천문학

타이탄이 더 거대 할 때 왜 타이탄은 달보다 표면 중력이 낮습니까?

타이탄이 더 거대 할 때 왜 타이탄은 달보다 표면 중력이 낮습니까?


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Wikipedia에서 읽어 보니 Titan은 지구의 달보다 80 % 더 무겁지만 표면 중력은 85 %에 불과합니다. 왜 이런거야?


질량이있는 물체의 표면 중력 가속도 $ M $ 및 반경 $ R $ ~에 의해 주어진다 $$ g = frac {GM} {R ^ 2} propto G rho R $$ 어디 $ rho propto M / R ^ 3 $ 물체의 밀도입니다. 한 몸의 표면이 더 작은 경우 $ g $ 다른 것보다 밀도가 더 작아야합니다 $ rho $, 더 작은 반경 $ R $, 아니면 둘다. 타이탄은 지구의 달보다 크므로 표면 중력에 대한 관찰은 타이탄이 달보다 밀도가 낮다는 것을 의미합니다. Wikipedia는 다음을 확인합니다.

  • $ R_ text {타이탄} = 1.5 R_ text {문} $,하지만
  • $ rho_ text {달} = 3.34 rm , g / cm ^ 3 $ Titan은 $ rho_ text {타이탄} = 1.88 rm , g / cm ^ 3 $.

타이탄의 바다는 모래입니다

타이탄에 모래 언덕의 Cassini 레이더 이미지에서 세부 사항.

새로운 레이더 증거는 그들이 바다라는 것을 보여줍니다. 그러나 아리조나 대학의 카시니 레이더 팀 구성원 인 아라비아 또는 나미비아 사막과 같은 사구의 바다와 동료들은 Science (5 월 5 일)에보고했습니다.

지난 10 월 타이탄에 의해 카시니 우주선이 날아갈 때 찍은 레이더 이미지는 타이탄의 적도에서 수백 마일 동안 서로 평행하게 이어지는 330 피트 (100 미터) 높이의 모래 언덕을 보여줍니다. UA의 달 및 행성 연구소의 Ralph Lorenz는 모래 언덕 하나의 길이가 1,500km 이상이라고 말했습니다.

"이상합니다."Lorenz가 말했다. "토성의 달에서 찍은이 이미지는 나미비아 나 아라비아의 레이더 이미지처럼 보입니다. 타이탄의 대기는 지구보다 두껍고 중력이 낮고 모래는 확실히 다릅니다. 모래 언덕을 형성하는 물리적 과정을 제외하고는 모든 것이 다릅니다. 결과 풍경. "

10 년 전 과학자들은 토성의 위성 타이탄이 태양에서 너무 멀어서 모래 언덕을 조각 할 수있을만큼 강력한 태양열 표면 풍을 가지고 있다고 믿었습니다. 그들은 또한 Titan 적도의 어두운 지역이 모래를 가두는 액체 에탄 바다 일 수 있다는 이론을 세웠습니다.

그러나 연구자들은 토성의 강력한 중력이 타이탄의 대기에 상당한 조수를 만들어 낸다는 사실을 알게되었습니다. 타이탄에 대한 토성의 조석 효과는 지구에서 우리 달의 조석 당김보다 약 400 배 더 큽니다.

몇 년 전 순환 모델에서 처음 볼 수 있었던 것처럼, Lorenz는 "조석은 대기 전체에서 위에서 아래로 매우 강하기 때문에 표면 근처의 바람을 지배하는 것 같습니다. 태양 구동 바람은 높은 곳에서만 강합니다."라고 말했습니다.

카시니 레이더에 의해 관측되는 모래언덕은 서로 다른 방향에서 불어오는 바람에 의해 형성되는 모래언덕의 특징인 선형 또는 세로형이다. 조수는 적도를 향해 바람을 몰고 가면서 바람의 방향을 바꾸게한다고 Lorenz는 말했다.

레이더 이미지에서 알 수 있듯이 해일 바람이 Titan의 서동부 지역 풍과 결합하면 지역 풍향에 영향을 미치는 산 근처를 제외하고 거의 서동쪽으로 정렬 된 모래 언덕이 생성됩니다.

"레이더에서이 모래 언덕을 보았을 때 이해하기 시작했습니다."라고 그는 말했습니다. "사구를 보면 조수 바람이 달 주위에 여러 번 모래를 날려 적도의 사구로 작용하는 것을 볼 수 있습니다. 조력이 높은 위도에서 적도까지 어두운 퇴적물을 운반하여 타이탄의 어두운 벨트를 형성 할 수 있습니다. . "

연구자들의 Titan 모델은 조수가 시속 1 마일 (초당 0.5 미터)에 달하는 표면 풍을 생성 할 수 있다고 제안합니다. Lorenz는 "이것은 매우 부드러운 바람이지만 Titan의 두꺼운 대기와 낮은 중력에서 지상을 따라 곡물을 날려 버리기에 충분합니다."라고 말했습니다. 타이탄의 모래는 지구 나 화성의 일반적인 모래보다 약간 거칠지 만 밀도가 낮습니다. "이 곡물은 커피 찌꺼기와 비슷할 수 있습니다."

가변 조풍은 Titan의 서동부 지역 풍과 결합하여 평균 시속 1 마일 (초당 0.5 미터)의 지표 풍을 생성합니다. 평균 풍속은 지구 나 화성에서 평균 풍속으로 모래 언덕이 형성되지 않기 때문에 약간 기만적입니다.

곡물이 유기 고체로 만들어 졌는지 물 얼음으로 만들어 졌는지 또는 둘 다 혼합되어 있는지는 미스테리입니다. UA의 Robert Brown이 이끄는 Cassini의 Visual and Infrared Mapping Spectrometer는 사구 구성에 대한 결과를 얻을 수 있습니다.

모래가 어떻게 형성되었는지는 또 다른 특이한 이야기입니다.

액체 메탄 비가 얼음 기반암에서 입자를 침식했을 때 모래가 형성되었을 수 있습니다. 연구원들은 이전에 Titan에 많은 기반암을 침식시킬만큼 비가 내리지 않는다고 생각했지만 평균 강우량 측면에서 생각했습니다.

Titan의 관측과 모델은 구름과 비가 드물다는 것을 보여줍니다. 이는 개별 폭풍이 커도 여전히 평균 강우량이 낮을 수 있음을 의미한다고 Lorenz는 설명했습니다.

UA 주도의 Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR) 팀이 2005 년 1 월에 Titan에 Huygens 탐사선이 착륙하는 동안 촬영 한 이미지를 만들었을 때 세계는 풍경에 협곡, 개울과 협곡을 보았습니다. Titan의 이와 동일한 기능은 레이더에서 확인되었습니다.

이러한 특징은 Titan에 비가 오면 애리조나 사막 에서처럼 매우 에너지가 넘치는 이벤트에서 비가 내린다는 것을 보여줍니다.

돌발 홍수를 유발하는 활기찬 비는 모래를 만드는 메커니즘 일 수 있다고 그는 덧붙였다.

또는 모래는 Titan의 대기에서 광화학 반응에 의해 생성 된 유기 고체에서 나올 수 있습니다.

Lorenz는 "주로 Titan의 표면을 연구하는 레이더가 Titan의 바람이 어떻게 작용하는지에 대해 많은 것을 알려주고 있다는 사실이 흥미 롭습니다."라고 말했습니다. "이 정보는 아마도 풍선과 함께 앞으로 타이탄으로 돌아올 때 중요한 정보가 될 것입니다."

국제적인 과학자 그룹은 Science 기사 "The Sand Seas of Titan : Cassini Observations of Longitudinal Dunes"의 공동 저자입니다. 그들은 제트 추진 연구소, 캘리포니아 공과 대학, 미국 지질 조사-플래그 스태프, 행성 과학 연구소, 휠링 예수회 대학, 메릴랜드 주 보위 프록시 연구, 스탠포드 대학, 고다드 우주 연구 연구소, 파리 관측소, 국제 연구에서 왔습니다. 행성 과학 학교, Universita 'd'Annunzio, Facolt di Ingegneria, Universit La Sapienza, Politecnico di Bari 및 Agenzia Spaziale Italiana. UA의 Lunar and Planetary Laboratory의 Jani Radebaugh와 Jonathan Lunine은 공동 저자 중 하나입니다.

Cassini-Huygens 임무는 NASA, 유럽 우주국 및 이탈리아 우주국의 협력 프로젝트입니다. Pasadena에있는 California Institute of Technology의 한 부서 인 Jet Propulsion Laboratory는 워싱턴에있는 NASA의 과학 임무 부서의 임무를 관리합니다. Cassini 궤도 선은 JPL에서 설계, 개발 및 조립되었습니다.


Titan이 더 거대 할 때 Titan이 달보다 표면 중력이 낮은 이유는 무엇입니까? -천문학

유효 온도에서 실제 온도까지 :

유효 온도: 행성이 태양으로부터받는 모든 에너지를 정확하게 재 방사하는 이상적인 온도. 이상적인 흑체의 경우 다음과 같습니다.

  • L = 태양 광도 = 3.846 * 10 26 W m -2 K -4
  • D = 태양으로부터의 거리
  • & # 963 = Stefan-Boltzman 상수 = 5.6704 * 10-8W

따라서 우리 태양계에서 유효 온도를 계산하는 유일한 실제 변수는 태양과의 거리입니다.


Iapetus : 단일 세계의 높고 낮은 알베도
  • 같은 반사 얼음 세계 엔셀라두스 알베도가 높다.
  • 같은 어두운 세계 수은 알베도가 낮습니다.
  • Iapetus (오른쪽)는 높고 낮은 알베도의 대비를 제공합니다. (어느 쪽이 더 따뜻하다고 생각하세요?)
  • 수은-0.068
  • 문-0.136
  • 화성 - 0.250
  • 지구-0.306
  • 금성-0.900
  • 엔셀라두스-0.99

다시 말하지만 말이됩니다. 화성은 지구보다 태양에서 멀고 금성은 알베도가 훨씬 큽니다. 화성의 경우 평균 표면 온도 잘.

그렇다면이 열은 어떻게 대기에 수직으로 분포할까요?

대기 구조

대류권은 지구 표면의 적외선 복사에 의해 따뜻해집니다 (가시 광선에 의해 직접 비춰 짐). 고도가 증가함에 따라이 원천의 열이 빠르게 감소하여 급속한 냉각을 유발합니다.

두 가지 주목할만한 예외를 제외하고 태양계의 대기는 다음 회로도를 따릅니다.

  • 그것은 그 위의 공기를 따뜻하게하는 적외선을 방출합니다.
  • 이 따뜻한 공기 덩어리가 올라갑니다.
  • 대기압이 낮은 지역으로 상승함에 따라 주변 공기의 압력과 균등하게 팽창합니다.
  • 팽창의 결과로 공기는 식히다.

이 냉각은 주변 공기로 열이 전달되지 않더라도 발생하기 때문에 단열 냉각. (단열은 "이동 없음"을 의미합니다.) 이것은 상승하는 공기가 냉각되는 최소 속도입니다. 실제로는 일반적으로 주변 공기로의 열 전달도 있습니다.

단열 감율: 상승하는 공기가 단열 적으로 냉각되는 속도. 단열 감율보다 높이가 증가함에 따라 주변 공기가 더 빨리 냉각되는 한 해당 소포는 계속 상승 할 것입니다. 일반적으로 단열 감율은 낮은 대기에서 일반 냉각보다 약간 낮습니다. 단열 감소율 초과 일반적인 냉각 속도, 소포는 더 이상 상승하지 않습니다. 이것은 대류에 상한선을 설정하고 대류권의 상단을 정의합니다.

중구: 여기서 열전달은 비교적 간단합니다. 대류가 없습니다. 전도 -에너지의 흡수 및 재 방사.

열권: 얇은 외곽에서 대기가 태양풍과 혼합되어 상호 작용하여 가열되고 이온화됩니다. (광범위한 이온화 영역을 전리층). 가열 된 분자는 물리적 특성에 따라 다른 속도로 에너지를 재 방사하므로 일부는 다른 것보다 열을 더 오래 유지합니다.

대기 순환 :

들어오는 햇빛의 위도 차이 : 지구 표면의 단위 면적당받는 태양 에너지의 양은 빛이 닿는 각도의 함수입니다. 가장 집중된 에너지는 적도 지역으로 전달되는 반면 극지방은 매우 적게 받습니다. 결과적인 순환은 부분적으로 열 분포를 균등화하려는 대기의 시도입니다.

코리올리 효과 : 가장 큰 태양열은 적도 근처에서 발생합니다. 지구의 적도 대류권에서 상승하는 공기 소포를 상상해보십시오. 그것은 대류권의 꼭대기에 도달 한 다음 더 높은 위도를 향해 순환합니다. 적도에서 그 운동은 지구의 적도 운동과 같았습니다. 북쪽으로 이동하면 이 추진력은 보존됩니다 지금은 빠르게 움직이지 않는 표면 위로 움직이고 있지만. 결과적으로 운동량을 보존하기 위해 지구 표면에 대해 가속하는 것 같습니다. 표면에서 보았을 때 동쪽으로 편향되어 곡선 경로를 따르는 것처럼 보입니다.


  • 해들리 세포: 강한 햇빛이 적도 공기를 따뜻하게하여 적도에 인접하여 형성 열대성 수렴대 (ICZ) 남북으로 퍼집니다. 습한 공기를 차가운 상층 대기로 운반하기 때문에 ICZ는 비가 자주 내리는 곳입니다.
  • 극성 세포: 매우 차가운 공기가 극 근처로 내려와 남쪽으로 퍼지면서 형성됩니다.
  • Ferrel 세포: Hadley와 극지 순환 사이의 상호 작용의 결과로 중위도에서 발생합니다.
  • 금성 : 회전이 느리기 때문에 코리올리의 힘이 약하고 표면 풍이 약합니다.
  • 화성 : 화성은 적절한 열대 해들리 세포를 보여 주지만, 더 높은 위도에서는 지구 순환이 극지방 얼음의 영향으로 압도됩니다.

행성의 특이성 :

  • 글로벌 먼지 폭풍: 화성의 바람은 심각한 먼지 폭풍을 일으키기에 충분합니다. 큰 먼지 구름이 올라 오면 열을 흡수하는 경향이있어 포지티브 피드백 루프에서 더 많은 먼지를 대기로 펌핑하는 풍속을 증가시키는 온도 차이를 유발합니다. 1 년에 한두 번 화성은 다음과 같은 지구 먼지 폭풍으로 둘러싸여 있습니다.
    • 상부 대류권의 온도를 최대 45K까지 상승시킵니다 (실제로 먼지는 성층권과 같은 온도 반전을 생성합니다.)
    • 낮은 대류권을 음영 처리하여 표면 온도를 낮 춥니 다.

    Wikipedia의 가시 광선 속의 타이탄

    타이탄:

    • 이전에 우리는 두 세계에 전형적인 대류권-중간권-열권 계층화가 부족하다고 말했습니다. 하나는 성층권이있는 지구였습니다. 풀치 뇨네 et al., 2005는 Titan도 대류권 위의 조밀 한 광화학 스모그에 의한 가시광 흡수로 인해 성층권이 있음을 밝혔다.
    • Titan의 모델링 된 유효 온도 (알베도 포함) : 82K
    • 온실 효과가있는 타이탄의 모델링 된 온도 : 105K
    • Titan의 관찰 된 평균 표면 온도 : 93.7 K

    시간이 지남에 따라 대기 구성을 변경하는 프로세스 :

    • 평균 기온이 거의 같지만 지구에는 대기가 있고 달이없는 이유는 무엇입니까?
    • 얼음 달 타이탄은 물리적으로 유사한 얼음 달 가니메데가 본질적으로 공기가 없는데 왜 두꺼운 대기를 가지고 있습니까?
    • 중량: 탈출 속도를 결정합니다.
    • 온도: 기체 분자가 실제로 움직이는 속도를 결정합니다.
    • G = 중력 상수
    • M = 행성의 질량
    • R = 분자가 빠져 나가는 반경 (대기의 꼭대기)

    탈출 속도는 행성의 M / R 비율에만 의존합니다. 탈출 할 수있는 물체의 특성과는 무관합니다. 탈출 속도는 로켓과 가스 분자의 경우 동일합니다.

    이것은 기체 분자가 행성의 대기로부터 탈출하기 위해 도달해야하는 속도입니다. 그들은 어떻게 그 속도를 얻습니까?

    열 에너지: 그렇다면 기체 분자의 속도는 얼마입니까? 그것은에 달려 있습니다 온도 그리고 분자 질량 가스의. 뜨거운 기체 분자는 차가운 기체보다 더 빠른 속도로 움직이고 무거운 분자는 가벼운 기체보다 느리게 움직입니다. 이것은 평균 속도입니다. 가스 분자는 모두 한 속도로 움직이지 않으며 어떤 온도에서도 광범위한 속도 분포가 있습니다.

    • 다음과 같이 대략 동일한 온도 인 물체 간의 대기 유지 차이 :
      • 지구와 달
      • 타이탄과 레아

      달에 대한 아티스트의 인상, 3.5 Ga. From Phys.org

      나쁜 그래프!

      대기가 태양계 시대 (4.56 Ga) 동안 행성에 묶여 있으려면 가스 분자의 평균 속도가 탈출 속도의 1/6 미만이어야합니다.

      참고 : 여기에서 사용하는 온도는 가스 분자가 실제로 탈출 할 수있는 영역 인 상부 대기의 온도입니다. 그럼에도 불구하고 텍스트에서이 그래프의 x 축 수치를 훑어 보면 무언가 끔찍하게 잘못되었음을 알 수 있습니다.

      좋은 그래프!

      다음은 올바른 버전입니다. 자세히 알아 보려면 University of Nebraka Lincoln의 애플릿을 사용하십시오.


      내용

      디스커버리 편집

      Titan은 네덜란드 천문학 자 Christiaan Huygens에 의해 1655 년 3 월 25 일에 발견되었습니다. Huygens는 갈릴레오가 1610 년 목성의 가장 큰 4 개의 위성을 발견하고 망원경 기술을 향상시킨 것에 영감을 받았습니다. Christiaan은 그의 형인 Constantijn Huygens, Jr.의 도움으로 1650 년경에 망원경을 만들기 시작했고 그들이 만든 망원경 중 하나로 토성을 공전하는 최초의 달을 발견했습니다. [19] 지구의 달과 목성의 갈릴리 위성 이후 발견 된 여섯 번째 달이었다. [20]

      네이밍 편집

      Huygens는 그의 발견을 명명했습니다 사 투르 니 루나 (또는 루나 사 투르 니, 라틴어로 "토성의 달"), 1655 년 간행물 출판 데 사투르니 루나 천문대 노바 (토성의 달에 대한 새로운 관측). [21] Giovanni Domenico Cassini가 1673 년에서 1686 년 사이에 토성의 4 개의 위성에 대한 발견을 발표 한 후, 천문학 자들은 이들과 Titan을 Saturn I ~ V (당시 Titan이 4 위)로 언급하는 습관에 빠졌습니다. 타이탄에 대한 다른 초기 별명으로는 "토성의 평범한 위성"이 있습니다. [22] 국제 천문 연맹은 공식적으로 타이탄을 토성 VI. [23]

      이름 타이탄, 그리고 당시 알려진 토성의 7 개 위성의 이름은 John Herschel (William Herschel의 아들, 다른 두 개의 위성 인 Mimas와 Enceladus의 발견 자)에서 유래했습니다. 희망봉에서 1834 년, 5 년, 6 년, 7, 8 년 동안 이루어진 천문 관측 결과. [24] [25] 그 이후 토성 주변에서 수많은 작은 위성이 발견되었습니다. 토성 위성은 신화적인 거인의 이름을 따서 명명되었습니다. Titan이라는 이름은 그리스 신화에서 불멸의 종족 인 Titans에서 유래했습니다. [23]

      타이탄은 15 일에 한 번씩 22 시간 동안 토성을 공전합니다. 지구의 달과 거대 행성의 많은 인공위성과 마찬가지로, 그 자전주기 (그날)는 궤도주기와 동일합니다. 타이탄은 토성과 동기식 자전으로 조석 고정되어 있으며 행성에 대한 한면을 영구적으로 보여줍니다. Titan의 경도는이 지점을 통과하는 자오선에서 시작하여 서쪽으로 측정됩니다. 궤도 이심률은 0.0288이고 궤도면은 토성 적도에 대해 0.348도 기울어 져있다. [6] 지구에서 바라본 타이탄은 토성으로부터 약 20 개의 토성 반경 (1,200 만 킬로미터 (750,000 마일)이 약간 넘는 거리)에 도달하고 직경 0.8 초의 디스크를 대체합니다. [ 인용 필요 ]

      작고 불규칙한 모양의 위성 Hyperion은 Titan과의 3 : 4 궤도 공명에 잠겨 있습니다. Hyperion이 혼돈의 궤도에서 이동 한 공명의 "느리고 부드러운"진화는 모델에 따라 가능성이없는 것으로 간주됩니다. 히페리온은 아마도 안정된 궤도 섬에서 형성되었을 것이고, 반면에 거대한 타이탄은 가까이 접근하는 물체를 흡수하거나 방출했습니다. [28]

      타이탄의 지름은 5,149.46 킬로미터 (3,199.73 마일), [7] 행성 수성의 1.06 배, 달의 1.48 배, 지구의 0.40 배입니다. 도착하기 전에 보이저 1 호 1980 년에 타이탄은 가니메데 (직경 5,262km (3,270 마일))보다 약간 더 큰 것으로 여겨져 태양계에서 가장 큰 달이었으며 이는 100 ~ 200km의 헤이즈 층이있는 타이탄의 조밀하고 불투명 한 대기로 인한 과대 평가였습니다. 표면 위. 이것은 겉보기 직경을 증가시킵니다. 타이탄의 직경과 질량 (따라서 밀도)은 목성의 위성 인 가니메데와 칼리스토와 비슷합니다. [30] 1.88g/cm 3 의 부피 밀도를 기준으로 하여 타이탄의 구성은 반은 물 얼음이고 반은 암석 물질입니다. Dione 및 Enceladus와 구성이 비슷하지만 중력 압축으로 인해 밀도가 높습니다. 그것은 토성의 질량의 1/4226을 가지고 있으며, 그것은 기본 질량에 비해 가스 거인 중 가장 큰 위성입니다. 위성의 상대적 직경면에서 두 번째로 거대한 가스 거인 타이탄은 토성 직경의 1 / 22.609이고, 트리톤은 해왕성 1 / 18.092에 비해 직경이 더 큽니다. [ 인용 필요 ]

      타이탄은 아마도 3,400 킬로미터 (2,100 마일)의 암석 중심을 가진 별개의 층으로 부분적으로 구분 될 것입니다.이 암석 중심은 서로 다른 결정 형태의 얼음으로 구성된 여러 층으로 둘러싸여 있습니다. [32] 그 내부는 얼음 사이에 물과 암모니아로 구성된 "마그마"로 구성된 액체 층이 될만큼 충분히 뜨거울 수 있습니다.h 고압 형태의 얼음으로 만들어진 지각과 더 깊은 얼음 층. 암모니아의 존재는 176K (-97 ° C)의 낮은 온도에서도 물이 액체 상태를 유지하도록합니다 (물과 공융 혼합물의 경우). [33] 카시니 탐사선은 타이탄 대기에서 자연적인 극 저주파 전파의 형태로 층상 구조에 대한 증거를 발견했습니다. 타이탄의 표면은 극도로 낮은 주파수의 전파를 잘 반사하지 못하는 것으로 생각되기 때문에 대신 지하 바다의 액체 얼음 경계에서 반사 될 수 있습니다. 표면 특징은 카시니 우주선은 2005 년 10 월부터 2007 년 5 월 사이에 최대 30km (19 마일)까지 체계적으로 이동합니다. 이는 지각이 내부에서 분리되었음을 시사하고 내부 액체 층에 대한 추가 증거를 제공합니다. 고체 코어에서 분리 된 액체 층과 얼음 껍질에 대한 추가 증거는 타이탄이 토성을 공전하면서 중력장이 변하는 방식에서 비롯됩니다. [36] 중력장과 RADAR 기반 지형 관측 [37]의 비교는 또한 얼음 껍질이 실질적으로 단단 할 수 있음을 시사합니다. [38] [39]

      목성과 토성의 위성은 태양계에서 행성을 형성했다고 믿어지는 것과 유사한 과정 인 공동 축적을 통해 형성된 것으로 생각됩니다. 젊은 가스 거인이 형성되면서 점차적으로 달로 합쳐지는 물질의 원반에 둘러싸여있었습니다. 목성은 매우 규칙적인 행성과 같은 궤도에서 4 개의 큰 위성을 소유하고있는 반면, 타이탄은 토성의 시스템을 압도적으로 지배하며 동시 축적만으로는 즉시 설명되지 않는 높은 궤도 편심 률을 가지고 있습니다. 타이탄의 형성을 위해 제안 된 모델은 토성의 시스템이 목성의 갈릴리 위성과 유사한 위성 그룹으로 시작되었지만, 일련의 거대한 충돌에 의해 중단되어 타이탄을 형성한다는 것입니다. Iapetus 및 Rhea와 같은 토성의 중간 크기의 위성은 이러한 충돌의 잔해로 형성되었습니다. 그러한 폭력적인 시작은 또한 Titan의 궤도 편심을 설명 할 것입니다. [40]

      타이탄의 대기 질소에 대한 2014년 분석은 토성 주변의 물질이 함께 강착되는 동안 존재하는 출처가 아니라 오르트 구름에서 발견된 것과 유사한 물질에서 유래했을 가능성이 있다고 제안했습니다. [41]

      타이탄은 중요한 대기를 가진 유일한 알려진 위성이며 [42] 타이탄의 대기는 지구를 제외하고 태양계에서 유일하게 질소가 풍부한 조밀한 대기입니다. 2004 년에 의해 만들어진 관찰 카시니 Titan은 금성과 같이 표면보다 훨씬 빠르게 회전하는 대기를 가진 "슈퍼 로테이터"라고 제안합니다. [43] 보이저 우주 탐사선에 따르면 타이탄의 대기는 지구보다 밀도가 높으며 표면 압력은 약 1.45 기압입니다. 또한 지구 전체의 약 1.19 배, [44] 또는 표면적 기준으로 약 7.3 배 더 무겁습니다. 불투명 한 헤이즈 레이어는 태양 및 기타 소스에서 나오는 대부분의 가시 광선을 차단하고 Titan의 표면 특징을가립니다. 타이탄의 낮은 중력은 대기가 지구보다 훨씬 더 넓다는 것을 의미합니다. Titan의 대기는 여러 파장에서 불투명하기 때문에 궤도에서 표면의 완전한 반사 스펙트럼을 획득 할 수 없습니다. [47] 도착하기 전까지는 Cassini–Huygens 2004 년에 타이탄 표면의 첫 번째 직접 이미지를 얻은 우주선. [48]

      Titan의 대기 구성은 질소 (97 %), 메탄 (2.7 ± 0.1 %), 수소 (0.1–0.2 %)와 미량의 기타 가스입니다. 에탄, 디 아세틸렌, 메틸 아세틸렌, 아세틸렌 및 프로판과 같은 기타 탄화수소와 시아 노 아세틸렌, 시안화 수소, 이산화탄소, 일산화탄소, 시아 노겐, 아르곤 및 헬륨과 같은 기타 가스는 미량 존재합니다. 탄화수소는 태양의 자외선에 의해 메탄이 분해되어 두꺼운 주황색 스모그를 생성하는 반응으로 타이탄의 상층 대기에서 형성되는 것으로 생각됩니다. [49] 타이탄은 토성의 자기권 내에서 95 %의 시간을 보내며, 이는 태양풍으로부터 보호하는 데 도움이 될 수 있습니다. [50]

      태양 에너지는 태양계의 나이에 비해 짧은 시간 인 5 천만 년 이내에 타이탄 대기에있는 모든 메탄의 흔적을 더 복잡한 탄화수소로 전환 시켰어야했습니다. 이것은 메탄이 Titan 자체 내부 또는 내부의 저수지에서 보충되어야 함을 시사합니다. 대기 중의 메탄의 궁극적 인 근원은 내부에서 크라이 오볼 카노 분출을 통해 방출되는 것일 수있다. [52] [53] [54] [55]

      2013 년 4 월 3 일 NASA는 타이탄의 대기를 시뮬레이션 한 연구를 기반으로하여 총칭하여 톨린이라고하는 복잡한 유기 화학 물질이 타이탄에서 발생할 가능성이 있다고보고했습니다. [56]

      2013 년 6 월 6 일 IAA-CSIC의 과학자들은 Titan 상층 대기에서 다환 방향족 탄화수소가 검출되었다고보고했습니다. [57]

      2013 년 9 월 30 일 NASA의 타이탄 대기에서 프로 펜이 탐지되었습니다. 카시니 복합 적외선 분광계 (CIRS)를 사용하는 우주선. 프로 펜이 지구 이외의 달이나 행성에서 발견 된 것은 이번이 처음이며 CIRS에서 발견 한 최초의 화학 물질입니다. 프로 펜의 탐지는 NASA의 관측에서 신비한 차이를 메 웁니다. 보이저 1 호 1980 년에 우주선의 첫 번째 타이탄의 가까운 행성 비행 중에 타이탄의 갈색 연무를 구성하는 많은 가스가 이론적으로 태양의 메탄의 자외선 광분해에 의해 생성 된 라디칼의 재결합을 통해 형성된 탄화수소라는 것이 발견되었습니다. [49]

      2014년 10월 24일 타이탄의 극 구름에서 메탄이 발견되었습니다. [59] [60]

      Titan의 표면 온도는 약 94K (-179.2 ° C)입니다. 이 온도에서 물의 얼음은 증기압이 극도로 낮기 때문에 존재하는 적은 수증기는 성층권으로 제한되는 것처럼 보입니다. 타이탄은 지구보다 약 1 %의 햇빛을받습니다. 햇빛이 지표면에 도달하기 전에 약 90 %가 두꺼운 대기에 흡수되어 지구가받는 빛의 0.1 % 만 남게됩니다. [63]

      대기 중 메탄은 Titan의 표면에 온실 효과를 생성합니다.이 효과가 없으면 Titan이 훨씬 더 차가워집니다. 반대로, 타이탄 대기의 연무는 햇빛을 다시 우주로 반사하여 온실 효과의 일부를 상쇄하고 표면을 상층 대기보다 훨씬 더 차갑게 만들어 안티 온실 효과에 기여합니다. [65]

      아마도 메탄, 에탄 또는 기타 단순한 유기물로 구성된 타이탄의 구름은 흩어져 있고 가변적이며 전체적인 안개를 강조합니다. [29] 연구 결과 Huygens 탐사선은 Titan의 대기가 주기적으로 액체 메탄과 기타 유기 화합물을 표면에 비가 내리는 것을 나타냅니다. [67]

      구름은 일반적으로 Titan 디스크의 1 %를 덮지 만, 구름 덮개가 8 %까지 빠르게 확장되는 폭발 이벤트가 관찰되었습니다. 한 가설은 남부 여름 동안 햇빛의 높이가 높아지면 대기가 상승하여 대류가 발생할 때 남부 구름이 형성된다고 주장합니다. 이 설명은 남하지 이후뿐만 아니라 봄 중반에도 구름 형성이 관찰되었다는 사실 때문에 복잡하다. 남극의 메탄 습도 증가는 구름 크기의 급격한 증가에 기여할 수 있습니다. [68] 타이탄의 운동을 지배하는 토성의 궤도가 타이탄의 북반구를 햇빛으로 이동시킨 2010 년까지 타이탄의 남반구에서 여름이었다. 계절이 바뀌면 에탄이 남극에서 응축되기 시작할 것으로 예상됩니다. [70]

      Titan의 글로벌지도 – IAU 레이블 포함 (2016 년 8 월).

      Titan – 적외선보기 (2004–2017)

      타이탄의 표면은 "복잡하고, 유동적으로 처리되었으며, 지질 학적으로 젊다"고 묘사되었습니다. 타이탄은 태양계가 형성된 이래로 존재했지만 그 표면은 1 억에서 10 억년 사이로 훨씬 더 젊다. 지질 학적 과정은 타이탄의 표면을 재구성했을 수 있습니다. [72] 타이탄의 대기는 지구보다 4 배 두꺼워 [73] 천문학적 도구가 가시 광선 스펙트럼에서 표면을 이미지화하기 어렵게 만듭니다. [74] 카시니 우주선은 적외선 기기, 레이더 고도계 및 합성 조리개 레이더 (SAR) 이미징을 사용하여 타이탄의 근접 비행 중 일부를 매핑했습니다. 첫 번째 이미지는 거칠고 매끄러운 지역을 포함한 다양한 지질학을 보여주었습니다. 암모니아와 섞인 물이 표면에 솟아 오르는 화산이 원인 일 수있는 특징이 있습니다. Titan의 빙각이 상당히 단단 할 수 있다는 증거도 있습니다. [38] [39] 이는 지질 학적 활동이 거의 없음을 시사합니다. 또한 바람에 날리는 입자에 의해 발생하는 것처럼 보이는 줄무늬 모양도 있습니다. 그 중 일부는 길이가 수백 킬로미터입니다. 조사 결과, 충돌 분화구처럼 보이는 몇 개의 물체가 아마도 탄화수소 나 화산의 비에 의해 채워져있는 것처럼 보이는 표면이 비교적 매끄러운 것으로 나타났습니다. 레이더 고도계는 높이 변동이 낮으며 일반적으로 150 미터 이하로 나타납니다. 때때로 500m의 고도 변화가 발견되었으며 Titan에는 때때로 높이가 수백 미터에서 1km 이상에 이르는 산이 있습니다. [78]

      타이탄의 표면은 밝고 어두운 지형의 넓은 영역으로 표시됩니다. 여기에는 호주 크기 정도의 크고 반사되는 적도 지역 인 Xanadu가 포함됩니다. 1994 년 허블 우주 망원경의 적외선 이미지에서 처음 확인되었으며 나중에 카시니 우주선. 복잡한 지역은 언덕으로 가득 차 있으며 계곡과 틈으로 잘립니다. 그것은 산등성이 나 틈새를 닮은 구불 구불 한 지형적 특징 인 어두운 선에 의해 장소에서 십자형으로 교차된다. 이들은 지각 활동을 나타낼 수 있으며, 이는 Xanadu가 지질 학적으로 젊다는 것을 나타냅니다. 대안으로, 계통은 액체 형태의 채널 일 수 있으며, 이는 하천 시스템에 의해 절단 된 오래된 지형을 암시합니다. [80] 타이탄의 다른 곳에서도 비슷한 크기의 어두운 영역이 있습니다. 카시니 이들 중 적어도 하나는 타이탄에서 두 번째로 큰 바다 인 Ligeia Mare는 거의 순수한 메탄 바다입니다. [81] [82]

      호수 편집

      Titan의 탄화수소 해상 가능성은 보이저 1 호2 타이탄이 대략 정확한 온도와 조성의 두꺼운 대기를 가지고 있음을 보여 주 었으나, 1995 년까지 허블의 데이터와 다른 관측에서 타이탄의 분리 된 주머니에 액체 메탄이 존재 함을 시사 한 직접적인 증거는 얻지 못했습니다. 지구상의 물과 유사한 위성 전체 바다의 규모. [83]

      그만큼 카시니 임무는 이전 가설을 확인했습니다. 탐사선이 2004 년에 토 성계에 도착했을 때 탄화수소 호수 나 바다가 표면에 반사 된 햇빛으로부터 탐지되기를 기대했지만 처음에는 반사광이 관찰되지 않았습니다. [84] 타이탄의 남극 근처에서 온타리오 라 쿠스 (Ontario Lacus)라는 이름의 수수께끼 같은 어두운 지형이 확인되었습니다 [85] (나중에 호수로 확인 됨). 가능한 해안선은 또한 레이더 이미지를 통해 극 근처에서 확인되었습니다. [87] 2006 년 7 월 22 일 비행 후 카시니 우주선의 레이더는 북부 위도 (당시 겨울)를 촬영했으며, 극 근처의 표면에 여러 개의 크고 매끈한 (따라서 레이더에 어둡게 표시되는) 패치가 발견되었습니다. 관측에 기초하여 과학자들은 2007 년 1 월에 "토성의 달 타이탄에서 메탄으로 가득 찬 호수의 확실한 증거"를 발표했습니다. [89] [90] Cassini–Huygens 팀은 이미지화 된 특징이 지구 밖에서 발견 된 최초의 안정된 표면 액체 몸체 인 오랫동안 구해온 탄화수소 호수라고 결론지었습니다. 일부는 액체와 관련된 채널을 가지고 있고 지형적 함몰에 놓여있는 것으로 보입니다. [89] 액체 침식 특징은 매우 최근에 발생한 것으로 보입니다. 일부 지역의 수로는 놀랍게도 거의 침식을 일으키지 않았으며, 이는 타이탄의 침식이 매우 느리거나 다른 최근 현상이 오래된 강바닥과 지형을 쓸어버렸을 수 있음을 시사합니다. 전반적으로, 카시니 레이더 관측에 따르면 호수는 표면의 일부만 차지하므로 타이탄은 지구보다 훨씬 건조 해졌습니다. [91] 대부분의 호수는 극지 근처에 집중되어 있지만 (햇빛이 상대적으로 부족하여 증발을 방지 함) 적도 사막 지역에있는 여러 개의 오래된 탄화수소 호수도 발견되었습니다. Huygens 미국 유타주 그레이트 솔트 레이크의 절반 크기 인 Shangri-La 지역의 착륙장. 적도 호수는 아마도 "오아시스"일 것입니다. 즉, 공급자가 지하 대수층 일 가능성이 높습니다. [92]

      2008 년 6 월, 시각 및 적외선 매핑 분광계는 카시니 온타리오 라 쿠스에서 의심 할 여지없이 액체 에탄의 존재를 확인했습니다. [93] 2008년 12월 21일, 카시니 온타리오 라 쿠스 바로 위를지나 레이더에서 정반사를 관찰했습니다. 반사 강도가 탐사선의 수신기를 포화 시켰는데, 이는 호수 수위가 3mm 이상 변하지 않았 음을 나타냅니다 (표면 바람이 최소화되었거나 호수의 탄화수소 유체가 점성이 있음을 나타냄). [94] [95]

      2009 년 7 월 8 일 카시니 VIMS는이 지역이 15 년의 겨울 어둠에서 나온 직후 북극 지역의 호수 인 징포 라 쿠스 (Jingpo Lacus)라고 불리는 곳에서 매끄럽고 거울 같은 표면을 나타내는 정반사를 관찰했습니다. 정반사는 매끄럽고 거울과 같은 표면을 나타내므로 관찰 결과 레이더 이미징에서 가져온 큰 액체의 존재에 대한 추론이 확증되었습니다. [96] [97]

      2009 년 7 월과 2010 년 1 월에 이루어진 초기 레이더 측정에 따르면 Ontario Lacus는 평균 수심 0.4 ~ 3m, 최대 수심 3 ~ 7m (9.8 ~ 23.0ft)로 매우 얕았습니다. 대조적으로, 북반구의 Ligeia Mare는 초기에 8m를 초과하는 수심으로 매핑되었는데, 이는 레이더 장비와 당시의 분석 기술로 식별 할 수있는 최대 값입니다. [98] 2014 년에 발표 된 이후의 과학 분석은 타이탄의 3 개 메탄 바다의 깊이를보다 완벽하게 매핑했으며 200 미터 (660 피트) 이상의 깊이를 보여주었습니다. Ligeia Mare의 평균 깊이는 20 ~ 40m (66 ~ 131ft)이며 Ligeia 레이더 반사를 전혀 등록하지 않았으며 이는 수심이 200m (660ft) 이상임을 나타냅니다. 타이탄의 메탄 바다에서 두 번째로 큰 곳이지만 Ligeia "미시간 호수 3 개를 채우기에 충분한 액체 메탄을 함유하고 있습니다". [99]

      2013 년 5 월 카시니레이더 고도계는 Titan에서 두 번째로 큰 탄화수소 바다 인 Ligeia Mare에 연결된 배수 네트워크로 정의되는 Titan의 Vid Flumina 채널을 관찰했습니다. 수신 된 고도계 에코를 분석 한 결과 채널이 깊이 (최대

      570m), 가파른 측면, 협곡이며 현재 액체로 채워져 있음을 나타내는 강한 반사 표면 반사가 있습니다. 이 수로에서 액체의 고도는 물에 빠진 강 계곡의 해석과 일치하는 수직 정밀도 약 0.7m 이내에서 Ligeia Mare와 동일한 수준입니다. 정반사는 또한 Ligeia Mare 수준보다 높은 낮은 지류에서 관찰되며, 이는 배수로가 주 채널 시스템으로 공급되는 것과 일치합니다. 이것은 Titan에 액체 채널의 존재에 대한 최초의 직접적인 증거와 Titan의 100 미터 깊이 협곡에 대한 최초의 관찰 일 것입니다. 따라서 Vid Flumina 협곡은 바다에 익사하지만 더 높은 고도에 서있는 표면 액체의 존재를 증명하는 몇 가지 격리 된 관측치가 있습니다. [100]

      2006 년부터 2011 년까지 타이탄을 6 번 비행하는 동안 카시니 조사자가 Titan의 변화하는 모양을 대략적으로 추론 할 수있는 방사성 추적 및 광학 탐색 데이터를 수집했습니다. 타이탄의 밀도는 약 60 %의 암석과 40 %의 물인 몸과 일치합니다. 팀의 분석에 따르면 Titan의 표면은 각 궤도에서 최대 10m까지 상승 및 하강 할 수 있습니다. 그 정도의 뒤틀림은 Titan의 내부가 상대적으로 변형 가능하다는 것을 시사하며 Titan의 가장 가능성이 높은 모델은 수십 킬로미터 두께의 얼음 껍질이 지구 바다 위에 떠 다니는 것입니다. [101] 팀의 발견은 이전 연구의 결과와 함께 타이탄의 바다가 표면 아래 100km (62 마일) 이하에있을 수 있음을 암시합니다. 2014 년 7 월 2 일 NASA는 타이탄 내부의 바다가 사해만큼 염도가 높을 수 있다고보고했습니다. 2014 년 9 월 3 일 NASA는 타이탄의 메탄 강우가 "알 카노 퍼"라고 불리는 지하의 얼음 물질 층과 상호 작용하여 결국 강과 호수로 공급 될 에탄과 프로판을 생산할 수 있다는 연구를보고했습니다. [105]

      2016 년에 Cassini는 Ligeia Mare로 흘러 들어가는 일련의 깊고 가파른 협곡에서 Titan의 유체로 채워진 채널의 첫 번째 증거를 발견했습니다. Vid Flumina라고 불리는이 협곡 네트워크는 깊이가 240 ~ 570m이고 측면이 40 ° 정도로 가파 릅니다. 그들은 지구의 그랜드 캐년(Grand Canyon)과 같은 지각 융기 또는 해수면의 저하, 또는 아마도 이 둘의 조합에 의해 형성되었다고 믿어집니다. 침식의 깊이는 Titan의이 부분에서 액체 흐름이 수천 년 동안 지속되는 장기적인 특징임을 시사합니다. [106]

      임팩트 크레이터

      레이더, SAR 및 이미징 데이터 카시니 Titan 표면에 충돌 크레이터가 거의 없음을 밝혀 냈습니다. 이러한 영향은 타이탄의 나이에 비해 상대적으로 젊은 것으로 보입니다. [72] 발견 된 몇 안되는 충돌 분화구에는 폭 440km (270 마일)의 2 개 고리 충돌 분지 인 Menrva가 카시니 밝고 어두운 동심원 패턴으로서의 ISS. [108] Sinlap [109]이라는 이름의 더 작은 폭 60km (37 마일)의 평평한 바닥 분화구와 중앙 봉우리와 Ksa라는 어두운 바닥이있는 30km (19 마일)의 분화구도 관찰되었습니다. 레이더 및 카시니 이미징을 통해 Titan 표면에있는 원형 형상 인 "크레이터 폼"이 드러났는데 이는 충격과 관련이있을 수 있지만 식별을 확실하게하는 특정 기능이 부족합니다. 예를 들어, Guabonito로 알려진 밝고 거친 물질의 90km 너비 (56 mi) 고리는 다음과 같이 관찰되었습니다. 카시니. 이 특징은 어둡고 바람에 날리는 퇴적물로 채워진 충돌 분화구로 생각된다. 어두운 Shangri-la와 Aaru 지역에서 몇 가지 다른 유사한 특징이 관찰되었습니다. 레이더는 밝은 지역 Xanadu에서 분화구가 될 수있는 여러 원형 특징을 관찰했습니다. 카시니 2006 년 4 월 30 일 타이탄의 비행. [112]

      많은 타이탄의 분화구 또는 가능성이있는 분화구는 광범위한 침식의 증거를 보여 주며 모두 수정의 징후를 보여줍니다.Titan의 일부 분화구는 태양계의 다른 어떤 분화구보다 상대적으로 더 큰 림을 가지고 있음에도 불구하고 대부분의 큰 분화구는 찢어 지거나 불완전한 림을 가지고 있습니다. 다른 큰 얼음 달과 달리 점탄성 지각 이완을 통해 팔림새가 형성되었다는 증거는 거의 없습니다. [107] 대부분의 분화구에는 중앙 봉우리가없고 바닥이 매끄 럽습니다. 이는 충격 생성 또는 나중에 극저온 화산 용암의 분출로 인해 가능합니다. 다양한 지질 학적 과정으로부터의 충진은 Titan의 크레이터 대기 차폐의 상대적인 결함에 대한 한 가지 이유이기도합니다. 타이탄의 대기는 표면에있는 분화구의 수를 2 배 감소시키는 것으로 추정됩니다. [114]

      2007 년까지 획득 한 Titan의 제한된 고해상도 레이더 범위 (22 %)는 분화구 분포에 불균일성이 존재 함을 시사했습니다. Xanadu는 다른 곳보다 2 ~ 9 배 더 많은 분화구를 가지고 있습니다. 선행 반구는 후행 반구보다 밀도가 30 % 더 높습니다. 적도 사구 지역과 북극 지역 (탄화수소 호수와 바다가 가장 흔한 곳)에서 분화구 밀도가 낮습니다. [107]

      사전카시니 충돌 궤적 및 각도 모델은 충돌기가 수빙 표면에 부딪히는 곳에서 분화구 내에서 소량의 분출물이 액체 물로 남아 있음을 시사합니다. 그것은 "생명의 기원에 대한 단순한 전구체 분자의 합성"에 충분한 수세기 이상 동안 액체로 지속될 수 있습니다. [115]

      극저온 화산과 산

      과학자들은 타이탄의 조건이 훨씬 낮은 온도에서 초기 지구의 조건과 유사하다고 오랫동안 추측 해 왔습니다. 2004 년 대기에서 아르곤 -40이 검출 된 것은 화산이 물과 암모니아로 구성된 "용암"기둥을 생성했음을 나타냅니다. [116] 타이탄 표면의 호수 분포에 대한 세계지도는 대기 중에 계속 존재하는 것을 설명 할 수있는 표면 메탄이 충분하지 않아 화산 과정을 통해 상당 부분을 추가해야 함을 보여주었습니다. [117]

      그럼에도 불구하고 cryovolcanoes로 명확하게 해석 될 수있는 표면 특징이 부족합니다. [118]에 의해 밝혀진 첫 번째 기능 중 하나 카시니 2004 년의 레이더 관측은 Ganesa Macula라고 불리며 금성에서 발견 된 "팬케이크 돔"이라는 지리적 특징과 유사하므로 Kirk et al.까지 처음에는 극저온 산이라고 생각되었습니다. 2008 년 12 월 American Geophysical Union 연례 회의에서이 가설을 반박했습니다.이 기능은 전혀 돔이 아닌 것으로 밝혀졌지만 우연히 밝고 어두운 패치가 조합 된 결과 인 것으로 보입니다. [119] [120] 2004 년 카시니 또한 cryovolcanic 돔으로 해석되는 비정상적으로 밝은 특징 (Tortola Facula라고 함)을 감지했습니다. [121] 2010 년에는 유사한 특징이 확인되지 않았습니다. [122] 2008 년 12 월, 천문학 자들은 타이탄의 대기에서 일시적이지만 비정상적으로 오래 지속되는 두 개의 "밝은 점"을 발견했다고 발표했습니다. 패턴, 이는 연장 된 저온 화성 에피소드의 결과임을 암시합니다. [33]

      길이 150km (93 마일), 폭 30km (19 마일), 높이 1.5km (0.93 마일)의 산맥도 발견되었습니다. 카시니 이 범위는 남반구에 있으며 얼음 물질로 구성되어 있고 메탄 눈으로 덮여있는 것으로 생각됩니다. 아마도 근처 충돌 분지의 영향을받은 지각판의 움직임은 산의 물질이 솟아 오르는 간격을 열었을 수 있습니다. [123] 이전 카시니, 과학자들은 Titan의 지형 대부분이 충격 구조 일 것이라고 가정했지만, 이러한 발견은 지구와 유사한 산이 지질 학적 과정을 통해 형성되었음을 보여줍니다. [124]

      2008 년에 Jeffrey Moore (Ames Research Center의 행성 지질 학자)는 Titan의 지질학에 대한 다른 관점을 제안했습니다. 지금까지 Titan에서 화산 지형이 명확하게 확인되지 않았 음을 지적하면서 그는 Titan이 지질 학적으로 죽은 세계이며, 그 표면은 충돌 상자, 하강 및 에오 리아 침식, 대량 낭비 및 기타 외인성 과정에 의해서만 형성된다고 주장했습니다. 이 가설에 따르면 메탄은 화산에 의해 방출되지 않고 타이탄의 차갑고 딱딱한 내부에서 천천히 확산됩니다. Ganesa Macula는 중앙에 어두운 모래 언덕이있는 침식 된 충돌 분화구 일 수 있습니다. 일부 지역에서 관찰되는 산등성이는 대형 다중 링 충격 구조물의 심각하게 저하 된 경사로 설명되거나 내부의 느린 냉각으로 인한 글로벌 수축의 결과로 설명 될 수 있습니다. 이 경우에도 Titan은 176K (-97 ° C)의 온도를 가진 공융 물-암모니아 혼합물로 만들어진 내부 해양을 여전히 가지고있을 수 있는데, 이는 코어의 방사성 원소의 붕괴로 설명 될만큼 충분히 낮습니다. 밝은 Xanadu 지형은 Callisto의 표면에서 관찰되는 것과 유사한 악화 된 심하게 상자가있는 지형 일 수 있습니다. 사실, 대기가 부족하지 않았다면 칼리스토는이 시나리오에서 타이탄 지질학의 모델이 될 수있었습니다. Jeffrey Moore는 Titan이라고도 불렀습니다. 날씨와 칼리스토. [118] [125]

      2009 년 3 월, 타이탄 지역 인 Hotei Arcus에서 용암류를 닮은 구조물이 발표되었습니다.이 지역은 수개월에 걸쳐 밝기가 변동하는 것으로 보입니다. 이 변동을 설명하기 위해 많은 현상이 제안되었지만, 용암 흐름은 Titan 표면에서 200 미터 (660 피트) 위로 상승하는 것으로 나타 났으며, 이는 표면 아래에서 분출 된 것과 일치합니다. [126]

      2010 년 12 월 카시니 미션 팀은 아직 발견 된 가장 강력한 크라이 오볼 카노를 발표했습니다. Sotra Patera라는 이름은 각각 높이가 1000 ~ 1,500m 사이 인 3 개 이상의 산으로 이루어진 사슬 중 하나이며, 그중 몇 개는 큰 분화구로 덮여 있습니다. 기지 주변의 땅은 얼어 붙은 용암 흐름으로 덮힌 것처럼 보입니다. [127]

      폭발성, 마 아르 형 또는 칼데라를 형성하는 극저온 화산 폭발을 통해 형성되었을 가능성이있는 분화구와 같은 지형이 타이탄의 극지방에서 확인되었습니다. 이러한 지형은 때때로 중첩되거나 겹치며 상승 된 테두리, 후광, 내부 언덕 또는 산과 같은 폭발 및 붕괴를 암시하는 특징을 가지고 있습니다. 이러한 지형지 ​​물의 극지 위치와 Titan의 호수 및 바다와의 공존 화는 메탄과 같은 휘발성 물질이 이들에 동력을 공급하는 데 도움이 될 수 있음을 시사합니다. 이러한 특징 중 일부는 매우 신선 해 보이며 이러한 화산 활동이 현재까지 계속되고 있음을 시사합니다. [128]

      타이탄의 가장 높은 봉우리의 대부분은 소위 "리지 벨트"에서 적도 근처에서 발생합니다. 그들은 지각 판의 충돌과 좌굴로 형성된 로키 산맥이나 히말라야와 같은 지구의 접힌 산이나 녹는 하강 판에서 용암 (또는 크라이 오라 바)이 상승하는 안데스와 같은 섭입 지대와 유사하다고 믿어집니다. 표면. 그들의 형성에 대한 한 가지 가능한 메커니즘은 토성의 조력입니다. Titan의 얼음 맨틀은 지구의 마그마 맨틀보다 점성이 적고 얼음 기반암이 지구의 화강암 기반암보다 부드럽기 때문에 산은 지구에있는 것만 큼 높은 높이에 도달 할 가능성이 낮습니다. 2016 년에 Cassini 팀은 Titan에서 가장 높은 산이라고 믿는 것을 발표했습니다. Mithrim Montes 범위에 위치하고 있으며 높이는 3,337m입니다. [129]

      타이탄의 화산이 실제로 존재한다면, 지구에서와 마찬가지로 맨틀 내의 방사성 원소의 붕괴에서 방출되는 에너지에 의해 발생한다는 가설이 있습니다. [33] 지구상의 마그마는 분출하는 단단한 암석 지각보다 밀도가 낮은 액체 암석으로 만들어져 있습니다. 얼음은 물보다 밀도가 낮기 때문에 Titan의 물 마그마는 단단한 얼음 지각보다 밀도가 높습니다. 이것은 Titan의 cryovolcanism이 작동하기 위해 많은 양의 추가 에너지를 필요로 할 것임을 의미하며, 아마도 근처의 토성의 조석 굴곡을 통해 가능합니다. 황산 암모늄의 액체 층을 덮고있는 저압 얼음은 부력으로 상승하고 불안정한 시스템은 극적인 연기 현상을 일으킬 수 있습니다. Titan은 입자 크기의 얼음과 황산 암모늄 재에 의해이 과정을 통해 재 포장되어 바람 모양의 풍경과 모래 언덕을 생성하는 데 도움이됩니다. Titan은 과거 Titan의 내부 진화 모델에서 지질 학적으로 훨씬 더 활동적이었을 것입니다. Titan의 지각은 약 5 억년 전까지 두께가 10km에 불과했으며, 저점도 수성 마그마를 사용하여 격렬한 극저온을 허용하여 이전에 형성된 모든 표면 특징을 지울 수 있습니다. 그때. Titan의 현대 지질학은 지각이 50km로 두꺼워 진 후에 만 ​​형성되어 지속적인 극저온 재 포장을 방해 할 수 있었으며, 그 이후로 발생하는 모든 극저온 화는 더 많은 양의 암모니아와 메탄올을 가진 훨씬 더 점성있는 물 마그마를 생성합니다. 이것은 또한 Titan의 메탄이 대기에 더 오래 추가되고 수천만 년 내에 완전히 고갈 될 수 있습니다. [131]

      더 눈에 띄는 산과 언덕의 대부분은 국제 천문 연맹 (International Astronomical Union)에 의해 공식 명칭이 부여되었습니다. JPL에 따르면, "관습에 따라 Titan의 산은 J.R.R. Tolkien의 판타지 소설 속 가상 배경 인 중간계의 산을 따서 명명되었습니다." Colles (언덕 모음)는 동일한 Tolkien 작품의 캐릭터 이름을 따서 명명되었습니다. [132]

      어두운 적도 지형

      2000 년대 초 지구 기반 망원경으로 찍은 타이탄 표면의 첫 번째 이미지에서, 타이탄의 적도를 가로 지르는 넓은 지역의 어두운 지형이 드러났습니다. [133] 도착 전 카시니,이 지역은 액체 탄화수소의 바다로 생각되었습니다. [134] 레이더 이미지는 카시니 대신 우주선은이 지역 중 일부가 세로 모래 언덕으로 덮여 있고 높이가 100 미터 (330 피트)에 달하는 [135] 폭이 약 1km, 길이가 수십에서 수백 킬로미터 인 것으로 밝혀졌습니다. 이 유형의 모래 언덕은 항상 평균 풍향과 정렬됩니다. Titan의 경우, 일정한 구역 (동쪽) 바람이 가변 조력 (초당 약 0.5 미터)과 결합됩니다. 조력은 토성의 타이탄 대기에 대한 조력의 결과로 지구의 달의 조력보다 400 배 더 강하고 적도를 향해 바람을 몰고 오는 경향이 있습니다. 가설에 따르면이 바람 패턴은 표면의 세분화 된 물질이 서쪽에서 동쪽으로 정렬 된 긴 평행 사구에 점차적으로 쌓이게합니다. 모래 언덕은 바람의 방향이 바뀌는 산 주변에서 부서집니다. [ 인용 필요 ]

      종 방향 (또는 선형) 모래 언덕은 처음에는 한 방향을 따르거나 두 방향을 번갈아 가며 중간 정도의 가변적 인 바람에 의해 형성된 것으로 추정되었습니다. 후속 관측에 따르면 기후 시뮬레이션에서는 Titan의 표면 바람이 서쪽으로 불고 있음을 나타내지 만 모래 언덕이 동쪽을 향하고 있음을 나타냅니다. 초당 1 미터 미만에서는 표면 물질을 들어 올리고 운반 할만큼 강력하지 않습니다. 최근 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 모래 언덕은 타이탄이 춘분에있을 때 15 년마다 발생하는 희귀 한 폭풍의 결과 일 수 있습니다. 이 폭풍은 강한 하강 기류를 만들어 표면에 도달 할 때 초당 최대 10 미터의 속도로 동쪽으로 흐릅니다. [138]

      Titan의 "모래"는 지구상의 모래와 같은 작은 규산염 입자로 구성되지 않았을 가능성이 있지만 [139] 액체 메탄이 비가 내리고 수빙 기반암을 침식했을 때 형성되었을 수 있습니다. 아마도 돌발 홍수의 형태 일 수 있습니다. 또는 모래는 Titan의 대기에서 광화학 반응에 의해 생성되는 톨린이라고하는 유기 고체에서 나올 수도 있습니다. 2008 년 5 월 모래 언덕의 구성에 대한 연구에 따르면, 그들은 Titan의 나머지 지역보다 물을 적게 함유하고 있으며, 따라서 표면에 비가 내린 후 서로 뭉쳐진 탄화수소 중합체와 같은 유기 그을음에서 파생 된 것 같습니다. 계산에 따르면 Titan의 모래는 지상 모래의 3 분의 1의 밀도를 가지고 있습니다. Titan 대기의 건조 함과 결합 된 낮은 밀도는 정전기 축적으로 인해 입자들이 서로 뭉치 게 할 수 있습니다. "끈적임"으로 인해 Titan 표면에 가까운 일반적으로 온화한 바람이 사구를 이동하기 어려울 수 있지만 계절적 폭풍으로 인한 더 강력한 바람이 여전히 동쪽으로 불어 올 수 있습니다. [143]

      춘분 즈음에 강한 강풍은 모래 언덕에서 미크론 크기의 고체 유기 입자를 들어 올려 적외선에서 강렬하고 단명 한 빛으로 관찰되는 타이타니아 먼지 폭풍을 만들 수 있습니다. [144]

      타이탄은 육안으로는 볼 수 없지만 작은 망원경이나 강한 쌍안경으로 관찰 할 수 있습니다. 타이탄이 토성의 빛나는 지구와 링 시스템에 근접하기 때문에 접안 렌즈의 일부를 덮고 밝은 행성을 차단하는 데 사용되는 오컬트 바는 시야를 크게 향상시키기 때문에 아마추어 관찰이 어렵습니다. Titan의 최대 겉보기 크기는 +8.2, [12]이고 평균 반대 크기는 8.4입니다. 이것은 Jovian 시스템에서 비슷한 크기의 가니메데의 +4.6과 비교됩니다. [147]

      우주 시대 이전의 타이탄 관찰은 제한적이었습니다. 1907 년 스페인 천문학 자 Josep Comas i Solà는 몸이 대기를 가지고 있다는 최초의 증거인 Titan의 사지가 어두워지는 것을 관찰했습니다. 1944 년 Gerard P. Kuiper는 분광 기법을 사용하여 메탄 대기를 탐지했습니다. [148]

      토 성계를 방문한 첫 번째 탐사선은 파이오니어 11 1979 년에 타이탄이 생명을 유지하기에는 너무 추웠을 것입니다. [149] 1979 년 중후반까지 Titan과 Saturn을 포함한 Titan의 이미지를 함께 촬영했습니다. [150] 품질은 곧 둘을 넘어 섰습니다. 보이저. [ 인용 필요 ]

      타이탄은 둘 다 조사되었습니다 보이저 1 호2 1980 년과 1981 년에 각각. 보이저 1 호의 궤적은 최적화 된 타이탄 플라이 바이를 제공하도록 설계되었으며, 그 동안 우주선은 대기의 밀도, 구성 및 온도를 결정하고 타이탄의 질량을 정확하게 측정 할 수있었습니다. [151] 2004 년에는 촬영 된 이미지의 집중적 인 디지털 처리가 이루어졌지만 대기의 헤이즈는 표면의 직접 이미징을 방지했습니다. 보이저 1 호의 주황색 필터는 현재 Xanadu와 Shangri-la로 알려진 [152] 허블 우주 망원경에 의해 적외선으로 관찰 된 밝고 어두운 특징에 대한 힌트를 보여주었습니다. 보이저 2, 타이탄 플라이 바이를 수행하도록 전환되었을 것입니다. 보이저 1 호 할 수 없었고 타이탄 근처를 지나지 않았고 천왕성과 해왕성까지 계속되었습니다. [151] : 94

      Cassini–Huygens 편집하다

      제공 한 데이터에도 불구하고 보이저, 타이탄은 미스터리의 몸체로 남아 있었는데, 대기에 가려진 대형 위성은 상세한 관찰을 어렵게 만듭니다.

      그만큼 Cassini–Huygens 우주선은 2004 년 7 월 1 일에 토성에 도착하여 레이더로 타이탄의 표면을 매핑하는 과정을 시작했습니다. 유럽 ​​우주국 (ESA)과 NASA의 공동 프로젝트 Cassini–Huygens 매우 성공적인 임무임을 증명했습니다. 그만큼 카시니 탐사선은 2004 년 10 월 26 일에 타이탄에 의해 날아가 1,200km (750 마일)에서 타이탄 표면의 최고 해상도 이미지를 촬영했습니다. [ 인용 필요 ]

      2006 년 7 월 22 일 카시니 2010 년 6 월 21 일 타이탄에서 950km (590 마일)에서 가장 가까운 비행 거리는 880km (550 마일)에서 처음으로 표적 근접 비행을했습니다. [153] 북쪽 표면에서 액체가 많이 발견되었습니다. 많은 호수와 바다의 형태로 발견 된 극지방 카시니. [88]

      Huygens 착륙 편집

      Huygens 2005 년 1 월 14 일에 타이탄에 착륙 한 대기 탐사선이 [154] 과거의 어느 시점에서 많은 표면 특징이 유체에 의해 형성된 것으로 보인다는 것을 발견했습니다. 타이탄은 우주 탐사선이 표면에 착륙하는 지구에서 가장 먼 몸입니다. [156]

      그만큼 Huygens 탐사선은 현재 Adiri라고 불리는 밝은 지역의 가장 동쪽 끝에 착륙했습니다. 탐사선은 어두운 평야로 내려가는 어두운 "강"이있는 창백한 언덕을 촬영했습니다. 현재 이해는 언덕 (고지대라고도 함)이 주로 물의 얼음으로 구성되어 있다는 것입니다. 태양의 자외선 복사에 의해 대기 상층에서 생성 된 어두운 유기 화합물은 타이탄의 대기에서 비가 올 수 있습니다. 그들은 메탄 비로 언덕을 내려 가고 지질 학적 시간 규모에 따라 평야에 퇴적됩니다. [157]

      착륙 후 Huygens 물 얼음으로 구성된 작은 바위와 자갈로 덮인 어두운 평야를 촬영했습니다. 오른쪽 이미지 중앙 바로 아래에있는 두 개의 바위는 보이는 것보다 더 작습니다. 왼쪽 바위는 가로 15cm, 중앙에있는 바위는 가로 4cm이며 거리는 약 85입니다. 센티미터 Huygens. 암석 기저부에서 침식의 증거가있어 하천 활동 가능성을 나타냅니다. 지표면은 물과 탄화수소 얼음의 혼합물로 구성되어 원래 예상했던 것보다 더 어둡습니다. [158]

      2007 년 3 월 NASA, ESA 및 COSPAR은 Huygens 방문 사이트 Hubert Curien 기념 역 ESA의 전 대통령을 기념하여. [159]

      잠자리 편집하다

      그만큼 잠자리 Johns Hopkins Applied Physics Laboratory에서 개발하고 운영하는 미션은 2027 년 6 월에 출시 될 예정입니다. [160] [161] New Frontiers 4로 Titan의 대기를 비행하기 위해 RTG로 구동되는 대형 드론으로 구성됩니다. [162] 그것의 도구는 프리 바이오 틱 화학이 얼마나 발전했는지를 연구 할 것이다. 이 임무는 2034 년 타이탄에 도착할 예정이다. [163]

      제안되거나 개념적인 임무

      최근 몇 년 동안 로봇 우주 탐사선을 타이탄에 반환하기위한 몇 가지 개념적 임무가 제안되었습니다. NASA, ESA 및 JPL에 의해 이러한 임무에 대한 초기 개념 작업이 완료되었습니다. 현재, 이러한 제안 중 어떤 것도 자금을 지원받는 임무가 아닙니다. [ 인용 필요 ]

      타이탄 토성 시스템 미션 (TSSM)은 토성의 위성 탐사를위한 NASA / ESA 공동 제안이었습니다. 그것은 6 개월 동안 타이탄의 대기에 떠 다니는 열기구를 상상한다. 그것은 자금 조달을위한 Europa Jupiter System Mission (EJSM) 제안과 경쟁하고있었습니다. 2009 년 2 월 ESA / NASA가 TSSM보다 EJSM 임무 우선 순위를 부여했다고 발표되었습니다. [166]

      제안 된 Titan Mare Explorer (TiME)는 Titan의 북반구에있는 호수에서 튀어 나와 3 ~ 6 개월 동안 호수 표면에 떠 다니는 저렴한 착륙선이었습니다. [167] [168] [169] 제 12 차 NASA 디스커버리 프로그램 기회의 후보 임무로 2011 년 Phase-A 설계 연구에 선정되었지만 [170] 비행 대상으로 선정되지 않았습니다. [171]

      아이다 호 대학의 과학자 인 제이슨 반스가 2012 년 초에 제안한 타이탄에 대한 또 다른 임무는 타이탄의 대기를 통과하는 무인 비행기 (또는 드론) 인 현장 및 항공 타이탄 정찰 (AVIATR) 용 항공 차량입니다. Titan 표면의 고화질 이미지를 찍습니다. NASA는 요청 된 7 억 1,500 만 달러를 승인하지 않았으며 프로젝트의 미래는 불확실합니다. [172] [173]

      스페인에 기반을 둔 민간 엔지니어링 회사 인 SENER와 마드리드의 Centro de Astrobiología가 2012 년 말에 또 다른 호수 착륙선에 대한 개념 설계를 제안했습니다. 개념 프로브는 Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE)라고합니다. TiME 탐침과 비교했을 때 가장 큰 차이점은 TALISE는 자체 추진 시스템으로 구상되어 호수가 튀어 나올 때 단순히 표류하는 것에 국한되지 않는다는 것입니다. [174]

      미션 # 13의 디스커버리 프로그램 참가자는 엔셀라두스와 타이탄의 거주 가능성을 평가할 우주 생물학 토성 궤도 선인 JET (Journey to Enceladus and Titan)입니다. [176] [177] [178]

      2015 년에 NASA의 혁신적인 고급 개념 프로그램 (NIAC)은 Titan의 바다를 탐험하기위한 Titan 잠수함의 설계 연구에 2 단계 보조금 [179]을 수여했습니다. [180] [181] [182] [183] ​​[184]

      타이탄은 복잡한 유기 화합물이 풍부한 프리 바이오 틱 환경으로 생각되지만 [56] [185] 표면은 −179 ° C (−290.2 ° F 94.1K)에서 깊은 동결 상태이므로 우리가 알고있는 생명체는 존재할 수 없습니다. 달의 추운 표면. 그러나 타이탄은 빙각 아래에 지구 해양을 포함하고있는 것으로 보이며,이 해양 내에서 조건은 잠재적으로 미생물 생명체에 적합합니다. [187] [188] [189]

      그만큼 Cassini–Huygens 미션은 생체 특징이나 복잡한 유기 화합물에 대한 증거를 제공 할 준비가되어 있지 않았습니다. 그것은 타이탄에서 원시 지구에 대해 가설 된 것과 유사한 환경을 보여주었습니다. 과학자들은 초기 지구의 대기가 Titan에 수증기가 부족하다는 중요한 점을 제외하고는 Titan의 현재 대기와 구성이 유사하다고 추측합니다. [191] [185]

      복잡한 분자의 형성

      Miller-Urey 실험과 여러 후속 실험에서 Titan과 유사한 대기와 UV 복사를 추가하면 복잡한 분자와 톨린과 같은 고분자 물질이 생성 될 수 있음을 보여주었습니다. 반응은 질소와 메탄의 해리로 시작하여 시안화 수소와 아세틸렌을 형성합니다. 추가 반응이 광범위하게 연구되었습니다. [192]

      에너지가 타이탄의 대기와 같은 기체의 조합에 적용되었을 때 생성 된 많은 화합물 중 DNA와 RNA의 구성 요소 인 5 개의 뉴클레오티드 염기가 있다고보고되었습니다. 또한 단백질의 구성 요소 인 아미노산이 발견되었습니다. 액체 물이 존재하지 않는 이러한 실험에서 뉴클레오티드 염기와 아미노산이 발견 된 것은 이번이 처음입니다. [193]

      2013 년 4 월 3 일 NASA는 Titan의 대기를 시뮬레이션 한 연구를 기반으로 Titan에서 복잡한 유기 화학 물질이 발생할 수 있다고보고했습니다. [56]

      2013 년 6 월 6 일 IAA-CSIC의 과학자들은 Titan 상층 대기에서 PAH (다환 방향족 탄화수소)가 검출되었다고보고했습니다. [57]

      2017 년 7 월 26 일, Cassini 과학자들은 대형 복합 유기물의 생산에 관여하는 것으로 보이는 Titan의 상층 대기에서 탄소 사슬 음이온의 존재를 긍정적으로 확인했습니다. 이러한 반응성이 높은 분자는 이전에 성간 매체에서 복잡한 유기물을 만드는 데 기여하는 것으로 알려져 있으므로 복잡한 유기물을 생산하는 데 보편적 인 디딤돌이 될 수 있습니다. [195]

      2017 년 7 월 28 일 과학자들은 아크릴로 니트릴 또는 시안화 비닐 (C2H3CN), 아마도 세포막 및 소포 구조 형성과 관련되어 생명에 필수적 일 가능성이있는 것으로 Titan에서 발견되었습니다. [196] [197] [198]

      2018 년 10 월 연구자들은 단순한 유기 화합물에서 복합 다환 방향족 탄화수소 (PAH) 화학 물질로의 저온 화학 경로를보고했습니다. 이러한 화학적 경로는 Titan의 저온 대기에서 PAH의 존재를 설명하는 데 도움이 될 수 있으며, PAH 세계 가설의 관점에서 우리가 알고있는 생명과 관련된 생화학 물질에 대한 전구체를 생성하는 데 중요한 경로가 될 수 있습니다. [199] [200]

      가능한 지하 서식지 편집

      실험실 시뮬레이션은 지구에서 생명체를 시작했다고 생각되는 것과 유사한 화학 진화를 시작하기에 충분한 유기 물질이 Titan에 존재한다는 제안으로 이어졌습니다. 이 비유는 현재 관찰 가능한 것보다 더 오랜 기간 동안 액체 물이 존재한다고 가정합니다. 충격으로 인한 액체 물이 동결 된 격리 층 아래에 ​​보존 될 수 있다고 가정하는 여러 가설이 있습니다. 또한 액체 암모니아 해양이 표면 아래 깊은 곳에 존재할 수 있다는 가설이 세워졌습니다. [187] [202] 또 다른 모델은 수빙 지각 아래 200km (120 마일) 깊이의 암모니아-물 용액을 제안하는데, 이는 지상 기준으로는 극단적이지만 생명체가 생존 할 수있는 조건을 가지고 있습니다. 내부와 상층 사이의 열 전달은 모든 지하 해양 생물을 유지하는 데 중요합니다. Titan에서 미생물 생명체의 검출은 대기 중 메탄과 질소를 조사한 상태에서 생물학적 영향에 따라 달라집니다. [188]

      메탄과 표면에서의 생명

      지구상의 유기체가 물에 사는 것처럼 생명체가 타이탄의 액체 메탄 호수에 존재할 수 있다고 추측되었습니다. 이러한 유기체는 H를 흡입합니다.2 O 대신2포도당 대신 아세틸렌으로 대사하고 이산화탄소 대신 메탄을 내뿜습니다. 그러나, 그러한 가상의 유기체는 -179.2 ° C (-290.6 ° F 94.0 K)의 깊은 동결 온도에서 대사되어야한다. [186]

      지구상의 모든 생명체 (메탄 생성 물질 포함)는 액체 물을 용매로 사용합니다. Titan의 생명체는 대신 메탄이나 에탄과 같은 액체 탄화수소를 사용할 것으로 추측됩니다. [204] 물은 메탄보다 강한 용매입니다. 물은 또한 화학적으로 더 반응성이 높으며 가수 분해를 통해 큰 유기 분자를 분해 할 수 있습니다. 용매가 탄화수소 인 생명체는 이러한 방식으로 생체 분자가 파괴 될 위험에 직면하지 않습니다. [204]

      2005 년에 우주 생물 학자 Chris McKay는 만약 메탄 생성 생명체가 Titan 표면에 존재한다면 Titan 대류권의 혼합 비율에 측정 가능한 영향을 미칠 것이라고 주장했습니다. 수소와 아세틸렌의 수준은 예상보다 훨씬 낮을 것입니다. 지구상의 메탄 생성 유기체의 대사 속도와 유사하다고 가정 할 때 분자 수소의 농도는 오로지 가상의 생물학적 흡수로 인해 타이타니아 표면에서 1000 배 감소 할 것입니다. McKay는 생명체가 실제로 존재한다면 Titan의 낮은 온도는 매우 느린 대사 과정을 초래할 것이며 효소와 유사한 촉매를 사용함으로써 예상 할 수있는 속도를 낼 수 있다고 지적했습니다. 그는 또한 메탄에서 유기 화합물의 낮은 용해도가 가능한 모든 형태의 생명체에 더 중요한 도전을 제시한다고 지적했습니다. 활성 수송의 형태와 표면 대 부피 비율이 큰 유기체는 이론적으로이 사실로 인한 단점을 줄일 수 있습니다. [203]

      2010 년에 존스 홉킨스 대학의 Darrell Strobel은 Titan의 대기 상층에있는 분자 수소가 하층에 비해 더 많음을 확인했으며, 이는 초당 약 1028 분자의 속도로 하향 흐름과 수소의 소멸을 주장했습니다. Strobel이 지적했듯이 Titan의 표면 근처에서 그의 발견은 McKay가 메탄 생성 생명체가 존재하는지 예측 한 효과와 일치했습니다. 같은 해, 또 다른 연구에서 Titan 표면에 낮은 수준의 아세틸렌이 있음을 보여 주었는데, 이는 탄화수소를 소비하는 유기체의 가설과 일치하는 것으로 McKay에 의해 해석되었습니다. 생물학적 가설을 다시 언급했지만 그는 수소 및 아세틸렌 발견에 대한 다른 설명이 더 가능성이 높다고 경고했습니다. 아직 확인되지 않은 물리적 또는 화학적 공정 (예 : 탄화수소 또는 수소를 수용하는 표면 촉매)의 가능성 또는 현재 모델의 결함 물질 흐름의. 조성 데이터와 수송 모델 등을 입증 할 필요가있다. 그럼에도 불구하고 비 생물학적 촉매 설명이 생물학적 설명보다 덜 놀랍다는 말에도 불구하고 McKay는 95K에서 효과적인 촉매의 발견에 주목했다 (- 180 ° C)는 여전히 중요합니다. [189]

      NASA는 2010 년 6 월 조사 결과에 대한 뉴스 기사에서 "현재까지 메탄 기반 생명체는 가설에 불과합니다. 과학자들은 아직이 생명체를 어디에서도 발견하지 못했습니다."라고 지적했습니다. NASA의 성명에서도 다음과 같이 말합니다. "일부 과학자들은 이러한 화학적 특성이 타이탄 표면에서 원시적이고 이국적인 형태의 생명체 또는 생명체의 선구자에 대한 주장을 뒷받침한다고 믿습니다." [205]

      2015 년 2 월, 극저온 (냉동) 조건에서 액체 메탄에서 기능 할 수있는 가상의 세포막이 모델링되었습니다. 탄소, 수소, 질소를 포함하는 작은 분자로 구성되어 인지질, 탄소, 수소, 산소, 인의 화합물로 구성된 지구상의 세포막과 동일한 안정성과 유연성을 갖습니다. 이 가상의 세포막은 "azotosome", "azote", 프랑스어는 질소, "리포좀"의 조합으로 명명되었습니다. [207] [208]

      장애물 편집

      이러한 생물학적 가능성에도 불구하고 Titan의 생명체에는 엄청난 장애물이 있으며 지구와의 유사성은 정확하지 않습니다. 태양에서 멀리 떨어져있는 타이탄은 춥고 대기에는 CO가 부족합니다.2. 타이탄의 표면에는 물이 고체 형태로만 존재합니다. 이러한 어려움 때문에 Jonathan Lunine과 같은 과학자들은 Titan을 지구상에 생명체가 출현하기 전에 만연한 조건에 대한 가설을 조사하기위한 실험보다 생명체의 서식지로 간주하지 않았습니다. 생명체 자체가 존재하지 않을 수도 있지만, 타이탄의 프리 바이오 틱 조건과 관련된 유기 화학은 지상 생물권의 초기 역사를 이해하는 데 큰 관심을 가지고 있습니다. Titan을 프리 바이오 틱 실험으로 사용하는 것은 우주선을 통한 관찰뿐만 아니라 실험실 실험, 지구상의 화학 및 광화학 모델링을 포함합니다. [192]

      범 정자 가설 편집

      지구 표면에 큰 소행성과 혜성 충돌이 미생물이 가득한 암석 조각이 지구의 중력을 벗어나게하여 범정 자증의 가능성을 시사하는 것으로 추정됩니다. 계산에 따르면 이들은 타이탄을 포함하여 태양계의 많은 시체와 마주 칠 것입니다. 한편, 조나단 루닌은 타이탄의 극저온 탄화수소 호수에있는 모든 생물은 지구 생명체와 화학적으로 너무 달라야 하나가 다른 하나의 조상이 될 수 없을 것이라고 주장했습니다. [212]

      미래 조건

      타이탄의 조건은 먼 미래에 훨씬 더 거주 가능해질 수 있습니다. 지금으로부터 50 억년 후, 태양이 적색 거성이 될 때, 태양의 표면 온도는 Titan이 표면의 액체 물을 지원할 수있을만큼 충분히 상승하여 거주 가능하게 만들 수 있습니다. 태양의 자외선 출력이 감소함에 따라 Titan 상층 대기의 연무가 고갈되어 표면의 온실 방지 효과가 줄어들고 대기 메탄에 의해 생성 된 온실이 훨씬 더 큰 역할을 할 수 있습니다. 이러한 조건은 함께 거주 가능한 환경을 만들 수 있으며 수억 년 동안 지속될 수 있습니다. 타이탄에 암모니아가 존재하면 화학 반응이 더 느리게 진행될 것이지만 이것은 단순한 생명체가 지구에 산란하기에 충분한 시간이라고 제안되었습니다. [214]


      MAILBOX : 타이탄에 왜 분위기가 있나요?

      "나는 NASA의 토성의 달 타이탄에 대한 잠자리 쿼드 콥터 임무에 관심이 있습니다. 어떻게 그렇게 낮은 중력을 가진 달이 지구보다 두꺼운 대기를 유지할 수 있습니까? 이것이 금성에 두꺼운 대기를 부여하는 동일한 메커니즘입니까?"

      Izzie-Alistair, 이것은 훌륭한 질문입니다. 타이탄은 토성의 가장 큰 달이며 크기와 질량이 우리 달과 비슷합니다. 차이점은 Titan이 훨씬 더 차갑고 더 차가운 분자가 더 느리게 움직여서 붙잡기 더 쉽다는 것입니다. 타이탄은 섭씨 영하 100 도입니다. 그러나 우리의 달은 태양이 비추면 약 섭씨 영하 100 도입니다. 따라서 Titan은 달이 할 수없는 대기를 붙잡을 수 있습니다.

      이제 금성을 보면 금성은 훨씬 더 크고 중력이 더 강합니다. 그래서 비록 극도로 뜨겁고 에너지가 많은 분자를 가지고 있지만,이 중력은 두꺼운 대기를 유지할 수 있다는 것을 의미합니다. 귀하의 질문에 답변이 되었기를 바랍니다.


      타이탄이 더 거대 할 때 왜 타이탄은 달보다 표면 중력이 낮습니까? -천문학

      화성은 의미있는 전자기장이 없기 때문에 태양풍으로 인해 오래 전 대기의 대부분을 잃었습니다. 토성의 타이탄은 지구보다 밀도가 높은 대기를 가지고 있지만 타이탄은 화성보다 작은 몸체입니다. 왜 태양풍이 타이탄의 대기권을 앗아 가지 않았습니까?

      대략적으로 말하자면, 토성의 거리에서 단위 면적당 태양 전자기력과 태양 풍속은 지구 행성에서 휘발성이있는 원소와 화합물이 세 단계 모두에서 축적되는 경향이있을만큼 충분히 낮습니다. 타이탄의 표면 온도도 약 90K로 매우 낮습니다. 따라서 대기 성분이 될 수있는 물질의 질량 분율은 지구보다 타이탄에서 훨씬 더 큽니다.

      실제로 현재 해석에 따르면 Titan 질량의 약 70 %만이 규산염이며 나머지는 주로 다양한 H2O 얼음과 NH3-H2O (암모니아 수화물)로 구성됩니다. Titan의 대기 중 N2의 원천이 될 수있는 NH3는 NH3-H2O 질량의 최대 8 %를 구성 할 수 있습니다.

      원래 대기의 대부분은 지질 학적 시간이지나면서 사라진 것으로 보입니다. 그러나 타이탄은 지구 나 화성보다 비례 적으로 더 큰 변동 예산으로 시작 되었기 때문에 표면의 대기압은 지구보다 거의 1.5 배에 가깝습니다. 대부분의 대기 손실은 대기의 많은 부분을 앗아가는 빛 원자의 매우 에너지적인 탈출 (유체 역학적 분출 이벤트)로 인해 50mA 이내의 부착 일 수 있습니다. 이러한 사건은 초기 태양의 X 선 및 자외선 (XUV) 광자의 더 높은 출력의 가열 및 광분해 효과에 의해 주도 될 수 있습니다.

      구조적으로 유사한 가니메데와 칼리스토는 그렇지 않은 반면 타이탄 만이 두꺼운 분위기를 가지는 이유를 우리는 정말로 모릅니다. 온도가 너무 높았을 수 있습니다.

      더 큰 중력 위치 에너지 방출, 질량 및 태양에 대한 근접성으로 인해 목성 성운에서 40K)를 생성하여 칼리스토와 가니메데에 의해 증가 된 NH3 수화물 인벤토리를 크게 줄였습니다. 그 결과 N2 대기는 Titan이 견뎌낸 대기 침식 효과를 견디기에는 너무 얇 았을 수 있습니다.

      또는 혜성 충돌은 목성의 더 높은 중력장으로 인해 Titan에서보다 칼리스토와 가니메데에 더 많은 에너지를 방출 할 수 있습니다. 더 높은 에너지는 칼리스토와 가니메데의 대기를 침식시킬 수있는 반면, 혜성 물질은 타이탄의 대기를 구축 할 것입니다. 그럼에도 불구하고 D / H 비율은 혜성 입력이 타이탄 대기의 주요 원인이 될 가능성이 낮음을 시사합니다.

      화성과 마찬가지로 Titan의 내부 자기장은 무시할 수있을 정도이며 아마도 존재하지 않을 수도 있습니다. 또한 토성의 자기장과 타이탄 사이의 상대 속도는 태양풍으로부터 대기를 보호하는 대신 실제로 타이탄의 대기 내에서 반응을 가속화합니다.

      기본 연구와 더 많은 기술적 세부 사항을 알고 싶다면 온라인 공동 편집 항목으로 게시했습니다.

      이 페이지는 2015 년 7 월 18 일에 최종 업데이트되었습니다.

      저자 정보

      수 니티 카 루나 틸 레이크

      수 니티 카 루나 틸 레이크는 인디애나 주 Wabash 대학에서 물리학을 배운 후 2001 년 8 월 물리학과에 박사 후보로 등록했습니다. 그러나 어린 시절에 칼 세이건의 다큐멘터리와 아서 C. 클라크의 소설에 의해 주입 된 행성의 부름 , 그를 거기에 고정 시키기에는 너무 강했습니다. Suniti는 Steve Squyres와 함께 행성 탐험가가되었습니다. 그는 주로 화성 표면 지구 화학에 관한 논문 프로젝트를 위해 Mars Odyssey Gamma Ray Spectrometer 및 Mars Exploration Rovers의 데이터를 사용하지만, 종종 화성의 이야기를 실현하기 위해 수많은 원격 감지 및 표면 임무의 시너지 효과에 의존합니다. 그는 현재 Stonybrook에서 일하고 있습니다.


      타이탄이 더 거대 할 때 왜 타이탄은 달보다 표면 중력이 낮습니까? -천문학

      월터 S. 키퍼 (Walter S. Kiefer, Lunar and Planetary Institute, Houston TX)

      2003 년 달 및 행성 연구소의 우주 과학 참조 안내서 2 판에 처음 게재되었습니다. 문서는 2002 년 7 월에 작성되었습니다.

      기사의 PDF 버전.

      생물 학자들은 생명체는 생명 유지에 필요한 화학 반응의 매개체 역할을하는 일종의 액체가 있어야한다고 믿습니다. 지구상에서 액체 물이이 역할을합니다. 물은 생명의 매개체로 특히 유리하게 만드는 몇 가지 화학적 특성을 가지고 있지만, 유기 액체와 같은 다른 유형의 액체가 다른 유형의 생물학에서 이러한 역할을 할 가능성을 배제해서는 안됩니다. 생명체에 액체가 정말로 필요하다면 외부 태양계의 생명체에 대한 잠재적 인 거주지는 매우 제한적입니다. 유로파와 타이탄은 둘 다 바다를 가지고 있다고 제안되었으므로 외부 태양계의 생명체에 가장 적합한 후보 위치입니다.

      유로파

      1. 글로벌 뷰

      이 글로벌 뷰에서 알 수 있듯이 Europa & # 8217s 표면의 대부분은 일련의 어두운 밴드로 덮여 있습니다. NASA & # 8217s에서 연구 한 경우 보이저 1979 년 우주선에서이 밴드의 본질은 수수께끼 같았지만 일종의 결함이나 다른 유형의 표면 변형을 반영하는 것으로 추정되었습니다. 충돌 분화구가 거의 없다는 것은 유로파의 표면이 아주 젊다는 것을 나타냅니다.

      2. 웨지 영역

      NASA 및 # 8217s의 관찰 갈릴레오 1996 년 이후 우주선은 유로파에 대해 훨씬 더 명확한 시야를 제공했습니다. 이 갈릴레오 이미지는 230km 길이이며 일부 어두운 띠를 더 자세히 보여줍니다. 경우에 따라 이러한 구조는 낮은 융기 또는 융기 쌍으로 보일 수 있습니다. (피처가 드리 우는 그림자의 특성에 따라 높거나 낮은 지 알 수 있습니다.이 이미지에서 조명은 왼쪽에서 시작됩니다.) 이미지의 하단 중앙에서 시작하여 왼쪽 중앙으로 이어지는 어두운 띠 쐐기 모양입니다. 이 쐐기 모양의 밴드는 아마도 유로파 표면의 점진적인 확장에 의해 형성되었을 것입니다. 예를 들어 문이 경첩에서 열리면서 확산되는 것을 생각합니다. 이미지 1에서와 같이 충돌 분화구가 눈에 띄게 없습니다.

      3. 아이스 래프트

      이 갈릴레오 이미지는 가로 42km이며 오른쪽에서 조명됩니다. 그것은 파괴되고 밀려 난 일련의 & # 8220 얼음 뗏목 & # 8221을 보여줍니다. 이미지 2에서 표면 움직임의 표시를 보았지만이 이미지는 유로파 표면을 가로 지르는 물질 블록의 큰 움직임에 대한 가장 명확한 증거입니다. NASA 과학자들이 1997 년 봄에 유로파 표면 아래에 바다가 있다는 증거가 있다고보고했을 때이 이미지는 그들의 '흡연 총'이었습니다. 해양 해석은 표면을 가로 지르는 너무 많은 측면 운동의 존재는 깊이에서 흐름을 윤활하기 위해 일종의 층이 필요하다는 믿음에 기반합니다.이 과학자들은이 윤활이 액체를 필요로하므로 바다의 존재를 선호한다고 가정합니다.

      가능한 반례로 지구상의 물리 제어 판 구조론을 고려하십시오. 일반적으로 온도는 행성 내부의 깊이에 따라 증가하고 물질의 온도가 증가하면 점성이 낮아지는 경향이 있습니다 (덜 단단하거나 더 구어체, 부드러움). 지구 표면은 약 12 ​​개의 대형 지각판으로 구성되어 있으며, 매년 최대 10cm의 속도로 이동하여 지구에서 발생하는 모든 지진, 화산 활동 및 산악 지대 형성을 생성합니다. 이 판은 거의 모든 곳에서 단단한 맨틀 위로 이동합니다 (우리는 지진파가 맨틀을 통과하는 방식 때문에 이것을 알고 있습니다). 이 모든 운동과 지질 학적 활동을 허용하는 '윤활'은 실제로는 단단하게 더 뜨겁고 그 위에있는 암석보다 점성이 적은 단단한 암석입니다. 지구의 사례는 우리가 유로파에서 보는 움직임이 액체 바다가 아닌 따뜻하고 부드러운 얼음에 의해 윤활 될 가능성을 고려해야 함을 보여줍니다.

      4. 카오스 지역

      이 갈릴레오 이미지는 가로 175km이며 왼쪽에서 조명됩니다. 주요 특징은 이미지 중앙에있는 벙어리 장갑 모양의 지형이 혼란스럽게 분열 된 영역입니다. 이 혼돈 지역은 주변 평원과 산등성이에 겹쳐져 있기 때문에이 지역에서 가장 어린 모습 일 것입니다. 혼돈 지역 가장자리 주변의 햇빛과 그림자 패턴을 기반으로 혼돈 지역은 주변 평야에 비해 약간 높아집니다. 구조물의 서쪽 (왼쪽)에는 평야와 융기 된 혼돈의 지형을 구분하는 좁은 골짜기가 있습니다. 유사한 카오스 유닛이 유로파의 여러 지역에서 발견됩니다. 일부 과학자들은이 지역이 상대적으로 얇은 외부 얼음 껍질을 통해 지하 바다가 녹을 때 형성된다고 믿습니다. 다른 과학자들은 비교적 따뜻한 얼음의 디아 피 ( '8220blob & # 8221)가 주변의 차가운 얼음 지각을 통해 상승하는 혼돈 지역이 고양되고 파괴되었다고 믿습니다. 수많은 산등성이도이 이미지를 교차합니다. 이 능선의 상대적인 나이는 능선 사이의 교차점을 관찰하여 결정할 수 있습니다 (어린 능선이 더 오래된 능선을 자르는 것처럼 보입니다).

      5. 충격 크레이터

      이 이미지는 유로파에서 발견 된 가장 큰 충돌 크레이터 4 개를 보여줍니다. 충돌 분화구는 행성의 지각을 파헤 치기 때문에 상부 지각의 구조에 대한 천연 코어 샘플 역할을합니다. 일반적으로 분화구의 굴착 깊이는 분화구의 크기가 커짐에 따라 증가합니다. 즉, 작은 크레이터는 얕은 구멍을 만들고 큰 크레이터는 더 깊은 구멍을 만듭니다. 충돌하는 물체가 유로파의 단단한 얼음 껍질을 통과하여 밑에있는 바다까지 침투했다면, 지각의 물질 강도가 갑작스럽게 손실되어 분화구가 붕괴 될 수 있습니다 (투척 할 때 만들어지는 & # 8220 구멍 & # 8221에 대해 생각해보십시오). 연못에 바위!). 유로파에서 가장 큰 분화구의 알려진 깊이를 기반으로 볼 때 유로파의 빙각은 최소 19 ~ 25km 깊이까지 견고하게 남아있는 것으로 보입니다. 분화구 직경의 함수로서 분화구 깊이의 패턴은 바다 또는 따뜻한 (따라서 부드럽고 약한) 얼음 층이이 깊이 아래에서 발생 함을 시사합니다.

      6. 내부 구조

      이 이미지는 Europa & # 8217s 내부 구조의 단면도를 보여줍니다. 유로파 내부에 대한 우리의 현재 지식은 중력과 자기장의 관찰에서 비롯됩니다. 유로파의 상대적으로 높은 밀도는 입방 센티미터 당 3.04 그램으로 대부분 바위와 금속으로 구성되어 있으며 상대적으로 얼음이 적다는 것을 의미합니다. 이 물질은 아마도 금속이 풍부한 코어와 바위가 많은 맨틀로 분리되었을 것입니다. 코어의 반경은 500 ~ 1000km입니다. 유로파의 표면은 분광학 연구에 따르면 주로 물의 얼음으로 알려져 있으며, 아마도 일부 암석이 섞여있을 것입니다. 이 물 얼음 껍질은 두께가 100 ~ 200km입니다.

      이미지의 오른쪽은 유로파의 빙각 특성에 대해 근본적으로 다른 두 가지 견해를 강조합니다. 사용 가능한 중력 관측은이 층이 완전히 단단한 지 또는 유로파에 지하 바다가 있는지 여부를 나타내지 않습니다. 그러나 자기장 관측은 바다의 존재를 나타냅니다. 그러한 바다에서 녹을 가능성이있는 염은 좋은 전기 전도체가되어 유로파 근처의 목성 자기장을 수정합니다. 이 효과는 갈릴레오에 의해 관찰되었으며 유로파 내부의 지하 바다에 대한 가장 강력한 현재 증거입니다. 이 바다는 전 세계에 분포해야합니다. 단단한 얼음과 바위는 관찰 된 자기 서명을 설명 할 수 없습니다.

      자기 증거는 바다의 두께가 10km 이상이어야하지만이 바다가 시작되는 깊이를 엄격하게 제한하지는 않습니다. 다른 이미지의 캡션에서 언급했듯이 얇은 얼음층과 두꺼운 얼음층 모두에 대해 지질 학적 논쟁이있었습니다. 얇은 얼음 껍질 모델에서 얼음 껍질의 두께는 1 & # 82112km에 불과할 수 있습니다. 이 모델에서 바다는 자주 표면으로 침투 할 수 있으며 다양한 능선과 단층은 바다의 조력과 관련이 있다고 가정합니다. 두꺼운 빙각 모델에서 바다는 표면 아래 20km 이상 더 깊은 곳에서 발생합니다. 각 모델에 대해 큰 열정으로 논쟁하는 과학자들이 있습니다. 제 개인적인 견해로는 크레이터 링 증거 (이미지 5)는 비교적 두꺼운 얼음 껍질을 선호하는 강력한 제약입니다. 열 펄스가 때때로 얇은 얼음 껍질이있는 영역을 생성 할 수 있습니다 (예 : 이미지 3 및 이미지 4에 표시된 혼돈 영역). 그러나 이러한 얇은 얼음 지역은 지리적으로 제한된 지역과 짧은 시간 간격으로 제한 될 수 있습니다.

      유로파의 미래 탐험

      NASA는 유로파 지하 해양의 특성에 대한 명확한 증거를 제공 할 유로파 궤도 선 임무를 고려했습니다. 궤도 선은 매우 긴 파장의 레이더를 사용하여 얼음을 통해 밑에있는 바다까지 볼 수 있습니다. 1981 년 우주 왕복선에 비행 한 레이더는 사하라 사막 아래를 '보고'현재 1 ~ 2m의 모래 아래에 묻혀있는 고대 강 수로를 탐지 할 수있었습니다. Apollo 17에서 레이더 시스템은 상부 킬로미터의 암석과 달에 묻힌 용암 흐름을 이미지로 볼 수있었습니다. 유사한 레이더는 물과 얼음의 지하 분포를 이미지화하기 위해 2003 년과 2005 년에 화성에 발사 할 계획입니다.

      Europa Orbiter는 또한 Europa의 모양을 정확하게 측정하기 위해 고도계를 운반합니다. 조석 변형으로 인해 목성을 중심으로 궤도를 도는 동안 모양이 변합니다. 조석 변형의 정도는 표면 바로 아래에 바다가 있는지 또는 유로파가 전체적으로 단단한 지 여부에 따라 다릅니다. 따라서 유로파의 모양을 정밀하게 측정하면 지하 해양의 구조에 대한 세부 정보를 얻을 수 있습니다. Europa Orbiter는 또한 Europa의 추가 고해상도 이미지와 중력 관측을 수집합니다. 목성은 우주선에 위험한 매우 강력한 방사 벨트로 둘러싸여 있습니다. 갈릴레오 우주선은 몇 달에 한 번씩 며칠 동안 만 방사선 벨트에 깊이 잠겼습니다. 반대로 유로파 궤도 선은 훨씬 더 오랜 시간 동안 강한 방사선에 노출 될 것입니다. 그러한 방사선을 견디기 위해 우주선을 설계하는 높은 비용 (아마 10 억 달러) 때문에 제안 된 임무는 현재 보류 중입니다.

      타이탄

      7. 타이탄의 보이저 이미지

      타이탄은 토성의 위성 중 가장 큰 위성입니다. 반지름이 2575km 인이 위성은 태양계 전체에서 두 번째로 큰 위성이며 수성 및 명왕성보다 큽니다. 타이탄은 태양계에서 중요한 대기를 가진 유일한 위성입니다. 지표면에서 대기압은 1.6 바 (지구보다 60 % 높음)이고 온도는 94 켈빈으로 춥습니다. 대기는 지구와 마찬가지로 주로 질소로 구성되며 일부 메탄과 아르곤도 포함합니다. 미량의 수소와 많은 유기 분자도 존재합니다. 이러한 화합물 중 일부는 Titan의 상층 대기에서 두꺼운 헤이즈 층을 형성합니다. 가시 파장에서이 연무는 Titan의 표면을 아래로 볼 수 없게합니다. 태양의 자외선은 메탄 분자를 분해 할 수 있으며 그 결과 수소 원자는 우주로 손실 될 수 있습니다. 메탄의 잔여 물은 에탄 및 아세틸렌과 같은 더 무거운 유기 화합물을 형성 할 수 있습니다. Titan의 저온에서도 에탄은 액체이며 Titan의 표면에서 바다를 형성 할 수 있습니다. 태양계 시대에 걸쳐 수백 미터 두께의 에탄 바다가 형성되었을 수 있으며 아마도 일부 메탄이 용해되었을 것입니다. 에탄의 실제 분포는 해수면이든 지하 공동이든 현재로서는 알려져 있지 않습니다. 허블 우주 망원경으로 얻은 타이탄의 적외선 이미지는 일부 과학자들이 바다와 대륙과 관련이 있다고 생각하는 밝고 어두운 영역의 패턴을 보여줍니다. 타이탄의 레이더 관측은 또한 바다와 대륙의 가능성을 암시합니다.

      8. Titan의 Cassini 프로브

      그만큼 카시니 우주선은 1997 년 10 월에 발사되어 2004 년 7 월에 토성에 도착할 예정입니다. 2005 년 초에는 탐사선이 타이탄의 대기와 표면의 구성과 물리적 특성을 연구 할 예정입니다. 탐사선이 에탄 바다에 착륙하는 경우 부유 할 수 있습니다. Cassini는 또한 레이더를 사용하여 Titan 표면의 일부를 매핑하고 2004 년과 2008 년 사이에 토성의 대기, 고리, 자기장 및 기타 위성을 연구 할 예정입니다.

      추가 연구를 위해

      책과 기사

      편집자 인 Beatty, J. Kelly, Carolyn Collins Peterson 및 Andrew Chaikin은 새로운 태양계, 4 판, Sky Publishing Corp., 1999, 421 페이지.

      Mackenzie, Dana, "Is There Life Under the Ice?", Astronomy, 2001 년 8 월, pp. 32-37.

      Pappalardo, Robert T., James W. Head, Ronald Greeley, "유로파의 숨겨진 바다", Scientific American, 1999 년 10 월, pp. 54-63.

      Schenk, Paul, "바다, 얼음 조개 및 유로파의 생명", 행성 보고서, 2002 년 11 월 / 12 월, pp. 10-15.

      Stone, Richard, "Vostok : 남극 빙하 아래에서 생명을 구하기", Smithsonian, 2000 년 7 월, pp. 92-102.


      타이탄

      타이탄은 토성의 알려진 위성 중 15 번째이며 가장 큰 위성입니다.

      그리스 신화에서 타이탄은 천왕성과 가이아의 자식 인 거인의 가족으로, 하늘을 지배하려고했지만 제우스의 가족에 의해 전복되고 대체되었습니다.

      1655 년 Christiaan Huygens에 의해 발견되었습니다.

      타이탄이 태양계에서 가장 큰 위성이라고 오랫동안 생각했지만 최근 관측에 따르면 타이탄의 대기가 너무 두꺼워서 단단한 표면이 가니메데보다 약간 작습니다. 그럼에도 불구하고 타이탄은 수성보다 직경이 크고 명왕성보다 더 크고 거대합니다.

      보이저 1 호 임무의 주요 목표 중 하나는 타이탄 연구였습니다. 보이저 1 호는 수면에서 4000km 이내에 들어 왔습니다. 우리는 지난 300 년보다 몇 분 동안 더 많은 것을 배웠습니다. 그 후 2004 년 말, Cassini 궤도 선은 Titan과 일련의 긴밀한 조우를 시작하여 많은 장비로 데이터를 수집했습니다. 그리고 2005 년 1 월, Huygens 탐사선은 실제로 Titan 표면에 착륙하여 표면에서 이미지를 다시 보냈습니다.

      Titan은 벌크 구성이 가니메데, 칼리스토, 트리톤 및 (아마도) 명왕성과 비슷합니다. 즉, 약 절반의 물 얼음과 절반의 암석 물질입니다. 그것은 아마도 3400km의 암석 중심을 가진 여러 층으로 구분되며 다른 결정 형태의 얼음으로 구성된 여러 층으로 둘러싸여 있습니다. 내부가 여전히 뜨거울 수 있습니다. Rhea 및 나머지 토성의 위성과 구성이 유사하지만, 너무 커서 중력이 내부를 약간 압축하기 때문에 밀도가 더 높습니다.

      태양계의 모든 인공위성 중 하나 인 Titan은 분위기. 표면에서 압력은 1.5 바 (지구보다 50 % 더 높음) 이상입니다. 그것은 6 % 이하의 아르곤과 몇 퍼센트의 메탄을 포함하는 분자 질소 (지구와 같이)로 주로 구성되어 있습니다. 흥미롭게도 적어도 12 가지 이상의 다른 유기 화합물 (예 : 에탄, 시안화 수소, 이산화탄소) 및 물이 미량 존재합니다. 유기물은 Titan의 상부 대기를 지배하는 메탄이 햇빛에 의해 파괴되면서 형성됩니다. 결과는 대도시에서 발견되는 스모그와 비슷하지만 훨씬 두껍습니다. 여러면에서 이것은 생명체가 처음 시작되었던 역사 초기의 지구상의 상태와 유사합니다. 하지만이 두껍고 흐릿한 대기가 타이탄의 표면을보기 어렵게 만듭니다.

      타이탄은 자기장이 없으며 때때로 토성의 자기권 밖을 공전합니다. 따라서 태양풍에 직접 노출됩니다. 이것은 대기의 꼭대기에서 일부 분자를 이온화하여 제거 할 수 있습니다. 그것은 또한 Titan의 독특한 화학을 이끌어 낼 수도 있습니다.

      표면에서 Titan의 온도는 약 94K (-290F)입니다. 이 온도에서 얼음은 승화되지 않으므로 대기에 수증기가 거의 없습니다. 그럼에도 불구하고 최종 결과물에는 많은 화학이 진행되는 것으로 보이며 매우 두꺼운 스모그와 매우 흡사 한 것 같습니다.

      전체적인 짙은 안개와 더불어 타이탄의 대기에는 가변 구름이 흩어져 있습니다. 이 구름은 아마도 메탄, 에탄 또는 기타 단순한 유기물로 구성되어있을 것입니다. 소량의 다른 복잡한 화학 물질은 우주에서 볼 때 주황색을 담당해야합니다. Huygens 데이터를 분석하면 대기 화학의 세부 사항에 대해 많은 것을 알 수 있습니다.

      Cassini가 도착하기 전에는 구름이 표면에 에탄이나 메탄의 비를 내뿜을 것 같았습니다.대양& # 8221 최대 1000 미터 깊이. 그러나 적어도 현재로서는 그렇지 않은 것 같습니다. Titan에서 일부 활동적인 과정이 일어나고 있다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 표면이 매우 젊다는 것을 나타내는 분화구가 보이면 거의 없습니다. 그러나 '호수'가 액체보다 더 슬러시이거나 분지가 항상 액체로 채워져 있지 않을 수 있습니다. Huygens의 예비 결과에 따르면 현재 Titan의 강과 호수는 건조한 것처럼 보이지만 얼마 전에 비가 내렸을 수 있습니다. '침전, 침식, 기계적 마모 및 기타 하강 활동'에 대한 명확한 증거가 있습니다. 또한 카시니는 타이탄 대기의 특이한 특징을 설명 할 수있는 특이한 종류의 화산이 타이탄에 있다는 증거를 발견했습니다.

      사용 가능한 모든 소스의 데이터를 결합하여 Titan의 표면에 대한 이해를 시작하고 있습니다. 적외선으로 작동하는 대형 지상 관측소는 허블 우주 망원경처럼 몇 가지 세부 사항을 볼 수 있습니다. 이것들은 Titan의 반구에있는 거대한 밝은 & # 8220 대륙 & # 8221 (이전에는 & # 8220Xanadu & # 8220이라고 함)을 보여줍니다. 그 궤도와 바다 나 호수를 암시하는 좀 더 어두운 지역을 향하고 있습니다. Cassini의 훨씬 더 높은 해상도의 적외선 이미지 (오른쪽 아래, 애니메이션을 보려면 클릭)는 동일한 구조를 더 자세히 보여줍니다. 그리고 Huygens의 클로즈업 (왼쪽)은 배수로와 해안선으로 보이는 것을 보여줍니다.

      이러한 관찰은 또한 타이탄의 자전이 사실상 대부분의 토성의 다른 위성들과 같이 동시적임을 확인시켜줍니다.

      Cassini & # 8217s IR 카메라가 Titan & # 8217s 표면에서 이상하고 아직 설명 할 수없는 밝은 점을 감지했습니다.

      타이탄은 연구하기 어려운 대상입니다. Cassini 기기는 안개를 관통하도록 특별히 설계되었으며, 레이더 매퍼는이를 통해 바로 볼 수 있으며 Huygens 이미지는 표면을 명확하게 보여줍니다. 그러나 궤도 선 이미지는 여전히 모호하며 Huygens 이미지는 숫자가 적고 작은 영역 만 포함합니다. 이 데이터의 분석은 시간이 좀 걸릴 것입니다. Titan은 매우 이상한 곳입니다.


      타이탄의 메탄 바다 아래 700 리그

      화성, Shmars이 항해자는 토성의 이상한 달에있는 빙산 아래에서 잠수함 타기를 고대하고 있습니다.

      2016 년에 토성의 가장 큰 달인 타이탄의 극북 지역을 가로 지르는 메탄 구름. NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute / Univ의 동영상 애리조나 신용.

      화성의 사막을 헬리콥터로 날아 다니는 것보다 더 흥미 진진한 것이 있을까요? 안개가 자욱한 토성의 크고 안개가 자욱한 달인 타이탄에서 네모 선장을 연기 해보세요. 메탄 바다의 깊이를 뚫고, 탄화수소 빙산을 피하고, 태양에서 10 억 마일 떨어진 고대의 추운 해안선을 탐험 해보세요.

      이것이 최근 제 머리 속에서 춤추는 환상입니다. 인류의 눈은 요즘 화성에 있습니다. 우주에서 반년 만에 로봇 호송대가 J.F.K.에서 들어오는 제트기처럼 붉은 행성의 궤도로 또는 곧바로 지상으로 떨어지고 있습니다. 화물 중에는 안락 의자 우주 비행사가 화성의 모래 위를 날아갈 것을 고대하는 헬리콥터가 있습니다.

      그러나 Titan의 메탄 바다 인 Kraken Mare가 최근 깊이를 측정했고 아마도 최소 1,000 피트 아래로 내려 갔다는 소식에 의해 저의 관심은 태양계의 더 먼 곳으로 돌 렸습니다. 그것은 핵 잠수함이 인정할만큼 깊습니다. 이 뉴스는 가장 낭만적 인 우주 임무, 즉 타이탄의 바다 위를 항해하고 궁극적으로 그 아래로 항해하는 것에 대한 제 꿈을 다시 불러 일으켰습니다.

      연구원 Valerio Poggiali는“타이탄에서 가장 큰 바다 인 Kraken Mare를 제외하고는 각각의 깊이와 구성이 이미 측정되었습니다.이 바다는 유명한 이름 일뿐만 아니라 달 표면 액체의 약 80 %도 포함하고 있습니다. 코넬 천체 물리학 및 행성 과학 센터에서. Poggiali 박사는 The Journal of the American Geophysical Union에서 새로운 깊이 측정을 설명하는 논문의 주 저자입니다.

      NASA는 최근 2026 년에 드래곤 플라이 (Dragonfly)라는 드론을 토성 달에 발사 할 것이라고 발표했습니다. 궤도 선, 호수에서 튀어 나올 수있는 부유 탐사선, 심지어 로봇 잠수함까지도 제안되었습니다.

      Poggiali 박사는 이메일을 통해“Titan 잠수함은 여전히 ​​가고 있습니다. 2047 년경 Titan의 내년 여름 이전에 일어날 것 같지는 않습니다. 그때까지 주변 광이 더 많아지고 잠수함이 통신 할 수있을 것입니다. 궤도를 도는 무선 중계기가 필요없는 지구로의 직통 선.

      타이탄은 어떤면에서 태양계에서 가장 이상한 곳이며 우리와 가장 비슷한 세계이기도합니다. 지구와 마찬가지로 대부분 질소 (대기의 대부분을 차지하는 유일한 달)의 두꺼운 대기를 갖고 있으며 지구와 마찬가지로 날씨, 비, 강, 바다가 있습니다.


      답변 및 답변

      궁금합니다. 이것이 일종의 지각 활동의 결과일까요? 이제 비어있는 호수가 모두 동일한 일반 지역 내에 있다는 점을 고려하면됩니다.

      https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/multimedia/pia10654.html
      이 오래된 NASA 기사는 비록 지구와는 약간 다르지만 Titan에 지각 활동이 있음을 확인합니다.

      저는이 분야의 전문가는 아니지만 Titan의 수 문학은 에탄과 메탄이 모두 그곳의 조건 하에서 세 주 모두에 존재할 수 있다는 사실로 인해 복잡하다는 것입니다. 타이탄의 수문 순환. 이것은 물만이 이러한 행동을 보이는 오늘날 지구상의 수 문학과 대조적입니다. Titan의 기온이나 대기압의 계절적 변화가 대기의 에탄과 메탄 증기의 상대적인 양을 바꿀 수 있는지 여부는 잘 알려져 있지 않습니다.

      에탄과 메탄은 크게 다른 특성을 가지고 있습니다. 메탄보다 분자량이 큰 액체 에탄 (## C_2H_6 ##) (## CH_4 ##)은 액체 메탄보다 휘발성이 적고, 따라서 에탄에서 증발 할 가능성이 적습니다. / 메탄 혼합물이 Titan 표면의 액체에 존재합니다. 따라서 타이탄의 북부 여름에 보이는 호수와 연못은 계절주기의 더 시원한 부분과 비교하여 에탄 / 메탄의 양이 다를 수 있습니다.

      일부 연구 (https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-01718104, https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2014/pdf/2371.pdf)는 카르스트 (용해) 지질 형태가 존재한다고 제안합니다. Titan에서 그리고 그러한 지역에 형성된 연못과 호수는 주변 (주로 물-얼음) 암석으로 용액 / 삼투에 의해 천천히 배수 될 수 있습니다. 기질의 용해 속도는 에탄과 메탄간에 다를 수 있습니다.

      따라서 에탄 / 메탄 호수와 연못의 수축을위한 최소한 두 가지 메커니즘이 Titan에 존재할 수있는 것 같습니다.


      비디오보기: 10 საინტერესო ფაქტი მთვარეზე (구월 2022).


코멘트:

  1. Sam

    더 이상 예비

  2. Linly

    브라보, 당신의 훌륭한 아이디어

  3. Toft

    당신은 오류를 저질렀습니다. 나는 그것을 증명할 수있다. 오후에 저에게 편지를 보내십시오. 우리는 이야기 할 것입니다.

  4. Ferr

    야아!



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