Вікіпедія

Титан (супутник): відмінності між версіями

Інтерактивний перегляд історії
[перевірена версія][перевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Nezus2142 (обговорення | внесок)
104 редагування
Додав опис дослідження Титану зондом Гюйгенс. Завантажив два зображення поверхні цим зондом, та видалив старе зображення, яке дублювало нове зображення. Відформатував вигляд сторінки після видалення старого зображення
BunykBot (обговорення | внесок)
Боти
185 886 редагувань
м Вікіфікація
Рядок 138:
За сучасними оцінками атмосфера Титана на 95&nbsp;% складається з азоту і чинить на поверхню на 50&nbsp;% більший тиск, ніж земна атмосфера. Наразі не існує єдиної думки про її походження: є декілька різних версій, але до кожної з них є серйозні контраргументи<ref name="LentaTitan"/>.
 
Так, за однією теорією, атмосфера Титана спочатку складалася з [[аміак]]у (NH<sub>3</sub>), потім почалася дегазація супутника під дією [[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетового сонячного випромінювання]] з довжиною хвилі переважно нижче 260&nbsp;нм<ref name="Waite2005"/><ref name="Penz2005"/>; це призвело до того, що аміак почав розкладатися на [[атом]]арні [[азот]] і [[водень]], які з'єднувалися в молекули азоту (N<sub>2</sub>) і водню (H<sub>2</sub>). Важчий азот опускався вниз до поверхні, а легший водень виходив у [[космічний простір]], оскільки низька гравітація Титана не здатна утримати і призвести до накопичення цього газу в атмосфері<ref name="Penz2005" />. Однак, критики подібної теорії відмічають, що для подібного процесу необхідно, щоб Титан формувався при відносно високій температурі, при якій могло б відбутися {{нп|Гравітаційна диференціація|розділення|ru|ГравитационнаяPlanetary дифференциацияdifferentiation}} речовин, що складають супутник на кам'янисту серцевину і замерзлий крижаний верхній шар. Однак спостереження зонда «Кассіні» вказують, що речовина Титана не настільки чітко поділяється на шари<ref name="LentaTitan" />.
 
Згідно з іншою теорією, азот міг зберегтися з часів формування Титана, однак у цьому випадку в атмосфері повинно також бути і багато ізотопу {{нп|Ізотопи аргону|аргону-36|ru|ИзотопыIsotopes аргонаof argon}}, який також входив до складу газів у протопланетному диску, з якого утворилися планети і супутники Сонячної системи. Однак спостереження показали, що в атмосфері Титана дуже мало цього ізотопу<ref name="LentaTitan" />.
 
В журналі [[Nature Geoscience]] 8 травня 2011 року була опублікована ще одна теорія, в якій припускається, що атмосфера Титана утворилася завдяки інтенсивному кометному бомбардуванню близько чотирьох мільярдів років тому. На думку авторів ідеї, [[азот]] утворився з аміаку при співударянні [[комета|комет]] з поверхнею Титана; така «аварія» відбувається на величезній швидкості, і в місці удару різко підвищується температура, а також створюється дуже високий тиск. При таких умовах цілком можливе проходження хімічної реакції. Для перевірки своєї теорії автори з допомогою [[лазер]]них гармат обстрілювали мішень із замороженого аміаку снарядами з [[золото|золота]], [[платина|платини]] і [[мідь|міді]]. Цей дослід показав, що при ударі дійсно відбувається розкладання аміаку на водень та азот. Вченими було підраховано, що в ході інтенсивного кометного бомбардування Титана повинно було утворитися близько 300 квадрильйонів [[Тонна|тонн]] азоту, чого, за їхніми словами, цілком достатньо для формування [[Атмосфера Титана|атмосфери Титана]]<ref name="LentaTitan" /><ref name=space11604/>.
Рядок 148:
==== Склад атмосфери ====
[[Файл:Formation of tholins in Titan's upper atmosphere-ru.svg|thumb|left|Утворення [[Толіни|толінів]]&nbsp;— складних [[Органічні речовини|органічних молекул]] з великою [[Молекулярна маса|молекулярною масою]] у верхній атмосфері Титана, на висоті ~1000&nbsp;км<ref name=Waite_2007/><ref name=daviddarling/>.]]
Близько {{nobr|98,4 %}} атмосфери складає [[азот]]<ref name="Niemann"/>. Таким чином, Титан і Земля&nbsp;— єдині тіла в Сонячній системі, які мають щільну атмосферу з переважним вмістом азоту (розріджені азотні атмосфери мають [[Тритон (супутник)|Тритон]] і [[Плутон (карликова планета)|Плутон]]). У невеликих кількостях наявні [[метан]] та [[аргон]], які переважають в основному у верхніх шарах атмосфери, де їхня концентрація досягає 43&nbsp;%. Є також сліди [[етан]]у, [[ацетилен]]у, {{нп|Діацетилен|діацетилену|ru|Диацетилен}}, [[Пропін|метилацетилену]], ціаноацетилену, [[пропан]]у, [[Діоксид вуглецю|вуглекислого газу]], [[Монооксид вуглецю|чадного газу]], {{нп|Ціан (речовина)|ціану|ru|Циан (вещество)Cyanogen}}, [[гелій|гелію]]<ref name="Niemann"/>. Практично відсутній вільний [[кисень]].
 
Оскільки Титан не має суттєвого [[Магнітне поле|магнітного поля]], то його атмосфера, особливо верхні шари, сильно піддається впливу [[Сонячний вітер|сонячного вітру]]. Крім того, вона також піддається дії космічного випромінювання і сонячного опромінення, під дією яких, зокрема, ультрафіолету, молекули азоту і метану розкладаються на іони або {{нп|Вуглеводневий радикал|вуглеводневі радикали|ru|Углеводородный радикал}}. Ці фрагменти, у свою чергу, утворюють складні органічні сполуки азоту чи сполуки [[Вуглець|вуглецю]], в тому числі ароматичні сполуки (наприклад, [[бензен]])<ref name=Coates/>. Також у верхніх шарах атмосфери утворюється [[поліїн]]&nbsp;— полімер із спряженим потрійним зв'язком.
Рядок 179:
В цілому рельєф Титана відносно рівний&nbsp;— варіація по висоті не перевищує 2&nbsp;км, однак локальні перепади висот, як показують дані радара і [[Стереоскопічна фотозйомка|стереознімки]], отримані [[Гюйгенс (зонд)|«Гюйгенсом»]], можуть бути досить значними; круті схили на Титані не рідкість<ref name=Barnes/>. Це є результатом інтенсивної ерозії за участі вітру та рідини. [[Метеоритний кратер|Ударних кратерів]] на Титані небагато (станом на 2012 рік точно ідентифіковано 7 і можливо&nbsp;— 52)<ref name=Gilliam_2014/>. Це наслідок того, що їх відносно швидко приховують осади<ref name=PIA07365/> і згладжує вітрова ерозія<ref name=Nasa3/><ref name=Gilliam_2014/>. Поверхня Титана в помірних широтах менш контрастна.
 
Для деяких деталей поверхні Титана припускається [[кріовулканізм|кріовулканічне]] походження. Це передусім {{нп|Гора Дум||ru|ГораDoom ДумMons}} з прилеглими {{нп|Патера Сотра|патерою Сотра|ru|ПатераSotra СотраPatera}} і {{нп|Потік Мохіні|потоком Мохіні|ru|Поток Мохини}}, {{нп|гора Еребор||ru|Гора Эребор}} і потокоподібні об'єкти в {{нп|Область Хотея|області Хотея|ru|Область Хотэя}}<ref name=Lopes_2013/>.
 
==== Дюни ====
Рядок 196:
У липні 2009 року було зафіксовано відбиття сонячного світла (блік) від гладкої поверхні рідкого басейну в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]], що стало прямим доказом існування озер<ref name=ria20091221/>.
 
Раніше поблизу полюсів радар «Кассіні» показав наявність дуже рівної і/або добре поглинаючої поверхні, яка належала [[метан]]овим (або метан-етановим) резервуарам, наявність яких довго була під сумнівом. Зокрема, у червні 2005 року на знімках «Кассіні» виявили у південній полярній області темне утворення з дуже чіткими границями, яке було ідентифіковане як рідке озеро. Його назвали {{нп|Озеро Онтаріо (Титан)|озеро Онтаріо|ru|ОзероOntario Онтарио (Титан)Lacus}}<ref name=Ontario1/><ref name=Ontario2/> Чіткі радарні знімки озер у північній полярній області Титана отримані у липні 2006 року<ref name = Nasa4/>. Радарне покриття області {{нп|Меццорамія (Титан)|Меццорамія|ru|Меццорамия (Титан)}} у високих широтах південної півкулі показало наявність розвинутої річкової системи, берегової лінії з характерними слідами ерозії та поверхні, покритої рідиною в даний час або в недалекому минулому<ref name=Stofan_2007/><ref name=elementy164814/>.
 
У березні 2007 року «Кассіні» виявив в районі північного полюса декілька гігантських озер, найбільше з яких ([[Кракенове море|Море Кракена]]) має довжину 1000&nbsp;км і за площею сумірне з [[Каспійське море|Каспійським морем]], ще одне ({{нп|море Лігеї||ru|МореLigeia ЛигеиMare}}) при площі 100&nbsp;000&nbsp;км² більше за будь-яке прісноводне земне озеро<ref name=Nasa5/>. У червні 2012 року астрономи, вивчаючи знімки, зроблені «Кассіні» з 2004 по 2008 роки, виявили метанове озеро глибиною 1&nbsp;м у пустельній екваторіальній області Титана<ref name="Griffith"/>. Озеро вдалося розгледіти завдяки зйомці в інфрачервоному діапазоні. Його довжина становить близько 60, а ширина&nbsp;— близько 40&nbsp;км<ref name="Maggie McKee"/>. Крім цього озера були виявлені ще чотири утворення, які більше нагадують земні болота<ref name="Griffith"/>.
 
Згідно з даними «Кассіні» і комп'ютерними розрахунками, склад рідини в озерах наступний: [[етан]] (76—79&nbsp;%), [[пропан]] (7—8&nbsp;%), [[метан]] (5—10&nbsp;%). Крім цього, озера містять 2—3&nbsp;% [[Ціановодень|ціаніду водню]], і близько 1&nbsp;% [[Бутени|бутену]], [[Бутан (сполука)|бутану]] та [[ацетилен]]у<ref name=Cordier/>. Згідно з іншими даними, основними компонентами є етан і метан. Запаси вуглеводнів в озерах у декілька разів перевищують загальні запаси нафти і газу на Землі<ref name=Nasa6/>. Вчені NASA припустили<ref name=lenta2/>, що при певних умовах на поверхні озер Титана можуть утворюватися плавучі крижини. Такий лід повинен бути насичений газом (понад 5&nbsp;%) щоб залишатися на поверхні озера, а не опускатися на дно.
Рядок 210:
 
==== Кріовулканізм ====
[[Файл:Doom Mons, Sotra Patera, Mohini Fluctus (cropped).png|thumb|Радарне зображення ймовірного кріовулкана<ref name=Lopes_2013/>&nbsp;— {{нп|Гора Дум|гори Дум|ru|ГораDoom ДумMons}} з {{нп|Патера Сотра|патерою Сотра|ru|ПатераSotra СотраPatera}} і {{нп|потік Мохіні||ru|Поток Мохини}}]]
На Титані наявні чіткі ознаки вулканічної активності. Однак при схожості форми і властивостей вулканів, на супутнику діють не силікатні вулкани, як на Землі чи [[Марс (планета)|Марсі]] й [[Венера (планета)|Венері]], а так звані [[Кріовулканізм|кріовулкани]], які, скоріш за все, вивергаються водно-аміачною сумішшю з домішкою [[вуглеводні]]в<ref name=Martinez/>.
 
Існування вулканізму почали припускати після виявлення в атмосфері {{нп|Ізотопи аргону|аргону-40|ru|ИзотопыIsotopes аргонаof argon}}, який утворюється при розпаді радіоактивних речовин<ref name=Owen/>. Пізніше «Кассіні» зареєстрував потужне джерело метану, яке ймовірно є кріовулканом. Оскільки на поверхні супутника досі не було знайдено жодного джерела метану, здатного підтримувати постійну кількість речовини в атмосфері, то тепер вважається, що основна частина всього метану походить з кріовулканів<ref name="Seeing_Touching_Titan-ESA"/><ref name=newscientist/>.
 
Крім того, у грудні 2008 року астрономи зареєстрували в атмосфері два світлих утворення тимчасового характеру, однак вони виявилися занадто довговічними, щоб вважати їх погодним явищем. Вважається, що це був наслідок від активного виверження одного з кріовулканів<ref name="longstaff"/>.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Титан_(супутник)