Titan (kuu)

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Titan Visible.jpg
Löytäminen
Löytäjät Christiaan Huygens
Löytöaika 25. maaliskuuta 1655
Kiertoradan ominaisuudet
Planeetta Saturnus
Keskietäisyys 1 221 931 km
Eksentrisyys 0,028880
Kiertoaika 15,94542 d
Inklinaatio 0,34854°
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija 5 150 km
Pinta-ala 83 000 000 km²
Massa 1,345×1023 kg
0,025 Maan massaa
Keskitiheys 1,88 g/cm³
Painovoima pinnalla 1,35 m/s²
Pakonopeus pinnalla 2,639 km/s
Pyörähdysaika 15,94542 d
Akselin kaltevuus
Albedo 0,21
Pinnan lämpötila alin: K
keski: 94 K
ylin: K
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine 160 kPa
Koostumus
typpi
metaani
95 %
5 %

Titan on Saturnuksen suurin kuu.[1] Sen löysi hollantilainen Christiaan Huygens 25. maaliskuuta 1655[2]. Titan on halkaisijaltaan suurempi kuin Merkurius-planeetta, mutta massaltaan huomattavasti Merkuriusta pienempi. Titan on aurinkokunnan toiseksi suurin kuu Ganymedeksen jälkeen.

Titanissa on niin kylmä että muun muassa vesi on siellä pinnalla jäänä ja yksi "peruskallion" rakennusaine. Titan on aurinkokunnan ainoa kuu, jolla on tiheä kaasukehä. Kaasukehä koostuu lähinnä typestä, metaanista ja etaanista, ja siinä oleva utu peittää kuun piirteet näkyvässä valossa alleen. Kaasukehä läpäisee silti tutka-aaltoja ja infrapunaa. Kaasukehä tekee mahdolliseksi sen, että Titanin pinnalla on joitain hiilivetyjärviä. Muuten Titanin pinnalla on vulkaanisia muodostumia, repeämälaaksoja, tuulen muokkaamia dyynejä ja viirumaisia muodostumia ja muutama kraatterikin.

Titan-kuu kiinnostaa tutkijoita erityisesti, koska sen uskotaan jossain määrin muistuttavan alkuaikojen Maata. Jopa elämän esiintymistä pidetään mahdollisena runsaan hiilivetyaineksen pohjalta. Sitä on tutkittu muun muassa Hubble-avaruusteleskoopilla ja Cassini-Huygens-luotainparilla.

Titanin geologia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Poikkileikkaus Titanin ilmakehästä ja ytimestä

Kuuta peittää vesijään ja hiilivetyjään seos. Jäätä on kivinä. Jään seassa on hiekan tai saven karkeuksista mineraaliainesta. Pinnan lämpötila on Huygens-luotaimen mittausten perusteella arvioitu 93,8 kelvinin (noin −180 °C) lämpöiseksi. Titanin kuori koostuu jäästä, jonka alla lienee kymmenien kilometrien paksuinen sula kerros. Se on syntynyt Saturnuksen vuorovesivoimien aiheuttamasta kitkakuumennuksesta. Sieltä purkautuu "jäätulivuorissa" luultavasti ajoittain nestemäistä "laavaa" joka on veden ja ammoniakin seos. Laava syntyy radioaktiivisen hajoamisen aiheuttaman lämmitysvaikutuksen takia niin kuin Maassakin. Jäätulivuorten purkama laava lienee jäätä tiheämpää, ja vaatii ylimääräisen voimanlähteen, joka saattaa olla vuorovesi-ilmiö. Saturnuksen aiheuttamat vuorovesivoimat ovat Titanin pinnalla 400 kertaa suurempia kuin Kuun aiheuttamat Maassa.

Titanin pinta tunnetaan kokonaisuudessaan hyvin epätarkasti maasta otetuista kuvista ja Cassini-luotaimen ottamista kaukokuvista. Cassinin tutkan keila on niin kapea, että yhdellä ohituksella ei pystytä kartoittamaan suuria alueita kerrallaan.

Ennen Cassini-luotaimen tutkimuksia veikkailtiin, että merkittävimmät Titanin pinnan piirteet olisivat törmäyskraattereita ja vastaavia muodostumia, niin kuin Maan Kuussa. Mutta Titanista löytyikin yllättäen enemmän Maan geologisia ja pinnanmuotoja muistuttavia piirteitä.

Titanista otetuissa kuvissa näkyy vain muutama meteoriittikraatteri, koska pinta uusiutuu niin nopeasti.

Titanin pinnasta otetuissa infrapunakuvissa erottuu tummia tasankoja ja vaaleita vulkaanisia alueita, joista tunnetuin on Xanadu. Xanadussa on monenlaista maastoa, muun muassa halkeamia. Vaaleiden alueiden oletetaan olevan hieman tummempia alueita ylempänä. Päiväntasaajalla olevat laajat tummat alueet tulkittiin ennen meriksi, mutta nykytiedon mukaan ne ovat hiilivetyhiekasta ja -pölystä syntyneitä dyynikenttiä. Päiväntasaajan suurta, tummaa kuivaa aluetta kutsutaan nimellä Shangri-La.

Pinnalta erottuu Venuksen tuliperäisiä "pannukakkuja" muistuttavia vaaleita, pyöreitä kupoleita. On myös löydetty vaalea, ehkä metaanilumen peittämä vuoristo, joka on luultavasti syntynyt kahden "mannerlaatan" puristuessa toistaan vasten. Erään näkemyksen mukaan Titanin vuoret syntyivät, kun se kutistui[3].

Titanista otettuja infrapunakuvia.

Erityyppisten alueiden rajalla, rantaviivalla, leviää paikoin joenuomia ja suistoja muistuttavia maastonpiirteitä. Lisäksi pinnalla on tummia lyhyitä kanavanpätkiä, joiden muodostumista metaanilähteistä pidetään todennäköisempänä alkuperänä kuin metaanisateita. Vaaleat harjanteet ovat ehkä pinnan läpi purkautunutta vesijäätä.

Titanin pinta on melko tasainen, korkeusvaihtelu lienee korkeintaan kilometrin-parin luokkaa.

Titanin hiilivetyjärvet ovat lähempänä napaseutuja. Cassini-luotain havaitsi Titanin pinnalla useita metaanijärviä, joista yksi on nimetty Suomessa sijaitsevan Koitere-järven mukaan. Järvi on noin 70 kilometriä pitkä. Titanin suurin järvi saattaa olla osin tutkalla kartoitettu Krakenin meri.

Titanin kaasukehä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Titanin kaasukehä Cassini-luotaimesta kuvattuna.

Titanin kaasukehän löysi Gerard Kuiper vuonna 1944. Kaasukehä koostuu typestä, metaanista ja vähäisessä määrin joistakin muista aineista kuten etaanista.

Titanin kaasukehässä on typpeä 98,4 %, 1,6 % metaania ja jälkiä muista yksinkertaisista hiilivedystä. Etaani ja asetyleeni tekevät kaasukehästä utuisen ja kellertävän.[4] Paine Titanin typpi-metaanikehässä on pinnalla noin 1,5 bar, missä lämpötila on 94 K eli −179 °C. Pohjoisnavan yllä on noin 40 km:n korkeudessa luultavasti metaani- tai etaanikiteistä koostuvia pilviä pienellä alueella, Titanin troposfäärin ylärajalla. Metaanijääpilviä lienee alempana, yli 15 km:n korkeudessa, 10 % Titanin pinnasta peittyy noin 20 km:n korkeudessa oleviin pilviin.

Alle 160 kilometrin korkeudessa stratosfäärissä typpeä ja metaania on kumpaakin yhtä paljon. Troposfäärissä metaanin määrä kasvaa tasaisesti alaspäin mennessä. Kahdenkymmenen kilometrin korkeudella on metaanipilviä ja pinnan tuntumassa leijuu metaanin lisäksi myös etaanisumua. Kaasukehän metaani on peräisin tulivuorista.

Titanin stratosfääri on 45–280 km:n korkeudessa, jossa lämpötila nousee noin 80 kelvinistä 180 kelviniin. Siellä on etaani-asetyleeniutua. Hyvin ohuessa mesosfäärissä noin 180–600 km:n korkeudessa lämpötila taas laskee.[5][4] Noin 30–55 km:n korkeudessa lämpötila on tasainen. Yli 60 km:n korkeudessa lämpötila alkaa kasvaa. Paine on siellä noin 0,05 bar. 20 km:n korkeudessa on 0,5 bar.

Titanin kaasukehää lämmittävän kasvihuoneilmiön vaikutuksen lasketaan olevan noin 12 °C[6], mikä on pienempi kuin Venuksessa (n. 96 % hiilidioksidia) ja Maassa (vesihöyryä n. 1,25 % ja hiilidioksidia n. 0,04 %), mutta suurempi kuin Marsissa (n. 95 % hiilidioksidia). Sitä aiheuttaa mm. metaani (n. 1,4 %) ja vety (n. 0,1 - 0,2 %). Kasvihuoneilmiö saadaan laskemalla lämpötila albedon 0,21 perusteella ja vertaamalla sitä havaittuun lämpötilaan. Poikkeaman aiheuttaa Titanin monimutkainen anti-kasvihuoneilmiö.[7][8]

Titanin tutkiminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Maanpäällisillä kaukoputkilla on nähty Titanin pinnan värivaihtelut. Luotaimet Voyager 1 ja Voyager 2 1970- ja 1980-luvulla tutkivat ohikulkumatkallaan Titanin ilmakehää.

Cassini-Huygens-luotain saapui Saturnusta kiertävälle radalle heinäkuussa 2004. Cassini tutkii Saturnusta, sen renkaita ja kuita sekä erityisesti Titania mm. tutkalla. Huygens-luotain suunniteltiin yksinomaan Titanin tutkimiseen. Cassini lähetti sen kohti Titania 25. joulukuuta 2004. Luotain laskeutui onnistuneesti Titanin pinnalle 14. tammikuuta 2005. Huygens tutki pudotessaan mm. ilmakehän koostumusta. Se selvisi laskeutumisesta ja pystyi lähettämään takaisin tietoa Titanin pinnan olosuhteista.

Ilmakehän tuulia pyrittiin havaitsemaan mittaamalla tarkasti Huygensin laskeutumista. Maapallon laajuinen radioteleskooppien havaintoverkko seurasi luotaimen lähettämää merkkisignaalia. Pitkäkantainterferometrialla yhdistetyistä suuntamittauksista luotaimen reitti onnistuttiin määrittämään kilometrin tarkkuudella.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. James Cornell ja Paul Gorenstein: Astronomy from space: Sputnik to space telescope, s. 91. MIT Press, 1983. ISBN 9780262030977. (englanniksi)
  2. Baalke, Ron: Historical Background of Saturn's Rings NASA. Viitattu 1.4.2014. (englanniksi)
  3. Tähdet ja avaruus 2010,Numero 7, 25.10.2010, s. 10
  4. a b http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3720/CLASS23/23Titan.html
  5. http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3720/CLASS3/Class3.html
  6. http://www.mdstud.chalmers.se/~md5mike/projekt/planet/planets.html
  7. California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory, PIA06236: Titan: Complex 'Anti-greenhouse', NASA/JPL/Space Science Institute http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06236
  8. C.P. McKay, J. B. Pollack, R. Courtin (1991). "The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan". Science 253 (5024): 1118–1121. http://www.sciencemag.org/content/253/5024/1118
Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Titan.