Titán (satelite)

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Titán
L'atmosfera de Titán fa la luna mes gran de Saturno semblar una pilota narancha nuble en ista imachen en color natural feita per a nau espacial Cassini.
Nomenclatura
Atros nombres:	Saturno VI
Caracteristicas orbitals
Excentricidat:	0,0288
Periodo orbital:	15,945 d
Velocidat orbital meya:	5,57 km/s
Satelite de:	Saturno
Caracteristicas fisicas
Superficie:	8,3×10 km²
Masa:	(1,3452±0.0002)×10²³ kg
Densidat meya:	1,8798±0,0044 g/cm³
Gravedat superficial:	1,352 m/s²
Velocidat d'escape:	2,639 km/s
Periodo de rotación:	sincrona
Inclinación axial:	0
Albedo:	0,22
Temperatura:
• Superficie:	93,7 K (−179,5 °C)
Caracteristicas atmosfericas
Presión:	146,7 kPa (1,45 atm)
Nitrocheno	98,4%
Metano	1,4%
Hidrocheno	0,2%

Titán ye o mayor satelite de Saturno.^[1] Ye l'unico satelite conoixito con una densa atmosfera y l'unico obchecto en o espacio, antimás d'a Tierra, an platera evidencia de cuerpos estables de liquido superficial se ye trobata.

Titán ye o seiseno satelite elipsoidal de Saturno. Frecuentment descrito como un satelite parellán ta una planeta, o diametro de Titán ye un 50% mes gran que o d'o satelite natural d'a Tierra, a Luna, y ye un 80% mes masivo. Ye o segundo satelite mes gran en o Sistema Solar, dimpués d'o satelite de Chupíter Ganimedes, y ye mes gran que a planeta mes chicota, Mercurio, encara solo un 40% tan masivo. Descubierto en 1655 per o astronomo neerlandés Christiaan Huygens, Titán estió o primer satelite conoixito de Saturno y o seiseno satelite planetario conoixito. Titán orbita Saturno a 20 radios de Saturno. Dende a superficie de Titán almerca un arco de 5,7 graus y apareixerba 11,4 vegadas mes gran que a Luna apareix ta nusatros.

Titán ye principalment composato per chelo d'augua y material rocoso. Asinas como Venus antis d'a Era Espacial, a densa atmosfera paca empachaba veyer a superficie de Titán entro que nueva información s'acabaló cuan a misión Cassini–Huygens i plegó en 2004, incluyito o descubrimiento de lacos d'hidrocarburos liquidos en as rechions polars de Titán. A cheolochicament choven superficie ye cheneralment lene, con pocos cráters d'impacto, encara que se son trobatos bellas montanyas y varios posibles criovolcans.

L'atmosfera de Titán en contién mayorment de nitrocheno; atros components menors menan en a formación de boiras de metano y etano y en un esmog organico rico en nitrocheno. O clima, incluyitos o viento y plevia, en crea de rasgos superficials semellants a los d'a Tierra, como dunas, ríos, lacos, mars (probablement de metano y etano liquidos), y deltas, que son controlatos per patrons d'orache estacionals como en a Tierra. Con os liquidos d'él (tanto en a superficie como en a subsuperficie) y a fuerte atmosfera de nitrocheno, o ciclo d'o metano en Titán ye analogo ta o ciclo de l'augua en a Tierra, encara que a una temperatura muito menor de 94 K (−179.2 °C).

Historia

Titán fue descubierto o 25 de marzo de 1655 per l'astronomo neerlandés Christiaan Huygens. Huygens s'inspiró en o descubrimiento de Galileo d'as cuatre mayors lunas de Chupíter en 1610 y as suyas milloras en a tecnolochía d'o telescopio. Christiaan, con a aduya d'o chirmán d'él Constantijn Huygens jr., escomencipió a construyir-ne de telescopios arredol d'o 1650 y descubrió a primera luna alufrata que orbita Saturno con un d'os telescopios que fabricón.

Lo nombró simplament Saturni Luna (u Luna Saturni, en latín "Luna de Saturno"), publicando en 1655 o tractau De Saturni Luna Observatio Nova ("A nueva observación d'a Luna de Saturno). Aprés que Giovanni Domenico Cassini publicase os suyos descubrimientos d'as cuatre lunas mes de Saturno entre 1673 y 1686, os astronomos prenión l'habito de referir-se ta istos y Titán como Saturno I dica V (con Titán allora en cuatrena posición). Atro epiteto tempranero de Titán estió "satelite ordinario de Saturno". Titán se numera oficialment Saturno VI perque aprés os descubrimientos de 1789 o esquema numerico se concheló ta estalbiar causar-ne mes de confusión (habendo levato Titán os numeros II, IV y tamién VI). Numerosas lunas chicotas se son descubiertas mes amanatas ta Saturno dende allora.

O nombre Titán, y os nombres de toz os siet satelites de Saturno alavez conoixitos, vien de John Herschel (fillo de William Herschel, descubridor de Mimas y Encelado) en a suya publicación d'o anyo 1847 Resultato d'observacions astronomicas feitas en o cabo de Buena Asperanza. Iste sucherió nombres d'os Titans mitolochicos (en griego antigo Τῑτάν), chirmans y chirmanas de Crono, o Saturno griego. En a mitolochía griega, os Titans yeran una raza de deidaz poderosas, descendients de Chea y Urán, que gubernoron durando a lechendaria Edat d'Oro.

Orbita y rotación

Titán orbita una vegada cada 15 días y 22 horas. Como a Luna y a-saber-los satelites d'as planetas chigantas, o periodo rotacional d'él (o suyo día) ye identico ta o periodo orbital d'él; Titán endura asinas una chunta de marea en una rotación sincrona con Saturno, y permanentment amuestra una cara ta la planeta, por tanto, o "día" de Titán ye igual a lo suyo periodo orbital. Per isto, bi ha un punto subsaturnián en a suya superficie, dende a cuala a planeta pareixerba estar penchata perén dreitament per dencima. As lonchituz en Titán se miden enta l'ueste, prencipiando a partir d'o meridiano que cruza iste punto. A suya excentricidat orbital ye 0,0288 y o plan orbital ye inclinato 0,348 graus en relación con o ecuador de Saturno. Veyito dende a Tierra, Titán agafa una distancia angular de bels 20 radios de Saturno (aproximatament 1 200 000 kilometros (750 000 millas) dende Saturno y almerca un disco de 0,8 arcosegundos de diametro.

O satelite chicot y con forma irregular Hiperión ye achuntato en una resonancia orbital 3:4 con Titán. A evolución "panda y lene", que Hiperión bi estarba migrato dende una orbita caotica, se considera improbable, seguntes se deduce de bels modelos. Hiperión probablement se formó en una isla orbital estable, entre que o masivo Titán en embeuró u en chitó de cuerpos que se'n i amanaban masiato.

Accidents a grans rasgos

Titán ha 5 151 kilometros (3 201 millas) de diametro, 1,06 veces o d'a planeta Mercurio, 1,48 o d'a Luna y 0,40 o d'a Tierra. Antis d'a plegada d'o Voyager 1 en 1980, s'asmaba que Titán yera una miqueta mes gran que Ganimedes (con un diametro de 5 262 kilometros u 3 270 millas) y per tanto a mayor luna d'o Sistema Solar; isto maguer yera una sobreestimación causata per a densa y paca atmosfera de Titán, que s'estendilla a-saber-los kilometros sobre a suya superficie y augmenta o diametro aparent d'él. O diametro y masa de Titán (e por tanto a densidat d'él) son semellants ta os d'as lunas chovianas Ganimedes y Calisto. Basata en a suya densidat de 1,88 g/cm³, a composición cheneral de Titán ye meitat de chelo d'augua y meitat de material rocoso. Encara que parello en composición a Dione y Encelado, ye mes denso debito a la compresión gravitacional. Ha una masa igual a 1/4226 a de Saturno, o que lo fa a mayor luna d'as chigantas gaseosas en relación a la masa d'a suya planeta, a despeito de que, estando Titán 1/22,609 d'o diametro de Saturno, Tritón ye mes gran en diametro en relación a Neptuno con 1/18,092 d'o diametro de Neptuno.

Titán probablement se diferencia en varias napas con un centro rocoso de 3 400 kilometros u 2 100 millas rodiato per varias napas composatas de diferents formas cristalinas de chelo. L'interior d'él puet agún prou calient ta una napa liquida consistent en un "magma" composato per augua y amoniaco entre una crosta de chelo I_h y napas de chelo mes fundas feitas de formas de chelo a alta presión. A presencia d'amoniaco permite a l'augua remanir liquida mesmo a temperaturas tan baixas como 176 K u -97 °C (ta la mezcla eutectica con augua). A sonda Cassini descubrió a evidencia d'una estructura en napas en forma d'ondas de radio de extrematament baixa frecuencia naturals en l'atmosfera de Titán. S'asma que a superficie de Titán ye un pobre reflector d'ondas de radio de extrematament baixa frecuencia, per tanto poderban con tot y con ixo estar reflectando a muga entre o liquido y chelo d'un oceano subsuperficial. Os accidents superficials estión alufratos per a nau espacial Cassini chorripar dica 30 kilometros u 19 millas entre octubre de 2005 y mayo de 2007, o que suchiere que a crosta ye deseparata de l'interior y aporta una preba adicional de una napa interior liquida. Atra preba que ampara una napa liquida y una casca de chelo deseparata d'o ruello solido viene de a traza como o campo gravitatorio varía mientres que Titán orbita Saturno. A contimparación d'o campo gravitatorio con observacions topograficas basatas en radar tamién suchiere que a casca de chelo pueda estar substancialment richida.

Formación

Se piensa que as lunas de Chupíter y Saturno se formón meyant coacreiximiento, un proceso parellán a o que se creye que formón as planetas en o Sistema Solar. Entre que as chóvens chigantas gaseosas se formaban, yeran rodiatas per discos de material que gradualment se'n iban fusionando en lunas. Sin dembargo, mientres Chupíter posede cuatre grans satelites en orbitas semellants a las d'as planetas altament regulars, Titán domina de traza aplastant o sistema saturnián y posede una alta excentricidat orbital no immediatement explanicata solament per acreiximiento. Un modelo proposato ta la formación de Titán ye que o sistema saturnián escomencipió con un grupo de lunas parellanas a os satelites Galileans chovians, pero que fuoron perturbatos per una serie d'impactos chigants, que continarban ta formar Titán. As lunas saturnianas de meya grandaria, como Chapeto y Rea, se formón d'os repuis d'istas colisions. Iste escomencipio tan violento explanicarba tamién a excentricidat orbital de Titán.

En 2014, una analís d'o nitrocheno atmosferico de Titán suchirió que posiblement se yera obtenito de material parellán a o que se troba en a Boira d'Oort y no de fuents presents durando en a coacreiximiento de materials arredol de Saturno.

Atmosfera

Titán ye a unica luna con un atmosfera significativa y l'atmosfera d'él ye a unica atmosfera densa rica en nitrocheno en o Sistema Solar chunto con a d'a Tierra. As alufradas d'ella feitas en 2004 per as sondas espacials Voyager amostrón que l'atmosfera de Titán ye mes densa que a d'a Tierra, con una presión superficial de bellas 1,45 atm. Ye tamién bellas 1,19 veces mes masiva que a d'a Tierra en cheneral o bellas 7,3 vegadas mes masiva per superficie. As napas de boiras pacas bloquean a luz veyible d'o Sol y enfoscan as caracteristicas superficials de Titán. A baixa gravedat de Titán embreca que l'atmosfera d'él s'estendilla muito mes que a d'a Tierra. L'atmosfera de Titán ye paca en a-saber-las lonchituz d'onda y por tanto, ye imposible obtenir o espectro de reflectividat d'a superficie dende orbita. No fue dica a plegada d'a nau espacial Cassini-Huygens en 2004 cuan as primeras imáchens dreitas d'a superficie de Titán se consiguión.

Revolvín, boira de gas de cianuro d'hidrocheno chiratoria, en o Polo Sud de Titán (29 de noviembre de 2012).

A composición atmosferica de Titán en a estratosfera ye un 98,4% nitrocheno con restant 1,6% composto principalment de metano (1,4%) y hidrocheno (0,1-0,2%). Bi ha cantidaz residuals d'atros hidrocarburos, como etano, diacetileno, metilacetileno, acetileno y propano, y d'atros gases, tals como cianoacetileno, cianuro d'hidrocheno, dioxido de carbonio, monoxido de carbonio, cianochén, argón y helio. Se piensa que os hidrocarburos se forman en l'atmosfera superior de Titán en reaccions resultants d'a trencadura d'o metano per a luz ultravrioleta d'o Sol, o que i produz una preta boira narancha. Titán pasa o 95% d'o tiempo d'él aíntro a magnetosfera de Saturno, o que l'aduya a protecher-se d'o viento solar.

A enerchía d'o Sol deberba haber convertito cualsiquier rastro de metano en l'atmosfera de Titán en hidrocarburos mes complexos en bels 50 millons d'anyadas, un breu tiempo contimparato con a edat d'o Sistema Solar; o que suchiere que o metano debe d'estar replenato gracias a una reserva natural u aíntro d'o mesmo Titán. Talmén l'orichen d'o metano siga l'interior d'él, liberato a traviés d'os criovolcans.

Os estudios sobre o lusco en Titán feitos per a *Cassini* aduyón ta replecar millor l'armosferas d'exoplanetas (concepción artistica).

Traza de gases organicos en l'atmosfera de Titán—HNC (a la ezquierda) y HC₃N (a la dreita).

O 3 d'abril d'o 2013, a NASA informó de que a quimica organica complexa pudo estar surtita en Titán, seguntes estudios que simulan l'atmosfera de Titán.

O 6 d'o 2013, os cientificos d'o IAA-CSIC informó d'a detección d'hidrocarburos aromaticos policiclicos en l'atmosfera superior de Titán.

O 30 de setiembre de 2013, se detectó propileno en l'atmosfera de Titán per a nau espacial Cassini d'a NASA, en usar o suyo espectometro d'infrarroyos composato (CIRS). Ista ye a primera vegada que se ha trobato propileno en atra luna u planeta distinta d'a Tierra y ye o primer composato quimico trobato per o CIRS. A detección de propileno implen una lacuna misteriosa en as alufradas que se remontaban a o primer vuelo sobre Titán d'a nau espacial Voyager 1 d'a NASA en 1980, durando o cualo se descubrió que muitos gases que forman a boira difusa de color bardina yeran hidrocarburos, teoricament formatos a traviés d'a recombinación de radicals creatos per a fotolisi ultravrioleta d'o Sol d'o metano.

O 24 d'octubre de 2014, se trobó metano en as boiras polars de Titán.

Boiras polars, feitas de metano, en Titán (a la ezquierda) contimparatas con boiras polars en a Tierra (a la dreita), que son feitas d'augua u chelo d'augua.

Clima de Titán

A temperatura superficial de Titán ye bels 94 K (-179,2 °C). A ista temperatura, o chelo d'augua ha una presión de vapor extrematament baixa, por tanto a poqueta vapor d'augua present apareixe limitato ta la estratosfera. Titán recibe bel 1% d'a luz solar que a Tierra. Antis que a luz solar alcance a superficie, bels 90% se'n ye absobito per a densa atmosfera, i deixando només que o 0,1% d'a cuantidat de luz que a Tierra recibe.

O metano atmosferica creya un efecto hibernadero en a superficie de Titán, sin d'o cualo Titán estarba a-saber-lo mes fredo. Per o contrario, a boira baixa en l'atmosfera de Titán contribuye a un efecto anti-hibernadero en reflexando a luz d'o sol de vuelta ta o espacio, o que anula un porción de l'efecto hibernadero y fa a superficie d'él significativament mes freda que a suya atmosfera superior.

Boiras de metano (animatas; chulio 2014).

As boiras de Titán, probablement composatas de metano, etano u atros organicos simplos, son esparditas y variables, interrumpindo a boira baixa cheneral. Os descubrimientos de a sonda Huygens indican que de l'atmosfera de Titán periodicament pleve metano liquida y atros compuestos organicos enta a superficie.

As boiras cheneralment cubren 1% d'o disco de Titán, encara que succesos esclataders se sigan alufratos an a cubierta de boiras rapedament s'estendilla dica o 8%. Una hipotesi afirma que as boiras d'o sud se forman cuan os elevatos livels de luz solar durando o estiu meridional en chenera de devantamientos en l'atmosfera, o que resulta en convección. Ista explicación ye embolicata per o feito de que a formación d'a boira se ye alufrata no solo durando o solsticio d'o estiu meridional pero tamién durando a metat d'a primavera. L'augmento d'a humidat de metano en o polo sud posiblement contribuye a un rapedo augmento en a grandaria d'as boiras. Yera estiu en o hemisferio sud de Titán dica 2010, cuan a orbita de Saturno, que gubierna o movimiento de Titán, movió o hemisferio septentrional de Titán enta a luz solar. Cuan as estacions cambeen, s'aspera que o etano escomencipiará a condensar-se sobre o polo sud.

Caracteristicas superficials

Mapa global de Titán conGlobal map of Titan -con etiquetas d'a Unión Astronomica Internacional (Agosto 2016).


Polo Norte de Titán (2014).	Polo Sud de Titán (2014).

A superficie de Titán se ye descripta como "complexa, entretallata per fluidos, [e] cheolochicament choven". Titán ye estato aproximatament dende a forrmación d'o Sistema Solar, pero a superficie d'él ye muito mes choven, entre 100 millons y un billón d'anyadas d'edat. Os procesos cheolochicos puet que haigan remodelato a superficie de Titán. L'atmosfera ye dos vegatas mes densa que a d'a Tierra, o que fa difícil que os instrumentos astronomicos fotíen a superficie d'él en o espectro visible d'a luz. A nau espacial Cassini en ye fendo servir d'instrumentos d'infrarroyos, de radioaltimetría y de radar d'ubridura sintetico en fotiar-lo ta mapear porcions de Titán durando as suyas volatas de reconoiximiento amanatas. As primeras imáchens revelón una cheolochía diversa, con arias tanto corrucatas como suaus. Bi'n ha de caracteristicas que puet estar d'orichen volcanico, en arrullar-ne d'augua mezclata con amoniaco enta a superficie. Tamién bi'n ha de prebas de que a crosta de chelo de Titán puet estar substancialment richida, o que sucherirba poqueta actividat cheolochica.

Tamién bi'n ha de caracteristicas en traza de rayas, belunas d'ellas de cientos de quilometros de largaria, que semblan estar causatos per particlas soflatas per o viento. A suya analís tamién ha feito veyer que a superficie ye relativament suau; os poquez obchectos que pareixen estar cráters d'impacto semblan haber estato replenatos, talment en plevendo-ne d'hidrocarburos u per volcans. A radioaltimetría suchier que as variacions d'altaria son baixas, tipicament no mes de 150 metros. Cambeos d'elevacions ocasionals de 500 metros se son descubiertos y Titán n'ha de montanyas que de cabo ta cuan agafan varios cientos de metros dica mes d'un quilometro d'altaria.

A superficie ye marcata per amplas rechions de terreno brilant y fusco. Entre istos ye Xanadu, una gran aria ecuatorial reflectant amanatament d'a grandaria d'Australia. Fue primero identificata en as imáchens en infrarroyos d'o Telescopio Espacial Hubble en 1994 y dimpuesas veyita per a nau espacial Cassini. A enreligata rechión ye plena de tozals y tallata per vals y fuesas. Ye trescruzata en bels puestos per ringleras fuscas —caracteristicas topograficas sinuosas que semblan crenchas y crepazas. Isto poderba implicar actividat tectonica, que indicarba que Xanadu ye cheolochicament choven. Per atro costato, as ringleras poderban estar canals formatas per liquido, o que suchier que o viello terreno ye estato tallato per un sistema de rigachuelos. Bi'n ha d'arias fuscas de similar grandaria per atras partis en Titán, alufratas dende o suelo y per a Cassini; a o menos una d'istas, a Ligeia Mare, a segunda mar mes gran de Titán, ye una mar de metano cuasi puro.


Mosaico de Titán dende a volata de reconoiximiento d'a Cassini' en febrero de 2005. A gran rechión fusca ye Shangri-La.	Titán en colors falsas amostrando detalles d'a superficie y l'atmosfera con Xanadu en a rechión brilant en o centro a la dreita.	Globo de Titán, un mosaico d'imáchens infrarroyas con a nomenclatura.	Titán veyito en infrarroyos.

Lacos

A posibilidat d'as mars d'hidrocarburos en Titán fue primero sucherita a partir d'os datos d'a Voyager 1 y 2 que amostraban que Titán heba una densa atmosfera d'amanatament a correcta temperatura y composición ta permitir-las, pero as prebas directas no fuon obtenitas dica 1995 cuan os datos d'o Hubble y atras observacions sucheriban a existencia de metano liquido en Titán, ya siga en bosas aislatas ya siga en escala d'oceanos con l'amplaria d'o satelite, similars ta l'augua en a Tierra.

A misión Cassini confirmó a zaguera hipotesi. Cuan a sonda plegó en o sistema saturnián en 2004, s'asperaba que os lacos u oceanos d'hidrocarburos se detectarban per a luz reflexata d'a suya superficie, pero garra reflexión especular fue inicialment alufrata. Amán d'o polo sud de Titán, una enigmatica sinyal clamata Ontario Lacus s'identificó (e dimpuesas se confirmó que yera un laco). Una posible ribera tamién s'identificó amán d'o polo vía imáchens per radar. Aprés una volata de reconoiximiento o 22 de chulio de 2006, que o radar d'a nau espacial Cassini i fotografió as latituz septentrionals (que allora yeran en hibierno), varias clapas enormes, lenes (e asinas escuras ta o radar) se i veyeban chabiscando a superficie amán d'o polo. Basando-se en observacions, os cientificos anunción "prebas definitivas de lacos plenos de metano en a luna saturniana de Titán" en chinero de 2007. L'equipo Cassini-Huygens concluyón que as caracteristicas fotiatas yeran cuasi segurament os lacos d'hidrocarburos tanto de tiempo buscatos, os primers cuerpos superficials estables de liquido trobatos difuera d'a Tierra. Bels semblan haber-be de canals asociatas con liquido y chacen en depresions topograficas. As caracteristicas d'erosión per liquido pareixen estar un succeso muit recient: as canals en bellas rechions han creyato sorprendentment poqueta erosión, o que suchier que a erosión en Titán ye extrematament lenta u bels atros fenomenos puedan haber escobato gleras y accidents cheograficos mes antigos. Sobre tot, as observacions de radar d'a Cassini han amostrato que os lacos no cubren soque un chicot percentache d'a superficie, o que fa Titán muito mes xuto que a Tierra. A mayoría d'os lacos se concentran amán d'os polos (an a relativa manca de luz solar evita a evaporación), encara que varios lacos d'hidrocarburos de larga durada tamién se son descubiertos en as rechions deserticas ecuatorials, incluyito un amán d'o puesto d'aterrizache en a rechión Shangri-La, que ha aproximatament a metat d'a grandaria d'o Gran Laco Salato de Utah. Os lacos equtorials son probablement "oasis", ye dicir, probablement se furnen a traviés d'acuifers subterranios.

A Isla Machica, una caracteristica misteriosa que evoluciona en a Ligeia Mare de Titán.

En chunio de 2008, o Espectrometro Visual y d'Infrarroyos de Mapeyo en a Cassini confirmó a presencia de etano liquido sin de dandaleos en Ontario Lacus. O 21 d'aviento de 2008, Cassini pasó sobre Ontario Lacus y en alufró de reflexión especular en o radar. A fuerza d'a reflexión afanaba o receptor d'a sonda, o que indicaba que o livel d'o laco no variaba mes de 3 mm (o que embreca u que os vientos superficials son minimos u que o fluido d'hidrocarburos d'o laco ye viscoso).

As reflexions especulars son indicativos de una superficie lene, parellán a un mirallo, por tanto a observación corroboró a inferencia d'a presencia d'un gran cuerpo liquido replegato per as imáchens de radar. A observación fue feita ascape dimpués que a rechión polar norte surtise de quince anyadas de fosquera hibernal.

O 8 de chunio de 2009, o Espectrometro Visual y d'Infrarroyos de Mapeyo d'a Cassini alufró una reflexión especular indicativa d'una superficie lene, parellana a un mirallo, dende o que hue se clama Jingpo Lacus, un laco en a rechión polar norte poquet dimpués que l'aria surtise de quince anyadas de fosquera hibernal.

As primeras mesuras de radar feitas en chulio de 2009 y en chinero de 2010 indicón que Ontario Lacus fue extrematament poco profundo, con una fondura meya de 0,4–3 m y una fondura maxima de 3 a 7 m (9,8 a 23,0 piez). En contraste, a Ligeia Mare d'o hemisferio norte fue inicialment mapeyato con fonduras que excedeban os 8 m, o maximo discenible per o radar y as tecnicas d'analís d'aquel tiempo. Un analís cientifico posterior, publicato en 2014, mapeyó mes exhaustivament as fonduras d'as tres mars de metano de Titán y amostró fonduras de mes de 200 metros (660 piez). Ligeia Mare ha un meya de 20 a 40 (66 a 131 piez) en fondura, mientres atras partis de Ligeia no rechistrón garra reflexión de radar en absoluto, o que indica una fondura de mes de 200 m (660 piez). Encara que només que siga a segunda mar de metano de Titán, Ligeia "contién pro metano liquido ta emplir tres lacos Michigan."

Durando una volata de reconoiximiento o 26 de setiembre de 2012, o radar de Cassini detectó en a rechión polar norte o que pareixeba un río con una longaria de mes de 400 quilometros. Se ha contimparato con o río Nilo, muito mes largo, en a Tierra. Ista caracteristica se comunica con a Ligeia Mare. Dimpuesas, un documento (Liquid-filled Canyons on Titan) publicato en as Geophysical Research Letters o 9 d'agosto de 2016 informó sobre a observación d'o altimetro RADAR de Cassini de mayo de 2013 d'as canals de Vid Flumina, definitas como un rete de drenache connectato con a segunda mar mes gran de Titán, Ligeia Mare. O analís d'os lecos d'o altimetro recullitos amostrón que as canals se localizaban en foces profundas (dica ~570 m), con catarras, y n'han de fuertes reflexions superficials especulars que indican que actualment son plenas de liquidos. As elevacions d'o liquido en ixas canals son a o mesmo livel que a Ligeia Mare ta una precisión de bels 0,7 m, consistent con a interpretación de vals fluvials inundatas. As reflexions especulars tamién s'alufran afluents d'orden menor elevatos sobre o livel de Ligeia Mare, consistents con l'alimentación de drenache enta o sistema de canals principal. Isto puet estar a primera preba directa d'a presencia de canals de liquido en Titán y d'a primera observación de foces de cient metros de fondura en Titán. As foces d'os Vid Flumina son asinas inundatos per a mar pero bi ha poquetas observacions ta atestiguar a presencia de liquidos en a superficie que sigan en elevacions mes altas.

Durando sies volatas de reconoiximiento de Titán de 2006 a 2011, Cassini complegó rastreyo radiometrico y datos opticos de navegación dende os que os investigadors alto u baixo podeban inferir a forma cambeant de Titán. A densidat de Titán ye consistent con un cuerpo que ye aproximatament un 60% de roca y un 40% d'augua. Os analises de l'equipo suchieren que a superficie de Titán puet elevar-se-ne u cayer dica 10 metros durando cada orbita. Ixe grau de deformación suchier que l'interior de Titán ye relativament deformable y que o modelo mes probable de Titán ye uno aon una crosta de chelo con una densidat de decenas de quilometros flota sobre un oceano global. Os descubrimientos de l'equipo, chunto con os resultatos d'estudeos previos, en dan de pistas de que l'oceano pueda chacer a no mes de 100 quilometros (62 millas) chus a suya superficie. O 2 de chulio de 2014, a NASA informó de que l'oceano adintro de Titán pueda estar tan salato como a Mar Muerta. O 3 de setiembre de 2014, a NASA informó d'estudeos que sucheriban que as plevias de metano podeban interactuar con una napa de materials chelatos chus o suelo, clamatos "alcanifers", ta producir-ne d'etano y propano que pueda finalment alimentar os ríos y lacos.

En 2016, a Cassini trobó a primera preba de canals plenas de fluido en Titán, una serie de foces profundas y con catarras que desembocan en a Ligeia Mare. Iste rete de foces, dito Vid Flumina, varían en fondura dende o 240 dica os 570 m y ha parez tan decantatas como 40º. Se creye que se son formatos u per un devantamiento d'a crosta, como o Gran Canyón d'a Tierra, u como una baixada d'o livel d'a mar u tament una combinación d'entramos. As fonduras d'a erosión suchieren que o liquido que fluye en ista parti de Titán ye una caracteristica antiga que persiste durando mils d'anyadas.


Foto d'a reflexión especular infrarroya de Jingpo Lacus, un laco en a rechión polar norte.	Vista de radar en perspectiva de Bolsena Lacus (abaixo a la dreita) y atros lacos d'hidrocarburos d'o hemisferio norte.

Imáchens de concarada entre o numero de lacos en o hemisferio norte de Titán (a la ezquierda) y en o hemisferio sud (a la dreita)	Dos imáchens d'o hemisferio sud de Titán obtenitas con una anyada de trestalladura, an s'amuestran cambeos en os lacos polars meridionals.

Craters d'impacto

Imachen de radar image d'un cráter d'impacto de 139 quilometros de diametro en a superficie de Titán, an s'amuestran un suelo lene, un canto ferioso y posiblement una tuca central.

Os datos aportatos per o radar, radar d'ubridura sintetico y imáchens d'a Cassini n'han revelato poquez de cráters d'impacto en a superficie de Titán. Semblan que istos impactos son relativament chóvens, contimparatos con a edat de Titán. Entre os poquez cráters descubiertos ye una compleganza d'impacto con dos aniellos de 440 quilometros (270 millas) d'amplaria clamata Menrva, veyita per a Cassini como una marca concentrica brilant y fusca. Se son alufratos tamién un cráter mes chicot de 60 quilometros (37 millas) d'amplaria con suelo plano clamato Sinlap y un cráter de 30 quilometros (19 millas) con una tuca central y un suelo escuro clamato Ksa. O radar y as imáchens d'a Cassini tamién han revelatos "crateriformes", caracteristicas circulars en a superficie de Titán que pueden estar relacionatos con os impactos, pero mancan bellas caracteristicas que ferban a indentificación segura. Per eixemplo, un aniello de 90 quilometros (56 millas) d'amplaria de material brilant y aspro conoixito como Guabonito ye estato observato per a Cassini. Se piensa que ista caracteristica ye un cráter d'impacto farsito per un sedimento fusco, movito per o viento. Atras muitas caracteristicas parellanas se son observatas en as rechions fuscas de Shangri-La y Aaru. O radar alufró varias caracteristicas circulars que pueden estar cráters en a rechión brilant de Xanadu durando a volata de reconoiximiento d'a Cassini d'o 30 d'abril de 2006 en Titán.

Ligeia Mare –radar d'ubridura sintetico y vistas mes claras y sin de puntez.

A-saber-los cráters de Titán u prebables cráters amuestran prebas de gran erosión y toz en amuestran de bella indicia de modificación. A mayor parti d'os cráters n'han de cantos fenditos u incompletos, a penar que bellos cráters han relativament cantos mes masivos que en cualsiquier puesto en o Sistema Solar. Bi'n ha poquetas de prebas d'a formación de palimpsestos a traviés d'a relaxación de crosta viscoelastica, a diferencia d'atras lunas chelatas. A mayor parti d'os cráters careix de tucas centrals y han suelos lenes, posiblement debitos a la cheneración d'impacto u a una erupción de lava criovolcanica. O embute de varios procesos cheolochicos ye una razón ta la relativa falta de cráters; o escudo atmosferico tamién i fa prebo. S'estima que l'atmosfera de Titán achiquire o numero de cráters en a superficie d'él per dos.

A limitata cobredura de Titán d'o radar d'alta resolución obtenita en 2007 (22%) sucheriba a existencia de desuniformidaz en a distribución d'os suyos cráters. En Xanadu bi'n ha 2-9 vegatas mes de cráters que en cualsiquier puesto de Titán. O hemisferio anterior ha un 30% de mayor densidat que o hemisferio posterior. Bi'n ha de menors densidaz de cráters en arias de dunas ecuatorials y en a rechión polar norte (an os lacos y mars d'hidrocarburos son mes comuns).

Os modelos de trachectorias y anglos d'impacto antis de l'arribada d'a Cassini suchieren que an o impactor truca a crosta de chelo d'augua, una chicota cuantidat d'echeccions remane como augua liquida adintro d'o cráter. I puet persistir liquida durando sieglos u mes, suficient ta "a sintesi de moleculas simplas precursoras ta l'orichen d'a vida".

Criovolcanismo y montanyas

Os cientificos ha especulato durando muito tiempo si as condicions de Titán se pareixen a las d'a Tierra primichenia, encara que a una temperatura muito mes baixa. A detección de argón 40 en l'atmosfera en 2004 indicó que os volcans heban chenerato columnas de "lava" composata d'augua y amoniaco. Os mapas globals d'a distribución d'os lacos en a superficie de Titán reveló que no bi'n heba pro de metano superficial ta explanicar a suya contina presencia en a suya atmosfera e, por tanto, se bi'n debe adhibir una porción significativa a traviés de procesos volcanicos.

Manimenos, bi'n ha poquetas d'accidents superficials que puedan interpretar-se sin garra dubda como criovolcans. Un d'os primers de tals accidents revelatos per as observacions d'o radar d'a Cassini en 2004, dito Ganesa Macula, s'asemella a os accidents cheograficos clamatos farra trobatos en Venus y inicialment, por tanto, se pensó que yera un criovolcán en orichen, dica que Kirk et al. refusón ista hipotesi en a reunión anual d'a Unión Americana de Cheofisica en aviento de 2008. Se trobó que o accident no yera un farrum en absoluto, sino que pareix que fue o resultato d'una combinación accidental de luz y zonas fuscas. En 2004 a Cassini tamién detectó un accident inusualment brilant (clamato Tortola Facula), que s'interpretó como un domo criovolcanico. Garra accident parellano se bi ye identificato dende 2010. En aviento de 2008, os astronomos anunción o descubrimiento de dos "puntos brilants" pasaders pero inusualment duraders en l'atmosfera de Titán, que pareixen masiato persistents ta explanicar-se como mers succesos meteorolochicos, o que suchier que son o resultato d'episodios extensos criovolcanicos.

En marzo de 2009, bella estructura pareixida a colatas de lava s'anuncioron en a rechión de Titán dita Hortei Arcus, que pareix fluctuar en brilo en bels meses. Encara que muitos fenomenos se suchirioron ta explanicar ista fluctuación, se trobó que as colatas de lava se'n elevaban 200 metros (660 piez) sobre a superficie de Titán, consistent con que bi heba habito una erupción de debaixo d'a superficie.

Una catena montanyosa de 150 kilometros u 93 millas de lonchitut, 30 kilometros u 19 millas d'amplaria y 1,5 kilometros u 0,93 d'altaria fue descubierta tamién per a Cassini en 2006. Ista catena chace en o hemisferio sud y se piensa que se composa de material chelato y cubierto con nieu de metano. O movimiento d'as placas tectonicas, talment influito per un crater d'impacto cercano, podría haber ubierto una boquera per a que o material d'a montanya sería puyato. Antes d'a Cassini, os cientificos asumeban que a mayor part d'a topografía en Titán estaría estructuras d'impacto, manimenos istos descubrimientos revelan que, igual que en a Tierra, as montanyas se formoron a traviés de procesos cheolochicos. En aviento de 2010, l'equipo d'a misión Cassini anuncioron o mes emocionant criovolcán nunca trobato. Clamato Sotra Patera, ye un en una catena de a o menos tres montanyas, cadaúna entre 1000 y 1500 metros d'altaria, varias d'as cuals son coronatas con grans craters. O terreno arredol d'os suyos piez pareixe estar cubierto per colatas de lava.

A mayoría d'as mes altas agullas de Titán se dan amán d'o ecuador en os ditos "cintos de cinglas". Se creye que son analogas a las montanyas de plego terrestres como as Rocosas u o Himalaya, formatas per a colisión y acanablamiento d'as placas tectonicas, u a las zonas de subducción como os Andes, do a elevación d'a lava (u criolava) de una placa descendient regalando-se plega en a superficie. Atro mecanismo d'a suya formación puet estar as fuerzas de marea de Saturno. Considerando que o manto de chelo de Titán ye menos viscoso que o manto de magma terrestre y que o suyo leito de chelo ye mes tovo que o leito de granito d'a Tierra, ye improbable que as montanyas pleguen a altarias tan grans como as terrestres. En 2016, l'equipo d'a Cassini anunció o que éls creyeban que yera a montanya mes alta en Titán. Sito en a catena d'os Mithrim Montes, ha 3 337 metros d'altaria.

Si realment existe o volcanismo en Titán, a hipotesi ye que iste ye empentato per a enerchía liberata per a desintegración d'os elementos radioactivos dentro d'o manto, como en a Tierra. O magma en a Tierra ye feito de roca liquida, que ye menos densa que a crosta rocosa solida a traviés d'a que surte. Ya que o chelo ye menos denso que l'augua, magma acuoso de Titán estaría mes denso que a suya crosta chelata. Ixo significa que o criovolcanismo en Titán requeriría una gran cuantidat d'enerchía adicional ta rular, posiblement vía o calentamiento de marea d'o cercano Saturno. O chelo con baixa presión, que cubre una napa liquida de sulfato d'amonio, puya copiosament y o sistema instable puet producir espectaculars plumas. Titán ye rollato de contino a traviés d'o proceso d'o chelo con grandaria d'un grano y a cenisa d'o sulfato d'amonio, que aduya a producir un paisache modelato per o viento y bella caracteristica pareixida a las dunas d'arena.

En 2008 Jeffrey Moore (cheologo planetario d'o Ames Research Center) proposó una vista alternativa d'a cheolochía de Titán. Notando que denguna caracteristica volcanica no yera estata identificata de traza indubdable en Titán, afirmó que Titán ye un mundo cheolochicament muerto, d'o cual a superficie ye modelata només que per craters d'impacto, erosión fluvial y eolica, remoción de masa y atros procesos exochenicos. Seguntes ista hipotesi, o metano no ye emitito per volcans sino que a monico se'n difunde difuera de l'interior fredo y richido de Titán. Ganesa Macula podría estar un crater d'impacto erosionato con una duna fosca en o centro. As catenas montanyosas observatas en bella rechión y podrían explanicar como granizas estructuras de multiples impactos anulars muit degradatas u como resultato d'a contración global pormor d'o tatón enfredamiento de l'interior. Mesmo en iste caso, Titán puet que encara tienga un oceano interno feito d'una mescla de augua eutectica y amoniaco con una temperatura de 176 K (u -97 °C), que ye prou baixo ta estar explanicato per a desintegración d'os elementos radioactivos en o ruello. O terreno brilant de Xanadu puet estar un terreno degradato con a-saber-los craters parellán a l'observato en a superficie de Calisto. De feito, si no estase per a manca d'atmosfera d'él, Calisto fería honra como modelo ta la cheolochía de Titán en iste escenario. Jeffrey Moore mesmo clamó Titán "Calisto con orache".

A-saber-las d'as mes prominents montanyas y pueyos han recibito nombres oficials d'a Unión Astronomica Internacional. Seguntes o Laboratorio de Propulsión a Reacción, "Per convención, as montanyas en Titán se nombran a partir d'as montanyas d'a Tierra Meya, o escenario ficticio d'as novelas fantasticas de J.R.R. Tolkien". As colles (conchuntos de pueyos) son nombratas a partir de personaches d'as mesmas obras de Tolkien.

Terreno fosco

En as primeras imáchens d'a superficie de Titán presas per os telescopios basatos en a Tierra a principios d'os 2000, grans rechions de terreno fosco fueron revelatas extendillando-se per o ecuador de Titán. Antes d'a plegata d'a Cassini, se pensaban que istas rechions yeran mars d'hidrocarburos. As imáchens de radar capturatas per a sonda espacial Cassini han revelato per unatro costato que belunas d'istas rechions yeran extensas planas cubiertas per dunas lonchitudinals, dica 330 piez (100 metros) d'altaria y sobre un kilometro d'amplaria y entre diez y cient kilometros de largaria. As dunas d'ista mena son siempre aliniatos con una dirección d'o viento meya. En o caso de Titán, continos vientos zonals (enta o este) se combinan con vientos de marea variables (aproximatament de 0,5 metros per segundos). Os vientos de marea son o resultato d'as fuerzas de marea de Saturno sobre l'atmosfera de Titán, que son 400 vegatas mes fuertes que as fuerzas de marea d'a Luna sobre a Tierra y tienden a conducir os vientos enta o ecuador. Iste patrón de viento, se'n ye teorizato, causa un material granular en a superficie ta construir gradualment largas dunas paralelas aliniatas de ueste a este. As dunas se desfán arredol d'as montanyas, do a dirección d'o viento cambea.

Se presuposaba inicialment que as dunas lonchitudinals (u linials) se formaban per vientos moderatament variables que u seguiban una dirección meya u alternaban entre dos direccions diferents. As observacions posteriors indican que as dunas apuntan enta o este anque as simulacions climaticas indican que os vientos d'a superficie de Titán bufan enta o ueste. A menos d'um kilometro per segundo, istos no son prou fuertes ta devantar y transportar material d'a superficie. Recients simulacions per ordinador indican que as dunas puden estar o resultato de raros vientos de tronada que nomás pasan cada quince anyos cuan Titán ye en o equinoccio. Istas tronadas producen fuertes ixufrins descendients, fluindo enta o este dica a 10 metros per segundo cuan alcanzan a superficie.

L'"arena" en Titán probablement no ye feita de chicoz granos de silicatos como en a Tierra, sino que mes bien se siga formata cuan o metano liquido pleve y erosiona lo leito de chelo d'augua, posiblement en a forma de tamborinadas. Per unatro costato, l'arena puet estar venita tamién de solidos organicos producitos per reaccions fotoquemicas en l'atmosfera de Titán. Bels estudios sobre a composición d'as dunas en mayo de 2008 reveloron que istas n'heban menos d'augua que a resta de Titán y mes probablement se derivan asinas de follín organico como polimers d'hidrocarburo arroclando-se ensemble dimpuesas de plever sobre la superficie. Os calculos indican que l'arena en Titán ha una densidat d'un tercio de l'arena terrestre. A baixa densidat combinata con a sequera de l'atmosfera de Titán puet causar que los granos s'arroclen ensemble per l'acumulación d'a electricidat estatica. L'"adherencia" puet dificultar a la cheneralment molla bisa amán d'a superficie de Titán o mover as dunas, encara que los vientos mes poderosos d'as tronadas estacionals podrían agún levar-las enta o ueste.

Observación y exploración

Titán mai ye veyible ta o uello espullato, pero puet alufrar-se a traviés de chicoz telescopios u potents prismaticos. L'alufrada d'aficionato ye difícil per a proximidat de Titán a lo globo brilant de Saturno y lo sistema d'aniellos; una barra amagadera, que cubre l'ocular y s'emplega ta bloquiar a planeta brilant, amillora a-saber-lo la vista. Titán ha una magnitut aparent de 8,2 y una magnitut d'oposición meya de 8,4. Ista ye comparable a la de 4,6 de Ganimedes, parellán en grandaria, en o sistema chovián.

As alufradas de Titán antis d'a era espacial yeran limitatas. En 1907 l'astronomo espanyol Josep Comas i Solà observó un enfoscamiento enta lo marguin en Titán, a primera preba de que lo cuerpo tien una atmosfera. En 1944, Gerard Kuiper fizo servir una tecnica espectroscopica ta detectar una atmosfera de metano.

Estudios d'os sinyals de radio d'a Cassini en a sobrevolata de Titán (concepción artistica).

A primera sonda que visitó o sistema saturnián fue a Pioneer 11 en 1979, que reveló que Titán yera probablement masiato fredo ta mantener-ne de vida. Prenió imáchens de Titán, mesmo Titán y Saturno ensemble en meyo y a lo cabo de 1979. A cualidat fue a escape superata per as dos Voyagers.

Titán fue examinata tan per la Voyager 1 y la 2 en 1980 y 1981, respectivament. A trachectoria d'a Voyager 1 fue disenyata ta furnir una sobrevolata de Titán optimizata, durando la cual a nau pudo determinar a densidat, composición y temperatura de l'atmosfera y obtenió una mesura precisa d'a masa de Titán. O boiramen empacha de fotografiar la superficie, encara que en 2004 un intenso procesamiento dichital d'as imáchens presas a traviés d'o filtro narancha d'o Voyager 1 en reveló de pistas d'os accidents brilant y fosco agora conoixitos como Xanadu y Shangri-la, que heban estatos observatos en o infrarroyo per o Telescopio Espacial Hubble. A Voyager 2, que se'n haberba esbarrato ta realizar una sobrevolata de Titán si la Voyager 1 no hese puesto, no pasó amán de Titán y continó o viache enta Urano y Neptuno.

Cassini-Huygens

Mesmo con os datos proporcionatos per as Voyagers, Titán remaniba un cuerpo d'o misterio 1 -un gran satelite tapato con una atmosfera que fa dificil a observación detallata. O misterio que heba rodiato Titán dende as observacions de Christiaan Huygens y Giovanni Cassini en o sieglo diecisiet se reveló per a nau nombrata en a suya honor.

A nau Cassini-Huygens alcanzó Saturno l'1 de chulio de 2004 y escomencipió lo proceso de mapiar a superficie de Titán per radar. Un prochecto conchunto de l'Achencia Espacial Europea (ESA) y a NASA, a Cassini-Huygens prebó una misión muito exitosa. A sonda Cassini voló sobre Titán o 26 d'octubre de 2004 y prenió imáchens d'a mayor resolución d'a superficie de Titán, a solo 1200 kilometros (750 millas), columbrando-n'i d'arias de terreno claras y foscas que poderban estar invisibles ta o uello humán.

O 22 de chulio de 2006, Cassini fizo a suya primera sobrevolata enfilata amanata a 950 kilometros (590 millas) de Titán; a sobrevolata mes amanata fue a 860 kilometros (550 millas) o 21 de chunio de 2010. Se ye trobato liquido a embute en a superficie d'a rechión polar norte, en traza d'a-saber-los lacos y mars descubiertos per a Cassini.

Aterrizache d'a Huygens

Huygens aterrizó en Titán o 14 de chinero de 2005, descubrindo que muitas d'as suyas caracteristicas superficials semblan estar-se formatas per fluidos en bel inte d'o pasato. Titán ye o cuerpo mes distant d'a Tierra que ha una sonda aterrizata en a suya superficie.

A sonda Huygens aterrizó chusto en a punta mes oriental d'a rechión brilant dita agora Adiri. A sonda en fotografió de pueyos bufinos con foscos "flums" fluyindo enta una fosca plana. O conoiximiento actual ye que os pueyos (tamién clamatos tierras altas) son composatos princialment per chelo d'augua. Compuestos organicos foscos, creatos en l'atmosfera superior per a radiación ultravrioleta d'o Sol, pueden plever de l'atmosfera de Titán. Istos baixan os pueyos con a plevia de metano y se depositan en as planas durando escalas de tiempo cheolochico.

Aprés l'aterrizache, a Huygens fotografió una plana fosca cubierta con bolos y cantalez, que se composan de chelo d'augua. Os dos bolos chusto chus o meyo d'a imachen a la dreita son mes chicota que o que pueden semblar: o d'a ezquierda tien quince centimetros de largaria, y lo d'o meyo en tien cuatre, a una distancia de bels 85 centimetros d'a Huygens. En b'ha de prebas d'erosión en a base d'os bolos, o que n'indican de posible actividat fluvial. A superficie ye mes escura que lo que a lo principio s'asperaba, consistent en una mixtura d'augua y chelo d'hidrocarburo. O "suelo" visible en as imáchens s'interpreta como precipitación d'a boira d'hidrocarburos d'entalto.

En marzo de 2007, a NASA, a ESA y lo COSPAR decidioron nombrar o puesto de l'aterrizache d'a Huygens como a Estación Memorial Hubert Curien en memoria de l'antigo president d'a ESA

Misions proposatas u conceptuals

O globo proposato ta la Titan Saturn System Mission (interpretación artistica).

En b'ha habito de varias misions conceptuals proposatas en os anyos recients ta tornar a ninviar una sonda espacial a Titán. O treballo conceptual inicial ye estato completato ta tals misions per a NASA, a ESA y lo IPL. En o present, garra d'istas propuestas no se han convertito en misions con fundos.

A Titan Saturn System Mission (TSSM) fue una propuesta conchunta entre a NASA y la ESA ta explorar as lunas de Saturno. Concebiba un globo d'aire calient flotando en l'atmosfera de Titán durando sies meses. Estio competindo contra la propuesta Europa Jupiter System Mission (EJSM) ta financiación. En febrero de 2009 s'anunció que a ESA y la NASA n'heba dato de prioridat a la misión EJSM enguís d'a TSSM.

O proposato Titan Mare Explorer (TiME) yera un aterrizador de baixo coste que amararba en un laco en l'hemisferio norte de Titán y flotarba en a superficie d'o laco de tres a sies meses. Fue triato ta l'estudio de disenyo de Fase-A en 2011 como misión candidata ta la enchaquia d'o Dotzén Programa de Descubrimiento d'a NASA, pero no fue triata ta la volata.

Unatra misión enta Titán proposata a l'inicio de 2012 per Jason Barnes, un cientifico en a Universidat d'Idaho, ye o Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR): un avión (u dron) tripulato que volarba a traviés de l'atmosfera de Titán y prenerba imáchens d'alta definición d'a superficie de Titán. A NASA no aprebó pas o 715 millons de dolars requiestos y lo futuro d'o prochecto ye incierto.

Un disenyo conceptual per unatro amarador de lacos fue proposato a la fin de 2012 per a empresa espanyola d'incheniería privata SENER y lo Centro de Astrobiología de Madrit. A sonda concebita ye dita Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). A principal diferencia contimparata con a sonda TiME estarba que a TALISE ye concebita con o suyo propio sistema de propulsión y no estarba per tan rebaixata ta la simpla deriva en o laco cuan bi amarase.

Un Programa de Descubrimiento que compite per a suya misión numero 13 ye lo Journey to Enceladus and Titan (JET), un orbitador astrobiolochico de Saturno que valuraba lo potencial d'habitabilidat d'Encelado y Titán.

En 2015, o programa NASA Innovative Advanced Concepts (NIAC) ganó una beca de Fase II ta un estudio d'un disenyo d'un submarín ta explorar as mars de Titán.

Condicions prebioticas y vida

Se piensa que Titán ye un ambient prebiotico rico en quemica organica complexa con un oceano liquido subsuperficial posible como ambient biotico.

A misión Cassini-Huygens no s'equipó ta furnir-ne de prebas ta biosinyaduras u compuestos organicos complexos; amuestra un ambient en Titán que ye semellant, de bella traza, a las teorizatas ta la Tierra primordial. Os cientificos conchecturan que l'atmosfera d'a Tierra primichenia fue semblant en composición ta l'actual atmosfera de Titán, con a important excepción d'a manda de vapor d'augua en Titán.

Formación de moleculas complexas

L'experimento Miller-Urey y a-saber-los experimentos siguients han amostrato que con una atmosfera semblant a la de Titán y l'adición de radiación UV, se'n pueden chenerar de moleculas complexas y substancias polimericas como tolinas. A reacción escomencipia con a disociación de nitrocheno y metano, formando cianuro d'hidrocheno y acetileno. Atras reaccions se son estudiatas mes amplament.

Se ye informato que cuan a enerchía s'aplicaba ta la combinación de gases como los de l'atmosfera de Titán, cinco bases d'acidos nucleicos, os ladriellos de l'ADN y lo ARN, fuoron entre os muitos compuestos producitos. Antimés, os aminoacidos, os monomeros ("ladriellos") d'as proteínas, se i troboron. Fue a primera vegata que bases d'acidos nucleicos se yeran trobatas en tal experimento sinse haber-bi'n d'augua present.

O 3 d'abril de 2013, a NASA anunció que compuestos quimicos complexos poderban surtir seguntes estudios que simulaban l'atmosfera de Titán.

O 26 de chulio de 2017, os cientificos d'a Cassini identificoron de traza positiva la presencia d'anions de catena de carbonio en l'atmosfera superior de Titán que pareixeban estar embrecatos en a producción de grans compuestos organicos complexos. Se conoixeba previament que istas particlas altament reactivas contribuyen a construyir compuestos organicos complexos en o meyo interstelar, o que por tanto ofreix un tranco posiblement universal ta producir material organico complexo.

O 28 de chulio de 2017, os cientificos afirmoron que l'acrilonitrilo u cianuro de vinilo, (C₂H₃CN), posiblement esencial ta la vida per estar relacionato con a formación d'a membrana celular y a estructura vesicular, se ye formato en Titán.

Posibles habitats subsuperficials

Simulacions en laboratorio han menato a sucherir que suficient material organico existe en Titán ta escomencipiar una evolución quemica analoga a la que se piensa que heba prencipiato a vida en a Tierra. L'analochía asume a presencia d'augua liquida durando periodos mes luengos que os actualment alufrables; a-saber-las teorías suchieren que l'augua liquida d'un impacto poderba alzar-se chus una napa d'aislamiento chelata. Se ye teorizata tamién que oceanos d'amoniaco poderban existir fondament chus a superficie. Atro modelo suchier una solución d'amoniaco y augua con una fondura de dica 200 kilometros u 120 millas baixo una crosta de chelo d'augua con condicions que, encara que sigan extremas ta as valuras terrestres, son tals que a vida i poderba sobrevivir. A transferencia de calor entre l'interior y as napas superiors estarba crucial ta mantener cualsiquier vida oceanica subsuperficial. A detección de vida microbiana en Titán penderba d'os suyos efectos biochenicos, con o metano y lo nitrocheno atmosfericos examinatos.

Metano y vida en a superficie

Se ye sucherito que a vida poderba existir en os lacos de metano liquido en Titán, simplament como los organismos terrestres viven en l'augua. Tals organismos n'inhalarban de H₂ enguís de glucosa y n'exhalarba de metano enguís de dioxido de carbonio.

Toz os sers vivos en a Tierra (incluyitos os metanochens) n'usan d'augua liquida como solvent; s'especula que a vida en Titán en poderba usar d'hidrocarburs liquidos enguís, como metano u etano. L'augua ye un solvent mes fuerte que lo metano. L'augua ye tamién quemicament reactiva y puet crebar grans moleculas organicas a traviés de a hidrolisi. A forma de vida d'a cual o solvent estase un hidrocarburo no enfrontinarba o risgo de que as suyas biomoleculas se destruyan d'ista traza.

En 2005, l'astrobiologo Chris McKay arguyó que si a vida metanochenica existise realment en a superficie de Titán, haberba probablement un efecto midible en a proporción de mescla en a troposfera de Titán: os nivels d'hidrocheno y acetileno estarban midiblement mes baixos que os asperatos d'atra traza.

En 2010, Darrel Strobel, d'a Universidat Johns Hopkins, identificó una gran abundancia d'hidrocheno molecular en as napas atmosfericas superiors de Titán contimparatos con as napas inferiors, arguyindo un fluxo descendent con una taxa d'aproximatament 10²⁸ moleculas per segundo y a desaparición de l'hidrocheno amán d'a superficie de Titán; como Strobel notó, os suyos descubrimientos yeran en linia con os efectos que McKay heba preditos si formas de vida metanochenicas estasen present. O mesmo anyo, atro estudio amuestró baixos nivels d'acetileno en a superficie de Titán, o que s'interpretarba per McKay como consistent con a hipotesi d'organismos que en consumen d'hidrocarburs. Encara que remana a hipotesi biolochica, alvertió que atras explanicacions ta os descubrimientos de l'hidrocheno y l'acetileno son mes probables: as posibilidaz de procesos fisicos y quemicos agún no identificatos (per eixemplo, un catalizador superficial que en acceptan d'hidrocarburs u hidrocheno) u defectos en os modelos de corrient d'o fluxo de material. Os datos de composición y os modelos de transporte necesitan confirmar-se, etc... Mesmo asinas, a penar d'afirmar que a explanicación catalitica no biolochica estarba menos percutidera que a biolochica, McKay paró cuenta de que o descubrimiento d'un catalizador efectivo a 95 K (-180 °C) agún estarba significativa.

A NASA mencionó en l'articlo de noticias sobre os decubrimientos de chunio de 2010: "Dica agora, as formas de vida basatas en o metano son només que hipoteticas. Os cientificos encara no han detectata ista forma de vida en garra puesto". Ya que l'afirmación d'a NASA tamién diz: "bels cientificos creyen que istas sinyaduras quemicas empara l'argumento d'una forma primitiva, exotica u d'un precursor de a vida en a superficie de Titán".

En febrero de 2015, una membrana celular capable de funcionar en metano liquida en as condicions de Titán fue modelata. Composata per chicotas moleculas que en contienen de carbonio, hidrocheno y nitrocheno, haberba la mesma estabilidat y flexibilidat como as membranas celulars en a Tierra, que se composan de fosfolipidos, compuestos de carbonio, hidrocheno, oxicheno y fosforo. Ista hipotetica membrana celular se denominó "azotosoma", una combinación de azote, "nitrocheno" en francés, y "liposoma".

Retrancos

A penar d'istas posibilidaz biolochicas, en bi ha de granizos retrancos ta la vida en Titán y cualsiquier analochía com a Tierra ye inexacta. A una vasta distancia d'o Sol, Titán ye fredo y a suya atmosfera manca de CO₂. En a superficie de Titán, l'augua existe només que de traza solida. Per istas dificultaz, os cientificos como Jonathan Lunine han veyito a Titán menos como un habitat probable ta la vida que como un experimento ta examinar as teorías sobre as condicions que prevalecioron antis de l'aparición d'a vida en a Tierra. Encara que a vida mesma pueda no existir-ie, as condicions prebioticas en Titán y a quemica organica asociata remane de gran interés en replecar a historia primichenia d'a biosfera terrestre. Usar Titán como un experimento prebiotico embreca no solo a observación a traviés de naus espacials, sino experimentos de laboratorios y modelaches quemicos y fotoquemicos en a Tierra.

Hipotesi d'a panspermia

S'hipotetiza que impactos de grans asteroides y cometas en a superficie terrestre poderba haber causato que fragmentos de roca cargatos de microbios escapase d'a gravedat terrestre, sucherindo a posibilidat d'a transpermia. Os calculos indican que istos trobarban muitos d'os cuerpos d'o Sistema Solar, mesmo Titán. Per atro costato, Jonathan Lunine ha arguyito que cualsiquier ser vivo en os lacos d'hidrocarburs criochenicos de Titán necesitarba estar tan diferent quemicament d'os terrestre que no estarba posible que uno estase l'antipasato de l'atro.

Condicions futuras

As condicions de Titán poderban convertir-se muito mes habitable en un leixano futuro. Dentro de cnco billons d'anyadas dende agora, cuan o Sol se converta en una chiganta roya, a suya temperatura superficial puyarba prou ta que Titán en tienga d'augua liquida en a suya superficie, fendo-lo habitable. Ya que a producción de rayos ultravrioletas solars disminuirá, a boira en l'atmosfera superior de Titán s'achiquirá, baixando l'efecto antihibernadero en a superficie y permitindo que l'efecto hibernadero creato per o metano atmoferico chugase un paper muito mayor. Istas condicions chuntas poderban crear un ambient habitable y bi persistirba per varios cients millons d'anyadas. Se ye proposato que iste yera estato prou tiempo ta que a vida simpla se chenerase en a Tierra, encara que a presencia d'amoniaco en Titán causarba que as reaccions quemicas se producisen mes lentament.

Veyer tamién

Lacos de Titán

Referencias

↑ (en) "Titán" en a pachina web d'a NASA

Vinclos externos

Cassini–Huygens Mission To Saturn & Titan. Caracteristicas multimedia Guía Virtual de Titán Virtual Tour (en anglés).
Titan Profile at Sitio web d'a NASA ta la Exploración d'o Sistema Solar (en anglés).
Video d'o descenso d'a Huygens’ d'a ESA (en anglés).
Sitio d'o Laboratorio Central d'Imachen d'a Cassini (CICLOPS) (en anglés).
Achencia Espacial Europea. (2005). ESA—Cassini–Huygens (en anglés).
Planetary Society (2005). TPS: Saturn's moon Titan (en anglés).
Laboratorio Lunar y Planetario d'a Universidat d'Arizona (2005). [1] (en anglés).
Sorol extraterrestre. Ista grabación ye una reconstrucción de laboratorio d'os sonitos sentitos per os microfonos d'a Huygens (en anglés).
Pelicula d'a rotación de Titán d'o sitio d'a National Oceanic and Atmospheric Administration (en anglés).
AstronomyCast: Titán Fraser Cain y Pamela Gay, 2010 (en anglés).
Titan nomenclature and Mapa de Titán con os nombre d'os suyos accidents dende a pachina de nomenclatura d'a USGS (en anglés).
Google Titan 3D, mapa interactivo d'o satelite (en anglés).

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Datos: Q2565
Multimedia: Titan (moon) / Q2565

[1] (en) "Titán" en a pachina web d'a NASA

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