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124-2-2005 R. Bedogni - http://naomi.bo.astro.it/bedogni

Il Pozzo delle Idee Titano: il satellite misterioso di Saturno

24 febbraio 2005

INAF -Osservatorio Astronomico di Bolognawww.bo.astro.it


Galileo GalileiSaturno è stato il primo pianeta osservato al telescopio da Galileo Galilei nel luglio del 1610. ".... Saturno non è un astro singolo, ma e' composto di tre corpi, che quasi si toccano, e non cambiano né si muovono l'uno rispetto all'altro, e sono disposti in fila lungo lo zodiaco, e quello centrale è tre volte più grande degli altri due...." (disegno e testo di Galileo Galilei)

Galileo aveva inconsapevolmente osservato gli anelli di Saturno che gli apparivano in quel modo soltanto a causa dei limiti del suo piccolo strumento a 20 ingrandimenti.


C. Huygens (1629-1695)

Nel 1655 Huygens suggerì la soluzione alle misteriose appendici di Saturno.


Huygens la scoperta degli anelli di Saturno e di Titano

Con un telescopio maggiormente perfezionato C. Huygens distinse la struttura ad anello continuo che circonda tutto il pianeta. Del 1655 èanche la scoperta di Titano.


Cassini

La successiva sparizione degli anelli, avvenuta nel 1671-72, fornìl’occasione a Giovanni Cassini per la scoperta di due nuovi satelliti: Giapeto e Rea. Durante la successiva sparizione degli anelli, avvenuta nel 1685, Cassini scoprì altri due nuovi satelliti: Teti e Dione.

Saturno visto di taglio da HST


La divisione di Cassini

Qualche anno dopo Cassini osservò che quello che si presumeva essere un unico anello rigido e opaco in realtà era diviso in due anelli separati da una lacuna posta a circa due terzi di distanza rispetto al bordo interno.

Oggi questa separazione viene chiamata Divisione di Cassini. L’anello esterno alla divisione viene chiamato anello A mentre quello interno e più luminoso viene detto anello B.


Maxwell

Nel 1857, James C. Maxwell dimostrò matematicamente che gli anelli di Saturno dovevano essere composti da particelle e da satelliti troppo piccoli per poter essere visti dalla Terra. Ciascun frammento avrebbe seguito la sua orbita attorno al pianeta, i frammenti più vicini a velocitàmaggiore rispetto a quelli più lontani, secondo le leggi di Keplero.


Saturno, un riassunto storico Satellite sparizione

degli anellianno della scoperta scopritore

Titano 1655-56 1655 C. Huygens

Giapeto 1671-72 1671 G.D. Cassini

Rea 1671-72 1672 G.D. Cassini

Teti 1685 1684 G.D. Cassini

Dione 1685 1684 G.D. Cassini

Encelado 1789-90 1789 W. Herschel

Mimas 1789-90 1789 W. Herschel

Iperione 1848-49 1848 W.Bond, G. Bond, W. Lassell

Giano 1966 1966 A. Dollfus

Epimeteo 1966 1966 J. Fountain, S. Larson, R. Walker

Telesto 1979-80 1980 B. Smith, S. Larson, H. Reitsema

Calipso 1979-80 1980 D. Pascu, P.K. Seidelmann, W. Baum, D. Currie

Elene 1979-80 1980 P. Laques, J. Lecacheux


Distanza dal Sole (U.A.) =9,5538 Distanza dal Sole (km) =1 429 400 000 Periodo di rivoluzione (anni) =29,459 Eccentricità=0,056 Inclinazione rispetto all'eclittica =2° 29´Velocità orbitale media (km/sec) =9,67

Massa (Terra=1) =95,181 Raggio equatoriale (km) =60268 Raggio equatoriale (Terra=1) =9,449 Densità media (Terra=1) =0,13Accelerazione di gravità (Terra=1) =0,93 Velocità di fuga (km/sec) =35,49 Periodo di rotazione =10h 13m 23s

Inclinazione sul piano dell'orbita =26,73°Albedo=0,47 Magnitudine visuale=-0,67 Numero satelliti = oltre 25Noto sin dall’antichità

Un’immagine di Saturno osservato da Terra con il Nord

Optical Telescope

Saturno


L’esplorazione spaziale di Saturno-Pioneer 11

La prima navicella spaziale ad avvicinarsi a Saturno fu il Pioneer 11, lanciato il 6 aprile 1973.

La navicella raggiunse Saturno nel 1979 fotografandolo dalla distanza di 24000 km. Furono scoperti due nuovi satelliti ed un altro anello (chiamato anello F).


Le missioni Voyager I e II

Le navicelle Voyager 1 e 2 furono lanciate dalla NASA alla fine dell’estate 1977 da Cape Canaveral. Gli incontri con Saturno avvennero il 12 novembre 1980 per il Voyager 1 che passò a 64000 km di distanza e il 25 agosto 1981 per il Voyager 2 che fotografò il pianeta da 41000 km di altezza.


Saturno

La caratteristica principale di Saturno, anche se presente pure in tutti gli altri pianeti giganti, sono gli anelli che lo circondano.

Saturno visto dal Voyager


Saturno il sistema degli anelli

Le sorprese più sconcertanti dei dati inviati dai Voyager riguardano proprio alla struttura degli anelli.


Saturno il sistema degli anelliAnello(nome)

Distanza(RSaturno)

Larghezza(km) Spessore Massa Satellite

Pastore

? --

--

--

--

--

Prometeo ed Atlante

--

--

Pandora, Giano, Epimeteo

Mima

Encelado

1,1×1021

?

2,8×1022

5,7×1020

6,2×1021

?

?

?

6,2×109

--

D 1,11-1,24 7500 200000

C Anello scuro 1,24-1,52 17500 ?

Divisione di Maxwell 1,45 270 ?

B 1,52-1,95 25500 0,1-1

Divisione di Cassini 1,95-2,02 4700 ?

A 2,02-2,27 14600 0,1-1

Divisione di Encke 2,214 325 ?

Divisione di Keeler 2,263 35 ?

F 2,324 30-500 0,01-1

G 2,75-2,88 8000 100-1000

E 3-8 300000 1000


Saturno il sistema degli anelliAnello(nome)

Distanza(RSaturno)

Larghezza(km) Spessore Massa Satellite

Pastore

D 1,11-1,24 7500 200000 ? --

C Anello scuro 1,24-1,52 17500 ? 1,1×1021 --

Divisione di Maxwell 1,45 270 ? ? --

B 1,52-1,95 25500 0,1-1 2,8×1022 --

Divisione di Cassini 1,95-2,02 4700 ? 5,7×1020 --

A 2,02-2,27 14600 0,1-1 6,2×1021 Prometeo

ed Atlante

Divisione di Encke 2,214 325 ? ? --

Divisione di Keeler 2,263 35 ? ? --

F 2,324 30-500 0,01-1 ? Pandora, Giano ed Epimeteo

G 2,75-2,88 8000 100-

1000 6,2×109 Mima

E 3-8 300000 1000 -- Encelado


La divisione di Cassini

La divisione di Cassini non è affatto vuota ma solcata da anelli piùdeboli.


La struttura degli anelli

Talvolta gli anelli sono intrecciati fra loro, altre volte sono eccentrici. In senso radiale, si vedono come dei "raggi di bicicletta" ora chiari ora scuri che si formano e si dissolvono con la rotazione differenziale degli anelli.


L’anello F

L’anello F appare costituito da tre filamenti larghi 30 km e confinati in poco piùdi 300 km. Lungo l’anello appaiono anche degli addensamenti a distanze regolari ogni 9000 km.

I filamenti sono intrecciati e i "nodi" di questo intreccio sono variabili nel tempo. Il fenomeno dell’intreccio e degli addensamenti viene interpretato come effetto di alcuni satelliti con le loro "risonanze gravitazionali".


I satelliti pastore

In particolare i minuscoli satelliti 1980 S 26 (Pandora) e 1980 S 27 (Prometeo) si comportano da "guardiani del gregge" per i frammenti che compongono l’anello F. Essi stanno uno per parte rispetto all’anello e si muovono a velocità un po’diverse (più lento quello esterno e più veloce quello interno). Si deve ad essi non solo la conservazione dell’anello ma anche il periodico accavallarsi dei suoi tre filamenti.


Saturno il sistema degli anelli


Aurore planetarie su Saturno viste da HST


Saturno visto di taglio da HST


Saturno ed alcuni dei suoi satelliti

Anche Saturno ha un gran numero di satelliti (oltre 20) di tutte le dimensioni che orbitano attorno a lui. N.B. Le dimensioni dei satelliti non sono in scala


Mima Encelado Teti Dione ReaMassa (1020

kg)Raggio medio (km)Densitàmedia (g cm-3)Albedo geometrica

11,06,270,650,375

198,6 ± 0,6 529,9 ± 1,5

1,165 ±0,023

249,4 ± 0,2

1,603 ±0,345

0,6 0,99 ± 0,06

0,991 ±0,009

0,8

559 ± 5

1,490 ±0,040

0,6

23,1

764 ± 4

1,240 ±0,044

0,6

I satelliti ghiacciati di Saturno


L’esplorazione di Saturno con la sonda CassiniNASA-ESA-ASI

Indirizzi web: http://www.jpl.nasa.gov/ - NASAhttp://www.esa.int - ESAhttp://www.asi.it - ASI (Agenzia Spaziale Italiana)


La sonda Cassini-CaratteristicheLa sonda Cassini ha una altezza di 7 m un diametro di 4 ed una massa al momento del lancio di 5600 kg di cui la metà di propellente e 300 kg del modulo Huygens.

E’ uno dei più grandi satelliti di esplorazione planetaria mai realizzati.

L’energia elettrica èprodotta da tre generatori termonucleari RTG

La durata prevista 11 anni


15/Ottobre/1997 - Lancio con il Titan IV/Centaur

Il lungo viaggio della sonda Cassini

11/Giugno/2004 - Arrivo nei pressi di Saturno - avvicinamento a Phoebe

1/Luglio/2004 - Cassini si inserisce in orbita attorno a Saturno

25/Dicembre/2004 - Separazione del modulo "Huygens"

14/Gennaio/2005 - Entrata del modulo "Huygens" nell'atmosfera di Titano

25/Dicembre/2008 - Fine della missione principale


La sonda Cassini

Partita il 15 ottobre 1997 la sonda Cassini è arrivata nei pressi di Saturno l’11 giugno del 2004.

Generatore

Antenna ad alto guadagno (ESA Italia)

Magnetometro

Antenna radio

Motori

Radar

Modulo Huygens


Alcuni strumenti della sonda Cassini

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)Studia il plasma vicino al campo magnetico di SaturnoCosmic Dust Analyser (CDA)Ghiaccio e polvere in orbita attorno a Saturno

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)Misure nell’ I.R. del sistema di Saturno (pianeta, anelli e satelliti)

Imaging Science Subsystem (ISS)Immagini nel visibile, U.V. e vicino I.R.


L’avvicinamento di Cassini a Saturno

Saturno ripreso dalla sonda il 27 febbraio 2004 da una distanza di circa 70 milioni di km.

Cassini Orbiter


Saturno visto dalla sonda Cassini e dal Telescopio Spaziale HST

Saturno visto dal Telescopio

Spaziale HST

Saturno visto dalla sonda

Cassini


La sonda Cassini osserva la struttura degli anelli

Cassini Orbiter


Nubi e macchie nell’atmosfera di Saturno

Cassini Orbiter


La sonda Cassini osserva le nubi nell’atmosfera di Saturno

Cassini Orbiter


La sonda Cassini osserva le nubi nell’atmosfera di Saturno verso il Polo Sud

19 agosto 2004

Immagine da 6 milioni di km della

sonda Cassini


Febe un satellite di Saturno

Cassini Orbiter


Parametri orbitali e fisici di Titano•Scoperto da C. Huygens

•Data della scoperta 1655

•Massa (kg) 1,35 ⋅ 10 23

•Massa (Terra = 1) 0,02259

•Raggio equatoriale (km) 2 575

•Raggio equatoriale (Terra = 1) 0,40373

•Densità media (gr/cm3) 1,88

•Distanza media da Saturno (km) 1 221 850

•Periodo di rotazione (giorni) 15,9454

•Periodo orbitale (giorni) 15,9454

•Velocità di fuga (km/sec) 2,65

•Albedo 0,21

•Magnitudine visuale (Vo) 8,28

•Temperatura media -178 0 C

•Pressione atmosferica (bars) 1,5


Titano-Satellite di Saturno

•E’ il più grande dei satelliti di Saturnomaggiore di Mercurio !

Titano visto dal Voyager

•ma è pur sempre bassa rispetto a quella dei pianeti interni ( la densità di Titano è « di quella della Terra) il che suggerisce che abbia si una superficie solida ma anche una grande quantitàdi ghiaccio nel suo interno

•la sua densità (1,88 gr/cm3 ) infatti èmaggiore di quella di Saturno (0,69 gr/cm3 ) e di quella media degli altri satelliti (1,0-1,4 gr/cm3 ) indicando l' insolita presenza di un nucleo roccioso.


Titano un satellite enigmatico •Come si è formato Titano ??

•Titano è un caso unico di satellite dei pianeti esterni con una atmosfera “spessa” il che lo rende completamente diverso dai pianeti interni che hanno una atmosfera “secondaria”.

•L’unico altro caso di satellite dei pianeti esterni con atmosfera èTritone satellite di Nettuno. L’atmosfera di Tritone è però meno “spessa” di quella di Titano !

•Per capire come si è formato ènecessario parlare della atmosfera di TitanoTitano visto dal Voyager


Titano visto dal HST

Solo con le osservazioni infrarosse effettuate con il Telescopio Spaziale (HST)è stato possibile catturare alcuni dettagli della superficie.


Titano visto dal VLT dell’ESO

Le osservazioni con il Telescopio VLT dell’ESO hanno permesso di evidenziare le strutture principale di Titano (aprile 2004)


Titano visto dal telescopio Keck

Agosto 1999- immagine di Titano riprese dal telescopio Keck di 10 metri di apertura.


Titano-L’atmosferaAtmosfera primordiale con azoto 93 % argon 6% ed il resto metano + tracce di idrocarbonati (acetilene, etilene, etano, propano, diacetilene, metano monodeuterato etc…)

Le sue condizioni attuali sembrano analoghe a quelle della Terra di miliardi di anni e quindi favorevoli allo sviluppo di composti organici.

La temperatura superficialeè circa -179 ° C, per poi risalire a -73 ° C nella stratosfera.

La pressione atmosferica èdi ~ 1,5 bars cioè 1,5 volte la pressione terrestre (1 atm) al livello del mare.


Titano-L’atmosferaSpecie

ChimicaFrazione molare Frazione molare Frazione molare

N2 azoto 0,98

Ar argon Misura essenziale ! 0

CH4 metano 0,018

H2 idrogeno 0,002

idrocarbonati all’equatore ~6 m bar Al polo Nord 0,1 m bar

~1,5 m bar

C2H6 etano 1,3 · 10 -5 1,5 · 10 -5 1,0 · 10 -5

C3H8 propano 7,0 · 10 -7 5,0 · 10 -7

C4H2 diacetilene 1,4 · 10 -9 4,2 · 10 -8 2,7 · 10 -8

CH3 D metano mono deuterato

1,1 · 10 -5 2,7 · 10 -8

CO2 1,4 · 10 -8 < 7,2 · 10 -9

HCN nitrili 1,6 · 10 -7 2,3 · 10 -6 4,0 · 10 -7

HC3 N < 1,5 · 10 -9 2,5 · 10 -7 8,4 · 10 -8

C2 H2 acetilene 2,2 · 10 -6 4,7 · 10 -6 2,3 · 10 -6

C2 H4 etilene 9,8 · 10 -8 3,0· 10 -6


Titano composizione chimica della atmosfera

Specie Chimica %

N2 azoto 92,5 %

Ar argon ~ 4 % misura essenziale da Cassini !

CH4 metano 3 %

CO monossido di carbonio 50 ppm (ppm = parti per milione)

C2H6 etano 20 ppm

H2 idrogeno tracce (elemento volatile)

idrocarbonati

C3H8 propano 1 ppm

CO2 anidride carbonica 0,01 ppm

HCN nitrili 1 ppm

C2 H2 acetilene 4 ppm

C2 H4 etilene 1 ppm


Formula chimica

Peso atomico

Punto di fusione

Punto di ebollizione

Punto Triplo

Azoto Molecolare N 2 28 amu -210 o C -196 o C -210 o C a

0,12 bar

Monossido di carbonio CO 28 amu -205 o C -192 o C -205 o C a

0,15 bar

-182,5 o C

-182,7 o C

-187,6 o C

-162 o C

-88,6 o C

-42 o C

Metano CH416,04 amu

-182,48 o C a

0,117 bar

Etano C2H630,07 amu

-182 o C a 0,00 bar

Propano C3H844,1 amu

-188 o C a 0,00 bar

Chimica dei principale componenti della atmosfera di Titano


Titano-L’atmosfera

Avendo una velocità di fuga di 2,5 km/sec è in grado, date le basse temperature atmosferiche, di trattenere gli elementi volatili della sua atmosfera.

Spettro medio sul disco di Titano

Gli idrocarbonati (laghi di etano allo stato solido sulla superficie) si presume che alla luce del Sole, vengano distrutti (fotodissociazione) cosìda formare uno strato di nebbia analogo a quello che sovrasta le nostre grandi città nelle giornate di smog. Modesto effetto serra da parte del metano.


Titano-L’atmosfera

Un confronto tra l’atmosfera di Titano e quella della Terra


Titano-Modelli di atmosfera

L'atmosfera è costituita da due strati di nubi a circa 10 e 40 km di altezza dalla sua superficie.

Troposfera

Stratosfera

Oltre i 200 km si trova un “foschia”di materiale organico

La chimica complessa che vi si sviluppa è la probabile causa del suo colore arancione.


La curiosa superficie di Titano

Ha una superficie costituita da clatrati, dovuti alla condensazione di molecole di etano, metano, azoto ed anidride carbonica a basse temperature che si aggregano come strutture cristalline attorno al ghiaccio (es. sulla Terra il metano idrato).

Una ricostruzione della superficie di Titano con un “fiume”di etano - Copyright © Walter Myers


I Clatrati nei ghiacci polariIn prossimità della zona di transizione (700 - 1300 m sotto la crosta ghiacciata), air Coesistono bolle di aria e i clatrati solidi cristallini analoghi al ghiaccio strutturati in un rigido lattice che presenta inclusioni di gas ad esempio metano idrato !

Le strutture qui mostrate sono molto piccole con diametri tra 20 e 300 µm.


Metano idrato nel fondo degli oceani

1 m3 di metano idrato può contenere

fino a 164 m3 di metano

Diagramma di fase del metano idrato


nucleo

Fe-Si

silicati

clatrati

clatrati + H2O ghiacciata

Astenosfera metano ed acqua liquidi

Litosfera metano ed acqua + ghiaccio

Struttura interna di Titano

• Massa (kg) 1,35 ⋅ 10 23

• Massa (Terra = 1) 0,02259

• Raggio eq. (km) 2,575

• Raggio eq. (Terra = 1) 0,40373

• Densità media (gr/cm3) 1,88

• Temperatura media -178 0 C

• Pressione atm. (bars) 1,5


Oceani di metano/etano su Titano ??La superficie di Titano potrebbe essere ricoperta da oceani di metano ed etano nelle seguenti percentuali•C2H6 ~69 % (etano)•N2 ~6 %•CH4 ~25 % (metano)mescolati con il ghiaccio in clatrati.

Una ricostruzione di perturbazioni atmosferiche sulla superficie di Titano - Copyright ©Don Dixon 2000 cosmographica.com

Continuo scambio tra l’atmosfera e la superficie


La formazione di Titano

Titano si è formato in una sotto-nebulosa Saturniana parte della nebulosa planetaria primordiale. La bassa temperatura ha portato alla formazione dei clatrati a differenza di quanto successo per Ganimede e Callisto satelliti di Giove !

Ganimede Callisto Titano NB le immagini non sono in scala


TRITONE GANIMEDE CALLISTO TITANORaggio (km) 1352 2631 2410 2575 6378

Temperatura media (C) -215 -160 -155 -180 15

134,61881

1,35

2,6

382,7

1222

15,9

5,6

0,33

0,029

148,21940

1,43

2,7

171,7

1070

7,2

10,9

0,21

0,0015

Massa (1021 kg)

TERRA

107,6 59745515

9,8

11,2

24,0

------

------

------

Densità (kg/m3)

------

------

1830

1,24

2,4

400,5

1883

16,7

8,2

0,51

0,007

Gravità (m/s2)Velocità di fuga (km/s)Periodo Rot. (ore)Distanza Orbitale (103

km)Periodo orbitale (giorni)Velocitàorbitale (km/s)Inclinazione (gradi)Eccentricità

21,52050

0,78

1,5

-141,0

355

5,9

4,4

157,3

0,000


Tritone Plutone e Titano

Titano ha una atmosfera simile a quella di Tritone e di Plutone. Ma Tritone e Plutone sono probabilmente dei “trasnettuniani” e la loro origine è diversa da quella di Titano

Tritone Plutone Titano N.B. le immagini non sono in scala


Titano ai raggi X - una radiografia interplanetaria

Titano visto dalla sonda Chandra nel passaggio di fronte alla

Nebulosa del Granchio


La superficie di Titano

Attraverso l’atmosfera di

Titano in prossimità del

Polo Sud

Da una distanza di 339000 km

risoluzione 10 km

Le nubi hanno una estensione

di 450 km

Cassini Orbiter


La superficie di Titano

Da una distanza di 339 000 km risoluzione 10 km

dettagli della superficie

Mosaico della regione nei pressi del Polo Sud

di Titano


Mappe della superficie

Una mappa di Titano visto dalla sonda Cassini confrontata con quella del VLT


Si penetra l’atmosfera di Titano

Le ultime immagini di Titano della sonda Cassini suggeriscono che non esista un unico oceano ma una serie di mari, laghi e fiumi di Idrocarbonati (etano e metano) con letti di ghiaccio ed anidridecarbonica ghiacciata


Si penetra l’atmosfera di Titano

A 2 micron le zone scure ghiaccio quelle chiare clatrati

A 2,8 micron solo zone scure ghiaccio

A 5 micron immagine analoga a quella a 2 micron

Nube brillante di metano visibile in tutte e tre le immagini


Foschia nell’atmosfera di Titano

Immagini di Titano dalla sonda Cassini (6 agosto 2004) con risoluzione di 4,7 km per pixel presa a 338 nanometri nell’U.V.

Si osserva uno strato di colore viola che mostra la parte piùesterna della atmosfera di Titano.


Gli strati alti dell’atmosfera di Titano visti dalla sonda Voyager

Immagini degli strati più alti della atmosfera di Titano dalla sonda Voyager il 12 novembre del 1980


Gli strati alti dell’atmosfera di Titano

Immagini degli strati più alti della atmosfera di Titano dal Cassini Orbiter-immagine a 338 nanometri nell’U.V.

La sorpresa consiste in una maggiore stratificazione della parte alta dell’atmosfera di Titano.


Crateri di impatto - Circus Maximus

Immenso cratere di impatto del diametro di ~ 440 km -Cassini Orbiter15 febbraio 2005 3 o fly-by mappa radar - E`la prima struttura di impatto osservata sulla superficie di Titano !

440 km


Crateri di impatto - Circus Maximus


Pianure e rilievi di Titano

Cassini Orbiter febbraio 2005 3 o fly-by mappa radar. Strutture “criovulcaniche” ? Con ghiaccio e misto acqua ed ammoniaca ?

300 km


L’effetto del vento -confronto tra Titano e Marte

Cassini Orbiter 26 ottobre 2004-immagine IR del risoluzione di 0.83 km per pixel (sito di atterraggio di Huygens)

Viking 1 Orbiter


Crateri di impatto sulla superficie di Titano

La sonda Cassini il 15 febbraio 2005 riprende sulla superficie di Titano questo cratere di impatto causato da una cometa od asteroide di 5-10 km di diametro

La distribuzione asimmetrica del materiale espulso nell’impatto suggerisce l’effetto di venti atmosferici poco dopo l’impatto

Cassini Orbiter 15 febbraio 2005 3 o fly-by mappa radar

60 km


Titano

Titano visto dal telescopio spaziale HST

(animazione)

Titano visto dalla sonda Cassini (animazione)


Titano-La sonda Cassini ed il modulo Huygens


Strumenti del modulo Huygens

Huygens Atmospheric Structure Instruments

(HASI)

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)


L’esplorazione di Titano

La sonda Cassini giunta nei pressi di Titano ha liberato il modulo Huygens, il 15 gennaio del 2005, per un esplorazione dettagliata della sua atmosfera. La misura della percentuale di Argon(distinguendo tra l’Ar36 e l’Ar38 primordiali e l’Ar40 secondario) nella sua atmosfera sarà essenziale per capire come si è formata !


L’esplorazione di Titano

Da una altezza di 150 km sono entrati in funzione sei strumenti che hanno registrato le caratteristiche della superficie durante la discesa

Immagine composta da 30 spot digitali presi da DISR (DescentImager/SpectralRadiometer) tra 13 ed 8 km di altezza durante la discesa verso la superficie del modula Huygens


La discesa del modulo HuygensLa durata della missione di Huygens èstata limitata a 3 ore dal momento che non può inviare direttamente il suo segnale a Terra ma tramite un passaggio dalla sonda madre Cassini.

Huygens è stato progettato per mandare segnali per 30 minuti ma il radiotelescopio di Parkes in Australia ha verificato che il modulo è rimasto attivo per altre due ore


La discesa del modulo Huygens

Immagine ripresa durante la discesa di Huygens- DISR (DescentImager/Spectral Radiometer)

La struttura brillante “lineare”suggerisce la presenza di una area in cui il ghiaccio di acqua è stato espulso sulla superficie.

I canali più scuri potrebbero essere invece a “sorgenti”di metano liquido piuttosto che piogge di metano




Le aree chiare e scure potrebbero essere collegate a differenti altezze rispetto al suolo

Il sistema SSP (Surface Package Sistema) ha esaminato con la spettroscopia il suolo che è risultato avere una consistenza sabbiosa.

Risulta confermato che sulla superficie di Titano il metano è (o almeno è stato) presente in forma liquida


La discesa del modulo HuygensImmagine ripresa dal DISR (DescentImager/SpectralRadiometer) da 16,2 km di altezza, risoluzione 40 m

Si nota una complessa rete di canali di drenaggio che scorrono dalle alture (le zone più brillanti) verso le regioni ad altezza minore (zone scure nell’immagine).

Questi canali sembrano sfociare in veri e propri letti lacustri.



Panoramica a 360 gradi attorno al modulo Huygens durante la discesa su Titano.

Le immagini sono state prese da 8 km di altezza con una risoluzione massima di 20 metri.



Il modulo Huygens su Titano

Immagine dalla superficie di Titano il 14 Gennaio 2005.

Il colore è stato scelto in base alle indicazioni spettroscopiche.

Si nota l’evidenza di effetti di erosione alla base dei “ciotolighiacciati” indicando la presenza di flussi di liquido.

La superficie appare piùscura di quanto atteso e consiste di una miscela di acqua ed idrocarbonati.


Il modulo Huygens su Titano

Le immagini della superficie riprese dal DISR mostrano dei ciottoli arrotondati sul letto di un fiume in secca.

Gli spettri rilevati (colori) indicano che la loro composizione è quella del ghiaccio d’acqua sporco piuttosto che quella di silicati. E tuttavia, alle rigide temperature di Titano, appaiono avere la stessa consistenza delle rocce.


Il suolo di TitanoIl suolo di Titanosembra formato, almeno in parte, di depositi precipitati della foschia organica che avvolge il pianeta.

Questo materiale scuro viene estratto dall’atmosfera. La pioggia di metano, si concentra sul fondo dei canali di drenaggio e nei letti dei fiumi, contribuendo così alla formazione delle aree scure visibili nelle immagini catturate dal DISR.


L’argon nella atmosfera di Titano segnale che Titano è geologicamente attivo

La determinazione della percentuale di Argon(distinguendo tra l’Ar36 e l’Ar38 primordiali e l’Ar40

secondario) nella sua atmosfera era una misura essenziale della missione Cassini-Huygens. L'individuazione nell'atmosfera di Ar40 indica che Titano è stato interessato da attivitàvulcaniche che non hanno generato lava, come sulla Terra, ma ghiaccio d'acqua e ammoniaca.

87Università degli Studi di Bologna, Dipartimento di AstronomiaINAF – Osservatorio Astronomico di Bologna

Stelle d’estate a Bologna

La presentazione è terminata Indirizzo web del relatore: http://naomi.bo.astro.it/bedogni

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