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Francesca Ferrari Gaetano Brando Titano. Titano 1.Scoperta e caratteristiche 2. Atmosfera 3. Superficie 4. Oceani e laghi 5. La missione Cassini-Huygens.

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1 Francesca Ferrari Gaetano Brando Titano

2 Titano 1.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 lunico che ha una atmosfera densa. Christiaan Huygens

4 Caratteristiche di Titano 2.65 Km s -1 Velocità di fuga giorniPeriodo orbitale giorniPeriodo rotazionale Eccentricità dellorbita 1.5 barPressione atmosferica 91 KTemperatura media superficiale 1.88 g cm -3 Densità media 2,575 KmRaggio equatoriale KgMassa 1. Scoperta e caratteristiche

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 dacqua sotto la crosta di ghiaccio

6 Lo sviluppo delle conoscenze riguardanti Titano non subì una evoluzione considerevole fino al XX secolo, quando lastronomo Comas Sola rilevò su di esso il fenomeno del Limb Darkening, per avere il quale è necessaria la presenza di atmosfera. 1. Scoperta e caratteristiche Una conferma della esistenza di una atmosfera giunse nel 1940, quando Gerard Kuiper identificò la presenza di CH 4 gassoso nello spettro IR. Una conferma della esistenza di una atmosfera giunse nel 1940, quando Gerard Kuiper identificò la presenza di CH 4 gassoso nello spettro IR.

7 Missioni spaziali Il passo in avanti, decisivo nella sua conoscenza, fu compiuto con lavvento dell'era delle missioni spaziali. Pioneer 11 (settembre 79) - Avvicinamento a Titano a Km

8 Voyager 1 e Novembre 1980 avvicinamento a 4394 km da Titano Missioni spaziali 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. Latmosfera di Titano Latmosfera di Titano si estende per centinaia di chilometri sopra la sua superficie. La foschia della regione superiore dellatmosfera è visibile in UV. Negli strati inferiori dellatmosfera è presente uno smog di molecole organiche, che assorbono la luce visibile.

11 Il blu evidenzia lalta atmosfera vista in UV. Latmosfera è mostrata da questa fotografia, composta da quattro immagini realizzate con filtri diversi. Il rosso ed il verde rappresentano le lunghezze donda IR, dove CH 4 assorbe la luce. 2. Latmosfera di Titano

12 Struttura dellatmosfera 2. Latmosfera di Titano

13 Profilo della temperatura dellatmosfera di Titano in funzione dellaltitudine 2. Latmosfera di Titano

14 (3 ÷ 7) CO 2 (Diossido di carbonio) H2OH2O (1 ÷ 10) HCCCN (Cianoetino) (1 ÷ 10) C 2 N 2 (Cianogeno) (1 ÷ 10) CHCCCH (Butadiene) CH 3 CCH (Propino) HCN (Cianuro di idrogeno) (2 ÷ 4) C 3 H 8 (Propano) C 2 H 2 (Etino o Acetilene) C 2 H 4 (Etene o Etilene) C 2 H 6 (Etano) CO (Monossido di carbonio) H2H CH 4 (Metano) 0.97N2N2 Abbondanze relativeElementi Composizione della atmosfera 2. Latmosfera di Titano

15 Reazioni nellatmosfera Lassorbimento della luce solare da parte delle molecole dellatmosfera 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 latmosfera fosse in equilibrio chimico N 2 che risulta da reazioni che coinvolgono NH 3 2. Latmosfera di Titano

16 Origine di N 2 nellatmosfera Ci sono due possibili spiegazioni per lorigine di N 2 nellatmosfera di Titano: Allatto della formazione di Titano, N 2 può essere stato intrappolato in clatrati ed essere stato liberato dal riscaldamento dei clatrati stessi. Dissociazione della ammoniaca sotto lazione della radiazione solare ultravioletta: 2. Latmosfera di Titano

17 Dalle reazioni di fotodissociazioni che coinvolgono CH 4 risultano idrocarburi. Alcuni esempi : In particolare H 2 reagisce con i composti del C derivanti dalle precedenti reazioni dando luogo alla formazione di CH 3 (metile).

18 Il metile (CH 3 ) 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. 2. Latmosfera di Titano

19 Altro set di reazioni di particolare interesse è quello in cui CH 4 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: 2. Latmosfera di Titano

20 Letilene C 2 H 4 può a sua volta prendere parte in reazioni di fotodissociazione in cui viene prodotto lacetilene C 2 H 2 e da qui hanno inizio reazioni i cui prodotti sono molecole alifatiche sempre più complesse. 2. Latmosfera di Titano

21 Tabella riassuntiva dei processi presenti nell'atmosfera di Titano

22 La presenza di grandi quantità di azoto modifica la fotochimica del carbonio. Infatti N 2 si dissocia in 2 atomi N sotto lazione di fotoni solari, raggi cosmici ed elettroni della magnetosfera di Saturno. N può reagire con C producendo nitrili: composti organici contenenti gruppi CN. 2. Latmosfera di Titano

23 Le abbondanze osservate di CO e CO 2 indicano che la produzione di CO deve essere frutto di due meccanismi: Dissociazione di CO 2 Reazioni che coinvolgono i prodotti della dissociazione di H 2 O e di CH 4. L H 2 O può derivare da particelle ghiacciate di comete o degli anelli di Saturno. 2. Latmosfera di Titano

24 Immagini dellatmosfera La sonda Cassini ha realizzato questa immagine di Saturno attraverso la foschia della alta atmosfera di Titano. 2. Latmosfera di Titano

25 Immagine dellalta atmosfera 2. Latmosfera di Titano

26 Nubi Nubi fotografate dalla sonda Cassini. Il persistente moto convettivo di sistemi nuvolosi ha portato a pensare che sul satellite, durante lestate, possa cadere una pioggia di metano. 2. Latmosfera di Titano

27 Nubi: questa sequenza di immagini mostra levoluzione di un sistema di nubi nellarco di cinque ore. 2. Latmosfera di Titano

28 Nubi monsoniche

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

30 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 CH 4 liquido. 3. La superficie di Titano

31 Dati recenti confermano che Titano ha una superficie giovane e dinamica modificata da i quattro processi geologici principali: 3. La superficie di Titano Attività vulcanica Attività Tettonica Erosione Craterizzazione da impatto

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

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

34 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. 3. La superficie di Titano Il Vulcano di Titano

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

36 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. 3. La superficie di Titano Attività Tettonica su 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 Uno zoom sulla regione Xanadu Un crinale sopraelevato rispetto ad una pianura. Immagini di continenti

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

40 In questa immagine si vedono delle dune di materiale organico create da vento di direzione est–ovest. 3. La superficie di Titano Fenomeni di Erosione su Titano

41 Alla base di questi blocchi di ghiaccio si notano segni di erosione, forse prodotti da attività fluviale. 3. La superficie di Titano Fenomeni di Erosione su Titano

42 Il cratere più grande di Titano è stato sicuramente prodotto da un impatto. Il materiale espulso durante la collisione presenta una diversa composizione rispetto a quello circostante, questo suggerisce che gli elementi della crosta del satellite cambino con la profondità. 3. La superficie di Titano Crateri di Titano

43 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. 3. La superficie di Titano Crateri di Titano

44 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. 3. La superficie di Titano Crateri di Titano

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

46 3. La superficie di Titano Se il CH 4 distrutto a causa della dissociazione non venisse sostituito, si esaurirebbe in 1 milione di anni. È stata perciò avanzata lipotesi della presenza di un serbatoio di CH 4 sulla superficie o in profondità. Serbatoio di Metano

47 4. Gli Oceani Sulla superficie di Titano, le condizioni sono molto vicine a quelle che individuano il punto triplo del CH 4, questo porta a credere che ci siano mari od oceani di CH 4. Una conferma di questa ipotesi venne dal profilo di temperatura del satellite ottenuto attraverso latmosfera dai Voyager.

48 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. 4. Gli Oceani 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 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 allatmosfera il metano perduto nella dissociazione. 4. Gli Oceani

50 Vento e moto ondoso Ci sono evidenze indirette a favore dellesistenza di vento nella atmosfera di Titano. Ad esempio: Voyager 1 ha osservato una differenza di temperatuta di 15 °K tra lequatore e la latitudine 60°. 4. Gli Oceani

51 Se è presente un corpo liquido sulla superficie del satellite, è ragionevole pensare che in esso si generi moto ondoso. 4. Gli Oceani Su Titano la gravità è circa il 15% di quella terrestre, si pensa dunque che le onde raggiungano altezze molto elevate rispetto a quelle terrestri a parità di condizioni.

52 Le immagini dimostrano che la superficie di Titano è modificata dal flusso di materiali liquidi e da detriti trasportati dal vento. 4. Vento e moto ondoso

53 Esperimenti sulla presenza di Oceani Nel 90 la NASA inviò un segnale di λ = 3.5 cm verso Titano, con lo scopo di analizzare lintensità del segnale riflesso. 4. Gli Oceani La radiazione di quella lunghezza non subisce linfluenza di nebbia o nubi nellatmosfera, dunque, lintensità del segnale di ritorno è sensibile al tipo di materiale presente sulla superficie che lo riflette.

54 4. Gli Oceani Lesperimento, ripetuto in diverse zone del satellite, ha dato esiti differenti. In particolare sono state individuate : –Una zona Radar Bright, in cui sembra predominante uno strato di acqua ghiacciata, pulita. –Una zona circostante, in cui può essere presente un oceano di idrocarburi che, per avere riflettività compatibile con le osservazioni, deve essere schiumoso, a causa del moto ondoso, o inquinato da elementi solidi

55 Laghi su Titano In questa fotografia appare una regione scura che probabilmente è un lago.

56 . Laghi nella zona polare nord di Titano.

57 Confronto fra i laghi di Titano e quelli della Terra.

58 5. La missione Cassini-Huygens Gli obiettivi della missione erano: 1.Determinare i componenti principali della superficie e dell'atmosfera di Titano per poter costruire un modello di evoluzione del satellite; determinare la topografia di Titano e la sua struttura interna. 1. Determinare i componenti principali della superficie e dell'atmosfera di Titano per poter costruire un modello di evoluzione del satellite; determinare la topografia di Titano e la sua struttura interna. 2. Osservare la distribuzione dei gas e delle molecole più complesse; scovare i processi creatori dell'energia necessaria per la chimica dell'atmosfera; determinare gli effetti della luce solare sulla stratosfera; formazione e composizione dell'aerosol. 3.Misurare venti e temperature; studiare la fisica dell'atmosfera. 3. Misurare venti e temperature; studiare la fisica dell'atmosfera. 4. Studiare l'alta atmosfera e le sue interazioni col campo magnetico di Saturno. 5. Studiare la presenza di grosse componenti sulla superficie simili a continenti.

59 Tra i risultati, quattro sono di straordinaria importanza : 1.Età e storia della superficie. 1. Età e storia della superficie. 2. Origine dell'atmosfera. 3. Ciclo dei liquidi e del metano. del metano. 4. Presenza di vita.

60 Età e storia della superficie Detta D la densità atmosferica di un pianeta, un asteroide di raggio R e densità d si distruggerà al contatto con l'atmosfera se è più piccolo di un raggio caratteristico Data la sua densità atmosferica e la pressione di scala, Titano appare simile a Venere, in quanto non vi sono crateri più piccoli di alcuni km. Processi posteriori tenderanno a cancellare dalla superficie i segni dell'impatto, rigenerando così la ferita del pianeta. dove H= (kT/mg) è detta pressure scale height.

61 Età e storia della superficie Tutti questi dati fanno pensare che la parte maggiore della superficie di Titano abbia, al massimo, fra 130 e 300 Myr. Vi è un solo un largo cratere, con un diametro di circa 400 km, probabilmente derivante da un impatto molto violento: il cosiddetto Circus Maximus. I processi di rigenerazione sono: Criovulcanismo Criovulcanismo Fiumi di metano liquido; Fiumi di metano liquido; Caduta di particelle dell'aerosol; Caduta di particelle dell'aerosol; Venti Venti

62 Fiumi di metano liquido: Fiumi di metano liquido: la loro presenza è molto discussa. Gli strumenti hanno mostrato, vicino al luogo di atterraggio della Huygens, una zona simile ai resti di un lago, nel passato riempita da un liquido che ha lasciato dei sedimenti di colore nero. Le highlands circostanti erano percorse da canali dello stesso liquido. Si pensa a metano liquido, trasportato da piogge o effluvi sotterranei di non determinata portata. Il terreno era molto simile a neve molto compattata o alla sabbia bagnata.

63 Origine dell'atmosfera Siccome la composizione dell'atmosfera ha qualche somiglianza con quella delle comete, ci sono due correnti di pensiero. 1. Titano si è sviluppato come gli altri satelliti, ad esempio Ganimede e Callisto. In seguito ha catturato i gas presenti nell'atmosfera di comete di passaggio sul suo piano orbitale (Griffith et al., 1995) 1. Titano si è sviluppato come gli altri satelliti, ad esempio Ganimede e Callisto. In seguito ha catturato i gas presenti nell'atmosfera di comete di passaggio sul suo piano orbitale (Griffith et al., 1995)

64 Origine dell'atmosfera 2. Titano avrebbe accumulato nel suo ghiaccio composti dell'azoto e del carbonio in grande quantità sin dalla sua formazione, data l'enorme concentrazione degli stessi nei primi istanti di vita del pianeta. I componenti principali dell'atmosfera sono azoto molecolare e metano. 2. Titano avrebbe accumulato nel suo ghiaccio composti dell'azoto e del carbonio in grande quantità sin dalla sua formazione, data l'enorme concentrazione degli stessi nei primi istanti di vita del pianeta. I componenti principali dell'atmosfera sono azoto molecolare e metano. Ora si propende a ritenere plausibile il secondo modello. Inoltre, dalle rilevazioni della Cassini, si pensa che nel tempo sia fuggita via una quantita di azoto pari a 5 volte la concentrazione attuale. Ora si propende a ritenere plausibile il secondo modello. Inoltre, dalle rilevazioni della Cassini, si pensa che nel tempo sia fuggita via una quantita di azoto pari a 5 volte la concentrazione attuale.

65 Origine dell'atmosfera La completa assenza di gas nobili, eccezion fatta per l'argo, è una ulteriore prova del fatto che siano processi endogeni a creare i gas dalle componenti intrappolate nel ghiaccio dai planetesimi. La completa assenza di gas nobili, eccezion fatta per l'argo, è una ulteriore prova del fatto che siano processi endogeni a creare i gas dalle componenti intrappolate nel ghiaccio dai planetesimi. Infine si pensa che il biossido di carbonio venga convertito, attraverso processi di riduzione allinterno del satellite, in metano, che viene inviato continuamente sulla superficie e, poi, nell'atmosfera stessa. Infine si pensa che il biossido di carbonio venga convertito, attraverso processi di riduzione allinterno del satellite, in metano, che viene inviato continuamente sulla superficie e, poi, nell'atmosfera stessa.

66 Liquid cycle e metano La Cassini ci ha mostrato Titano come un mondo simile alla Terra: venti, vulcanismo, nebbia e un componente universale vicino al suo punto triplo, che gioca un ruolo simile all'acqua: il metano. Come l'acqua, il metano trasporta energia e materia, partecipando a un'enorme complesso di fenomeni chimici che generano idrocarburi, molto interessanti dal punto di vista biologico. Il radar ha mostrato enormi laghi composti per lo più da metano o da un miscuglio omogeneo di metano-etano. I modelli hanno fatto notare che la quantità di liquido è molto inferiore a quella necessaria alla complessità della meteorologia del satellite. Non si conoscono ancora le sorgenti che riforniscono i laghi e che bilanciano la massa mancante.

67 Liquid cicle e metano La questione della quantità di metano è molto importante per i modelli di atmosfera avanzati. Se vi era un eccesso di metano nel passato, si ha una modello stabile. Se, invece, non c'era, è la superficie ad essere il vero contenitore di metano e l'atmosfera ha un comportamento molto dinamico. Un modello stabile darebbe una spiegazione della mancanza di idrogeno nellatmosfera: infatti i processi responsabili della liquefazione del metano avrebbero utilizzato lidrogeno molecolare per creare composti del metano stesso. Ciò avrebbe abbassato la temperatura dellatmosfera. Comunque sia, vi sono innumerevoli prove del fatto che su Titano c'è – o c'era – un ciclo dei liquidi, o meglio un ciclo del metano. Prova ne sono gli innumerevoli canali, i laghi – se di questo si tratta – o le evidenti prove di erosione.

68 Liquid cicle e metano Se levoluzione non segue un modello stabile, allora il pianeta è passato attraverso epoche calde e fredde a partire da 2 Gyr fa, quando la radiazione solare era sufficiente a stabilizzare unatmosfera di solo azoto. Tutto ciò perchè la radiazione solare ha cambiato intensità nel corso degli ultimi Gyr. Esempi sono le glaciazioni che hanno colpito la Terra e Marte Per altri modelli stabili, la presenza dellaerosol avrebbe comportato una diminuzione della temperatura superficiale fino a quella attuale (85-90 °K), necessaria per la liquefazione del metano e la scomparsa dellidrogeno molecolare. Su tali risultati, potremmo dire che fra 5 Gyr, quando il Sole sarà una gigante rossa, Titano si ritroverà nella fascia abitabile. Allora, grazie alla elevata temperatura del suolo, si formeranno laghi di acqua e ammoniaca, la nebbia scomparirà grazie alla elevata attività solare e la vita potrebbe affacciarsi sul satellite di Saturno in forme molto diverse da come le conosciamo noi.

69 Presenza di vita. La prova che non vi sia vita macro - o microscopica su Titano deriva dal calcolo del rapporto C 12 /C 13, che per il satellite vale circa 82. Siccome per la Terra il valore è maggiore (circa 95), si può presumere che non vi sia nessun essere vivente – batterico o vegetale -, neppure nelle forma microscopica.

70 6. Ipotesi per la formazione di Titano Titano può essersi formato dalla contrazione della nube protosaturno, attorno ad un nucleo solido. Per la conservazione del momento angolare si deve essere formato un disco di gas, ricco di CH 4, NH 3 e polvere attorno al protopianeta. Nelle prime fasi della formazione, Titano sarebbe stato un oggetto caldo e di composizione omogenea. Nelle prime fasi della formazione, Titano sarebbe stato un oggetto caldo e di composizione omogenea. In seguito al raffreddamento, gli elementi più pesanti tendono a cadere verso il centro, lasciando in superficie quelli più leggeri.

71 Presenza di vita Infatti i processi metabolici degli organismi porterebbero a un accumulo del C 12. Inoltre non si sono trovati segni tangibili di vita microscopica, come – ad esempio - resti fossili di batteri. resti fossili di batteri.

72 Future missioni astrobiologiche 1. CHIMICA DEI SISTEMI ORGANICI IN ASSENZA DI H 2 0: sistemi organici, sostenuti dall'energia derivante dai processi di polimerizzazione, simile all'energia geotermica, potrebbero svilupparsi su tempi molto lunghi. Candidato ideale come base per la vita è l'acrilonitrile CH 2 CHCN. Resta da capire come funga da catalizzatore, vista la sua natura non polare. 2. CHIMICA DEI SISTEMI ORGANICI IN PRESENZA DI H 2 0: ciò potrebbe verificarsi nei crateri derivanti da impatto, dove si è visto che vi è un modesto accumulo di acqua liquida per brevissimi periodi. Il problema è la ricerca di siti adatti e di recenti cadute di meteoriti. 3. VITA NELL'INTERNO DEL PIANETA: si deve cercare di capire se sotto la regione di ghiaccio di Titano, posta poco al di sotto della superficie, vi sia una zona mista di acqua e ammoniaca liquida (come pensa J. Lunine). Questa mistura potrebbe essere la base per la formazione della vita e della energia necessaria per farla proliferare. Il problema è capire quanto il ghiaccio sia spesso e se giochi un ruolo fondamentale nello sviluppo delle forme viventi, qualunque esse siano.

73 Bibliografia Conway et al. An Introduction to Astrobiology Cambridge University Press Sullivan e Baros Planets and Life: the emerging science of astrobiology Cambridge University Press Online resource:


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