Titaani metaanijärved: Saturni kuu vedelad süsivesinikumered
Avasta Titaani metaanijärved: Cassini avastused, Saturni kuu vedelad süsivesinikumered, rannajoed, ilmastik ja nende tähtsus eluvõimaluste uurimisel.
Avastused ja ajalooline taust
Saturni kuu pinnal asuvad järved ja mered kujutati esmakordselt ette pärast Voyager 1 ja Voyager 2 andmete analüüsi, mis näitasid, et Titaanil on paks atmosfäär, mis võiks toetada vedelike kogunemist. Tõsisemad tõendid koguti aga alles 1995. aastal, kui Hubble'i teleskoobi ja teiste teleskoopide vaatlused andsid vihjeid vedelate süsivesinike olemasolule.
Missioonid ja kindlad tõendid
Järvede avastamisele andis lõpliku tõuke Cassini-Huygens missioon. Kui sond 2004. aastal Saturni süsteemi jõudis, oodati, et pinnalt peegeldunud päikesevalguses võivad ilmneda süsivesinike järvede või ookeanide peegeldused, kuid need esialgu puudusid. Hoolika radar- ja infrapunaspektroskoopiaga tehtud vaatlustega kinnitati siiski, et Titani polaarpiirkondades on suured siledad alad, mis on täidetud vedeliku, peamiselt metaani ja etaani, ning 2007. aasta jaanuaris teatasid teadlased, et on olemas "kindlad tõendid metaaniga täidetud järvede kohta".
Järvede ning merede koostis ja omadused
Titaani järved koosnevad peamiselt vedelast metaanist ja etaanist, mille olemasolu kinnitasid Cassini radar- ja infrapunavaatlused ning spektrilised mõõtmised. Need süsivesinikud on Titanil vedelad madalatel temperatuuridel (~94 K või umbes −179 °C). Missiooni käigus tuvastati lisaks ka muid orgaanilisi ühendeid, mis rikastavad Titani keemiat ja pindaluseid.
Radar- ja altimeetriamõõtmised võimaldasid hinnata mõnede merede sügavust — mõned suuremad alad võivad ulatuda kuni mitusada meetrit, kuigi sügavuste täpne jaotus varieerub (erinevad piirkonnad, nt Ülemjärv ja Kaspia võrdlused annavad konteksti suuruste mõistmiseks).
Geograafia ja jaotus
Suuremad süsivesinikega täidetud madalad basseinid nimetatakse maria ehk meredeks, väiksemaid lacūs ehk järvedeks. Cassini andmed näitasid, et järved paiknevad peamiselt Titani pooluste lähedal, kus klimaatilised tingimused soodustavad vedelike püsimist. Näiteks Titani lõunapoolusel tuvastati tumedama alana Ontario Lacus, põhjapoolusel aga mitu suurt merelaadset piirkonda, sealhulgas üks üle 100 000 km² suurune ala.
Arvestuste kohaselt katavad järved 0,002–0,02% Titani pinnast, kuid polaaralade hõivatus on palju suurem kui ekvaatoriaalses vahemikus. Cassini radaripildid leidsid ka võimalikud rannajoone ja orgulõigud, kus näib esinevat ka jõgede võrgustik.
Huygensi maandumine ja pinnavaatlus
Huygensi sond maandus Titani keskuse lähedal 14. jaanuaril 2005. Sealsetelt piltidelt ei leitud laialt avatud vedelikke, vaid pigem tumedaid, kuivanud jõekurud ja kiviseid pindu. Esialgu arvatud "tõrvataolised" vedelikualad osutusid tahkeks pinnaks. Sondi penetromeeter näitas, et pinnas võib olla pehme ja savi-laadne, kuid uurijad selgitasid, et instrument võis maanduda suurele kiviklibule. Piltidel paistis ka kivide osaline ümarus, mis viitab varasemale vedeliku voolamisele ja veetöötlusele (nt jääst moodustunud liiv).
Hooajaline tsükkel ja atmosfäärilised protsessid
Titaani atmosfääris toimuv sarnaneb Maa veeringega, kuid siin on peamine vedelik metaan. Ennustuste ja Cassini vaatlustega on näidatud, et Saturni aasta jooksul liigub vedelik ekvaatorilt pooluste poole pilvede ja udu kaudu ning langeb tagasi vihmana, mis täidab järvesid ning juhib pindmist erosiooni ja orgude teket. Titaanilt on täheldatud suuri pilvi, niiskuse muutusi ja pilvede hajumisi, mis viitavad aktiivsele aurustumisele ja sadestumisele ning atmosfäärilisele tsüklile.
Teaduslik tähtsus
Cassini missiooni tulemused näitasid, et Titan on ainus teadaolev maailm peale Maa, mille pinnal leidub püsivaid vedelikke. See muudab Titani väärtuslikuks objektiks nii pindakeemia, geoloogia kui ka ilmateaduse uurimisel. 13. veebruaril 2008 teatasid teadlased, et Titani polaarjärved võivad sisaldada "sadu kordi rohkem maagaasi ja muid süsivesinikke kui kogu teadaolev maagaas Maal", mis rõhutab Titani olulist rolli süsivesinike reservuaarina.
2008. aasta juunis kinnitas Cassini nähtavus- ja infrapunakaardistusspektromeeter, et Titani lõunapoolkeral asuvates järvedes esineb kindlasti vedelat etaani. Need avastused annavad olulisi vihjeid ka keemiliste protsesside kohta, mis toimuvad madalatel temperatuuridel ning võivad olla astmeks keerukamate orgaaniliste ühendite tekkeks.
Kokkuvõte ja tulevik
Titaani vedelad süsivesinikumered ja -järved on unikaalne loodusnähtus päikesesüsteemis: nad annavad võimaluse uurida vedeliku dünaamikat väga madalatel temperatuuridel, süsivesinike tsüklit atmosfääris ja pinnal ning orgaanilise keemia arengut. Tulevased missioonid ja jätkuv analüüs Cassini andmetest aitavad täpsustada järvede koostist, mahu- ja sügavusjaotust ning nende rolli Titani kliimas ja geoloogias.
Huygensi maandumise ajal tehtud pilt Titanist, millel on näha mäed, jõed ja rannad.
Ligeia Mare ja Lake Superior'i suurus.
Vedela etaani, metaani ja lämmastiku järved. Värvitud siniseks ja pruuniks. Fotod Kraken Mare, suur järv vasakul all, on kaks korda suurem kui siin näha.
Titaanide järvede ja merede nimed
Titaani mered (suured süsivesinike mered) on nimetatud Maa merehirmude järgi.
| Nimi | Laiuskraad | Pikkuskraad | Läbimõõt (km) | Nime allikas |
| 68.0N | 310.0W | 1,170.0 | Kraken, põhjamaine meremonstrum. | |
| Ligeia Mare | 79.0N | 248.0W | 500.0 | Ligeia, üks Sireenidest, kreeka koletis |
Arvatakse, et Lacus-nimelised alad on metaanijärved. Need on nimetatud Maa järvede järgi.
| Nimi | Laiuskraad | Pikkuskraad | Läbimõõt (km) | Nime allikas |
| Abaya Lacus | 73.17N | 45.55W | 65.0 | Abaya järv, Etioopia |
| Bolsena Lacus | 75.75N | 10.28W | 101.0 | Bolsena järv, Itaalia |
| Feia Lacus | 73.7N | 64.41W | 47.0 | Feia järv, Brasiilia |
| Koitere Lacus | 79.4N | 36.14W | 68.0 | Koitere, Soome |
| Mackay Lacus | 78.32N | 97.53W | 180.0 | Mackay järv, Austraalia |
| Mývatn Lacus | 78.19N | 135.28W | 55.0 | Mývatn, Island |
| Neagh Lacus | 81.11N | 32.16W | 98.0 | Lough Neagh, Põhja-Iirimaa |
| Oneida Lacus | 76.14N | 131.83W | 51.0 | Oneida Lake, USA |
| Ontario Lacus | 72.0S | 183.0W | 235.0 | Ontario järv, Kanada ja Ameerika Ühendriikide piiril. |
| Sotonera Lacus | 76.75N | 17.49W | 63.0 | Sotonera järv, Hispaania |
| Sparrow Lacus | 84.3N | 64.7W | 81.4 | Sparrow Lake, Kanada |
| Waikare Lacus | 81.6N | 126.0W | 52.5 | Waikare järv, Uus-Meremaa |
Metaanijärved Titaanil: Cassini radaripilt, 2006
Seotud leheküljed
- Päikesesüsteem
Küsimused ja vastused
K: Mis on kosmosesond Cassini-Huygens?
V: Kosmosesond Cassini-Huygens on NASA, Euroopa Kosmoseagentuuri (ESA) ja Itaalia Kosmoseagentuuri (ASI) ühismissioon, mis käivitati 1997. aastal Saturni ja selle kuude uurimiseks. Selle tulemusena avastati ühe Saturni kuu Titanil vedelate metaanijärvede olemasolu.
K: Kuidas nimetatakse Titani suuremaid järvi?
V: Titani suuremaid järvi nimetatakse marideks ehk meredeks.
K: Kuidas teadlased esimest korda oletasid, et Titaanil on vedelast metaanist koosnevad mered?
V: Teadlased pakkusid esimest korda välja, et Titaanil on vedela metaani mered pärast Voyager 1 ja Voyager 2 andmete lugemist, mis näitasid, et Titaanil on paks atmosfäär, mis on võimeline toetama järvede teket. Täpseid tõendeid leiti siiski alles 1995. aastal, kui teleskoopide, näiteks Hubble'i pildistused andsid mõningaid tõendeid, et vedela metaani võib olla järvedes või kogu planeeti hõlmavates ookeanides, mis sarnanevad Maal leiduvatele ookeanidele.
K: Millal tõestas Cassini missioon, et Titaanil on vedelad järved?
V: Missioon Cassini tõestas, et Titaanil on vedelaid järvi 2007. aasta jaanuaris, kui ta lendas mööda ja tegi radaripilte lõunapoolusest, mis näitasid suurt tumedat ala nimega Ontario Lacus - mis võib olla tekkinud vihmapilvedest - ja võimalikku rannajoont.
K: Milliseid kemikaale on leitud Titani polaarjärvedest?
V: Cassini-Huygensi sondi tehtud infrapunapilte uurides on teadlased kindlaks teinud, et üks või mitu Titani suurtest polaarjärvedest sisaldavad süsivesinikke, nagu etaan ja metaan.
K: Kui palju katab Titaani pinda vesi?
V: Sond Cassini-Huygensi 2007. aasta detsembris toimunud möödasõidul kogutud andmete kohaselt katab vesi 0,002-0,02% Titani pinnast.
K: Mis võib teadlaste arvates olla Titani keskuse lähedal, tuginedes Huygens-Cassinise maandumiskohast kogutud andmetele?
V: Teadlased usuvad, et Tiitani keskuse lähedal võib olla märg savi, tuginedes Huygens-Cassinise maandumiskohast kogutud andmetele, mis ei näidanud ühtegi avatud vedelikku sisaldavat ala, kuid näitasid kuivanud jõgesid koos suure tasase alaga, mis on kaetud veejäätmetest valmistatud kivikestega, mis näitab, et selles kohas oli kunagi vedelikku.
Otsige