Gatavojoties Cassini vizītei uz Saturna mēness Titānu, pētnieki gaidīja, ka vieta tiks saskalta etānā - metāna sadalīšanās blakusproduktā. Iespējams, ka šis mākonis vasarā līst etānā un pēc tam ziemā kondensējas ap polu, uzkrājoties kā ledus.
Cassini's vizuālā un infrasarkanā kartēšanas spektrometrs (VIMS) ir atklājis, kas, šķiet, ir masīvs etāna mākonis, kas apņem Titāna ziemeļpolu. Mākonis, iespējams, snigt etāna sniegpārslas metāna ezeros zemāk.
Mākonis var būt pavediens, kas nepieciešams mīklas risināšanā, un tas ir mulsinājis zinātniekus, kuri līdz šim ir redzējuši maz pierādījumu par etāna mākoņu plīvuru un virsmas šķidrumu sākotnēji uzskatīto par pietiekami plašu, lai aptvertu visu Titāna virsmu ar 300 metru dziļu okeānu. .
Pirms Cassini-Huygens misija sāka apmeklēt Titānu 2004. gadā, “Mēs gaidījām, ka Saturna milzu mēness Titāna virsmā redzēsim daudz etāna - plašus etāna mākoņus visos platuma grādos un plašās jūrās”, sacīja Arizonas Universitātes planētu zinātniece Kaitlīna Grifita.
Tas ir tāpēc, ka saules ultravioletā gaisma neatgriezeniski sadala metānu Titāna galvenokārt slāpekļa atmosfērā. Etāns ir vispievilcīgākais blakusprodukts, kad metāns sadalās. Ja metāns ir bijis atmosfēras sastāvdaļa visā Titāna 4,5 miljardu gadu dzīves laikā - un nebija pamata aizdomām, ka tā nav - lielais mēness tiks aizskalots ar etāna jūrām, teorētiski noteica zinātnieki.
NASA kosmosa kuģa Cassini radars pagājušā gada 22. jūlijā lidmašīnā atrada ezerus Titāna ziemeļu ziemeļu platuma grādos. Tomēr “Mēs tagad zinām, ka Titāna virsmā lielākoties nav ezeru un okeānu,” sacīja Grifita. Viņa ir UA bāzētās Cassini VIMS komandas locekle, kuru vada profesors Roberts Brauns no UA’s Lunar un Planetary Lab.
Trūkstošais etāns ir vēl noslēpumaināks, jo Cassini attēli liecina, ka citi mazāk bagātīgi cietie nogulsnes no fotoķīmiskajām reakcijām Titāna atmosfērā ir izveidojuši kāpas un pārklājuši krāterus uz tā virsmas, sacīja Grifits.
Pirmoreiz VIMS atklāja Titāna plašo polārā etāna mākoni, kad tas pārbaudīja Titāna augstos ziemeļu platuma grādus Cassini flybys 2004. gada decembrī, 2005. gada augustā un 2005. gada septembrī.
VIMS Titāna polārā loka malā no 51 līdz 69 grādiem uz ziemeļu platumu atklāja cirkšņu mākoni kā spilgtu joslu augstumā no 30 km līdz 60 km. VIMS redzēja tikai daļu no mākoņa, jo lielākā daļa ziemeļu polāro reģionu atrodas ziemas ēnā un līdz 2010. gadam netiks pilnībā apgaismoti, atzīmēja Grifita.
"Mūsu novērojumi nozīmē, ka etāna virsmas nogulsnes jāatrod tieši pie poliem, nevis globāli jāsadala pa Titāna disku, kā tika pieņemts iepriekš," sacīja Grifita. "Tas daļēji var izskaidrot šķidru etāna okeānu un mākoņu trūkumu Titāna vidējā un apakšējā platuma grādos."
“Mēs domājam, ka etānā līst vai, ja temperatūra ir pietiekami vēsa, šobrīd snigs uz ziemeļpola. Kad gadalaiki mainās, mēs sagaidām, ka ziemā ziemā etilēns kondensējas pie dienvidu pola, ”sacīja Grifits. Ja polārie apstākļi ir tik vēsi, kā teikts prognozēs, etāns varētu uzkrāties kā polārais ledus.
Etāns izšķīst metānā, kas, pēc zinātnieku prognozēm, vēsajā ziemā līst no atmosfēras ziemeļpolā. “Polāro ziemu laikā mēs sagaidām, ka zemienes šūpina metāna ezerus, kas ir bagāti ar etānu,” atzīmēja Grifits. "Varbūt šie ir ezeri, kurus nesen attēlojis Cassini."
Ja etāns tiktu ražots pēc šodienas ātruma visā Titāna dzīves laikā, virs poliem būtu izgulsnējušies divi kilometri etāna. Bet tas šķiet maz ticams, sacīja Grifita.
Zinātniekiem nav tiešu pierādījumu par etāna ledus polārajiem vāciņiem. Titāna ziemeļpols atrodas ziemas tumsā, un Cassini kameras to vēl nav redzējušas atstarotā gaismā. Kašini fotokameras ir attēlojušas Titāna dienvidu polu. "Šajos attēlos redzamā morfoloģija neliecina par divu kilometru polāro ledus vāciņu, bet attēliem ir raksturīgas plūsmas pazīmes," sacīja Grifita.
"Tuvākajos mēnešos mēs sāksim darīt vairāk polāro caurlaidību," viņa piebilda. "Līdz nākamā gada beigām Cassini būs reģistrējis pirmo Titāna polārās temperatūras profilu, kas mums pateiks, cik auksti ir pie staba."
Grifits ir pirmais autors rakstam “Pierādījumi par polārā etāna mākoni uz Titāna”, kas publicēts pašreizējā Science (15. septembrī) numurā. Līdzautori ir Paulo Pinteado un VIMS komandas vadītājs Roberts Brauns no UA un pētnieki no Francijas, reaktīvo dzinēju laboratorijas Pasadenā, Kalifornijā, ASV Ģeoloģijas dienesta, Kornela universitātes, NASA Ames pētniecības centra, Portugāles un Vācijas.
Grifits, Pinteado un Roberts Kursinski no UA iepriekš sadarbojās tūkstoš jūdžu garuma metāna mākoņu izpētē, kas dienvidu platuma grādos savieno Titānu. Analizējot VIMS attēlus, viņi secināja, ka šie ļoti lokalizētie, konvekcionālie mākoņi, kas sastāv no metāna, rodas vasaras karsēšanas dēļ, līdzīgi kā uz Zemes veidojas pērkona negaiss.
VIMS instruments ir attēlveidošanas spektrometrs, kas rada īpašu datu kopu, ko sauc par attēla kubu. Tas uzņem objekta attēlu daudzās krāsās vienlaicīgi. Parasta videokamera uzņem attēlus trīs galvenajās krāsās (sarkanā, zaļā un zilā krāsā) un apvieno tos, lai iegūtu attēlus, kurus redz cilvēka acs. VIMS instruments fotografē 352 atsevišķos viļņu garumos vai krāsās, pārklājot krāsu jomu, kas tālu pārsniedz cilvēkiem redzamo. Visi materiāli gaismu atspoguļo unikālā veidā. Tātad jebkura elementa vai savienojuma molekulas var identificēt pēc viļņu garumiem, ko tās atspoguļo vai absorbē, pēc to “paraksta” spektra.
Cassini-Huygens misija ir NASA, Eiropas Kosmosa aģentūras un Itālijas Kosmosa aģentūras sadarbības projekts. Jet Propulsion Laboratory, Kalifornijas Tehnoloģiju institūta nodaļa Pasadenā, Kalifornijā, pārvalda NASA Zinātniskās misijas direktorāta misiju Vašingtonā, D. C. Cassini orbiters un tā divas borta kameras tika projektētas, izstrādātas un samontētas JPL. Vizuālā un infrasarkanā kartēšanas spektrometra komanda atrodas Arizonas Universitātē Tuksonā.
Oriģinālais avots: Arizonas Universitātes jaunumu izlaidums
