Titano (astronomia)

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Titano
(Saturno VI)
Titan Visible.jpg
Satellite di Saturno
Scoperta 25 marzo 1655
Scopritore Christiaan Huygens
Parametri orbitali
(all'epoca J2000.0)
Semiasse maggiore 1 221 931 km
Periodo orbitale 15,94542 giorni
Inclinazione rispetto
all'equat. di Saturno
0,34854°
Eccentricità 0,028880
Dati fisici
Diametro medio 5 150 km
Superficie 8,3 × 1013 
Massa
1,345 × 1023 kg
Densità media 1,88 × 103  kg/m³
Acceleraz. di gravità in superficie 1,35 m/s²
(0,14 g)
Velocità di fuga 2 630 m/s
Periodo di rotazione Rotazione sincrona
Inclinazione assiale
Temperatura
superficiale
94 K (media)
Pressione atm. 146 700 Pa
Albedo 0,21
Dati osservativi
Magnitudine app.
7,9 (min)
8,7 (max)

Titano è il più grande satellite naturale del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell'intero sistema solare; supera in dimensioni il pianeta Mercurio, per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede. Si tratta inoltre dell'unico satellite in possesso di una densa atmosfera, che in passato ha impedito uno studio dettagliato della sua superficie dalla Terra. Con la missione spaziale Cassini-Huygens è stato possibile studiare l'oggetto da distanza ravvicinata ed il lander Huygens è atterrato con successo sul suolo titaniano.

L'atmosfera titaniana appare ricca di metano e la temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo.

Misure condotte con telescopi terrestri hanno evidenziato che la superficie non è uniforme e presenta quelli che potrebbero essere dei continenti.

Cenni storici[modifica | modifica sorgente]

Titano fu scoperto il 25 marzo 1655 dall'astronomo olandese Christiaan Huygens. Si trattava del primo satellite naturale ad essere individuato dopo i satelliti galileiani di Giove.

Huygens lo denominò semplicemente, in lingua latina, Luna Saturni ("il satellite di Saturno") ad esempio nell'opera De Saturni Luna observatio nova del 1656. Quando più tardi Giovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamare Teti, Dione, Rea e Giapeto (complessivamente noti come satelliti lodicei); la tradizione di battezzare i nuovi corpi celesti scoperti in orbita attorno a Saturno proseguì e Titano iniziò ad essere designato, nell'uso comune, come Saturno VI, perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta.

Il nome di Titano venne suggerito per la prima volta da John Herschel (figlio del più celebre William Herschel) nella sua pubblicazione Risultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del 1847. Di conseguenza iniziò la tradizione di denominare gli altri satelliti saturniani in onore dei titani della mitologia greca o delle sorelle e dei fratelli di Crono.

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

La magnitudine apparente di Titano dalla Terra oscilla fra 7,9 ed 8,7. Il satellite non si trova mai ad una distanza angolare da Saturno superiore a 20 raggi saturniani. Sebbene invisibile ad occhio nudo, Titano può essere individuato attraverso piccoli telescopi (con diametro maggiore di cm) o binocoli particolarmente potenti. Il diametro apparente del suo disco è mediamente pari a 0,8 secondi d'arco.

Orbita e rotazione[modifica | modifica sorgente]

Titano orbita intorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore. Come la Luna e molti altri satelliti dei giganti gassosi, il suo periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi in rotazione sincrona con Saturno. L'orbita presenta un'eccentricità di 0,0288 ed un'inclinazione di 0,348° rispetto al piano equatoriale di Saturno.[1]

Titano è in risonanza orbitale 3:4 con il piccolo ed irregolare Iperione. Da un'analisi basata su modelli teorici è ritenuta improbabile un'evoluzione lenta e progressiva della risonanza, durante la quale Iperione sarebbe migrato da un'orbita caotica all'attuale. Piuttosto Iperione si è probabilmente formato in una fascia orbitale stabile mentre Titano, più massiccio, assorbiva o scacciava gli oggetti che gli si trovavano in fasce orbitali intrinsecamente instabili.[2]

Dati fisici[modifica | modifica sorgente]

Titano in falsi colori; sono visibili dettagli della sua superficie e dell'atmosfera.

Titano è stato a lungo ritenuto il satellite più grande del sistema solare. In verità le prime osservazioni dalla Terra sono state disturbate dalla sua densa atmosfera, che ha causato una stima per eccesso delle dimensioni reali del corpo.[3] Il satellite gioviano Ganimede è leggermente più grande di Titano oltre che più massivo.

Le proprietà fisiche di Titano sono simili a quelle di Ganimede e Callisto,[4] del satellite nettuniano Tritone e di Plutone. La massa del satellite è rappresentata verosimilmente per metà da ghiaccio e per l'altra metà da materiale roccioso.

Struttura interna di Titano.

La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con un nucleo roccioso dal diametro di circa 3 400 km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio.[5] L'interno di Titano potrebbe essere ancora caldo e vi potrebbe essere uno strato liquido composto da acqua ed ammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state recentemente scoperte dalla sonda Cassini, nella forma di onde radio ELS naturali, nell'atmosfera della luna. Si ritiene che la superficie di Titano sia poco riflettente per le onde ELS; quindi queste dovrebbero venir riflesse da una superficie di separazione tra uno strato ghiacciato ed uno liquido in un oceano presente al di sotto della superficie.[6] Inoltre, dal confronto fra le immagini raccolte nell'ottobre del 2005 ed il maggio del 2007, appare evidente una traslazione della crosta anche di 30 km, per effetto dei venti atmosferici. Ciò avvalora l'ipotesi della presenza di uno strato liquido all'interno del satellite sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale.[7]

Sebbene la composizione chimica titaniana sia analoga a quella degli altri satelliti naturali di Saturno, e in particolar modo Rea, Titano presenta una densità maggiore per via della compressione gravitazionale.

Atmosfera[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Atmosfera di Titano.
Grafico che descrive la temperatura, la pressione ed altri aspetti dell'atmosfera e del clima di Titano. Gli strati di foschia nell'atmosfera abbassano la temperatura nelle zone più basse, mentre il metano alza la temperatura sulla superficie. I criovulcani eruttano metano nell'atmosfera, che ricade sulla superficie sotto forma di pioggia, formando dei laghi

Titano è l'unico satellite naturale del sistema solare a possedere un'atmosfera sviluppata. La sua scoperta risale al 1944 quando Gerard Kuiper, facendo uso di tecniche spettroscopiche, stimò la pressione parziale del metano in 10 kPa. In seguito le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell'ambito del programma Voyager hanno permesso di determinare che l'atmosfera titaniana è più densa di quella terrestre, con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore, e le sue imponenti formazioni nuvolose rendono impossibile l'osservazione diretta della superficie. La foschia visibile nell'immagine a fianco contribuisce a sostenere un effetto serra al contrario che, aumentando l'albedo del satellite e riflettendo la luce incidente nello spazio, ne diminuisce la temperatura superficiale.

L'atmosfera è composta al 98,4% di azoto ed all'1,4% di metano. Sono presenti tracce di numerosi altri gas.

Superficie[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Superficie di Titano.

La missione Cassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia. Le poche formazioni simili a crateri da impatto sembra siano state riempite da piogge di idrocarburi o vulcani. L'area attualmente mappata non sembra presentare variazioni in altezza maggiori di 50 m.[8] Tuttavia l'altimetria radar ha coperto al momento solo parte della regione polare Nord.

La superficie di Titano è segnata da vaste regioni di terreno chiaro e scuro, inclusa un'area grande come l'Australia identificata dalle immagini all'infrarosso provenienti dal telescopio spaziale Hubble e dalla sonda Cassini. Questa regione è stata chiamata Xanadu ed è relativamente elevata. Ci sono altre zone scure presenti su Titano osservate dal suolo e dalla sonda Cassini. Si ipotizza che possano essere laghi di metano o etano, ma altre osservazioni sembrano indicare altre ipotesi. Inoltre sono stati individuati alcuni segni lineari che potrebbero indicare attività tettoniche e regioni con materiale chiaro intersecate da lineamenti scuri.

L'ipotesi della presenza di laghi di metano,[9] formulata da tempo dagli scienziati, ha recentemente trovato conferma[10] nelle analisi dei dati raccolti dalla sonda Cassini che hanno permesso di identificare un lago contenente etano, in una soluzione liquida assieme a metano ed altri idrocarburi. Questa scoperta conferma la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull'acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi.

Nel dicembre del 2009 la NASA ha annunciato ufficialmente, dopo esserne stata a conoscenza fin dal 2007, la presenza di un lago di metano, battezzato Kraken, dall'estensione di 400 000 k. Il lago non è stato osservato direttamente dagli scienziati, ma la sua presenza è stata intuita grazie ai dati elaborati dallo spettrometro a infrarossi presente sulla Sonda Cassini. Il secondo grande lago di cui si è attestata l'esistenza è stato il Ligeia Mare, a questi due sono seguiti molti altri laghi di dimensioni inferiori. Dalle immagini scattate dalla sonda nel dicembre del 2012, alcune evidenziano una vallata che sfocia nel lago Kraken, attraversata da un fiume di idrocarburi lungo quasi 400 km.[11]

Inoltre la sonda Cassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni di criovulcani. A differenza dei vulcani attivi sulla Terra i vulcani di Titano eruttano presumibilmente acqua, ammoniaca (che non potrebbe essere altresì presente in superficie, la cui identificazione appare ancora dubbia) e metano nell'atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo. Un'alternativa a questa ipotesi è che le variazioni superficiali siano derivate dallo spostamento di detriti in seguito a piogge di idrocarburi.[12][13]

Esplorazione di Titano[modifica | modifica sorgente]

Titano è stato sorvolato per la prima volta dalle sonde automatiche statunitensi Voyager 1 (la cui traiettoria è stata modificata per favorire un passaggio ravvicinato) e Voyager 2. Sfortunatamente la Voyager 1 non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del pianeta, una circostanza che non era stata prevista. Solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione di Xanadu, ritenuta dagli scienziati probabilmente una catena montuosa o un altopiano.

Quando la Voyager 2 raggiunse il sistema di Saturno apparve chiaro che un possibile cambio di traiettoria per favorire un incontro ravvicinato con Titano avrebbe impedito la prosecuzione del viaggio verso Urano e Nettuno. Dati gli scarsi risultati ottenuti dalla sonda gemella, la NASA decise di rinunciare alla possibilità e la sonda non fu attivamente impiegata per uno studio intensivo di Titano.

La grande mole di dati attualmente conosciuti sul satellite è quasi interamente dovuta alla missione spaziale italo-euro-statunitense Cassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1º luglio 2004 quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumenti radar. Il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre 2004[14] ad una distanza record di appena 1 200 km dall'atmosfera titaniana. Gli strumenti della Cassini hanno individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all'occhio umano.

Dalla sonda madre è stato sganciato il modulo di terra Huygens, privo di motori, che il 14 gennaio 2005 si è tuffato con successo nella densa atmosfera di Titano raggiungendone la superficie dopo una discesa di circa due ore. La sonda, al contrario di quanto sostenuto da alcune teorie, non ha individuato tracce di liquidi di alcun tipo sulla superficie. La consistenza del suolo di Titano è tuttavia risultata simile a quella della sabbia bagnata e non si esclude che il terreno sia periodicamente irrorato da flussi liquidi.

Oltre ad osservazioni di remote sensing (una camera e una radar SAR) Huygens ha fornito una serie di registrazioni dei suoni atmosferici (in particolare del rombo del vento durante l'atterraggio) captati dalla sonda durante la discesa.[15][16] Le registrazioni audio sono state realizzate in laboratorio elaborando i dati forniti dai microfoni montati sulla sonda (Acoustic Sensor Unit).[17]

Attualmente è in fase di progetto un'ulteriore missione congiunta da parte di NASA ed ESA, denominata Titan Saturn System Mission, che dovrebbe comprendere un orbiter per lo studio di Titano e degli altri corpi che compongono il sistema di Saturno, una mongolfiera per lo studio dell'atmosfera e della superficie di Titano ed un lander acquatico, TiME, per lo studio dei mari. Se verrà approvata la missione potrebbe essere lanciata nel 2020.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ NASA, Jet Propulsion Laboratory, JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. URL consultato il 19 agosto 2007.
  2. ^ R. Bevilacqua, Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P., Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case in Earth, Moon, and Planets, vol. 22, n. 2, aprile 1980, pp. 141–152. URL consultato il 27 agosto 2007.
  3. ^ Bill Arnett, Titan in Nine planets, University of Arizona, Tucson. URL consultato il 10 aprile 2005.
  4. ^ Lunine, J., Comparing the Triad of Great Moons, Astrobiology Magazine, 21 marzo 2005. URL consultato il 20 luglio 2006.
  5. ^ G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin, Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model in Icarus, vol. 175, n. 2, 2005, pp. 496–502. DOI:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  6. ^ Jet Propulsion Laboratory, Titan's Mysterious Radio Wave, 1º giugno 2007. URL consultato il 2 giugno 2007.
  7. ^ David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist. URL consultato il 20 marzo 2008.
  8. ^ Stephen Battersby, Titan's complex and strange world revealed, NewScientist.com, 29 ottobre 2004. URL consultato il 28 marzo 2005.
  9. ^ Emily Lakdawalla, The Planetary Society, Early Huygens Results: Titan Threw Curves at ESA Probe, 19 marzo 2005. URL consultato il 28 marzo 2005.
  10. ^ NASA, NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon, 30 luglio 2008. URL consultato il 31 luglio 2008.
  11. ^ Titano. Là dove scorre il fiume…di metano | Scienze Naturali
  12. ^ I crio-vulcani di Titano, Corriere della Sera, 16 dicembre 2008. URL consultato il 16 dicembre 2008.
  13. ^ (EN) Titan's Volcanoes Give NASA Spacecraft Chilly Reception, Jet Propulsion Laboratry (JPL), 15 dicembre 2008. URL consultato il 16 dicembre 2008.
  14. ^ (EN) Mission Overview
  15. ^ Listen to the Sounds of Titan, The Planetary Society, 2011
  16. ^ Sounds of alien world, ESA News, 14 gennaio 2005
  17. ^ Lo strumento, sviluppato dall'Accademia delle Scienze austriaca, faceva parte del sottosistema di analisi della struttura atmosferica (HASI) realizzato da un team internazionale guidato dall'italiano Marcello Fulchignoni. Fonte: The Huygens "Microphone", The Planetary Society, 2011.

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