Titan (måne)

Disambig bordered fade.svg For alternative betydninger, se Titan. (Se også artikler, som begynder med Titan)
Titan
Titan set fra rumsonden Cassini
Titan set fra rumsonden Cassini
Opdaget
25. marts 1655, af Christiaan Huygens
Kredsløb om Saturn
Afstand til Saturn (massecenter)
  • Min. 1 186 642 km
  • Maks. 1 257 220 km
Halve storakse1 221 931 km
Halve lilleakse1 221 421 km
Excentricitet0,02888
Siderisk omløbstid15d 22t 41m 24,0s
Synodisk periode
Omløbshastighed
  • Gnsn. — km/t
  • Min. — km/t
  • Maks. — km/t
Banehældning0,349° i fh. t. Saturns ækv.
Periapsis­argument; ω— °
Opstigende knudes længde; Ω— °
Omgivelser
Fysiske egenskaber
Diameter5150 km
Fladtrykthed
Overfladeareal8,3·107 km²
Rumfang— km³
Masse1,345·1023 kg
Massefylde1880 kg/m³
Tyngdeacc. v. ovfl.1,350 m/s²
Undvigelses­hastighed v. ækv.9500 km/t
Rotationstid15d 22t 41m 24,0s
(Bunden rotation)
Aksehældning0
Nordpolens rektascension
Nordpolens deklination— °
MagnetfeltIntet
Albedo21 %
Temperatur v. ovfl.Gnsn. -179 °C
Min. — °C
Maks. — °C
Atmosfære
Atmosfæretryk1600 hPa
Atmosfærens sammensætningKvælstof: 95%
Metan: 5%
Spor af div. kulbrinter

Titan er planeten Saturns største måne, og den næststørste måne i vores solsystem, kun overgået af Jupiter-månen Ganymedes. Den blev opdaget, i øvrigt som den første Saturn-måne, den 25. marts 1655 af den hollandske astronom Christiaan Huygens.

Navngivning

Huygens kaldte sin opdagelse for Saturni Luna (latin for "Saturns måne"; kan også skrives som Luna Saturni), men senere opdagede Giovanni Domenico Cassini yderligere fire måner omkring Saturn, nemlig Dione, Iapetus, Rhea og Tethys. I de følgende næsten 200 år endte det med at man simpelthen nummererede Saturn-månerne med romertal som det også blev gjort for Jupiters måner.

De "moderne" navne på Saturns måner, herunder Titan, stammer fra titanerne fra den græske mytologi: De blev foreslået af John Herschel i hans publikation fra 1847; Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.

Udforskning af Titan

Titan som den ser ud i synligt lys: Atmosfæren skjuler alle overfladedetaljer

Titan har, som den eneste måne i solsystemet, en tæt atmosfære, som indtil for nylig har hindret udforskningen af selve overfladen. Da rumsonden Voyager I passerede Saturn, valgte man at lade den gå tæt forbi Titan i håbet om at få detaljerede billeder af overfladen, i stedet for en nærpassage af selve Saturn som ville gøre det muligt at lade sonden fortsætte til planeterne Uranus og Neptun sådan som dens søsterfartøj Voyager 2 gjorde. Men desværre skuffede billederne fælt; atmosfæren udviskede alle overfladetræk, og i stedet viste Titan som en omtrent ensfarvet skive.

Rumsonden Cassini medbragte et landingsfartøj, kaldet Huygens, som den 14. januar 2005 trængte ned igennem den tætte Titan-atmosfære og bremsede sit fald ved hjælp af tre faldskærme, landede blødt på overfladen, og sendte detaljerede billeder af overfladen tilbage. Dertil har Cassini-rumsonden bl.a. med sine infrarøde kameraer "kigget igennem" atmosfæren og afsløret en varieret overflade med mørke og lyse træk.

Titans fysiske egenskaber

Titan er større end planeten Merkur, men har dog mindre masse. Tidligere troede man at Titan var en kende større end Jupiter-månen Ganymedes, og dermed solsystemets største måne, men det har siden vist sig at Titans tykke atmosfærelag har medvirket til en overvurdering af dens egentlige størrelse.

Ligesom de fleste andre af Saturns måner består Titan af en blanding af vand-is og klippemateriale. Man formoder den har en kerne af klippemateriale, ca. 3400 kilometer i diameter, omgivet af lag af forskellige former for is, og det er muligt at centeret i denne klippe-kerne stadig er varmt, jf. klippeplanet og vandverden.[1]

På grund af Titans størrelse presses dens centrale dele sammen under vægten af de ydre lag, hvilket forøger massefylden for materialet i kernen.

Atmosfæren

"Vejr-film" med uvejrsskyer over Titans sydpolområde

Som den eneste måne i vort solsystem har Titan en tæt, veludviklet atmosfære: Trykket ved overfladen er halvanden gang så højt som vi kender det ved Jordens overflade. Denne atmosfære består for 95 procents vedkommende af kvælstof, og dertil metan og en smule helium, samt betydelige spor af en lang række forskellige molekyler som etan, diacetylen, metylacetylen, cyanoacetylen, acetylen, propan, carbondioxid, carbonmonooxid, cyanogen og cyanbrinte, komplicerede organiske molekyler.[2]

Titan har ikke i sig selv noget magnetfelt, og bevæger sig til tider udenfor Saturns magnetfelt, og derved udsættes atmosfæren for solvinden, som kan ionisere og evt. helt "bortføre" molekyler fra de øverste atmosfærelag. Solens ultraviolette stråling nedbryder metan-molekyler i den øverste atmosfære, og man mener at de mange kulbrinteforbindelser er resultatet af kemiske reaktioner mellem de sønderdelte molekyler. Disse mere komplekse molekyler danner en tæt, orange smog i Titan-atmosfæren.

Titan-overfladens temperatur er nede omkring −180 °C, så det er forsvindende lidt vand der fordamper fra overfladen og bliver en del af atmosfæren. De spredte skyer der ses rundt omkring, består sandsynligvis af metan, etan eller andre simple, organiske forbindelser. Man har konstateret nedbør fra disse skyer; ind imellem "regner" det med en kulbrinteblanding der kan beskrives som flydende naturgas. Ifølge en endnu ikke bekræftet teori er Titan-overfladen dækket af et lag af et tjære-agtigt stof kaldet tholin, som stammer fra nedbøren og smoggen.

Den tykke atmosfære blokerer også for meget af det sollys der når Titan: På overfladen er der et svagt, diffust lys, som ikke kaster skygger.

Kryovulkanisme

Vulkan på Titan: I stedet for lava udspyr Titans vulkaner is og ammoniak

Fund af isotopen Argon-40 i atmosfæren tyder på at Titan har en vis kryovulkanisme, dvs. aktive vulkaner der udspyr vand-is og ammoniak. Man har på nærbilleder også fundet en vulkan der udspyr metan, og det menes nu at denne vulkanaktivitet er en væsentlig kilde til metan i atmosfæren.

Overfladetræk

kort over Titans overflade har man indplaceret flere store, mørke og lyse regioner, herunder et lyst område på størrelse med Australien som formelt har fået navnet Xanadu, og andre steder findes mørke områder af tilsvarende størrelse. De er blevet observeret med Hubble-teleskopet og fra Keck-teleskopet og Very Large Telescope, men man ved endnu ikke præcis hvad der danner hhv. mørke og lyse landskaber. Helt frem til efter Huygens-sondens landing gættede man på at visse områder var "have" af flydende metan eller etan, men den teori er nu blevet afkræftet af observationer fra både Cassini og Huygens. Huygens-sonden landede på et af de mørke områder, og modsat hvad man havde forventet, er dette område ikke flydende eller "klægt" som tjære. Et "penetrometer" om bord i Huygens målte rystelserne som følge af landingen, og på baggrund af dets målinger gættede man først på at sonden var landet i enten løst sand, vådt ler, eller måske en overflade af tyktflydende tjære, dækket af sand. Konklusionen er nu, at Huygens landede i en slags "sand" af ispartikler, evt. oven i en af de lidt større isblokke der ses på billederne fra landingsstedet.

Til gengæld viser billederne fra Huygens' nedstigning et landskab gennemkrydset af "floder" og "afløbs-kanaler" der fører ud til de mørke regioner. Og billederne fra Huygens' landingssted viser isblokke der er delvis "slebet runde", muligvis af strømmende væsker, så selv om der endnu ikke er ført bevis for "søer", "have" eller andre større, væske-dækkede områder på Titan, er der meget der tyder på at der enten periodevis er, eller for relativt nylig har været, masser af væske på Titans overflade — måske var Huygens bare så "uheldig" at ankomme på en "tør årstid".

Cassini-rumsonden kortlægger et stykke af Titan hver gang den passerer månen, ved hjælp af radar-højdemålinger og syntetisk aperturradar: De første billeder fra dette arbejde har afsløret en kompleks topografi med såvel kuperede som jævne terræntyper, og man har fundet landskabstræk der tyder på vulkanaktivitet. Andre steder ses strejf af materiale, som synes at være blevet spredt for vinden. Enkelte steder ses noget der ligner kratre, om end de synes at være blevet fyldt op med den føromtalte nedbør af kulbrinte-forbindelser. I skrivende stund (august 2005) har man endnu kun fået kortlagt en del af egnene omkring nordpolen med radar, men terrænet her synes at være temmelig jævnt; ingen steder er der højdeforskelle på mere end 50 meter.

Noter

Eksterne henvisninger

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons har medier relateret til:

Medier brugt på denne side

Tortola Facula Cassini c12.jpg
Tortola Facula (formerly interpreted as cryovolcano) on Saturn moon Titan in false color, taken by the Cassini space probe with ultraviolet and infrared camera.
Titan Visible.jpg
Saturn's large, smog-enshrouded moon Titan greets Cassini in full natural color as the spacecraft makes its third close pass on Feb. 15, 2005. This view has been rotated so that north on Titan is up. There is a slight difference in brightness from north to south, a seasonal effect that was noted in NASA's Voyager spacecraft images, and is clearly visible in some infrared images from Cassini. The northern polar region is largely in darkness at this time. This image was taken with the Cassini spacecraft wide angle camera through using red, green and blue spectral filters were combined to create this natural color view. The image was acquired at a distance of approximately 229,000 kilometers (142,000 miles) from Titan and at a Sun-Titan-spacecraft, or phase, angle of 20 degrees. Resolution in the image is about 14 kilometers (9 miles) per pixel.
Titan multi spectral overlay.jpg
Photograph of the Saturn moon Titan in False Color, taken by the Cassini space probe with ultraviolet and infrared camera on 26 Oct. 2004.

Original caption released with the image:

"This image shows Titan in ultraviolet and infrared wavelengths. It was taken by Cassini's imaging science subsystem on Oct. 26, 2004, and is constructed from four images acquired through different color filters. Red and green colors represent infrared wavelengths and show areas where atmospheric methane absorbs light. These colors reveal a brighter (redder) northern hemisphere. Blue represents ultraviolet wavelengths and shows the high atmosphere and detached hazes.

Titan has a gigantic atmosphere, extending hundreds of kilometers above the surface. The sharp variations in brightness on Titan's surface (and clouds near the south pole) are apparent at infrared wavelengths. The image scale of this picture is 6.4 kilometers (4 miles) per pixel.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the Cassini-Huygens mission for NASA's Office of Space Science, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras, were designed, developed and assembled at JPL. The imaging team is based at the Space Science Institute, Boulder, Colo."
PIA06241-br500.gif
Although it is far too cold for blossoming flowers, summer does bring storm clouds and presumably rain to Titan's south polar region. The observed persistence of convective storm activity in the region during the southern Titan summer has led scientists to speculate that the dark, footprint-shaped feature near the upper left could be a past or present reservoir for Titan's methane rains.

This series of three Cassini narrow-angle camera images, centered on the pole, shows the evolution of bright clouds in the region over the course of two hours during Cassini's distant June 6, 2005, flyby of the planet-sized moon.

The appearance of the feature seen here is unique among the dark terrains observed thus far on Titan. Other dark areas appear to have angular or diffuse boundaries, while this one possesses a smooth perimeter, suggestive of an eroded shoreline.

In addition to the notion that the dark feature is or was a lake filled with liquid hydrocarbons, scientists have speculated about other possibilities. For instance, it is plausible that the lake is simply a broad depression filled by dark, solid hydrocarbons falling from the atmosphere onto Titan's surface. In this case, the smoothed outline might be the result of a process unrelated to rainfall, such as a sinkhole or a volcanic caldera.

The images in this movie sequence were taken using a combination of spectral filters sensitive to wavelengths of polarized infrared light, allowing Cassini to see through the obscuring smog of Titan's atmosphere and down to the surface. The images were acquired from an approximate distance of 450,000 kilometers (279,000 miles) from Titan. Resolution in the original images is approximately 3 kilometers (2 miles) per pixel; the images were aligned and reprocessed at the same scale to create the movie.