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Titano Francesca Ferrari Gaetano Brando 1 1 1.

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Presentazione sul tema: "Titano Francesca Ferrari Gaetano Brando 1 1 1."— Transcript della presentazione:

1 Titano Francesca Ferrari Gaetano Brando 1 1 1

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

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. Per dimensioni titano è secondo solo a Ganimede tra i satelliti del sistema solare. Christiaan Huygens 3 3 3

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

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 sviluppo delle conoscenze riguardanti Titano non subì una evoluzione considerevole fino al XX secolo, quando l’astronomo Comas Sola rilevò su di esso il fenomeno del Limb Darkening, per avere il quale è necessaria la presenza di atmosfera. Una conferma della esistenza di una atmosfera giunse nel 1940, quando Gerard Kuiper identificò la presenza di CH4 gassoso nello spettro IR. LIMB DARKENIG: fenomeno per il quale un pianeta appare più scuro in prossimità del bordo rispetto a come si mostra al centro. Kuiper usò uno spettrografo 2.08m di nuova costruzione (McDonald Observatory telescope, Texas). 6 6 6

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 Km Pioneer 11 primo spacecraft flyby 7 7 7

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

9 Motivi di studio Probabilmente Titano non ha mai ospitato vita ma, a parte la temperatura, riproduce presumibilmente le condizioni ambientali della Terra primordiale. Come nel caso della Terra la specie chimica dominante nell’atmosfera è l’azoto. Infatti, i processi fotochimici, ora in atto nella sua atmosfera, possono dare luogo alla formazione di varie molecole organiche. 9 9 9

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. l'effetto serra è più debole che sulla terra perchè lo strato di foschia irraggia nell'IR 10 10 10

11 Il blu evidenzia l’alta atmosfera vista in UV.
2. L’atmosfera di Titano L’atmosfera è mostrata da questa fotografia, composta da quattro immagini realizzate con filtri diversi. This image shows Titan in ultraviolet and infrared wavelengths. It was taken by Cassini's imaging science subsystem on Oct. 26, 2004, and is constructed from four images acquired through different color filters. Red and green colors represent infrared wavelengths and show areas where atmospheric methane absorbs light. These colors reveal a brighter (redder) northern hemisphere. Blue represents ultraviolet wavelengths and shows the high atmosphere and detached hazes. 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. 11 11 11

12 Struttura dell’atmosfera
2. L’atmosfera di Titano Struttura dell’atmosfera Titan's atmosphere extends 10 times further into space than Earth's. 12 12 12

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

14 Composizione della atmosfera
2. L’atmosfera di Titano (3 ÷ 7) 10-10 CO2 (Diossido di carbonio)‏ 8 10-9 H2O (1 ÷ 10) 10-8 HCCCN (Cianoetino)‏ C2N2 (Cianogeno)‏ CHCCCH (Butadiene)‏ 3 10-8 CH3CCH (Propino)‏ 2 10-7 HCN (Cianuro di idrogeno)‏ (2 ÷ 4) 10-6 C3H8 (Propano)‏ 2 10-6 C2H2 (Etino o Acetilene)‏ 4 10-7 C2H4 (Etene o Etilene)‏ 2 10-5 C2H6 (Etano)‏ 6 10-5 CO (Monossido di carbonio)‏ 2 10-3 H2 3 10-2 CH4 (Metano)‏ 0.97 N2 Abbondanze relative Elementi Composizione della atmosfera Both spacecraft will continue to study ultraviolet sources among the stars, and the fields and particles instruments aboard the Voyagers will continue to search for the boundary between the Sun's influence and interstellar space. The Voyagers are expected to return valuable data for two or three more decades. Communications will be maintained until the Voyagers' nuclear power sources can no longer supply enough electrical energy to power critical subsystems. 14 14 14

15 Reazioni nell’atmosfera
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 15 15 15

16 Origine di N2 nell’atmosfera
2. L’atmosfera di Titano 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: Titano si è formato da una regione fredda della nebulosa solare. La bassa temperatura può avere favorito la formazione di clatrati. CLATRATI: vengono prodotti quando una sostanza e.g. h2o forma una struttura cristallina che può ospitare molecole gassose quali CO2 e N2. Ipassaggi intermedi della reazione indicata prevedono la formazione di idrazina. 16 16 16

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). Ovviamente può accadere anche la reazione che ricostituisce il metano. 17 17 17

18 Ove M è una molecola che funge da catalizzatore.
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. CH3 è un radicale M è una molecola che acquisisce parte dell’energia liberarata nella trasformazione. 18 18 18

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: 19 19 19

20 2. L’atmosfera di Titano L’etilene C2H4 può a 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. 20 20 20

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

22 2. L’atmosfera di Titano 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. L’azoto molecolare è poco reattivo. Dissociando però dà luogo ad atomi N che possono combinarsi col C creando i nitrili. 22 22 22

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. La quantità di CO presente è troppa per essere giustificata dalla sola dissociazione di CO2. 23 23 23

24 Immagini dell’atmosfera
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. Ci dà informazioni sula trasparenza della atmosfera. 24 24 24

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

26 Nubi Nubi fotografate dalla sonda Cassini.
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. The observed persistence of convective storm activity in the region during the southern Titan summer has led scientists to speculate that the dark, footprint-shaped feature near the upper left could be a past or present reservoir for Titan's methane rains. 26 26 26

27 2. L’atmosfera di Titano Nubi: questa sequenza di immagini mostra l’evoluzione di un sistema di nubi nell’arco di cinque ore. This sequence of images illustrates the evolution of a field of clouds near Titan's south pole over a period of almost five hours. 27 27 27

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

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

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. 30 30 30

31 Craterizzazione da impatto
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 Previous synthetic aperture radar images have shown features that may be cryovolcanic in origin, such as long flows (see Oozing Across Titan) and linear features that may have formed by tectonic processes (see Follow the Arrow). The latest data argue that Titan has a young and dynamic surface that is modified by all four major geologic processes: volcanism, tectonism, erosion, and impact cratering. All surfaces of solid bodies are shaped by these four processes, and 31 31 31

32 Il Vulcano di Titano 3. La superficie di Titano
This false-color mosaic of Saturn's largest moon Titan, obtained by Cassini's visual and infrared mapping spectrometer The colors correspond to atmospheric (red) and surface (green and blue) features that are not visible to the human eye. La struttura nel riquadro è probabilmente un vulcano che fornisce metano all’atmosfera. 32 32 32

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

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

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

36 Attività Tettonica su Titano
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. 36 36 36

37 Immagini di continenti
La Cassini ha fotografato questa regione brillante che costituisce un continente chiamato Xanadu. Titan's bright "continent-sized" terrain known as Xanadu. Bright features near the south pole (bottom) are clouds. Le macchie bianche vicino al polo Sud sono nubi. 37 37 37

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

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

40 Fenomeni di Erosione su Titano
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. 40 40 40

41 Fenomeni di Erosione su Titano
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. 41 41 41

42 Crateri di Titano 3. La superficie di Titano
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. 42 42 42

43 Crateri di Titano 3. La superficie 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. 43 43 43

44 Crateri di Titano 3. La superficie 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. 44 44 44

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

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. Metano Il punto triplo del Metano è 90.7 K a 1.6 bar 46 46 46

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. Se l’atmosfera su un corpo liquido è in equilibrio con esso è saturata dal vapore ed il suo profilo di temperatura è diverso da quello di una atmosfera non saturata. Il gradiente di temperatura di una atmosfera satura è il wet adiabatic lapse rate Una conferma di questa ipotesi venne dal profilo di temperatura del satellite ottenuto attraverso l’atmosfera dai Voyager. 47 47 47

48 (1.38 ± 0.1) °K km-1 osservato dai Voyager.
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. Se su Titano c’è un oceano, esso è verosimilmente una miscela di metano, etano, forse con azoto disciolto. Il wet adiabatic lapse rate di in simile oceano è 1.4 k km-1 compatibili con i k km -1 osservati da voyager. 48 48 48

49 Modelli per gli oceani 4. 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. La composizione degli oceani influirebbe anche sui materiali che possono dissolversi in essi prima di precipitare sul fondo. Per entrambi i modelli si prevede che l’elemento più abbondante tra i sedimenti sia l’etino. 49 49 49

50 Vento e moto ondoso 4. Gli Oceani
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°. 50 50 50

51 4. Gli Oceani Se è presente un corpo liquido sulla superficie del satellite, è ragionevole pensare che in esso si generi moto ondoso. 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. La gravità infatti limita l’altezza delle onde che il vento trascina. 51 51 51

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

53 Esperimenti sulla presenza di Oceani
4. Gli Oceani Esperimenti sulla presenza di Oceani Nel ’90 la NASA inviò un segnale di λ = 3.5 cm verso Titano, con lo scopo di analizzare l’intensità del segnale riflesso. La radiazione di quella lunghezza non subisce l’influenza di nebbia o nubi nell’atmosfera, dunque, l’intensità del segnale di ritorno è sensibile al tipo di materiale presente sulla superficie che lo riflette. Esperimento della NASA: il segnale fu inviato da Goldstone in California e quello di ritorno fu ricevuto dal Very Large Array in New Mexico. La radiazione di quella lunghezza non subisce l’influenza di nebbia o nubi nell’atmosferadunque l’intensità del segnale di ritorno è sensibile al tipo di materiale presente sulla superficie che lo riflette. La intensità del segnale ricevuto era pari a circa il10% di quella del segnale incidente incompatibile con l’oceano. L’esperimento è statop ripetuto in zone diverse. Zone divers ehanno dato un segnale diverso. For example, the center of the floor of the approximately 80-kilometer-wide (50-mile) crater identified by the radar team in February (near the center in this image, see PIA07368 for the radar image) is relatively bright at 2.2 centimeters, the wavelength of the radar experiment, but dark in the near-infrared wavelengths used here by Cassini's optical cameras. This brightness difference is also apparent for some of the surrounding material and could indicate differences in surface composition or roughness. 53 53 53

54 In particolare sono state individuate :
4. Gli Oceani L’esperimento, 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 Gli elementi solidi possono provenire da fotolisi atmosferica o da impatti con meteoriti. 54 54 54

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

56 Laghi nella zona polare nord di Titano.
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57 Confronto fra i laghi di Titano e quelli della Terra.
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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. 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. 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. 58 58 58

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

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 dove H= (kT/mg) è detta “pressure scale height”. Processi posteriori tenderanno a cancellare dalla superficie i segni dell'impatto, rigenerando così la ferita del pianeta. 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. 60 60 60

61 Vi è un solo un largo cratere, con un
Età e storia della superficie 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”. Tutti questi dati fanno pensare che la parte maggiore della superficie di Titano abbia, al massimo, fra 130 e 300 Myr. I processi di “rigenerazione” sono: Fiumi di metano liquido; Venti Caduta di particelle dell'aerosol; Criovulcanismo 61 61 61

62 Fiumi di metano liquido: la loro presenza è molto discussa
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. 62 62 62

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) 63 63 63

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. 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. 64 64 64

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. Infine si pensa che il biossido di carbonio venga convertito, attraverso processi di riduzione all’interno del satellite, in metano, che viene inviato continuamente sulla superficie e, poi, nell'atmosfera stessa. 65 65 65

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. 66 66 66

67 “Liquid cicle” e metano
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. 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 nell’atmosfera: infatti i processi responsabili della liquefazione del metano avrebbero utilizzato l’idrogeno molecolare per creare composti del metano stesso. Ciò avrebbe abbassato la temperatura dell’atmosfera. 67 67 67

68 “Liquid cicle” e metano
Per altri modelli stabili, la presenza dell’aerosol avrebbe comportato una diminuzione della temperatura superficiale fino a quella attuale (85-90 °K), necessaria per la liquefazione del metano e la scomparsa dell’idrogeno molecolare. Se l’evoluzione 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 un’atmosfera 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 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. 68 68 68

69 Presenza di vita. La prova che non vi sia vita macro - o microscopica su Titano deriva dal calcolo del rapporto C12/C13, 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. 69 69 69

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 CH4, NH3 e polvere attorno al protopianeta. 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. Metano ammoniaca 70 70 70

71 resti “fossili” di batteri.
Presenza di vita Infatti i processi metabolici degli organismi porterebbero a un accumulo del C12 . Inoltre non si sono trovati segni tangibili di vita microscopica, come – ad esempio - resti “fossili” di batteri. 71 71 71

72 Future missioni astrobiologiche
1. CHIMICA DEI SISTEMI ORGANICI IN ASSENZA DI H20: 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 CH2CHCN. Resta da capire come funga da catalizzatore, vista la sua natura non polare. 2. CHIMICA DEI SISTEMI ORGANICI IN PRESENZA DI H20: 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. 72 72 72

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


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