Titano
Francesca Ferrari
Gaetano Brando
1. Scoperta e
caratteristiche
2. Atmosfera
3. Superficie
4. Oceani e laghi
5. La missione
Cassini-Huygens
6. Formazione
Titano
1. Scoperta e caratteristiche di
Titano
Scoperto dal fisico ed
astronomo olandese
Christiaan Huygens, Titano è,
per dimensioni, il secondo
satellite del sistema solare ed
é l’unico che ha una
atmosfera densa.
Christiaan Huygens
1. Scoperta e caratteristiche
Caratteristiche di Titano
Massa
Raggio equatoriale
Densità media
Temperatura media superficiale
Pressione atmosferica
Eccentricità dell’orbita
Periodo rotazionale
1.35 1023 Kg
2,575 Km
1.88 g cm-3
91 K
1.5 bar
0.0292
15.95 giorni
Periodo orbitale
15.94542 giorni
Velocità di fuga
2.65 Km s-1
Nel 2008 si è scoperto che il periodo di rotazione di Titano non
coincide esattamente con il periodo di rivoluzione.
La differenza è di qualche decimillesimo del periodo stesso pari
ad una decina di minuti.
Questa differenza potrebbe essere provocata dalla presenza di
uno strato d’acqua sotto la crosta di ghiaccio
1. Scoperta e caratteristiche
Lo sviluppo delle conoscenze riguardanti Titano non
subì una evoluzione considerevole fino al XX secolo,
quando l’astronomo Comas Sola rilevò su di esso il
fenomeno del Limb Darkening, per avere il quale è
necessaria la presenza di atmosfera.
Una conferma della
esistenza di una
atmosfera giunse nel
1940, quando Gerard
Kuiper identificò la
presenza di CH4
gassoso nello spettro
IR.
Missioni spaziali
Il passo in avanti, decisivo nella sua
conoscenza, fu compiuto con l’avvento
dell'era delle missioni spaziali.
• Pioneer 11 (settembre ’79)
- Avvicinamento a Titano
a 36300 Km
Missioni spaziali
• Voyager 1 e 2
- Novembre 1980
avvicinamento a 4394 km da Titano
• Cassini-Huygens
•
- Luglio 2004 flyby di
Saturno
- Dicembre 2004 sganciata la
sonda Huygens
- 15 Gennaio 2005 arrivo di Huygens
su Titano
Motivi di studio
Probabilmente Titano non ha mai ospitato
vita ma, a parte la temperatura, riproduce
presumibilmente le condizioni ambientali
della Terra primordiale.
Infatti, i processi fotochimici, ora in atto
nella sua atmosfera, possono dare luogo
alla formazione di varie molecole
organiche.
2. L’atmosfera di Titano
L’atmosfera di Titano si estende per centinaia
di chilometri sopra la sua superficie.
La foschia della regione superiore
dell’atmosfera è visibile in UV.
Negli strati inferiori dell’atmosfera è presente
uno smog di molecole organiche, che
assorbono la luce visibile.
2. L’atmosfera di Titano
L’atmosfera è
mostrata da questa
fotografia, composta
da quattro immagini
realizzate con filtri
diversi.
Il rosso ed il verde rappresentano le lunghezze
d’onda IR, dove CH4 assorbe la luce.
Il blu evidenzia l’alta atmosfera vista in UV.
2. L’atmosfera di Titano
Struttura dell’atmosfera
2. L’atmosfera di Titano
Profilo della temperatura dell’atmosfera di Titano in funzione
dell’altitudine
2. L’atmosfera di Titano
Composizione della atmosfera
Elementi
Abbondanze relative
N2
0.97
CH4 (Metano)
3 10-2
H2
2 10-3
CO (Monossido di carbonio)
6 10-5
C2H6 (Etano)
2 10-5
C2H4 (Etene o Etilene)
4 10-7
C2H2 (Etino o Acetilene)
2 10-6
C3H8 (Propano)
(2 ÷ 4) 10-6
HCN (Cianuro di idrogeno)
2 10-7
CH3CCH (Propino)
3 10-8
CHCCCH (Butadiene)
(1 ÷ 10) 10-8
C2N2 (Cianogeno)
(1 ÷ 10) 10-8
HCCCN (Cianoetino)
(1 ÷ 10) 10-8
H2O
CO2 (Diossido di carbonio)
8 10-9
(3 ÷ 7) 10-10
2. L’atmosfera di Titano
Reazioni nell’atmosfera
L’assorbimento della luce solare da parte
delle molecole dell’atmosfera gioca un
ruolo fondamentale nelle reazioni chimiche.
Infatti, in seguito a processi di
fotodissociazione, possono essere prodotti:
• Composti del carbonio che non sarebbero presenti se
l’atmosfera fosse in equilibrio chimico
• N2 che risulta da reazioni che coinvolgono NH3
2. L’atmosfera di Titano
Origine di N2 nell’atmosfera
Ci sono due possibili spiegazioni per l’origine di N2
nell’atmosfera di Titano:
• All’atto della formazione di Titano, N2 può essere stato intrappolato in
clatrati ed essere stato liberato dal riscaldamento dei clatrati stessi.
• Dissociazione della ammoniaca sotto l’azione della radiazione solare
ultravioletta:
2NH3  N 2  3H 2
2. L’atmosfera di Titano
• Dalle reazioni di fotodissociazioni che coinvolgono
CH4 risultano idrocarburi.
Alcuni esempi :
CH 4  γ  CH 2  H  H
CH 4  γ  CH 2  H 2
• In particolare H2 reagisce con i composti del C
derivanti dalle precedenti reazioni dando luogo alla
formazione di CH3 (metile).
2. L’atmosfera di Titano
• Il metile (CH3) ha un elettrone spaiato, è perciò molto
reattivo. Due molecole di metile possono combinarsi
tra loro formando etano:
CH3  CH3  M  C2 H 6  M
Ove M è una molecola che funge da catalizzatore.
2. L’atmosfera di Titano
• Altro set di reazioni di particolare interesse è quello
in cui CH4 perde 3 H e si formano i radicali CH
molto reattivi.
Si possono dunque innescare serie di reazioni che
danno luogo alla formazione di catene:
CH  CH4  H2C  CH2  H
2. L’atmosfera di Titano
L’etilene C2H4 può a sua volta prendere parte in reazioni di
fotodissociazione in cui viene prodotto l’acetilene C2H2 e
da qui hanno inizio reazioni i cui prodotti sono molecole
alifatiche sempre più complesse.
HC  CH  γ  HC  C  H
HC  CH  HC  C  HC  C  C  CH  H
Tabella riassuntiva
dei processi presenti
nell'atmosfera di
Titano
2. L’atmosfera di Titano
La presenza di grandi quantità di azoto modifica
la fotochimica del carbonio. Infatti N2 si
dissocia in 2 atomi N sotto l’azione di fotoni
solari, raggi cosmici ed elettroni della
magnetosfera di Saturno.
N può reagire con C producendo nitrili:
composti organici contenenti gruppi CN.
2. L’atmosfera di Titano
Le abbondanze osservate di CO e CO2 indicano
che la produzione di CO deve essere frutto di
due meccanismi:
• Dissociazione di CO2
• Reazioni che coinvolgono i prodotti della dissociazione
di H2O e di CH4.
L’ H2O può derivare da particelle ghiacciate di
comete o degli anelli di Saturno.
2. L’atmosfera di Titano
Immagini dell’atmosfera
La sonda Cassini ha
realizzato questa
immagine di Saturno
attraverso la foschia della
alta atmosfera di Titano.
2. L’atmosfera di Titano
Immagine dell’alta atmosfera
2. L’atmosfera di Titano
Nubi
Nubi fotografate dalla
sonda Cassini.
Il persistente moto
convettivo di sistemi
nuvolosi ha portato a
pensare che sul satellite,
durante l’estate, possa
cadere una pioggia di
metano.
2. L’atmosfera di Titano
Nubi: questa sequenza di immagini mostra
l’evoluzione di un sistema di nubi nell’arco
di cinque ore.
2. L’atmosfera di Titano
Nubi “monsoniche”
3. La superficie di Titano
Queste immagini, ottenute dalla sonda
Huygens, mostrano una fitta rete di canali
vicino ad una linea costiera.
3. La superficie di Titano
Immagini della
superficie: la struttura
lineare e brillante, che
si nota in figura,
sembra scavata da
ghiaccio di acqua.
I brevi canali scuri
possono segnalare la
presenza di una
sorgente di CH4
liquido.
3. La superficie di Titano
Dati recenti confermano che Titano ha una
superficie giovane e dinamica modificata da i
quattro processi geologici principali:
• Attività vulcanica
• Attività Tettonica
• Erosione
• Craterizzazione da impatto
3. La superficie di Titano
Il Vulcano di Titano
La struttura nel riquadro è probabilmente un vulcano
che fornisce metano all’atmosfera.
Il vulcano della foto
precedente osservato in
diverse lunghezze d’onda:
3. La superficie di Titano
Immagine IR
3. La superficie di Titano
Il Vulcano di Titano
Questa mappa geologica del
vulcano mostra strutture
circolari che probabilmente
sono flussi di materiale
fuoriuscito durante le
eruzioni.
La parte centrale è simile ad
una caldera.
La zona rossa in figura
indica la presenza di
materiali liquefatti.
3. La superficie di Titano
Superficie di Titano: le zone scure sono depositi di
materiale espulso da criovulcani.
3. La superficie di Titano
Attività Tettonica su Titano
Le zone chiare
sono sopraelevate
rispetto alla
pianura scura e
sono
probabilmente di
origine tettonica.
Forse si sono formate in seguito alla deformazione della
crosta ghiacciata di Titano.
Immagini di continenti
La Cassini ha
fotografato questa
regione brillante che
costituisce un
continente chiamato
Xanadu.
Le macchie bianche vicino al polo Sud sono
nubi.
Immagini di continenti
• Uno zoom sulla
regione Xanadu
• Un crinale
sopraelevato rispetto
ad una pianura.
Immagini di continenti
Le diverse zone di
Titano sono
evidenti in questa
immagine
3. La superficie di Titano
Fenomeni di Erosione su Titano
In questa
immagine si
vedono delle dune
di materiale
organico create da
vento di direzione
est–ovest.
3. La superficie di Titano
Fenomeni di Erosione su Titano
Alla base di questi
blocchi di ghiaccio
si notano segni di
erosione, forse
prodotti da attività
fluviale.
3. La superficie di Titano
Crateri di Titano
Il cratere più grande di Titano è stato sicuramente
prodotto da un impatto. Il materiale espulso durante
la collisione presenta una diversa composizione
rispetto a quello circostante, questo suggerisce che
gli elementi della crosta del satellite cambino con la
profondità.
3. La superficie di Titano
Crateri di Titano
La forma
asimmetrica degli
ejecta sembra
indicare la presenza
di vento atmosferico.
Non è presente il
picco centrale, tipico
dei crateri da
impatto: si ritiene
che sia stato eroso.
3. La superficie di Titano
Crateri di Titano
La superficie di Titano è più giovane di quelle
degli altri satelliti di Saturno.
I detriti, i processi geologici e le piogge possono
mascherare i crateri.
3. La superficie di Titano
Crateri di Titano
Immagini della superficie: esempi di crateri da
impatto che segnano la superficie di Titano:
3. La superficie di Titano
Serbatoio di Metano
Se il CH4 distrutto a causa della
dissociazione non venisse sostituito, si
esaurirebbe in 1 milione di anni.
È stata perciò avanzata l’ipotesi della
presenza di un serbatoio di CH4 sulla
superficie o in profondità.
4. Gli Oceani
Sulla superficie di Titano, le condizioni
sono molto vicine a quelle che individuano
il punto triplo del CH4, questo porta a
credere che ci siano mari od oceani di CH4.
Una conferma di questa ipotesi venne dal
profilo di temperatura del satellite ottenuto
attraverso l’atmosfera dai Voyager.
4. Gli Oceani
Una atmosfera, che giaccia su un corpo liquido e
sia in equilibrio con esso, è saturata dal vapore ed
il suo profilo di temperatura è diverso da quello
di una atmosfera non saturata.
In particolare, il gradiente di temperatura di
una atmosfera satura è chiamato wet adiabatic
lapse rate, che per un oceano di metano ed
etano è
1.4 °K km-1, compatibile con
(1.38 ± 0.1) °K km-1 osservato dai Voyager.
4. Gli Oceani
Modelli per gli oceani
Esistono due modelli estremi per gli oceani:
• Oceano freddo e ricco di etano
• Oceano più caldo e ricco di metano
• Costituirebbe il serbatoio che, per circa 1 Ga,
rifornisce all’atmosfera il metano perduto nella
dissociazione.
4. Gli Oceani
Vento e moto ondoso
Ci sono evidenze indirette a favore dell’esistenza
di vento nella atmosfera di Titano.
Ad esempio:
• Voyager 1 ha osservato una differenza di
temperatuta di 15 °K tra l’equatore e la latitudine
60°.
4. Gli Oceani
Se è presente un corpo liquido sulla superficie
del satellite, è ragionevole pensare che in esso si
generi moto ondoso.
Su Titano la gravità è circa il 15% di quella
terrestre, si pensa dunque che le onde
raggiungano altezze molto elevate rispetto a
quelle terrestri a parità di condizioni.
4. Vento e moto ondoso
Le immagini
dimostrano che la
superficie di Titano è
modificata dal flusso
di materiali liquidi e da
detriti trasportati dal
vento.
4. Gli Oceani
Esperimenti sulla presenza di Oceani
Nel ’90 la NASA inviò un segnale di λ = 3.5 cm
verso Titano, con lo scopo di analizzare
l’intensità del segnale riflesso.
La radiazione di quella lunghezza non subisce
l’influenza di nebbia o nubi nell’atmosfera,
dunque, l’intensità del segnale di ritorno è
sensibile al tipo di materiale presente sulla
superficie che lo riflette.
4. Gli Oceani
L’esperimento, ripetuto in diverse zone del
satellite, ha dato esiti differenti.
In particolare sono state individuate :
– Una zona Radar Bright, in cui sembra
predominante uno strato di acqua ghiacciata,
pulita.
– Una zona circostante, in cui può essere
presente un oceano di idrocarburi che, per
avere riflettività compatibile con le
osservazioni, deve essere schiumoso, a
causa del moto ondoso, o inquinato da
elementi solidi
Laghi su Titano
In questa fotografia
appare una regione
scura che
probabilmente è un
lago.
Laghi nella
zona polare
nord di Titano.
Confronto fra i laghi di Titano e quelli della Terra.
5. La missione Cassini-Huygens
Gli obiettivi della missione erano:
1. Determinare i componenti principali della superficie e dell'atmosfera di
Titano per poter costruire un modello di evoluzione del satellite;
determinare la topografia di Titano e la sua struttura interna.
2. Osservare la distribuzione dei gas e delle molecole più complesse;
scovare i processi creatori dell'energia necessaria per la chimica
dell'atmosfera; determinare gli effetti della luce solare sulla stratosfera;
formazione e composizione dell'aerosol.
3. Misurare venti e temperature; studiare la fisica dell'atmosfera.
4. Studiare l'alta atmosfera e le sue interazioni col campo magnetico di
Saturno.
5. Studiare la presenza di grosse componenti sulla superficie simili a
continenti.
Tra i risultati, quattro sono di straordinaria importanza :
1. Età e storia della superficie.
2. Origine dell'atmosfera.
3. “Ciclo dei liquidi” e
del metano.
4. Presenza di vita.
Età e storia della superficie
Detta D la densità atmosferica di un pianeta,
un asteroide di raggio R e densità d si distruggerà
al contatto con l'atmosfera se è più piccolo di un
raggio caratteristico
r= D/ d H /
dove H= (kT/mg) è detta “pressure scale height”.
Processi posteriori tenderanno a
cancellare dalla superficie i segni
dell'impatto, rigenerando così la ferita
del pianeta.
Data la sua densità atmosferica e la
pressione di scala, Titano appare simile
a Venere, in quanto non vi sono crateri
più piccoli di alcuni km.
Età e storia della superficie
Vi è un solo un largo cratere, con un
diametro di circa 400 km, probabilmente
derivante da un impatto molto violento:
il cosiddetto “Circus Maximus”.
Tutti questi dati fanno pensare che la
parte maggiore della superficie di
Titano abbia, al massimo, fra 130 e
300 Myr.
I processi di “rigenerazione” sono:
• Fiumi di metano liquido;
• Venti
• Caduta di particelle dell'aerosol;
• Criovulcanismo
• Fiumi di metano liquido: la loro presenza è molto discussa. Gli
strumenti hanno mostrato, vicino al luogo di atterraggio della
Huygens, una zona simile ai resti di un lago, nel passato riempita
da un liquido che ha lasciato dei sedimenti di colore nero. Le
highlands circostanti erano percorse da canali dello stesso
liquido. Si pensa a metano liquido, trasportato da piogge o
effluvi sotterranei di non determinata portata. Il terreno era
molto simile a neve molto compattata o alla sabbia bagnata.
Origine dell'atmosfera
Siccome la composizione dell'atmosfera
ha qualche somiglianza con quella delle
comete, ci sono due correnti di pensiero.
1. Titano si è sviluppato come gli altri
satelliti, ad esempio Ganimede e Callisto.
In seguito ha catturato i gas presenti
nell'atmosfera di comete di passaggio sul
suo piano orbitale (Griffith et al., 1995)
Origine dell'atmosfera
2. Titano avrebbe accumulato nel suo ghiaccio
composti dell'azoto e del carbonio in grande
quantità sin dalla sua formazione, data l'enorme
concentrazione degli stessi nei primi istanti di
vita del pianeta. I componenti principali
dell'atmosfera sono azoto molecolare e metano.
Ora si propende a ritenere plausibile il
secondo modello. Inoltre, dalle rilevazioni
della Cassini, si pensa che nel tempo sia
fuggita via una quantita di azoto pari a 5
volte la concentrazione attuale.
Origine dell'atmosfera
La completa assenza di gas nobili, eccezion
fatta per l'argo, è una ulteriore prova del fatto
che siano processi endogeni a creare i gas dalle
componenti intrappolate nel ghiaccio dai
planetesimi.
Infine si pensa che il biossido di carbonio
venga convertito, attraverso processi di
riduzione all’interno del satellite, in
metano, che viene inviato continuamente
sulla superficie e, poi, nell'atmosfera
stessa.
“Liquid cycle” e metano
La Cassini ci ha mostrato Titano come un mondo simile alla Terra:
venti, vulcanismo, nebbia e un componente universale vicino al suo
punto triplo, che gioca un ruolo simile all'acqua: il metano.
Come l'acqua, il metano trasporta energia e materia, partecipando a
un'enorme complesso di fenomeni chimici che generano
idrocarburi, molto interessanti dal punto di vista biologico.
Il radar ha mostrato enormi laghi composti per lo più da metano o
da un miscuglio omogeneo di metano-etano. I modelli hanno fatto
notare che la quantità di liquido è molto inferiore a quella
necessaria alla complessità della meteorologia del satellite. Non si
conoscono ancora le sorgenti che riforniscono i laghi e che
bilanciano la massa mancante.
“Liquid cicle” e metano
Comunque sia, vi sono innumerevoli prove del fatto che su
Titano c'è – o c'era – un ciclo dei liquidi, o meglio un ciclo del
metano. Prova ne sono gli innumerevoli canali, i laghi – se di
questo si tratta – o le evidenti prove di erosione.
La questione della quantità di metano è molto importante per i
modelli di atmosfera avanzati. Se vi era un eccesso di metano nel
passato, si ha una modello stabile. Se, invece, non c'era, è la
superficie ad essere il vero contenitore di metano e l'atmosfera ha
un comportamento molto dinamico.
Un modello stabile darebbe una spiegazione della mancanza di
idrogeno nell’atmosfera: infatti i processi responsabili della
liquefazione del metano avrebbero utilizzato l’idrogeno molecolare
per creare composti del metano stesso. Ciò avrebbe abbassato la
temperatura dell’atmosfera.
“Liquid cicle” e metano
Per altri modelli stabili, la presenza dell’aerosol avrebbe comportato
una diminuzione della temperatura superficiale fino a quella attuale
(85-90 °K), necessaria per la liquefazione del metano e la scomparsa
dell’idrogeno molecolare.
Se l’evoluzione non segue un modello stabile, allora il pianeta è
passato attraverso epoche calde e fredde a partire da 2 Gyr fa,
quando la radiazione solare era sufficiente a stabilizzare
un’atmosfera di solo azoto. Tutto ciò perchè la radiazione solare ha
cambiato intensità nel corso degli ultimi 2 - 3 Gyr. Esempi sono le
glaciazioni che hanno colpito la Terra e Marte
Su tali risultati, potremmo dire che fra 5 Gyr, quando il Sole sarà
una gigante rossa, Titano si ritroverà nella fascia abitabile. Allora,
grazie alla elevata temperatura del suolo, si formeranno laghi di
acqua e ammoniaca, la “nebbia” scomparirà grazie alla elevata
attività solare e la vita potrebbe affacciarsi sul satellite di Saturno in
forme molto diverse da come le conosciamo noi.
Presenza di vita.
La prova che non vi sia vita macro - o
microscopica su Titano deriva dal calcolo
del rapporto C12/C13, che per il satellite
vale circa 82.
Siccome per la Terra il valore è maggiore
(circa 95), si può presumere che non vi sia
nessun essere vivente – batterico o
vegetale -, neppure nelle forma
microscopica.
6. Ipotesi per la formazione di Titano
Titano può essersi formato dalla contrazione della nube
protosaturno, attorno ad un nucleo solido. Per la
conservazione del momento angolare si deve essere
formato un disco di gas, ricco di CH4, NH3 e polvere
attorno al protopianeta.
Nelle prime fasi della formazione, Titano sarebbe
stato un oggetto caldo e di composizione omogenea.
In seguito al raffreddamento, gli elementi più pesanti
tendono a cadere verso il centro, lasciando in
superficie quelli più leggeri.
Presenza di vita
Infatti i processi metabolici degli
organismi porterebbero a un accumulo del
C12 .
Inoltre non si sono trovati segni tangibili
di vita microscopica, come – ad esempio resti “fossili” di batteri.
Future missioni astrobiologiche
1. CHIMICA DEI SISTEMI ORGANICI IN ASSENZA DI H20:
sistemi organici, sostenuti dall'energia derivante dai processi di
polimerizzazione, simile all'energia geotermica, potrebbero svilupparsi su
tempi molto lunghi. Candidato ideale come base per la vita è l'acrilonitrile
CH2CHCN. Resta da capire come funga da catalizzatore, vista la sua natura
non polare.
2. CHIMICA DEI SISTEMI ORGANICI IN PRESENZA DI H20:
ciò potrebbe verificarsi nei crateri derivanti da impatto, dove si è
visto che vi è un modesto accumulo di acqua liquida per brevissimi periodi.
Il problema è la ricerca di siti adatti e di recenti cadute di meteoriti.
3. VITA NELL'INTERNO DEL PIANETA: si deve cercare di capire se
sotto la regione di ghiaccio di Titano, posta poco al di sotto della superficie,
vi sia una zona mista di acqua e ammoniaca liquida (come pensa J. Lunine).
Questa mistura potrebbe
essere la base per la formazione della vita e della
energia necessaria per farla
proliferare. Il problema è capire quanto il
ghiaccio sia spesso e se giochi un
ruolo fondamentale nello sviluppo delle
forme viventi, qualunque esse
siano.
Bibliografia
• Conway et al.
“An Introduction to Astrobiology”
Cambridge University Press
• Sullivan e Baros
“Planets and Life: the emerging science of
astrobiology”
Cambridge University Press
Online resource:
• http://saturn.jpl.nasa.gov