni radar Cassini nel 2004, chiamata Ganesa Macula , ricorda le caratteristiche geografiche chiamate " cupcake cupole " trovate su Venere, e quindi inizialmente si pensava fosse di origine criovulcanica, fino a quando Kirk et al. ha confutato questa ipotesi alla riunione annuale dell'American Geophysical Union nel dicembre 2008. Si è scoperto che la caratteristica non era affatto una cupola, ma sembrava derivare da una combinazione accidentale di macchie chiare e scure. Nel 2004 Cassini ha rilevato anche una caratteristica insolitamente luminosa (chiamata Tortola Facula ), che è stata interpretata come una cupola criovulcanica. Non sono state identificate caratteristiche simili a partire dal 2010. Nel dicembre 2008, gli astronomi hanno annunciato la scoperta di due "punti luminosi" transitori ma insolitamente longevi nell'atmosfera di Titano, che sembrano troppo persistenti per essere spiegati da semplici modelli meteorologici, suggerendo che fossero i risultato di estesi episodi criovulcanici.

Nel 2006 Cassini ha scoperto anche una catena montuosa che misura 150 chilometri (93 miglia), larga 30 chilometri (19 miglia) e alta 1,5 chilometri (0,93 miglia) . Questa catena si trova nell'emisfero meridionale e si pensa che sia composta da ghiacci materiale e ricoperta di neve metano. Il movimento delle placche tettoniche, forse influenzato da un vicino bacino d'impatto, potrebbe aver aperto un varco attraverso il quale il materiale della montagna risaliva. Prima di Cassini , gli scienziati presumevano che la maggior parte della topografia su Titano fosse costituita da strutture da impatto, ma questi risultati rivelano che, in modo simile alla Terra, le montagne si sono formate attraverso processi geologici.

Nel 2008 Jeffrey Moore (geologo planetario dell'Ames Research Center ) ha proposto una visione alternativa della geologia di Titano. Notando che finora nessuna caratteristica vulcanica era stata identificata in modo inequivocabile su Titano, ha affermato che Titano è un mondo geologicamente morto, la cui superficie è modellata solo da crateri da impatto, erosione fluviale ed eoliana , deperimento di massa e altri processi esogeni . Secondo questa ipotesi, il metano non viene emesso dai vulcani ma si diffonde lentamente dal freddo e rigido interno di Titano. Ganesa Macula potrebbe essere un cratere da impatto eroso con una duna scura al centro. Le creste montuose osservate in alcune regioni possono essere spiegate come scarpate fortemente degradate di grandi strutture di impatto multi-anello o come risultato della contrazione globale dovuta al lento raffreddamento dell'interno. Anche in questo caso, Titano potrebbe avere ancora un oceano interno costituito dalla miscela eutettica acqua-ammoniaca con una temperatura di 176 K (-97 ° C), che è abbastanza bassa da essere spiegata dal decadimento degli elementi radioattivi nel nucleo. Il terreno luminoso di Xanadu potrebbe essere un terreno degradato fortemente craterizzato simile a quello osservato sulla superficie di Callisto. In effetti, se non fosse per la sua mancanza di atmosfera, Callisto potrebbe fungere da modello per la geologia di Titano in questo scenario. Jeffrey Moore ha persino chiamato Titan Callisto con il tempo .

Nel marzo 2009, sono state annunciate strutture simili a colate laviche in una regione di Titano chiamata Hotei Arcus, che sembra fluttuare di luminosità nel corso di diversi mesi. Sebbene siano stati suggeriti molti fenomeni per spiegare questa fluttuazione, si è scoperto che i flussi di lava si innalzano a 200 metri (660 piedi) sopra la superficie di Titano, coerentemente con l'eruzione da sotto la superficie.

Nel dicembre 2010, il team della missione Cassini ha annunciato il criovulcano più avvincente possibile mai trovato. Chiamato Sotra Patera , è uno in una catena di almeno tre montagne, ciascuna tra i 1000 ei 1500 m di altezza, molte delle quali sono sormontate da grandi crateri. Il terreno attorno alle loro basi sembra essere ricoperto da colate laviche ghiacciate.

Nelle regioni polari di Titano sono state identificate morfologie simili a crateri forse formate da eruzioni criovulcaniche esplosive, simili a maar o che formano caldere . Queste formazioni sono talvolta nidificate o sovrapposte e hanno caratteristiche suggestive di esplosioni e crolli, come bordi elevati, aloni e colline o montagne interne. La posizione polare di queste caratteristiche e la loro colocalizzazione con i laghi e i mari di Titano suggerisce che sostanze volatili come il metano potrebbero aiutarle ad alimentarle. Alcune di queste caratteristiche appaiono piuttosto fresche, suggerendo che tale attività vulcanica continua fino ad oggi.

La maggior parte delle vette più alte di Titano si trovano vicino al suo equatore nelle cosiddette "cinture di cresta". Si ritiene che siano analoghi alle montagne della piega terrestre come le Montagne Rocciose o l' Himalaya , formate dalla collisione e dall'instabilità delle placche tettoniche, o alle zone di subduzione come le Ande , dove la lava (o cryolava ) ascendente da una placca discendente in fusione sale a la superficie. Un possibile meccanismo per la loro formazione sono le forze di marea di Saturno. Poiché il mantello ghiacciato di Titano è meno viscoso del mantello magmatico della Terra e poiché il suo substrato ghiacciato è più morbido del substrato granitico terrestre, è improbabile che le montagne raggiungano altezze grandi quanto quelle sulla Terra. Nel 2016, il team Cassini ha annunciato quella che ritiene essere la montagna più alta di Titano. Situato nella catena dei Mithrim Montes, è alto 3.337 m.

Immagine VIMS in falsi colori del possibile criovulcano Sotra Patera , combinata con una mappa 3D basata su dati radar, che mostra picchi alti 1000 metri e un cratere profondo 1500 metri.

Se il vulcanismo su Titano esiste davvero, l'ipotesi è che sia guidato dall'energia rilasciata dal decadimento degli elementi radioattivi all'interno del mantello, come lo è sulla Terra. Il magma sulla Terra è costituito da roccia liquida, meno densa della solida crosta rocciosa attraverso la quale erutta. Poiché il ghiaccio è meno denso dell'acqua, il magma acquoso di Titano sarebbe più denso della sua solida crosta ghiacciata. Ciò significa che il criovulcanismo su Titano richiederebbe una grande quantità di energia aggiuntiva per funzionare, possibilmente tramite la flessione delle maree dal vicino Saturno. Il ghiaccio a bassa pressione, che ricopre uno strato liquido di solfato di ammonio , sale in modo dinamico e il sistema instabile può produrre drammatici eventi di pennacchio. Titano viene riemerso attraverso il processo da ghiaccio granuloso e cenere di solfato di ammonio, che aiuta a produrre un paesaggio a forma di vento e le caratteristiche delle dune di sabbia. Titano potrebbe essere stato molto più geologicamente attivo in passato; i modelli dell'evoluzione interna di Titano suggeriscono che la crosta di Titano fosse spessa solo 10 chilometri fino a circa 500 milioni di anni fa, consentendo al criovulcanismo vigoroso con magmi d'acqua a bassa viscosità di cancellare tutte le caratteristiche della superficie formate prima di quel momento. La moderna geologia di Titano si sarebbe formata solo dopo che la crosta si era ispessita a 50 chilometri e quindi avrebbe impedito il costante riemersione criovulcanica, con qualsiasi criovulcanesimo verificatosi da quel momento producendo magma d'acqua molto più viscoso con frazioni maggiori di ammoniaca e metanolo; questo suggerirebbe anche che il metano di Titano non viene più aggiunto attivamente alla sua atmosfera e potrebbe esaurirsi completamente nel giro di poche decine di milioni di anni.

Molte delle montagne e colline più importanti hanno ricevuto nomi ufficiali dall'Unione Astronomica Internazionale . Secondo JPL , "Per convenzione, le montagne su Titano prendono il nome dalle montagne della Terra di Mezzo , l'ambientazione immaginaria nei romanzi fantasy di JRR Tolkien ". Colles (collezioni di colline) prendono il nome da personaggi delle stesse opere di Tolkien.

Terreno equatoriale scuro

Dune di sabbia nel deserto del Namib sulla Terra (in alto), rispetto alle dune di Belet su Titano

Nelle prime immagini della superficie di Titano scattate dai telescopi terrestri all'inizio degli anni 2000, sono state rivelate vaste regioni di terreno scuro a cavallo dell'equatore di Titano. Prima dell'arrivo di Cassini si pensava che queste regioni fossero mari di idrocarburi liquidi. Le immagini radar catturate dalla sonda Cassini hanno invece rivelato che alcune di queste regioni sono estese pianure ricoperte da dune longitudinali , alte fino a 100 m, larghe circa un chilometro e lunghe da decine a centinaia di chilometri. Le dune di questo tipo sono sempre allineate con la direzione media del vento. Nel caso di Titano, i venti zonali costanti (verso est) si combinano con venti di marea variabili (circa 0,5 metri al secondo). I venti di marea sono il risultato delle forze di marea di Saturno sull'atmosfera di Titano, che sono 400 volte più forti delle forze di marea della Luna sulla Terra e tendono a guidare il vento verso l'equatore. Questo modello di vento, è stato ipotizzato, fa sì che il materiale granulare sulla superficie si accumuli gradualmente in lunghe dune parallele allineate da ovest a est. Le dune si rompono intorno alle montagne, dove la direzione del vento cambia.

Inizialmente si presumeva che le dune longitudinali (o lineari) fossero formate da venti moderatamente variabili che seguono una direzione media o si alternano tra due direzioni diverse. Osservazioni successive indicano che le dune puntano a est, sebbene le simulazioni climatiche indichino che i venti di superficie di Titano soffiano verso ovest. A meno di 1 metro al secondo, non sono abbastanza potenti per sollevare e trasportare materiale in superficie. Recenti simulazioni al computer indicano che le dune potrebbero essere il risultato di rari venti di tempesta che si verificano solo ogni quindici anni quando Titano è in equinozio . Queste tempeste producono forti correnti discendenti, che scorrono verso est fino a 10 metri al secondo quando raggiungono la superficie.

La "sabbia" su Titano probabilmente non è composta da piccoli granelli di silicati come la sabbia sulla Terra, ma piuttosto potrebbe essersi formata quando il metano liquido ha piovuto ed eroso il substrato roccioso di acqua ghiacciata, forse sotto forma di inondazioni improvvise. In alternativa, la sabbia potrebbe provenire anche da solidi organici chiamati tolini , prodotti da reazioni fotochimiche nell'atmosfera di Titano. Gli studi sulla composizione delle dune nel maggio 2008 hanno rivelato che possedevano meno acqua rispetto al resto di Titano, e quindi molto probabilmente derivano da fuliggine organica come polimeri di idrocarburi che si aggregano dopo la pioggia sulla superficie. I calcoli indicano che la sabbia su Titano ha una densità di un terzo di quella della sabbia terrestre. La bassa densità combinata con la secchezza dell'atmosfera di Titano potrebbe causare l'aggregazione dei grani a causa dell'accumulo di elettricità statica. La "vischiosità" potrebbe rendere difficile per la brezza generalmente mite vicino alla superficie di Titano spostare le dune, anche se i venti più potenti delle tempeste stagionali potrebbero ancora spingerle verso est.

Intorno all'equinozio, forti venti discendenti possono sollevare particelle organiche solide di dimensioni micrometriche dalle dune per creare tempeste di polvere titaniche, osservate come schiarimenti intensi e di breve durata nell'infrarosso.

Titano - tre tempeste di sabbia rilevate nel 2009-2010.

Osservazione ed esplorazione

Voyager 1 vista della foschia sull'arto di Titano (1980)

Titano non è mai visibile ad occhio nudo, ma può essere osservato attraverso piccoli telescopi o potenti binocoli. L'osservazione amatoriale è difficile a causa della vicinanza di Titano al globo brillante e al sistema di anelli di Saturno; una barra occultante, che copre parte dell'oculare e utilizzata per bloccare il pianeta luminoso, migliora notevolmente la visione. Titano ha una magnitudine apparente massima di +8,2 e una magnitudine media di opposizione 8,4. Questo è paragonabile a +4,6 per Ganimede di dimensioni simili, nel sistema gioviano.

Le osservazioni di Titano prima dell'era spaziale erano limitate. Nel 1907 l'astronomo spagnolo Josep Comas i Solà osservò l'oscuramento degli arti di Titano, la prima prova che il corpo ha un'atmosfera. Nel 1944 Gerard P. Kuiper utilizzò una tecnica spettroscopica per rilevare un'atmosfera di metano.

Missioni di sorvolo: Pioneer e Voyager

La prima sonda a visitare il sistema saturniano è stata la Pioneer 11 nel 1979, che ha rivelato che Titano era probabilmente troppo freddo per sostenere la vita. Sono state scattate immagini di Titano, inclusi Titano e Saturno insieme, tra la metà e la fine del 1979. La qualità è stata presto superata dai due Voyager .

Titan è stato esaminato sia da Voyager 1 che da 2 rispettivamente nel 1980 e nel 1981. La traiettoria del Voyager 1 è stata progettata per fornire un sorvolo di Titano ottimizzato, durante il quale il veicolo spaziale è stato in grado di determinare la densità, la composizione e la temperatura dell'atmosfera e ottenere una misurazione precisa della massa di Titano. La foschia atmosferica ha impedito l'imaging diretto della superficie, sebbene nel 2004 l'elaborazione digitale intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della Voyager 1 abbia rivelato accenni alle caratteristiche chiare e scure ora note come Xanadu e Shangri-la , che erano state osservate nell'infrarosso dal telescopio spaziale Hubble. La Voyager 2 , che sarebbe stata dirottata per eseguire il sorvolo di Titano se la Voyager 1 non fosse stata in grado di farlo, non passò vicino a Titano e proseguì verso Urano e Nettuno.

Studi sui segnali radio flyby Titan di Cassini (idea dell'artista)

Cassini-Huygens

Cassini immagine di Titano davanti agli anelli di Saturno
Cassini immagine di Titano, dietro Epimeteo e gli anelli

Anche con i dati forniti dai Voyager , Titano è rimasto un mistero: un grande satellite avvolto in un'atmosfera che rende difficile l'osservazione dettagliata.

La navicella Cassini-Huygens ha raggiunto Saturno il 1 luglio 2004 e ha iniziato il processo di mappatura della superficie di Titano tramite radar . Un progetto congiunto dell'Agenzia spaziale europea (ESA) e della NASA , Cassini–Huygens si è rivelato una missione di grande successo. La sonda Cassini ha sorvolato Titano il 26 ottobre 2004 e ha catturato le immagini con la più alta risoluzione mai vista dalla superficie di Titano, a soli 1.200 chilometri (750 miglia), individuando macchie di luce e oscurità che sarebbero invisibili all'occhio umano.

Il 22 luglio 2006, Cassini ha effettuato il suo primo sorvolo ravvicinato mirato a 950 chilometri (590 miglia) da Titano; il sorvolo più vicino è stato a 880 chilometri (550 miglia) il 21 giugno 2010. Il liquido è stato trovato in abbondanza sulla superficie nella regione polare settentrionale, sotto forma di molti laghi e mari scoperti da Cassini .

L' atterraggio di Huygens

Immagine in situ di Huygens dalla superficie di Titano: l'unica immagine dalla superficie di un corpo più lontano di Marte
Stessa immagine con contrasto migliorato

Huygens è stata una sonda atmosferica che è atterrata su Titano il 14 gennaio 2005, scoprendo che molte delle sue caratteristiche superficiali sembrano essere state formate da fluidi in qualche momento del passato. Titano è il corpo più distante dalla Terra ad avere una sonda spaziale atterrata sulla sua superficie.

La sonda Huygens scende con il paracadute e atterra su Titano il 14 gennaio 2005

La sonda Huygens è atterrata appena al largo della punta più orientale di una regione luminosa ora chiamata Adiri . La sonda ha fotografato colline pallide con "fiumi" scuri che scendono verso una pianura oscura. La comprensione attuale è che le colline (indicate anche come altopiani) sono composte principalmente da ghiaccio d'acqua. I composti organici scuri, creati nell'alta atmosfera dalla radiazione ultravioletta del Sole, possono piovere dall'atmosfera di Titano. Sono lavati dalle colline con le piogge di metano e si depositano in pianura su scale temporali geologiche.

Dopo l'atterraggio, Huygens ha fotografato una pianura scura ricoperta di piccole rocce e ciottoli, composti da ghiaccio d'acqua. Le due rocce appena sotto il centro dell'immagine a destra sono più piccole di quanto possano sembrare: quella di sinistra è larga 15 centimetri e quella al centro è larga 4 centimetri, a una distanza di circa 85 centimetri da Huygens . Ci sono prove di erosione alla base delle rocce, che indicano una possibile attività fluviale. La superficie del suolo è più scura del previsto, costituita da una miscela di acqua e ghiaccio di idrocarburi.

Nel marzo 2007, la NASA, l'ESA e la COSPAR hanno deciso di chiamare il sito di atterraggio di Huygens la stazione commemorativa di Hubert Curien in memoria dell'ex presidente dell'ESA.

Libellula

La missione Dragonfly , sviluppata e gestita dal Johns Hopkins Applied Physics Laboratory , verrà lanciata a giugno 2027. Consiste in un grande drone alimentato da un RTG per volare nell'atmosfera di Titano come New Frontiers 4. I suoi strumenti studieranno fino a che punto prebiotico la chimica potrebbe essere progredita. La missione dovrebbe arrivare su Titano nel 2034.

Missioni proposte o concettuali

Il pallone proposto per la Titan Saturn System Mission (resa artistica)

Negli ultimi anni sono state proposte diverse missioni concettuali per riportare una sonda spaziale robotica su Titano. Il lavoro concettuale iniziale è stato completato per tali missioni dalla NASA, dall'ESA e dal JPL . Al momento, nessuna di queste proposte è diventata missioni finanziate.

La Titan Saturn System Mission (TSSM) era una proposta congiunta NASA/ ESA per l'esplorazione delle lune di Saturno . Immagina una mongolfiera che galleggia nell'atmosfera di Titano per sei mesi. Era in competizione con la proposta di finanziamento dell'Europa Jupiter System Mission (EJSM). Nel febbraio 2009 è stato annunciato che l'ESA/NASA aveva dato la priorità alla missione EJSM prima del TSSM.

Il proposto Titan Mare Explorer (TiME) era un lander a basso costo che sarebbe precipitato in un lago nell'emisfero settentrionale di Titano e avrebbe galleggiato sulla superficie del lago per tre o sei mesi. È stato selezionato per uno studio di progettazione di fase A nel 2011 come missione candidata per la dodicesima opportunità del programma Discovery della NASA , ma non è stato selezionato per il volo.

Un'altra missione su Titano proposta all'inizio del 2012 da Jason Barnes, uno scienziato dell'Università dell'Idaho , è l' Aerei Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR): un aereo senza pilota (o drone ) che volerebbe attraverso l'atmosfera di Titano e scatta immagini ad alta definizione della superficie di Titano. La NASA non ha approvato i 715 milioni di dollari richiesti e il futuro del progetto è incerto.

Un progetto concettuale per un altro lander è stato proposto alla fine del 2012 dalla società di ingegneria privata spagnola SENER e dal Centro de Astrobiologia di Madrid . La sonda concettuale si chiama Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). La principale differenza rispetto alla sonda TiME sarebbe che TALISE è dotato di un proprio sistema di propulsione e quindi non si limiterebbe semplicemente alla deriva sul lago quando cade.

Un concorrente del Discovery Program per la sua missione n. 13 è Journey to Enceladus and Titan (JET), un orbiter di Saturno di astrobiologia che valuterebbe il potenziale di abitabilità di Encelado e Titano.

Nel 2015, il programma Innovative Advanced Concepts (NIAC) della NASA ha assegnato una sovvenzione di Fase II a uno studio di progettazione di un sottomarino Titano per esplorare i mari di Titano.

Condizioni e vita prebiotiche

Si pensa che Titano sia un ambiente prebiotico ricco di composti organici complessi , ma la sua superficie è sotto zero a -179 ° C (-290,2 ° F; 94,1 K), quindi la vita come la conosciamo non può esistere sulla superficie gelida della luna. Tuttavia, Titano sembra contenere un oceano globale sotto il suo guscio di ghiaccio e all'interno di questo oceano le condizioni sono potenzialmente adatte alla vita microbica.

La missione Cassini-Huygens non era attrezzata per fornire prove di firme biologiche o composti organici complessi ; mostrava un ambiente su Titano simile, per certi versi, a quello ipotizzato per la Terra primordiale. Gli scienziati ipotizzano che l'atmosfera della Terra primordiale fosse simile nella composizione all'atmosfera attuale su Titano, con l'importante eccezione della mancanza di vapore acqueo su Titano.

Formazione di molecole complesse

L' esperimento Miller-Urey e molti esperimenti successivi hanno dimostrato che con un'atmosfera simile a quella di Titano e l'aggiunta di radiazioni UV , si possono generare molecole complesse e sostanze polimeriche come le toline . La reazione inizia con la dissociazione di azoto e metano, formando acido cianidrico e acetilene. Ulteriori reazioni sono state ampiamente studiate.

È stato riportato che quando l'energia è stata applicata a una combinazione di gas come quelli nell'atmosfera di Titano, cinque basi nucleotidiche , i mattoni del DNA e dell'RNA , erano tra i molti composti prodotti. Inoltre, sono stati trovati gli aminoacidi , i mattoni delle proteine . Era la prima volta che basi nucleotidiche e amminoacidi venivano trovati in un esperimento del genere senza la presenza di acqua liquida.

Il 3 aprile 2013, la NASA ha riferito che su Titano potrebbero sorgere sostanze chimiche organiche complesse sulla base di studi che simulano l' atmosfera di Titano.

Il 6 giugno 2013, gli scienziati dell'IAA-CSIC hanno segnalato il rilevamento di idrocarburi policiclici aromatici (IPA) nell'atmosfera superiore di Titano.

Il 26 luglio 2017, gli scienziati Cassini hanno identificato positivamente la presenza di anioni della catena del carbonio nell'atmosfera superiore di Titano che sembravano essere coinvolti nella produzione di grandi sostanze organiche complesse. Queste molecole altamente reattive erano precedentemente note per contribuire alla costruzione di sostanze organiche complesse nel mezzo interstellare, evidenziando quindi un possibile trampolino di lancio universale per la produzione di materiale organico complesso.

Il 28 luglio 2017, gli scienziati hanno riferito che su Titano era stato trovato acrilonitrile , o cianuro di vinile , (C 2 H 3 CN), forse essenziale per la vita essendo correlato alla membrana cellulare e alla formazione della struttura delle vescicole .

Nell'ottobre 2018, i ricercatori hanno segnalato percorsi chimici a bassa temperatura da semplici composti organici a complessi composti chimici di idrocarburi policiclici aromatici (IPA). Tali percorsi chimici possono aiutare a spiegare la presenza di IPA nell'atmosfera a bassa temperatura di Titano e possono essere percorsi significativi, in termini di ipotesi mondiale IPA , nella produzione di precursori di sostanze biochimiche legate alla vita come la conosciamo.

Possibili habitat del sottosuolo

Le simulazioni di laboratorio hanno portato a suggerire che su Titano esista abbastanza materiale organico per avviare un'evoluzione chimica analoga a quella che si pensa abbia dato inizio alla vita sulla Terra. L'analogia presuppone la presenza di acqua liquida per periodi più lunghi di quelli attualmente osservabili; diverse ipotesi postulano che l'acqua liquida da un impatto potrebbe essere preservata sotto uno strato di isolamento congelato. È stato anche ipotizzato che gli oceani di ammoniaca liquida possano esistere in profondità al di sotto della superficie. Un altro modello suggerisce una soluzione di ammoniaca e acqua fino a 200 chilometri (120 miglia) di profondità sotto una crosta di ghiaccio d'acqua con condizioni che, sebbene estreme per gli standard terrestri, sono tali che la vita potrebbe sopravvivere. Il trasferimento di calore tra lo strato interno e quello superiore sarebbe fondamentale per sostenere qualsiasi vita oceanica nel sottosuolo. Il rilevamento della vita microbica su Titano dipenderebbe dai suoi effetti biogenici, con l'esame del metano e dell'azoto atmosferici.

Metano e vita in superficie

È stato ipotizzato che la vita possa esistere nei laghi di metano liquido su Titano, proprio come gli organismi sulla Terra vivono nell'acqua. Tali organismi inalano H 2 al posto dell'O 2 , lo metabolizzano con acetilene invece del glucosio ed espirano metano invece di anidride carbonica. Tuttavia, tali ipotetici organismi dovrebbero metabolizzare a una temperatura di congelamento di -179,2 ° C (-290,6 ° F; 94,0 K).

Tutte le forme di vita sulla Terra (compresi i metanogeni ) usano l'acqua liquida come solvente; si ipotizza che la vita su Titano possa invece utilizzare un idrocarburo liquido, come metano o etano, sebbene l'acqua sia un solvente più forte del metano. L'acqua è anche più chimicamente reattiva e può scomporre grandi molecole organiche attraverso l' idrolisi . Una forma di vita il cui solvente fosse un idrocarburo non correrebbe il rischio che le sue biomolecole vengano distrutte in questo modo.

Nel 2005, l' astrobiologo Chris McKay ha affermato che se la vita metanogenica fosse esistita sulla superficie di Titano, avrebbe probabilmente un effetto misurabile sul rapporto di miscelazione nella troposfera di Titano: i livelli di idrogeno e acetilene sarebbero misurabilmente inferiori a quanto altrimenti previsto. Assumendo tassi metabolici simili a quelli degli organismi metanogeni sulla Terra, la concentrazione di idrogeno molecolare scenderebbe di un fattore 1000 sulla superficie del Titanio unicamente a causa di un ipotetico pozzo biologico. McKay ha osservato che, se la vita è davvero presente, le basse temperature su Titano si tradurrebbero in processi metabolici molto lenti, che potrebbero plausibilmente essere accelerati dall'uso di catalizzatori simili agli enzimi. Ha anche notato che la bassa solubilità dei composti organici nel metano rappresenta una sfida più significativa per qualsiasi possibile forma di vita. Forme di trasporto attivo e organismi con grandi rapporti superficie-volume potrebbero teoricamente ridurre gli svantaggi posti da questo fatto.

Nel 2010, Darrell Strobel, della Johns Hopkins University , ha identificato una maggiore abbondanza di idrogeno molecolare negli strati atmosferici superiori di Titano rispetto agli strati inferiori, sostenendo un flusso verso il basso a una velocità di circa 10 28 molecole al secondo e la scomparsa dell'idrogeno vicino alla superficie di Titano; come ha notato Strobel, le sue scoperte erano in linea con gli effetti che McKay aveva previsto se fossero presenti forme di vita metanogene . Lo stesso anno, un altro studio ha mostrato bassi livelli di acetilene sulla superficie di Titano, che sono stati interpretati da McKay come coerenti con l'ipotesi di organismi che consumano idrocarburi. Pur riaffermando l'ipotesi biologica, ha avvertito che sono più probabili altre spiegazioni per i risultati dell'idrogeno e dell'acetilene: le possibilità di processi fisici o chimici non ancora identificati (ad esempio un catalizzatore superficiale che accetta idrocarburi o idrogeno) o difetti negli attuali modelli di flusso di materiale . I dati sulla composizione e i modelli di trasporto devono essere motivati, ecc. Anche così, nonostante affermi che una spiegazione catalitica non biologica sarebbe meno sorprendente di una biologica, McKay ha notato che la scoperta di un catalizzatore efficace a 95 K (-180 ° C ) sarebbe comunque significativo.

Come osserva la NASA nel suo articolo sui risultati del giugno 2010: "Ad oggi, le forme di vita basate sul metano sono solo ipotetiche. Gli scienziati non hanno ancora rilevato questa forma di vita da nessuna parte". Come dice anche la dichiarazione della NASA: "alcuni scienziati credono che queste firme chimiche rafforzino l'argomento per una forma di vita primitiva ed esotica o precursore della vita sulla superficie di Titano".

Nel febbraio 2015 è stata modellata un'ipotetica membrana cellulare in grado di funzionare in metano liquido a temperature criogeniche (congelamento profondo). Composto da piccole molecole contenenti carbonio, idrogeno e azoto, avrebbe la stessa stabilità e flessibilità delle membrane cellulari sulla Terra, che sono composte da fosfolipidi , composti di carbonio, idrogeno, ossigeno e fosforo . Questa ipotetica membrana cellulare è stata definita " azotosoma ", una combinazione di "azote", francese per azoto, e " liposoma ".

Ostacoli

Nonostante queste possibilità biologiche, ci sono formidabili ostacoli alla vita su Titano e qualsiasi analogia con la Terra è inesatta. A grande distanza dal Sole , Titano è gelido e la sua atmosfera è priva di CO 2 . Sulla superficie di Titano, l'acqua esiste solo in forma solida. A causa di queste difficoltà, scienziati come Jonathan Lunine hanno visto Titano meno come un probabile habitat per la vita che come un esperimento per esaminare ipotesi sulle condizioni che prevalevano prima della comparsa della vita sulla Terra. Sebbene la vita stessa possa non esistere, le condizioni prebiotiche su Titano e la chimica organica associata rimangono di grande interesse per la comprensione della storia antica della biosfera terrestre. L'uso di Titano come esperimento prebiotico implica non solo l'osservazione attraverso veicoli spaziali, ma esperimenti di laboratorio e modellazione chimica e fotochimica sulla Terra.

Ipotesi della Panspermia

Si ipotizza che il grande impatto di asteroidi e comete sulla superficie terrestre possa aver causato la fuga di frammenti di roccia carica di microbi dalla gravità terrestre, suggerendo la possibilità di panspermia . I calcoli indicano che questi incontrerebbero molti dei corpi del Sistema Solare, incluso Titano. D'altra parte, Jonathan Lunine ha sostenuto che qualsiasi essere vivente nei laghi di idrocarburi criogenici di Titano dovrebbe essere chimicamente così diverso dalla vita terrestre che non sarebbe possibile che uno sia l'antenato dell'altro.

Condizioni future

Le condizioni su Titano potrebbero diventare molto più abitabili in un lontano futuro. Tra cinque miliardi di anni, quando il Sole diventerà una gigante rossa , la sua temperatura superficiale potrebbe aumentare abbastanza da consentire a Titano di sostenere l'acqua liquida sulla sua superficie, rendendolo abitabile. Quando l'emissione di raggi ultravioletti del Sole diminuisce, la foschia nell'atmosfera superiore di Titano si esaurirà, diminuendo l'effetto anti-serra sulla superficie e consentendo alla serra creata dal metano atmosferico di svolgere un ruolo molto più importante. Queste condizioni insieme potrebbero creare un ambiente abitabile e potrebbero persistere per diverse centinaia di milioni di anni. Si propone che questo sia stato un tempo sufficiente per la deposizione delle uova di vita semplice sulla Terra, sebbene la presenza di ammoniaca su Titano avrebbe fatto sì che le reazioni chimiche procedessero più lentamente.

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Riferimenti

Bibliografia

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