Titan
Titan (of Saturnus VI) is de grootste maan van Saturnus en op Ganymedes na, de grootste van het zonnestelsel. Met een diameter van 5151 km is hij zelfs 5% groter dan de planeet Mercurius of 50% groter dan onze maan. Titan is de enige maan in het zonnestelsel met een dichte/substantiële atmosfeer. Hij werd op 25 maart 1655 ontdekt door Christiaan Huygens, die hem Saturni Luna (Saturnusmaan) noemde. Later werd deze maan nog bestudeerd door de Italiaan Giovanni Domenico Cassini en de Engelsman John Herschel die deze maan uiteindelijk Titan doopte in 1847. De atmosfeer van Titan werd voor het eerst vermeld door de Spaanse astronoom José Comas Sol? in 1907. Gerard P. Kuiper, van Nederlandse afkomst, ontdekte in 1943 - 1944 methaangas in deze atmosfeer met behulp van spectroscopie. De grote vooruitgang in onze kennis van Titan is gekomen na het bezoek van ruimtesondes zoals de Voyagers en Cassini-Huygens.
Structuur
Er werd tot in de jaren 1980 gedacht dat Titan de grootste maan in het zonnestelsel was, maar na het bezoek van Voyager 1 werd ontdekt dat het oppervlak permanent schuiltgaat onder de dichte atmosfeer . Deze atmosfeer levert een druk van 1,5 bar aan het oppervlak en is 880 km dik. Daardoor neemt Titan nu de 2de plaats in qua afmeting onder alle manen van het Zonnestelsel. Qua massa en omvang is Titan te vergelijken met Jupiters Galileïsche manen. Titan mag dan wel iets groter zijn dan de planeet Mercurius, hij heeft maar half zoveel massa. Dit komt omdat Titan voor ongeveer de helft uit water-ijs en ammoniak-ijs bestaat (de andere helft zijn silicaten en metalen); ijs heeft een relatief lage dichtheid, d.w.z. een stof die veel ruimte maar weinig massa inneemt. Hierdoor is ook de zwaartekracht iets zwakker dan die van onze maan, ongeveer één zevende van de Aardse zwaartekracht.
Volgens de modellen voor het inwendige van Titan moet er zich onder de ijskorst een diepe oceaan (tot 200 km diep) van vloeibaar water, gemengd met vloeibaar ammoniak bevinden. Men hoopt met Cassini een definitief bewijs voor zo'n oceaan te vinden, door metingen aan het zwaartekrachtsveld en door magnetische anomaliën op te meten.
Titan's aswentelingsperiode is bijna exact gelijk aan zijn omwentelingsperiode rond Saturnus. Dit is ook bij de Maan van de Aarde het geval en is een normale dynamische eindevolutie voor een maan die zich gedurende lange tijd in een stabiele baan rond zijn planeet bevindt. Getijdekrachten veroorzaken interne wrijving waarbij rotatie-energie wordt omgezet in interne warmte. Een maan gaat zich verder van zijn planeet af bewegen en de aswentelingsperiode benadert steeds meer de omwentelingsperiode.
Atmosfeer
De atmosfeer van Titan is immens, die in de hogere lagen, dynamisch gezien, op die van Venus lijkt. Net als bij Venus roteren deze winden ook sneller rond de planeet dan de eigen rotatie. Dit noemt men een super-roterende atmosfeer. De samenstelling van deze atmosfeer (98.4% stikstof en 1.6% methaan in de stratosfeer; 95% stikstof en 5% methaan aan het oppervlak) doet aan de Aardse oeratmosfeer met weinig vrije zuurstof denken. Er zijn ook veel complexe organische moleculen en nitrilen (ook gekend onder de verzamelnaam tholins, een woord dat voor het eerst door Carl Sagan werd gebruikt) op Titan, die gevormd worden door de interactie van de zonnewind en de UV-straling van de Zon met het methaan en de stikstof in de bovenste atmosfeerlagen.
Ethaan-moleculen worden het meest gegenereerd. Deze productie van ethaan, (complexe) organische moleculen en nitrilen, genereert een dikke "smog"-laag hoog in de atmosfeer, die Titan haar karakteristieke oranje kleur geeft. Deze laag maakt het oppervlak van Titan permanent onzichtbaar vanuit de ruimte, in golflengten van zichtbaar licht. Dankzij Cassini (isotopenonderzoek) weet men dat de stikstof in de atmosfeer afkomstig is van ammoniak uit het inwendige. De waterstof-deeltjes (ionen, moleculen, etc.) die bij deze reactie vrijkomen zijn ofwel gebruikt in andere scheikundige reacties, ontsnapt van Titan of zitten nog op grote afstand van Titan als een waterstofwolk erom heen. Een aantal van deze ionen hebben zich verspreid over de volledige Titanbaan rond Saturnus.
Eén van de grote raadsels van Titan is waarom er nog steeds na 4.6 miljard jaar (de leeftijd van Titan) zijn smog-laag bestaat. Methaan reageert immers na miljoenen jaren op die manier weg uit de atmosfeer door tezamen met stikstof deze complexe verbindingen aan te gaan (bovendien sneeuwen de smog-deeltjes uiteindelijk neer). Er moet dus een bron van methaan bestaan ofwel op het oppervlak, ofwel ondergronds. Vroeger dacht men dat een groot deel van het Titanoppervlak oceaan was (of zelfs het volledige oppervlak). Dit blijkt nu duidelijk niet het geval te zijn.
Daarmee lijkt de bron van methaan definitief ondergronds te zijn. Vulkanen, methaanbronnen of zelfs hoge geysers (door de lage zwaartekracht) kunnen het mechanisme zijn dat methaan vrijmaakt uit de ondergrond. Methaan zou chemisch/fysisch met waterijs kunnen gebonden zijn of ook als vrije vloeistof kunnen voorkomen in een poreuze ijskorst of een ijskorst met spleten en grotten. Een andere, méér fantastische mogelijkheid is (zie verder), dat het methaan vrijkomt door het metabolisme van organismen in de inwendige water/ammoniak oceaan.
Omdat Titan zo ver van de Zon verwijderd is, is het er ook zeer koud, gemiddeld -179?C. Toch heeft deze maan veel weg van de Aarde, hoewel methaan hier de plaats inneemt van het water op Aarde. Zo worden er geregeld methaanwolken, zowel cumulus-wolken als stratus-wolken gevormd, en regent het er af en toe "hevig" (methaan-onweer) op die plaatsen waar de zon loodrecht op een gegeven moment op de atmosfeer schijnt.
Wolken vormen zich ook bij actieve vulkanen en bij bergketens, net als op Aarde. Lichte motregen is wijd verspreid. De temperatuur aan het oppervlak is de resulterende temperatuur van het thermisch evenwicht met de zonnestraling, plus een temperatuurstoename door een broeikaseffect, veroorzaakt door het methaan in de atmosfeer, plus een anti-broeikaseffect veroorzaakt door het koelend effect van de smoglaag (reflecteert het zonlicht weg van het oppervlak naar de ruimte toe).
Op de noordpool valt er veel regen (vermoedelijk ethaan of methaan) wanneer het winter is op het noordelijk halfrond van Titan. Wanneer de seizoenen wisselen is de zuidpool aan de beurt. Deze regens voeden de waargenomen vloeibare methaan/ethaan?-meren/zeeën aan de polen die tijdens lokale winters veel voorkomen. Boven de winterpool bevindt zich een uitgestrekte wolk in de stratosfeer die veel ethaan (waargenomen !) (naast andere organische moleculen/aerosolen) bevat. Ook rond de zomerpool zijn er veel wolken, onweer komt er veel voor.
Ethaan (vloeibaar bij Titan oppervlaktedruk en temperatuur) wordt het meest gevormd, waarom zijn er dan geen oceanen van vloeibaar ethaan op het oppervlak zoals v??r Cassini-Huygens werd gedacht? De reden is dat het ethaan fysisch neerslaat en zich hecht aan de organische aeresolen die voortdurend overal op Titan neersneeuwen en die de donkere gebieden op het oppervlak (zie verder) hun karakteristieke bodemsamenstelling geven. Maar er is voldoende vloeibaar ethaan (en methaan ... ) beschikbaar om op de winterpool, meren en zelfs een paar zeeën te vormen.
Andere belangrijke atmosferische producten, naast ethaan, uit de smoglaag zijn acetyleen (vast), propaan (vloeibaar) en waterstofcyanide (vast).
De lagere zwaartekracht dan de aardse zorgt ervoor dat de hoeveelheid gas die nodig is, om een druk op het oppervlak te genereren die 1.5 keer zo hoog is als die van de Aarde, tien maal hoger is dan de hoeveelheid gas per eenheid van oppervlakte op Aarde.
De relatieve atmosferische vochtigheid (van methaan !) bedroeg op de Huygens-landingsplek 50%.
Oppervlak
Cassini/Huygens heeft op het oppervlak van Titan met behulp van radar en infrarood-observaties en in zichtbaar licht de volgende structuren waargenomen: meren (met vloeistof maar ook uitgedroogde) [6" src=", minstens één zee (ter grootte van de Kaspische Zee op Aarde), rivieren, cryo-lavastromen, vulkanen, vulkanische thermische bronnen (met geysers ?), inslagkraters, grote vlakten, mogelijke bergketens, immense duinengebieden/velden van organisch(tholin)-waterijs "zand", "heldere vlekken (door een andere chemische samenstelling ?)", "donkere vlekken ("kleine" geïsoleerde natte gebieden)". Inslagkraters komen in verhouding erg weinig voor, dus moeten er processen (naast de dichte atmosfeer) op het oppervlak aanwezig zijn die kraters uitwissen, zoals erosie en cryovulkanisme.
Op planetaire schaal komen er ruwweg twee soorten gebieden voor:
1. Natte/vochtige gebieden/streken/oppervlakten, bedekt met donker-gekleurde materie, bestaande uit nat (door vloeibaar methaan) ijs-"zand" of modder, samengeklonterd met "tholins" (gele en zwarte organische polymeren en complexe moleculen+ethaan), en losse brokken vuil "ijs". In dit soort terrein maar droger bevinden zich de duinenvelden, vooral rond de evenaar.
De Huygens-ruimtesonde is geland in zo een donker gekleurd, nat gebied. Deze gebieden zijn lager gelegen dan de lichte gebieden.
2. Hogergelegen lichte gebieden/streken/oppervlakten van licht bevuild, donkerrood gekleurd (door organisch materiaal) solied waterijs en ammoniakijs, schoongespoeld van tholins door methaanregen.
Iemand die op het oppervlak staat, ziet de hemel en het volledige landschap in een oranje schijn. De Zon is enkel zichtbaar, als een heldere, bijna puntvormige lichtbron, wanneer ze hoog aan de hemel staat. Indien ze niet dicht bij het zenit staat, onttrekt de oranje nevel ze aan het zicht. De hoeveelheid licht op het oppervlak overdag, is te vergelijken met de hoeveelheid op Aarde, 10 minuten na zonsondergang.
Kans op leven en betekenis van Titan voor de astrobiologie
Voor het ontstaan en de evolutie van levensvormen zijn drie voorwaarden noodzakelijk:
1. Aanwezigheid van energie (b.v. zonlicht, planetaire warmte (thermische energie), chemische energie, blikseminslagen, etc.)
2. Aanwezigheid van organische moleculen (gebaseerd op Koolstof) of aanwezigheid van verbindingen met Silicium, dat ook 4 vrije electronen heeft in de buitenste elektronenschil.
3. Aanwezigheid van vloeistoffen (water is de basisvloeistof op Aarde, andere goede kandidaten zijn b.v. ammoniak)
Op Titan zijn deze drie essentiele voorwaarden vervuld.
Energie is vooral aanwezig als thermische warmte (vulkanisme), als chemische energie en energie die vrijkomt bij interactie met de kosmische straling die door de atmosfeer het oppervlak bereikt. Zonnestraling speelt nauwelijks een rol omdat het zonnelicht op het Titanoppervlak duizend maal zwakker is (door de dichte atmosfeer/wolken/smog en de grotere afstand tot de Zon) dan het licht dat op het aardoppervlak valt.
Water en ammoniak in vloeibare vorm komen op het Titanoppervlak enkel tijdelijk voor: bij grote meteoorinslagen en in vulkanische zones, (en ook in een uitgestrekte ondergrondse oceaan). Toch is dit voldoende om interessante reacties te laten plaatsvinden op het oppervlak met de organische moleculen (koolwaterstoffen), nitrilen en polymeren, waarmee het volledig oppervlak bezaaid is (deze moleculen en aerosolen sneeuwen en regenen continu uit de hemel vanuit de wolken en de planetaire smoglaag), en om op die manier aminozuren te vormen. Aminozuren zijn de basisbouwstenen van alle leven op Aarde. Titan is bijgevolg belangrijk voor de astrobiologie omdat het één groot laboratorium is van (pre)-biotische chemie.
Bovendien zijn er meren en rivieren van vermoedelijk vloeibaar methaan en ethaan en in zulke vloeistoffen zou leven, gebaseerd op Silicium misschien mogelijk zijn (zie hiervoor ook het boek van Peter Ward).
Nadelig is de lage temperatuur die reacties relatief traag laten verlopen. Maar er was voldoende tijd over de leeftijd van het Zonnestelsel om zeer interessante complexe moleculen en misschien leven te creëren. En bovendien kunnen reacties versneld worden door katalysatoren. Enkel toekomstige ruimtesondes kunnen een antwoord verschaffen.
Sommige wetenschappers denken zelfs dat in de inwendige oceaan van water en ammoniak mogelijk leven aanwezig is, of in grotten, spleten, in contact met deze oceaan of met het oppervlak [10" src=".
A.D. Fortes en andere autheurs gaan zelfs zover te stellen dat het mogelijk is dat de huidige atmosfeer (overwegend stikstof en methaan) volledig wordt veroorzaakt door biologische processen, d.w.z. door uitademing van deze gassen door (micro-)organismen in de inwendige oceaan of zelfs door leven op het oppervlak. Alleen nieuw onderzoek na Cassini-Huygens door een toekomstige ruimtemissie kan hier uitsluitsel geven. Gedetailleerde analyse van stalen van cryo-lavastromen (zou organismen kunnen bevatten uit de inwendige oceaan), nabij vulkanische gebieden, in inslagkraters of van de oppervlakte meren/zeeën zou het definitieve antwoord kunnen verschaffen.
Er zijn vermoedelijk erg veel objecten van het type "Titan" in het heelal. Als er leven is, is dat uiteraard erg belangrijk, maar ook als er geen leven is heeft dat een grote betekenis. Het betekent dat we nog iets niets weten over wat er nodig is om leven te laten ontstaan en evolueren. Mocht leven gebaseerd op (water)/ammoniak gevonden worden of leven gebaseerd of Silicium, dan toont dit aan dat een andere architectuur dan de aardse levensarchitectuur (koolstof+water) in het heelal voorkomt.
Onderzoek met behulp van ruimtesondes
Titan werd in het verleden bezocht door de ruimtesonde Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980) en Voyager 2 (1981).
De Amerikaans-Europese ruimtesonde Cassini, die in 1997 werd gelanceerd en op 1 juli 2004 in een baan om Saturnus gekomen is, had een kleinere sonde Huygens aan boord, die op 14 januari 2005 geland is op een plek op het zuidelijk halfrond van Titan, dichtbij de evenaar.
Op 3 juli 2004 keek de Cassini-ruimtesonde met een speciale infraroodcamera voor het eerst door het wolkendek van Titan. Hierop waren sinusoïde lijnen te zien die een hint gaven van aanwezige rivieren. Pas na de eerste radaropnamen kon ook daadwerkelijk bevestigd worden dat er rivierdalen bestaan op Titan.
Op 22 juli 2006 deed de Cassini-ruimtesonde een speciale ontdekking op Titan, men bleek foto's te hebben gemaakt van meren. Enkele van deze opnamen lieten zelfs rivierbeddingen zien die uitmonden in deze meren. De meren zijn bijna zeker gevuld met methaan en/of ethaan, op Aarde in gas vorm maar door de extreme koude op Titan in vloeibare vorm.
Cassini gaat bijna 20% van het oppervlak met radar in kaart brengen en het volledige oppervlak in het infrarood. Als de missie met 4 jaar verlengd wordt, zal bijna 40% met radar in kaart kunnen gebracht worden.
Zoals in de inleiding gezegd, werd Titan op 25 maart 1655 ontdekt door de Nederlander Christiaan Huygens. De naar hem vernoemde Huygens-sonde van de ESA landde op 14 januari 2005 op het oppervlak van Titan. Tijdens de afdaling en direct na de landing nam deze sonde foto's, de eerste close-ups van Titan's oppervlak.
Toekomstige exploratie
Zowel in Europa (ESA, universiteiten, bedrijven en onderzoeksinstellingen) als in de Verenigde Staten (NASA, bedrijven, universiteiten, onderzoeksinstellingen) wordt veel nagedacht/studiewerk verricht over opvolgers voor Cassini-Huygens. Goede kandidaten zowel technisch als wetenschappelijk gezien zijn een helikopter of een zeppelin/luchtschip-missie, waarbij verschillende interessante plaatsen op het oppervlak nader bestudeerd kunnen worden of resp. grote gebieden kunnen bestreken worden. Bij NASA en ESA wordt er nu ook gedacht aan een ballon-missie die technisch eenvoudiger (en dus goedkoper is) te verwezelijken is. Een atmosferische ballon-missie heeft echter minder verkenningsmogelijkheden dan een zeppelin of een helikopter. Deze missie-koncepten zijn in studie-fase, ze zijn niet goedgekeurd voor implementatie en het kan decennia lang duren voor de mensheid teruggaat naar Titan met onbemande planetaire sondes.
Door Bert Carrein | Geplaatst op 2007-01-01 | Laatst gewijzigd op 2007-12-08
| Bekijk reacties (0) |
| Er werden nog geen reacties toegevoegd. |
Om reacties te plaatsen is het aangewezen om zich te registreren en in te loggen.
