Titan (luna)

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
Titan vist per la sonda espaciala de Cassini

Titan es un satellit naturau de Saturne.

Caracteristicas fisicas[modificar | modificar la font]

Titan es un satellit rocassós qu'a una forma quasi esferica amb un rai mejan de 2576 km e que fa partida dei gros satellits dau Sistèma Solar. D'efèct, sa massa representa 2,25% de la massa terrèstra e son diamètre 40,4%. Coma la màger part dei satellits importants dau Sistèma Solar, sa densitat es situada entre lei planetas gigantas e lei planetas rocassós amb una valor egala a 1,88. Aquela valor es pròcha dei satellits de tipe Ganimèdes mai d'autrei satellits coma Io o la Luna an de densitats superioras. Titan es lo solet satellit conegut qu'a una atmosfèra espessa.

Estructura intèrna[modificar | modificar la font]

Titan a una densitat e una composicion similaras ai satellits galileians Ganimèdes e Callisto. Seriá un còrs diferenciat amb un nuclèu rocassós, compausat de silicats, d'un rai important (3 400 km) [1]. Au dessús dau nuclèu, l'interior dau satellit seriá fach d'unei jaç de glaç [1]. La preséncia d'un magma d'aiga liquid e d'elements antigèl (amoniac per exemple) es possibla [2]. De mesuras de la sonda Cassini en 2005 e 2007 renforcèron aquela ipotèsi[3].

Geologia de la superficia[modificar | modificar la font]

La superficia de Titan es mau coneguda maugrat la sonda Huygens mai la geologia seriá fòrça variada ambé de montanhas, de volcans, de dunas, de cratèrs d'impacte fòrça rars e probablament d'oceans e de lacs. De mesuras radars mostran una planeta relativament plana ambé de variacions d'altituds d'environ 150 mètres. Pasmens, quauquei regions an una autor compresa entre 500 e 1000 mètres[4]. I a tanben de regions claras e sornas mai la rason es pas coneguda.

Preséncia de liquids[modificar | modificar la font]

Lei condicions de temperatura e de pression a la superficia de Titan permet la preséncia de metan e d'etan liquid. De mai, l'atmosfèra es fòrça richa en metan. La pròva de l'existéncia de liquids formant de lacs e d'oceans es obtenguda en 1995 per lo telescòpi espacial Hubble[5]. La premiera observacion aguèt luòc en junh de 2005 vèrs lo pòl sud ambé la descubèrta dau lac Ontario Lacus e la confirmacion en genier de 2007[6].

Criovolcanisme e volcans[modificar | modificar la font]

Titan a probablament un criovolcanisme actiu. D'argon-40, detectat dins l'atmosfèra, indica la preséncia de plumachos volcanics fachs d'aiga e d'amoniac[7]. De mai, d'emissions de metan e d'estructuras semblant lei volcans de Vènus, coma Ganesa Macula, foguèron observadas per la sonda Cassini[8] [9].

Cratèrs d'impacte[modificar | modificar la font]

Lei cratèrs d'impacte sus Titan son rars e la superficia dau satellit seriá donc jova. A l'ora d'ara, tres cratèrs importants son identificats ambé de diamètres de 30, 80 e 440 quilomètres. Lo cratèr de 30 km a un piton centrau, aqueu de 80 km a un fons plan e lo grand de 440 km a una estructura en anèus multiples. Dins aquò, d'autrei formacions circularas a la superficia de Titan podrián èsser de cratèrs ancians e parcialament escafats per l'erosion. Son dichas crateriformas.

Dunas[modificar | modificar la font]

Lei premiers imatges de Titan, fachs dempuei la Tèrra au començament deis annadas 2000, mostrèron la preséncia de terrens sornes vèrs l'eqüator[10]. Lei scientifics supausèron la preséncia de mars organicas compausadas d'idrocarburs liquids[11]. Pasmens, en 2006, lei mesuras radars de Cassini indiquèron qu'aquelei regions èran en realitat recubèrtas de dunas. Serián formadas per lei vents de la zona combinats ai vents causats per lei fòrças de marèia de Saturne[12]. Lei dunas forman donc de linhas orientadas èst-oèst car lei vents son dirigits vèrs l'eqüator. Lei materiaus compausant lei dunas son pas encara coneguts.

Atmosfèra[modificar | modificar la font]

Titan a una atmosfèra espessa e fòrça opaca principalament facha d'azòt (98,4%), de metan (1,4%) e d'autreis idrocarburs (0,1-0,2%)[13]. Lo metan es principalament concentrat dins lo troposfèra. Ansin, son percentatge dins la composicion de l'atmosfèra monta a 4,9% entre la superficia e l'altitud 8 km. La pression a la superficia es egala a 1,45 atm e l'atmosfèra de Titan tèn tres estructuras principalas :

  • la troposfèra fins a 40 km d'altitud. Sa temperatura variariá de -179 °C a la superficia a -201 °C a la tropopausa.
  • l'estratosfèra onte se debanariá l'essenciau de la circulacion dei vents. D'ivèrn, l'estratosfèra es ocupada per un nívol espés d'etan e d'autrei moleculas organicas. L'origina d'aquelei compausats es pas segura, mai s'avança generalament la transformacion de moleculas de metan per lei rais ultraviolets dau Soleu.
  • l'ionosfèra que seriá pus complèxa que per la Tèrra ambé dos jaç. Un jaç principau se situa a 1200 km de la superficia mai un segond existís vèrs 63 km.

La circulacion dei gas de l'atmosfèra se realiza d'òest en èst dins lo sens de rotacion de Titan. Leis observacions de la sonda Cassini mostrarián que la rotacion de l'atmosfèra es pus rapida qu'aquela dau satellit. Aqueu fenomèn es dich super-rotacion. Aquelei mesuras suggerisson que la circulacion dei vents es organizada a l'entorn d'una unica cellula de Hadley. Lei gas cauds montarián dins l'atmosfèra dempuei l'emisfèri sud e retombarián dins l'emisfèri nòrd.

Camp magnetic[modificar | modificar la font]

Titan a pas de camp magnetic e es directament expausat au vent solar quand orbita fòra la magnetosfèra de Saturne[14].

Orbita e rotacion[modificar | modificar la font]

Titan orbita a l'entorn de Saturne en 15 jorns e 22 oras. Coma la màger part deis autrei satellits importants dau Sistèma Solar, lei periòdes de rotacion de Titan a l'entorn de son axe e de sa planeta son identics. Aqueu fenomèn es dich « rotacion sincròna ». La consequéncia es que la fàcia de Titan dirigida vèrs Saturne es totjorn la mema. Son excentricitat orbitala es egala a 0,0288 e son enclinason a 0,348° a respèct dau plan orbitau de Saturne. La distància mejana entre lo satellit e sa planeta es environ 1,2 milions de quilomètres. Titan es donc lo seisen satellit de Saturne pron important per èsser esferic. Enfin, i a un fenomèn de resonància 3:4 entre Titan e lo satellit irregular Iperion.

Observacion[modificar | modificar la font]

Recèrca e exploracion[modificar | modificar la font]

Recèrca ambé lei telescòpis terrèstres[modificar | modificar la font]

Exploracion espaciala[modificar | modificar la font]

Cultura[modificar | modificar la font]

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. 1,0 1,1 Tobie, G. et al. (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus 175 (2): 496–502.
  2. Longstaff, Alan (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19.
  3. "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site.
  4. Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R.; Zebker, H.; Lunine, J.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W. T. K.; Schaffer, S.; Wall, S.; West, R.; Francescetti, G., « Titan’s Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry », dans Lunar and Planetary Science Conference, vol. 38, no 1338, 03/2007, p. 1329.
  5. S. F.Dermott; C. Sagan, « Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan », dans Nature, vol. 374, 1995, p. 238–240.
  6. Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al., « The lakes of Titan », dans Nature, vol. 445, no 1, 04/01/2007, p. 61–64.
  7. Tobias Owen, « Planetary science: Huygens rediscovers Titan », dans Nature, vol. 438, 2005, p. 756–757.
  8. C.D. Neish, R.D. Lorenz, D.P. O’Brien, « Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications [archive] », Lunar and Planetary Laboratory, Université de l’Arizona, Observatoire de la Côte d’Azur, 2005.
  9. David L. Chandler, « Hydrocarbon volcano discovered on Titan [archive] », NewScientist.com news service, New Scientist, 8 juin 2005.
  10. Roe, H. G.; de Pater, I.; Gibbard, S. G.; Macintosh, B. A.; Max, C. E.; Young, E. F.; Brown, M. E.; Bouchez, A. H., « A new 1.6-micron map of Titan’s surface », dans Geophysical Research Letters,, vol. 31, no 17, 06/2004, p. L17S03.
  11. Lorenz, Ralph, « The Glitter of Distant Seas », dans Science, vol. 302, no 5644, 10/2003, pp. 403-404.
  12. Lorenz, R. D.; Wall, S.; Radebaugh, J.; Boubin, G.; Reffet, E.; Janssen, M.; Stofan, E.; Lopes, R.; Kirk, R.; Elachi, C.; Lunine, J.; Mitchell, K.; Paganelli, F.; Soderblom, L.; Wood, C.; Wye, L.; Zebker, H.; Anderson, Y.; Ostro, S.; Allison, M.; Boehmer, R.; Callahan, P.; Encrenaz, P.; Ori, G. G.; Francescetti, G.; Gim, Y.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W.; Kelleher, K.; Muhleman, D.; Picardi, G.; Posa, F.; Roth, L.; Seu, R.; Shaffer, S.; Stiles, B.; Vetrella, S.; Flamini, E.; West, R., « The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes », dans Science, vol. 312, no 5774, 05/2006, p. 724-727
  13. Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. pp. 154–155.
  14. "Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan". NASA/JPL. 2008. [1]


Sistèma Solar (estela : lo Solelh)
Solar System XXVII.png
Planetas :  Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun
Planetas nanas :  Cères · Pluton · Èris
Pichons còrses :  Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort
Satellits :  T (1) Luna · M  (2) Fòbos Deimos · J  (63) Io Euròpa Ganimèdes Callisto... ·
S   (62) Titan Rhea Mimas Enceladus Tethys Dione...  · U (27)  Miranda Ariel Umbriel Titània Oberó... · N (13) Triton...
Vejatz tanben la lista d'objèctes celèstes del Sistèma Solar · La galariá del Sistèma Solar