 Планета: Сатурн Спутники: Мимас Энцелад Тефия Диона Рея Титан Гиперион Япет Феба Янус Эпиметей Елена Телесто Калипсо Атлас Прометей Пандора Пан Имир Палиак Тарвос Иджирак Суттунг Кивиок Мундилфари Альбиорикс Скади Эррипо Сиарнак Трюм Нарви Метона Паллена Полидевк Дафнис Эгир Бефинд Бергельмир Бестла Фарбаути Фенрир Форньот Хати Гирроккин Кари Логи Сколл Сурт Анфа Ярнсакса Грейп Таркек Эгеон S/2004 S 7 S/2004 S 12 S/2004 S 13 S/2004 S 17 S/2006 S 1 S/2006 S 3 S/2007 S 2 S/2007 S 3 S/2009 S 1 |
Спутник Сатурна - ТитанТитан — крупнейший спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера Ганимеда), является единственным, кроме Земли, телом в Солнечной системе, для которого доказано существование жидкости на поверхности, единственный спутник планеты, обладающий плотной атмосферой. Исследования Титана позволили выдвинуть гипотезу о наличии на нём примитивных форм жизни.Титан стал первым известным спутником Сатурна — в 1655 году его обнаружил голландский астроном Христиан Гюйгенс. Диаметр Титана — 5152 км, это на 50 % больше, чем у Луны, при этом Титан на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Титан также превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ему по массе. Сила тяжести на нём составляет приблизительно одну седьмую земной. Масса Титана составляет 95 % массы всех спутников Сатурна. Поверхность Титана в основном состоит из водяного льда и осадочных органических веществ, геологически молодая, в основном ровная, за исключением небольшого количества горных образований и кратеров, а также нескольких криовулканов. Плотная атмосфера, окружающая Титан долгое время не позволяла увидеть поверхность спутника вплоть до прибытия аппарата Кассини-Гюйгенс в 2004 году. Атмосфера преимущественно состоит из азота, также имеется небольшое количество метана и этана, которые образуют облака, являющиеся источником жидких и, возможно, твёрдых осадков. На поверхности имеются метан-этановые озёра и реки. Давление у поверхности примерно в 1,5 раза превышает давление земной атмосферы. Температура у поверхности — минус 170—180 °C.  Несмотря на низкую температуру, Титан сопоставляется с Землёй на ранних стадиях развития, и нельзя исключать, что на спутнике возможно существование простейших форм жизни, в частности, в подземных водоёмах, где условия могут быть гораздо комфортнее, чем на поверхности. Физические характеристики На долю Титана приходится более 95 % массы всех спутников Сатурна. Такая огромная концентрация массы приводит к спорам по поводу происхождения спутника. До сих пор окончательно не решён вопрос о том, сформировался ли Титан из пылевого облака общего с Сатурном или сформировался отдельно и впоследствии был захвачен гравитацией планеты. Последняя теория позволяет объяснить такое неравномерное распределение массы среди спутников. Средняя плотность Титана составляет 1,88 г/см³, что является самой высокой плотностью среди спутников Сатурна. Орбита Радиус орбиты Титана составляет 1 221 870 км (20,3 радиуса Сатурна) и таким образом он находится вне колец Сатурна, крайнее из которых (Е) находится в примерно в 750 000 км. Орбиты двух ближайших спутников проходят: в 242 000 км дальше от планеты (Гиперион) и в 695 000 км ближе к Сатурну (Рея). Орбиты Титана и Гипериона образуют орбитальный резонанс 3:4: Титан делает четыре оборота вокруг Сатурна, в то время как Гиперион только 3. Полный оборот вокруг планеты Титан производит за 15 дней, 22 часа и 41 минуту со средней скоростью 5,57 км/с. Орбита спутника отлична от круговой и имеет эксцентриситет равный 0,0288. Плоскость орбиты отклонена от экватора Сатурна и плоскости колец на 0,348°. Как Луна и другие спутники Сатурна Титан имеет синхронное вращение относительно планеты, это означает, что периоды оборота вокруг своей оси и вокруг Сатурна совпадают и спутник повёрнут к планете всегда одной и той же стороной. Вследствие этого на Титане есть точка поверхности, в которой Сатурн представляется висящим в зените; от меридиана, проходящего через эту точку, ведётся отсчёт координат. Ось вращения Сатурна имеет наклонение относительно плоскости эклиптики на 26,73°, что обеспечивает смену времён года на планете и её спутниках, в южных и северных полушариях. Каждый сезон длится примерно 7,5 земных лет, поскольку Сатурн делает полный оборот вокруг Солнца примерно за 30 лет. Таким образом, последнее лето в южном полушарии Титана закончилось в августе 2009 года. Центр масс Сатурна и Титана находится на удалении всего 290 км от центра Сатурна вследствие его 4227-кратного превосходства по массе, поэтому влияние спутника на движение планеты ничтожно мало. Размеры и масса Титан имеет диаметр 5152 км и является вторым по размеру спутником в солнечной системе, после спутника Юпитера Ганимеда. Длительное время астрономы считали, что диаметр Титана составляет 5550 км и, следовательно, больше чем у Ганимеда, но исследование, проведённое аппаратом Вояджер-1, показало наличие плотной и непрозрачной атмосферы, которая мешала точно определить размер объекта. Диаметр Титана, а также его плотность и масса схожи со спутниками Юпитера — Ганимедом и Каллисто. Титан примерно на 50 % больше Луны, и на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Также Титан превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ей по массе. Ускорение свободного падения составляет 1,352м/с², это означает, что сила тяжести составляет примерно седьмую часть земной (9,81 м/с²). Титан является достаточно крупным небесным телом для поддержания высокой температуры внутреннего ядра, что делает его геологически активным. Строение Титан состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину — из скальных материалов. Такой состав схож с некоторыми другими крупными спутниками газовых планет: Ганимедом, Европой, Каллисто, Тритоном. Но Титан сильно отличается от них составом и структурой своей атмосферы. Атмосфера Титан обладает обширной атмосферой более 400 км в толщину. Поскольку ускорение свободного падения на спутнике составляет примерно одну седьмую часть от земного, то для создания существующего давления у поверхности в 1,5 атм, масса атмосферы Титана должна быть на порядок больше земной. Наличие метана в атмосфере приводит к процессам фотолиза в верхних слоях и образованию нескольких слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне. Происхождение По расчётам исследователей, атмосфера Титана изначально состояла из аммиака(NH3), затем началась дегазация спутника под действием ультрафиолетового солнечного излучения с длиной волны в основном ниже 260 нм, это привело к тому, что аммиак стал разлагаться на атомы азота(N) и водорода(H) которые соединялись в молекулы азота(N2) и водорода(H2). Более тяжёлый азот опускался вниз к поверхности, а более лёгкий водород улетучивался в космическое пространство, так как низкая гравитация Титана не способна удержать и привести к накоплению этого газа в атмосфере. Современные оценки потерь атмосферы Титана по сравнению с её первоначальными характеристиками производятся на основании анализа соотношения изотопов азота 14N/15N. По данным наблюдения установлено, что объём изотопа 15N в 4-4,5 раза превышает объём того же изотопа на Земле. Следовательно изначальная масса атмосферы Титана была примерно в 30 раз больше настоящей, так как из-за более слабой гравитации лёгкий изотоп азота 14N должен теряться быстрее под воздействием нагрева и ионизации излучением, а 15N накапливаться. Структура Граница атмосферы Титана находится примерно в 10 раз выше, чем на Земле. Граница тропосферы располагается на высоте 35 километров. До высоты 50 км простирается обширная тропопауза, где температура остаётся практически постоянной, а затем температура начинает расти. Минимальная температура около поверхности составляет −180 °C, при увеличении высоты температура постепенно повышается и на расстоянии 500 км от поверхности достигает −121 °C. Ионосфера Титана имеет более сложную структуру чем земная, её основная часть располагается на высоте 1200 километров. Неожиданностью стало существование на Титане второго, нижнего, слоя ионосферы, лежащего между 40 и 140 км (максимум электропроводности на высоте 60 км). Атмосферный состав Единственными телами в солнечной системе, атмосфера которых в основном состоит из азота, являются Земля и Титан. Атмосфера последнего состоит из азота на 98,4 % и примерно из 1,6 % аргона и метана, которые преобладают в основном в верхних слоях атмосферы где их концентрация достигает 43 %. Имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, циана, гелия. Практически отсутствует свободный кислород.  Так как Титан не обладает существенным магнитным полем, то его атмосфера, особенно верхние слои, сильно подвержена воздействию солнечного ветра. Кроме того она также подвержена действию космического излучения и солнечному облучению, под воздействием которых, в частности, ультрафиолета, молекулы азота и метана разлагаются на ионы или углеводородные радикалы. Эти фрагменты в свою очередь образуют сложные органические соединения азота или соединения углерода, в том числе ароматические соединения (например, бензол). Также в верхних слоях атмосферы образуется полиин — полимер с сопряжённой тройной связью. Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности). Под воздействием Солнца весь метан был бы преобразован за 50 млн лет (очень небольшой срок по сравнению с возрастом солнечной системы), однако этого не происходит, это означает, что запасы метана в атмосфере постоянно пополняются. Одним из возможных источников метана может быть вулканическая активность. Климат Температура у поверхности Титана составляет в среднем −180 °C. Из-за плотной и непрозрачной атмосферы разница температуры между полюсами и экватором составляет всего 3 градуса. Такие низкие температуры и высокое давление противодействуют таянию водного льда, вследствие чего в атмосфере практически не содержится вода. В высоких слоях атмосферы содержится большое количество метана, он должен был бы приводить к возникновению парникового эффекта и как следствие повышению температуры на спутнике. Однако оранжевый туман, состоящий из органических молекул, распространённый повсеместно в нижних слоях атмосферы хорошо поглощает солнечное излучение и пропускает инфракрасное от поверхности, что приводит к антипарниковому эффекту и охлаждает поверхность примерно на 10 градусов. Циркуляция атмосферных масс Ветер у поверхности Титана обычно довольно слабый и составляет примерно 0,3м/с, на небольших высотах направление ветра менялось. На высотах более 10 км в атмосфере Титана постоянно дуют довольно сильные ветры. Их направление совпадает с направлением вращения спутника, а скорость растёт с высотой с нескольких метров в секунду на высоте 10-30 км до 30 м/с на высоте 50-60 км что приводит к образованию дифференциального вращения. На высотах более 120 км имеет место сильная турбулентность — её признаки были замечены ещё в 1980—1981 годах, когда через систему Сатурна пролетали космические аппараты «Вояджер». Однако неожиданностью стало то, что на высоте около 80 км в атмосфере Титана зарегистрирован штиль — сюда не проникают ни ветры, дующие ниже 60 км, ни турбулентные движения, наблюдаемые вдвое выше. Причины такого странного замирания движений пока не удаётся объяснить. На основе данных собранных при спуске аппарата «Гюйгенс» о скорости ветров на разных высотах была создана модель о движении атмосферных масс на Титане. По полученным результатам атмосфера Титана представляет собой одну гигантскую ячейку Хадли. Тёплые массы воздуха поднимаются в южном полушарии в летний период и переносятся к северному полюсу где остывают и уже на более низких высотах возвращаются в южное полушарие. Примерно каждые 14,5 лет происходит смена направления циркуляции. Облачность и осадки Метан конденсируется в облака на высоте нескольких десятков километров. Согласно данным, полученным «Гюйгенсом», относительная влажность метана повышается с 45 % у поверхности до 100 % на высоте 8 км (при этом общее количество метана, наоборот, уменьшается). На высоте 8-16 км простирается очень разреженный слой облаков, состоящих из смеси жидкого метана с азотом, покрывающий половину поверхности спутника. Слабая изморось постоянно выпадает из этих облаков на поверхность, компенсируемая испарением. В сентябре 2006 года Кассини зафиксировала огромное облако на высоте 40 км над северным полюсом Титана. Хотя известно что метан образует облака, но в данном случае это образование состояло скорее всего из этана, так как размер зафиксированных частиц составлял всего 1-3 микрометра и именно этан способен конденсироваться на этой высоте. В декабре «Кассини» снова обнаружил облачный покров над полюсом, в составе определился метан, этан и ещё одно органическое соединение. Облако достигало в диаметре 2400 километров и наблюдалось также в следующий пролёт аппарата через месяц. Учёные предполагают что в это время на полюсе спутника шёл метано-этановый дождь или снег(если температура достаточно низкая), нисходящие потоки в северных широтах достаточно сильны чтобы вызвать выпадение осадков. Также облака были зафиксированы в южном полушарии. Обычно они занимают не более 1 % поверхности, хотя это значение порой достигает 8 %. Такие различия в площади облачного покрова полушарий объясняются тем, что в южном полушарии, в момент наблюдения было лето, и там происходил интенсивный нагрев атмосферных масс, возникали восходящие потоки и как следствие конвекция. В таких условиях этан не способен образовать постоянный облачный покров, хотя этановая влажность достигает 100 %. Наблюдения показывают что высота и постоянство облачности зависит от широты. Так в высоких широтах (от 60° и выше) полушария в зимний период, распространены постоянные облака сформировавшиеся выше уровня тропосферы. В более низких широтах облака находятся на высоте 15-18 километров и являются небольшими по размеру и носят непостоянный характер. В полушарии с летним периодом облака формируются в основном в районе 40° широты и обычно не долговечны. Наземные наблюдения также показывают сезонные изменения в облачном покрове. Так за один 30-летний оборот вокруг Солнца вместе с Сатурном, на Титане в каждом полушарии в течение 25 лет формируются облака, а за тем в течение 4-5 лет исчезают перед тем как возникнуть вновь. Поверхность Поверхность Титана, сфотографированная «Кассини» в различных спектральных диапазонах, в низких широтах разделена на несколько светлых и тёмных областей с чёткими границами. В районе экватора на ведущем полушарии расположен светлый регион размером с Австралию (видимый также на инфракрасных снимках телескопа «Хаббл») представляющий собой возвышенность, вероятно, горный массив. Он получил название Ксанаду (Xanadu). На радарных снимках, сделанных в апреле 2006 года, видны горные хребты высотой более 1 км, долины, русла рек, стекающих с возвышенностей, а также тёмные пятна (заполненные или высохшие озера). Заметна сильная эрозия горных вершин, потоки жидкого метана во время сезонных ливней могли образовать пещеры в горных склонах. К юго-востоку от Ксанаду расположено загадочное образование Hotei Arcus, представляющее собой яркую (особенно на некоторых длинах волн) дугу. Является ли эта структура «горячим» вулканическим районом или отложением какого-то вещества (например, углекислотного льда), пока неясно. В экваториальном светлом регионе Адири обнаружены протяжённые цепи гор (или холмов) высотой до нескольких сотен метров. Предположительно, в южном полушарии может существовать массивный горный хребет протяжённостью около 150 км и высотой до 1,6 км. На вершинах гор имеются светлые отложения, возможно, залежи метана и других органических материалов. Все это свидетельствует о тектонических процессах, формирующих поверхность Титана.  В целом рельеф Титана относительно ровный — вариация по высоте не более 2 км, однако локальные перепады высот, как показывают данные радара и стереоснимки, полученные «Гюйгенсом», могут быть весьма значительными; крутые склоны на Титане не редкость. Это является результатом интенсивной эрозии при участии ветра и жидкости. Имеются несколько объектов, похожих на ударные кратеры, заполненные предположительно углеводородами. Многие кратеры могут быть захоронены под слоем осадков. Поверхность Титана в умеренных широтах менее контрастна. Многие особенности поверхности Титана могут быть объяснены как действием жидкости, так и следствием криовулканизма. Вулканический купол Ганеша, обнаруженный на радарном изображении в октябре 2004, напоминает щитовые вулканы Венеры. Метановые реки и озёра Возможность существования на поверхности Титана рек и озёр, наполненных жидким метаном, была предложена на основе данных, собранных аппаратами Вояджер-1 и Вояджер-2, которые показали существование плотной атмосферы соответствующего состава и нужных температур для поддержания метана в жидком состоянии. Однако прямых доказательств не было до 1995 года, когда данные телескопа Хаббл и другие наблюдения подтвердили существование жидкого метана на поверхности в виде отдельных озёр или даже океанов подобно земным. Миссия Кассини в 2004 году также подтвердила эту гипотезу, хоть и не сразу. Когда аппарат прибыл в систему Сатурна, исследователи надеялись обнаружить жидкость с помощью отражения солнечного света, но сначала никаких бликов обнаружить не удалось. Вблизи полюсов радар «Кассини» показал наличие очень ровной и/или хорошо поглощающей поверхности, которая представляет собой жидкие метановые (либо метан-этановые) водоёмы, наличие которых долго было под сомнением. В июле 2009 года было зафиксировано отражение солнечного света (блик) от гладкой поверхности жидкого бассейна в инфракрасном диапазоне, что стало прямым доказательством существования озёр. Чёткие радарные снимки озёр в северном арктическом регионе Титана получены в июле 2006 года. Помимо этого, в июне 2005 года снимки «Кассини» выявили в южном полярном регионе тёмное образование с очень чёткими границами, которое также может быть идентифицировано как жидкое озеро. Его назвали Lacus Ontario. Радарное покрытие области Меззорамиа в высоких широтах южного полушария показало наличие развитой речной системы, береговой линии с характерными следами эрозии и поверхности, покрытой жидкостью в настоящее время либо в недавнем прошлом. В марте 2007 года «Кассини» обнаружил в районе Северного полюса несколько гигантских озёр, крупнейшее из которых достигает в длину 1000 км и по площади сравнимо с Каспийским морем, ещё одно при площади 100 000 км² превосходит любое из земных пресноводных озёр. Согласно данным «Кассини» и компьютерным расчётам, состав жидкости в озёрах следующий: этан (76-79 %). На втором месте находится пропан (7-8 %), на третьем — метан (5-10 %). Кроме того, озёра содержат 2-3 % цианида водорода, и около 1 % бутена, бутана и ацетилена. Согласно другим гипотезам, основными компонентами являются этан и метан. Запасы углеводородов в озёрах в несколько раз превышают общие запасы нефти и газа на Земле. Большая часть озёр обнаружена в северном регионе, тогда как в южном их почти нет. Это может объясняться сезонными изменениями — один сезон на Титане длится около 7 земных лет и за это время метан может высыхать в водоёмах одного полушария и ветрами переноситься в другое. При снижении «Гюйгенса» были получены фотографии, на которых видны светлые холмы и пересекающие их русла, впадающие в тёмную область. «Гюйгенс», по-видимому, сел именно в тёмную область, и эта область оказалась с твёрдой поверхностью. Состав грунта на месте посадки напоминает мокрый песок (возможно, состоящий из ледяных песчинок, перемешанных с углеводородами). Увлажнять грунт может постоянно выпадающая изморось. На снимках непосредственно с поверхности видны камни (вероятно, ледяные) округлой формы. Такая форма могла образоваться в результате длительного воздействия на них жидкости. Вероятно, в низких широтах, где приземлился «Гюйгенс», возможны только временные пересыхающие метаноёмы, образующиеся после крайне редких ливней. Криовулканизм На Титане имеются отчётливые признаки вулканической активности. Однако при схожести формы и свойств вулканов, на спутнике действуют не силикатные вулканы как на Земле или Марсе и Венере, а так называемые криовулканы которые, скорее всего, извергаются водно-амиачной смесью с примесью углеводородов. Изначально существование вулканизма было предположено после обнаружения в атмосфере аргона-40, который образуется при распаде радиоактивных веществ. Позже Кассини зарегистрировала мощный источник метана, который предположительно является криовулканом. Так как на поверхности спутника до сих пор не было найдено ни одного источника метана, способного поддерживать постоянное количества вещества в атмосфере, то теперь считается что основная часть всего метана происходит из криовулканов. Кроме того в декабре 2008 года астрономы зарегистрировали два светлых образования в атмосфере временного характера, однако они оказались слишком долговечными чтобы принять их за погодное явление, предполагается что это было последствие от активного извержения одного из криовулканов. Вулканические процессы на Титане как и на Земле обусловлены распадом радиоактивных элементов в мантии спутника. Магма на Земле состоит из расплавленных пород которые имеют меньшую плотность чем породы коры, через которые они извергаются. На Титане же водно-аммиачная смесь гораздо больше по плотности чем водный лёд, через который она извергается на поверхность, следовательно, требуется большее количество энергии для поддержания вулканизма. Одним из источников такой энергии являются мощное приливное воздействие Сатурна на свой спутник. Внутреннее строение Титан имеет твёрдое ядро, состоящее из скальных пород диаметром около 3400 км, которое окружено несколькими слоями водяного льда. Внешний слой мантии состоит из водного льда и гидрата метана, внутренний из спрессованного, очень плотного льда. Между этими слоями возможно существование прослойки из жидкой воды.  Как и на другие спутники Юпитера и Сатурна, такие например как Ио и Энцелад, на Титан действуют значительные приливные силы, которые играют значительную роль в тектонических процессах спутника, разогревают его ядро и поддерживают вулканическую активность. Относительно высокий эксцентриситет орбиты Титана и как следствие значительные либрации по долготе вносят дополнительную дестабилизацию в происходящие тектонические процессы. Гипотетический подповерхностный океан Ряд учёных выдвинули гипотезу о существовании глобального подповерхностного океана. Мощное приливное действие Сатурна может привести к разогреву ядра и поддержанию достаточно высокой температуры для существования жидкой воды. Сравнение снимков «Кассини» за 2005 и 2007 годы показало, что детали ландшафта сместились примерно на 30 км. Поскольку Титан всегда повёрнут к Сатурну одной стороной, такой сдвиг может объясняться тем, что ледяная кора отделена от основной массы спутника глобальной жидкой прослойкой. Предполагается что в воде содержится значительное количество аммиака (около 10 %) который действует на воду как антифриз, то есть понижает температуру её замерзания. В сочетании с высоким давлением оказываемой корой спутника это может являться дополнительным условием существования подповерхностного океана. Открытие, наблюдения и исследования Наблюдение и изучение Титана, до того как в 1979 году космический аппарат Пионер-11 достиг орбиты Сатурна и провёл различные измерения планеты и её спутников, проходило крайне медленными темпами. В 1907 году испанский астроном Хосе Комас Сола утверждал что наблюдал потемнения на краю диска Титана и два круглых светлых пятна по центру. Открытие атмосферы Джерардом Койпером в 1940 году стало ещё одним серьёзным открытием. Титан не виден невооружённым глазом, но может быть наблюдаем в любительский телескоп или сильный бинокль, наблюдение также затруднено близостью Титана к Сатурну. Спутник имеет видимую звёздную величину +7,9. История открытия и названия Титан был впервые обнаружен 25 марта 1655 года голландским физиком, математиком и астрономом Христианом Гюйгенсом. Вдохновлённый примером Галилея, Гюйгенс вместе со своим братом Константином создал телескоп имевшим апертуру 57 мм и кратность увеличения более 50 раз. С помощью этого телескопа Гюйгенс наблюдал за планетами солнечной системы — Марс, Венера, Юпитер и Сатурн. У последнего учёный заметил яркое тело, которое совершало полный оборот вокруг планеты за 16 дней. После четырёх оборотов, в июне 1655 года, когда кольца Сатурна имели низкий наклон относительно Земли и не мешали наблюдению, Гюйгенс окончательно удостоверился что обнаружил спутник Сатурна. С момента изобретения телескопа это был второй случай открытия спутника, через 45 лет после обнаружения Галилеем четырёх крупнейших спутников Юпитера. В течение более двух столетий спутник оставался фактически безымянным, Гюйгенс называл новое небесное тело просто Saturni Luna («Спутник Сатурна» по латински). Некоторые астрономы называли его «Гюйгенсовым спутником» или просто «Huyghenian». После открытия Джовани Кассини ещё четырёх спутников Сатурна астрономы стали называть Титан как Сатурн IV так как он находился в четвёртой позиции от планеты. После 1789 года подобная методика присвоения названий была упразднена в связи открытием новых спутников, некоторые из которых располагались на более близких орбитах к планете чем уже известные. Имя «Титан» стало использоваться после публикации в 1847 статьи Джона Гершеля (сына Вильяма Гершеля, открывшего Мимас и Энцелад) «Результаты астрономических наблюдений, сделанных на Мысе Доброй Надежды». В этой статье астроном предложил назвать известные тогда семь спутников Сатурна именами сестёр и братьев Кроноса (греческого аналога римского бога Сатурна). Космический телескоп Хаббл Первые фотографии пролившие свет на структуру поверхности Титана были получены телескопом Хаббл в 1990-х годах. На сделанных в инфракрасном диапазоне снимках были видны метановые облака и органический смог. Чёткий контраст между тёмными и светлыми областями поверхности является противоположностью рельефам наблюдаемым на других, схожих по размеру спутниках в Солнечной системе. Такие концентрические структуры как кратер, обычные на других спутниках, обнаружены «Хаблом» на Титане не были. Предполагалось что светлые участки поверхности представляют собой возвышенности по отношению к более тёмным областям, также участки различаются по своему составу: светлые участки могут содержать водяной лёд, как это часто встречается на спутниках Юпитера, а тёмные покрыты скальными породами или органическим материалом. Кассини-Гюйгенс 15 октября 1997 года с мыса Канаверал стартовал аппарат «Кассини — Гюйгенс», совместный проект НАСА, ЕКА и АСИ. Он был создан для изучения системы Сатурна и, в частности, его спутника Титана. «Кассини» является первым искусственным спутником Сатурна. Первоначальный срок действия аппарата был рассчитан на 4 года. «Кассини» находится на орбите Сатурна с 1 июля 2004 года. Как и было запланировано, первый пролёт мимо Титана был совершён 26 октября 2004 года на расстоянии всего 1200 километров от поверхности. Титан является самым отдалённым от Земли небесным телом, на которое осуществил посадку космический зонд. На радиолокационных снимках, сделанных в то время, показана сложная структура поверхности Титана. С 22 июля 2006 года по 28 мая 2008 года «Кассини» совершил 21 пролёт около Титана (минимальное расстояние — всего 950 километров), за это время были получены изображения доказывающие существование на Титане метановых озёр. В рамках расширенной миссии, которая продлится как минимум до 10 июля 2010 года, предполагается ещё 21 пролёт Титана. Исследование зондом Гюйгенс Зонд «Гюйгенс» отделился от Кассини 25 декабря 2004 года, а опустился на поверхность 14 января 2005 года. «Гюйгенс» — первый аппарат, созданный человеком, находящийся на поверхности спутника планеты (за исключением аппаратов на Луне). Спуск на парашютах сквозь атмосферу спутника занял у «Гюйгенса» 2 часа 27 минут 50 секунд. Столкновение аппарата с поверхностью Титана происходило на скорости 16 км/ч (или 4,4 м/с), при этом приборы испытали кратковременные перегрузки, в 15 раз превышающие ускорение свободного падения на Земле.  Во время спуска «Гюйгенс» отбирал пробы атмосферы. Скорость ветра при этом (на высоте от 9 до 16 км) составила приблизительно 26 км/ч. Бортовые приборы обнаружили плотную метановую дымку (ярусы облаков) на высоте 18—19 км, где атмосферное давление составляло приблизительно 50 килопаскалей (5,1×10³ кгс/м²) или 380 миллиметров ртутного столба. Внешняя температура в начале спуска составляла −202 °C, в то время как на поверхности Титана оказалась немного выше: −179 °C. Снимки, сделанные в ходе спуска, показали сложный рельеф со следами действия жидкости (руслами рек и резким контрастом между светлыми и тёмными участками — «береговой линией»). Однако тёмный участок, на который спустился «Гюйгенс», оказался твёрдым. На снимках, полученных с поверхности, видны камни округлой формы размером до 15 см, несущие следы воздействия жидкости (галька). Место посадки аппарата 14 марта 2007 года было решено назвать в честь Юбера Кюрьена — одного из основателей европейского космического агентства. Планируемые миссии В рамках совместной программы НАСА и ЕКА по изучению Сатурна, Титана и Энцелада планируется отправить орбитальную станцию и также два зонда предназначенные непосредственно для изучения Титана. Один зонд представляет собой аэростат который будет плавать в атмосфере среди облаков. По замыслу разработчиков этот зонд должен будет по крайней мере один раз облететь кругом весь спутник примерно по 20° сев. ш. на высоте 10 км. Второй зонд должен будет приводниться в поляном море углеводородов примерно на 79° сев. ш., аппарат будет спущен на парашюте, так же как и «Гюйгенс». Зонд станет первым плавучим аппаратом вне Земли. Срок его работы предположительно составит от 3 до 6 месяцев, включая 6 часов спуска через атмосферу. Изначально запуск миссии планировался на 2020 год. Однако в феврале 2009 года было объявлено что НАСА и ЕКА придали миссии по исследованию системы Юпитера более приоритетное значение, и дата запуска была перенесена на более позднее время, примерно на 2020-е годы. Возможность существования жизни Так как Сатурн и его спутники находятся вне зоны обитаемости, то возникновение высокоорганизованной жизни гипотетически невозможно, однако возможность возникновения простейших организмов не исключается учёными. Несмотря на низкие температуры, на Титане существуют достаточные условия для начала химической эволюции. Плотная атмосфера из азота и органических соединений является интересным объектом для исследования экзобиологами, так как похожие условия могли существовать на молодой Земле. Хотя слишком низкие температуры предотвратили бы пребиотическое направление развития, в отличие от Земли. Стивен Беннер из Флоридского университета предполагает, что жизнь могла бы образоваться в озёрах жидких углеводородов. Этан или метан могут использоваться как растворитель в биологических процессах живого организма. При этом химическая агрессивность этих веществ гораздо ниже, чем у воды. Таким образом макромолекулы, такие, например, как белки и нуклеиновые кислоты, могут быть более стабильными. Так, 5 июня 2010 года группа учёных из NASA сделали заявление о том, что они обнаружили на Титане признаки возможного существования простейших форм жизни. Данные выводы были сделаны на основе анализа данных, полученных с зонда «Кассини» — изучая необычное поведение водорода на поверхности спутника, астробиолог Крис Маккэй и профессор Джон Зарнески построили гипотезу о «дыхании» примитивных биологических организмов, представляющих отличную от земной форму жизни, в которой вместо воды и кислорода используется метан и водород. Согласно этой гипотезе, организмы могли бы поглощать газообразный водород и питаться молекулами ацетилена, при этом в процессе их жизнедеятельности образовывался бы метан. В итоге на Титане наблюдалась бы нехватка ацетилена и снижение содержания водорода около поверхности. ИзмИзмерения в инфракрасном диапазоне, выполненные спектрометром «Кассини», не выявили никаких следов присутствия ацетилена, хотя он и должен был бы образовываться в весьма мощной атмосфере Титана под воздействием солнечного ультрафиолетового излучения. Косвенные результаты позволяют предположить, что водород около поверхности Титана также исчезает. Сам МакКэй, комментируя полученные результаты журналу «Нью сайентист», отметил, что они «очень необычны и пока химически необъяснимы». «Конечно, это не доказательство наличия жизни, но очень интересно», — добавил ученый. Тем не менее, учёные не исключают, что новым данным с «Кассини» может быть совершенно другое объяснение. В очень далёком будущем условия на Титане могут значительно улучшиться. Через 6 млрд лет Солнце значительно увеличится в размерах и станет красным гигантом, температура на поверхности спутника увеличится до −70 °C, достаточно высокой для существования жидкого океана из смеси воды и аммиака. Подобные условия просуществуют несколько миллионов лет, этого вполне достаточно для развития относительно сложных форм жизни. |
