Ve starověké řecké tradici byli Titáni obří božstva neuvěřitelné síly, která vládla během legendárního Zlatého věku a porodila olympské bohy, které všichni známe a milujeme. Saturn Největší měsíc, známý jako Titan, je proto správně pojmenován. Kromě toho, že je Saturnovým největším měsícem – a druhým největším měsícem v Sluneční Soustava (po Jupiterově měsíci Ganymede ) – je objemově větší než i ta nejmenší planeta, Rtuť .
Kromě své velikosti je Titan také fascinující, protože je to jediný přirozený satelit, o kterém je známo, že má a hustá atmosféra , což je skutečnost, která donedávna velmi ztěžovala studium. Kromě toho je to jediný objekt kromě Země, kde byly nalezeny jasné důkazy o stabilních tělesech povrchové kapaliny. To vše dělá z Titanu ústřední bod velké kuriozity a vynikající místo pro budoucí vědecké mise.
Objevování a pojmenování:
Titan byl objeven 25. března 1655 holandským astronomem Christiaanem Huygensem. Huygens se nechal inspirovat Galileovým vylepšením dalekohledů a jeho objevem měsíců obíhajících kolem Jupitera v roce 1610. V roce 1650 začal s pomocí svého bratra (Constantijn Huygens, Jr.) vyvíjet svůj vlastní dalekohled a pozoroval první měsíc Saturn.
V roce 1655 ji pojmenoval HuygensSaturn Měsíc(latinsky „Saturnův měsíc“) v traktátu De Saturni Luna Observatio Nova ('Nové pozorování Saturnova měsíce“). Když Giovanni Domenico Cassini v letech 1673 až 1686 objevil kolem Saturnu další čtyři měsíce, astronomové je začali označovat jako Saturn I až V (s Titanem na čtvrté pozici jako Saturn IV).
Replika dalekohledu, který William Herschel používal k pozorování Uranu. Kredit: Alun Salt/Wikimedia Commons
Poté, co William Herschel objevil mimy a Enceladus v roce 1789, které jsou blíže Saturnu než kterýkoli z větších měsíců, musely být Saturnovy měsíce znovu označeny. Od té doby se status Titanu ustálil na Saturn VI, navzdory objevu několika menších měsíců, které byly od té doby blíže Saturnu.
Jméno Titan spolu se jmény všech sedmi hlavních satelitů Saturnu navrhl syn Williama Herschela John. V roce 1847 publikoval John Herschel Výsledky astronomických pozorování provedených na Mysu Dobré naděje , ve kterém navrhl, aby byly měsíce pojmenovány po mytologických Titánech – bratrech a sestrách Crona, což je řecký ekvivalent Saturnu.
V roce 1907 španělský astronom Josep Comas i Solà pozoroval ztmavnutí končetiny Titanu. Tento efekt, kdy se střední část planety nebo hvězdy jeví jasnější než okraj (nebo končetina),byl první náznak toho, že Titan měl atmosféru. V roce 1944 Gerard P. Kuiper použil spektroskopickou techniku k určení, že Titan má atmosféru složenou z metanu.
Velikost. Hmotnost a oběžná dráha:
Se středním poloměrem 2576 ± 2 km a hmotností 1,345 × 1023kg, Titan je 0,404 velikosti Země (nebo 1,480 Měsíce) a 0,0225 krát hmotnější (1,829 Měsíce). Jeho oběžná dráha má malou excentricitu 0,0288 a jeho oběžná rovina je nakloněna o 0,348 stupně vzhledem k rovníku Saturnu. Jeho průměrná vzdálenost od Saturnu (hlavní poloosa) je 1 221 870 km – v rozsahu od 1 186 680 km v periapsis (nejbližší) do 1 257 060 km v apoapsis (nejvzdálenější).
Porovnání průměru Titanu, Měsíce a Země. Poděkování: NASA/JPL/Space Science Institute/Gregory H. Revera
Titan trvá 15 dní a 22 hodin, než dokončí jeden oběh Saturnu. Jako Měsíc a mnoho satelitů, které obíhají kolem ostatních plynných obrů, je jeho rotační perioda identická s její oběžnou dobou. Titan je tedy slapově uzamčen a synchronně rotuje se Saturnem, což znamená, že jedna tvář je trvale nasměrována k planetě.
Složení a vlastnosti povrchu:
Ačkoli je Titan svým složením podobný jako Dione a Enceladus, je hustší díky gravitační kompresi. Z hlediska průměru a hmotnosti (a tedy i hustoty) je Titan více podobný Jovianským měsícům Ganymede a Callisto . Na základě jeho objemové hmotnosti 1,88 g/cm3Předpokládá se, že složení Titanu se skládá z poloviny z vodního ledu az poloviny ze skalnatého materiálu.
Jeho vnitřní složení je pravděpodobně rozděleno do několika vrstev, s 3 400 kilometrů dlouhým (2 100 mil) skalnatým středem obklopeným vrstvami složenými z různých forem krystalického ledu. Na základě důkazů poskytnutých Cassini-Huygens mise v roce 2005 se předpokládá, že Titan může mít také podpovrchový oceán, který existuje mezi kůrou a několika hlubšími vrstvami ledu vysokého tlaku.
Předpokládá se, že tento podpovrchový oceán je tvořen vodou a čpavkem, což umožňuje vodě zůstat v kapalném stavu i při teplotách až 176 K (-97 °C). Důkazy o systematickém posunu povrchových útvarů Měsíce (k němuž došlo mezi říjnem 2005 a květnem 2007) naznačují, že kůra je oddělena od vnitřku – pravděpodobně vrstvou kapaliny mezi nimi – a také způsob, jakým se gravitační pole mění na Titanu. obíhá Saturn.
Schéma vnitřní struktury Titanu podle plně diferencovaného modelu hustého oceánu. Kredit: Wikipedia Commons/Kelvinsong
Povrch Titanu je relativně mladý – starý mezi 100 miliony a 1 miliardou let – navzdory tomu, že vznikl během rané sluneční soustavy. Navíc se zdá být relativně hladký, s impaktními krátery, které byly vyplněny. Výškové kolísání je také nízké, pohybuje se o něco málo více než 150 metrů, ale s občasnými horami dosahujícími výšky mezi 500 metry a 1 km.
Předpokládá se, že je to způsobeno geologickými procesy, které v průběhu času přetvářely povrch Titanu. Například oblast měřící 150 km (93 mil) dlouhá, 30 km (19 mil) široká a 1,5 km (0,93 mil) vysoká byla zalita na jižní polokouli, složená z ledového materiálu a pokrytá metanovým sněhem. Pohyb tektonických desek, možná ovlivněný blízkou impaktní pánví, mohl otevřít mezeru, kterou materiál hory stoupal vzhůru.
Pak existuje Sotra Patera , řetězec hor, který je vysoký 1000 až 1500 m (0,62 a 0,93 mil), má některé vrcholy zakončené krátery a na jeho základně teče to, co vypadá jako zmrzlá láva. Pokud vulkanismus na Titanu skutečně existuje, hypotéza je, že je poháněn energií uvolněnou z rozpadu radioaktivních prvků v plášti, slapovým ohybem způsobeným vlivem Saturnu nebo možná interakcí podpovrchových ledových vrstev Titanu.
Alternativní teorií je, že Titan je geologicky mrtvý svět a že povrch je formován kombinací impaktních kráterů, eroze proudící kapalinou a větrem, hromadného plýtvání a dalších externě motivovaných procesů. Podle této hypotézy metan nevylučují sopky, ale pomalu difunduje z chladného a tuhého nitra Titanu.
Aktualizované mapy Titanu založené na zobrazovacím vědeckém subsystému Cassini. Poděkování: NASA/JPL/Space Science Institute
Několik impaktních kráterů objevených na povrchu Titanu zahrnuje 440 km (270 mil) širokou impaktní pánev se dvěma prstenci pojmenovaná Menrva , který je rozpoznatelný podle jeho světlého a tmavého soustředného vzoru. Menší, 60 km (37 mil) široký kráter s plochou podlahou pojmenovaný Sinlap a 30 km (19 mil) kráter s centrálním vrcholem a tmavým dnem Ksa byly také pozorovány.
Radarové a orbitální zobrazování také odhalilo na povrchu řadu „kráterovitých útvarů“, kruhových útvarů, které mohou souviset s dopadem. Patří mezi ně 90 km (56 mil) široký prstenec z jasného, drsného materiálu známého jako Hezký , který je považován za impaktní kráter vyplněný tmavým, větrem navátým sedimentem. Několik dalších podobných rysů bylo pozorováno ve tmě Shangri-la a regiony Aaru.
Přítomnost kryovulkanismu byla také teoretizována na základě skutečnosti, že na povrchu Titanu zjevně není dostatek kapalného metanu (viz níže), aby odpovídal atmosférickému metanu. Dosud jsou však jedinými náznaky kryovulkanismu zvláště jasné a tmavé útvary na povrchu a 200 m (660 stop) struktury připomínající lávové proudy, které byly spatřeny v oblasti tzv. Hotei Arcus .
Povrch Titanu je také prostoupen pruhovanými útvary (aka. písečné duny “), z nichž některé jsou stovky kilometrů dlouhé a několik metrů vysoké. Zdá se, že jsou způsobeny silnými, střídavými větry, které jsou způsobeny interakcí Slunce a husté atmosféry Titanu. Povrch Titanu je také poznamenán širokými oblastmi světlého a tmavého terénu.
Radarový snímek řad dun na Titanu. Poděkování: NASA/JPL-Caltech
Tyto zahrnují Xanadu , velká, reflexní rovníková oblast, která byla poprvé identifikována Hubbleův vesmírný dalekohled v roce 1994 a pozdějiCassinikosmická loď. Tato oblast (která je přibližně stejně velká jako Austrálie) je velmi rozmanitá, je plná kopců, údolí, propastí a místy křižovaná tmavými liniemi – klikatými topografickými útvary připomínajícími hřebeny nebo štěrbiny.
Ty by mohly být známkou tektonické aktivity, což by znamenalo, že Xanadu je geologicky mladý. Alternativně mohou být liniemi kanály vytvořené kapalinou, což naznačuje starý terén, který byl prosekán proudovými systémy. Jinde na Titanu jsou tmavé oblasti podobné velikosti, které byly odhaleny jako skvrny vodního ledu a organických sloučenin, které ztmavly v důsledku vystavení UV záření.
Metanová jezera:
Titan je také domovem svých slavných „uhlovodíkových moří“, jezer kapalného metanu a dalších uhlovodíkových sloučenin. Mnohé z nich byly spatřeny v blízkosti polárních oblastí, jako např Jezero Ontario . Toto potvrzené metanové jezero poblíž jižního pólu má plochu 15 000 km² (což je o 20 % menší než jeho jmenovec, jezero Ontario) a maximální hloubku 7 metrů (23 stop).
Ale největší těleso kapaliny je Kraken Mare , metanové jezero poblíž severního pólu. S povrchem asi 400 000 km² je větší než Kaspické moře a odhaduje se, že je 160 metrů hluboký. Byly také detekovány mělké kapilární vlny (aka. vlnité vlny), které jsou vysoké 1,5 centimetru a pohybují se rychlostí 0,7 metru za sekundu.
Mozaika snímků pořízených v blízkém infračerveném světle ukazující polární moře Titanu (vlevo) a radarový snímek Kraken Mare (vpravo), oba pořízené sondou Cassini. Poděkování: NASA/JPL
Pak existuje Ligeia Mare , druhé největší známé těleso kapaliny na Titanu, které je spojeno s Kraken Mare a nachází se také poblíž severního pólu. S povrchem asi 126 000 km² a pobřežím, které je více než 2000 km (1240 mi) na délku, je větší než Hořejší jezero. Podobně jako Kraken Mare má svůj název z řecké mytologie; v tomto případě po jedné ze sirén.
Právě zde si NASA poprvé všimla jasného objektu o velikosti 260 km² (100 čtverečních mil), který pojmenovali “Kouzelný ostrov” . Tento objekt byl poprvé spatřen v červenci 2013, později zmizel, aby se znovu objevil (mírně pozměněn) v srpnu 2014. Předpokládá se, že to souvisí s měnícími se ročními obdobími na Titanu a návrhy, co by to mohlo být, se pohybují od povrchových vln a stoupajících bublin až po plovoucí pevné látky zavěšené pod povrchem.
Ačkoli je většina jezer soustředěna v blízkosti pólů (kde nízké úrovně slunečního záření brání odpařování), řada uhlovodíkových jezer byla objevena také v rovníkových pouštních oblastech. Patří sem jeden poblíž místa přistání Huygens v oblasti Shangri-la, což je asi polovina velikosti Velkého solného jezera v Utahu. Stejně jako pouštní oázy na Zemi se spekuluje, že tato rovníková jezera jsou napájena podzemními vodonosnými vrstvami.
Celkově vzato,Cassiniradarová pozorování ukázala, že jezera pokrývají pouze několik procent povrchu, takže Titan je mnohem sušší než Země. Sonda však také poskytla silné náznaky, že 100 km pod povrchem existuje značné množství kapalné vody. Další analýza dat naznačuje, že tento oceán může být stejně slaný jako Mrtvé moře.
Během předchozích průletů nebyl ‚Magic Island‘ vidět poblíž pobřeží Ligeia Mare (vlevo). Poté, během Cassiniho 20. července 2013, se tento prvek objevil (vpravo). Poděkování: NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell
Jiné studie naznačují, že metanové srážky (viz níže) na Titanu mohou interagovat s ledovými materiály v podzemí a produkovat etan a propan, které se nakonec mohou dodávat do řek a jezer.
Atmosféra:
Titan je jediným měsícem ve Sluneční soustavě s významnou atmosférou a jediným tělesem kromě Země, jehož atmosféra je bohatá na dusík. Nedávná pozorování ukázala, že atmosféra Titanu je hustší než Země , s povrchovým tlakem asi 1,469 kPa – 1,45krát větší než na Zemi. Je také asi 1,19krát hmotnější než celková hmotnost zemské atmosféry nebo asi 7,3krát hmotnější na základě plochy povrchu.
Atmosféra se skládá z neprůhledných zákalových vrstev a dalších zdrojů, které blokují většinu viditelného světla ze Slunce a zakrývají jeho povrchové rysy (podobně jako Venuše ). Nižší gravitace Titanu také znamená, že jeho atmosféra je mnohem rozsáhlejší než zemská. Ve stratosféře je složení atmosféry z 98,4 % tvořeno dusíkem a zbývajících 1,6 % tvoří převážně metan (1,4 %) a vodík (0,1–0,2 %).
Existují stopová množství dalších uhlovodíků, jako je ethan, diacetylen, methylacetylen, acetylen a propan; stejně jako další plyny, jako je kyanoacetylen, kyanovodík, oxid uhličitý, oxid uhelnatý, kyanogen, argon a helium. Předpokládá se, že uhlovodíky se tvoří v horní atmosféře Titanu při reakcích vyplývajících z rozpadu metanu slunečním ultrafialovým světlem, čímž vzniká hustý oranžový smog.
Energie ze Slunce by měla přeměnit všechny stopy metanu v atmosféře Titanu na složitější uhlovodíky během 50 milionů let – což je krátká doba ve srovnání se stářím Sluneční soustavy. To naznačuje, že metan musí být doplňován nádrží na nebo uvnitř samotného Titanu. Konečným původem metanu v jeho atmosféře může být jeho vnitřek, který se uvolňuje při erupcích kryovulkány .
Falešný barevný obrázek atmosféry Titanu. Poděkování: NASA/JPL/Space Science Institute/ESA
Povrchová teplota Titanu je asi 94 K (-179,2 °C), což je způsobeno skutečností, že Titan dostává asi 1 % slunečního světla více než Země. Při této teplotě má vodní led extrémně nízký tlak páry, takže malé množství přítomné vodní páry se zdá být omezeno na stratosféru. Měsíc by byl mnohem chladnější, nebýt skutečnosti, že atmosférický metan vytváří na povrchu Titanu skleníkový efekt.
Naopak zákal v atmosféře Titanu přispívá k protiskleníkovému efektu tím, že odráží sluneční světlo zpět do vesmíru, ruší část skleníkového efektu a činí jeho povrch výrazně chladnějším než jeho horní atmosféra. Kromě toho atmosféra Titanu pravidelně prší na její povrch kapalný metan a další organické sloučeniny.
Na základě studií simulujících atmosféru Titanu o tom vědci z NASA spekulovali komplexní organické molekuly mohl vzniknout na Titanu (viz níže). Kromě toho propen – aka. propylen, třída uhlovodíků – byl také detekován v atmosféře Titanu. Toto je poprvé, co byl propen nalezen na jakémkoli měsíci nebo planetě jiné než Země a předpokládá se, že vznikl z rekombinovaných radikálů vytvořených UV fotolýzou metanu.
Obyvatelnost:
Titan je považován za prebiotické prostředí bohaté na komplexní organickou chemii s možným podpovrchovým tekutým oceánem sloužícím jako biotické prostředí. Pokračující výzkum atmosféry Titanu vedl mnoho vědců k teorii, že tamní podmínky jsou podobné těm, které existovaly na prvotní Zemi, s důležitou výjimkou nedostatku vodní páry.
Četné experimenty ukázaly, že atmosféra podobná té na Titanu, s přídavkem UV záření , může vést ke vzniku složitých molekul a polymerních látek jako tholins . Kromě toho nezávislý výzkum provedený společností University of Arizona uvedl, že když byla energie aplikována na kombinaci plynů, jako jsou ty, které se nacházejí v atmosféře Titanu, vzniklo mnoho organických sloučenin. Patří mezi ně pět nukleotidových bází – stavební kameny DNA a RNA – a také aminokyseliny, které jsou stavebními kameny bílkovin.
Bylo provedeno několik laboratorních simulací, které vedly k domněnce, že na Titanu existuje dostatek organického materiálu k zahájení procesu chemické evoluce analogické tomu, o čem se předpokládá, že zde na Zemi začal život. Zatímco tato teorie předpokládá přítomnost vody, která by zůstala v kapalném stavu po delší období, která byla pozorována, organický život by teoreticky mohl přežít v hypotetickém podpovrchovém oceánu Titanu.
Podobně jako na Europě a dalších měsících by tento život měl pravděpodobně podobu extrémofilové – organismy, které prosperují v extrémních prostředích. Přenos tepla mezi vnitřkem a horními vrstvami by byl rozhodující pro udržení jakéhokoli podpovrchového oceánského života, s největší pravděpodobností skrz hydrotermální průduchy nachází se na hranici oceánu a jádra. Bylo také zkoumáno, že atmosférický metan a dusík mohou být biologického původu.
Bylo také navrženo, že život by mohl existovat v Titanových jezerech kapalného metanu, stejně jako organismy na Zemi žijí ve vodě. Takové organismy by vdechovaly dihydrogen (H²) místo plynného kyslíku (O²), metabolizovaly ho s acetylenem místo glukózy a pak vydechovaly metan místo oxidu uhličitého. Přestože všechny živé věci na Zemi používají jako rozpouštědlo kapalnou vodu, spekuluje se, že život na Titanu by mohl skutečně žít v kapalných uhlovodících.
Pro ověření této hypotézy bylo vytvořeno několik experimentů a modelů. Ukázaly to například atmosférické modely molekulární vodík je ve větším množství v horních vrstvách atmosféry a mizí blízko povrchu – což je v souladu s možností metanogenních forem života. Jiná studie ukázala, že existují nízké hladiny acetylenu na povrchu Titanu, což je také v souladu s hypotézou o organismech konzumujících uhlovodíky.
V roce 2015 tým chemických inženýrů na Cornell University šel tak daleko, že sestrojil hypotetickou buněčnou membránu, která byla schopna fungovat v kapalném metanu za podmínek podobných těm na Titanu. Tato buňka, složená z malých molekul obsahujících uhlík, vodík a dusík, měla údajně stejnou stabilitu a flexibilitu jako buněčné membrány na Zemi. Tato hypotetická buněčná membrána byla nazvána „azotosome“ (kombinace „azote“, francouzsky dusík a „lipozom“).
Nicméně, NASA šla do rekordu jako tvrzení, že tyto teorie zůstávají zcela hypotetické. Dále bylo zdůrazněno, že další teorie o tom, proč jsou hladiny vodíku a acetylenu nižší blíže k povrchu, jsou věrohodnější. Patří mezi ně dosud neidentifikované fyzikální nebo chemické procesy – jako je povrchový katalyzátor přijímající uhlovodíky nebo vodík – nebo existence nedostatků v současných modelech materiálového toku.
Také život na Titanu by čelil obrovským překážkám ve srovnání se životem na Zemi – takže jakákoli analogie se Zemí by byla problematická. Za prvé, Titan je příliš daleko od Slunce a jeho atmosféra postrádá oxid uhelnatý (CO), což má za následek, že neudržuje dostatek tepla ani energie ke spuštění biologických procesů. Voda také existuje na povrchu Titanu pouze v pevné formě.
Takže zatímco na Titanu existují prebiotické podmínky spojené s organickou chemií, život samotný nemusí. Existence těchto podmínek však zůstává předmětem fascinace mezi vědci. A protože se má za to, že jeho atmosféra je analogická se pozemskou v dávné minulosti, výzkum Titanu by mohl pomoci posunout naše chápání rané historie pozemské biosféry.
Průzkum:
Titan nelze spatřit bez pomoci přístrojového vybavení a pro amatérské astronomy je to často obtížné kvůli interferenci ze systému Saturnovy brilantní koule a prstence. A dokonce i po vývoji výkonných dalekohledů ztěžovala hustá, mlhavá atmosféra Titanu pozorování povrchu velmi obtížné. Pozorování Titanu a jeho povrchových útvarů před vesmírným věkem byla proto omezená.
První sonda, která navštívila saturnský systém, byla Pionýr 11 v roce 1979, která pořídila snímky Titanu a Saturnu společně a odhalila, že Titan byl pravděpodobně příliš chladný na to, aby podporoval život. Titan byl zkoumán v roce 1980 a 1981 oběma Cestování 1 a 2 vesmírné sondy, resp. ZatímcoCestování 2podařilo pořídit pouze snímky Titanu na cestě k Uranu a NeptunuCestování 1podařilo provést průlet a pořídit snímky a odečíst.
To zahrnovalo měření hustoty, složení a teploty atmosféry Titanu a získání přesného měření hmotnosti Titanu. Atmosférický opar zabránil přímému zobrazení povrchu; i když v roce 2004 intenzivní digitální zpracování pořízených snímkůCestování 1Oranžový filtr odhalil náznaky světlých a tmavých prvků nyní známých jako Xanadu a Shangri-la.
Fotografie Titanu z Voyageru 2 pořízená 23. srpna 1981, která ukazuje některé detaily v systémech mraků na tomto saturnském měsíci. Poděkování: NASA/JPL
I tak se velká část záhad kolem Titanu nezačne rozptýlit, dokud nebudeCassini-Huygensmise – společný projekt NASA a Evropské vesmírné agentury (ESA) pojmenovaný na počest astronomů, kteří učinili největší objevy týkající se Saturnových měsíců. Sonda dosáhla Saturnu 1. července 2004 a zahájila proces mapování povrchu Titanu pomocí radaru.
TheCassiniSonda proletěla kolem Titanu 26. října 2004 a pořídila snímky povrchu Titanu s nejvyšším rozlišením, jaké kdy byly, rozlišující skvrny světla a tmy, které byly jinak pro lidské oko neviditelné. Během mnoha blízkých průletů kolem Titanu,Cassinipodařilo odhalit hojné zdroje kapaliny na povrchu v severní polární oblasti v podobě mnoha jezer a moří.
The Huygens sonda přistála na Titanu 14. ledna 2005, čímž se Titan stal nejvzdálenějším tělesem od Země, na jehož povrchu přistála vesmírná sonda. Během svého zkoumání by se zjistilo, že mnoho povrchových útvarů se zdá být vytvořeno tekutinami v určitém okamžiku v minulosti.
Po přistání těsně u nejvýchodnějšího cípu jasné oblasti nyní zvané Adiri , sonda vyfotografovala světlé kopce s tmavými „řekami“ stékajícími do temné pláně. Současná teorie říká, že tyto kopce (neboli „vysočiny“) se skládají převážně z vodního ledu a že tmavé organické sloučeniny – vytvořené v horních vrstvách atmosféry – mohou sestupovat z atmosféry Titanu s metanovým deštěm a ukládat se v průběhu času na pláních. .
Umělecké zobrazení Huygense přistání na Titanu. Kredit: ESA
Huygens také získal fotografie temné pláně pokryté malými kameny a oblázky (složenými z vodního ledu), které vykazovaly známky eroze a/nebo fluviální aktivity. Povrch je tmavší, než se původně očekávalo, skládá se ze směsi vody a uhlovodíkového ledu. „Půda“ viditelná na snímcích je interpretována jako srážení z uhlovodíkového zákalu nahoře.
V posledních letech bylo předloženo několik návrhů na návrat robotické vesmírné sondy na Titan. Mezi ně patří Mise systému Titan Saturn (TSSM) – společný návrh NASA/ESA na průzkum Saturnových měsíců – který počítá s horkovzdušným balónem plovoucím v atmosféře Titanu a prováděním výzkumu po dobu šesti měsíců.
V roce 2009 bylo oznámeno, že TSSM prohrál s konkurenčním konceptem známým Mise systému Europa Jupiter (EJSM) – společná mise NASA/ESA, která se bude skládat z vyslání dvou sond na Europu a Ganymede, aby studovaly jejich potenciální obyvatelnost.
Objevil se také návrh tzv Průzkumník Titan Mare (TiME), koncept, který zvažuje NASA ve spojení s Lockheed Martin. Tato mise by zahrnovala levný přistávací modul, který by stříkal do jezera na severní polokouli Titanu a plaval na hladině jezera po dobu 3 až 6 měsíců. NASA však v roce 2012 oznámila, že upřednostňuje nižší náklady Porozumění Místo toho Mars lander, který má být na Mars vyslán v roce 2016.
Další misi k Titanu navrhl na začátku roku 2012 Jason Barnes, vědec z University of Idaho. Známý jako Letecký prostředek pro in-situ a vzdušný průzkum titánů (AVIATR), toto bezpilotní letadlo (nebo dron) by proletělo atmosférou Titanu a pořídilo snímky povrchu ve vysokém rozlišení. NASA tehdy neschválila požadovaných 715 milionů dolarů a budoucnost projektu je nejistá.
Další projekt jezerního landeru známý jako Titan Lake In-situ Vzorkování Poháněl Explorer (TALISE) byl navržen koncem roku 2012 španělskou soukromou inženýrskou firmou SENER a Centro de Astrobiología v Madridu. Hlavní rozdíl mezi touto sondou a sondou TiME je v tom, že koncept TALISE obsahuje svůj vlastní pohonný systém, a proto by se neomezoval na pouhé unášení na jezeře, když se rozstříkne.
V reakci na oznámení NASA Discovery Announcement z roku 2010, koncept známý jako Cesta na Enceladus a Titan (JET). Tato mise vyvinutá společnostmi Caltech a JPL by sestávala z levné astrobiologické orbitální sondy, která by byla vyslána do saturnského systému, aby zhodnotila potenciál obyvatel Enceladu a Titanu.
V roce 2015 NASA Inovativní pokročilé koncepty (NIAC) udělena a Grant fáze II k navrhované robotické ponorce za účelem dalšího zkoumání a rozvoje tohoto konceptu. Tento průzkumník ponorek, pokud by byl nasazen na Titan, prozkoumá hlubiny Kraken Mare, aby prozkoumal jeho vzhled a potenciál pro podporu života.
Kolonizace:
Kolonizace systému Saturn představuje četné výhody ve srovnání s jinými plynovými obry ve sluneční soustavě. Podle Dr. Robert Zubrin – americký letecký inženýr, autor a zastánce průzkumu Marsu – mezi ně patří jeho relativní blízkost k Zemi, nízká radiace a vynikající systém měsíců. Zubrin také uvedl, že Titan je nejdůležitějším z těchto měsíců, pokud jde o budování základny pro rozvoj zdrojů systému.
Umělcova koncepce možného „plovoucího“ Titanu navržená NASA a ESA. Kredit: bisbos.com
Pro začátek, Titan má nadbytek všech prvků nezbytných k podpoře života, jako je atmosférický dusík a metan, kapalný metan a kapalná voda a čpavek. Voda by mohla být snadno použita k výrobě dýchatelného kyslíku a dusík je ideální jako nárazníkový plyn k vytvoření natlakované, dýchatelné atmosféry. Kromě toho by dusík, metan a čpavek mohly být použity k výrobě hnojiva pro pěstování potravin.
Titan má navíc atmosférický tlak jedenapůlkrát vyšší než na Zemi, což znamená, že vnitřní tlak vzduchu přistávacích lodí a stanovišť by mohl být nastaven na stejný nebo blízký vnějšímu tlaku. To by výrazně snížilo obtížnost a složitost konstrukčního inženýrství pro vyloďovací plavidla a stanoviště ve srovnání s prostředím s nízkým nebo nulovým tlakem, jako je např. měsíc , březen , nebo Pás asteroidů .
Hustá atmosféra také způsobuje, že záření není problém, na rozdíl od jiných planet nebo Jupiterových měsíců. Atmosféra Titanu sice obsahuje hořlavé sloučeniny, ale ty představují nebezpečí pouze tehdy, jsou-li smíchány s dostatečným množstvím kyslíku – jinak nelze dosáhnout nebo udržet spalování. A konečně, velmi vysoký poměr hustoty atmosféry k povrchové gravitaci také značně snižuje rozpětí křídel potřebné pro letadla k udržení vztlaku.
Kromě toho Titan představuje mnoho výzev pro lidskou kolonizaci. Pro začátek má Měsíc povrchovou gravitaci 0,138 g, což je o něco méně než u Měsíce. Zvládání dlouhodobých účinků této skutečnosti představuje výzvu a jaké by tyto účinky byly (zejména pro děti narozené na Titanu), v současné době není známo. Pravděpodobně by však zahrnovaly ztrátu hustoty kostí, poškození svalů a oslabený imunitní systém.
Umělecký dojem budoucích kolonistů létajících nad Ligeia Mare na Titanu. Kredit: Erik Wernquist/erikwernquist.com
Teplota na Titanu je také podstatně nižší než na Zemi, s průměrnou teplotou 94 K (-179 °C, nebo -290,2 °F). V kombinaci se zvýšeným atmosférickým tlakem se teploty v průběhu času a od jednoho místa k druhému mění jen velmi málo. Na rozdíl od vakua je kvůli vysoké hustotě atmosféry tepelná izolace významným technickým problémem. Nicméně ve srovnání s jinými případy kolonizace jsou problémy spojené s vytvořením lidské přítomnosti na Titanu relativně překonatelné.
Titan je měsíc, který je doslova i metaforicky zahalen tajemstvím. Až donedávna jsme nebyli schopni rozeznat, jaká tajemství skrývá, protože jeho atmosféra byla prostě příliš hustá, než aby se pod ní dalo vidět. V posledních letech se nám však podařilo tento plášť odtáhnout a lépe se podívat na povrch Měsíce. Ale v mnoha ohledech to jen zmátlo pocit tajemství obklopujícího tento svět.
Možná jednoho dne pošleme astronauty na Titan a najdeme tam formy života, které zcela změní naši představu o tom, co je život a kde se mu může dařit. Možná najdeme pouze extrémofily, formy života, které žijí v nejhlubších částech jeho vnitřního oceánu schoulené kolem hydortermálních průduchů, protože tato místa jsou jediným místem na Titanu, kde mohou existovat formy života.
Možná dokonce jednou kolonizujeme Titan a použijeme ho jako základnu pro další průzkum Sluneční soustavy a těžbu zdrojů. Pak možná poznáme potěšení z pohledu na planetu s prstenci na obloze při plavbě po metanovém jezeře, mlhavé světlo Slunce stékající do chladných uhlovodíkových moří. Člověk může jen doufat... a snít!
Máme mnoho zajímavých článků o Titanu zde na Universe Today. Tady jsou některé Atmosféra Titanu , je to záhadné písečné duny a jak bychom to mohli prozkoumat pomocí a robotická plachetnice .
Další informace o metanových jezerech Titanu najdete v tomto článku severní pól Titanu , a tento o Kraken Mare .
Zde je Mise Cassini NASA na Saturn a Titan a tady je Verze ESA .
Právě o Saturnu jsme zaznamenali dvě epizody Astronomy Cast. První je Epizoda 59: Saturn a druhý je Epizoda 61: Saturnovy měsíce .
