INAF -Osservatorio Astronomico di Bologna R. Bedogni -

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1 Il Pozzo delle Idee Titano: il satellite misterioso di Saturno 24 febbraio 2005 INAF -Osservatorio Astronomico di Bologna 1

2 Galileo Galilei Saturno è stato il primo pianeta osservato al telescopio da Galileo Galilei nel luglio del "... Saturno non è un astro singolo, ma e' composto di tre corpi, che quasi si toccano, e non cambiano né si muovono l'uno rispetto all'altro, e sono disposti in fila lungo lo zodiaco, e quello centrale è tre volte più grande degli altri due..." (disegno e testo di Galileo Galilei) Galileo aveva inconsapevolmente osservato gli anelli di Saturno che gli apparivano in quel modo soltanto a causa dei limiti del suo piccolo strumento a 20 ingrandimenti. 2

3 C. Huygens ( ) Nel 1655 Huygens suggerì la soluzione alle misteriose appendici di Saturno. 3

4 Huygens la scoperta degli anelli di Saturno e di Titano Con un telescopio maggiormente perfezionato C. Huygens distinse la struttura ad anello continuo che circonda tutto il pianeta. Del 1655 è anche la scoperta di Titano. 4

5 Cassini Saturno visto di taglio da HST La successiva sparizione degli anelli, avvenuta nel , fornì l occasione a Giovanni Cassini per la scoperta di due nuovi satelliti: Giapeto e Rea. Durante la successiva sparizione degli anelli, avvenuta nel 1685, Cassini scoprì altri due nuovi satelliti: Teti e Dione. 5

6 La divisione di Cassini Qualche anno dopo Cassini osservò che quello che si presumeva essere un unico anello rigido e opaco in realtà era diviso in due anelli separati da una lacuna posta a circa due terzi di distanza rispetto al bordo interno. Oggi questa separazione viene chiamata Divisione di Cassini. L anello esterno alla divisione viene chiamato anello A mentre quello interno e più luminoso viene detto anello B. 6

7 Maxwell Nel 1857, James C. Maxwell dimostrò matematicamente che gli anelli di Saturno dovevano essere composti da particelle e da satelliti troppo piccoli per poter essere visti dalla Terra. Ciascun frammento avrebbe seguito la sua orbita attorno al pianeta, i frammenti più vicini a velocità maggiore rispetto a quelli più lontani, secondo le leggi di Keplero. 7

8 Saturno, un riassunto storico Satellite sparizione degli anelli anno della scoperta scopritore Titano C. Huygens Giapeto G.D. Cassini Rea G.D. Cassini Teti G.D. Cassini Dione G.D. Cassini Encelado W. Herschel Mimas W. Herschel Iperione W.Bond, G. Bond, W. Lassell Giano A. Dollfus Epimeteo J. Fountain, S. Larson, R. Walker Telesto B. Smith, S. Larson, H. Reitsema Calipso D. Pascu, P.K. Seidelmann, W. Baum, D. Currie Elene P. Laques, J. Lecacheux 8

9 Saturno Un immagine di Saturno osservato da Terra con il Nord Optical Telescope Distanza dal Sole (U.A.) =9,5538 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) =29,459 Eccentricità=0,056 Inclinazione rispetto all'eclittica =2 29 Velocità orbitale media (km/sec) =9,67 Massa (Terra=1) =95,181 Raggio equatoriale (km) =60268 Raggio equatoriale (Terra=1) =9,449 Densità media (Terra=1) =0,13 Accelerazione di gravità (Terra=1) =0,93 Velocità di fuga (km/sec) =35,49 Periodo di rotazione =10 h 13 m 23 s Inclinazione sul piano dell'orbita =26,73 Albedo=0,47 Magnitudine visuale=-0,67 Numero satelliti = oltre 25 Noto sin dall antichità 9

10 L esplorazione spaziale di Saturno-Pioneer 11 La prima navicella spaziale ad avvicinarsi a Saturno fu il Pioneer 11, lanciato il 6 aprile La navicella raggiunse Saturno nel 1979 fotografandolo dalla distanza di km. Furono scoperti due nuovi satelliti ed un altro anello (chiamato anello F). 10

11 Le missioni Voyager I e II Le navicelle Voyager 1 e 2 furono lanciate dalla NASA alla fine dell estate 1977 da Cape Canaveral. Gli incontri con Saturno avvennero il 12 novembre 1980 per il Voyager 1 che passò a km di distanza e il 25 agosto 1981 per il Voyager 2 che fotografò il pianeta da km di altezza. 11

12 Saturno Saturno visto dal Voyager La caratteristica principale di Saturno, anche se presente pure in tutti gli altri pianeti giganti, sono gli anelli che lo circondano. 12

13 Saturno il sistema degli anelli Le sorprese più sconcertanti dei dati inviati dai Voyager riguardano proprio alla struttura degli anelli. 13

14 Saturno il sistema degli anelli Anello (nome) Distanza (R Saturno ) Larghezza (km) Spessore D 1,11-1, Massa? -- Satellite Pastore C Anello scuro 1,24-1, ? 1, Divisione di Maxwell 1,45 270?? -- B 1,52-1, ,1-1 2, Divisione di Cassini 1,95-2, ? 5, A 2,02-2, ,1-1 6, Prometeo ed Atlante Divisione di Encke 2, ?? -- Divisione di Keeler 2,263 35?? -- F 2, ,01-1 G 2,75-2, E ? 6, Pandora, Giano, Epimeteo Mima Encelado 14

15 Saturno il sistema degli anelli Anello (nome) Distanza (R Saturno ) Larghezza (km) Spessore Massa Satellite Pastore D C Anello scuro 1,11-1,24 1,24-1, ? ? 1, Divisione di Maxwell 1,45 270?? -- B Divisione di Cassini A 1,52-1,95 1,95-2,02 2,02-2, ,1-1 2, ? 5, ,1-1 6, Prometeo ed Atlante Divisione di Encke 2, ?? -- Divisione di Keeler 2,263 35?? -- F 2, ,01-1? G 2,75-2, , Mima E Encelado Pandora, Giano ed Epimeteo 15

16 La divisione di Cassini La divisione di Cassini non è affatto vuota ma solcata da anelli più deboli. 16

17 La struttura degli anelli Talvolta gli anelli sono intrecciati fra loro, altre volte sono eccentrici. In senso radiale, si vedono come dei "raggi di bicicletta" ora chiari ora scuri che si formano e si dissolvono con la rotazione differenziale degli anelli. 17

18 L anello F L anello F appare costituito da tre filamenti larghi 30 km e confinati in poco più di 300 km. Lungo l anello appaiono anche degli addensamenti a distanze regolari ogni 9000 km. I filamenti sono intrecciati e i "nodi" di questo intreccio sono variabili nel tempo. Il fenomeno dell intreccio e degli addensamenti viene interpretato come effetto di alcuni satelliti con le loro "risonanze gravitazionali". 18

19 I satelliti pastore In particolare i minuscoli satelliti 1980 S 26 (Pandora) e 1980 S 27 (Prometeo) si comportano da "guardiani del gregge" per i frammenti che compongono l anello F. Essi stanno uno per parte rispetto all anello e si muovono a velocità un po diverse (più lento quello esterno e più veloce quello interno). Si deve ad essi non solo la conservazione dell anello ma anche il periodico accavallarsi dei suoi tre filamenti. 19

20 Saturno il sistema degli anelli 20

21 Aurore planetarie su Saturno viste da HST 21

22 Saturno visto di taglio da HST 22

23 Saturno ed alcuni dei suoi satelliti Anche Saturno ha un gran numero di satelliti (oltre 20) di tutte le dimensioni che orbitano attorno a lui. N.B. Le dimensioni dei satelliti non sono in scala 23

24 I satelliti ghiacciati di Saturno Massa (10 20 kg) Raggio medio (km) Densità media (g cm -3 ) Albedo geometrica Mima Encelado Teti Dione Rea 0,375 0,65 6,27 198,6 ± 0,6 249,4 ± 0,2 529,9 ± 1,5 1,165 ± 0,023 1,603 ± 0,345 0,6 0,99 ± 0,06 0,991 ± 0,009 0,8 11,0 559 ± 5 1,490 ± 0,040 0,6 23,1 764 ± 4 1,240 ± 0,044 0,6 24

25 L esplorazione di Saturno con la sonda Cassini NASA-ESA-ASI Indirizzi web: - NASA - ESA - ASI (Agenzia Spaziale Italiana) 25

26 La sonda Cassini-Caratteristiche La sonda Cassini ha una altezza di 7 m un diametro di 4 ed una massa al momento del lancio di 5600 kg di cui la metà di propellente e 300 kg del modulo Huygens. E uno dei più grandi satelliti di esplorazione planetaria mai realizzati. L energia elettrica è prodotta da tre generatori termonucleari RTG La durata prevista 11 anni 26

27 Il lungo viaggio della sonda Cassini 15/Ottobre/ Lancio con il Titan IV/Centaur 11/Giugno/ Arrivo nei pressi di Saturno - avvicinamento a Phoebe 1/Luglio/ Cassini si inserisce in orbita attorno a Saturno 25/Dicembre/ Separazione del modulo "Huygens" 14/Gennaio/ Entrata del modulo "Huygens" nell'atmosfera di Titano 25/Dicembre/ Fine della missione principale 27

28 Antenna ad alto guadagno (ESA Italia) La sonda Cassini Magnetometro Radar Antenna radio Generatore Partita il 15 ottobre 1997 la sonda Cassini è arrivata nei pressi di Saturno l 11 giugno del Motori Modulo Huygens 28

29 Imaging Science Subsystem (ISS) Immagini nel visibile, U.V. e vicino I.R. Composite Infrared Spectrometer (CIRS) Misure nell I.R. del sistema di Saturno (pianeta, anelli e satelliti) Alcuni strumenti della sonda Cassini Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) Studia il plasma vicino al campo magnetico di Saturno Cosmic Dust Analyser (CDA) Ghiaccio e polvere in orbita attorno a Saturno 29

30 L avvicinamento di Cassini a Saturno Cassini Orbiter Saturno ripreso dalla sonda il 27 febbraio 2004 da una distanza di circa 70 milioni di km. 30

31 Saturno visto dalla sonda Cassini e dal Telescopio Spaziale HST Saturno visto dalla sonda Cassini Saturno visto dal Telescopio Spaziale HST 31

32 La sonda Cassini osserva la struttura degli anelli Cassini Orbiter 32

33 La sonda Cassini osserva la struttura degli anelli Cassini Orbiter 33

34 Nubi e macchie nell atmosfera di Saturno Cassini Orbiter 34

35 La sonda Cassini osserva le nubi nell atmosfera di Saturno Cassini Orbiter 35

36 La sonda Cassini osserva le nubi nell atmosfera di Saturno verso il Polo Sud 19 agosto 2004 Immagine da 6 milioni di km della sonda Cassini 36

37 Febe un satellite di Saturno Cassini Orbiter 37

38 Parametri orbitali e fisici di Titano Scoperto da C. Huygens Data della scoperta 1655 Massa (kg) 1, Massa (Terra = 1) 0,02259 Raggio equatoriale (km) Raggio equatoriale (Terra = 1) 0,40373 Densità media (gr/cm 3 ) 1,88 Distanza media da Saturno (km) Periodo di rotazione (giorni) 15,9454 Periodo orbitale (giorni) 15,9454 Velocità di fuga (km/sec) 2,65 Albedo 0,21 Magnitudine visuale (Vo) 8,28 Temperatura media C Pressione atmosferica (bars) 1,5 38

39 Titano-Satellite di Saturno Titano visto dal Voyager E il più grande dei satelliti di Saturno maggiore di Mercurio! la sua densità (1,88 gr/cm 3 ) infatti è maggiore di quella di Saturno (0,69 gr/cm 3 ) e di quella media degli altri satelliti (1,0-1,4 gr/cm 3 ) indicando l' insolita presenza di un nucleo roccioso. ma è pur sempre bassa rispetto a quella dei pianeti interni ( la densità di Titano è «di quella della Terra) il che suggerisce che abbia si una superficie solida ma anche una grande quantità di ghiaccio nel suo interno 39

40 Titano un satellite enigmatico Come si è formato Titano?? Titano è un caso unico di satellite dei pianeti esterni con una atmosfera spessa il che lo rende completamente diverso dai pianeti interni che hanno una atmosfera secondaria. L unico altro caso di satellite dei pianeti esterni con atmosfera è Tritone satellite di Nettuno. L atmosfera di Tritone è però meno spessa di quella di Titano! Titano visto dal Voyager Per capire come si è formato è necessario parlare della atmosfera di Titano 40

41 Titano visto dal HST Solo con le osservazioni infrarosse effettuate con il Telescopio Spaziale (HST) è stato possibile catturare alcuni dettagli della superficie. 41

42 Titano visto dal VLT dell ESO Le osservazioni con il Telescopio VLT dell ESO hanno permesso di evidenziare le strutture principale di Titano (aprile 2004) 42

43 Titano visto dal telescopio Keck Agosto immagine di Titano riprese dal telescopio Keck di 10 metri di apertura. 43

44 Titano-L atmosfera Le sue condizioni attuali sembrano analoghe a quelle della Terra di miliardi di anni e quindi favorevoli allo sviluppo di composti organici. Atmosfera primordiale con azoto 93 % argon 6% ed il resto metano + tracce di idrocarbonati (acetilene, etilene, etano, propano, diacetilene, metano monodeuterato etc ) La temperatura superficiale ècirca -179 C, per poi risalire a -73 C nella stratosfera. La pressione atmosferica è di ~ 1,5 bars cioè 1,5 volte la pressione terrestre (1 atm) al livello del mare. 44

45 Titano-L atmosfera Specie Chimica Frazione molare Frazione molare Frazione molare N 2 azoto 0,98 Ar argon Misura essenziale! 0 CH 4 metano 0,018 H 2 idrogeno 0,002 idrocarbonati all equatore ~6 m bar Al polo Nord 0,1 m bar ~1,5 m bar C 2 H 2 acetilene 2, , , C 2 H 4 etilene 9, , C 2 H 6 etano 1, , , C 3 H 8 propano 7, , C 4 H 2 diacetilene 1, , , CH 3 D metano mono deuterato 1, , CO 2 1, < 7, HCN nitrili 1, , , HC 3 N < 1, , ,

46 Titano composizione chimica della atmosfera Specie Chimica % N 2 azoto 92,5 % Ar argon ~ 4 % misura essenziale da Cassini! CH 4 metano 3 % CO monossido di carbonio 50 ppm (ppm = parti per milione) C 2 H 6 etano 20 ppm H 2 idrogeno tracce (elemento volatile) idrocarbonati C 2 H 2 acetilene 4 ppm C 2 H 4 etilene 1 ppm C 3 H 8 propano 1 ppm CO 2 anidride carbonica 0,01 ppm HCN nitrili 1 ppm 46

47 Chimica dei principale componenti della atmosfera di Titano Formula chimica Peso atomico Punto di fusione Punto di ebollizione Punto Triplo Azoto Molecolare N 2 28 amu -210 o C -196 o C -210 o C a 0,12 bar Metano CH 4 16,04 amu -182,5 o C -162 o C -182,48 o C a 0,117 bar Monossido di carbonio CO 28 amu -205 o C -192 o C -205 o C a 0,15 bar Etano C 2 H 6 30,07 amu -182,7 o C -88,6 o C -182 o C a 0,00 bar Propano C 3 H 8 44,1 amu -187,6 o C -42 o C -188 o C a 0,00 bar 47

48 Titano-L atmosfera Spettro medio sul disco di Titano Avendo una velocità di fuga di 2,5 km/sec è in grado, date le basse temperature atmosferiche, di trattenere gli elementi volatili della sua atmosfera. Gli idrocarbonati (laghi di etano allo stato solido sulla superficie) si presume che alla luce del Sole, vengano distrutti (fotodissociazione) così da formare uno strato di nebbia analogo a quello che sovrasta le nostre grandi città nelle giornate di smog. Modesto effetto serra da parte del metano. 48

49 Titano-L atmosfera Un confronto tra l atmosfera di Titano e quella della Terra 49

50 Titano-Modelli di atmosfera Stratosfera Troposfera L'atmosfera è costituita da due strati di nubi a circa 10 e 40 km di altezza dalla sua superficie. Oltre i 200 km si trova un foschia di materiale organico La chimica complessa che vi si sviluppa è la probabile causa del suo colore arancione. 50

51 La curiosa superficie di Titano Una ricostruzione della superficie di Titano con un fiume di etano - Copyright Walter Myers Ha una superficie costituita da clatrati, dovuti alla condensazione di molecole di etano, metano, azoto ed anidride carbonica a basse temperature che si aggregano come strutture cristalline attorno al ghiaccio (es. sulla Terra il metano idrato). 51

52 I Clatrati nei ghiacci polari In prossimità della zona di transizione ( m sotto la crosta ghiacciata), air Coesistono bolle di aria e i clatrati solidi cristallini analoghi al ghiaccio strutturati in un rigido lattice che presenta inclusioni di gas ad esempio metano idrato! Le strutture qui mostrate sono molto piccole con diametri tra 20 e 300 µm. 52

53 Metano idrato nel fondo degli oceani 1 m 3 di metano idrato può contenere fino a 164 m 3 di metano Diagramma di fase del metano idrato 53

54 Struttura interna di Titano clatrati + H 2 O ghiacciata clatrati silicati Litosfera metano ed acqua + ghiaccio Astenosfera metano ed acqua liquidi Massa (kg) 1, nucleo Fe-Si Massa (Terra = 1) 0,02259 Raggio eq. (km) 2,575 Raggio eq. (Terra = 1) 0,40373 Densità media (gr/cm 3 ) 1,88 Temperatura media C Pressione atm. (bars) 1,5 54

55 Oceani di metano/etano su Titano?? Una ricostruzione di perturbazioni atmosferiche sulla superficie di Titano - Copyright Don Dixon 2000 cosmographica.com La superficie di Titano potrebbe essere ricoperta da oceani di metano ed etano nelle seguenti percentuali C 2 H 6 ~69 % (etano) N 2 ~6 % CH 4 ~25 % (metano) mescolati con il ghiaccio in clatrati. Continuo scambio tra l atmosfera e la superficie 55

56 La formazione di Titano Ganimede Callisto Titano NB le immagini non sono in scala Titano si è formato in una sotto-nebulosa Saturniana parte della nebulosa planetaria primordiale. La bassa temperatura ha portato alla formazione dei clatrati a differenza di quanto successo per Ganimede e Callisto satelliti di Giove! 56

57 TRITONE GANIMEDE CALLISTO TITANO Raggio (km) Massa (10 21 kg) Densità (kg/m 3 ) Temperatura media (C) Gravità (m/s 2 ) Velocità di fuga (km/s) Periodo Rot. (ore) Distanza Orbitale (10 3 km) Periodo orbitale (giorni) Velocità orbitale (km/s) Inclinazione (gradi) Eccentricità 21, , ,6 134, ,78 1,5-141, ,9 4,4 157,3 0,000 1,43 2,7 171, ,2 10,9 0,21 0, ,24 2,4 400, ,7 8,2 0,51 0,007 1,35 2,6 382, ,9 5,6 0,33 0,029 TERRA ,8 11,2 24,

58 Tritone Plutone e Titano Tritone Plutone N.B. le immagini non sono in scala Titano Titano ha una atmosfera simile a quella di Tritone e di Plutone. Ma Tritone e Plutone sono probabilmente dei trasnettuniani e la loro origine è diversa da quella di Titano 58

59 Titano ai raggi X - una radiografia interplanetaria Titano visto dalla sonda Chandra nel passaggio di fronte alla Nebulosa del Granchio 59

60 La superficie di Titano Attraverso l atmosfera di Titano in prossimità del Polo Sud Da una distanza di km risoluzione 10 km Le nubi hanno una estensione di 450 km Cassini Orbiter 60

61 La superficie di Titano Mosaico della regione nei pressi del Polo Sud di Titano Da una distanza di km risoluzione 10 km dettagli della superficie 61

62 Mappe della superficie Una mappa di Titano visto dalla sonda Cassini confrontata con quella del VLT 62

63 Si penetra l atmosfera di Titano Le ultime immagini di Titano della sonda Cassini suggeriscono che non esista un unico oceano ma una serie di mari, laghi e fiumi di Idrocarbonati (etano e metano) con letti di ghiaccio ed anidride carbonica ghiacciata 63

64 Si penetra l atmosfera di Titano A 5 micron immagine analoga a quella a 2 micron A 2 micron le zone scure ghiaccio quelle chiare clatrati A 2,8 micron solo zone scure ghiaccio Nube brillante di metano visibile in tutte e tre le immagini 64

65 Foschia nell atmosfera di Titano Immagini di Titano dalla sonda Cassini (6 agosto 2004) con risoluzione di 4,7 km per pixel presa a 338 nanometri nell U.V. Si osserva uno strato di colore viola che mostra la parte più esterna della atmosfera di Titano. 65

66 Gli strati alti dell atmosfera di Titano visti dalla sonda Voyager Immagini degli strati più alti della atmosfera di Titano dalla sonda Voyager il 12 novembre del

67 Gli strati alti dell atmosfera di Titano Immagini degli strati più alti della atmosfera di Titano dal Cassini Orbiterimmagine a 338 nanometri nell U.V. La sorpresa consiste in una maggiore stratificazione della parte alta dell atmosfera di Titano. 67

68 Crateri di impatto - Circus Maximus 440 km Immenso cratere di impatto del diametro di ~ 440 km -Cassini Orbiter 15 febbraio o fly-by mappa radar - E`la prima struttura di impatto osservata sulla superficie di Titano! 68

69 Crateri di impatto - Circus Maximus 69

70 Pianure e rilievi di Titano 300 km Cassini Orbiter febbraio o fly-by mappa radar. Strutture criovulcaniche? Con ghiaccio e misto acqua ed ammoniaca? 70

71 L effetto del vento -confronto tra Titano e Marte Cassini Orbiter 26 ottobre immagine IR del risoluzione di 0.83 km per pixel (sito di atterraggio di Huygens) Viking 1 Orbiter 71

72 Crateri di impatto sulla superficie di Titano 60 km La sonda Cassini distribuzione il 15 febbraio asimmetrica 2005 riprende del materiale sulla superficie espulso di Titano nell impatto questo cratere suggerisce di impatto l effetto di causato venti da una cometa atmosferici od asteroide poco dopo di 5-10 l impatto km di diametro Cassini Orbiter 15 febbraio o fly-by mappa radar 72

73 Titano Titano visto dal telescopio spaziale HST (animazione) Titano visto dalla sonda Cassini (animazione) 73

74 Titano-La sonda Cassini ed il modulo Huygens 74

75 Strumenti del modulo Huygens Huygens Atmospheric Structure Instruments (HASI) Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS) 75

76 L esplorazione di Titano La sonda Cassini giunta nei pressi di Titano ha liberato il modulo Huygens, il 15 gennaio del 2005, per un esplorazione dettagliata della sua atmosfera. La misura della percentuale di Argon (distinguendo tra l Ar 36 e l Ar 38 primordiali e l Ar 40 secondario) nella sua atmosfera sarà essenziale per capire come si è formata! 76

77 L esplorazione di Titano Immagine composta da 30 spot digitali presi da DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) tra 13 ed 8 km di altezza durante la discesa verso la superficie del modula Huygens Da una altezza di 150 km sono entrati in funzione sei strumenti che hanno registrato le caratteristiche della superficie durante la discesa 77

78 La discesa del modulo Huygens La durata della missione di Huygens è stata limitata a 3 ore dal momento che non può inviare direttamente il suo segnale a Terra ma tramite un passaggio dalla sonda madre Cassini. Huygens è stato progettato per mandare segnali per 30 minuti ma il radiotelescopio di Parkes in Australia ha verificato che il modulo è rimasto attivo per altre due ore 78

79 La discesa del modulo Huygens Immagine ripresa durante la discesa di Huygens- DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) La struttura brillante lineare suggerisce la presenza di una area in cui il ghiaccio di acqua è stato espulso sulla superficie. I canali più scuri potrebbero essere invece a sorgenti di metano liquido piuttosto che piogge di metano 79

80 La discesa del modulo Huygens Immagine ripresa durante la discesa di Huygens- DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) Le aree chiare e scure potrebbero essere collegate a differenti altezze rispetto al suolo Il sistema SSP (Surface Package Sistema) ha esaminato con la spettroscopia il suolo che è risultato avere una consistenza sabbiosa. Risulta confermato che sulla superficie di Titano il metano è (o almeno è stato) presente in forma liquida 80

81 La discesa del modulo Huygens Immagine ripresa dal DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) da 16,2 km di altezza, risoluzione 40 m Si nota una complessa rete di canali di drenaggio che scorrono dalle alture (le zone più brillanti) verso le regioni ad altezza minore (zone scure nell immagine). Questi canali sembrano sfociare in veri e propri letti lacustri. 81

82 La discesa del modulo Huygens Panoramica a 360 gradi attorno al modulo Huygens durante la discesa su Titano. Le immagini sono state prese da 8 km di altezza con una risoluzione massima di 20 metri. Immagine ripresa durante la discesa di Huygens- Imager/Spectral Radiometer) DISR (Descent 82

83 Il modulo Huygens su Titano Immagine dalla superficie di Titano il 14 Gennaio Il colore è stato scelto in base alle indicazioni spettroscopiche. La superficie appare più scura di quanto atteso e consiste di una miscela di acqua ed idrocarbonati. Si nota l evidenza di effetti di erosione alla base dei ciotoli ghiacciati indicando la presenza di flussi di liquido. 83

84 Il modulo Huygens su Titano Le immagini della superficie riprese dal DISR mostrano dei ciottoli arrotondati sul letto di un fiume in secca. Gli spettri rilevati (colori) indicano che la loro composizione è quella del ghiaccio d acqua sporco piuttosto che quella di silicati. E tuttavia, alle rigide temperature di Titano, appaiono avere la stessa consistenza delle rocce. 84

85 Il suolo di Titano Il suolo di Titano sembra formato, almeno in parte, di depositi precipitati della foschia organica che avvolge il pianeta. Questo materiale scuro viene estratto dall atmosfera. La pioggia di metano, si concentra sul fondo dei canali di drenaggio e nei letti dei fiumi, contribuendo così alla formazione delle aree scure visibili nelle immagini catturate dal DISR. 85

86 L argon nella atmosfera di Titano segnale che Titano è geologicamente attivo La determinazione della percentuale di Argon (distinguendo tra l Ar 36 e l Ar 38 primordiali e l Ar 40 secondario) nella sua atmosfera era una misura essenziale della missione Cassini-Huygens. L'individuazione nell'atmosfera di Ar 40 indica che Titano è stato interessato da attività vulcaniche che non hanno generato lava, come sulla Terra, ma ghiaccio d'acqua e ammoniaca. 86

87 La presentazione è terminata Indirizzo web del relatore: Stelle d estate a Bologna Università degli Studi di Bologna, Dipartimento di Astronomia 87 INAF Osservatorio Astronomico di Bologna