Lagos de Titã - Lakes of Titan
Os lagos de Titan , Saturn maior lua 's, são corpos de líquido etano e o metano que têm sido detectados pela Cassini-Huygens sonda de espaço, e que tinha sido suspeitos muito antes. Os grandes são conhecidos como maria (mares) e os pequenos como lacūs (lagos).
História
A possibilidade de que houvesse mares em Titã foi sugerida pela primeira vez com base em dados das sondas espaciais Voyager 1 e 2 , lançadas em agosto e setembro de 1977. Os dados mostraram que Titã tinha uma atmosfera densa com aproximadamente a temperatura e composição corretas para suportá-los. Evidências diretas não foram obtidas até 1995, quando dados do Telescópio Espacial Hubble e outras observações já haviam sugerido a existência de metano líquido em Titã, seja em bolsões desconectados ou na escala de oceanos de satélites, semelhante à água na Terra .
A missão Cassini confirmou a primeira hipótese, embora não imediatamente. Quando a sonda chegou ao sistema de Saturno em 2004, esperava-se que lagos de hidrocarbonetos ou oceanos pudessem ser detectados pela luz solar refletida da superfície de quaisquer corpos líquidos, mas nenhum reflexo especular foi observado inicialmente.
Permanecia a possibilidade de que o etano e o metano líquidos pudessem ser encontrados nas regiões polares de Titã, onde se esperava que fossem abundantes e estáveis. Na região do pólo sul de Titã, uma feição escura enigmática chamada Ontario Lacus foi o primeiro lago suspeito identificado, possivelmente criado por nuvens que se agrupam na área. Uma possível linha costeira também foi identificada perto do pólo por meio de imagens de radar. Após um sobrevôo em 22 de julho de 2006, no qual o radar da sonda Cassini registrou as latitudes ao norte, que na época eram inverno. Uma série de manchas grandes e suaves (e, portanto, escuras para o radar) foram vistas pontilhando a superfície perto do pólo. Com base nas observações, os cientistas anunciaram "evidências definitivas de lagos cheios de metano na lua de Saturno, Titã" em janeiro de 2007. A equipe da Cassini-Huygens concluiu que as características das imagens são quase certamente os lagos de hidrocarbonetos há muito procurados, os primeiros corpos estáveis da superfície líquido encontrado fora da Terra. Alguns parecem ter canais associados a líquidos e situam-se em depressões topográficas. Os canais em algumas regiões criaram surpreendentemente pouca erosão, sugerindo que a erosão em Titã é extremamente lenta, ou alguns outros fenômenos recentes podem ter destruído leitos de rios e formas de relevo mais antigos. No geral, as observações do radar da Cassini mostraram que os lagos cobrem apenas uma pequena porcentagem da superfície e estão concentrados perto dos pólos, tornando Titã muito mais seco do que a Terra. A alta umidade relativa do metano na baixa atmosfera de Titã pode ser mantida pela evaporação de lagos cobrindo apenas 0,002–0,02% de toda a superfície.
Durante um sobrevôo da Cassini no final de fevereiro de 2007, observações de radar e câmeras revelaram vários grandes recursos na região polar norte interpretados como grandes extensões de metano líquido e / ou etano, incluindo um, Ligeia Mare , com uma área de 126.000 km 2 (48.649 sq . mi.) ((ligeiramente maior que o Lago Michigan – Huron , o maior lago de água doce da Terra), e outro, Kraken Mare , que mais tarde provaria ser três vezes maior. Um sobrevôo das regiões polares do sul de Titã em outubro de 2007 revelou características semelhantes, embora muito menores, semelhantes a lakel.
Durante um sobrevôo da Cassini em dezembro de 2007, o instrumento visual e de mapeamento observou um lago, Ontario Lacus, na região polar sul de Titã. Este instrumento identifica materiais quimicamente diferentes com base na maneira como absorvem e refletem a luz infravermelha. As medições de radar feitas em julho de 2009 e janeiro de 2010 indicam que Ontario Lacus é extremamente raso, com uma profundidade média de 0,4-3,2 m (1'4 "-10,5 ') e uma profundidade máxima de 2,9-7,4 m (9,5'-24 '4 "). Pode, portanto, se assemelhar a um lamaçal terrestre . Em contraste, Ligeia Mare do hemisfério norte tem profundidades de 170 m (557'9 ").
Composição química e rugosidade da superfície dos lagos
De acordo com dados da Cassini, os cientistas anunciaram em 13 de fevereiro de 2008 que Titã hospeda em seus lagos polares "centenas de vezes mais gás natural e outros hidrocarbonetos líquidos do que todas as reservas conhecidas de petróleo e gás natural na Terra". As dunas de areia do deserto ao longo do equador, embora desprovidas de líquido aberto, contêm mais substâncias orgânicas do que todas as reservas de carvão da Terra. Estima-se que os lagos e mares visíveis de Titã contêm cerca de 300 vezes o volume das reservas comprovadas de petróleo da Terra. Em junho de 2008, o Visible and Infrared Mapping Spectrometer da Cassini confirmou a presença de etano líquido sem dúvida em um lago no hemisfério sul de Titã. A mistura exata de hidrocarbonetos nos lagos é desconhecida. De acordo com um modelo de computador, 3/4 de um lago polar médio é etano, com 10% de metano, 7% de propano e quantidades menores de cianeto de hidrogênio , butano , nitrogênio e argônio . Espera-se que o benzeno caia como neve e se dissolva rapidamente nos lagos, embora os lagos possam ficar saturados assim como o Mar Morto na Terra está cheio de sal . O excesso de benzeno se acumularia em uma lama semelhante a lama nas margens e no fundo do lago antes de ser corroído pela chuva de etano, formando uma paisagem complexa e crivada de cavernas. Também está prevista a formação de compostos semelhantes ao sal, compostos de amônia e acetileno. No entanto, a composição química e as propriedades físicas dos lagos provavelmente variam de um lago para outro (observações da Cassini em 2013 indicam Ligeia Mare é preenchido com uma mistura ternária de metano, etano e nitrogênio e, consequentemente, os sinais de radar da sonda foram capazes de detectar o fundo do mar 170 m (557'9 ") abaixo da superfície do líquido).
Nenhuma onda foi detectada inicialmente pela Cassini quando os lagos do norte emergiram da escuridão do inverno (cálculos indicam velocidades do vento de menos de 1 metro por segundo (2,2 MPH) devem gerar ondas detectáveis nos lagos de etano de Titã, mas nenhuma foi observada). Isso pode ser devido a ventos sazonais baixos ou à solidificação de hidrocarbonetos. As propriedades ópticas da superfície do metano sólido (perto do ponto de fusão) são bastante próximas às propriedades da superfície do líquido, porém a viscosidade do metano sólido, mesmo perto do ponto de fusão, é muitas ordens de magnitude maior, o que pode explicar a suavidade extraordinária do superfície. O metano sólido é mais denso do que o metano líquido, por isso acabará por afundar. É possível que o gelo de metano possa flutuar por um tempo, pois provavelmente contém bolhas de gás nitrogênio da atmosfera de Titã. Temperaturas próximas ao ponto de congelamento do metano (90,4 Kelvins / -296,95 F) podem levar à flutuação e afundamento do gelo - ou seja, uma crosta de gelo de hidrocarboneto acima do líquido e blocos de gelo de hidrocarboneto no fundo do leito do lago. Prevê-se que o gelo suba à superfície novamente no início da primavera, antes de derreter.
Desde 2014, a Cassini detectou feições transitórias em manchas espalhadas em Kraken Mare , Ligeia Mare e Punga Mare . Experimentos de laboratório sugerem que essas características (por exemplo, "ilhas mágicas" com brilho de RADAR) podem ser vastas manchas de bolhas causadas pela rápida liberação de nitrogênio dissolvido nos lagos. Prevê-se que os eventos de explosão de bolhas ocorram à medida que os lagos esfriam e, subsequentemente, aquecem ou sempre que fluidos ricos em metano se misturam com outros ricos em etano devido a chuvas fortes. Os eventos de explosão de bolhas também podem influenciar a formação dos deltas dos rios de Titã. Uma explicação alternativa é que as características transitórias nos dados de infravermelho próximo do Cassini VIMS podem ser ondas capilares (ondulações) impulsionadas pelo vento rasas movendo-se a ~ 0,7 m / s (1,5 mph) e a alturas de ~ 1,5 centímetros (1/2 ") A análise pós-Cassini de dados VIMS sugere que as correntes de maré também podem ser responsáveis pela geração de ondas persistentes em canais estreitos ( Freta ) de Kraken Mare.
Espera-se que ciclones impulsionados pela evaporação e envolvendo chuva, bem como ventos fortes de até 20 m / s (72 km / h ou 45 mph), se formem apenas nos grandes mares do norte (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) no verão do norte durante 2017, com duração de até dez dias. No entanto, uma análise de 2017 dos dados da Cassini de 2007 a 2015 indica que as ondas nesses três mares foram diminutas, atingindo apenas cerca de 1 centímetro (25/64 ") de altura e 20 centímetros (8") de comprimento. Os resultados questionam a classificação do início do verão como o início da temporada de ventos de Titã, porque ventos fortes provavelmente teriam causado ondas maiores. Um estudo teórico de 2019 concluiu que é possível que os aerossóis relativamente densos que chovem nos lagos de Titã possam ter propriedades repelentes de líquidos, formando uma película persistente na superfície dos lagos que inibiria a formação de ondas maiores do que alguns centímetros de comprimento de onda. .
Observação de reflexões especulares
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Em 21 de dezembro de 2008, a Cassini passou diretamente sobre Ontario Lacus a uma altitude de 1900 km (1.180 milhas) e foi capaz de observar a reflexão especular em observações de radar. Os sinais eram muito mais fortes do que o previsto e saturaram o receptor da sonda. A conclusão tirada da força da reflexão foi que o nível do lago não variou em mais de 3 mm (1/8 ") ao longo de uma primeira zona de Fresnel refletindo uma área de apenas 100 m (328 ') de largura (mais lisa do que qualquer superfície seca natural na Terra). A partir disso, foi presumido que os ventos de superfície na área são mínimos naquela estação e / ou o fluido do lago é mais viscoso do que o esperado.
Em 8 de julho de 2009, o Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) da Cassini observou uma reflexão especular em 5 µm de luz infravermelha em um corpo líquido do hemisfério norte a 71 ° N, 337 ° W. Isso foi descrito como na costa sul de Kraken Mare, mas em uma imagem combinada de radar-VIMS a localização é mostrada como um lago separado (mais tarde denominado Jingpo Lacus). A observação foi feita logo após a região polar norte emergir de 15 anos de escuridão invernal. Por causa da localização polar do corpo líquido refletivo, a observação exigia um ângulo de fase próximo a 180 °.
Observações equatoriais in-situ pela sonda Huygens
As descobertas nas regiões polares contrastam com as descobertas da sonda Huygens , que pousou perto do equador de Titã em 14 de janeiro de 2005. As imagens obtidas pela sonda durante sua descida não mostraram áreas abertas de líquido, mas indicavam fortemente a presença de líquidos em o passado recente, mostrando colinas claras cruzadas com canais de drenagem escuros que levam a uma região ampla, plana e escura. Pensou-se inicialmente que a região escura poderia ser um lago de um fluido ou pelo menos uma substância parecida com alcatrão, mas agora está claro que Huygens pousou na região escura e que é sólido sem qualquer indicação de líquidos. Um penetrômetro estudou a composição da superfície conforme a nave o impactava e foi inicialmente relatado que a superfície era semelhante a argila úmida , ou talvez crème brûlée (ou seja, uma crosta dura cobrindo um material pegajoso). A análise subsequente dos dados sugere que essa leitura foi provavelmente causada pelo deslocamento de um grande seixo de Huygens ao pousar, e que a superfície é melhor descrita como uma "areia" feita de grãos de gelo. As imagens tiradas após o pouso da sonda mostram uma planície plana coberta de seixos. Os seixos podem ser feitos de gelo de água e são um tanto arredondados, o que pode indicar a ação de fluidos. Os termômetros indicaram que o calor foi dissipado de Huygens tão rapidamente que o solo deve ter ficado úmido, e uma imagem mostra a luz refletida por uma gota de orvalho ao cair no campo de visão da câmera. Em Titã, a fraca luz do sol permite apenas cerca de um centímetro de evaporação por ano (versus um metro de água na Terra), mas a atmosfera pode conter o equivalente a cerca de 10 metros (28 ') de líquido antes da formação da chuva (versus cerca de 2 cm [25/32 "] na Terra). Portanto, o clima de Titã deve apresentar aguaceiros de vários metros (15-20 '), causando inundações repentinas, intercaladas por décadas ou séculos de seca (enquanto o clima típico da Terra inclui um pouco de chuva na maioria das semanas ). A Cassini observou tempestades equatoriais apenas uma vez desde 2004. Apesar disso, uma série de lagos de hidrocarbonetos tropicais de longa data foram descobertos inesperadamente em 2012 (incluindo um perto do local de desembarque Huygens na região de Shangri-La, que tem cerca de metade do tamanho de Grande Lago Salgado de Utah , com uma profundidade de pelo menos 1 metro [3'4 "]). Como na Terra, o provável fornecedor são os aquíferos subterrâneos , em outras palavras, as áridas regiões equatoriais de Titã contêm " oásis ".
Impacto do ciclo de metano de Titã e geologia na formação do lago
Modelos de oscilações na circulação atmosférica de Titã sugerem que, ao longo de um ano saturnino, o líquido é transportado da região equatorial para os pólos, onde cai como chuva. Isso pode explicar a relativa secura da região equatorial. De acordo com um modelo de computador, tempestades intensas deveriam ocorrer em áreas equatoriais normalmente sem chuva durante os equinócios vernal e outonal de Titã - líquido suficiente para esculpir o tipo de canal que Huygens encontrou. O modelo também prevê que a energia do Sol evaporará o metano líquido da superfície de Titã, exceto nos pólos, onde a relativa ausência de luz solar torna mais fácil para o metano líquido se acumular em lagos permanentes. O modelo também aparentemente explica por que há mais lagos no hemisfério norte. Devido à excentricidade da órbita de Saturno, o verão do norte é mais longo do que o verão do sul e, conseqüentemente, a estação chuvosa é mais longa no norte.
No entanto, observações recentes da Cassini (de 2013) sugerem que a geologia também pode explicar a distribuição geográfica dos lagos e outras características da superfície. Uma característica intrigante de Titã é a falta de crateras de impacto nos pólos e latitudes médias, particularmente em elevações mais baixas. Essas áreas podem ser pântanos alimentados por fontes subterrâneas de etano e metano. Qualquer cratera criada por meteoritos é rapidamente absorvida por sedimentos úmidos. A presença de aquíferos subterrâneos pode explicar outro mistério. A atmosfera de Titã está cheia de metano, que, de acordo com cálculos, deve reagir com a radiação ultravioleta do sol para produzir etano líquido. Com o tempo, a lua deveria ter construído um oceano de etano com centenas de metros (1.500'-2.500 ') de profundidade, em vez de apenas um punhado de lagos polares. A presença de pântanos sugere que o etano penetra no solo, formando uma camada líquida subterrânea semelhante às águas subterrâneas da Terra. Uma possibilidade é que a formação de materiais chamados clatratos altere a composição química do escoamento da chuva que carrega os "aquíferos" de hidrocarbonetos subterrâneos. Esse processo leva à formação de reservatórios de propano e etano que podem alimentar alguns rios e lagos. As transformações químicas que ocorrem no subsolo afetariam a superfície de Titã. Lagos e rios alimentados por nascentes de reservatórios subterrâneos de propano ou etano teriam o mesmo tipo de composição, enquanto aqueles alimentados por chuvas seriam diferentes e conteriam uma fração significativa de metano.
Todos os lagos de Titã, exceto 3%, foram encontrados dentro de uma unidade brilhante de terreno cobrindo cerca de 900 quilômetros por 1.800 quilômetros (559 x 1.118 milhas) perto do pólo norte. Os lagos encontrados aqui têm formas muito distintas - silhuetas arredondadas e complexas e lados íngremes - sugerindo deformação da crosta criada fissuras que podem ser preenchidas com líquido. Uma variedade de mecanismos de formação foi proposta. As explicações vão desde o colapso de terras após uma erupção crio- vulcânica até terrenos cársticos , onde os líquidos dissolvem o gelo solúvel. Lagos menores (até dezenas de milhas de diâmetro) com bordas íngremes (até centenas de metros de altura) podem ser análogos aos lagos maar , ou seja, crateras de explosão subsequentemente preenchidas com líquido. As explosões são propostas como resultado de flutuações no clima, que levam a bolsas de nitrogênio líquido se acumulando dentro da crosta durante os períodos mais frios e explodindo quando o aquecimento faz com que o nitrogênio se expanda rapidamente à medida que muda para um estado gasoso.
Titan Mare Explorer
Titan Mare Explorer (TiME) foi um módulo de pouso proposto da NASA / ESA que espatifaria em Ligeia Mare e analisaria sua superfície, litoral e atmosfera de Titã . No entanto, foi recusado em agosto de 2012, quando a NASA escolheu a missão InSight a Marte.
Lagos e mares nomeados
Acredita-se que as feições marcadas com lacus sejam lagos de etano / metano, enquanto as feições marcadas com lacunas são consideradas leitos de lagos secos. Ambos têm o nome de lagos na Terra. As características rotuladas de sinusite são baías dentro de lagos ou mares. Eles têm o nome de baías e fiordes da Terra. As características rotuladas como ínsula são ilhas dentro do corpo do líquido. Eles têm o nome de ilhas míticas. As marias titânicas (grandes mares de hidrocarbonetos) têm o nome de monstros marinhos da mitologia mundial. As tabelas estão atualizadas em 2020.
Nomes marítimos de Titã
| Nome | Coordenadas | Comprimento (km) | Área (km 2 ) | Fonte do nome |
|---|---|---|---|---|
| Kraken Mare | 68 ° 00′N 310 ° 00′W / 68,0 ° N 310,0 ° W | 1.170 | 400.000 | O Kraken , monstro marinho nórdico. |
| Ligeia Mare | 79 ° 00′N 248 ° 00′W / 79,0 ° N 248,0 ° W | 500 | 126.000 | Ligeia, uma das sereias , monstros gregos |
| Punga Mare | 85 ° 06′N 339 ° 42′W / 85,1 ° N 339,7 ° W | 380 | 40.000 | Punga , ancestral maori dos tubarões e lagartos |
Nomes de lago de Titã
Nomes de Titã em Lakebed
Nomes da baía de Titã
Nomes das ilhas de Titã
Galeria de imagens
Mapas das regiões polares de Titã baseados em imagens da ISS da Cassini mostrando lagos e mares de hidrocarbonetos. Corpos de hidrocarbonetos líquidos são destacados em vermelho; o contorno azul indica um corpo que apareceu durante o intervalo 2004-2005.
Mosaico de radar de abertura sintética de alta resolução da Cassini em cor falsa da região do pólo norte de Titã, mostrando mares de hidrocarbonetos, lagos e redes tributárias. A coloração azul indica áreas de baixa refletividade do radar, causadas por corpos de etano líquido , metano e nitrogênio dissolvido . Cerca de metade de Kraken Mare , o grande corpo no canto esquerdo inferior, está fora da imagem. Ligeia Mare é o grande corpo no canto inferior direito. Punga Mare fica à esquerda do centro. Jingpo Lacus fica logo acima do Kraken Mare, e Bolsena Lacus fica logo acima dele.
Visão da Cassini dos mares e lagos do polo norte de Titã no infravermelho próximo. Ligeia Mare está no topo; Punga Mare está abaixo dela e Kraken Mare está abaixo, à direita.
Entre julho de 2004 e junho de 2005, novas feições escuras apareceram em Arrakis Planitia , uma planície baixa na região polar sul de Titã. Estes são interpretados como novos corpos de hidrocarbonetos líquidos resultantes da precipitação das nuvens observadas na área em outubro de 2004.
Os lagos do polo norte de Titã parecem ter permanecido estáveis por pelo menos uma temporada no Titânio (sete anos terrestres).
Visão de infravermelho próximo ao visível em cor natural de Titã, mostrando seus mares e lagos no polo norte no canto superior esquerdo.
