Titan (luna)

Titan es un satellit naturau de Saturne. D'un diamètre mejan de 5 150 km, es lo satellit pus important dau sistèma saturnian e lo pus gròs dau Sistèma Solar. Descubèrt en 1655 per Christiaan Huygens, presenta la particularitat, unica per un satellit, d'aver una atmosfèra espessa compausada d'azòt (98,4%), de metan (1,6%) e de moleculas organicas. Son estructura intèrna es diferenciada e probablament similara a aquela de Ganimèdes amb un nuclèu rocassós que seriá enviroutat per de glaç. Una activitat criovolcanica es fòrça probabla e la superficia es cubèrta d'estendudas d'idrocarburs liquids (metan e etan principalament).

Titan vist per la sonda espaciala de Cassini

En causa de la particularitat de son atmosfèra, Titan es un objècte de recèrca important per lei scientifics que trabalhan sus la vida extraterrèstra. D'efiech, lo satellit es sovent percebut coma una version pus freja de la Tèrra primitiva. Podriá donc constituïr un mitan naturau prebiotic amb una quimia organica complèxa. Certaneis ipotèsis imaginan l'existéncia de formas de vida dins lei jaç d'aiga liquida formant lo mantèu.

IstòriaModificar

Avans l'Èra EspacialaModificar

 
Christiaan Huygens, descobreire de Titan en 1655.

Titan foguèt descubèrt per lo sabent olandés Christiaan Huygens (1629-1695) lo 25 de març de 1655. Inspirat per l'exemple de Galilèu, orientèt un telescòpi vèrs Saturne e capitèt d'identificar corrèctament la natura d'un ponch luminós situat a proximitat de la planeta[1]. Nomèt aqueu satellit « Saturni Luna », es a dire « luna de Saturne ». Pasmens, après la descubèrta de satellits saturnians suplementaris per Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), recebèt puslèu l'apelacion de « Saturne IV ». Lei numeròs foguèron abandonats a partir de 1847 quand John Herschel (1792-1871) prepausèt d'adoptar de noms eissits dei Titans de la mitologia grèga.

Fins a l'Èra Espaciala, lei progrès scientifics regardant Titan foguèron limitats en causa dei dificultats per l'observar. La descubèrta pus importanta d'aqueu periòde foguèt realizada durant la premiera mitat dau sègle XX. En 1907, Josep Comas i Solà (1868-1937) observèt una demenicion de luminositat ai doas extremitats dau disc de Titan. Gerard Kuiper capitèt d'interpretar aqueu fenomèn per la preséncia d'una atmosfèra en 1940.

Lei missions Pioneer 11 e VoyagerModificar

La premiera sonda espaciala que visitèt lo sistèma de Saturne foguèt Pioneer 11 qu'arribèt en 1979. Pasmens, demorèt alunchat de Titan e poguèt unicament realizar de fotografias somàrias e mesurar de temperaturas fòrça frejas, incompatiblas amb la vida. Après aqueu passatge, la mission Voyager 1 veguèt sa trajectòria modificada per passar a proximitat dau satellit. Dins aquò, dispausava pas d'instruments de mesura capables de passar l'atmosfèra[2]. Ansin, Voyager 2 foguèt dirigida vèrs d'autreis objèctes dau sistèma saturnian.

La mission Cassini-HuygensModificar

La mission Cassini-Huygens foguèt la premiera mission especificament concebuda per l'exploracion dau sistèma de Saturne e de son environament. Per aquò, èra organizada a l'entorn d'un orbitaire (Cassini) e d'un modul d'exploracion (Huygens). Arribada en 2004, demorèt en foncionament fins a 2017 e aviá d'instruments capables d'analizar la superficia dau satellit. Aquò permetèt de'n realizar la cartografia e d'estudiar la composicion de son atmosfèra e de sa superficia. Aqueleis observacions foguèron completats per lo modul Huygens que capitèt d'intrar dins l'atmosfèra e d'arribar a la superficia. En particular, poguèt prendre plusors fotografias.

CaracteristicasModificar

Titan es un satellit naturau rocassós qu'a una forma quasi esferica, amb un rai mejan de 2 576 km, que fa partida dei satellits pus gròs dau Sistèma Solar. D'efiech, sa massa representa 2,25% de la massa terrèstra e son diamètre 40,4%. Coma la màger part dei lunas importantas dau Sistèma Solar, sa densitat, d'una valor de 1,88, es situada entre aquelei dei planetas gigantas e aquelei dei planetas telluricas. Aquela valor es pròcha dei satellits de tipe Ganimèdes mai d'autrei satellits coma Io ò la Luna an de densitats superioras. Titan es l'unic satellit conegut qu'a una atmosfèra espessa.

Estructura intèrnaModificar

La densitat e la composicion intèrna de Titan mòstran de similituds importantas amb lei satellits galileians Ganimèdes e Callisto. Titan seriá un còrs diferenciat amb un nuclèu rocassós, compausat de silicats, d'un rai important (1 700 km) [3]. Au dessús dau nuclèu, l'interior dau satellit seriá fach de jaç de glaç[3]. La preséncia d'un magma d'aiga liquida e d'elements antigèu ([amoniac]] per exemple) es possibla [4]. De mesuras de la sonda Cassini en 2005 e 2007 renforçèron aquela ipotèsi[5].

AtmosfèraModificar

 
Fotografia dei jaç superiors de l'atmosfèra de Titan realizada per lo modul d'exploracion Huygens.

Titan a una atmosfèra espessa e fòrça opaca principalament facha d'azòt (98,4%), de metan (1,4%) e d'autreis idrocarburs (0,1-0,2%)[6]. Lo metan es principalament concentrat dins la troposfèra. Ansin, son percentatge dins la composicion de l'atmosfèra monta a 4,9% entre la superficia e l'altitud 8 km. La pression a la superficia es egala a 1,45 atm e l'atmosfèra de Titan tèn tres estructuras principalas :

  • la troposfèra fins a 40 km d'altitud. Sa temperatura variariá de −179 °C a la superficia a −201 °C a la tropopausa.
  • l'estratosfèra onte se debanariá l'essenciau de la circulacion dei vents. D'ivèrn, l'estratosfèra es ocupada per un nívol espés d'etan e d'autrei moleculas organicas. L'origina d'aquelei compausats es pas segura, mai s'avança generalament la transformacion de moleculas de metan per lei rais ultraviolets dau Soleu.
  • l'ionosfèra que seriá pus complèxa que per la Tèrra amb dos jaç. Un jaç principau se situa a 1200 km de la superficia mai un segond existís vèrs 63 km.

La circulacion dei gas de l'atmosfèra se realiza d'òest en èst dins lo sens de rotacion de Titan. Leis observacions de la sonda Cassini mostrarián que la rotacion de l'atmosfèra es pus rapida qu'aquela dau satellit. Aqueu fenomèn es dich super-rotacion. Aquelei mesuras suggerisson que la circulacion dei vents es organizada a l'entorn d'una unica cellula de Hadley. Lei gas cauds montarián dins l'atmosfèra dempuei l'emisfèri sud e retombarián dins l'emisfèri nòrd.

SuperficiaModificar

Caracteristicas geologicasModificar

 
Fotografia de la superficia de Titan realizada per lo modul d'exploracion Huygens.

La superficia de Titan es mau coneguda en despiech deis observacions de la sonda Huygens. Sa geologia seriá fòrça variada amb de montanhas, de volcans, de dunas, de cratèrs d'impacte fòrça rars e probablament d'oceans e de lacs. D'efiech, lei mesuras radars mòstran una planeta relativament plana amb de variacions d'altituds d'environ 150 mètres. Pasmens, quauquei regions an una autor compresa entre 500 e 1000 mètres[7]. I a tanben de regions claras e sornas mai la rason d'aquela diférencia de luminositat es pas coneguda.

Preséncia de liquidsModificar

Lei condicions de temperatura e de pression a la superficia de Titan permèton la preséncia de metan e d'etan liquid. De mai, l'atmosfèra es fòrça richa en metan. La pròva de l'existéncia de liquids formant de lacs e d'oceans foguèt obtenguda en 1995 per lo telescòpi espacial Hubble[8]. La premiera observacion aguèt luòc en junh de 2005 vèrs lo pòl sud amb la descubèrta dau lac Ontario Lacus e sa confiermacion en genier de 2007[9].

Criovolcanisme e volcansModificar

Article detalhat : Criovolcanisme.

Titan a probablament un criovolcanisme actiu. D'argon-40, detectat dins l'atmosfèra, indica la preséncia de plumachos volcanics fachs d'aiga e d'amoniac[10]. De mai, d'emissions de metan e d'estructuras semblant lei volcans de Vènus, coma Ganesa Macula, foguèron observadas per la sonda Cassini[11] [12].

Cratèrs d'impacteModificar

Lei cratèrs d'impacte sus Titan son rars e la superficia dau satellit seriá donc jova. A l'ora d'ara, tres cratèrs importants son estats identificats. An de diamètres de 30, 80 e 440 quilomètres. Lo cratèr de 30 km a un piton centrau, aqueu de 80 km a un fons plan e lo grand de 440 km a una estructura en anèus multiples. Dins aquò, d'autrei formacions circularas a la superficia de Titan podrián èsser de cratèrs ancians e parcialament escafats per l'erosion. Son dichas crateriformas.

DunasModificar

Lei premiereis imatges de Titan, fachs dempuei la Tèrra au començament deis ans 2000, mostravan la preséncia de terrens sorns vèrs l'eqüator[13]. Lei scientifics supausèron alora la preséncia de mars organicas compausadas d'idrocarburs liquids[14]. Pasmens, en 2006, lei mesuras radars de Cassini indiquèron qu'aquelei regions èran en realitat recubèrtas de dunas. Serián formadas per lei vents de la zona combinats ai vents causats per lei fòrças de marèia de Saturne[15]. Lei dunas forman donc de linhas orientadas èst-oèst car lei vents son dirigits vèrs l'eqüator. Lei materiaus compausant lei dunas son pas encara coneguts.

Camp magneticModificar

Titan a pas de camp magnetic e es directament expausat au vent solar quand orbita fòra la magnetosfèra de Saturne[16].

Orbita e rotacionModificar

 
Orbita de Titan (en roge) dins lo sistèma de Saturne.

Titan orbita a l'entorn de Saturne en 15 jorns e 22 oras. Coma la màger part deis autrei satellits importants dau Sistèma Solar, lei periòdes de rotacion de Titan a l'entorn de son aisse e de sa planeta son identics. Aqueu fenomèn es dich « rotacion sincròna ». La consequéncia es que la fàcia de Titan dirigida vèrs Saturne es totjorn la mema. Son excentricitat orbitala es egala a 0,0288 e son enclinason a 0,348° a respècte dau plan orbitau de Saturne. La distància mejana entre lo satellit e sa planeta es d'environ 1,2 milions de quilomètres. Titan es donc lo seisen satellit de Saturne pron important per èsser esferic. Enfin, i a un fenomèn de resonància 3:4 entre Titan e lo satellit irregular Iperion.

Condicions prebioticas e vida possiblaModificar

Segon lei modèls actuaus, la composicion de l'atmosfèra e de la superficia de Titan son similaras ai condicions de la Tèrra primitiva, es a dire lei condicions terrèstres avans la liberacion de quantitats importantas d'oxigèns per leis organismes vivent sus la planeta. De mai, d'experiéncias an mostrat la possibilitat de crear de moleculas organicas complèxas a partir d'una mescla de gas, d'una composicion identica a l'atmosfèra de Titan, somés a un raionament ultraviolet. Titan presanta ansin un interès important per estudiar l'origina de la vida terrèstre.

En revènge, la possibilitat d'una existéncia de vida extraterrèstra sus Titan sembla improbabla. D'efiech, se de similituds importantas existisson amb la Tèrra primitiva, la temperatura i es ben pus febla en causa de l'alunchament en Titan e lo Soleu. En particular, aquò limita la preséncia d'aiga liquida. Pasmens, certaneis ipotèsis imaginan la possiblitat d'una vida dins lei jaç dau mantèu onte la preséncia d'aiga liquida es probabla. D'autrei teorias assaian tanben de prepausar l'existéncia de formas de vida primitiva susceptiblas d'emetre d'idrocarburs coma lo metan.

ObservacionModificar

L'observacion de Titan necessita l'utilizacion d'un telescòpi pichon e de condicions favorablas car son esclat, de magnitud aparenta situada entre + 8,2 e + 8,4, pòu èsser escondut per lo lume de Saturne. Lei periòdes pus favorables son donc leis equinòccis saturnians quand lo sistèma d'anèus es pauc visible dempuei la Tèrra.

Liames intèrnesModificar

Liames extèrnesModificar

BibliografiaModificar

ReferénciasModificar

  1. Titan foguèt observat mai que d'un còp avans sa descubèrta per Huygens. Pasmens, sa natura foguèt pas compresa.
  2. Un tractament especific dei fotografias de Voyager 1 permetèt d'identificar de regions sornas e claras a sa superficia. Pasmens, quand aqueu trabalh foguèt acabat, d'observacions amb lo telescòpi Hubble avián ja permés de descubrir aqueu resultat.
  3. 3,0 et 3,1 Tobie, G. et al. (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus 175 (2): 496–502.
  4. Longstaff, Alan (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19.
  5. "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site.
  6. Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. pp. 154–155.
  7. Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R.; Zebker, H.; Lunine, J.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W. T. K.; Schaffer, S.; Wall, S.; West, R.; Francescetti, G., « Titan’s Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry », dans Lunar and Planetary Science Conference, vol. 38, no 1338, 03/2007, p. 1329.
  8. S. F.Dermott; C. Sagan, « Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan », dans Nature, vol. 374, 1995, p. 238–240.
  9. Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al., « The lakes of Titan », dans Nature, vol. 445, no 1, 04/01/2007, p. 61–64.
  10. Tobias Owen, « Planetary science: Huygens rediscovers Titan », dans Nature, vol. 438, 2005, p. 756–757.
  11. C.D. Neish, R.D. Lorenz, D.P. O’Brien, « Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications [archive] », Lunar and Planetary Laboratory, Université de l’Arizona, Observatoire de la Côte d’Azur, 2005.
  12. David L. Chandler, « Hydrocarbon volcano discovered on Titan [archive] », NewScientist.com news service, New Scientist, 8 juin 2005.
  13. Roe, H. G.; de Pater, I.; Gibbard, S. G.; Macintosh, B. A.; Max, C. E.; Young, E. F.; Brown, M. E.; Bouchez, A. H., « A new 1.6-micron map of Titan’s surface », dans Geophysical Research Letters,, vol. 31, no 17, 06/2004, p. L17S03.
  14. Lorenz, Ralph, « The Glitter of Distant Seas », dans Science, vol. 302, no 5644, 10/2003, pp. 403-404.
  15. Lorenz, R. D.; Wall, S.; Radebaugh, J.; Boubin, G.; Reffet, E.; Janssen, M.; Stofan, E.; Lopes, R.; Kirk, R.; Elachi, C.; Lunine, J.; Mitchell, K.; Paganelli, F.; Soderblom, L.; Wood, C.; Wye, L.; Zebker, H.; Anderson, Y.; Ostro, S.; Allison, M.; Boehmer, R.; Callahan, P.; Encrenaz, P.; Ori, G. G.; Francescetti, G.; Gim, Y.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W.; Kelleher, K.; Muhleman, D.; Picardi, G.; Posa, F.; Roth, L.; Seu, R.; Shaffer, S.; Stiles, B.; Vetrella, S.; Flamini, E.; West, R., « The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes », dans Science, vol. 312, no 5774, 05/2006, p. 724-727
  16. "Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan". NASA/JPL. 2008. [1]