Titã (lua) -Titan (moon)
 Retratado em 2012 na cor natural. A atmosfera espessa é laranja devido a uma densa névoa de organonitrogênio .
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| Descoberta | |
|---|---|
| Descoberto por | Christiaan Huygens |
| Data da descoberta | 25 de março de 1655 |
| Designações | |
Designação |
Saturno VI |
| Pronúncia | / t aɪ t ən / ( ouvir ) |
Nomeado após |
Τῑτάν Titan |
| Adjetivos | Titanian ou Titanean (ambos / t aɪ t eɪ n i ə n / ) |
| Características orbitais | |
| Periápsis | 1 186 680 km |
| Apoapsis | 1 257 060 km |
| 1 221 870 km | |
| Excentricidade | 0,0288 |
| 15.945 d | |
Velocidade orbital média
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5,57 km/s (calculado) |
| Inclinação | 0,348 54 ° (para o equador de Saturno) |
| Satélite de | Saturno |
| Características físicas | |
Raio médio |
2 574 , 73 ± 0,09 km (0,404 da Terra ) (1,480 da Lua ) |
| 8,3 × 10 7 km 2 (0,163 da Terra) (2,188 da Lua) | |
| Volume | 7,16 × 10 10 km 3 (0,066 da Terra) (3,3 da Lua) |
| Massa |
(1,3452 ± 0,0002) × 10 23 kg (0,0225 da Terra) (1,829 da Lua) |
Densidade média
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1,8798 ± 0,0044 g/ cm3 |
| 1,352 m/ s2 (0,138 g ) (0,835 Luas) | |
| 0,3414 ± 0,0005 (estimativa) | |
| 2,639 km/s (0,236 da Terra) (1,11 da Lua) | |
| Síncrono | |
| Zero | |
| Albedo | 0,22 |
| Temperatura | 93,7 K (-179,5 °C) |
| 8,2 a 9,0 | |
| Atmosfera | |
Pressão de superfície
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146,7 kPa (1,45 atm ) |
| Composição por volume | Variável
Estratosfera : 95,0% N 2, 4,9% CH 4; 97% N 2, 2,7±0,1% CH 4, 0,1-0,2% H 2 |
Titã é a maior lua de Saturno e o segundo maior satélite natural do Sistema Solar . É a única lua conhecida por ter uma atmosfera densa , e é o único objeto conhecido no espaço, além da Terra, no qual foram encontradas evidências claras de corpos estáveis de líquido na superfície.
Titã é uma das sete luas gravitacionalmente arredondadas em órbita ao redor de Saturno , e a segunda mais distante de Saturno dessas sete. Frequentemente descrito como uma lua semelhante a um planeta, Titã é 50% maior (em diâmetro) do que a Lua da Terra e 80% mais massiva. É a segunda maior lua do Sistema Solar depois da lua de Júpiter, Ganimedes , e é maior que o planeta Mercúrio , mas apenas 40% da massa .
Descoberto em 1655 pelo astrônomo holandês Christiaan Huygens , Titã foi a primeira lua conhecida de Saturno e o sexto satélite planetário conhecido (depois da lua da Terra e das quatro luas galileanas de Júpiter ). Titã orbita Saturno a 20 raios de Saturno. Da superfície de Titã, Saturno subentende um arco de 5,09 graus e, se fosse visível através da espessa atmosfera da lua, pareceria 11,4 vezes maior no céu do que a Lua vista da Terra.
Titã é composto principalmente de gelo e material rochoso, que provavelmente é diferenciado em um núcleo rochoso cercado por várias camadas de gelo, incluindo uma crosta de gelo I he uma camada subsuperficial de água líquida rica em amônia. Assim como com Vênus antes da Era Espacial , a densa atmosfera opaca impediu a compreensão da superfície de Titã até que a missão Cassini-Huygens em 2004 forneceu novas informações, incluindo a descoberta de lagos de hidrocarbonetos líquidos nas regiões polares de Titã. A superfície geologicamente jovem é geralmente lisa, com poucas crateras de impacto , embora montanhas e vários criovulcões possíveis tenham sido encontrados.
A atmosfera de Titã é em grande parte nitrogênio ; componentes menores levam à formação de nuvens de metano e etano e neblina pesada de organonitrogênio . O clima – incluindo vento e chuva – cria características de superfície semelhantes às da Terra, como dunas, rios, lagos, mares (provavelmente de metano e etano líquidos) e deltas, e é dominado por padrões climáticos sazonais como na Terra. Com seus líquidos (superfície e subsuperfície) e atmosfera robusta de nitrogênio, o ciclo do metano de Titã tem uma semelhança impressionante com o ciclo da água da Terra , embora a uma temperatura muito mais baixa de cerca de 94 K (-179,2 ° C; -290,5 ° F).
História
Descoberta
Titã foi descoberto em 25 de março de 1655 pelo astrônomo holandês Christiaan Huygens . Huygens foi inspirado pela descoberta de Galileu das quatro maiores luas de Júpiter em 1610 e suas melhorias na tecnologia dos telescópios . Christiaan, com a ajuda de seu irmão mais velho Constantijn Huygens Jr. , começou a construir telescópios por volta de 1650 e descobriu a primeira lua observada orbitando Saturno com um dos telescópios que eles construíram. Foi a sexta lua já descoberta, depois da Lua da Terra e das luas galileanas de Júpiter.
Nomeação
Huygens nomeou sua descoberta Saturni Luna (ou Luna Saturni , latim para "lua de Saturno"), publicando no tratado de 1655 De Saturni Luna Observatio Nova ( Uma Nova Observação da Lua de Saturno ). Depois que Giovanni Domenico Cassini publicou suas descobertas de mais quatro luas de Saturno entre 1673 e 1686, os astrônomos caíram no hábito de se referir a elas e a Titã como Saturno I a V (com Titã então na quarta posição). Outros epítetos iniciais para Titã incluem "satélite comum de Saturno". A União Astronômica Internacional numera oficialmente Titã como Saturno VI .
O nome Titã , e os nomes de todos os sete satélites de Saturno então conhecidos, vieram de John Herschel (filho de William Herschel , descobridor de duas outras luas de Saturno, Mimas e Enceladus ), em sua publicação de 1847 Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, no Cabo da Boa Esperança . Inúmeras pequenas luas foram descobertas em torno de Saturno desde então. As luas de Saturno são nomeadas em homenagem a gigantes mitológicos. O nome Titan vem dos Titãs , uma raça de imortais na mitologia grega.
Órbita e rotação
Titã orbita Saturno uma vez a cada 15 dias 22 horas. Como a Lua da Terra e muitos dos satélites dos planetas gigantes , seu período de rotação (seu dia) é idêntico ao seu período orbital; Titã está travado por maré em rotação síncrona com Saturno e mostra permanentemente uma face do planeta. As longitudes em Titã são medidas para oeste, a partir do meridiano que passa por este ponto. Sua excentricidade orbital é 0,0288, e o plano orbital é inclinado 0,348 graus em relação ao equador de Saturno. Visto da Terra, Titã atinge uma distância angular de cerca de 20 raios de Saturno (pouco mais de 1.200.000 quilômetros (750.000 milhas)) de Saturno e subtende um disco de 0,8 segundos de arco de diâmetro.
O pequeno satélite Hyperion , de formato irregular, está travado em uma ressonância orbital 3:4 com Titã. Uma evolução "lenta e suave" da ressonância - na qual Hyperion migrou de uma órbita caótica - é considerada improvável, com base em modelos. Hipérion provavelmente se formou em uma ilha orbital estável, enquanto o massivo Titã absorveu ou ejetou corpos que fizeram aproximações próximas.
Características em massa
Titã tem 5.149,46 quilômetros (3.199,73 milhas) de diâmetro, 1,06 vezes o do planeta Mercúrio , 1,48 o da Lua e 0,40 o da Terra. Titã é o décimo maior objeto do sistema solar, incluindo o Sol . Antes da chegada da Voyager 1 em 1980, pensava-se que Titã era ligeiramente maior que Ganimedes (diâmetro de 5.262 quilômetros (3.270 milhas)) e, portanto, a maior lua do Sistema Solar; esta foi uma superestimação causada pela atmosfera densa e opaca de Titã, com uma camada de neblina de 100 a 200 quilômetros acima de sua superfície. Isso aumenta seu diâmetro aparente. O diâmetro e a massa de Titã (e, portanto, sua densidade) são semelhantes aos das luas jovianas Ganimedes e Calisto . Com base em sua densidade aparente de 1,88 g/cm 3 , a composição de Titã é metade gelo e metade material rochoso. Embora semelhante em composição a Dione e Enceladus , é mais denso devido à compressão gravitacional . Tem uma massa de 1/4226 a de Saturno, tornando-se a maior lua dos gigantes gasosos em relação à massa de seu primário. É o segundo em termos de diâmetro relativo de luas para um gigante gasoso; Titã sendo 1/22.609 do diâmetro de Saturno, Tritão é maior em diâmetro em relação a Netuno em 1/18.092.
Titan é provavelmente parcialmente diferenciado em camadas distintas com um centro rochoso de 3.400 quilômetros (2.100 milhas). Este centro rochoso é cercado por várias camadas compostas por diferentes formas cristalinas de gelo. Seu interior ainda pode ser quente o suficiente para uma camada líquida consistindo de um " magma " composto de água e amônia entre a crosta de gelo e camadas de gelo mais profundas feitas de formas de gelo de alta pressão. A presença de amônia permite que a água permaneça líquida mesmo a uma temperatura tão baixa quanto 176 K (-97 ° C) (para mistura eutética com água). A sonda Cassini descobriu a evidência da estrutura em camadas na forma de ondas de rádio naturais de frequência extremamente baixa na atmosfera de Titã. Acredita-se que a superfície de Titã seja um pobre refletor de ondas de rádio de frequência extremamente baixa, então elas podem estar refletindo no limite líquido-gelo de um oceano subterrâneo . As características da superfície foram observadas pela sonda Cassini para mudar sistematicamente até 30 quilômetros (19 milhas) entre outubro de 2005 e maio de 2007, o que sugere que a crosta está desacoplada do interior e fornece evidências adicionais de uma camada líquida interior. Outras evidências de apoio para uma camada líquida e uma concha de gelo dissociadas do núcleo sólido vêm da maneira como o campo gravitacional varia à medida que Titã orbita Saturno. A comparação do campo gravitacional com as observações topográficas baseadas em RADAR também sugere que a camada de gelo pode ser substancialmente rígida.
Formação
Acredita-se que as luas de Júpiter e Saturno tenham se formado por co-acreção , um processo semelhante ao que se acredita ter formado os planetas do Sistema Solar. À medida que os jovens gigantes gasosos se formavam, eles eram cercados por discos de material que gradualmente se fundiam em luas. Enquanto Júpiter possui quatro grandes satélites em órbitas altamente regulares, semelhantes a planetas, Titã domina esmagadoramente o sistema de Saturno e possui uma alta excentricidade orbital não imediatamente explicada apenas pela co-acreção. Um modelo proposto para a formação de Titã é que o sistema de Saturno começou com um grupo de luas semelhantes aos satélites galileanos de Júpiter , mas que foram interrompidos por uma série de impactos gigantes , que viriam a formar Titã. As luas de tamanho médio de Saturno, como Iapetus e Rhea , foram formadas a partir dos destroços dessas colisões. Um começo tão violento também explicaria a excentricidade orbital de Titã.
Uma análise de 2014 do nitrogênio atmosférico de Titã sugeriu que possivelmente foi proveniente de material semelhante ao encontrado na nuvem de Oort e não de fontes presentes durante a co-acreção de materiais ao redor de Saturno.
Atmosfera
Titã é a única lua conhecida com uma atmosfera significativa , e sua atmosfera é a única atmosfera densa rica em nitrogênio no Sistema Solar, além da Terra. Observações feitas em 2004 pela Cassini sugerem que Titã é um "super rotador", como Vênus, com uma atmosfera que gira muito mais rápido que sua superfície. Observações das sondas espaciais Voyager mostraram que a atmosfera de Titã é mais densa que a da Terra, com uma pressão superficial de cerca de 1,45 atm . Também é cerca de 1,19 vezes mais massivo que o da Terra em geral, ou cerca de 7,3 vezes mais massivo por área de superfície. Camadas de neblina opacas bloqueiam a maior parte da luz visível do Sol e de outras fontes e obscurecem as características da superfície de Titã. A gravidade mais baixa de Titã significa que sua atmosfera é muito mais extensa do que a da Terra. A atmosfera de Titã é opaca em muitos comprimentos de onda e, como resultado, é impossível obter um espectro de refletância completo da superfície da órbita. Não foi até a chegada da sonda Cassini-Huygens em 2004 que as primeiras imagens diretas da superfície de Titã foram obtidas.
A composição atmosférica de Titã é nitrogênio (97%), metano (2,7±0,1%) e hidrogênio (0,1–0,2%), com vestígios de outros gases. Existem vestígios de outros hidrocarbonetos , como etano , diacetileno , metilacetileno , acetileno e propano , e de outros gases, como cianoacetileno , cianeto de hidrogênio , dióxido de carbono , monóxido de carbono , cianogênio , argônio e hélio . Acredita-se que os hidrocarbonetos se formem na atmosfera superior de Titã em reações resultantes da quebra do metano pela luz ultravioleta do Sol , produzindo uma espessa névoa alaranjada. Titã passa 95% do seu tempo dentro da magnetosfera de Saturno, o que pode ajudar a protegê-lo do vento solar .
A energia do Sol deveria ter convertido todos os vestígios de metano na atmosfera de Titã em hidrocarbonetos mais complexos dentro de 50 milhões de anos – um tempo curto em comparação com a idade do Sistema Solar. Isso sugere que o metano deve ser reabastecido por um reservatório dentro ou dentro de Titã. A origem final do metano em sua atmosfera pode ser seu interior, liberado por erupções de criovulcões .
Em 3 de abril de 2013, a NASA informou que produtos químicos orgânicos complexos , chamados coletivamente de tolinas , provavelmente surgem em Titã, com base em estudos que simulam a atmosfera de Titã.
Em 6 de junho de 2013, cientistas do IAA-CSIC relataram a detecção de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos na atmosfera superior de Titã.
Em 30 de setembro de 2013, propeno foi detectado na atmosfera de Titã pela sonda Cassini da NASA, usando seu espectrômetro infravermelho composto (CIRS). Esta é a primeira vez que o propeno foi encontrado em qualquer lua ou planeta que não seja a Terra e é o primeiro produto químico encontrado pelo CIRS. A detecção de propeno preenche uma lacuna misteriosa nas observações que datam do primeiro sobrevôo planetário da sonda Voyager 1 da NASA em 1980, durante o qual foi descoberto que muitos dos gases que compõem a névoa marrom de Titã eram hidrocarbonetos, teoricamente formados através da recombinação de radicais criados pela fotólise ultravioleta do metano do Sol.
Em 24 de outubro de 2014, metano foi encontrado em nuvens polares em Titã.
Clima
A temperatura da superfície de Titã é de cerca de 94 K (-179,2 °C). A essa temperatura, o gelo de água tem uma pressão de vapor extremamente baixa , de modo que o pouco vapor de água presente parece limitado à estratosfera. Titã recebe cerca de 1% da luz solar que a Terra. Antes que a luz solar atinja a superfície, cerca de 90% foi absorvida pela espessa atmosfera, restando apenas 0,1% da quantidade de luz que a Terra recebe.
O metano atmosférico cria um efeito estufa na superfície de Titã, sem o qual Titã seria muito mais frio. Por outro lado, a neblina na atmosfera de Titã contribui para um efeito antiestufa , refletindo a luz solar de volta ao espaço, cancelando uma parte do efeito estufa e tornando sua superfície significativamente mais fria do que a atmosfera superior.
As nuvens de Titã, provavelmente compostas de metano, etano ou outros orgânicos simples, são dispersas e variáveis, pontuando a névoa geral. As descobertas da sonda Huygens indicam que a atmosfera de Titã chove periodicamente metano líquido e outros compostos orgânicos em sua superfície.
As nuvens normalmente cobrem 1% do disco de Titã, embora tenham sido observados eventos de explosão em que a cobertura de nuvens se expande rapidamente para até 8%. Uma hipótese afirma que as nuvens do sul são formadas quando níveis elevados de luz solar durante o verão do sul geram elevação na atmosfera, resultando em convecção . Esta explicação é complicada pelo fato de que a formação de nuvens foi observada não apenas após o solstício de verão do sul, mas também durante o meio da primavera. O aumento da umidade do metano no pólo sul possivelmente contribui para o rápido aumento no tamanho das nuvens. Era verão no hemisfério sul de Titã até 2010, quando a órbita de Saturno, que governa o movimento de Titã, moveu o hemisfério norte de Titã para a luz do sol. Quando as estações mudarem, espera-se que o etano comece a condensar sobre o pólo sul.
Recursos de superfície
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Mapa global de Titan – com rótulos IAU (agosto de 2016).
Titan – vistas infravermelhas (2004–2017)
Pólo Norte de Titã (2014)
Pólo Sul de Titã (2014)
A superfície de Titã foi descrita como "complexa, processada por fluidos e geologicamente jovem". Titã existe desde a formação do Sistema Solar, mas sua superfície é muito mais jovem, entre 100 milhões e 1 bilhão de anos. Processos geológicos podem ter remodelado a superfície de Titã. A atmosfera de Titã é quatro vezes mais espessa que a da Terra, dificultando a visualização de sua superfície por instrumentos astronômicos no espectro de luz visível. A sonda Cassini usou instrumentos infravermelhos, altimetria de radar e imagens de radar de abertura sintética (SAR) para mapear partes de Titã durante seus voos próximos. As primeiras imagens revelaram uma geologia diversa, com áreas rugosas e lisas. Existem feições que podem ser de origem vulcânica , expelindo água misturada com amônia para a superfície. Há também evidências de que a camada de gelo de Titã pode ser substancialmente rígida, o que sugere pouca atividade geológica. Há também características entremeadas, algumas delas com centenas de quilômetros de comprimento, que parecem ser causadas por partículas levadas pelo vento. O exame também mostrou que a superfície é relativamente lisa; os poucos objetos que parecem ser crateras de impacto parecem ter sido preenchidos, talvez pela chuva de hidrocarbonetos ou vulcões. A altimetria do radar sugere que a variação de altura é baixa, normalmente não mais do que 150 metros. Mudanças ocasionais de elevação de 500 metros foram descobertas e Titã tem montanhas que às vezes atingem várias centenas de metros a mais de 1 quilômetro de altura.
A superfície de Titã é marcada por amplas regiões de terreno claro e escuro. Estes incluem Xanadu , uma grande área equatorial reflexiva do tamanho da Austrália. Foi identificado pela primeira vez em imagens infravermelhas do Telescópio Espacial Hubble em 1994, e mais tarde visto pela sonda Cassini . A região convoluta é preenchida com colinas e cortada por vales e abismos. É atravessado em alguns lugares por lineamentos escuros – feições topográficas sinuosas que lembram cumes ou fendas. Estes podem representar atividade tectônica , o que indicaria que Xanadu é geologicamente jovem. Alternativamente, os lineamentos podem ser canais formados por líquidos, sugerindo terrenos antigos que foram cortados por sistemas de fluxo. Existem áreas escuras de tamanho similar em outras partes de Titã, observadas do solo e pela Cassini ; pelo menos um deles, Ligeia Mare , o segundo maior mar de Titã, é quase um mar de metano puro.
Mosaico de Titã de um sobrevoo da Cassini . A grande região escura é Shangri-La .
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Titã em cor falsa mostrando detalhes da superfície e atmosfera. Xanadu é a região brilhante no centro inferior.
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Lagos
2. Cerca de metade do grande corpo no canto inferior esquerdo, Kraken Mare , é mostrado. Ligeia Mare está no canto inferior direito.
A possibilidade de mares de hidrocarbonetos em Titã foi sugerida pela primeira vez com base nos dados das Voyager 1 e 2 que mostraram que Titã tinha uma atmosfera espessa com aproximadamente a temperatura e composição corretas para suportá-los, mas evidências diretas não foram obtidas até 1995, quando dados do Hubble e outros as observações sugeriram a existência de metano líquido em Titã, seja em bolsões desconectados ou na escala de oceanos de satélite, semelhantes à água na Terra.
A missão Cassini confirmou a hipótese anterior. Quando a sonda chegou ao sistema de Saturno em 2004, esperava-se que lagos ou oceanos de hidrocarbonetos fossem detectados a partir da luz solar refletida em sua superfície, mas nenhum reflexo especular foi observado inicialmente. Perto do pólo sul de Titã, uma enigmática característica escura chamada Ontario Lacus foi identificada (e mais tarde confirmada como um lago). Uma possível linha de costa também foi identificada perto do pólo através de imagens de radar. Após um sobrevoo em 22 de julho de 2006, no qual o radar da sonda Cassini fotografou as latitudes do norte (que estavam então no inverno), várias manchas grandes e suaves (e, portanto, escuras ao radar) foram vistas pontilhando a superfície perto do pólo. Com base nas observações, os cientistas anunciaram "evidências definitivas de lagos cheios de metano na lua Titã de Saturno" em janeiro de 2007. A equipe da Cassini-Huygens concluiu que as características fotografadas são quase certamente os lagos de hidrocarbonetos há muito procurados, os primeiros corpos estáveis da superfície líquido encontrado fora da Terra. Alguns parecem ter canais associados ao líquido e situam-se em depressões topográficas. As características da erosão líquida parecem ser uma ocorrência muito recente: canais em algumas regiões criaram surpreendentemente pouca erosão, sugerindo que a erosão em Titã é extremamente lenta, ou alguns outros fenômenos recentes podem ter eliminado leitos de rios e formas de relevo mais antigos. No geral, as observações de radar da Cassini mostraram que os lagos cobrem apenas uma pequena porcentagem da superfície, tornando Titã muito mais seco do que a Terra. A maioria dos lagos está concentrada perto dos pólos (onde a relativa falta de luz solar impede a evaporação), mas vários lagos de hidrocarbonetos de longa data nas regiões desérticas equatoriais também foram descobertos, incluindo um perto do local de pouso de Huygens na região de Shangri-La , que é cerca de metade do tamanho do Great Salt Lake em Utah , EUA. Os lagos equatoriais são provavelmente " oásis ", ou seja, o provável fornecedor são os aquíferos subterrâneos .
Em junho de 2008, o espectrômetro de mapeamento visual e infravermelho da Cassini confirmou a presença de etano líquido em Ontário Lacus. Em 21 de dezembro de 2008, a Cassini passou diretamente sobre Ontario Lacus e observou reflexão especular no radar. A força da reflexão saturou o receptor da sonda, indicando que o nível do lago não variou mais de 3 mm (implicando que os ventos de superfície eram mínimos ou que o fluido de hidrocarboneto do lago é viscoso).
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Em 8 de julho de 2009, o VIMS da Cassini observou um reflexo especular indicativo de uma superfície lisa e espelhada, no que hoje é chamado de Jingpo Lacus , um lago na região polar norte logo após a área emergir de 15 anos de escuridão no inverno. Reflexões especulares são indicativas de uma superfície lisa e espelhada, então a observação corroborou a inferência da presença de um grande corpo líquido extraído de imagens de radar.
As primeiras medições de radar feitas em julho de 2009 e janeiro de 2010 indicaram que Ontário Lacus era extremamente raso, com uma profundidade média de 0,4 a 3 m e uma profundidade máxima de 3 a 7 m (9,8 a 23,0 pés). Em contraste, o Ligeia Mare do hemisfério norte foi inicialmente mapeado para profundidades superiores a 8 m, o máximo discernível pelo instrumento de radar e pelas técnicas de análise da época. Análises científicas posteriores, lançadas em 2014, mapearam mais completamente as profundezas dos três mares de metano de Titã e mostraram profundidades de mais de 200 metros (660 pés). Ligeia Mare tem uma média de 20 a 40 m (66 a 131 pés) de profundidade, enquanto outras partes de Ligeia não registraram nenhuma reflexão de radar, indicando uma profundidade de mais de 200 m (660 pés). Embora seja apenas o segundo maior mar de metano de Titã, Ligeia "contém metano líquido suficiente para encher três lagos Michigan ".
Em maio de 2013, o radar altímetro da Cassini observou os canais Vid Flumina de Titã, definidos como uma rede de drenagem conectada ao segundo maior mar de hidrocarbonetos de Titã, Ligeia Mare. A análise dos ecos do altímetro recebidos mostrou que os canais estão localizados em desfiladeiros profundos (até ~570 m), de encostas íngremes e têm fortes reflexões especulares na superfície que indicam que eles estão atualmente cheios de líquido. As elevações do líquido nestes canais estão no mesmo nível que Ligeia Mare com uma precisão vertical de cerca de 0,7 m, consistente com a interpretação de vales de rios afogados. Reflexões especulares também são observadas em tributários de ordem inferior elevados acima do nível do Ligeia Mare, consistentes com a drenagem que alimenta o sistema de canais principais. Esta é provavelmente a primeira evidência direta da presença de canais líquidos em Titã e a primeira observação de cânions de cem metros de profundidade em Titã. Os cânions de Vid Flumina são assim afogados pelo mar, mas existem algumas observações isoladas para atestar a presença de líquidos superficiais em altitudes mais elevadas.
Durante seis sobrevoos de Titã de 2006 a 2011, a Cassini coletou dados de rastreamento radiométrico e navegação óptica a partir dos quais os investigadores puderam inferir aproximadamente a mudança de forma de Titã. A densidade de Titã é consistente com um corpo que é cerca de 60% de rocha e 40% de água. As análises da equipe sugerem que a superfície de Titã pode subir e descer até 10 metros durante cada órbita. Esse grau de deformação sugere que o interior de Titã é relativamente deformável e que o modelo mais provável de Titã é aquele em que uma concha gelada com dezenas de quilômetros de espessura flutua sobre um oceano global. As descobertas da equipe, juntamente com os resultados de estudos anteriores, sugerem que o oceano de Titã pode estar a não mais de 100 quilômetros (62 milhas) abaixo de sua superfície. Em 2 de julho de 2014, a NASA informou que o oceano dentro de Titã pode ser tão salgado quanto o Mar Morto . Em 3 de setembro de 2014, a NASA relatou estudos sugerindo que a chuva de metano em Titã pode interagir com uma camada de materiais gelados no subsolo, chamada de "alcanofer", para produzir etano e propano que podem eventualmente alimentar rios e lagos.
Em 2016, a Cassini encontrou a primeira evidência de canais cheios de fluido em Titã, em uma série de cânions profundos e íngremes que fluem para Ligeia Mare . Esta rede de cânions, apelidada de Vid Flumina, varia em profundidade de 240 a 570 m e tem lados tão íngremes quanto 40°. Acredita-se que eles tenham se formado por elevação da crosta, como o Grand Canyon da Terra , ou uma redução do nível do mar, ou talvez uma combinação dos dois. A profundidade da erosão sugere que os fluxos líquidos nesta parte de Titã são características de longo prazo que persistem por milhares de anos.
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| Foto de reflexão especular infravermelha em Jingpo Lacus , um lago na região polar norte | Visão de radar em perspectiva de Bolsena Lacus (canto inferior direito) e outros lagos de hidrocarbonetos do hemisfério norte |
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| Imagens contrastantes do número de lagos no hemisfério norte de Titã (esquerda) e no hemisfério sul (direita) | Duas imagens do hemisfério sul de Titã adquiridas com um ano de diferença, mostrando mudanças nos lagos polares sul |
Crateras de impacto
Radar, SAR e dados de imagem da Cassini revelaram poucas crateras de impacto na superfície de Titã. Esses impactos parecem ser relativamente jovens, comparados à idade de Titã. As poucas crateras de impacto descobertas incluem uma bacia de impacto de dois anéis de 440 quilômetros de largura (270 milhas) chamada Menrva vista pela ISS da Cassini como um padrão concêntrico escuro-claro. Uma cratera menor, de 60 quilômetros de largura (37 mi), chamada Sinlap e uma cratera de 30 km (19 mi) com um pico central e piso escuro chamado Ksa também foram observadas. Imagens de radar e Cassini também revelaram "crateriformes", características circulares na superfície de Titã que podem estar relacionadas ao impacto, mas carecem de certas características que tornariam a identificação certa. Por exemplo, um anel de 90 quilômetros de largura (56 milhas) de material brilhante e áspero conhecido como Guabonito foi observado pela Cassini . Acredita-se que esta característica seja uma cratera de impacto preenchida por sedimentos escuros soprados pelo vento. Várias outras características semelhantes foram observadas nas regiões escuras de Shangri-la e Aaru. Radar observou várias características circulares que podem ser crateras na brilhante região de Xanadu durante o sobrevoo da Cassini em 30 de abril de 2006 por Titã.
Muitas das crateras de Titã ou prováveis crateras exibem evidências de extensa erosão, e todas mostram alguma indicação de modificação. A maioria das grandes crateras tem bordas rompidas ou incompletas, apesar do fato de que algumas crateras em Titã têm bordas relativamente mais massivas do que aquelas em qualquer outro lugar do Sistema Solar. Há pouca evidência de formação de palimpsestos através do relaxamento crustal viscoelástico, ao contrário de outras grandes luas geladas. A maioria das crateras não possui picos centrais e possui pisos lisos, possivelmente devido à geração de impacto ou erupção posterior de lava criovulcânica . O preenchimento de vários processos geológicos é uma razão para a relativa deficiência de crateras de Titã; blindagem atmosférica também desempenha um papel. Estima-se que a atmosfera de Titã reduz o número de crateras em sua superfície por um fator de dois.
A limitada cobertura de radar de alta resolução de Titã obtida até 2007 (22%) sugeriu a existência de não uniformidades em sua distribuição de crateras. Xanadu tem 2 a 9 vezes mais crateras do que em qualquer outro lugar. O hemisfério principal tem uma densidade 30% maior do que o hemisfério posterior. Existem menores densidades de crateras em áreas de dunas equatoriais e na região polar norte (onde lagos e mares de hidrocarbonetos são mais comuns).
Modelos pré - Cassini de trajetórias e ângulos de impacto sugerem que onde o impactor atinge a crosta de gelo de água, uma pequena quantidade de material ejetado permanece como água líquida dentro da cratera. Pode persistir como líquido por séculos ou mais, o suficiente para "a síntese de moléculas precursoras simples para a origem da vida".
Criovulcanismo e montanhas
Os cientistas há muito especulam que as condições em Titã se assemelham às da Terra primitiva, embora a uma temperatura muito mais baixa. A detecção de argônio-40 na atmosfera em 2004 indicou que os vulcões geraram plumas de "lava" compostas de água e amônia. Mapas globais da distribuição do lago na superfície de Titã revelaram que não há metano suficiente na superfície para explicar sua presença contínua em sua atmosfera e, portanto, uma porção significativa deve ser adicionada através de processos vulcânicos.
Ainda assim, há uma escassez de características de superfície que podem ser inequivocamente interpretadas como criovulcões. Uma das primeiras dessas características reveladas por observações de radar da Cassini em 2004, chamada Ganesa Macula , se assemelha às características geográficas chamadas " domos de panqueca " encontradas em Vênus e, portanto, foi inicialmente considerada de origem criovulcânica, até Kirk et al. refutou esta hipótese na reunião anual da União Geofísica Americana em dezembro de 2008. Descobriu-se que a feição não era uma cúpula, mas parecia resultar de uma combinação acidental de manchas claras e escuras. Em 2004 , a Cassini também detectou uma característica incomumente brilhante (chamada Tortola Facula ), que foi interpretada como uma cúpula criovulcânica. Nenhuma característica semelhante foi identificada em 2010. Em dezembro de 2008, os astrônomos anunciaram a descoberta de dois "pontos brilhantes" transitórios, mas de longa duração, na atmosfera de Titã, que parecem persistentes demais para serem explicados por meros padrões climáticos, sugerindo que eram os resultado de episódios criovulcânicos prolongados.
Uma cadeia de montanhas medindo 150 quilômetros (93 milhas) de comprimento, 30 quilômetros (19 milhas) de largura e 1,5 quilômetros (0,93 milhas) de altura também foi descoberta pela Cassini em 2006. Essa cadeia fica no hemisfério sul e acredita-se que seja composta de gelo material e coberto de neve de metano. O movimento das placas tectônicas, talvez influenciado por uma bacia de impacto próxima, pode ter aberto uma brecha por onde o material da montanha ressurgiu. Antes da Cassini , os cientistas supunham que a maior parte da topografia de Titã seriam estruturas de impacto, mas essas descobertas revelam que, semelhante à Terra, as montanhas foram formadas através de processos geológicos.
Em 2008, Jeffrey Moore (geólogo planetário do Ames Research Center ) propôs uma visão alternativa da geologia de Titã. Observando que nenhuma característica vulcânica havia sido identificada inequivocamente em Titã até agora, ele afirmou que Titã é um mundo geologicamente morto, cuja superfície é moldada apenas por crateras de impacto, erosão fluvial e eólica , perda de massa e outros processos exógenos . De acordo com essa hipótese, o metano não é emitido por vulcões, mas se difunde lentamente do interior frio e rígido de Titã. Ganesa Macula pode ser uma cratera de impacto erodida com uma duna escura no centro. As cristas montanhosas observadas em algumas regiões podem ser explicadas como escarpas fortemente degradadas de grandes estruturas de impacto multi-anéis ou como resultado da contração global devido ao lento resfriamento do interior. Mesmo neste caso, Titã ainda pode ter um oceano interno feito da mistura eutética água-amônia com uma temperatura de 176 K (-97 ° C), que é baixa o suficiente para ser explicada pelo decaimento de elementos radioativos no núcleo. O terreno brilhante de Xanadu pode ser um terreno degradado com muitas crateras semelhante ao observado na superfície de Calisto. De fato, não fosse a falta de atmosfera, Calisto poderia servir de modelo para a geologia de Titã nesse cenário. Jeffrey Moore até ligou para Titan Callisto com o clima .
Em março de 2009, estruturas semelhantes a fluxos de lava foram anunciadas em uma região de Titã chamada Hotei Arcus, que parece flutuar em brilho ao longo de vários meses. Embora muitos fenômenos tenham sido sugeridos para explicar essa flutuação, os fluxos de lava foram encontrados 200 metros (660 pés) acima da superfície de Titã, consistente com o fato de ter surgido abaixo da superfície.
Em dezembro de 2010, a equipe da missão Cassini anunciou o criovulcão mais atraente possível já encontrado. Chamado Sotra Patera , é um em uma cadeia de pelo menos três montanhas, cada uma entre 1.000 e 1.500 m de altura, várias das quais são encimadas por grandes crateras. O solo ao redor de suas bases parece estar coberto por fluxos de lava congelados.
Formas de relevo semelhantes a crateras, possivelmente formadas por erupções criovulcânicas explosivas, semelhantes a maar ou formadoras de caldeiras , foram identificadas nas regiões polares de Titã. Essas formações às vezes estão aninhadas ou sobrepostas e apresentam características sugestivas de explosões e colapsos, como bordas elevadas, halos e colinas ou montanhas internas. A localização polar desses recursos e sua co-localização com os lagos e mares de Titã sugerem que voláteis como o metano podem ajudar a alimentá-los. Algumas dessas características parecem bastante recentes, sugerindo que tal atividade vulcânica continua até o presente.
A maioria dos picos mais altos de Titã ocorre perto de seu equador nos chamados "cinturões de cristas". Acredita-se que sejam análogas às montanhas dobradas da Terra , como as Montanhas Rochosas ou o Himalaia , formadas pela colisão e flambagem de placas tectônicas, ou a zonas de subducção como os Andes , onde a lava ascendente (ou criolava ) de uma placa descendente derretida sobe para a superfície. Um mecanismo possível para a sua formação são as forças de maré de Saturno. Como o manto de gelo de Titã é menos viscoso que o manto de magma da Terra, e como seu leito rochoso gelado é mais macio que o de granito da Terra, é improvável que as montanhas atinjam alturas tão grandes quanto as da Terra. Em 2016, a equipe da Cassini anunciou o que eles acreditam ser a montanha mais alta de Titã. Localizada na serra de Mithrim Montes, tem 3.337 m de altura.
Se o vulcanismo em Titã realmente existe, a hipótese é que ele seja impulsionado pela energia liberada pela decadência de elementos radioativos dentro do manto, como na Terra. O magma na Terra é feito de rocha líquida, que é menos densa do que a crosta rochosa sólida através da qual ele entra em erupção. Como o gelo é menos denso que a água, o magma aquoso de Titã seria mais denso que sua crosta sólida de gelo. Isso significa que o criovulcanismo em Titã exigiria uma grande quantidade de energia adicional para operar, possivelmente por meio de flexão de maré de Saturno próximo. O gelo de baixa pressão, sobrepondo-se a uma camada líquida de sulfato de amônio , sobe de forma flutuante, e o sistema instável pode produzir eventos dramáticos de pluma. Titan é ressurgido através do processo por gelo do tamanho de grãos e cinzas de sulfato de amônio, o que ajuda a produzir uma paisagem em forma de vento e características de dunas de areia. Titã pode ter sido muito mais geologicamente ativo no passado; modelos da evolução interna de Titã sugerem que a crosta de Titã tinha apenas 10 quilômetros de espessura até cerca de 500 milhões de anos atrás, permitindo que o criovulcanismo vigoroso com magmas de água de baixa viscosidade apagasse todas as características da superfície formadas antes dessa época. A geologia moderna de Titã teria se formado somente depois que a crosta engrossou para 50 quilômetros e, assim, impediu o constante ressurgimento criovulcânico, com qualquer criovulcanismo ocorrendo desde então produzindo magma de água muito mais viscoso com frações maiores de amônia e metanol; isso também sugeriria que o metano de Titã não está mais sendo adicionado ativamente à sua atmosfera e pode ser totalmente esgotado em algumas dezenas de milhões de anos.
Muitas das montanhas e colinas mais proeminentes receberam nomes oficiais da União Astronômica Internacional . De acordo com o JPL , "Por convenção, as montanhas em Titã são nomeadas para as montanhas da Terra-média , o cenário fictício dos romances de fantasia de JRR Tolkien ". Colles (coleções de colinas) são nomeados para personagens das mesmas obras de Tolkien.
Terreno equatorial escuro
Nas primeiras imagens da superfície de Titã obtidas por telescópios baseados na Terra no início dos anos 2000, grandes regiões de terreno escuro foram reveladas abrangendo o equador de Titã. Antes da chegada da Cassini , pensava-se que essas regiões eram mares de hidrocarbonetos líquidos. Imagens de radar capturadas pela sonda Cassini revelaram que algumas dessas regiões são extensas planícies cobertas por dunas longitudinais , com até 330 pés (100 m) de altura com cerca de um quilômetro de largura e dezenas a centenas de quilômetros de comprimento. As dunas deste tipo estão sempre alinhadas com a direção média do vento. No caso de Titã, ventos zonais constantes (leste) combinam-se com ventos de maré variáveis (aproximadamente 0,5 metros por segundo). Os ventos de maré são o resultado das forças de maré de Saturno na atmosfera de Titã, que são 400 vezes mais fortes do que as forças de maré da Lua na Terra e tendem a direcionar o vento em direção ao equador. Este padrão de vento, foi hipotetizado, faz com que o material granular na superfície se acumule gradualmente em longas dunas paralelas alinhadas de oeste para leste. As dunas se quebram ao redor das montanhas, onde a direção do vento muda.
As dunas longitudinais (ou lineares) foram inicialmente presumidas como formadas por ventos moderadamente variáveis que seguem uma direção média ou alternam entre duas direções diferentes. Observações subsequentes indicam que as dunas apontam para o leste, embora as simulações climáticas indiquem que os ventos da superfície de Titã sopram para o oeste. Com menos de 1 metro por segundo, eles não são poderosos o suficiente para levantar e transportar material de superfície. Simulações de computador recentes indicam que as dunas podem ser o resultado de ventos de tempestade raras que acontecem apenas a cada quinze anos quando Titã está em equinócio . Essas tempestades produzem fortes correntes descendentes, fluindo para leste a até 10 metros por segundo quando atingem a superfície.
A "areia" em Titã provavelmente não é composta de pequenos grãos de silicatos como a areia da Terra, mas pode ter se formado quando o metano líquido choveu e erodiu o leito rochoso de gelo, possivelmente na forma de inundações repentinas. Alternativamente, a areia também poderia ter vindo de sólidos orgânicos chamados tolinas , produzidos por reações fotoquímicas na atmosfera de Titã. Estudos da composição das dunas em maio de 2008 revelaram que elas possuíam menos água do que o resto de Titã e, portanto, provavelmente são derivadas de fuligem orgânica como polímeros de hidrocarbonetos que se aglomeram após a chuva na superfície. Os cálculos indicam que a areia em Titã tem uma densidade de um terço da densidade da areia terrestre. A baixa densidade combinada com a secura da atmosfera de Titã pode fazer com que os grãos se aglomerem devido ao acúmulo de eletricidade estática. A "aderência" pode dificultar a brisa geralmente suave perto da superfície de Titã para mover as dunas, embora ventos mais fortes de tempestades sazonais ainda possam soprar para o leste.
Em torno do equinócio, fortes ventos descendentes podem levantar partículas orgânicas sólidas do tamanho de mícrons das dunas para criar tempestades de poeira titânicas, observadas como brilhos intensos e de curta duração no infravermelho.
Observação e exploração
Titã nunca é visível a olho nu, mas pode ser observado através de pequenos telescópios ou binóculos fortes. A observação amadora é difícil por causa da proximidade de Titã ao globo brilhante e sistema de anéis de Saturno; uma barra de ocultação, cobrindo parte da ocular e usada para bloquear o planeta brilhante, melhora muito a visão. Titan tem uma magnitude aparente máxima de +8,2 e magnitude média de oposição de 8,4. Isso se compara a +4,6 para o Ganimedes de tamanho semelhante, no sistema joviano.
As observações de Titã antes da era espacial eram limitadas. Em 1907, o astrônomo espanhol Josep Comas i Solà observou o escurecimento dos membros de Titã, a primeira evidência de que o corpo tem uma atmosfera. Em 1944 Gerard P. Kuiper usou uma técnica espectroscópica para detectar uma atmosfera de metano.
Missões sobrevoadas: Pioneer e Voyager
A primeira sonda a visitar o sistema de Saturno foi a Pioneer 11 em 1979, que revelou que Titã era provavelmente muito fria para suportar vida. Tomou imagens de Titã, incluindo Titã e Saturno juntos em meados de 1979. A qualidade logo foi superada pelas duas Voyagers .
Titan foi examinado pela Voyager 1 e 2 em 1980 e 1981, respectivamente. A trajetória da Voyager 1 foi projetada para fornecer um sobrevoo otimizado de Titã, durante o qual a espaçonave foi capaz de determinar a densidade, composição e temperatura da atmosfera e obter uma medição precisa da massa de Titã. A névoa atmosférica impediu imagens diretas da superfície, embora em 2004 o processamento digital intensivo de imagens tiradas pelo filtro laranja da Voyager 1 tenha revelado dicas das características claras e escuras agora conhecidas como Xanadu e Shangri-la , que foram observadas no infravermelho pelo Telescópio Espacial Hubble. A Voyager 2 , que teria sido desviada para realizar o sobrevoo de Titã se a Voyager 1 não tivesse conseguido, não passou perto de Titã e continuou para Urano e Netuno.
Cassini-Huygens
Mesmo com os dados fornecidos pelas Voyagers , Titã permaneceu um corpo de mistério - um grande satélite envolto em uma atmosfera que dificulta a observação detalhada.
A sonda Cassini-Huygens chegou a Saturno em 1º de julho de 2004 e iniciou o processo de mapeamento da superfície de Titã por radar . Um projeto conjunto da Agência Espacial Européia (ESA) e da NASA , Cassini-Huygens provou ser uma missão muito bem sucedida. A sonda Cassini voou por Titã em 26 de outubro de 2004 e tirou as imagens de maior resolução já da superfície de Titã, a apenas 1.200 quilômetros (750 milhas), discernindo manchas de luz e escuridão que seriam invisíveis ao olho humano.
Em 22 de julho de 2006, a Cassini fez seu primeiro voo próximo a 950 quilômetros (590 milhas) de Titã; o sobrevoo mais próximo foi a 880 quilômetros (550 milhas) em 21 de junho de 2010. O líquido foi encontrado em abundância na superfície da região polar norte, na forma de muitos lagos e mares descobertos pela Cassini .
Desembarque da Huygens
Huygens foi uma sonda atmosférica que pousou em Titã em 14 de janeiro de 2005, descobrindo que muitas de suas características de superfície parecem ter sido formadas por fluidos em algum momento do passado. Titã é o corpo mais distante da Terra a ter uma sonda espacial pousando em sua superfície.
A sonda Huygens pousou na ponta mais oriental de uma região brilhante agora chamada Adiri . A sonda fotografou colinas pálidas com "rios" escuros descendo para uma planície escura. O entendimento atual é que as colinas (também chamadas de terras altas) são compostas principalmente de gelo de água. Compostos orgânicos escuros, criados na atmosfera superior pela radiação ultravioleta do Sol, podem chover da atmosfera de Titã. Eles são arrastados pelas colinas com a chuva de metano e são depositados nas planícies em escalas de tempo geológicas.
Após o pouso, Huygens fotografou uma planície escura coberta de pequenas rochas e seixos, que são compostos de gelo de água. As duas rochas logo abaixo do meio da imagem à direita são menores do que podem parecer: a da esquerda tem 15 centímetros de diâmetro e a do centro tem 4 centímetros de diâmetro, a uma distância de cerca de 85 centímetros de Huygens . Há evidências de erosão na base das rochas, indicando possível atividade fluvial. A superfície do solo é mais escura do que o esperado originalmente, consistindo de uma mistura de água e gelo de hidrocarboneto.
Em março de 2007, a NASA, a ESA e a COSPAR decidiram nomear o local de pouso de Huygens de Estação Memorial Hubert Curien em memória do ex-presidente da ESA.
Libélula
A missão Dragonfly , desenvolvida e operada pelo Laboratório de Física Aplicada Johns Hopkins , será lançada em junho de 2027. Consiste em um grande drone alimentado por um RTG para voar na atmosfera de Titã como Novas Fronteiras 4. Seus instrumentos estudarão até que ponto prebiótico química pode ter progredido. A missão está planejada para chegar a Titã em 2034.
Missões propostas ou conceituais
Houve várias missões conceituais propostas nos últimos anos para devolver uma sonda espacial robótica a Titã. O trabalho conceitual inicial foi concluído para essas missões pela NASA, ESA e JPL . Atualmente, nenhuma dessas propostas se tornou missões financiadas.
A Titan Saturn System Mission (TSSM) foi uma proposta conjunta da NASA/ ESA para a exploração das luas de Saturno . Ele prevê um balão de ar quente flutuando na atmosfera de Titã por seis meses. Ele estava competindo contra a proposta de financiamento da Missão do Sistema Europa Júpiter (EJSM). Em fevereiro de 2009, foi anunciado que a ESA/NASA havia dado prioridade à missão EJSM à frente do TSSM.
O proposto Titan Mare Explorer (TiME) era um módulo de pouso de baixo custo que cairia em um lago no hemisfério norte de Titã e flutuaria na superfície do lago por três a seis meses. Ele foi selecionado para um estudo de design da Fase A em 2011 como uma missão candidata para a 12ª oportunidade do Programa de Descoberta da NASA , mas não foi selecionado para o voo.
Outra missão a Titã proposta no início de 2012 por Jason Barnes, cientista da Universidade de Idaho , é o Veículo Aéreo para Reconhecimento In-situ e Aerotransportado de Titãs (AVIATR): um avião não tripulado (ou drone ) que voaria pela atmosfera de Titã e tirar imagens de alta definição da superfície de Titã. A NASA não aprovou os US$ 715 milhões solicitados e o futuro do projeto é incerto.
Um projeto conceitual para outro módulo de pouso no lago foi proposto no final de 2012 pela empresa de engenharia privada SENER e pelo Centro de Astrobiologia de Madri . A sonda conceito é chamada Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). A principal diferença em relação à sonda TiME seria que o TALISE é concebido com seu próprio sistema de propulsão e, portanto, não se limitaria a simplesmente flutuar no lago quando cair.
Um concorrente do Discovery Program para sua missão #13 é Journey to Enceladus and Titan (JET), um orbitador astrobiológico de Saturno que avaliaria o potencial de habitabilidade de Enceladus e Titan.
Em 2015, o programa NASA Innovative Advanced Concepts (NIAC) concedeu uma bolsa de Fase II para um estudo de projeto de um Titan Submarine para explorar os mares de Titan.
Condições prebióticas e vida
Acredita-se que Titã seja um ambiente prebiótico rico em compostos orgânicos complexos , mas sua superfície está congelada a -179 ° C (-290,2 ° F; 94,1 K), então a vida como a conhecemos não pode existir na superfície frígida da lua. No entanto, Titã parece conter um oceano global sob sua camada de gelo e, dentro desse oceano, as condições são potencialmente adequadas para a vida microbiana.
A missão Cassini-Huygens não estava equipada para fornecer evidências de bioassinaturas ou compostos orgânicos complexos ; mostrou um ambiente em Titã que é semelhante, em alguns aspectos, aos hipotetizados para a Terra primordial. Os cientistas supõem que a atmosfera da Terra primitiva era semelhante em composição à atmosfera atual em Titã, com a importante exceção da falta de vapor de água em Titã.
Formação de moléculas complexas
O experimento Miller-Urey e vários experimentos seguintes mostraram que com uma atmosfera semelhante à de Titã e a adição de radiação UV , moléculas complexas e substâncias poliméricas como tolinas podem ser geradas. A reação começa com a dissociação de nitrogênio e metano, formando cianeto de hidrogênio e acetileno. Outras reações foram estudadas extensivamente.
Foi relatado que quando a energia foi aplicada a uma combinação de gases como os da atmosfera de Titã, cinco bases de nucleotídeos , os blocos de construção do DNA e do RNA , estavam entre os muitos compostos produzidos. Além disso, os aminoácidos , os blocos de construção das proteínas foram encontrados. Foi a primeira vez que bases de nucleotídeos e aminoácidos foram encontrados em tal experimento sem a presença de água líquida.
Em 3 de abril de 2013, a NASA informou que produtos químicos orgânicos complexos poderiam surgir em Titã com base em estudos simulando a atmosfera de Titã.
Em 6 de junho de 2013, cientistas do IAA-CSIC relataram a detecção de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAH) na atmosfera superior de Titã.
Em 26 de julho de 2017, os cientistas da Cassini identificaram positivamente a presença de ânions de cadeia de carbono na atmosfera superior de Titã, que pareciam estar envolvidos na produção de grandes compostos orgânicos complexos. Essas moléculas altamente reativas eram anteriormente conhecidas por contribuir para a construção de compostos orgânicos complexos no Meio Interestelar, destacando, portanto, um trampolim possivelmente universal para a produção de material orgânico complexo.
Em 28 de julho de 2017, os cientistas relataram que o acrilonitrila , ou cianeto de vinil , (C 2 H 3 CN), possivelmente essencial para a vida por estar relacionado à formação da membrana celular e da estrutura da vesícula , havia sido encontrado em Titã.
Em outubro de 2018, os pesquisadores relataram caminhos químicos de baixa temperatura de compostos orgânicos simples a produtos químicos complexos de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAH). Tais vias químicas podem ajudar a explicar a presença de PAHs na atmosfera de baixa temperatura de Titã e podem ser vias significativas, em termos da hipótese mundial de PAH , na produção de precursores de bioquímicos relacionados à vida como a conhecemos.
Possíveis habitats subterrâneos
Simulações de laboratório levaram à sugestão de que existe material orgânico suficiente em Titã para iniciar uma evolução química análoga ao que se pensa ter iniciado a vida na Terra. A analogia pressupõe a presença de água líquida por períodos mais longos do que o atualmente observável; várias hipóteses postulam que a água líquida de um impacto poderia ser preservada sob uma camada de isolamento congelada. Também foi levantada a hipótese de que oceanos de amônia líquida poderiam existir bem abaixo da superfície. Outro modelo sugere uma solução amônia-água até 200 quilômetros (120 milhas) de profundidade abaixo de uma crosta de gelo de água com condições que, embora extremas para os padrões terrestres, são tais que a vida pode sobreviver. A transferência de calor entre as camadas interior e superior seria fundamental para sustentar qualquer vida oceânica subsuperficial. A detecção da vida microbiana em Titã dependeria de seus efeitos biogênicos, com o metano e o nitrogênio atmosféricos examinados.
Metano e vida na superfície
Especulou-se que a vida poderia existir nos lagos de metano líquido em Titã, assim como os organismos da Terra vivem na água. Esses organismos inalariam H 2 no lugar de O 2 , metabolizariam-no com acetileno em vez de glicose e exalariam metano em vez de dióxido de carbono. No entanto, esses organismos hipotéticos seriam necessários para metabolizar a uma temperatura de congelamento profundo de -179,2 ° C (-290,6 ° F; 94,0 K).
Todas as formas de vida na Terra (incluindo metanógenos ) usam água líquida como solvente; especula-se que a vida em Titã pode usar um hidrocarboneto líquido, como metano ou etano, embora a água seja um solvente mais forte que o metano. A água também é quimicamente mais reativa e pode quebrar grandes moléculas orgânicas por hidrólise . Uma forma de vida cujo solvente fosse um hidrocarboneto não correria o risco de suas biomoléculas serem destruídas dessa maneira.
Em 2005, o astrobiólogo Chris McKay argumentou que, se existisse vida metanogênica na superfície de Titã, provavelmente teria um efeito mensurável na proporção de mistura na troposfera de Titã: os níveis de hidrogênio e acetileno seriam mensuravelmente mais baixos do que o esperado. Assumindo taxas metabólicas semelhantes às de organismos metanogênicos na Terra, a concentração de hidrogênio molecular cairia por um fator de 1000 na superfície de Titã apenas devido a um hipotético sumidouro biológico. McKay observou que, se a vida estiver realmente presente, as baixas temperaturas em Titã resultariam em processos metabólicos muito lentos, que poderiam ser acelerados pelo uso de catalisadores semelhantes a enzimas. Ele também observou que a baixa solubilidade de compostos orgânicos em metano apresenta um desafio mais significativo para qualquer forma de vida possível. Formas de transporte ativo e organismos com grandes proporções de superfície para volume poderiam teoricamente diminuir as desvantagens apresentadas por esse fato.
Em 2010, Darrell Strobel, da Universidade Johns Hopkins , identificou uma maior abundância de hidrogênio molecular nas camadas atmosféricas superiores de Titã em comparação com as camadas inferiores, defendendo um fluxo descendente a uma taxa de aproximadamente 10 28 moléculas por segundo e o desaparecimento de hidrogênio perto da superfície de Titã; como Strobel observou, suas descobertas estavam de acordo com os efeitos que McKay havia previsto se formas de vida metanogênicas estivessem presentes. No mesmo ano, outro estudo mostrou baixos níveis de acetileno na superfície de Titã, que foram interpretados por McKay como consistentes com a hipótese de organismos consumindo hidrocarbonetos. Embora reafirmando a hipótese biológica, ele advertiu que outras explicações para os achados de hidrogênio e acetileno são mais prováveis: as possibilidades de processos físicos ou químicos ainda não identificados (por exemplo, um catalisador de superfície aceitando hidrocarbonetos ou hidrogênio), ou falhas nos modelos atuais de fluxo de material . Dados de composição e modelos de transporte precisam ser comprovados, etc. Mesmo assim, apesar de dizer que uma explicação catalítica não biológica seria menos surpreendente do que uma biológica, McKay observou que a descoberta de um catalisador eficaz a 95 K (-180 °C ) ainda seria significativo.
Como a NASA observa em seu artigo de notícias sobre as descobertas de junho de 2010: "Até o momento, as formas de vida baseadas em metano são apenas hipotéticas. Os cientistas ainda não detectaram essa forma de vida em nenhum lugar". Como a declaração da NASA também diz: “alguns cientistas acreditam que essas assinaturas químicas reforçam o argumento de uma forma de vida primitiva e exótica ou precursora da vida na superfície de Titã”.
Em fevereiro de 2015, foi modelada uma hipotética membrana celular capaz de funcionar em metano líquido em condições de temperaturas criogênicas (deep freeze). Composto por pequenas moléculas contendo carbono, hidrogênio e nitrogênio, teria a mesma estabilidade e flexibilidade que as membranas celulares da Terra, que são compostas de fosfolipídios , compostos de carbono, hidrogênio, oxigênio e fósforo . Essa membrana celular hipotética foi denominada " azotossoma ", uma combinação de "azote", francês para nitrogênio, e " lipossomo ".
Obstáculos
Apesar dessas possibilidades biológicas, existem obstáculos formidáveis à vida em Titã, e qualquer analogia com a Terra é inexata. A uma grande distância do Sol , Titã é frígida e sua atmosfera carece de CO 2 . Na superfície de Titã, a água existe apenas na forma sólida. Devido a essas dificuldades, cientistas como Jonathan Lunine viram Titã menos como um habitat provável para a vida do que como um experimento para examinar hipóteses sobre as condições que prevaleciam antes do aparecimento da vida na Terra. Embora a vida em si possa não existir, as condições prebióticas em Titã e a química orgânica associada permanecem de grande interesse na compreensão da história inicial da biosfera terrestre. Usar Titã como um experimento prebiótico envolve não apenas a observação por meio de naves espaciais, mas também experimentos de laboratório e modelagem química e fotoquímica na Terra.
Hipótese da panspermia
A hipótese é de que grandes impactos de asteróides e cometas na superfície da Terra podem ter causado fragmentos de rochas carregadas de micróbios a escapar da gravidade da Terra, sugerindo a possibilidade de panspermia . Os cálculos indicam que estes encontrariam muitos dos corpos do Sistema Solar, incluindo Titã. Por outro lado, Jonathan Lunine argumentou que qualquer coisa viva nos lagos de hidrocarbonetos criogênicos de Titã precisaria ser tão diferente quimicamente da vida na Terra que não seria possível que um fosse o ancestral do outro.
Condições futuras
As condições em Titã podem se tornar muito mais habitáveis em um futuro distante. Daqui a cinco bilhões de anos, quando o Sol se tornar uma gigante vermelha , sua temperatura de superfície poderá subir o suficiente para Titã suportar água líquida em sua superfície, tornando-a habitável. À medida que a emissão ultravioleta do Sol diminui, a névoa na atmosfera superior de Titã será esgotada, diminuindo o efeito anti-estufa na superfície e permitindo que a estufa criada pelo metano atmosférico desempenhe um papel muito maior. Essas condições juntas poderiam criar um ambiente habitável e persistir por várias centenas de milhões de anos. Propõe-se que tenha sido tempo suficiente para que a vida simples surgisse na Terra, embora a presença de amônia em Titã fizesse com que as reações químicas ocorressem mais lentamente.
Veja também
- Colonização de Titã
- Lagos de Titã
- Vida em Titã
- Lista de satélites naturais
- As luas de Saturno na ficção
- O céu de Titã
- Titã na ficção
- Aerobot Alado Titã
- Vid Flumina um rio de metano e etano em Titã
Referências
Bibliografia
- Coustenis, Athena; Taylor, FW (2008). Titã: Explorando um mundo parecido com a Terra . Mundial Científico. ISBN 978-981-270-501-3.
Leitura adicional
- Lorenz, Ralph; Mitton, Jaqueline (2002). Levantando o Véu de Titã: Explorando a Lua Gigante de Saturno . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-79348-3.
- Lorenz, Ralph; Mitton, Jaqueline (2008). Titã Revelado . Imprensa da Universidade de Princeton. ISBN 978-0691146331.
- Lorenz, Ralph (2017). NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: 1997 em diante (Orbiter Cassini, sonda Huygens e conceitos de exploração futura) (Manual de Oficina do Proprietário) . Haynes Manuais, Reino Unido. ISBN 978-1785211119.
- Jonathan O'Callaghan: Um mapa da maior lua de Saturno. Natureza, Vol 575, 426-427, 2019.
links externos
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 Portal do sistema solar Portal da estrela
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Mídia relacionada a Titan (lua) no Wikimedia Commons - Missão Cassini-Huygens para Saturno e Titã . Tour Virtual do Titan com Recursos Multimídia
- Vídeo da descida de Huygens da ESA
- Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) site Pesquisa de imagens Titan
- A Sociedade Planetária (2005). TPS: a lua de Saturno, Titã . Recuperado em 28 de março de 2005.
- O ruído alienígena . Esta gravação é uma reconstrução laboratorial dos sons ouvidos pelos microfones da Huygens .
- AstronomyCast: Titan Arquivado em 12 de outubro de 2011, no Wayback Machine Fraser Cain and Pamela Gay , 2010.
- Nomenclatura de Titã e mapa de Titã com nomes de recursos da página de nomenclatura planetária do USGS
- Google Titan 3D , mapa interativo da lua
- Álbum de imagens por Kevin M. Gill
