Titán (satelite)

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Titán
Titan in true color.jpg
L'atmosfera de Titán fa la luna més gran de Saturno semblar una pilota narancha nuble en ista imachen en color natural feita per a nau espacial Cassini.
Nomenclatura
Atros nombres: Saturno VI
Caracteristicas orbitals
Excentricidat: 0,0288
Periodo orbital: 15,945 d
Velocidat orbital meya: 5,57 km/s
Satelite de: Saturno
Caracteristicas fisicas
Superficie: 8,3×10 km2
Masa: (1,3452±0.0002)×1023 kg 
Densidat meya: 1,8798±0,0044 g/cm³
Gravedat superficial: 1,352 m/s2
Velocidat d'escape: 2,639 km/s
Periodo de rotación: sincrona
Inclinación axial: 0
Albedo: 0,22
Temperatura:
 • Superficie: 93,7 K (−179,5 °C)
Caracteristicas atmosfericas
Presión: 146,7 kPa (1,45 atm)
Nitrochén 98,4%
Metano 1,4%
Hidrochén 0,2%

Titán ye o mayor satelite de Saturno. Ye l'unico satelite conoixito con una densa atmosfera e l'unico obchecto en o espacio, antimás d'a Tierra, an platera evidencia de cuerpos estables de liquido superficial se ye trobata.

Titán ye o seiseno satelite elipsoidal de Saturno. Freqüentment descrito como un satelite parellán ta una planeta, o diametro de Titán ye un 50% més gran que o d'o satelite natural d'a Tierra, a Luna, e ye un 80% més masivo. Ye o segundo satelite més gran en o Sistema Solar, dimpués d'o satelite de Chupíter Ganimedes, e ye més gran que a planeta més chicota, Mercurio, encara solo un 40% tan masivo. Descubierto en 1655 per o astronomo neerlandés Christiaan Huygens, Titán estió o primer satelite conoixito de Saturno e o seiseno satelite planetario conoixito. Titán orbita Saturno a 20 radios de Saturno. Dende a superficie de Titán almerca un arco de 5,7 graus e apareixerba 11,4 vegadas més gran que a Luna apareix ta nusatros.

Titán ye principalment composato per chelo d'augua e material rocoso. Asinas como Venus antis d'a Era Espacial, a densa atmosfera paca empachaba veyer a superficie de Titán entro que nueva información s'acabaló quan a misión Cassini–Huygens i plegó en 2004, incluyito o descubrimiento de lacos d'hidrocarburos liquidos en as rechions polars de Titán. A cheolochicament choven superficie ye cheneralment lene, con pocos cráters d'impacto, encara que se son trobatos bellas montanyas e varios posibles criovulcans.

L'atmosfera de Titán en contién mayorment de nitrochén; atros components menors menan en a formación de boiras de metano y etano y en un esmog organico rico en nitrochén. O clima, incluyitos o viento e plevia, en crea de rasgos superficials semellants a los d'a Tierra, como dunas, ríos, lacos, mars (probablement de metano y etano liquidos), e deltas, que son controlatos per patrons d'orache estacionals como en a Tierra. Con os liquidos d'ell (tanto en a superficie como en a subsuperficie) e a fuerte atmosfera de nitrochén, o ciclo d'o metano en Titán ye analogo ta o ciclo de l'augua en a Tierra, encara que a una temperatura muito menor de 94 K (−179.2 °C).

Historia[editar | editar código]

Christiaan Huygens descubrió Titán en 1655.

Titán fue descubierto o 25 de marzo de 1655 per l'astronomo neerlandés Christiaan Huygens. Huygens s'inspiró en o descubrimiento de Galileo d'as quatre mayors lunas de Chupíter en 1610 e as suyas milloras en a tecnolochía d'o telescopio. Christiaan, con a aduya d'o chirmán d'ell Constantijn Huygens jr., escomencipió a construyir-ne de telescopios arredol d'o 1650 e descubrió a primera luna alufrata que orbita Saturno con un d'os telescopios que fabricón.

Lo nombró simplament Saturni Luna (u Luna Saturni, en latín "Luna de Saturno"), publicando en 1655 o tractato De Saturni Luna Observatio Nova ("A nueva observación d'a Luna de Saturno). Aprés que Giovanni Domenico Cassini publicase os suyos descubrimientos d'as quatre lunas més de Saturno entre 1673 e 1686, os astronomos prenión l'habito de referir-se ta istos e Titán como Saturno I dica V (con Titán allora en quatrena posición). Atro epiteto tempranero de Titán estió "satelite ordinario de Saturno". Titán se numera oficialment Saturno VI perque aprés os descubrimientos de 1789 o esquema numerico se concheló ta estalbiar causar-ne més de confusión (habendo levato Titán os numers II, IV e tamién VI). Numerosas lunas chicotas se son descubiertas més amanatas ta Saturno dende allora.

O nombre Titán, e os nombres de totz os siet satelites de Saturno alavez conoixitos, vien de John Herschel (fillo de William Herschel, descubridor de Mimas y Encelado) en a suya publicación d'o anyo 1847 Resultato d'observacions astronomicas feitas en o cabo de Buena Asperanza. Iste sucherió nombres d'os Titans mitolochicos (en griego antigo Τῑτάν), chirmans e chirmanas de Crono, o Saturno griego. En a mitolochía griega, os Titans yeran una raza de deidatz poderosas, descendients de Chea e Urán, que gubernoron durando a lechendaria Edat d'Oro.

Orbita e rotación[editar | editar código]

Orbita de Titán (brullata en royo) entre as atras grans lunas interiors de Saturno. As orbitas d'as lunas externas son (de difuera enta adintro) a de Chapeto e Hiperión; as d'as internas son as de Rea, Dione, Tetis, Encelado e Mimas.

Titán orbita una vegada cada 15 días e 22 horas. Como a Luna e a-saber-los satelites d'as planetas chigantas, o periodo rotacional d'ell (o suyo día) ye identico ta o periodo orbital d'ell; Titán endura asinas una chunta de marea en una rotación sincrona con Saturno, e permanentment amuestra una cara ta la planeta, doncas, o "día" de Titán ye igual a lo suyo periodo orbital. Per isto, bi ha un punto subsaturnián en a suya superficie, dende a quala a planeta pareixerba estar penchata perén dreitament per dencima. As lonchitutz en Titán se miden enta l'ueste, prencipiando a partir d'o meridián que cruza iste punto. A suya excentricidat orbital ye 0,0288 e o plan orbital ye inclinato 0,348 graus en relación con o equador de Saturno. Veyito dende a Tierra, Titán agafa una distancia angular de bells 20 radios de Saturno (aproximatament 1 200 000 kilometros (750 000 millas) dende Saturno e almerca un disco de 0,8 arcosegundos de diametro.

O satelite chicot e con forma irregular Hiperión ye achuntato en una resonancia orbital 3:4 con Titán. A evolución "panda e lene", en a quala Hiperión estarba migrato dende una orbita caotica, se considera improbable, seguntes s'alazeta en bells modelos. Hiperión probablement se formó en una isla orbital estable, entre que o masivo Titán en embeuró u en chitó de cuerpos que se'n i amanaban masiato.

Accidents a grans rasgos[editar | editar código]

Contimparación de grandaria: Titán (abaixo a la cucha) con a Luna e a Tierra (alto e a la dreita).
Modelo d'a estructura interna de Titán.

Titán ha 5 151 kilometros (3 201 millas) de diametro, 1,06 veces o d'a planeta Mercurio, 1,48 o d'a Luna e 0,40 o d'a Tierra. Antis d'a plegada d'o Voyager 1 en 1980, s'asmaba que Titán yera una miqueta més gran que Ganimedes (con un diametro de 5 262 kilometros u 3 270 millas) e per tanto a mayor luna d'o Sistema Solar; isto maguer yera una sobreestimación causata per a densa e paca atmosfera de Titán, que s'estendilla a-saber-los kilometros sobre a suya superficie e augmenta o diametro aparent d'ell. O diametro e masa de Titán (e doncas a densidat d'ell) son semellants ta os d'as lunas chovianas Ganimedes e Calisto. Alazetata en a suya densidat de 1,88 g/cm3, a composición cheneral de Titán ye meitat de chelo d'augua e meitat de material rocoso. Encara que parello en composición a Dione y Encelado, ye més denso debito a la compresión gravitacional. Ha una masa igual a 1/4226 a de Saturno, o que lo fa a mayor luna d'as chigantas gaseosas en relación a la masa d'a suya planeta, a despeito de que, estando Titán 1/22,609 d'o diametro de Saturno, Tritón ye més gran en diametro en relación a Neptuno con 1/18,092 d'o diametro de Neptuno.

Titán probablement se diferencia en varias napas con un centro rocoso de 3 400 kilometros u 2 100 millas rodiato per varias napas composatas de diferents formas cristalinas de chelo. L'interior d'ell puet agún prou calient ta una napa liquida consistent en un "magma" composato per augua e almoniaco entre una crosta de chelo Ih e napas de chelo més fundas feitas de formas de chelo a alta presión. A presencia d'almoniaco permite a l'augua remanir liquida mesmo a temperaturas tan baixas como 176 K u -97 ºC (ta la mezcla eutectica con augua). A sonda Cassini descubrió a evidencia d'una estructura en napas en forma d'ondas de radio de extrematament baixa freqüencia naturals en l'atmosfera de Titán. S'asma que a superficie de Titán ye un pobre reflector d'ondas de radio de extrematament baixa freqüencia, per tanto poderban con tot e con ixo estar reflectando a muga entre o liquido e chelo de un ocián subsuperficial. Os accidents superficials estión alufratos per a nau espacial Cassini chorripar dica 30 kilometros u 19 millas entre octubre de 2005 e mayo de 2007, o que suchiere que a crosta ye deseparata d'o interior e aporta una preba adicional de una napa interior liquida. Atra preba que ampara una napa liquida e una casca de chelo deseparata d'o ruello solido viene de a traza como o campo gravitatorio varía mientres que Titán orbita Saturno. A contimparación d'o campo gravitatorio con observacions topograficas alazetatas en radar tamién suchiere que a casca de chelo pueda estar substancialment richida.

Formación[editar | editar código]

Se piensa que as lunas de Chupíter e Saturno se formón meyant coacreiximiento, un proceso parellán á o que se creye que formón as planetas en o Sistema Solar. Entre que as chóvens chigantas gaseosas se formaban, yeran rodiatas per discos de material que gradualment se'n iban fusionando en lunas. Sin dembargo, mientres Chupíter posede quatre grans satelites en orbitas semellants á las d'as planetas altament regulars, Titán domina de traza aplastant o sistema saturnián e posede una alta excentricidat orbital no immediatement explanicata solament per acreiximiento. Un modelo proposato ta la formación de Titán ye que o sistema saturnián escomencipió con un grupo de lunas parellanas á os satelites Galileans chovians, pero que fuoron perturbatos per una serie d'impactos chigants, que continarban ta formar Titán. As lunas saturnianas de meya grandaria, como Chapeto e Rea, se formón d'os repuis d'istas colisions. Iste escomencipio tan violento explanicarba tamién a excentricidat orbital de Titán.

En 2014, una analís d'o nitrochén atmosferico de Titán suchirió que posiblement se yera obtenito de material parellán á o que se troba en a Boira d'Oort e no de fuents presents durando en a coacreiximiento de materials arredol de Saturno.

Atmosfera[editar | editar código]

Imachen en colors verdaderas d'as napas de boiras en l'atmosfera de Titán.

Titán ye a unica luna con un atmosfera significativa e l'atmosfera d'ell ye a unica atmosfera densa rica en nitrochén en o Sistema Solar chunto con a d'a Tierra. As alufradas d'ella feitas en 2004 per as sondas espacials Voyager amostrón que l'atmosfera de Titán ye més densa que a d'a Tierra, con una presión superficial de bellas 1,45 atm. Ye tamién bellas 1,19 veces més masiva que a d'a Tierra en cheneral o bellas 7,3 vegadas més masiva per superficie. As napas de boiras pacas bloquean a luz veyible d'o Sol y enfoscan as caracteristicas superficials de Titán. A baixa gravedat de Titán embreca que l'atmosfera d'ell s'estendilla muito més que a d'a Tierra. L'atmosfera de Titán ye paca en a-saber-las lonchitutz d'onda e doncas, ye imposible obtenir o espectro de reflectividat d'a superficie dende orbita. No fue dica a plegada d'a nau espacial Cassini-Huygens en 2004 quan as primeras imáchens dreitas d'a superficie de Titán se consiguión.

Revolvín, boira de gas de cianuro d'hidrochén chiratoria, en o Polo Sud de Titán (29 de noviembre de 2012).

A composición atmosferica de Titán en a estratosfera ye un 98,4% nitrochén con restant 1,6% composto principalment de metano (1,4%) e hidrochén (0,1-0,2%). Bi'n ha de quantidatz residuals d'atros hidrocarburos, como etano, diacetileno, metilacetileno, acetileno e propano, e d'atros gases, tals como cianoacetileno, cianuro d'hidrochén, dioxido de carbonio, monoxido de carbonio, cianochén, argón y helio. Se piensa que os hidrocarburos se forman en l'atmosfera superior de Titán en reaccions resultants d'a trencadura d'o metano per a luz ultravrioleta d'o Sol, o que i produz una preta boira narancha. Titán pasa o 95% d'o tiempo d'ell aíntro a magnetosfera de Saturno, o que l'aduya á protecher-se d'o viento solar.

A enerchía d'o Sol deberba haber convertito qualsiquier rastro de metano en l'atmosfera de Titán en hidrocarburos més complexos en bells 50 millons d'anyadas, un breu tiempo contimparato con a edat d'o Sistema Solar; o que suchiere que o metano debe d'estar replenato gracias á una reserva natural u aíntro d'o mesmo Titán. Talmén l'orichen d'o metano siga l'interior d'ell, liberato á traviés d'os criovulcans.

Os estudios sobre o lusco en Titán feitos per a Cassini aduyón ta replecar millor l'armosferas d'exoplanetas (concepción artistica).
Traza de gases organicos en l'atmosfera de Titán—HNC (a la cucha) e HC3N (a la dreita).

O 3 d'abril d'o 2013, a NASA informó de que a quimica organica complexa pudo estar surtita en Titán, seguntes estudios que simulan l'atmosfera de Titán.

O 6 d'o 2013, os scientificos d'o IAA-CSIC informó d'a detección d'hidrocarburos aromaticos policiclicos en l'atmosfera superior de Titán.

O 30 de setiembre de 2013, se detectó propileno en l'atmosfera de Titán per a nau espacial Cassini d'a NASA, en usar o suyo espectometro d'infrarroyos composato (CIRS). Ista ye a primera vegada que se ha trobato propileno en atra luna u planeta distinta d'a Tierra e ye o primer composato quimico trobato per o CIRS. A detección de propileno implen una lacuna misteriosa en as alufradas que se remontaban á o primer vuelo sobre Titán d'a nau espacial Voyager 1 d'a NASA en 1980, durando o qualo se descubrió que muitos gases que forman a boira difusa de color bardina yeran hidrocarburos, teoricament formatos á traviés d'a recombinación de radicals creatos per a fotolisi ultravrioleta d'o Sol d'o metano.

O 24 d'octubre de 2014, se trobó metano en as boiras polars de Titán.

Boiras polars, feitas de metano, en Titán (a la cucha) contimparatas con boiras polars en a Tierra (a la dreita), que son feitas d'augua u chelo d'augua.

Clima de Titán[editar | editar código]

Revolvín polar atmosferico sobre o polo sud de Titán.

A temperatura superficial de Titán ye bells 94 K (-179,2 ºC). A ista temperatura, o chelo d'augua ha una presión de vapor extrematament baixa, doncas a poqueta vapor d'augua present apareixe limitato ta la estratosfera. Titán recibe bell 1% d'a luz solar que a Tierra. Antis que a luz solar alcance a superficie, bells 90% se'n ye absobito per a densa atmosfera, i deixando només que o 0,1% d'a quantidat de luz que a Tierra recibe.

O metano atmosferica creya un efecto hibernadero en a superficie de Titán, sin d'o qualo Titán estarba a-saber-lo més fredo. Per o contrario, a boira baixa en l'atmosfera de Titán contribuye a un efecto anti-hibernadero en reflexando a luz d'o sol de vuelta ta o espacio, o que anula un porción d'o efecto hibernadero e fa a superficie d'ell significativament més freda que a suya atmosfera superior.

Boiras de metano (animatas; chulio 2014).

As boiras de Titán, probablement composatas de metano, etano u atros organicos simplos, son esparditas e variables, interrumpindo a boira baixa cheneral. Os descubrimientos de a sonda Huygens indican que de l'atmosfera de Titán periodicament pleve metano liquida e atros compuestos organicos enta a superficie.

As boiras cheneralment cubren 1% d'o disco de Titán, encara que succesos esclataders se sigan alufratos an a cubierta de boiras rapedament s'estendilla dica o 8%. Una hipotesi afirma que as boiras d'o sud se forman quan os elevatos libels de luz solar durando o estiu meridional en chenera de devantamientos en l'atmosfera, o que resulta en convección. Ista explicación ye embolicata per o feito de que a formación d'a boira se ye alufrata no solo durando o solsticio d'o estiu meridional pero tamién durando a metat d'a primavera. L'augmento d'a humidat de metano en o polo sud posiblement contribuye a un rapedo augmento en a grandaria d'as boiras. Yera estiu en o hemisferio sud de Titán dica 2010, quan a orbita de Saturno, que gubierna o movimiento de Titán, movió o hemisferio septentrional de Titán enta a luz solar. Quan as estacions cambeen, s'aspera que o etano escomencipiará a condensar-se sobre o polo sud.

Caracteristicas superficials[editar | editar código]

Mapa global de Titán conGlobal map of Titan -con etiquetas d'a Unión Astronomica Internacional (Agosto 2016).
PIA19657-SaturnMoon-Titan-NorthPole-20140407.jpg PIA19657-SaturnMoon-Titan-SouthPole-20140407.jpg
Polo Norte de Titán (2014). Polo Sud de Titán (2014).

A superficie de Titán se ye descripta como "complexa, entretallata per fluidos, [e] cheolochicament choven". Titán ye estato aproximatament dende a forrmación d'o Sistema Solar, pero a superficie d'ell ye muito més choven, entre 100 millons e un billón d'anyadas d'edat. Os procesos cheolochicos puet que haigan remodelato a superficie de Titán. L'atmosfera ye dos vegatas més densa que a d'a Tierra, o que fa difícil que os instrumentos astronomicos fotíen a superficie d'ell en o espectro visible d'a luz. A nau espacial Cassini en ye fendo servir d'instrumentos d'infrarroyos, de radioaltimetría e de radar d'ubridura sintetico en fotiar-lo ta mapear porcions de Titán durando as suyas volatas de reconoiximiento amanatas. As primeras imáchens revelón una cheolochía diversa, con arias tanto corrucatas como suaus. Bi'n ha de caracteristicas que puet estar d'orichen vulcanico, en arrullar-ne d'augua mezclata con almoniaco enta a superficie. Tamién bi'n ha de prebas de que a crosta de chelo de Titán puet estar substancialment richida, o que sucherirba poqueta actividat cheolochica.

Rechión Senkyo.

Tamién bi'n ha de caracteristicas en traza de rayas, belunas d'ellas de cientos de quilometros de largaria, que semblan estar causatos per particlas soflatas per o viento. Lur analís tamién ha feito veyer que a superficie ye relativament suau; os poquetz obchectos que pareixen estar cráters d'impacto semblan haber estato replenatos, talment en plevendo-ne d'hidrocarburos u per vulcans. A radioaltimetría suchier que as variacions d'altaria son baixas, tipicament no més de 150 metros. Cambeos d'elevacions ocasionals de 500 metros se son descubiertos e Titán n'ha de montanyas que a vegatas agafan varios cientos de metros dica més d'un quilometro d'altaria.

A superficie ye marcata per amplas rechions de terreno brilant e fusco. Entre istos ye Xanadu, una gran aria equatorial reflectant amanatament d'a grandaria d'Australia. Fue primero identificata en as imáchens en infrarroyos d'o Telescopio Espacial Hubble en 1994 e dimpuesas veyita per a nau espacial Cassini. A enreligata rechión ye plena de tozals e tallata per vals e fuesas. Ye trescruzata en bells puestos per ringleras fuscas —caracteristicas topograficas sinuosas que semblan crenchas e crepazas. Isto poderba implicar actividat tectonica, que indicarba que Xanadu ye cheolochicament choven. Per atro costato, as ringleras poderban estar canals formatas per liquido, o que suchier que o viello terreno ye estato tallato per un sistema de rigachuelos. Bi'n ha d'arias fuscas de similar grandaria per atras partis en Titán, alufratas dende o suelo e per a Cassini; a o menos una d'istas, a Ligeia Mare, a segunda mar més gran de Titán, ye una mar de metano quasi puro.

Titan2005.jpg
Titan multi spectral overlay.jpg
Titan globe m.jpg
PIA20016-SaturnMoon-Titan-20151113.jpg
Mosaico de Titán dende a volata de reconoiximiento d'a Cassini' en febrero de 2005. A gran rechión fusca ye Shangri-La. Titán en colors falsas amostrando detalles d'a superficie e l'atmosfera con Xanadu en a rechión brilant en o centro a la dreita. Globo de Titán, un mosaico d'imáchens infrarroyas con a nomenclatura. Titán veyito en infrarroyos.

Lacos[editar | editar código]

Mosaico a partir d'o radar d'a Cassini con colors falsas d'a rechión norte de Titán. A coloración azul indica baixa reflexividat de radar, causata per as mars d'hidrocarburos e lacos e rete d'afluents plenos d'etano e metano liquidos e N2 disuelto. Se bi amostra quasi a metat d'o gran cuerpo abaixo a la cucha, a Kraken Mare. A Ligeia Mare ye entalto a la dreita.
Mosaico de tres imáchens d'a Huygens d'o sistema de canals en Titán.

A posibilidat d'as mars d'hidrocarburos en Titán fue primero sucherita alazetata en os datos d'a Voyager 1 e 2 que amostraban que Titán heba una densa atmosfera d'amanatament a correcta temperatura e composición ta permitir-las, pero as prebas directas no fuon obtenitas dica 1995 quan os datos d'o Hubble e atras observacions sucheriban a existencia de metano liquido en Titán, ya siga en bosas aislatas ya siga en escala d'ocians con l'amplaria d'o satelite, similars ta l'augua n'a Tierra.

A misión Cassini confirmó a zaguera hipotesi. Quan a sonda plegó en o sistema saturnián en 2004, s'asperaba que os lacos u ocians d'hidrocarburos se detectarban per a luz reflexata de lur superficie, pero garra reflexión especular fue inicialment alufrata. Amán d'o polo sud de Titán, una enigmatica sinyal clamata Ontario Lacus s'identificó (e dimpuesas se confirmó que yera un laco). Una posible ribera tamién s'identificó amán d'o polo vía imáchens per radar. Aprés una volata de reconoiximiento o 22 de chulio de 2006, en o qualo o radar d'a nau espacial Cassini fotió as latitutz septentrionals (que allora yeran en hibierno), varias clapas enormes, lenes (e asinas escuras ta o radar) se i veyeban chabiscando a superficie amán d'o polo. Alazetando-se en observacions, os scientificos anunción "prebas definitivas de lacos plenos de metano en a luna saturniana de Titán" en chinero de 2007. O equipe Cassini-Huygens concluyón que as caracteristicas fotiatas yeran quasi segurament os lacos d'hidrocarburos tanto de tiempo buscatos, os primers cuerpos superficials estables de liquido trobatos difuera d'a Tierra. Bells semblan haber-be de canals asociatas con liquido e chacen en depresions topograficas. As caracteristicas d'erosión per liquido pareixen estar un succeso muito recient: as canals en bellas rechions han creyato sorprendentment poqueta erosión, o que suchier que a erosión en Titán ye extrematament lenta u bells atros fenomenos puedan haber escobato gleras e accidents cheograficos més antigos. Sobre tot, as observacions de radar d'a Cassini han amostrato que os lacos no cubren soque un chicot percentache d'a superficie, o que fa Titán muito més xuto que a Tierra. A mayoría d'os lacos se concentran amán d'os polos (an a relativa manca de luz solar evita a evaporación), encara que varios lacos d'hidrocarburos de larga durada tamién se son descubiertos en as rechions deserticas equatorials, incluyito un amán d'o puesto d'aterrizache en a rechión Shangri-La, que ha aproximatament a metat d'a grandaria d'o Gran Laco Salato de Utah. Os lacos equtorials son probablement "oasis", ye dicir, probablement se furnen a traviés d'aqüifers subterranios.

A Isla Machica, una caracteristica misteriosa que evoluciona en a Ligeia Mare de Titán.

En chunio de 2008, o Espectrometro Visual e d'Infrarroyos de Mapeyo en a Cassini confirmó a presencia de etano liquido sin de dandaleos en Ontario Lacus. O 21 d'aviento de 2008, Cassini pasó sobre Ontario Lacus e n'alufró de reflexión especular en o radar. A fuerza d'a reflexión afanaba o receptor d'a sonda, o que indicaba que o libel d'o laco no variaba més de 3 mm (o que embreca u que os vientos superficials son minimos u que o fluido d'hidrocarburos d'o laco ye viscoso).

As reflexions especulars son indicativos de una superficie lene, parellán a un mirallo, doncas a observación corroboró a inferencia d'a presencia d'un gran cuerpo liquido replegato per as imáchens de radar. A observación fue feita ascape dimpués que a rechión polar norte surtise de quince anyadas de fosquera hibernal.

Radiación amanata ta o infrarroyo d'o Sol reflexata per as mars d'hidrocarburos de Titán.

O 8 de chunio de 2009, o Espectrometro Visual e d'Infrarroyos de Mapeyo d'a Cassini alufró una reflexión especular indicativa d'una superficie lene, parellana a un mirallo, dende o que hue se clama Jingpo Lacus, un laco en a rechión polar norte poquet dimpués que l'aria surtise de quince anyadas de fosquera hibernal.

As primeras mesuras de radar feitas en chulio de 2009 y en chinero de 2010 indicón que Ontario Lacus fue extrematament poco profundo, con una fondura meya de 0,4-3 m e una fondura maxima de 3 a 7 m (9,8 a 23,0 pietz). En contraste, a Ligeia Mare d'o hemisferio norte fue inicialment mapeyato con fonduras que excedeban os 8 m, o maximo discenible per o radar e as tecnicas d'analís d'aquell tiempo. Un analís scientifico posterior, publicato en 2014, mapeyó més exhaustivament as fonduras d'as tres mars de metano de Titán e amostró fonduras de més de 200 metros (660 pietz). Ligeia Mare ha un meya de 20 a 40 (66 a 131 pietz) en fondura, mientres atras partis de Ligeia no rechistrón garra reflexión de radar en absoluto, o que indica una fondura de més de 200 m (660 pietz). Encara que només que siga a segunda mar de metano de Titán, Ligeia "contién pro metano liquido ta emplir tres lacos Michigan."

Durando una volata de reconoiximiento o 26 de setiembre de 2012, o radar de Cassini detectó en a rechión polar norte o que pareixeba un río con una longaria de més de 400 quilometros. Se ha contimparato con o río Nilo, muito més largo, en a Tierra. Ista caracteristica se comunica con a Ligeia Mare. Dimpuesas, un documento (Liquid-filled Canyons on Titan) publicato en as Geophysical Research Letters o 9 d'agosto de 2016 informó sobre a observación d'o altimetro RADAR de Cassini de mayo de 2013 d'as canals de Vid Flumina, definitas como un rete de drenache conectato con a segunda mar més gran de Titán, Ligeia Mare. O analís d'os lecos d'o altimetro recullitos amostrón que as canals se localizaban en foces profundas (dica ~570 m), con catarras, e n'han de fuertes reflexions superficials especulars que indican que actualment son plenas de liquidos. As elevacions d'o liquido en ixas canals son a o mesmo libel que a Ligeia Mare ta una precisión de bells 0,7 m, consistent con a interpretación de vals fluvials inundatas. As reflexions especulars tamién s'alufran afluents d'orden menor elevatos sobre o libel de Ligeia Mare, consistents con l'alimentación de drenache enta o sistema de canals principal. Isto puet estar a primera preba directa d'a presencia de canals de liquido en Titán e d'a primera observación de foces de cient metros de fondura en Titán. As foces d'os Vid Flumina son asinas inundatos per a mar pero bi ha poquetas observacions ta atestiguar a presencia de liquidos en a superficie que sigan en elevacions més altas.

Durando sies volatas de reconoiximiento de Titán de 2006 a 2011, Cassini complegó rastreyo radiometrico e datos opticos de navegación dende os que os investigadors alto u baixo podeban inferir a forma cambeant de Titán. A densidat de Titán ye consistent con un cuerpo que ye aproximatament un 60% de roca e un 40% d'augua. Os analises d'o equipe suchieren que a superficie de Titán puet elevar-se-ne u cayer dica 10 metros durando cada orbita. Ixe grau de deformación suchier que o interior de Titán ye relativament deformable e que o modelo més probable de Titán ye uno en o qualo una crosta de chelo con una densidat de decenas de quilometros flota sobre un ocián global. Os descubrimientos d'o equipe, chunto con os resultatos d'estudeos previos, en dan de pistas de que l'ocián pueda chacer a no més de 100 quilometros (62 millas) chus a suya superficie. O 2 de chulio de 2014, a NASA informó de que l'ocián adintro de Titán pueda estar tan salato como a Mar Muerta. O 3 de setiembre de 2014, a NASA informó d'estudeos que sucheriban que as plevias de metano podeban interactuar con una napa de materials chelatos chus o suelo, clamatos "alcanifers", ta producir-ne d'etano e propano que pueda finalment alimentar os ríos e lacos.

En 2016, a Cassini trobó a primera preba de canals plenas de fluido en Titán, una serie de foces profundas e con catarras que desembocan en a Ligeia Mare. Iste rete de foces, dito Vid Flumina, varían en fondura dende o 240 dica os 570 m e ha paretz tan decantatas como 40º. Se creye que se son formatos u per un devantamiento d'a crosta, como o Gran Canyón d'a Tierra, u como una baixada d'o libel d'a mar u tament una combinación d'entramos. As fonduras d'a erosión suchieren que o liquido que fluye en ista parti de Titán ye una caracteristica antiga que persiste durando mils d'anyadas.

PIA12481 Titan specular reflection.jpg
Liquid lakes on titan.jpg
Foto d'a reflexión especular infrarroya de Jingpo Lacus, un laco en a rechión polar norte. Vista de radar en perspectiva de Bolsena Lacus (abaixo a la dreita) e atros lacos d'hidrocarburos d'o hemisferio norte.
Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg
Titan S. polar lake changes 2004-5.jpg
Imáchens de concarada entre o numero de lacos en o hemisferio norte de Titán (a la cucha) y en o hemisferio sud (a la dreita) Dos imáchens d'o hemisferio sud de Titán obtenitas con una anyada de trestalladura, an s'amuestran cambeos en os lacos polars meridionals.

Craters d'impacto[editar | editar código]

Imachen de radar image d'un cráter d'impacto de 139 quilometros de diametro en a superficie de Titán, an s'amuestran un suelo lene, un canto ferioso e posiblement una tuca central.

Os datos aportatos per o radar, radar d'ubridura sintetico e imáchens d'a Cassini n'han revelato poquetz de cráters d'impacto en a superficie de Titán. Semblan que istos impactos son relativament chóvens, contimparatos con a edat de Titán. Entre os poquetz cráters descubiertos ye una compleganza d'impacto con dos aniellos de 440 quilometros (270 millas) d'amplaria clamata Menrva, veyita per a Cassini como una marca concentrica brilant e fusca. Se son alufratos tamién un cráter més chicot de 60 quilometros (37 millas) d'amplaria con suelo plano clamato Sinlap e un cráter de 30 quilometros (19 millas) con una tuca central e un suelo escuro clamato Ksa. O radar e as imáchens d'a Cassini tamién han revelatos "crateriformes", caracteristicas circulars en a superficie de Titán que pueden estar relacionatos con os impactos, pero mancan bellas caracteristicas que ferban a indentificación segura. Per exemplo, un aniello de 90 quilometros (56 millas) d'amplaria de material brilant e aspro conoixito como Guabonito ye estato observato per a Cassini. Se piensa que ista caracteristica ye un cráter d'impacto farsito per un sedimento fusco, movito per o viento. Atras muitas caracteristicas parellanas se son observatas en as rechions fuscas de Shangri-La e Aaru. O radar alufró varias caracteristicas circulars que pueden estar cráters en a rechión brilant de Xanadu durando a volata de reconoiximiento d'a Cassini d'o 30 d'abril de 2006 en Titán.

Ligeia Mare –radar d'ubridura sintetico e vistas més claras e sin de puntetz.

A-saber-los cráters de Titán u prebables cráters amuestran prebas de gran erosión e totz n'amuestran de bella indicia de modificación. A mayor parti d'os cráters n'han de cantos fenditos u incompletos, a penar que bellos cráters han relativament cantos més masivos que en qualsiquier puesto en o Sistema Solar. Bi'n ha poquetas de prebas d'a formación de palimpsestos a traviés d'a relaxación de crosta viscoelastica, a diferencia d'atras lunas chelatas. A mayor parti d'os cráters careix de tucas centrals e han suelos lenes, posiblement debitos a la cheneración d'impacto u a una erupción de lava criovulcanica. O embute de varios procesos cheolochicos ye una razón ta la relativa falta de cráters; o escudo atmosferico tamién i fa prebo. S'estima que l'atmosfera de Titán achiquire o numero de cráters en a superficie d'ell per dos.

A limitata cobredura de Titán d'o radar d'alta resolución obtenita en 2007 (22%) sucheriba a existencia de desuniformidatz en a distribución d'os suyos cráters. En Xanadu bi'n ha 2-9 vegatas més de cráters que en qualsiquier puesto de Titán. O hemisferio anterior ha un 30% de mayor densidat que o hemisferio posterior. Bi'n ha de menors densidatz de cráters en arias de dunas equatorials y en a rechión polar norte (an os lacos e mars d'hidrocarburos son més comuns).

Os modelos de trachectorias e anglos d'impacto antis de l'arribada d'a Cassini suchieren que an o impactor truca a crosta de chelo d'augua, una chicota quantidat d'echeccions remane como augua liquida adintro d'o cráter. I puet persistir liquida durando sieglos u més, suficient ta "a sintesi de moleculas simplas precursoras ta l'orichen d'a vida".

Criovulcanismo e montanyas[editar | editar código]

Imachen en quasi infrarroyos de Tortola Facula, d'a qual se piensa que podese estar un criovulcán.

Os scientificos ha especulato durando muito tiempo si as condicions de Titán se pareixen a las d'a Tierra primichenia, encara que a una temperatura muito més baixa. A detección de argón 40 en l'atmosfera en 2004 indicó que os vulcans heban chenerato columnas de "lava" compuesta d'augua e almoniaco. Os mapas globals d'a distribución d'os lacos en a superficie de Titán reveló que no bi'n heba pro de metano superficial ta explanicar a suya contina presencia en a suya atmosfera e, doncas, se bi'n debe adhibir una porción significativa a traviés de procesos vulcanicos.

Manimenos, bi'n ha poquetas d'accidents superficials que puedan interpretar-se sin garra dubda como criovulcans. Un d'os primers de tals accidents revelatos per as observacions d'o radar d'a Cassini en 2004, dito Ganesa Macula, s'asemella a os accidents cheograficos clamatos farra trobatos en Venus e inicialment, doncas, se pensó que yera un criovulcán en orichen, dica que Kirk et al. refusón ista hipotesi en a reunión anual d'a Unión Americana de Cheofisica en aviento de 2008. Se trobó que o accident no yera un farrum en absoluto, sino que pareix que fue o resultato d'una combinación accidental de luz e zonas fuscas. En 2004 a Cassini tamién detectó un accident inusualment brilant (clamato Tortola Facula), que s'interpretó como un domo criovulcanico. Garra accident parellano se bi ye identificato dende 2010. En aviento de 2008, os astronomos anunción o descubrimiento de dos "puntos brilants" pasaders pero inusualment duraders en l'atmosfera de Titán, que semblan masiato persistents ta explanicar-se como mers succesos meteorolochicos, o que suchier que son o resultato d'episodios extensos criovulcanicos.

En marzo de 2009, bellas estructuras semblants a colatas de lava s'anuncioron en a rechión de Titán dita Hortei Arcus, que pareix fluctuar en brilo en bells meses. Encara que muitos fenomenos se suchirioron ta explanicar ista fluctuación, se trobó que as colatas de lava se'n elevaban 200 metros (660 pietz) sobre a superficie de Titán, consistent con que bi heba habito una erupción de debaixo d'a superficie.

Una catena montanyosa de 150 kilometros u 93 millas de lonchitut, 30 kilometros u 19 millas d'amplaria e 1,5 kilometros u 0,93 d'altaria fue descubierta tamién per a Cassini en 2006. Ista catena chace en o hemisferio sud e se piensa que se composa de material chelato y cubierto con nieu de metano. O movimiento d'as placas tectonicas, talment influito per un crater d'impacto cercano, podría haber ubierto una boquera per a que o material d'a montanya sería puyato. Antes d'a Cassini, os scientificos asumeban que a mayor part d'a topografía en Titán estaría estructuras d'impacto, manimenos istos descubrimientos revelan que, igual que en a Tierra, as montanyas se formoron a traviés de procesos cheolochicos. En aviento de 2010, o equipe d'a misión Cassini anuncioron o mes emocionant criovulcán nunca trobato. Clamato Sotra Patera, ye un en una catena de a o menos tres montanyas, cadaúna entre 1000 e 1500 metros d'altaria, varias d'as quals son coronatas con grans craters. O terreno arredol d'os suyos pietz sembla estar cubierto per colatas de lava.

A mayoría d'as mes altas agullas de Titán se dan amán d'o equador en os ditos "cintos de cinglas". Se creye que son analogas a las montanyas de plego terrestres como as Rocosas u o Himalaya, formatas per a colisión e acanablamiento d'as placas tectonicas, u a las zonas de subducción como os Andes, do a elevación d'a lava (u criolava) de una placa descendient regalando-se plega en a superficie. Atro mecanismo de lur formación puet estar as fuerzas de marea de Saturno. Considerando que o manto de chelo de Titán ye menos viscoso que o manto de magma terrestre e que o suyo leito de chelo ye mes tovo que o leito de granito d'a Tierra, ye improbable que as montanyas agafen altarias tan grans como as terrestres. En 2016, o equipe d'a Cassini anunció o que ells creyeban que yera a montanya mes alta en Titán. Sito en a catena d'os Mithrim Montes, ha 3 337 metros d'altaria.

Imachen en colors falsas feita con o espectometro de mapeo en visible e infrarroyos d'a Cassini-Huygens (en anglés VIMS) d'o posible criovulcán Sotra Patera, combinata con un mapa en 3D basato en datos de radar que amuestran agullas de 1000 metros d'altaria e un crater de 1500 metros de fondura.

Si realment existe o vulcanismo en Titán, a hipotesi ye que iste ye empentato per a enerchía liberata per a desintegración d'os elementos radioactivos dentro d'o manto, como en a Tierra. O magma en a Tierra ye feito de roca liquida, que ye menos densa que a crosta rocosa solida a traviés d'a que surte. Ya que o chelo ye menos denso que l'augua, magma aquoso de Titán estaría mes denso que a suya crosta chelata. Ixo significa que o criovulcanismo en Titán requeriría una gran quantidat d'enerchía adicional ta rular, posiblement vía o calentamiento de marea d'o cercano Saturno. O chelo con baixa presión, que cubre una napa liquida de sulfato d'amonio, puya copiosament e o sistema instable puet producir espectaculars plumas. Titán ye rollato de contino a traviés d'o proceso d'o chelo con grandaria d'un grano e a cenisa d'o sulfato d'amonio, que aduya a producir un paisache modelato per o viento e bellas caracteristicas semblants a las dunas d'arena.

En 2008 Jeffrey Moore (cheologo planetario d'o Ames Research Center) proposó una vista alternativa d'a cheolochía de Titán. Notando que denguna caracteristica vulcanica no yera estata identificata de traza indubdable en Titán, afirmó que Titán ye un mundo cheolochicament muerto, d'o qual a superficie ye modelata només que per craters d'impacto, erosión fluvial y eolica, remoción de masa e atros procesos exochenicos. Seguntes ista hipotesi, o metano no ye emitito per vulcans sino que a monico se'n difunde difuera d'o interior fredo e richido de Titán. Ganesa Macula podría estar un crater d'impacto erosionato con una duna fosca en o centro. As catenas montanyosas observatas en bellas rechions e podrían explanicar como granizas estructuras de multiples impactos anulars muit degradatas u como resultato d'a contración global pormor d'o tatón enfredamiento d'o interior. Mesmo en iste caso, Titán puet que encara tienga un ocián interno feito d'una mescla de augua eutectica e amoniaco con una temperatura de 176 K (u -97 ºC), que ye prou baixo ta estar explanicato per a desintegración d'os elementos radioactivos en o ruello. O terreno brilant de Xanadu puet estar un terreno degradato con a-saber-los craters parellán a l'observato en a superficie de Calisto. De feito, si no estase per a manca d'atmosfera d'ell, Calisto fería honra como modelo ta la cheolochía de Titán en iste scenario. Jeffrey Moore mesmo clamó Titán "Calisto con orache".

A-saber-las d'as mes prominents montanyas e pueyos han recibitos nombres oficials d'a Unión Astronomica Internacional. Seguntes o Laboratorio de Propulsión a Reacción, "Per convención, as montanyas en Titán se nombran a partir d'as montanyas d'a Tierra Meya, o scenario ficticio d'as novelas fantasticas de J.R.R. Tolkien". As colles (conchuntos de pueyos) son nombratas a partir de personaches d'as mesmas obras de Tolkien.

Terreno fosco[editar | editar código]

Dunas d'arena en o Desierto de Namibia en a Tierra (alto) comparatas con as dunas de Belet en Titán.

En as primeras imachens d'a superficie de Titán presas per os telescopios basatos en a Tierra a principios d'os 2000, grans rechions de terreno fosco fueron revelatas extendillando-se per o equador de Titán. Antes d'a plegata d'a Cassini, se pensaban que istas rechions yeran mars d'hidrocarburos. As imachens de radar capturatas per a sonda espacial Cassini han revelato per unatro costato que belunas d'istas rechions yeran extensas planas cubiertas per dunas lonchitudinals, dica 330 pietz (100 metros) d'altaria e sobre un kilometro d'amplaria y entre diez y cient kilometros de largaria. As dunas d'ista mena son siempre aliniatos con una dirección d'o viento meya. En o caso de Titán, continos vientos zonals (enta o este) se combinan con vientos de marea variables (aproximatament de 0,5 metros per segundos). Os vientos de marea son o resultato d'as fuerzas de marea de Saturno sobre l'atmosfera de Titán, que son 400 vegatas mes fuertes que as fuerzas de marea d'a Luna sobre a Tierra e tienden a conducir os vientos enta o equador. Iste patrón de viento, se'n ye teorizato, causa un material granular en a superficie ta construir gradualment largas dunas paralelas aliniatas de ueste a este. As dunas se desfán arredol d'as montanyas, do a dirección d'o viento cambea.

Se presuposaba inicialment que as dunas lonchitudinals (u linials) se formaban per vientos moderatament variables que u seguiban una dirección meya u alternaban entre dos direccions diferents. As observacions posteriors indican que as dunas apuntan enta o este anque as simulacions climaticas indican que os vientos d'a superficie de Titán bufan enta o ueste. A menos d'um kilometro per segundo, istos no son prou fuertes ta devantar e transportar material d'a superficie. Recients simulacions per ordinador indican que as dunas puden estar o resultato de raros vientos de tronada que nomás pasan cada quinze anyos quan Titán ye en o equinoccio. Istas tronadas producen fuertes ixufrins descendients, fluindo enta o este dica a 10 metros per segundo quan alcanzan a superficie.

L'"arena" en Titán probablement no ye feita de chicotz granos de silicatos como en a Tierra, sino que mes bien se siga formata quan o metano liquido pleve y erosiona lo leito de chelo d'augua, posiblement en a forma de tamborinadas. Per unatro costato, l'arena puet estar venita tamién de solidos organicos producitos per reaccions fotoquemicas en l'atmosfera de Titán. Bells estudios sobre a composición d'as dunas en mayo de 2008 reveloron que istas n'heban menos d'augua que a resta de Titán e mes probablement se derivan asinas de follín organico como polimers d'hidrocarburo arroclando-se ensemble dimpuesas de plever sobre la superficie. Os calculos indican que l'arena en Titán ha una densidat d'un tercio de l'arena terrestre. A baixa densidat combinata con a sequera de l'atmosfera de Titán puet causar que los granos s'arroclen ensemble per l'acumulación d'a electricidat estatica. L'"adherencia" puet dificultar a la cheneralment molla bisa amán d'a superficie de Titán o mover as dunas, encara que los vientos mes poderosos d'as tronadas estacionals podrían agún levar-las enta o ueste.

Observación y exploración[editar | editar código]

Titán mai ye veyible ta o uello espullato, pero puet alufrar-se a traviés de chicotz telescopios u potents prismaticos. L'alufrada d'aficionato ye difícil per a proximidat de Titán a lo globo brilant de Saturno e lo sistema d'aniellos; una barra amagadera, que cubre l'ocular e s'emplega ta bloquiar a planeta brilant, amillora a-saber-lo la vista. Titán ha una magnitut aparent de +8,2 e una magnitut d'oposición meya de 8,4. Ista ye comparable a la de +4,6 de Ganimedes, parellán en grandaria, en o sistema chovián.