Lacurile Titanului - Lakes of Titan
Lacurile din Titan , cea mai mare lună a lui Saturn , sunt corpuri de etan lichid și metan care au fost detectate de sonda spațială Cassini-Huygens și care au fost suspectate cu mult timp înainte. Cei mari sunt cunoscute ca Maria (mări) și cele mici ca Lacus (lacuri).
Istorie
Posibilitatea existenței unor mări pe Titan a fost sugerată pentru prima dată pe baza datelor sondelor spațiale Voyager 1 și 2 , lansate în august și septembrie 1977. Datele au arătat că Titan are o atmosferă groasă de aproximativ temperatura și compoziția corectă pentru a le susține. Dovezi directe nu au fost obținute decât în 1995, când datele de la telescopul spațial Hubble și alte observații sugeraseră deja existența metanului lichid pe Titan, fie în buzunare deconectate, fie pe scara oceanelor la nivel de satelit, similar cu apa de pe Pământ .
Cassini misiune a afirmat fosta ipoteză, cu toate că nu imediat. Când sonda a ajuns în sistemul saturnian în 2004, se spera că lacurile sau oceanele cu hidrocarburi ar putea fi detectate de lumina soarelui reflectată de la suprafața oricăror corpuri lichide, dar nu au fost observate inițial reflexii speculare .
A rămas posibilitatea ca etanul și metanul lichid să fie găsite în regiunile polare ale Titanului, unde se aștepta ca acestea să fie abundente și stabile. În regiunea polară sudică a lui Titan, o enigmatică trăsătură întunecată numită Ontario Lacus a fost primul lac suspect suspect, posibil creat de nori care se observă că se adună în zonă. O posibilă linie de țărm a fost, de asemenea, identificată lângă pol prin imagini radar. În urma unui flyby din 22 iulie 2006, în care radarul navei spațiale Cassini a imaginat latitudinile nordice, care erau la vremea respectivă iarna. Un număr de pete mari, netede (și, astfel, întunecate până la radar) au fost văzute punctând suprafața lângă pol. Pe baza observațiilor, oamenii de știință au anunțat „dovezi definitive ale lacurilor umplute cu metan pe luna lui Saturn, Titan” în ianuarie 2007. Echipa Cassini – Huygens a concluzionat că trăsăturile imaginate sunt aproape sigur lacurile cu hidrocarburi mult căutate, primele corpuri stabile ale suprafeței lichid găsit de pe Pământ. Unii par să aibă canale asociate cu lichidul și se află în depresiuni topografice. Canalele din unele regiuni au creat o eroziune surprinzător de mică, ceea ce sugerează că eroziunea de pe Titan este extrem de lentă sau că alte fenomene recente ar fi putut distruge albiile și formele de relief mai vechi. În general, observațiile radar Cassini au arătat că lacurile acoperă doar câteva procente din suprafață și sunt concentrate în apropierea polilor, făcând Titan mult mai uscat decât Pământul. Umiditatea relativă ridicată a metanului în atmosfera inferioară a lui Titan ar putea fi menținută prin evaporarea din lacuri care acoperă doar 0,002-0,02% din întreaga suprafață.
În timpul unui flyby Cassini la sfârșitul lunii februarie 2007, observațiile radar și aparatul de fotografiat au dezvăluit câteva caracteristici mari din regiunea polară nord interpretate ca mari întinderi de metan lichid și / sau etan, inclusiv una, Ligeia Mare , cu o suprafață de 126.000 km 2 (48.649 mp) (mi.) ((puțin mai mare decât Lacul Michigan – Huron , cel mai mare lac de apă dulce de pe Pământ) și un altul, Kraken Mare , care s-ar dovedi mai târziu să fie de trei ori mai mare decât dimensiunea respectivă. caracteristici similare, deși mult mai mici, asemănătoare lacului.
În cursul unui zbucium Cassini în decembrie 2007, instrumentul vizual și de cartografiere a observat un lac, Ontario Lacus, în regiunea polară sudică a Titanului. Acest instrument identifică materiale chimic diferite pe baza modului în care absorb și reflectă lumina infraroșie. Măsurătorile radar efectuate în iulie 2009 și ianuarie 2010 indică faptul că Ontario Lacus este extrem de superficial, cu o adâncime medie de 0,4-3,2 m (1'4 "-10,5 ') și o adâncime maximă de 2,9-7,4 m (9,5'-24) '4 "). Poate seamănă astfel cu o plută de noroi terestră . În schimb, Ligeia Mare din emisfera nordică are adâncimi de 170 m (557'9 ").
Compoziția chimică și rugozitatea suprafeței lacurilor
Potrivit datelor Cassini, oamenii de știință au anunțat pe 13 februarie 2008 că Titan găzduiește în lacurile sale polare „de sute de ori mai mult gaz natural și alte hidrocarburi lichide decât toate rezervele cunoscute de petrol și gaze naturale de pe Pământ”. Dunele de nisip din deșert de-a lungul ecuatorului, deși lipsite de lichid deschis, dețin totuși mai multe organice decât toate rezervele de cărbune ale Pământului. S-a estimat că lacurile și mările vizibile din Titan conțin de aproximativ 300 de ori volumul rezervelor de petrol dovedite ale Pământului. În iunie 2008, Spectrometrul de cartografiere vizibil și infraroșu al lui Cassini a confirmat prezența etanului lichid fără îndoială într-un lac din emisfera sudică a Titanului. Amestecul exact de hidrocarburi din lacuri este necunoscut. Conform unui model de computer, 3/4 dintr-un lac polar mediu este etan, cu 10% metan, 7% propan și cantități mai mici de cianură de hidrogen , butan , azot și argon . Se așteaptă ca benzenul să cadă ca zăpada și să se dizolve rapid în lacuri, deși lacurile pot deveni saturate la fel cum Marea Moartă de pe Pământ este plină de sare . Excesul de benzen se va acumula într-un nămol asemănător noroiului de pe maluri și de pe podeaua lacului, înainte de a fi în cele din urmă erodat de ploaia de etan, formând un peisaj complex plin de peșteri. Se prevede că se vor forma și compuși asemănători sării compuși din amoniac și acetilenă. Cu toate acestea, compoziția chimică și proprietățile fizice ale lacurilor variază probabil de la un lac la altul (observațiile Cassini din 2013 indică faptul că Ligeia Mare este umplută cu un amestec ternar de metan, etan și azot și, în consecință, semnalele radar ale sondei au fost capabile să detecteze fundul mării la 170 m (557'9 ") sub suprafața lichidului).
Cassini nu a detectat inițial valuri, deoarece lacurile nordice au ieșit din întunericul iernii (calculele indică viteze ale vântului mai mici de 1 metru pe secundă (2,2 MPH) ar trebui să bage valuri detectabile în lacurile etanice ale lui Titan, dar niciunul nu a fost observat). Acest lucru se poate datora fie vânturilor sezoniere scăzute, fie solidificării hidrocarburilor. Proprietățile optice ale suprafeței solide de metan (aproape de punctul de topire) sunt destul de apropiate de proprietățile suprafeței lichidului, cu toate acestea vâscozitatea metanului solid, chiar și aproape de punctul de topire, este cu multe ordine de mărime mai mare, ceea ce ar putea explica o netezime extraordinară a suprafaţă. Metanul solid este mai dens decât metanul lichid, astfel încât în cele din urmă se va scufunda. Este posibil ca gheața de metan să plutească o perioadă, deoarece probabil conține bule de azot gazos din atmosfera lui Titan. Temperaturile apropiate de punctul de îngheț al metanului (90,4 Kelvins / -296,95 F) ar putea duce atât la gheață plutitoare, cât și la scufundare - adică o crustă de gheață de hidrocarburi deasupra lichidului și blocuri de gheață de hidrocarburi pe fundul patului lacului. Se anticipează că gheața se va ridica din nou la suprafață la începutul primăverii înainte de topire.
Din 2014, Cassini a detectat caracteristici tranzitorii în patch-uri împrăștiate în Kraken Mare , Ligeia Mare și Punga Mare . Experimentele de laborator sugerează că aceste caracteristici (de exemplu „insulele magice” strălucitoare RADAR) ar putea fi pete vaste de bule cauzate de eliberarea rapidă de azot dizolvat în lacuri. Se anticipează că evenimentele de izbucnire a bulelor vor apărea pe măsură ce lacurile se răcesc și ulterior sunt calde sau ori de câte ori fluidele bogate în metan se amestecă cu cele bogate în etan din cauza precipitațiilor abundente. Evenimentele de explozie cu bule pot influența, de asemenea, formarea deltelor râului Titan. O explicație alternativă este caracteristicile tranzitorii din datele aproape infrarosii Cassini VIMS , care pot fi undele capilare superficiale, antrenate de vânt (valuri), care se mișcă la ~ 0,7 m / s (1,5 mph) și la înălțimi de ~ 1,5 centimetri (1/2 ") Analiza post-Cassini a datelor VIMS sugerează că și curenții de maree pot fi responsabili pentru generarea undelor persistente în canalele înguste ( Freta ) din Kraken Mare.
Cicloni conduși de evaporare și care implică ploaie, precum și vânturi de vânt de până la 20 m / s (72 km / h sau 45 mph) se așteaptă să se formeze numai în marile mari nordice (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) în nordul verii în cursul anului 2017, cu o durată de până la zece zile. Cu toate acestea, o analiză din 2017 a datelor Cassini din 2007 până în 2015 indică că valurile din aceste trei mări au fost diminutive, ajungând la numai ~ 1 centimetru (25/64 ") înălțime și 20 centimetri (8") lungime. Rezultatele pun sub semnul întrebării clasificarea la începutul verii ca fiind începutul sezonului cu vânt din Titan, deoarece vânturile puternice ar fi făcut probabil valuri mai mari. Un studiu teoretic din 2019 a concluzionat că este posibil ca aerosolii relativ densi care plouă pe lacurile Titan să aibă proprietăți de respingere a lichidului, formând o peliculă persistentă pe suprafața lacurilor care ar inhiba formarea de unde mai mari de câțiva centimetri în lungime de undă. .
Observarea reflexiilor speculare
.jpg)
La 21 decembrie 2008, Cassini a trecut direct peste Ontario Lacus la o altitudine de 1900 km (1.180 mi) și a putut observa reflexia speculară în observațiile radar. Semnalele erau mult mai puternice decât se anticipau și saturau receptorul sondei. Concluzia extrasă din rezistența reflexiei a fost că nivelul lacului nu a variat cu mai mult de 3 mm (1/8 ") pe o primă zonă de reflecție a zonei Fresnel cu o lățime de numai 100 m (328 ') (mai netedă decât orice suprafață naturală uscată De pe aceasta s-a presupus că vânturile de suprafață din zonă sunt minime în acel sezon și / sau fluidul lacului este mai vâscos decât era de așteptat.
La 8 iulie 2009, Cassini e vizuală și Mapping Spectrometru în infraroșu (VIMS) a observat o reflexie în 5 pm în infraroșu lumina pe un corp în emisfera nordică a lichidului la 71 ° N, 337 ° W. Acesta a fost descris ca fiind la țărmului sudic din Kraken Mare, dar pe o imagine combinată radar-VIMS locația este prezentată ca un lac separat (numit mai târziu Jingpo Lacus). Observația a fost făcută la scurt timp după ce regiunea polară nordică a ieșit din întunericul iernii de 15 ani. Datorită poziției polare a corpului lichid reflectant, observarea a necesitat un unghi de fază aproape de 180 °.
Observații ecuatoriale in situ de către sonda Huygens
Descoperirile din regiunile polare contrastează cu descoperirile sondei Huygens , care a aterizat lângă ecuatorul lui Titan la 14 ianuarie 2005. Imaginile făcute de sondă în timpul coborârii sale nu au arătat zone deschise de lichid, dar au indicat puternic prezența lichidelor în trecutul recent, arătând dealuri palide încrucișate cu canale de drenaj întunecate care duc într-o regiune largă, plată, mai întunecată. S-a crezut inițial că regiunea întunecată ar putea fi un lac al unei substanțe fluide sau cel puțin asemănătoare cu gudronul, dar acum este clar că Huygens a aterizat pe regiunea întunecată și că este solidă fără nicio indicație de lichide. Un penetrometru a studiat compoziția suprafeței pe măsură ce ambarcațiunea a lovit-o și s-a raportat inițial că suprafața era similară cu argila umedă sau poate crème brûlée (adică o crustă tare care acoperă un material lipicios). Analiza ulterioară a datelor sugerează că această lectură a fost probabil cauzată de deplasarea de către Huygens a unei pietricele mari pe măsură ce ateriza și că suprafața este mai bine descrisă ca un „nisip” format din boabe de gheață. Imaginile realizate după aterizarea sondei arată o câmpie plană acoperită cu pietricele. Pietricelele pot fi din gheață de apă și sunt oarecum rotunjite, ceea ce poate indica acțiunea fluidelor. Termometrele au indicat că căldura a fost îndepărtată de Huygens atât de repede încât pământul trebuie să fi fost umed și o imagine arată lumina reflectată de o picătură de rouă pe măsură ce cade pe câmpul vizual al camerei. Pe Titan, lumina slabă a soarelui permite doar aproximativ un centimetru de evaporare pe an (față de un metru de apă pe Pământ), dar atmosfera poate deține echivalentul a aproximativ 10 metri (28 ') de lichid înainte de formarea ploii (față de aproximativ 2 cm) [25/32 "] pe Pământ). Prin urmare, se așteaptă că vremea lui Titan va avea averse de câțiva metri (15-20 ') provocând inundații fulgerătoare, intercalate de decenii sau secole de secetă (în timp ce vremea tipică pe Pământ include puține ploi în majoritatea săptămânilor Cassini a observat furtuni ecuatoriale o singură dată din 2004. În ciuda acestui fapt, o serie de lacuri cu hidrocarburi tropicale de lungă durată au fost descoperite în mod neașteptat în 2012 (inclusiv unul lângă locul de debarcare Huygens din regiunea Shangri-La, care este de aproximativ jumătate din dimensiunea Marele lac sărat din Utah , cu o adâncime de cel puțin 1 metru [3'4 "]). Ca și pe Pământ, furnizorul probabil este probabil acviferele subterane , cu alte cuvinte regiunile aride ecuatoriale din Titan conțin „ oaze ”.
Impactul ciclului metanului și geologiei lui Titan asupra formării lacurilor
Modele de oscilații din circulația atmosferică a lui Titan sugerează că, pe parcursul unui an saturnian, lichidul este transportat din regiunea ecuatorială către poli, unde cade sub formă de ploaie. Acest lucru ar putea explica seceta relativă a regiunii ecuatoriale. Conform unui model de computer, furtuni intense de ploaie ar trebui să apară în zone ecuatoriale în mod normal fără ploaie în timpul echinocțiilor vernale și toamnale ale lui Titan - suficient lichid pentru a sculpta tipul de canale pe care Huygens le-a găsit. Modelul prezice, de asemenea, că energia din Soare va evapora metanul lichid de pe suprafața lui Titan, cu excepția polilor, unde absența relativă a soarelui facilitează acumularea metanului lichid în lacurile permanente. Modelul explică, de asemenea, de ce există mai multe lacuri în emisfera nordică. Datorită excentricității orbitei lui Saturn, vara nordică este mai lungă decât vara sudică și, în consecință, sezonul ploios este mai lung în nord.
Cu toate acestea, observațiile recente ale lui Cassini (din 2013) sugerează că geologia poate explica și distribuția geografică a lacurilor și alte caracteristici ale suprafeței. O caracteristică nedumeritoare a lui Titan este lipsa craterelor de impact la poli și latitudini medii, în special la cote mai mici. Aceste zone pot fi zone umede alimentate cu izvoare subterane de etan și metan. Orice crater creat de meteoriți este astfel subsumat rapid de sedimente umede. Prezența acviferelor subterane ar putea explica un alt mister. Atmosfera lui Titan este plină de metan, care conform calculelor ar trebui să reacționeze cu radiațiile ultraviolete de la soare pentru a produce etan lichid. De-a lungul timpului, luna ar fi trebuit să construiască un ocean etan adânc de sute de metri (1.500 '- 2.500') în loc de doar o mână de lacuri polare. Prezența zonelor umede ar sugera că etanul se înmoaie în pământ, formând un strat lichid subteran asemănător apelor subterane de pe Pământ. O posibilitate este că formarea de materiale numite clatrați modifică compoziția chimică a scurgerilor de precipitații care încarcă hidrocarburile subterane „acvifere”. Acest proces duce la formarea unor rezervoare de propan și etan care se pot alimenta în unele râuri și lacuri. Transformările chimice care au loc în subteran ar afecta suprafața lui Titan. Lacurile și râurile alimentate de izvoare din rezervoarele subterane de propan sau etan ar prezenta același tip de compoziție, în timp ce cele alimentate de precipitații ar fi diferite și ar conține o fracțiune semnificativă de metan.
Toate, cu excepția a 3% din lacurile Titan, au fost găsite într-o unitate luminoasă de teren care acoperă aproximativ 900 de kilometri pe 1.800 de kilometri (559 x 1.118 mi.) Lângă polul nord. Lacurile găsite aici au forme foarte distincte - siluete complexe rotunjite și laturi abrupte - sugerând deformarea crustei a creat fisuri care ar putea fi umplute cu lichid. Au fost propuse o varietate de mecanisme de formare. Explicațiile variază de la prăbușirea terenului după o erupție criovolcanică până la teren carstic , unde lichidele dizolvă gheața solubilă. Lacurile mai mici (până la zeci de mile în lățime) cu jante abrupte (până la sute de metri înălțime) ar putea fi analog lacurilor maar , adică craterele de explozie umplute ulterior cu lichid. Se propune ca exploziile să rezulte din fluctuațiile climatice, care duc la acumulări de azot lichid în scoarță în perioadele mai reci și care apoi explodează atunci când încălzirea a făcut ca azotul să se extindă rapid pe măsură ce trecea la o stare de gaz.
Titan Mare Explorer
Titan Mare Explorer (TiME) a fost un lander propus de NASA / ESA care avea să se stropească pe Ligeia Mare și să-i analizeze suprafața, țărmul și atmosfera lui Titan . Cu toate acestea, a fost respinsă în august 2012, când NASA a ales misiunea InSight pe Marte.
Lacuri și mări numite
Caracteristici etichetate Lacus sunt considerate a fi etan / lacuri de metan, în timp ce caracteristici marcate lacuna sunt considerate a fi paturi lac uscat. Ambele sunt numite după lacurile de pe Pământ. Caracteristicile sinusurilor etichetate sunt golfuri în lacuri sau mări. Ele poartă numele golfurilor și fiordurilor de pe Pământ. Caracteristicile insulei etichetate sunt insule din corpul lichidului. Ele poartă numele unor insule mitice. Maria titaneană (mări mari cu hidrocarburi) poartă numele monștrilor marini din mitologia mondială. Tabelele sunt actualizate începând cu 2020.
Numele de mare ale lui Titan
| Nume | Coordonatele | Lungime (km) | Suprafață (km 2 ) | Sursa numelui |
|---|---|---|---|---|
| Kraken Mare | 68 ° 00′N 310 ° 00′W / 68,0 ° N 310,0 ° V | 1.170 | 400.000 | Kraken , nordici monstru mare. |
| Ligeia Mare | 79 ° 00′N 248 ° 00′W / 79,0 ° N 248,0 ° V | 500 | 126.000 | Ligeia, una dintre sirenele , monștrii greci |
| Punga Mare | 85 ° 06′N 339 ° 42′W / 85,1 ° N 339,7 ° V | 380 | 40.000 | Punga , strămoșul maori al rechinilor și șopârlelor |
Numele lacului Titan
Numele albului lacului Titan
Numele golfurilor lui Titan
Numele insulelor lui Titan
Galerie de imagini
Hărți ale regiunilor polare ale lui Titan bazate pe imagini din ISS ale lui Cassini care prezintă lacuri și mări de hidrocarburi. Corpurile de hidrocarburi lichide sunt conturate în roșu; conturul albastru indică un corp care a apărut în intervalul 2004-2005.
Mozaic radar cu deschidere sintetică de înaltă rezoluție, cu deschidere sintetică Cassini , din regiunea polară nordică a Titanului, care prezintă mări, lacuri și rețele de afluențe cu hidrocarburi. Culoarea albastră indică zone cu reflectivitate radar redusă, cauzate de corpuri de etan lichid , metan și azot dizolvat . Aproximativ jumătate din Kraken Mare , corpul mare din stânga jos, se află în afara imaginii. Ligeia Mare este corpul mare din dreapta jos. Punga Mare este la stânga de centru. Jingpo Lacus este chiar deasupra Kraken Mare, iar Bolsena Lacus este chiar deasupra acestuia.
Vedere Cassini asupra mării și lacurilor polare nordice ale Titanului în infraroșu apropiat. Ligeia Mare este la vârf; Punga Mare se află sub ea, iar Kraken Mare se află în dreapta jos.
Între iulie 2004 și iunie 2005, au apărut noi trăsături întunecate în Arrakis Planitia , o câmpie joasă din regiunea polară sudică a Titanului. Acestea sunt interpretate ca noi corpuri de hidrocarburi lichide rezultate din precipitațiile din norii observate în zonă în octombrie 2004.
Lacurile polare nordice ale Titanului par să fi fost stabile cel puțin pentru un sezon Titanean (șapte ani de pe Pământ).
Culoare naturală vizibilă - vizualizare în infraroșu apropiat a Titanului, care arată mările și lacurile sale polare nordice în stânga sus.
