導入
| タイタン | |
|---|---|
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| 軌道特性 | |
| 親切 | 土星の衛星 |
| 長半径 | 1,221,870 km |
| アポアプシド | 1,257,060 km |
| 近点 | 1,186,680 km |
| 偏心 | 0.0288 |
| 革命の時代 | 15.95日 |
| 傾ける | 0.280° |
| 身体的特徴 | |
| 直径 | 5,151.0±4.0km |
| 質量 | 1.3452±0.0002×10 23kg |
| 平均密度 | 1.880±0.004×10 3 kg/m3 |
| 表面重力 | 1,428m/s² |
| 自転周期 | 15.95日 (同期) |
| 平均的なアルベド | 0.2 |
| 表面温度 | 93.7K |
| 雰囲気特性 | |
| 大気圧 | 146.7kPa 98.4% N2 1.6% CH4 |
| 発見 | |
| 発見者 | ホイヘンス |
| 発見 | 1655 年 3 月 25 日 |
タイタンは土星最大の衛星です。直径が水星よりも大きく、火星の直径に近いタイタンは、ガニメデに次いで太陽系で 2 番目に大きな衛星です。高密度の大気を持つことが知られている唯一の衛星です。タイタンは 1655 年にオランダの天文学者クリスチャン・ホイヘンスによって発見され、土星の周囲で観測された最初の衛星でした。
タイタンは主に氷の水と岩で構成されています。 2004 年にカッシーニ・ホイヘンス計画が到着するまで、その厚い大気が長い間、その表面の観察が妨げられていました。これにより、衛星の極地で液体炭化水素の湖の発見が可能になりました。地質学的観点から見ると、その表面はまだ若いです。そこにはいくつかの山と氷火山の可能性があるものがリストされていますが、タイタンの表面は比較的平らで滑らかなままで、衝突クレーターはほとんど観察されません。
タイタンの大気は 98.4% が窒素で、1.6% のメタン雲とエタン雲が含まれています。風やメタン雨を含む気候は、砂丘や海岸線など、地球上で見られるものと同様の地形を地表に作り出し、地球と同様に季節があります。タイタンは液体（地表の上と下の両方）と厚い窒素大気を持ち、初期の地球に似ていると考えられていますが、温度ははるかに低いです。この衛星は、微生物の地球外生命体の可能性のある宿主として、あるいは少なくとも、複雑な有機化学が豊富な前生物環境として挙げられている。研究者の中には、地下海が生命にとって好ましい環境となる可能性があると示唆する人もいます。
身体的特徴
寸法
タイタンの直径は5,150 kmです。比較すると、水星は直径4,879 km 、月は3,474 km 、火星は6,780 km 、地球は12,742 kmです。
1980 年にボイジャー 1 号が到着するまで、科学界はタイタンがガニメデ (直径5,262 km ) よりわずかに大きく、太陽系最大の衛星になると信じていました。この過大評価は、タイタンの高密度で不透明な大気が表面上100 キロメートル以上に広がり、見かけの直径を増大させることによって引き起こされます。
したがって、タイタンは太陽系で 2 番目に大きい衛星であり、土星の最大の衛星です。
内部構造
タイタンの直径と質量 (したがって密度) は、ガリレオの衛星ガニメデとカリストのそれに似ています。密度1.88 g・cm 3に基づくと、タイタンは半分は水の氷、半分は岩石 (ケイ酸塩と鉄) で構成されます。これらのより重い化合物は、氷が地殻の主成分である表面にはほとんど存在しません（分化現象）。この氷は主に水の氷ですが、おそらくアンモニアの氷 (NH 3 ) や炭化水素の氷、主にメタン (CH 4 ) やエタン (C 2H6 ) が混合されていると考えられます。
タイタンはおそらくいくつかの層に分化しており、直径3,400 kmの岩石の核がさまざまな結晶形の氷のいくつかの層に囲まれています。衛星の内部はまだ暖かい可能性があり、氷地殻とより内部の氷層の間に水とアンモニアの液体層が存在する可能性があります。そのような海洋のヒントは、カッシーニ探査機によって、タイタンの大気中の超低周波電波の形で与えられます。衛星の表面はこの種の波の反射が不十分であると考えられており、代わりに内部海洋の液氷遷移によって反射されます。
2005 年 10 月から 2007 年 5 月の間にカッシーニによって収集されたデータは、その間に地表の特徴が最大30 km移動したことを示しています。この動きは、地殻が月の内部から分離されていることを示唆しており、これは内部海洋の存在に対するさらなる手がかりとなります。
雰囲気
一般的な
タイタンは、太陽系で大気が大きく発達した唯一の衛星です。他の衛星にはせいぜいガスの痕跡しかありません。タイタンの大気の大きさは200 kmから880 kmの間になります (地球では、大気の質量の 99.999% が高度100 km以下に存在します)。これは多くの波長で不透明であり、外部からの表面の完全な反射率スペクトルを取得するのを妨げます。
大気の存在は、1944 年にジェラルド・カイパーによって分光法によって発見されました。後者は、メタンの分圧が10 kPa程度であると推定しています。その後、ボイジャー探査機からの観測により、衛星の表面の圧力が地球の圧力の 1.5 倍を超えていることが判明しました。大気中には不透明な霧の層があり、太陽光の大部分が遮られます。このため、ホイヘンス探査機は降下中に位置を検出できず、地表の撮影には成功したものの、探査機を担当した研究チームはその過程を「アスファルトで覆われた駐車場を撮影するようなもの」と表現している。夕暮れ時に」 。
地上の大気の平均温度は94 K ( -179 °Cまたは-290 °F ) です。対流圏界面 (高度40 km ) では最低温度72 K ( -201 °Cまたは-330 °F ) に達します。タイタンは土星から1,222,000 km (土星の半径 20.2 ) の距離にあります。
構成
タイタンの大気は 98.4% が窒素であり、地球以外の太陽系で窒素が豊富に含まれる唯一の大気です。残りの 1.6% はメタンと、炭化水素 (エタン、ジアセチレン、メチルアセチレン、アセチレン、プロパンを含む) などの微量のガスで構成されています。 、シアノアセチレン、シアン化水素、二酸化炭素、一酸化炭素、シアン、アルゴン、ヘリウム。
NASA の研究者は、炭化水素が上層大気を形成していると考えています。これらは太陽からの紫外線によるメタンの解離反応によって生じ、濃いオレンジ色のスモッグを生成します。タイタンには磁場がなく、土星の磁気圏の外側を周回することもあり、太陽風に直接さらされています。特定の分子がイオン化されて上層大気の外に運ばれる可能性があります。 2007 年 11 月、科学者たちはタイタンの電離層で重陰イオンを発見し、それらが低い領域に落ちて衛星の表面を覆い隠すオレンジ色のもやを形成したと考えました。それらの構造は不明ですが、多環芳香族炭化水素などのより複雑な分子の塩基を形成するソリンである可能性があります。これらの大気残留物は多かれ少なかれ厚い層を形成し、タイタンの表面の特定の部分を一種のタールで覆った可能性があります。カッシーニ・ホイヘンス計画によって観測された流れの痕跡は、流れが蛇行する物質よりもはるかに暗いです。おそらく、液体炭化水素の雨によってもたらされたソリンで覆われており、明るく見える部分が洗い流されていると考えられます。
風
大気の循環はタイタンの自転の方向に従い、西から東へ進みます。 2004 年にカッシーニが行った大気の観測では、大気が地表よりも速く回転していることが示唆されています。
電離層
タイタンの電離層は地球よりも複雑です。主要部分は高度1,200 kmにありますが、追加の荷電粒子層が高度63 kmに存在します。したがって、タイタンの大気は、どういうわけか、異なる電波を持つ 2 つの共鳴室に分離されています。タイタンは激しい嵐の活動がないようであるため、起源が不明な非常に低い周波数の波を放射しています。
表面
一般的な
タイタンの表面は「複雑で、流体によって生成され、地質学的に若い」と言われています。カッシーニ探査機は、レーダー高度計と合成開口レーダーを使用して、接近中にタイタンの特定の領域をマッピングします。最初の画像は、滑らかな領域と不規則な領域を含む多様な地質を明らかにしています。他のものは火山起源のものと思われ、おそらくアンモニアと混合した水の流出に関連しています。特定の領域は、風によって押し出された粒子によって作成される可能性があります。全体として、表面は比較的平坦で、衝突クレーターに似たいくつかの物体は、おそらく炭化水素のシャワーか火山によって埋められたように見えます。レーダー高度測定によると、高度の変動は小さく、通常は約150 mです。ただし、一部の地域では標高が500 メートルに達し、タイタンには高さ数百メートルから 1 キロメートルを超える山々があります。
タイタンの表面には、明るい地形または暗い地形の広い領域が特徴です。このうち、ザナドゥはオーストラリアと同じ大きさの反射赤道帯です。 1994 年にハッブル宇宙望遠鏡によって赤外線で撮影された画像によって初めて確認され、その後カッシーニ探査機によって観測されました。この地域は丘が多く、谷や峡谷が横切っています。ところどころ、尾根や裂け目に似た曲がりくねった暗い線が横切っています。これらは構造起源のものである可能性があり、ザナドゥが地質学的に若い地域であることを示しています。それらは液体起源の水路である可能性もあり、代わりに川によって浸食された古代の地形を示唆しています。同様のサイズの暗い領域は月の他の場所にも存在しており、地上だけでなく宇宙からも観測されています。それらはメタンとエタンの湖の痕跡であると考えられていますが、最近のカッシーニの観測はそうではないことを示しているようです。
2005 年、ホイヘンスモジュールはアディリと呼ばれる地域の東に上陸し、同様に暗い平原に向かう暗い「川」が横切る青白い丘を撮影しました。これらの丘は水の氷でできているでしょう。太陽からの紫外線放射によってタイタンの上層大気中に生成される暗黒有機化合物が、これらの山々に雨として降り注ぐ可能性がある。その後、それらはメタンの雨によって洗い流され、平原に堆積します。
着陸後、ホイヘンスは、水の氷でできた小さな岩や小石で覆われた暗い平原を写真に撮りました。岩の基部に浸食の兆候が見られ、川の活動の可能性を示しています。すると、表面は予想よりも暗く、水と炭化水素の氷の混合物で構成されていることが判明しました。探査機が撮影した画像に見える「土壌」は、炭化水素の沈殿によって形成された可能性がある。タイタンの表面の領域がトーリンの層で覆われている可能性がありますが、現時点では確認されていません。
液体
タイタンの表面の温度と圧力の条件により、メタンとエタンは液体の状態で存在できます。地表に液体メタンが存在すると、大気中に大量のメタンが存在することが説明されます。この仮説は、1970 年代に惑星学者が大気中のメタンの破壊現象に気づいたときに浮上しました。地球規模の炭化水素の海という仮説も検討されましたが、赤外線と地球からの電波によるタイタンの表面の最初の観測により、これが否定されました。可能性。ボイジャー探査機はタイタンの大気が液体の存在と両立することを示したが、ハッブルのデータやその他の観測によってタイタン上にばらばらのポケットまたは海洋サイズの液体メタンが存在することが示唆されるまで、直接の証拠は得られなかった。湖と海。
カッシーニのミッションは、この最後の仮説をすぐには裏付けません。実際、2004 年に探査機が土星系に到着したとき、NASA と ESA の研究者は、炭化水素湖がその表面での太陽の反射によって検出できることを期待していましたが、当初は鏡面反射は検出されませんでした。 2004 年と 2005 年にカッシーニによって撮影された海岸線を想起させる数多くの画像は、最終的には明るい領域と暗い領域の間の境界にすぎないことが判明しました。
2005 年 6 月、南極で最初の潜在的な湖が非常に暗い領域の形で確認され、その後オンタリオ ラクスと名付けられました。この湖はおそらくそこに集まった雲によってできたものでしょう。 2006 年 7 月 22 日のフライバイの後、カッシーニは衛星の北緯を撮影し、極付近の表面に点在する広く滑らかな領域 (したがってレーダーでは暗い領域) を強調表示しました。これらの観察に基づいて、タイタンの表面にメタンで満たされた湖の存在が 2007 年 1 月に確認されました。カッシーニ・ホイヘンスの科学チームは、撮影された領域はおそらく最初の安定した液体体である炭化水素湖であると結論付けました。地球外で発見された。それらのいくつかは地形上の窪地にあり、液体に関連したチャネルがあるように見えます。
クレーター
カッシーニ探査機は、タイタンの表面に衝突クレーターをほとんど発見せず、表面が若いことを示唆しています。発見されたクレーターの中で最も注目に値するのは、いくつかの輪を持つ直径440 kmの盆地であるメンルヴァ、直径80 kmの底が平らなクレーターであるシンラップ、そして中央の頂上と暗い底を持つ幅30 kmのクレーターであるクサです。カッシーニはまた、タイタンの表面にある円形の物体である「クレーター状」も強調表示しており、これは衝突に関連している可能性があるが、その識別を確実にする特定の特徴を持っていない。たとえば、グアボニートという名前の直径90 kmの軽い物質のリングは、暗い堆積物で満たされたクレーターである可能性があります。他の同様の領域は、シャングリラとアールの暗い領域でも見られます。 2006 年 4 月 30 日のフライバイ中に、カッシーニによってザナドゥと呼ばれる透明な領域でも円形の物体が観察されました。
カッシーニのミッション前に実施された軌道と衝突角度のモデルは、氷水地殻との衝突中に、水性噴出物のごく一部がクレーター内で液体の状態で残ることを示唆しています。これは、生命の出現に先立って分子の前駆体が合成されるのに十分な期間、数世紀にわたって液体状態に留まる可能性がある。タイタンの大気は、表面のクレーターの数を半分にすることで、シールドとして機能する可能性もあります。
氷火山活動と山々
タイタンは氷火山活動を起こしやすい。大気中に検出されたアルゴン 40 は、火山が水とアンモニアの「溶岩」の噴煙を噴出していることを示しています。カッシーニが極氷火山からのメタンの放出を検出したため、科学界は現在、火山活動が大気中のメタンの存在の重要な発生源であると信じています。カッシーニによって最初に撮影された天体の 1 つであるガネーサ黄斑は、金星の特定の火山に似ており、極氷火山起源であると疑われています。極氷火山に燃料を供給するために必要な圧力は、タイタンの外側の氷層によって引き起こされる可能性があります。液体の硫酸アンモニウムの層の上にある氷が上に浮き上がる可能性があり、この不安定なシステムが突然の噴出を引き起こす可能性があります。氷の粒と硫酸アンモニウムの灰がこのようにして表面に現れます。
長さ150 km 、幅30 km 、高さ1.5 kmの山脈が 2006 年にカッシーニによって発見されました。この山脈は南半球にあり、メタンの氷で覆われた氷の物質で構成されていると考えられます。おそらく近くの衝突盆地の影響を受けた構造プレートの動きによって亀裂が生じ、そこから物質が表面に現れた可能性がある。
砂丘
2000 年代初頭に地球から撮影されたタイタンの表面の最初の画像では、赤道をまたぐ大きな暗い領域が強調表示されています。カッシーニが到着する前、研究者たちはこれらの地域はタールや液体炭化水素などの有機物の海だと考えていました。カッシーニが撮影したレーダー画像から、これらの地域の一部は実際には砂丘に覆われた広大な平原であり、高さ330メートルに達するものもあることが明らかになった。このタイプの砂丘は、平均的な方向に吹くか、または 2 つの異なる方向を交互に吹く、適度に変化する風によって形成されます。タイタンの場合、一定の帯状風が変動する潮風と組み合わされることになります。後者は、タイタンの大気に対する土星の潮汐力によって生じます。この力は地球上の月の潮汐力よりも400 倍大きく、風を赤道に向ける傾向があります。これらの風のパターンにより、西から東に延びる長い平行線で砂丘が形成されます。これらの砂丘は山の周りで分かれており、そこで風向きが変わります。パリ・ムードン天文台のアテナ・クステニス氏によると、これらの砂丘は逆に、砂粒がシリカでできている地球よりも密度がはるかに低い塵で形成されているという。したがって、通常の低出力の風は、タイタニアの砂を動かすのに十分でしょう。
タイタンの砂は、おそらく洪水の形で、氷の基質の浸食の原因となる液体メタンの流れの後に形成された可能性があります。また、衛星の大気中での光化学反応中に生成される有機固体に由来する可能性もあります。