Ilgu laiku tika uzskatīts, ka mūsu zilā planēta ir vienīgā vieta Saules sistēmā, kur ir apstākļi dzīvības formu pastāvēšanai. Patiesībā izrādās, ka tuvā kosmoss nemaz nav tik nedzīvs. Šodien mēs varam droši teikt, ka zemes iedzīvotājiem ir pieejamas pasaules, kas daudzējādā ziņā ir līdzīgas mūsu dzimtajai planētai. Par to liecina interesanti fakti, kas iegūti gāzes gigantu Jupitera un Saturna apkārtnes pētījumu rezultātā. Protams, nav upju vai ezeru ar skaidru un tīru ūdeni, un bezgalīgajos līdzenumos zāle nav zaļa, taču zināmos apstākļos cilvēce varētu sākt tos attīstīt. Viens no šādiem objektiem Saules sistēmā ir Titāns, lielākais Saturna satelīts.

Saturna lielākā pavadoņa attēlojums

Titāns mūsdienās uztrauc un nodarbina astronomijas aprindu prātus, lai gan pavisam nesen mēs bez īpaša entuziasma skatījāmies uz šo debess ķermeni, tāpat kā uz citiem līdzīgiem objektiem Saules sistēmā. Tikai pateicoties starpplanētu kosmosa zondu lidojumiem, tika atklāts, ka uz šī debess ķermeņa pastāv šķidra viela. Izrādās, ka netālu no mums ir pasaule ar jūrām un okeāniem, ar cietu virsmu, kas ietīta blīvā atmosfērā, kas pēc struktūras ļoti atgādina zemes gaisa apvalku. Arī Saturna mēness izmērs ir iespaidīgs. Tās diametrs ir 5152 km, par 273 km. vairāk nekā Merkūram, Saules sistēmas pirmajai planētai.

Iepriekš tika uzskatīts, ka Titāna diametrs ir 5550 km. Precīzāki dati par satelīta izmēru mūsu laikā iegūti, pateicoties kosmosa kuģa Voyager 1 lidojumiem un zondes misijai Cassini-Huygens. Pirmais aparāts spēja atklāt blīvu atmosfēru uz satelīta, un Cassini ekspedīcija ļāva izmērīt gaisa-gāzes apvalka biezumu, kas ir vairāk nekā 400 km.

Titāna masa ir 1,3452·10²³ kg. Šajā rādītājā tas ir zemāks par dzīvsudrabu, kā arī blīvumā. Tālajam debess ķermenim ir mazs blīvums - tikai 1,8798 g/cm³. Šie dati liecina, ka Saturna satelīta struktūra būtiski atšķiras no sauszemes planētu struktūras, kas ir par kārtu masīvākas un smagākas. Saturna sistēmā tas ir lielākais debess ķermenis, kura masa ir 95% no pārējā 61 zināmā gāzes giganta pavadoņa masas.

Ērta ir arī lielākā Titāna atrašanās vieta. Tas skrien pa orbītu ar rādiusu 1 221 870 km ar ātrumu 5,57 km/s un atrodas ārpus Saturna gredzeniem. Šī debess ķermeņa orbītai ir gandrīz apļveida forma un tā atrodas vienā plaknē ar Saturna ekvatoru. Titāna orbitālais periods ap savu planētu ir gandrīz 16 dienas. Turklāt šajā aspektā Titāns ir identisks mūsu Mēnesim, kas sinhroni ar savu īpašnieku griežas ap savu asi. Satelīts vienmēr ir pagriezts uz mātes planētu ar vienu pusi. Saturna lielākā pavadoņa orbitālās īpašības nodrošina gadalaiku maiņu uz tā, taču, ņemot vērā šīs sistēmas ievērojamo attālumu no Saules, gadalaiki uz Titāna ir diezgan gari. Pēdējā vasaras sezona uz Titan beidzās 2009. gadā.

Pēc izmēra un masas tas ir līdzīgs pārējiem diviem lielākajiem Saules sistēmas satelītiem – Ganimēdam un Kalisto. Šādi lieli izmēri norāda uz planētu teoriju par šo debess ķermeņu izcelsmi. To apstiprina satelīta virsma, uz kuras ir redzamas aktīvas vulkāniskās aktivitātes pēdas, kas ir raksturīga sauszemes planētām.

Pirmo reizi Saturna pavadoņa virsmas fotogrāfija tika iegūta, izmantojot zondi Huygens, kas droši nolaidās uz šī debess objekta virsmas 2005. gada 14. janvārī. Jau ātrs skatiens fotogrāfijās deva pamatu domāt, ka zemiešu priekšā paveras jauna, noslēpumaina pasaule, kas dzīvo savu kosmisko dzīvi. Šis nav Mēness, nedzīvs un pamests. Šī ir vulkānu un metāna ezeru pasaule. Tiek uzskatīts, ka zem virsmas ir plašs okeāns, kas, iespējams, sastāv no šķidra amonjaka vai ūdens.

Huygens nosēšanās

Titāna atklāšanas vēsture

Galileo bija pirmais, kurš uzminēja par Saturna pavadoņu esamību. Bez tehniskām iespējām novērot tik tālu objektus, Galileo paredzēja to esamību. Tikai Huygens, kuram jau bija jaudīgs teleskops, kas spēj palielināt objektus 50 reizes, sāka pētīt Saturnu. Tieši viņam izdevās atklāt tik lielu debess ķermeni, kas griežas ap gredzenotu gāzes gigantu. Šis notikums notika 1655. gadā.

Tomēr jaunā debess ķermeņa nosaukums bija jāpagaida. Sākotnēji zinātnieki vienojās nosaukt atklāto debess ķermeni par godu tā atklājējam. Pēc tam, kad itāļu Cassini atklāja citus gāzes giganta pavadoņus, viņi vienojās numurēt jaunos Saturna sistēmas debess ķermeņus.

Šī ideja netika turpināta, jo pēc tam Saturna tuvumā tika atklāti citi objekti.

Apzīmējumu, ko mēs izmantojam šodien, ierosināja anglis Džons Heršels. Tika panākta vienošanās, ka lielākajiem satelītiem jābūt mitoloģiskiem nosaukumiem. Pateicoties tā izmēram, Titāns ieņēma pirmo vietu šajā sarakstā. Atlikušie septiņi lielie Saturna satelīti saņēma nosaukumus, kas saskanēja ar titānu vārdiem.

Titāna atmosfēra un tās iezīmes

Starp Saules sistēmas debess ķermeņiem Titānam, iespējams, ir visziņkārīgākais gaisa apvalks. Satelīta atmosfēra izrādījās blīvs mākoņu slānis, kas ilgu laiku neļāva vizuāli piekļūt pašai debess ķermeņa virsmai. Gaisa-gāzes slāņa blīvums ir tik liels, ka atmosfēras spiediens uz Titāna virsmas ir 1,6 reizes augstāks par sauszemes parametriem. Salīdzinot ar Zemes gaisa apvalku, Titāna atmosfērai ir ievērojams biezums.

Titāna atmosfēras galvenā sastāvdaļa ir slāpeklis, kura daļa ir 98,4%. Aptuveni 1,6% nāk no argona un metāna, kas galvenokārt atrodas gaisa apvalka augšējos slāņos. Ar kosmosa zondu palīdzību atmosfērā tika atklāti citi gāzveida savienojumi:

• acetilēns;
• metilacetilēns;
• diacetilēns;
• etāns;
• propāns;
• oglekļa dioksīds.

Nelielos daudzumos ir cianīds, hēlijs un oglekļa monoksīds. Titāna atmosfērā brīvs skābeklis nav atklāts.

Neskatoties uz tik augstu satelīta gaisa-gāzes apvalka blīvumu, spēcīga magnētiskā lauka trūkums atspoguļojas atmosfēras virsmas slāņu stāvoklī. Atmosfēras augšējie slāņi ir pakļauti saules vēja un kosmiskā starojuma iedarbībai. Slāpeklis (N) reaģē šo faktoru ietekmē, veidojot vairākus interesantus slāpekli saturošus savienojumus. Lielākā daļa dažu savienojumu nosēžas uz satelīta virsmas, piešķirot tam nedaudz oranžu nokrāsu. Interesants ir arī stāsts ar metānu. Tās sastāvs Titāna atmosfērā ir stabils, lai gan ārējās ietekmes dēļ šī vieglā gāze varēja iztvaikot jau sen.

Skatoties uz satelīta atmosfēru slāni pa slānim, var pamanīt kādu interesantu detaļu. Titāna gaisa apvalks ir izstiepts augstumā un skaidri sadalīts divos slāņos - tuvu virsmai un augstkalnu. Troposfēra sākas 35 km augstumā. un beidzas ar tropopauzi 50 km augstumā. Pastāvīgi ir zema temperatūra -170⁰ C. Turklāt ar augstumu temperatūra pazeminās līdz -120 grādiem pēc Celsija. Titāna jonosfēra sākas 1000-1200 km augstumā.

Tiek pieņemts, ka šāds Titāna atmosfēras sastāvs ir saistīts ar tā aktīvo vulkānisko pagātni. Gaisa slāņi, kas piesātināti ar amonjaka tvaikiem, kosmiskā ultravioletā starojuma ietekmē sadalās slāpeklī un ūdeņradi, kā arī citas sastāvdaļas ir fizikāli ķīmisko reakciju sekas. Būdams smagāks, slāpeklis nogrima un kļuva par galveno titāna atmosfēras sastāvdaļu. Ūdeņradis satelīta vājo gravitācijas spēku dēļ iztvaiko kosmosā.

Titāna atmosfēras slāņi un tā ķīmiskā sastāva mijiedarbība ar debess ķermeņa magnētisko lauku veicina to, ka satelītam ir savs klimats. Gadalaiki uz Titāna mainās tāpat kā Zemes gadalaiki. Laikā, kad viena satelīta puse ir vērsta pret Sauli, Titāns iegrimst vasarā. Tās atmosfērā plosās vētras un viesuļvētras. Saules gaismas sakarsētie gaisa slāņi atrodas pastāvīgā konvekcijā, radot spēcīgu vēju un ievērojamas mākoņu masu kustības. 30 km augstumā vēja ātrums sasniedz 30 m/s. Jo augstāks tas ir, jo intensīvāka un spēcīgāka ir gaisa masu turbulence. Atšķirībā no Zemes mākoņu masas uz Titāna ir koncentrētas polārajos reģionos.

Metāna koncentrācija atmosfēras augšējos slāņos izskaidro siltumnīcas efekta radīto temperatūras paaugstināšanos uz satelīta virsmas. Taču organisko molekulu klātbūtne gaisa masās ļauj ultravioletajai gaismai brīvi iekļūt abos virzienos, atdzesējot titāna garozas virsmas slāni. Virsmas temperatūra ir -180⁰С. Temperatūras atšķirība pie poliem un pie ekvatora ir niecīga - tikai 3 grādi.

Augsts spiediens un zema temperatūra izraisa ūdens molekulu pilnīgu iztvaikošanu (sasalšanu) satelīta atmosfērā.

Satelīta struktūra: no ārējā apvalka līdz kodolam

Pieņēmumi un minējumi par tik liela debess ķermeņa uzbūvi galvenokārt balstījās uz sauszemes optisko novērojumu datiem. Titāna blīvā atmosfēra slieca zinātniekus pie hipotēzes, ka satelīta gāzes sastāvs ir līdzīgs mātes planētas sastāvam. Taču pēc Pioneer 11 un Voyager 2 kosmosa zondes lidojumiem kļuva skaidrs, ka mums ir darīšana ar debess ķermeni, kura struktūra ir cieta un stabila.

Mūsdienās tiek uzskatīts, ka Titānam ir līdzīga Zemes garoza. Kodola diametrs ir aptuveni 3400 km, kas ir vairāk nekā puse no debess ķermeņa diametra. Starp serdi un garozu atrodas ledus slānis, kas atšķiras pēc sastāva. Visticamāk, ka noteiktos dziļumos ledus pārvēršas šķidrā struktūrā. No Cassini kosmosa kuģa uzņemto attēlu salīdzinājums ar divu gadu starpību liecināja par satelīta virsmas slāņa nobīdi. Šī informācija deva zinātniekiem pamatu uzskatīt, ka satelīta virsma balstās uz šķidra slāņa, kas sastāv no ūdens un izšķīdušā amonjaka. Garozas pārvietošanos izraisa gravitācijas spēku un atmosfēras cirkulācijas mijiedarbība.

Titāna sastāvs ir ledus un silikātu iežu maisījums vienādās proporcijās, kas ir ļoti līdzīgs Ganimīda un Tritona iekšējai struktūrai. Tomēr, pateicoties blīva gaisa apvalka klātbūtnei, satelīta struktūrai ir savas atšķirības un specifika.

Tāla satelīta galvenās iezīmes

Titāna atmosfēras klātbūtne vien padara to unikālu un interesantu turpmākai izpētei. Vēl viena lieta ir tā, ka tālā Saturna satelīta galvenais akcents ir liela šķidruma daudzuma klātbūtne uz tā. Šo neveiksmīgo planētu raksturo ezeri un jūras, kurās ūdens vietā šļakatas metāna un etāna viļņi. Uz satelīta virsmas ir uzkrājies kosmiskais ledus, kura izcelsme ir saistīta ar ūdeni un amonjaku.

Pierādījumi par šķidras vielas esamību uz Titāna virsmas tika iegūti no fotogrāfijām ar milzīgu baseinu, kas ir lielāks par Kaspijas jūras izmēru. Milzīgo šķidro ogļūdeņražu jūru sauc par Krakenas jūru. Sastāva ziņā tas ir milzīgs dabisks sašķidrinātu gāzu rezervuārs: etāns, propāns un metāns. Vēl viena liela šķidruma uzkrāšanās uz Titāna ir Ligejas jūra. Lielākā daļa ezeru ir koncentrēti Titāna ziemeļu puslodē, kas ievērojami palielina attālā debess ķermeņa atstarošanas spēju. Pēc Cassini misijas kļuva skaidrs, ka virsma ir 30-40% klāta ar šķidrām vielām, kas savāktas dabiskajās jūrās un ezeros.

Šāds milzīgs metāna un etāna daudzums, kas atrodas sasalušā stāvoklī, veicina noteiktu dzīvības formu attīstību. Nē, tie nebūs pazīstami sauszemes organismi, taču šādos apstākļos uz Titāna var pastāvēt dzīvi organismi. Uz satelīta ir pietiekami daudz komponentu un ķīmisku vielu organismu veidošanai un to turpmākai pastāvēšanai.

Mūsdienu Titāna pētījumu laika skala

Viss sākās ar pieticīgo amerikāņu zondes Pioneer 11 misiju, kurai 1979. gadā izdevās nodrošināt zinātniekiem pirmos tāla satelīta attēlus. Ilgu laiku no Pioneer padomes saņemtā informācija astrofiziķus maz interesēja. Progress Saturna nomaļu izpētē notika pēc Voyagers apmeklējumiem šajā Saules sistēmas reģionā, kas sniedza detalizētākus satelīta attēlus, kas uzņemti no 5000 km attāluma. Zinātnieki ieguvuši precīzākus datus par šī giganta izmēriem, un versija par satelīta blīvas atmosfēras esamību ir apstiprinājusies.

Pioniera lidojums

Habla kosmiskā teleskopa uzņemtie infrasarkanie attēli sniedza zinātniekiem informāciju par satelīta atmosfēras sastāvu. Pirmo reizi planētas diskā tika identificēti gaiši un tumši apgabali, kuru raksturs palika nezināms. Pirmo reizi dzima teorija, ka Titāna virsmu dažviet klāj ledus, kas palielina debess ķermeņa atstarošanas spēju.

Panākumus pētniecības jomā nodrošināja informācija, kas saņemta no automātiskās starpplanētu stacijas Cassini. Cassini misija tika uzsākta 1997. gadā, un tā ir vispārēja ESA attīstība NASA. Saturns kļuva par galveno pētniecības objektu, taču tā pavadoņi nepalika nepamanīti. Tātad, lai pētītu Titānu, lidojuma programmā bija iekļauts Huygens zondes nolaišanās posms uz Saturna satelīta virsmas. Šai ierīcei, kas radīta ar NASA speciālistu un Itālijas kosmosa aģentūras pūlēm, kuras komanda nolēma svinēt sava krāšņā tautieša Džovanni Kasīni jubileju, bija paredzēts nolaisties uz Titāna virsmu.

Cassini Saturna orbītā

Cassini turpināja darbu Saturna tuvumā 4 gadus. Šajā laikā kosmosa kuģis pie Titāna lidoja divdesmit reizes, pastāvīgi saņemot jaunus datus par satelītu un tā uzvedību. Tikai viena zondes Huygens nolaišanās uz Titāna, kas notika 2007. gada 14. martā, tiek uzskatīta par visas misijas grandiozu panākumu. Neskatoties uz to, ņemot vērā Cassini stacijas tehniskās iespējas un tās lielo potenciālu, tika nolemts turpināt Saturna un tā pavadoņu izpēti līdz 2017. gadam.

Cassini lidojums un Huygens nosēšanās sniedza zinātniekiem visaptverošu informāciju par to, kas patiesībā ir Titāns. Saturna mēness virsmas fotoattēli un video liecināja, ka garozas augšējie slāņi ir netīrumu un gāzes ledus maisījums. Galvenie augsnes fragmenti ir akmeņi un oļi. Titāna ainava ir nelīdzenu augstienes un zemienes mija. Piezemēšanās laikā tika uzņemtas ainavas fotogrāfijas, kurās skaidri iezīmējās upju gultnes un krasta līnijas.

Titāna fotoattēls no Huygens

Titāns šodien un rīt

Nav zināms, kā beigsies tālāka lielākā satelīta izpēte. Paredzams, ka apstākļi, kas radīti zemes laboratorijās, līdzīgi tiem, kādi pastāv uz Titāna, izgaismos dzīvības formu pastāvēšanas iespējamību. Kosmosa zondes lidojumi uz šo kosmosa reģionu vēl nav plānoti. Iegūtā informācija ir pietiekama, lai simulētu Titānu zemes apstākļos. Laiks rādīs, cik noderīgi būs šie pētījumi. Atliek tikai gaidīt un cerēt, ka Titāns nākotnē atklās savus noslēpumus, dodot cerību uz tā attīstību.

Titāns

© Vladimirs Kalanovs,
tīmekļa vietne"Zināšanas ir spēks".

Ap Saturnu riņķo desmitiem satelītu. Pašlaik ir zināmi 53 nosaukti pavadoņi; aptuveni desmiti debess ķermeņi “gaida” apstiprinājumu savām lidojuma trajektorijām, lai iesaistītos Saturna satelītu sistēmā. Starp tiem izceļas lielākais satelīts - Titāns, kuru, kā zināms, jau 1655. gadā atklāja Kristians Huigenss. Pēc izmēra Titāns ieņem otro vietu starp visiem Saules sistēmas satelītiem, otrajā vietā aiz Ganimeda, Jupitera pavadoņa. Titāna diametrs ir 5150 km, t.i. Šis satelīts ir lielāks par planētu Merkurs, kuras diametrs ir 4878 km. Titāna orbitālais periods ap Saturnu ir gandrīz 16 dienas (15 dienas, 22 stundas un 41 minūte). Titāns ir pagriezts pret Saturnu vienā pusē, tāpat kā Mēness pret Zemi. Titāns savā orbītā pārvietojas 1 221 900 km attālumā no Saturna.

Titāna iekšējā struktūra

Titāns ļoti interesē ne tikai astronomus, bet arī biologus, ģeologus un paleoklimatologus. Bet visus viņus interesē ne tikai un ne tik daudz Titāna lielums un tā orbītas parametri, cik šī satelīta atmosfēra un virsma.

Titāns ir vienīgais satelīts Saules sistēmā, kuram ir atmosfēra. Titāna atmosfēras blīvums ir ievērojami lielāks nekā Zemes atmosfēras blīvums, tāpēc spiediens Titāna virsmā ir pusotru reizi (1,5 bāri) augstāks nekā uz Zemes. Temperatūra uz satelīta virsmas svārstās no 90 līdz 100 K. Atmosfēru galvenokārt veido slāpeklis (90-97%), ir arī metāns (2-5%) un argons (apmēram 0-6%), ir etāna, ūdeņraža (0,2%) un oglekļa dioksīda pēdas. Metāna klātbūtne tika noteikta jau 1944. gadā, izmantojot infrasarkano staru spektrometriju.

Titāna virsmu klāj mākoņi. Attēlos, ko 1980. gadā pārraidīja Voyager 1, mākoņi pārsvarā ir oranžā krāsā. Tas nozīmē organisko molekulu klātbūtni tajās, kas ir diezgan saprotami, ņemot vērā metāna klātbūtni atmosfērā. Metāns ir siltumnīcefekta gāze, un metānu saturoši mākoņi pārklāj Titāna virsmu. Titāna vizuālie novērojumi ir ļoti sarežģīti. Daži pētnieki ir norādījuši, ka aukstums valda tikai atmosfēras ārējos slāņos, un uz virsmas var būt citi apstākļi, tostarp tie, kuros iespējama olbaltumvielu dzīvība.

Bija pieņēmums par titāniskās atmosfēras līdzību ar atmosfēru, kas iepriekš pastāvēja uz Zemes. Šim pieņēmumam bija zināms pamats, jo mūsdienu Zemes atmosfērā, tāpat kā Titāna atmosfērā, galvenā sastāvdaļa ir molekulārais slāpeklis.

Titāna virsmas noslēpums

Panorāmas skats uz Titāna virsmu no kosmosa kuģa Huygens

Titāna virsmas noslēpums ir vajājis zinātniekus. Astronomi un it īpaši biologi un paleoklimatologi vēlējās uzzināt vairāk par debess ķermeni, uz kura (ja nu!) varētu atklāt proteīnu dzīvību. Kas tur ir zem mākoņu slāņa: okeāns vai cieta virsma? Ja tas ir okeāns, tad ar ko tas ir piepildīts – ar ūdeni? etāns? Atbildes uz šiem jautājumiem nebija ilgi jāgaida. 1997. gadā NASA kopā ar Eiropas Kosmosa aģentūru pabeidza Cassini-Huygens projekta un Cassini starpplanētu zondes izstrādi ar Huygens atmosfēras zondi, kas tika palaists Titāna virzienā. 2004. gada jūlijā zonde Huygens atdalījās no kosmosa kuģa Cassini, iekļuva Titāna mākoņainajā atmosfērā un nolaidās uz tā virsmas. Informācija, ko zonde Huygens pārraidīja uz Zemi, neatstāja nekādas iespējas pētniekiem, kuri sapņoja atrast vismaz bioloģiskās aktivitātes pēdas uz Titāna. Mēs atkal esam pārliecināti, ka Saules sistēmā un, iespējams, visā mūsu Galaktikā un pat tūkstošos šādu galaktiku dzīvība neeksistē nekur, izņemot mūsu skaisto mazo planētu Zeme. Titāna virsma, tāpat kā tās atmosfēra, izrādījās ārkārtīgi auksta ar vidējo virsmas temperatūru mīnus 178°C. Uz tās virsmas ir daudz ezeru, taču tie dabiski nav piepildīti ar ūdeni, iespējams, tie ir metāna vai etāna savienojumi ar citām vielām.

Titāna izpēte turpinās. Līdz šim vairāk nekā 60% Titāna virsmas ir kartēti. Ezeri aizņem aptuveni 14% no kopējās pētītās platības. Titāna vielas (akmeņu un ledus maisījuma) blīvums ir aptuveni 1,88 g/cm³, kas ir lielākais blīvums starp Saturna pavadoņiem. Titāns veido vairāk nekā 95% no visu Saturna pavadoņu masas. Titāna masa ir 1,345 × 10 23 kg. Smaguma paātrinājums ir 1,352 (m/s²), t.i. gravitācija ir apmēram septiņas reizes mazāka nekā uz Zemes.

© Vladimirs Kalanovs,
"Zināšanas ir spēks"

Cienījamie apmeklētāji!

Jūsu darbs ir atspējots JavaScript. Lūdzu, iespējojiet skriptus savā pārlūkprogrammā, un jums tiks atvērta visa vietnes funkcionalitāte!

Dažreiz mūsu zilo Zemi sauc par okeāna planētu. Bet šis nosaukums lielākā mērā atbilst diezgan interesantajam Saturna satelītam Titānam. Uz tā tika atklāts ūdens, kas pārklāja tā virsmu ar bezgalīgu okeānu. Varbūt tieši tur tagad, zem oranžās atmosfēras un zem biezas ledainās garozas, aukstu ūdeņu dzīlēs rodas dzīvība?

Titāns ir otrs lielākais mēness Saules sistēmā, kura diametrs ir 5152 kilometri. To pēc izmēra pārsniedz tikai Jupitera pavadonis Ganimēds (diametrs 5268 kilometri). Titāns riņķo ap Saturnu nedaudz eliptiskā orbītā, un pati tā orbīta iet aiz milzu planētas slavenajiem gredzeniem. Šo interesanto Saturna pavadoni 1655. gadā atklāja nīderlandiešu astronoms Kristians Haigenss, un nosaukums “Titāns” kļuva plaši pazīstams un pieņemts tikai 1847. gadā, kad tika publicēts Džona Heršela raksts, kurš piedāvāja šādu nosaukumu lielākajam Saturna satelītam. .

Tāpat kā mūsu Mēness, Titāns demonstrē sinhronas rotācijas fenomenu attiecībā pret Saturnu, tas ir, tas vienmēr ir vērsts pret planētu ar vienu pusi. Tas apceļo milzi 15 dienās, 22 stundās un 41 minūtē, veicot tieši vienu apgriezienu ap savu rotācijas asi. Šis laika līdzsvars rodas plūdmaiņu parādību dēļ, kas uz satelīta notiek gravitācijas spēku ietekmē.

Kosmosa kuģis Voyager pirmo reizi izpētīja Titānu, ieraudzīja tā blīvo un necaurspīdīgo atmosfēru un precīzi izmērīja tā diametru. Rezultātā izrādījās, ka tas ir ģeoloģiski aktīvs debess ķermenis - Titāna kodols sasilda satelītu no iekšpuses, bet ledainās "garozas" ārējais slānis, kas atrodas zem 400 kilometru atmosfēras, tiek atdzesēts līdz -180 °C. ! Pašā atmosfērā lauvas daļa ir slāpeklis, skābekļa pilnībā nav, kā arī ir argona un metāna piemaisījumi.

Cassini misija sešas reizes lidoja garām Titānam un to detalizēti pārbaudīja no 2006. līdz 2011. gadam. Satelīta virsmas forma mainījās, tam ejot cauri orbītai – tā kā orbīta ir eliptiska, tad tā minimālās pietuvošanās brīžos Saturnam Titāns paisuma un paisuma paisumu dēļ kļuva nedaudz “iegarens”, bet maksimālajā attālumā – gandrīz sfērisks. Tajā pašā laikā plūdmaiņas, mainot satelīta diametru, palielināja to gandrīz par 10 metriem! Tas nozīmē, ka zem cietās mizas ir viegli pārvietojams slānis.

Visticamāk, tas ir ūdens un viss “titāniskais” okeāns! Tas var būt ārkārtīgi dziļš un izstiepties līdz 200 kilometru dziļumam no 50 kilometru biezas “garozas”. Vulkānisma izpausmes var būt metāna avoti, kas lielos daudzumos ir atrodami satelīta atmosfēras augšējos slāņos.

Tam vajadzētu izraisīt siltumnīcas efektu un temperatūras paaugstināšanos satelīta atmosfērā. Bet apakšējos slāņos ir bieza oranža migla, kas sastāv no organiskām molekulām, un tā labi absorbē saules starojumu un atbrīvo no virsmas infrasarkano starojumu. Šis “pretsiltumnīcas” efekts Titāna virsmu atdzesē par aptuveni 10 grādiem.

Titāna klimats ir īsta mīkla klimata zinātniekiem. Kāda ir metāna, naftas atradņu pavadoņa uz Zemes, loma “titānisko” laikapstākļu veidošanā? Tiek pieņemts, ka šīs sašķidrinātās gāzes jūras var šūpoties uz tās ledainās “garozas”, iztvaikot un kondensēties mākoņos, kā arī uz virsmas izliet metānu.

Tomēr šis metāna cikls satelīta atmosfērā ir jāpapildina no dziļiem avotiem (līdzīgi kā ūdens cikls uz Zemes). Jāpiebilst, ka metāns ir gaistošs un nestabils ķīmisks savienojums, tāpēc atmosfērā ir atklāti neskaitāmi organisko molekulu varianti. Huygens nolaišanās iekārta ļāva izveidot Titāna atmosfēras cirkulācijas modeli. Tomēr ne visi noslēpumainā Saturna pavadoņa noslēpumi ir atrisināti - daudzi no tiem joprojām gaida tos, kas var sniegt izsmeļošas atbildes.

Ilgu laiku tika uzskatīts, ka mūsu zilā planēta ir vienīgā vieta Saules sistēmā, kur ir apstākļi dzīvības formu pastāvēšanai. Patiesībā izrādās, ka tuvā kosmoss nemaz nav tik nedzīvs. Šodien mēs varam droši teikt, ka zemes iedzīvotājiem ir pieejamas pasaules, kas daudzējādā ziņā ir līdzīgas mūsu dzimtajai planētai. Par to liecina interesanti fakti, kas iegūti gāzes gigantu Jupitera un Saturna apkārtnes pētījumu rezultātā. Protams, nav upju vai ezeru ar skaidru un tīru ūdeni, un bezgalīgajos līdzenumos zāle nav zaļa, taču zināmos apstākļos cilvēce varētu sākt tos attīstīt. Viens no šādiem objektiem Saules sistēmā ir Titāns, lielākais Saturna satelīts.

Saturna lielākā pavadoņa attēlojums

Titāns mūsdienās uztrauc un nodarbina astronomijas aprindu prātus, lai gan pavisam nesen mēs bez īpaša entuziasma skatījāmies uz šo debess ķermeni, tāpat kā uz citiem līdzīgiem objektiem Saules sistēmā. Tikai pateicoties starpplanētu kosmosa zondu lidojumiem, tika atklāts, ka uz šī debess ķermeņa pastāv šķidra viela. Izrādās, ka netālu no mums ir pasaule ar jūrām un okeāniem, ar cietu virsmu, kas ietīta blīvā atmosfērā, kas pēc struktūras ļoti atgādina zemes gaisa apvalku. Arī Saturna mēness izmērs ir iespaidīgs. Tās diametrs ir 5152 km, par 273 km. vairāk nekā Merkūram, Saules sistēmas pirmajai planētai.

Iepriekš tika uzskatīts, ka Titāna diametrs ir 5550 km. Precīzāki dati par satelīta izmēru mūsu laikā iegūti, pateicoties kosmosa kuģa Voyager 1 lidojumiem un zondes misijai Cassini-Huygens. Pirmais aparāts spēja atklāt blīvu atmosfēru uz satelīta, un Cassini ekspedīcija ļāva izmērīt gaisa-gāzes apvalka biezumu, kas ir vairāk nekā 400 km.

Titāna masa ir 1,3452·10²³ kg. Šajā rādītājā tas ir zemāks par dzīvsudrabu, kā arī blīvumā. Tālajam debess ķermenim ir mazs blīvums - tikai 1,8798 g/cm³. Šie dati liecina, ka Saturna satelīta struktūra būtiski atšķiras no sauszemes planētu struktūras, kas ir par kārtu masīvākas un smagākas. Saturna sistēmā tas ir lielākais debess ķermenis, kura masa ir 95% no pārējā 61 zināmā gāzes giganta pavadoņa masas.

Ērta ir arī lielākā Titāna atrašanās vieta. Tas skrien pa orbītu ar rādiusu 1 221 870 km ar ātrumu 5,57 km/s un atrodas ārpus Saturna gredzeniem. Šī debess ķermeņa orbītai ir gandrīz apļveida forma un tā atrodas vienā plaknē ar Saturna ekvatoru. Titāna orbitālais periods ap savu planētu ir gandrīz 16 dienas. Turklāt šajā aspektā Titāns ir identisks mūsu Mēnesim, kas sinhroni ar savu īpašnieku griežas ap savu asi. Satelīts vienmēr ir pagriezts uz mātes planētu ar vienu pusi. Saturna lielākā pavadoņa orbitālās īpašības nodrošina gadalaiku maiņu uz tā, taču, ņemot vērā šīs sistēmas ievērojamo attālumu no Saules, gadalaiki uz Titāna ir diezgan gari. Pēdējā vasaras sezona uz Titan beidzās 2009. gadā.

Pēc izmēra un masas tas ir līdzīgs pārējiem diviem lielākajiem Saules sistēmas satelītiem – Ganimēdam un Kalisto. Šādi lieli izmēri norāda uz planētu teoriju par šo debess ķermeņu izcelsmi. To apstiprina satelīta virsma, uz kuras ir redzamas aktīvas vulkāniskās aktivitātes pēdas, kas ir raksturīga sauszemes planētām.

Pirmo reizi Saturna pavadoņa virsmas fotogrāfija tika iegūta, izmantojot zondi Huygens, kas droši nolaidās uz šī debess objekta virsmas 2005. gada 14. janvārī. Jau ātrs skatiens fotogrāfijās deva pamatu domāt, ka zemiešu priekšā paveras jauna, noslēpumaina pasaule, kas dzīvo savu kosmisko dzīvi. Šis nav Mēness, nedzīvs un pamests. Šī ir vulkānu un metāna ezeru pasaule. Tiek uzskatīts, ka zem virsmas ir plašs okeāns, kas, iespējams, sastāv no šķidra amonjaka vai ūdens.

Huygens nosēšanās

Titāna atklāšanas vēsture

Galileo bija pirmais, kurš uzminēja par Saturna pavadoņu esamību. Bez tehniskām iespējām novērot tik tālu objektus, Galileo paredzēja to esamību. Tikai Huygens, kuram jau bija jaudīgs teleskops, kas spēj palielināt objektus 50 reizes, sāka pētīt Saturnu. Tieši viņam izdevās atklāt tik lielu debess ķermeni, kas griežas ap gredzenotu gāzes gigantu. Šis notikums notika 1655. gadā.

Tomēr jaunā debess ķermeņa nosaukums bija jāpagaida. Sākotnēji zinātnieki vienojās nosaukt atklāto debess ķermeni par godu tā atklājējam. Pēc tam, kad itāļu Cassini atklāja citus gāzes giganta pavadoņus, viņi vienojās numurēt jaunos Saturna sistēmas debess ķermeņus.

Šī ideja netika turpināta, jo pēc tam Saturna tuvumā tika atklāti citi objekti.

Apzīmējumu, ko mēs izmantojam šodien, ierosināja anglis Džons Heršels. Tika panākta vienošanās, ka lielākajiem satelītiem jābūt mitoloģiskiem nosaukumiem. Pateicoties tā izmēram, Titāns ieņēma pirmo vietu šajā sarakstā. Atlikušie septiņi lielie Saturna satelīti saņēma nosaukumus, kas saskanēja ar titānu vārdiem.

Titāna atmosfēra un tās iezīmes

Starp Saules sistēmas debess ķermeņiem Titānam, iespējams, ir visziņkārīgākais gaisa apvalks. Satelīta atmosfēra izrādījās blīvs mākoņu slānis, kas ilgu laiku neļāva vizuāli piekļūt pašai debess ķermeņa virsmai. Gaisa-gāzes slāņa blīvums ir tik liels, ka atmosfēras spiediens uz Titāna virsmas ir 1,6 reizes augstāks par sauszemes parametriem. Salīdzinot ar Zemes gaisa apvalku, Titāna atmosfērai ir ievērojams biezums.

Titāna atmosfēras galvenā sastāvdaļa ir slāpeklis, kura daļa ir 98,4%. Aptuveni 1,6% nāk no argona un metāna, kas galvenokārt atrodas gaisa apvalka augšējos slāņos. Ar kosmosa zondu palīdzību atmosfērā tika atklāti citi gāzveida savienojumi:

• acetilēns;
• metilacetilēns;
• diacetilēns;
• etāns;
• propāns;
• oglekļa dioksīds.

Nelielos daudzumos ir cianīds, hēlijs un oglekļa monoksīds. Titāna atmosfērā brīvs skābeklis nav atklāts.

Neskatoties uz tik augstu satelīta gaisa-gāzes apvalka blīvumu, spēcīga magnētiskā lauka trūkums atspoguļojas atmosfēras virsmas slāņu stāvoklī. Atmosfēras augšējie slāņi ir pakļauti saules vēja un kosmiskā starojuma iedarbībai. Slāpeklis (N) reaģē šo faktoru ietekmē, veidojot vairākus interesantus slāpekli saturošus savienojumus. Lielākā daļa dažu savienojumu nosēžas uz satelīta virsmas, piešķirot tam nedaudz oranžu nokrāsu. Interesants ir arī stāsts ar metānu. Tās sastāvs Titāna atmosfērā ir stabils, lai gan ārējās ietekmes dēļ šī vieglā gāze varēja iztvaikot jau sen.

Skatoties uz satelīta atmosfēru slāni pa slānim, var pamanīt kādu interesantu detaļu. Titāna gaisa apvalks ir izstiepts augstumā un skaidri sadalīts divos slāņos - tuvu virsmai un augstkalnu. Troposfēra sākas 35 km augstumā. un beidzas ar tropopauzi 50 km augstumā. Pastāvīgi ir zema temperatūra -170⁰ C. Turklāt ar augstumu temperatūra pazeminās līdz -120 grādiem pēc Celsija. Titāna jonosfēra sākas 1000-1200 km augstumā.

Tiek pieņemts, ka šāds Titāna atmosfēras sastāvs ir saistīts ar tā aktīvo vulkānisko pagātni. Gaisa slāņi, kas piesātināti ar amonjaka tvaikiem, kosmiskā ultravioletā starojuma ietekmē sadalās slāpeklī un ūdeņradi, kā arī citas sastāvdaļas ir fizikāli ķīmisko reakciju sekas. Būdams smagāks, slāpeklis nogrima un kļuva par galveno titāna atmosfēras sastāvdaļu. Ūdeņradis satelīta vājo gravitācijas spēku dēļ iztvaiko kosmosā.

Titāna atmosfēras slāņi un tā ķīmiskā sastāva mijiedarbība ar debess ķermeņa magnētisko lauku veicina to, ka satelītam ir savs klimats. Gadalaiki uz Titāna mainās tāpat kā Zemes gadalaiki. Laikā, kad viena satelīta puse ir vērsta pret Sauli, Titāns iegrimst vasarā. Tās atmosfērā plosās vētras un viesuļvētras. Saules gaismas sakarsētie gaisa slāņi atrodas pastāvīgā konvekcijā, radot spēcīgu vēju un ievērojamas mākoņu masu kustības. 30 km augstumā vēja ātrums sasniedz 30 m/s. Jo augstāks tas ir, jo intensīvāka un spēcīgāka ir gaisa masu turbulence. Atšķirībā no Zemes mākoņu masas uz Titāna ir koncentrētas polārajos reģionos.

Metāna koncentrācija atmosfēras augšējos slāņos izskaidro siltumnīcas efekta radīto temperatūras paaugstināšanos uz satelīta virsmas. Taču organisko molekulu klātbūtne gaisa masās ļauj ultravioletajai gaismai brīvi iekļūt abos virzienos, atdzesējot titāna garozas virsmas slāni. Virsmas temperatūra ir -180⁰С. Temperatūras atšķirība pie poliem un pie ekvatora ir niecīga - tikai 3 grādi.

Augsts spiediens un zema temperatūra izraisa ūdens molekulu pilnīgu iztvaikošanu (sasalšanu) satelīta atmosfērā.

Satelīta struktūra: no ārējā apvalka līdz kodolam

Pieņēmumi un minējumi par tik liela debess ķermeņa uzbūvi galvenokārt balstījās uz sauszemes optisko novērojumu datiem. Titāna blīvā atmosfēra slieca zinātniekus pie hipotēzes, ka satelīta gāzes sastāvs ir līdzīgs mātes planētas sastāvam. Taču pēc Pioneer 11 un Voyager 2 kosmosa zondes lidojumiem kļuva skaidrs, ka mums ir darīšana ar debess ķermeni, kura struktūra ir cieta un stabila.

Mūsdienās tiek uzskatīts, ka Titānam ir līdzīga Zemes garoza. Kodola diametrs ir aptuveni 3400 km, kas ir vairāk nekā puse no debess ķermeņa diametra. Starp serdi un garozu atrodas ledus slānis, kas atšķiras pēc sastāva. Visticamāk, ka noteiktos dziļumos ledus pārvēršas šķidrā struktūrā. No Cassini kosmosa kuģa uzņemto attēlu salīdzinājums ar divu gadu starpību liecināja par satelīta virsmas slāņa nobīdi. Šī informācija deva zinātniekiem pamatu uzskatīt, ka satelīta virsma balstās uz šķidra slāņa, kas sastāv no ūdens un izšķīdušā amonjaka. Garozas pārvietošanos izraisa gravitācijas spēku un atmosfēras cirkulācijas mijiedarbība.

Titāna sastāvs ir ledus un silikātu iežu maisījums vienādās proporcijās, kas ir ļoti līdzīgs Ganimīda un Tritona iekšējai struktūrai. Tomēr, pateicoties blīva gaisa apvalka klātbūtnei, satelīta struktūrai ir savas atšķirības un specifika.

Tāla satelīta galvenās iezīmes

Titāna atmosfēras klātbūtne vien padara to unikālu un interesantu turpmākai izpētei. Vēl viena lieta ir tā, ka tālā Saturna satelīta galvenais akcents ir liela šķidruma daudzuma klātbūtne uz tā. Šo neveiksmīgo planētu raksturo ezeri un jūras, kurās ūdens vietā šļakatas metāna un etāna viļņi. Uz satelīta virsmas ir uzkrājies kosmiskais ledus, kura izcelsme ir saistīta ar ūdeni un amonjaku.

Pierādījumi par šķidras vielas esamību uz Titāna virsmas tika iegūti no fotogrāfijām ar milzīgu baseinu, kas ir lielāks par Kaspijas jūras izmēru. Milzīgo šķidro ogļūdeņražu jūru sauc par Krakenas jūru. Sastāva ziņā tas ir milzīgs dabisks sašķidrinātu gāzu rezervuārs: etāns, propāns un metāns. Vēl viena liela šķidruma uzkrāšanās uz Titāna ir Ligejas jūra. Lielākā daļa ezeru ir koncentrēti Titāna ziemeļu puslodē, kas ievērojami palielina attālā debess ķermeņa atstarošanas spēju. Pēc Cassini misijas kļuva skaidrs, ka virsma ir 30-40% klāta ar šķidrām vielām, kas savāktas dabiskajās jūrās un ezeros.

Šāds milzīgs metāna un etāna daudzums, kas atrodas sasalušā stāvoklī, veicina noteiktu dzīvības formu attīstību. Nē, tie nebūs pazīstami sauszemes organismi, taču šādos apstākļos uz Titāna var pastāvēt dzīvi organismi. Uz satelīta ir pietiekami daudz komponentu un ķīmisku vielu organismu veidošanai un to turpmākai pastāvēšanai.

Mūsdienu Titāna pētījumu laika skala

Viss sākās ar pieticīgo amerikāņu zondes Pioneer 11 misiju, kurai 1979. gadā izdevās nodrošināt zinātniekiem pirmos tāla satelīta attēlus. Ilgu laiku no Pioneer padomes saņemtā informācija astrofiziķus maz interesēja. Progress Saturna nomaļu izpētē notika pēc Voyagers apmeklējumiem šajā Saules sistēmas reģionā, kas sniedza detalizētākus satelīta attēlus, kas uzņemti no 5000 km attāluma. Zinātnieki ieguvuši precīzākus datus par šī giganta izmēriem, un versija par satelīta blīvas atmosfēras esamību ir apstiprinājusies.

Pioniera lidojums

Habla kosmiskā teleskopa uzņemtie infrasarkanie attēli sniedza zinātniekiem informāciju par satelīta atmosfēras sastāvu. Pirmo reizi planētas diskā tika identificēti gaiši un tumši apgabali, kuru raksturs palika nezināms. Pirmo reizi dzima teorija, ka Titāna virsmu dažviet klāj ledus, kas palielina debess ķermeņa atstarošanas spēju.

Panākumus pētniecības jomā nodrošināja informācija, kas saņemta no automātiskās starpplanētu stacijas Cassini. Cassini misija tika uzsākta 1997. gadā, un tā ir vispārēja ESA attīstība NASA. Saturns kļuva par galveno pētniecības objektu, taču tā pavadoņi nepalika nepamanīti. Tātad, lai pētītu Titānu, lidojuma programmā bija iekļauts Huygens zondes nolaišanās posms uz Saturna satelīta virsmas. Šai ierīcei, kas radīta ar NASA speciālistu un Itālijas kosmosa aģentūras pūlēm, kuras komanda nolēma svinēt sava krāšņā tautieša Džovanni Kasīni jubileju, bija paredzēts nolaisties uz Titāna virsmu.

Cassini Saturna orbītā

Cassini turpināja darbu Saturna tuvumā 4 gadus. Šajā laikā kosmosa kuģis pie Titāna lidoja divdesmit reizes, pastāvīgi saņemot jaunus datus par satelītu un tā uzvedību. Tikai viena zondes Huygens nolaišanās uz Titāna, kas notika 2007. gada 14. martā, tiek uzskatīta par visas misijas grandiozu panākumu. Neskatoties uz to, ņemot vērā Cassini stacijas tehniskās iespējas un tās lielo potenciālu, tika nolemts turpināt Saturna un tā pavadoņu izpēti līdz 2017. gadam.

Cassini lidojums un Huygens nosēšanās sniedza zinātniekiem visaptverošu informāciju par to, kas patiesībā ir Titāns. Saturna mēness virsmas fotoattēli un video liecināja, ka garozas augšējie slāņi ir netīrumu un gāzes ledus maisījums. Galvenie augsnes fragmenti ir akmeņi un oļi. Titāna ainava ir nelīdzenu augstienes un zemienes mija. Piezemēšanās laikā tika uzņemtas ainavas fotogrāfijas, kurās skaidri iezīmējās upju gultnes un krasta līnijas.

Titāna fotoattēls no Huygens

Titāns šodien un rīt

Nav zināms, kā beigsies tālāka lielākā satelīta izpēte. Paredzams, ka apstākļi, kas radīti zemes laboratorijās, līdzīgi tiem, kādi pastāv uz Titāna, izgaismos dzīvības formu pastāvēšanas iespējamību. Kosmosa zondes lidojumi uz šo kosmosa reģionu vēl nav plānoti. Iegūtā informācija ir pietiekama, lai simulētu Titānu zemes apstākļos. Laiks rādīs, cik noderīgi būs šie pētījumi. Atliek tikai gaidīt un cerēt, ka Titāns nākotnē atklās savus noslēpumus, dodot cerību uz tā attīstību.

Trīs skati uz Saturna pavadoni Titānu no kosmosa kuģa Cassini. Pa kreisi: dabiska krāsa, kas izveidota no attēliem, kas uzņemti, izmantojot trīs filtrus, kas ir jutīgi pret sarkanu, zaļu un violetu gaismu. Tādi Titāns parādīsies cilvēka acij. Centrs: gandrīz infrasarkanais attēls, kurā redzama virsma. Pa labi: viltus krāsu kompozīcija no viena redzama attēla un diviem infrasarkanajiem attēliem. Parādās zaļās zonas, kur Cassini varēja redzēt virsmu; sarkanā krāsa apzīmē apgabalus, kas atrodas Titāna stratosfērā. Iegūts 2005. gada 16. aprīlī attālumos no 168 200 līdz 173 000 km. Avots: NASA/JPL

Voyager 2 Titāna fotogrāfija uzņemta 1981. gada 23. augustā no 2,3 miljonu km attāluma. Dienvidu puslode šķiet gaišāka, ar skaidri redzamu svītru pie ekvatora un tumšu apkakli ziemeļpolā. Visas šīs joslas ir saistītas ar mākoņu cirkulāciju Titāna atmosfērā. Avots: NASA/JPL

Zemes un Titāna izmēru salīdzinājums