Titan
Titan, najve?i Saturnov satelit
Otkri?e
Otkrio	Christiaan Huygens
Datum otkri?a	25. o?ujka 1655.
Privremena oznaka	Saturn VI
Planet	Saturn
Grupa satelita	Unutarnji pravilni sateliti
Orbitalni elementi
Ekscentricitet (e)	0.028880
Prosje?na udaljenost	1,221,931 km
Orbitalni period (P)	15.94542 d
Inkl. prema ekvatoru planeta	0.34854 °
Fizi?ke osobine
Srednji promjer	2575.5 km
Povr?ina	8.3·10 7 km²
Masa	1.3452·10 23 kg
Volumen	7.16×·10 10 km³
Gusto?a	1.8798 g/cm³
Gravitacija na povr?ini	1.352 m/s²
Brzina oslobađanja	2639 m/s
Period rotacije	15.945 d
Albedo	0.22
Prosje?na povr?inska temperatura	90 K
Atmosferski pritisak	146.7 kPa
Nagib osi	0°

Titan (također Saturn VI ) je prirodni satelit Saturna . Kru?i oko Saturna na udaljenosti 1 221 830 km. Titanov polumjer iznosi 2575 km, a masa 1.35 × 10 ²³ kg. Titan najvjerojatnije Saturnu uvijek pokazuju istu stranu (tj. ima sinkronu rotaciju), pa jedan dan na Titanu traje jednako kao i njegov ophod oko Saturna - 15 dana, 22 sata, 41 minuta i 24 sekunde.

Orbita [ uredi | uredi kod ]

Titan orbitira oko Saturna jednom svakih 15 dana 22 sata. Kao i Zemljin Mjesec i mnogi sateliti divovskih planeta , i njegovo razdoblje rotacije (njegov dan) identi?no je orbitalnom razdoblju; Titan je plimno zaklju?an u sinkronoj rotaciji sa Saturnom i trajno pokazuje jedno lice prema planetu. Zemljopisne du?ine na Titanu mjere se prema zapadu, po?ev?i od meridijana koji prolazi kroz ovu to?ku. ^[1] Njegova orbitalna ekscentri?nost iznosi 0,0288, a orbitalna ravnina je nagnuta 0,348 stupnjeva u odnosu na Saturnov ekvator. ^[2] Gledano sa Zemlje, Titan dose?e kutnu udaljenost od oko 20 Saturnovih radijusa (ne?to vi?e od 1.200.000 kilometara od Saturna i posjeduje disk promjera 0,8 lu?nih sekundi .

Znanstvenici su mislili da znaju brzinom kojom se Titan udaljava od Saturna, ali 2020. su otkrili koriste?i podatke NASA-inog svemirske letjelice Cassini, da Titan se udaljava stotinu puta br?e nego ?to se prethodno znalo - 11 centimetara godi?nje. Ovo otkri?e ukazuje na to da se Titan formirao mnogo bli?e planetu tijekom nastanka Sun?evog sustava prije 4,6 milijardi godina te da se kasnije premjestio na udaljenost od oko 1,2 milijuna kilometara od planeta. Nalazi o Titanovoj brzini udaljavanja također daju va?nu potvrdu nove teorije koja obja?njava i predviđa kako planeti utje?u na orbite mjeseca. ^{[3] [4]}

Mali satelit Hiperion nepravilnog oblika zaklju?an je u orbitalnoj rezonanci 3:4 s Titanom. "Spora i glatka" evolucija rezonancije - u kojoj je Hiperion migrirao iz kaoti?ne orbite - malo je vjerojatno, na temelju modela. Hiperion se vjerojatno formirao na stabilnom orbitalnom otoku, dok je ogroman Titan apsorbirao ili izbacio tijela koja su blisko prilazila. ^[5]

Fizi?ka svojstva [ uredi | uredi kod ]

Titan je u promjeru 5.149,46 kilometara (3.199,73 milje), ?to je 1,06 puta vi?e od planeta Merkura, 1,48 vi?e od Mjeseca, a 40% od Zemljinog promjera. ^[6] Prije dolaska Voyagera 1 1980. godine, smatralo se da je Titan malo ve?i od Ganimeda (promjer Ganimeda je 5.262 kilometra) i time najve?i mjesec Sun?evog sustava ; kasnije je otkriveno da su ove vrijednosti bile precijenjene zbog Titanove guste i neprozirne atmosfere, sa slojem izmaglice 100-200 kilometara iznad njene povr?ine, zbog ?ega je povr?ina nevidljiva gledaju?i Titan iz svemira. Time se pove?ava njegov prividni promjer. Promjer i masa Titana (a samim tim i njegova gusto?a) sli?ni su onima Galilejanskih mjeseca Ganimeda i Kalista .  Na temelju gusto?e 1,88 g/cm ³ , Titanov sastav je pola vodenog leda i pola stjenoviti i materijal. Iako je po sastavu sli?an Dioni i Enkeladu , gu??i je zbog gravitacijskog tla?enja. Ima masu 1/4226 od Saturna , ?to ga ?ini najve?im mjesecom plinskih divova u odnosu na masu njegovog primarnog. Drugi je po relativnom promjeru Mjeseca u odnosu na plinovitog diva; Titan je 1/22 609 Saturnovog promjera, prvi je Neptunov mjesec Triton koji je ve?eg promjera u odnosu na Neptun u 1/18 092.

Titan je vjerojatno djelomi?no diferenciran u razli?ite slojeve sa stjenovitim sredi?tem promjera 3400 kilometra. Ova stjenovita jezgra okru?ena je s nekoliko slojeva sastavljenih od razli?itih kristalnih oblika leda .  Unutra?njost mo?e ipak biti dovoljno vru?a za sloj koji se sastoji od ?magme” sastavljene od vode i amonijaka između led I _h kore i dublje slojeve leda koji se sastoje od leda pod visokim pritiskom. Prisutnost amonijaka omogu?ava da voda ostane teku?a ?ak i na temperaturi ni?oj od ?97 °C (za eutekti?ku smjesu s vodom). Cassini-Huygens otkrio je dokaze za slojevitu strukturu u obliku prirodnih ekstremno niskofrekventnih radio valova u Titanovoj atmosferi. Smatra se da je povr?ina Titana lo? reflektor ekstremno niskofrekventnih radio valova, pa se umjesto toga mogu reflektirati od teku?e-ledene granice podzemnog oceana . Cassinijev radar primijetio je povr?inske zna?ajke koje su se pomakle za 30 kilometara između listopada 2005. i svibnja 2007. , ?to sugerira da se kora odvaja od unutra?njosti i daje dodatne dokaze za unutarnji teku?i sloj. Daljnji poticajni dokazi za teku?i sloj i ledenu koru razdvojenu od ?vrste jezgre dolaze iz na?ina na koji gravitacijsko polje varira dok Titan orbitira oko Saturna .  Usporedba gravitacijskog polja s radarskim topografskim opa?anjima također upu?uje da ledena kora mo?e biti znatno kru?a.

Formacija [ uredi | uredi kod ]

Smatra se da su Jupiterovi i Saturnovi mjeseci nastali ko-akreacijom, sli?nim onom procesu za koji se vjeruje da su se formirali planeti u Sun?evom sustavu . Kako su se mladi plinoviti divovi formirali, bili su okru?eni diskovima materijala koji su se postupno stapali u mjesece. Dok Jupiter posjeduje ?etiri velika satelita u izrazito pravilnim, planetnim orbitama, Titan nadvladava ostale Saturnove mjesece i posjeduje visoku orbitalnu ekscentri?nost koja se odmah ne obja?njava samo ko-akreacijom. Predlo?eni model za formiranje Titana je da je Saturnov sustav mjeseca zapo?eo skupom mjeseca sli?nih Jupiterovim galilejanskim satelitima , ali da ih je poremetio niz divovskih sudara, koji bi nastavili formirati Titan. Saturnovi mjeseci srednje veli?ine, kao ?to su Japet i Reja nastali su od krhotina tih sudara. Takav nasilni po?etak također bi objasnio Titanovu orbitalnu ekscentri?nost.

Analiza atmosferskog du?ika u Titanu iz 2014. godine pokazala je da je on mo?da nastao iz materijala sli?nog onome koji se nalazi u Oortovom oblaku , a ne iz izvora prisutnih tijekom ko-akrecije materijala oko Saturna .

Atmosfera [ uredi | uredi kod ]

Titan je jedini satelit u Sun?evu sustavu koji posjeduje zna?ajniju atmosferu. Atmosfera na povr?ini stvara tlak od ?ak 1.5 bara, 50% vi?e nego na Zemlji (na razini mora). Atmosfera je po sastavu ve?im dijelom molekularni du?ik (94%), uz argon (6%) i ne?to metana . Mo?e se na?i voda, te neki organski spojevi u tragovima ( cijanovodik , ugljikov(IV) oksid ).

Cijanovodik je izrazito bitan jer je nu?an za stvaranje aminokiselina , osnove ?ivota na Zemlji. Smatra se da su ovi uvjeti sli?ni uvjetima kakvi su vladali na Zemlji u vrijeme stvaranja ?ivota, prije nego ?to je ?ivot u Zemljinu atmosferu po?eo unositi kisik .

U vi?im slojevima atmosfere, pod djelovanjem sun?eva svjetla na metan, ugljik dioksid i druge spojeve, nastaju ugljikovodici i jo? neki spojevi. Ti se spojevi u hladnoj atmosferi kondenziraju te na visini od oko 200 km iznad povr?ine stvaraju sloj neprozirnih naran?astih oblaka. Ovaj proces je sli?an procesu stvaranja smoga na Zemlji. U novije vrijeme, na Titanu su uo?eni i mali oblaci koji se mogu pojaviti i nestati u samo jednom danu. Ovi su oblaci mogu?i izvor metanskih ki?a.

Klima [ uredi | uredi kod ]

Na Titanovoj povr?ini vladaju temperature od oko 95 K (-178 °C), oko 4 K iznad trojne to?ke metana. Vodeni led na ovim temperaturama ne sublimira, pa u atmosferi nema mnogo vodene pare. Pored spomenutih naran?astih oblaka i sveop?e magle, postoje i druge vrste oblaka, od molekula metana, etana i drugih jednostavnih organskih molekula. Postoji mogu?nost da metanski oblaci proizvode ?ak i neku vrstu "ki?e" teku?eg metana na povr?ini, pa ?ak i da postoje rijeke, ledenjaci i oceani etana (s otopljenim metanom) dubine do 1000 metara. Ipak, posljednja radarska promatranja sa Zemlje nisu potvrdila ove pretpostavke.

Vjetrove na Titanu, za razliku od ve?ine ostalih tijela Sun?evog sustava, ne pokre?e Sun?evo zra?enje (koje je 100 puta slabije nego na Zemlji) ve? plimne sile. Plimne sile na Titanu su ?ak 400 puta ja?e nego na Zemlji. Plimna izbo?ina koju na pretpostavljenom oceanu metana stvara Saturn mogla bi biti visoka i do 100 metara. Ova izbo?ina, zbog Titanove sinkrone rotacije, stoji uglavnom na istom mjestu, no zbog ja?anja i slabljenja plimne sile (tijekom Titanovog pribli?avanja i udaljavanja Saturnu do kojeg dolazi zbog Titanove elipti?ne putanje) izbo?ina se periodi?ki pove?ava i smanjuje. Ra?unalne simulacije pokazale su da visina plimne izbo?ine varira i do 10%.

Saturnove plimne sile pokre?u Titanovu atmosferu stvaraju?i plimne vjetrove u smjeru sjever-jug (za razliku od vjetrova na ve?im visinama koji pu?u u smjeru istok-zapad) brzine i do 1 m/s. Zbog niske gravitacije i velike gusto?e atmosfere, vjetrovi ove brzine su mnogo u?inkovitiji nego na Zemlji, te mogu uzvitlati pra?inu.

Slike s Voyagera pokazale su i razlike u boji između sjeverne i ju?ne polutke, te odvojeni sloj smoga koji je s ostatkom bio spojen iznad sjevernog pola. Razlike u boji su obja?njene utjecajem godi?njih doba - u vrijeme prolaska Voyagera na sjevernoj je polutci bilo rano prolje?e, a na ju?noj rana jesen. Postojanje odvojenog sloja smoga, kasnije su analize pokazale, rezultat je atmosferske cirkulacije u vi?im slojevima atmosfere.

Postoji mogu?nost da se na Titanu mogu formirati duge kad bi sun?evo svjetlo se odbijalo od kapljica metana, koje su poput kapljica vode prozirne. Metanska duga bi bila ve?a od vodene duge s primarnim radijusom od najmanje 490 za metan u odnosu na 42,50 za vodu. To je zbog toga ?to se indeks loma teku?eg metana (1,29) razlikuje od onog za vodu (1,33). Poredak boja, međutim, bio bi isti: plava iznutra i crvena izvana, s naran?astom nijansom. Jedan problem: duge trebaju izravnu sun?evu svjetlost , ali Titanovo nebo je vrlo maglovito. Vidljive duge na Titanu mogu biti rijetke. S druge strane, infracrvene duge mogu biti ?este. ^[7]

Reljef [ uredi | uredi kod ]

Povr?ina Titana opisana je kao "slo?ena, obrađena, i geolo?ki mlada".  Titan je prisutan od formiranja Sun?evog sustava, ali njegova je povr?ina mnogo mlađa, stara između 100 milijuna i milijardu godina. Geolo?ki procesi mo?da su promijenili povr?inu Titana. Titanova atmosfera je dvostruko gu??a od Zemljine, ?to astronomskim instrumentima ote?ava mapiranje njegove povr?ine u spektru vidljive svjetlosti.   Letjelica Cassini-Huygens je upotrijebila infracrveni instrument, radar i SAR za preslikavanje dijelova Titana tijekom njegovih neposrednih preleta. Prve su slike otkrile raznoliku geologiju, s hrapavim i glatkim podru?jima. Postoje svojstva koja mogu biti vulkanskog podrijetla, izbacuju?i vodu pomije?anu s amonijakom na povr?inu. Postoje i dokazi da je Titanova ledena kora mogla biti znatno kru?a, ?to bi sugeriralo manje geolo?ke aktivnosti. Postoje i upe?atljiva obilje?ja, koja su duga?ka stotinama kilometara, a koja su, ?ini se, uzrokovana ?esticama vjetrovima. Ispitivanje je također pokazalo da je povr?ina relativno glatka; ?inilo se da je nekoliko objekata za koje se ?inilo da su udarni krateri bili ispunjeni, mo?da ki?om ugljikovodicima ili vulkanima. Radar upu?uje da je odstupanje u visini malo, obi?no ne ve?e od 150 metara. Otkrivene su povremene promjene visine od 500 metara i Titan ima planine koje ponekad dose?u nekoliko stotina metara i vi?e od jednog kilometra visine. To se mo?e usporediti s mnogo ?irim topolo?kim varijacijama koje se nalaze na Zemlji i Marsu, s tim da je Olympus Mons na Marsu bio 26 km iznad okolnih ravnica, a Mauna Kea na Zemlji preko 10 km iznad dna oceana.

Povr?inu Titana obilje?avaju ?iroke regije svijetlog i tamnog terena. Oni uklju?uju Xanadu, veliko reflektiraju?e ekvatorijalno podru?je veli?ine Australije . Prvi je put je identificiran infracrvenim slikama s Hubble svemirskog teleskopa 1994. , a kasnije ih je pregledao Cassini-Huygens . Uvijena regija ispunjena je bre?uljcima i presijecana dolinama i kanjonima. Mjestimi?no je ukr?ten tamnim linijama - zgusnute topografske zna?ajke nalik grebenima ili pukotinama. Oni mogu predstavljati tektonsku aktivnost koja bi ukazivala na to da je Xanadu geolo?ki mlado podru?je. Alternativno, pukotine mogu biti kanali formirani teku?inom, ?to sugerira stari teren koji je pro?et sustavima potoka. Postoje mra?na podru?ja sli?ne veli?ine drugdje na Titanu, promatrana s tla i kod Cassini-Huygensa  ; barem jedno od njih, Ligeia Mare, drugo najve?e Titanovo more, gotovo je ?isto more s teku?im metanom .

Jezera metana [ uredi | uredi kod ]

Mogu?nost jezera metana na Titanu prvi put je predlo?ena na temelju podataka Voyagera 1 i 2 1980. i 1981. koji su pokazali da Titan ima gustu atmosferu pribli?no odgovaraju?e temperature i sastava da ih podr?i, ali izravni dokazi nisu dobiveni do 1995. kada su podaci iz teleskopa Hubble i drugih opa?anja su ukazivala na postojanje teku?eg metana na Titanu, bilo u nepovezanim d?epovima ili na ljestvici oceana ?irom satelita, sli?no kao voda na Zemlj i.

Misija Cassini-Huygens potvrdila je prethodno navedenu teoriju. Kada je sonda stigla do Saturna 2004. godine, nadala se da ?e se od sun?evog svjetla koje se reflektira s njihove povr?ine otkriti jezera ili oceane, ali u po?etku nisu zabilje?ene refleksije. U blizini ju?nog pola Titana identificirana je zagonetna mra?na mrlja pod nazivom Ontario Lacus, a kasnije je potvrđeno da je to jezero. Mogu?a obala također je identificirana u blizini pola pomo?u radarske slike. Nakon preleta 22. srpnja 2006. , u kojem je radar prikazivao sjeverne geografske ?irine, viđeno je nekoliko velikih, glatkih, stoga tamnih radarskih mrlja koje su dotvirivale povr?inu u blizini pola. Na temelju opa?anja, znanstvenici su objavili kona?ne dokaze o jezerima ispunjenim metanom na Saturnovom mjesecu Titan u sije?nju 2007. Cassini ? Huygensov tim zaklju?io je da su slikovne zna?ajke gotovo sigurno dugo tra?ena jezera, prva stabilna tijela povr?inske teku?ine koja se nalaze izvan Zemlje.

Sada se zna da na Titanu ti organski spojevi pokrivaju velike povr?ine, u obliku nekoliko velikih mora i mno?tva manjih jezera, uglavnom koncentriranih u blizini sjevernog pola mjeseca. Ve?ina tih neobi?nih ?vodenih povr?ina“ stisnuta je u razmjerno mali pravokutnik dug oko 1800 km i ?irok pribli?no 1000 km. I kao ?to na Zemlji postoji dobro poznato kru?enje vode, s hlapljenjem oceana u atmosferu, kondenzacijom i padalinama, te otjecanjem rijekama natrag u more, tako i Titan poznaje vrlo sli?ne procese, primjerene tamo?njoj ekstremno niskoj temperaturi. Umjesto vode, na Titanu kru?i metan. Primije?ena su i rije?na korita koja napajaju spomenuta jezera, posebice dobro vidljiva na fotografijama koje je iz visine snimio Huygens dok je pod padobranom ponirao k povr?ini mjeseca.

Titan je jedini mjesec u Sun?evom sustavu koji posjeduje pravi zra?ni omota?, sazdan uglavnom od du?ika, uz pone?to metana, vodika i drugih primjesa. Ta je atmosfera zaogrnuta naran?astom izmaglicom koja prakti?no onemogu?uje promatranje povr?ine u vidljivom svjetlu. Cassini se, stoga, prilikom u?estalih bliskih susreta s Titanom mora slu?iti ili radarskim snopom, ili kamerom/ spektrometrom osjetljivima na infracrvene zrake. Te su dvije tehnike udru?ene pokazale da se na dalekom sjeveru Titana nalaze tri velika mora, od kojih ono najve?e ? po mitskom ?udovi?tu nazvano Kraken Mare ? pokriva povr?inu od oko 400 tisu?a ?etvornih kilometara, skoro triput ve?u od Jadranskog mora . Dubinu tih mora je ponekad te?ko odrediti jer im se radarom ne mo?e uvijek prodrijeti sve do dna, ali je na taj na?in ipak izmjereno da je Ligeia Mare ? drugo po veli?ini Titanovo more i tek malo manje od Jadrana ? duboko ?ak 170 metara. Znanstvenici koji su se poslu?ili Cassinijevim podacima su izra?unali da na Titanu ima oko 9000 prostornih kilometara teku?ih ugljikovodika , tj. oko 40 puta vi?e potencijalnog goriva negoli u svim dokazanim rezervama zemnog plina i sirove nafte na Zemlji.

Unato? veli?ini i vjetru koji zna puhati preko njihovih povr?ina brzinama od vi?e desetaka kilometara u sekundi, na Titanovim morima nisu zabilje?eni nikakvi poreme?aji koji bi odgovarali valovima. Tako bi moglo biti stoga ?to mora sadr?e i te?e ugljikovodike, pa vi?e nalikuju katranskim jamama, ali i stoga ?to je temperatura okolice vrlo blizu to?ki mr?njenja metana (i etana). Naime, viskoznost toga spoja naglo raste s pribli?avanjem toj grani?noj temperaturi, ?to bi moglo za posljedicu imati tromost povr?ine. Za razliku od leda vode koji pluta po povr?ini, skrutnuti metan bi potonuo na dno mora jer je te?i od teku?eg. No, zbog zarobljenih d?epova du?ika iz atmosfere, ti blokovi leda bi ipak mogli ostajati na povr?ini du?e vremena. Jo? bizarnosti priređuje benzen , najjednostavniji aromatski ugljikovodik , koji bi u tom okoli?u padao u more kao snijeg i u njemu se brzo otapao. S vremenom, mora su mogla postati zasi?ena benzenom onako kako je Mrtvo more na Zemlji zasi?eno natrijevim kloridom (solju).

Cassini je svojim radarom i toplinskom kamerom u uzastopnim prolascima mimo Titana zabilje?io i neke intrigantne promjene na tamo?njim morima. Tako je po jedna zagonetna tvorba uhva?ena kako se pojavljuje u svakom od dva najve?a mora, u oba slu?aja tzv. radarom sinteti?kog otvora. Mogu?a tuma?enja njihove prirode uklju?uju ?povr?inske valove, mjehure koji se podi?u iz dubine, krutine koje plutaju povr?inom ili lebde tik ispod nje, ili mo?da ne?to (jo?) egzoti?nije“. U infracrvenim zrakama, pak, Cassini je snimio razvoj i rasap gustih metanskih oblaka iznad jednog dijela Ligeia Mare . Cijeli proces je trajao oko dva dana, a gibanje oblaka je ukazalo na brzine vjetra od 11 do 16 kilometara na sat. ^[8]

Krateri [ uredi | uredi kod ]

Radar, SAR i slikovni podaci iz Cassini-Huygensa otkrili su nekoliko kratera na povr?ini Titana. ?ini se da su ti krateri relativno mladi, u usporedbi s Titanovom starosti. Nekoliko otkrivenih kratera uklju?uje 440-kilometarski krater s imenom Menrva kojeg radar vidi kao svijetlo-tamni koncentri?ni uzorak. Manji, 60 km ?irok, s ravnim podom krater nazvan Sinlap i 30 km, sa sredi?njim kraterima i tamno pod nazivom KSA također su primije?eni. Tu je i 90-kilometarski prsten svijetlog, grubog materijala poznat kao Guabonito. Smatra se da je to svojstvo udarnog kratera ispunjenog tamnim, vjetrovito natopljenim nanosom. Nekoliko drugih sli?nih zna?ajki primije?eno je u tamnim regijama Shangri-la i Aaru. Radar je promatrao nekoliko kru?nih obilje?ja koja mogu biti krateri u svijetlom podru?ju Xanadu tijekom preleta Titana 30. travnja 2006. godine.

Vulkani i planine [ uredi | uredi kod ]

Znanstvenici su dugo nagađali da su uvjeti na Titanu sli?ni onima na ranoj Zemlji, iako na znatno ni?oj temperaturi. Otkrivanje argona-40 u atmosferi 2004. godine pokazalo je da su vulkani iznjedrili perjanice "lave" sastavljene od vode i amonijaka. Globalna karta rasprostranjenosti jezera na Titanu ima pokazatelj da nema dovoljno prostora za ra?un za nastavak nazivanja u njegovoj atmosferi, vrijeme koje je zna?ajan dio mora biti dodan putem vulkanskih procesa.

Ipak, nedostaje povr?inskih zna?ajnih koje se mogu nedvosmisleno tuma?iti kao vulkani. Jedan od prvih zna?ajnih koje su otkrio Cassini-Huygens radarskim promatranjima 2004. godine, je nazvana Ganesa Macula, a nalikuje zemljopisnim zna?ajkama koje se nazivaju "pala?inke kupole" koje se nalaze na Veneri , pa se u po?etku smatralo da je vulkanskog porijekla, sve dok Kirk nije odbacio ovu hipotezu na godi?njem sastanku ameri?ke geofizi?ke unije prosincu 2008. godine. Uvrije?eno je da zna?ajan dio nije kupola, ali se ?ini da je slu?aj slu?ajne kombinacije svijetlih i tamnih zakrpa. Godine 2004. Cassini-Huygens je također otkrio neobi?no svijetlu zna?ajku (nazvanu Tortola Facula), koja je interpretirana kao vulkanska kupola. Od 2010. godine nisu identificirane sli?ne zna?ajke.

Cassini je 2006. godine otkrio planinski lanac od 150 kilometara, 30 kilometara ?irok i 1,5 km visok. Ovaj lanac le?i u ju?noj hemisferi i smatra se da je prekriven metanskim snijegom. Kretanje tektonskih plo?a, mo?da pod utjecajem obli?njeg bazena, moglo bi otvoriti procep kroz koji je materijal planine obrubljen. Prije Cassini-Huygensa, znanstvenici su pretpostavili da je ve?ina topografija na Titanu utjecala na strukture, ali ovi rezultati pokazuju sli?nost Zemlji, da su planine formirane kroz geolo?ke procese. U prosincu 2010. Cassini-Huygensov tim najavio je najsna?niji mogu?i vulkan do danas pronađen. Nazvana je Sotra Patera, jedan je u lancu od najmanje tri planine, svaka između 1000 i 1500 m visine, od kojih je nekoliko na vrhu velikih kratera. ?ini se da je tlo oko njihove baze prekriveno smrznutim tokovima lave.

Ako vulkanizam na Titanu zaista postoji, hipoteza je da je ona potaknuta energijom oslobođenom raspadanjem radioaktivnih elemenata unutar pla?ta, kao ?to je na Zemlji. Magma na Zemlji od teku?eg stijena, ?to je manje gusto od ?vrste stjenovite kore kroz koje eruptira. Budu?i da je vodik manje gust od vode, Titanova vodena magma bila bi gu??a od njezine ?vrste ledene kore. To zna?i da bi zahtjevi za vulkanizmom na Titanu zahtijevali veliku koli?inu dodatne energije za rad, vjerojatno zbog preusmjeravanja plime i osekeiz obli?njeg Saturna. Led s niskim tlakom, koji prekriva teku?i sloj amonij sulfata, uzdi?e se ?ivahno, a nestabilni sustav mo?e proizvesti dramati?ne događaje u oblacima. Proces se ponavlja pojavljivanjem leda veli?ine zrna i amonij sulfat pepela, ?to poma?e u stvaranju krajolika uobliku vjetra i zna?ajnosti pje??ane dine.

Pje??ane dine [ uredi | uredi kod ]

Na prvim slikama Titanove povr?ine koje su uzeli zemaljski teleskopi po?etkom 2000-ih, otkrivaju se velike regije tamnog terena u Titanovom ekvatoru. Prije dolaska Cassini-Huygensa mislilo se da su te regije od teku?ih ugljikovodika. Slike snimljene od strane radara otkrila su da neke od tih regija su opse?ne ravnice pokrivene u uzdu?nie dine, do 100 m visoke i kilometar ?iroke, a nekoliko desetaka do stotinak kilometara, dine ove vrste uvijek su usklađene s prosje?nim smjeru vjetra. U slu?aju Titana, vjetrovi u stabilnoj zoni kombiniraju se s promjenjivim plimskim vjetrovima (oko 0,5 metara u sekundi). Plimni vjetrovi su rezultat plimnih sila od Saturna na Titanovu atmosferu, koje su 400 puta ja?e od plitkih sila Mjeseca na Zemlji i imaju tendenciju da se vjetar pomi?e prema ekvatoru. Ovaj uzorak vjetra, teoretiziran, uzrokuje da se granulirani materijal na povr?ini pojavi izgrađuje u dugim paralelnim dunama orijentiranim zapad-istok. Dine se razbijaju oko planine, gdje se smjer vjetra pomi?e.

Za uzlazne dine u po?etku se pretpostavljalo da su oblikovani umjerenim promjenjivim vjetrovima koji ili slijede jedan srednji smjer ili se izmjenjuju između dva razli?ita smjera. Naknadna opa?anja pokazuju da dine se upu?uju na istok, iako simulacije klime ukazuju na povr?inski vjetrovi koji idu prema zapadu. Manje od 1 metra u sekundi, nisu dovoljno sna?ni za podizanje i transport materijala. Nedavne ra?unalne simulacije pokazuju da su dine mo?da posljedice rijetkih olujnih vjetrova koji se događaju svakih petnaest godina kada je Titan u ravnodnevnici. Ova vrsta vjetra proizvodi sna?no spu?tanje, te?e do 10 metara u sekundi kad dođe do povr?ine.

"Pijesak" na Titanu vjerojatno nije sa?injen od malih zrnaca silikata kao ?to je pijesak na Zemlji, nego je mo?da nastao kada je teku?i metan ki?io i erodirao podlogu od leda, vjerojatno u obliku bujica. Alternativno, pijesak također mo?e potjecati od organskih krutina nazvanih tolini, proizvedene fotokemijske reakcije u Titanovoj atmosferi. Studije priprema dina u svibnju 2008. pokazala je da posjeduju manje vode od ostatka Titana, te su stoga najvjerojatnije izvedene iz organske ?ađe kao polimeri ugljikovodika grudanja zajedno nakon ki?e. Prora?uni pokazuju da pijesak na Titanu ima gusto?u od jedne tre?ine pijeska kopnenog pijeska. Niska gusto?a u kombinaciji sa suho?e Titanovoj atmosferi mo?e uzrokovati nakupljanje zrnca zajedno zbog stati?kog elektriciteta elektri?ne energije. "Ljepljivost" bi mogla ote?ati op?enito blagi povjetarac u blizini Titanove povr?ine da pomakne dine iako bi ih ja?i vjetrovi iz sezonskih oluja jo? uvijek mogli puhati na istok.

Oko ekvinocija, jaki vjetrovi vjetra mogu podi?i mikroskopske veli?ine krutih organskih ?estica od dina do stvaranja Titanovih pra?nih oluja, promatranih kao intenzivna i kratkotrajna osvjetljenja u infracrvenom svjetlu.

Promatranje [ uredi | uredi kod ]

Titan nikada nije vidljiv golim okom, ali ga se mo?e promatrati kroz male teleskope ili sna?ne dvoglede. Amatersko je promatranje te?ko zbog blizine Titana i Saturnovog sjaja i prstena; okultna traka, koja prekriva dio okulara i koristi se za blokiranje svijetle planete, uvelike pobolj?ava gledanje. Titan ima maksimalnu prividnu magnitudu od +8,2,  i srednju magnitudu opozicije 8,4.  To se mo?e usporediti s magnitudom +4.6, koju ima Ganimed, sli?ne veli?ine, a nalazi se u Jupiterovom sustavu.

Povijest istra?ivanja [ uredi | uredi kod ]

Titan je otkrio Christiaan Huygens 1655. godine. ^[9] Dugo godina nije bilo mogu?nosti za istra?ivanje Titana, bilo teleskopima ili svemirskom letjelicom.

Ipak, rana promatranja su otkrila raspr?ivanje svjetlosti, ?to je otvorilo mogu?nosti za postojanje atmosfere. Smatralo se da bi se zbog plimnog zagrijvanja temperatura mogla dignuti ?ak do temperature polarnih podru?ja na Zemlji , izuzetno visoko za taj dio Sun?eva sustava .

Prvo zna?ajno otkri?e dogodilo se 1949. , kada je astronom Gerrit Kuiper otkrio da Titan vjerojatno sadr?i metan.

Pioneer 11 i Voyager 1 i 2 [ uredi | uredi kod ]

Prethodno navedene ideje su potvrđene kada je letjelica Pioneer 11 1. rujna 1979. proletjela prokraj Saturna i fotografirala Titan dan poslije. Na temelju slika znanstvenici su otkrili da je Titan vjerojatno prehladan za bilo kakve oblike ?ivota, s temperaturom od -179°C.

Kada je Voyager 1 proletio pokraj Saturna 12. studenoga 1980. , otkrio je, zajedno s podacima od Voyagera 2 1981. , da Titanova atmosfera ima pribli?no dobru temperaturu da podr?i jezera metana ( vidi odlomak "Jezera metana" ), a izravni dokazi za jezera su dobiveni 1995. promatranjima teleskopa Hubble .

Cassini-Huygens [ uredi | uredi kod ]

15. listopada 1997. je lansirana letjelica Cassini-Huygens , koja je do Saturna stigla sedam godina poslije, 1. srpnja 2004. Ubrzo je po?eo prelijetati Titan, a 14. sije?nja 2005. sonda Huygens je sletjela na povr?inu Titana, a zbog uvjeta je prestala raditi dva sata poslije. Tijekom svoje misije Cassini-Huygens je mnogo puta preletio Titan, potvrđuju?i postojanje jezera metana uz pomo? radara koji prodire kroz atmosferu, a neki od zadnjih preleta tijekom 2016. i 2017. iskori?teni su za Grand Finale, odnosno kraj misije, koji se dogodio 15. rujna 2017. , kada je letjelica u?la u Saturnovu atmosferu i izgorjela.

Misija Dragonfly [ uredi | uredi kod ]

27. lipnja 2019. NASA je odobrila misiju imena Dragonfly (Vilinski konjic), koja bi trebala poletjeti 2026. s ciljem da sleti na Titan i premje?ta se na druge lokacije. Rije? je o dronu koji bi trebao pomo?i odgovoriti postoji li na Titanu ?ivot. Vilinski konjic, koji ima nuklearni pogon, bit ?e prvi dron sposoban letjeti vi?e od 160 kilometara kroz gustu Titanovu atmosferu. Instrumenti Dragonflya procjenjivat ?e nastanjivost Titana i tra?iti kemijske tragove pro?log, pa ?ak i sada?njeg ?ivota. Vilinski konjic je ?etvrta misija istra?ivanja Sun?evog sustava u okviru NASA-inog programa New Frontiers , niza misija koje uklju?uju i sondu Novi horizont i lansiranu 2006. godine kako bi prou?avala Pluton i OSIRIS-Rex . ^{[10] [11]}

Vanjske poveznice [ uredi | uredi kod ]

Zajedni?ki poslu?itelj ima stranicu o temi Titan (mjesec)

• Astronomska sekcija Fizikalnog dru?tva Split - Titan   Arhivirana ina?ica izvorne stranice od 13. velja?e 2007. ( Wayback Machine )
• Nasa Jpl - Najnovije slike s Titana

Izvori [ uredi | uredi kod ]

v  • u Saturnovi prirodni sateliti Unutarnji sateliti (pravilni) Unutarnji sateliti Pan   · Dafnis   · Atlas   · Prometej   · S/2004 S 6 ?   · S/2004 S 4 ?   · S/2004 S 3 ?   · Pandora   · Epimetej i Janus   · Mimas   · Metona   · Anta   · Palena   · Encelad   · Telesto , Tetija i Kalipso   · Polideuk , Diona i Helena   · Reja   · Titan   · Hiperion   · Japet Vanjski sateliti (nepravilni) Inuitska grupa Kiviuq   · Ijiraq   · Paaliaq   · S/2004 S 29   · S/2004 S 31   · Siarnaq   · Tarqeq Nordijska grupa Feba   · Skadi   · S/2004 S 37   · S/2007 S 2   · Skoll   · S/2004 S 13   · Greip   · Hirokin   · Mundilfari   · Jarnsaxa   · S/2006 S 1   · S/2004 S 17   · Narvi   · Bergelmir (mjesec)   · S/2004 S 20   · Aegir (mjesec)   · S/2007 S 3   · Suttungr   · S/2004 S 12   · S/2004 S 27   · Bestla   · Farbauti   · Hati   · S/2004 S 30   · S/2004 S 7   · S/2004 S 22   · S/2004 S 23   · S/2004 S 25   · S/2004 S 32   · Thrymr   · S/2006 S 3   · S/2004 S 38   · Surtur   · Kari   · S/2004 S 35   · Fenrir   · S/2004 S 28   · Ymir   · S/2004 S 21   · Logi   · S/2004 S 36   · S/2004 S 39   · S/2004 S 33   · S/2004 S 34   · Fornjot (mjesec)   · S/2004 S 26   · Galska grupa Albiorix   · Bebhionn   · Erriapo   · Tarvos Pravilni vanjski sateliti S/2004 S 24 ? : nepotvrđeni