Francesca Ferrari Gaetano Brando

1. Titano Francesca Ferrari Gaetano Brando

2. Titano Scoperta e caratteristiche 2. Atmosfera 3. Superficie 4. Oceani e laghi 5. La missione Cassini-Huygens 6. Formazione

3. 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

4. Massa 1.35 1023 Kg Raggio equatoriale 2,575 Km Densità media 1.88 g cm-3 Temperatura media superficiale 91 K Pressione atmosferica 1.5 bar Eccentricità dell’orbita 0.0292  Periodo rotazionale 15.95 giorni Periodo orbitale 15.94542 giorni Velocità di fuga 2.65 Km s-1 1. Scoperta e caratteristiche Caratteristiche di Titano

5. 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

6. 1. Scoperta e caratteristiche Lo sviluppodelleconoscenzeriguardantiTitano non subìunaevoluzioneconsiderevolefino al XX secolo, quandol’astronomoComas Solarilevòsudiessoilfenomeno del Limb Darkening, per avereilquale è necessaria la presenzadiatmosfera. Una conferma della esistenza di una atmosfera giunse nel 1940, quando Gerard Kuiper identificò la presenza di CH4 gassoso nello spettro IR.

7. 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

8. Missioni spaziali • Voyager 1 e 2 -Novembre 1980 avvicinamento a 4394 km daTitano • Cassini-Huygens • -Luglio 2004 flyby di Saturno • - Dicembre 2004 sganciata la • sonda Huygens • - 15 Gennaio 2005 arrivo di Huygens • su Titano

9. 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.

10. 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.

11. 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.

12. 2. L’atmosfera di Titano Struttura dell’atmosfera

13. 2. L’atmosfera di Titano Profilo della temperatura dell’atmosfera di Titano in funzione dell’altitudine

14. 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 8 10-9 CO2 (Diossido di carbonio)‏ (3 ÷ 7) 10-10

15. 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

16. 2. L’atmosfera diTitano 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:

17. 2. L’atmosfera di Titano • Dalle reazioni di fotodissociazioni che coinvolgono CH4 risultano idrocarburi. • Alcuni esempi : • In particolare H2 reagisce con i composti del C derivanti dalle precedenti reazioni dando luogo alla formazione di CH3 (metile).

18. 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: • Ove M è una molecola che funge da catalizzatore.

19. 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:

20. 2. L’atmosfera diTitano L’etilene C2H4 puòa 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.

21. Tabella riassuntiva dei processi presenti nell'atmosfera di Titano

22. 2. L’atmosfera diTitano 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.

23. 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.

24. 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.

25. 2. L’atmosfera di Titano Immagine dell’alta atmosfera

26. 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.

27. 2. L’atmosfera di Titano Nubi: questa sequenza di immagini mostra l’evoluzione di un sistema di nubi nell’arco di cinque ore.

28. 2. L’atmosfera di Titano Nubi “monsoniche”

29. 3. La superficie di Titano Queste immagini, ottenute dalla sonda Huygens, mostrano una fitta rete di canali vicino ad una linea costiera.

30. 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.

31. 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

32. 3. La superficie di Titano Il Vulcano di Titano La struttura nel riquadro è probabilmente un vulcano che fornisce metano all’atmosfera.

33. 3. La superficie di Titano Il vulcano della foto precedente osservato in diverse lunghezze d’onda: Immagine IR

34. 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.

35. 3. La superficie di Titano Superficie di Titano: le zone scure sono depositi di materiale espulso da criovulcani.

36. 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.

37. 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.

38. Immagini di continenti • Uno zoom sulla regione Xanadu • Un crinale sopraelevato rispetto ad una pianura.

39. Immagini di continenti Le diverse zone di Titano sono evidenti in questa immagine

40. 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.

41. 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.

42. 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 composizionerispetto aquello circostante, questo suggerisce che gli elementi della crosta del satellite cambino con la profondità.

43. 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.

44. 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.

45. 3. La superficie di Titano Crateri di Titano Immagini della superficie: esempi di crateri da impatto che segnano la superficie di Titano:

46. 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.

47. 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.

48. 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.

49. 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.

50. 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°.