Spalvotas „Titan“ ir „Dione“ kompozitas, pagamintas iš „Cassini“ atvaizdų, įsigytų 2011 m. Gegužės mėn.
Ilgai buvo spėliojama, kad Saturno mėnulio titanas gali aptikti globalų požeminį vandenyną, esantį apledėjusioje plutoje, remiantis NASA erdvėlaivio „Cassini“ sukimosi ir orbitos matavimais. Titano tankis ir forma rodo, kad vidinis sluoksnis yra povandeninis - požeminis vandenynas - galbūt sudarytas iš vandens, sumaišyto su amoniaku, derinys, kuris padėtų paaiškinti pastovų metano kiekį, esantį jo tirštoje atmosferoje.
Toliau Stanfordo universiteto komandos atlikta Cassini gravitacijos matavimų analizė parodė, kad Titano ledo sluoksnis yra storesnis ir mažiau vienodas, nei iš pradžių buvo įvertinta, o tai rodo sudėtingesnę vidinę struktūrą ir stipresnį išorinį jo šilumos poveikį.
Anksčiau buvo manoma, kad skystas Titano požeminis vandenynas yra 100 km (62 mylių) storio apylinkėse, esančiose tarp akmeninės šerdies žemiau ir ledinio apvalkalo. Tai buvo paremta Titano elgesiu jo orbitoje arba, tiksliau, tuo, kaip Titano forma keičiasi jo orbitos metu, matuojant Cassini radaro prietaisu.
Kadangi Titano 16 dienų orbita nėra visiškai žiedinė, Mėnulis tam tikruose taškuose patiria stipresnį gravitacinį trauką iš Saturno nei kituose. Dėl to jis išlygintas ties poliais ir nuolat keičiasi savo forma - tai efektas, vadinamas potvynio lenkimu. Kartu su radioaktyviųjų medžiagų skilimu jo šerdyje, šis lankstumas generuoja vidinę šilumą, padedančią išlaikyti požeminį vandenyno skystį.
Stanfordo universiteto tyrėjų komanda, vadovaujama geofizikos ir elektrotechnikos profesoriaus Howardo Zebkerio, pasinaudojo naujausiais „Cassini“ Titano topografijos ir gravitacijos matavimais, kad nustatytų, ar ledinis sluoksnis tarp Mėnulio paviršiaus ir vandenyno yra dvigubai storesnis nei manyta anksčiau. - ir ties pusiauju jis žymiai storesnis nei ties poliais.
„Mūsų gaunamas Titano paveikslas turi apledėjusį, akmenuotą šerdį, kurio spindulys yra šiek tiek daugiau nei 2000 kilometrų, vandenyną, kurio storis yra 225–300 kilometrų, o ledo sluoksnį, kuris yra 200 kilometrų storio“, - sakė Zebkeris.
Skirtingas Titano ledo sluoksnio storis reikštų, kad radioaktyviųjų medžiagų skilimas Titano šerdyje generuoja mažiau šilumos, nes tokio tipo šiluma visame pasaulyje būtų daugiau ar mažiau vienoda. Vietoj to, potvynio atoslūgis, atsirandantis dėl gravitacijos sąveikos su Saturnu ir kaimyniniais mažesniaisiais mėnuliais, turi vaidinti didesnį vaidmenį kaitinant Titano vidų.
Skaitykite daugiau: „Titano potvyniai“ rodo požeminę jūrą
„Cassini“ atlikdamas naujus Titano sunkio jėgos matavimus, Zebkeris ir jo komanda apskaičiavo, kad ledinis sluoksnis žemiau Titano išlygintų polių yra 3000 metrų (apie 1,8 mylios) plonesnis už vidutinį, o pusiaujo metu - 3000 metrų storesnis nei vidutiniškai. Derinant su Mėnulio paviršiaus ypatybėmis, vidutinis ledo sluoksnio storis visame pasaulyje tampa panašus į 200 km, o ne į 100.
Manoma, kad plonesnio ledo priežastis yra šiluma, susidaranti atoslūgio metu - tai labiau jaučiama ties poliais. Plonesnis ledas reikštų, kad po poliais yra daugiau skysto vandens, kuris yra tankesnis ir tokiu būdu sukeltų stipresnį gravitacinį trauką… būtent tai, kas buvo nustatyta Cassini matavimuose.
Rezultatai buvo paskelbti antradienį, gruodžio 4 d., AGU suvažiavime San Franciske. Skaitykite daugiau Stanfordo universiteto naujienų puslapyje.
