„A Titán a kulcs az összes többi bolygóhoz" Arthur C. Clarke (1975)32
A Titán az utolsó nagy hold, melynek felszínét - átlátszatlan, narancsszínû légköre miatt - még nem ismerjük. Szinte semmit sem tudunk felszíni viszonyairól, kráterezettségéről, tektonizmusáról, vulkanizmusáról, esetleges erózió hatására képződött üledékes kőzeteiről. Nem tudjuk, hogy légkörének milyen a cirkulációja, van-e aktív időjárása. Ezekre a kérdésekre is keresi a választ a Cassini-Huygens szondapár, mely 2004-ben éri el a Szaturnusz rendszerét. Magyar részről a KFKI a plazmakörnyezet vizsgálatával kapcsolódik be a tudományos programba.
A ködbe burkolózó világok mindig is élénken foglalkoztatták az ember fantáziáját. A Titán, a Szaturnusz legnagyobb ,majd' Mars méretû holdja 1655-ös felfedezése óta őrzi titkát. A felszínt elfedő szmogos légkör persze még nem lenne elég ahhoz, hogy a kutatók szemében a Titánt a Naprendszer (egyik) „legérdekesebb" égitestjévé tegye. Könnyen lehet, hogy felhőtakarója alatt szénhidrogén-óceán hullámzik, légköre pedig hasonlít arra az atmoszférára, melyben a Földön az élet kialakult. Aködfal mögé most több módszerrel is megpróbálunk bepillantani: a Hubble-ûrtávcső infravörös tartományban már elkészítette az első térképet a tőle 1,4 milliárd km-re levő felszínről. Ez a Titánra 2004-ben leszálló Huygens szonda leszállóhelyének kijelöléséhez is szükséges volt. AHuygens leszállóhelye környezetéről képeket fog készíteni, melyeket hordozóhajójának, a Szaturnusz körül keringő Cassini ûrszondának továbbít majd, mialatt a Cassini radarral tapogatja le a felszínt.
1. ábra. A Titán albedotérképe
„A Titánról felülmúlhatatlan kilátás nyílik a Naprendszer legdöbbenetesebben gyönyörûséges jelenségére, a Szaturnusz gyûrûire. A Titánon a gyûrûket Rumfoord-szivárványnak nevezik." (Kurt Vonnegut, 1959)1
A Titán felfedezése
Christian Huygens 1655-ben 50-szeres nagyítású teleszkópjával fedezte fel a Titánt. Azelőtt a holdak közül csak a Galilei által 45 évvel korábban felfedezett négy Jupiter-holdat ismerték. A Szaturnusz kísérőit William Herschel fia, John Herschel nevezte el 1847- ben, a görög mitológia titánjairól (Kronosz, azaz Szaturnusz testvéreiről), kivéve a Titánt, mely a mitikus óriások összefoglaló nevét kapta, nem véletlenül: sokáig azt hitték, hogy ez a legnagyobb hold (ami, ha a légkört is beszámítjuk, igaz is). A Szaturnusz-holdak közül messze a legnagyobb, a Ganymedesz sugaránál is csak 60 km-rel kisebb (2575 km).
A Titán Voyager-1-et eltérítő gravitációs hatásából állapították meg először pontosan a hold tömegét, rádiós okkultációs mérésekből pedig pontos átmérőjét. Ezek alapján a Titán összetétele 52:48 (szilikát)kőzet:jég arányú, és ammóniát is tartalmaz. Lehetséges, hogy szerkezete szilikátmaggá és vízammónia(- metán) (jég)kéreggé differenciálódott. Az ammónia fagyásgátlóként mûködve nem engedi, hogy a kéreg teljesen megszilárduljon.3
Titáni szelekA légkör
„A Titán légköre olyan, mint egy földi pékség hátsó ajtaja előtti légkör egy tavaszi reggelen" (Kurt Vonnegut, 1959)1
A Titán az egyetlen jelentős légkörrel rendelkező hold a Naprendszerben. Légkörének tanulmányozása már a Voyager-1 ûrszondának is kiemelten fontos - és utolsó - feladata volt. Az ûrszonda 1980. november 12-én olyan pályáról tanulmányozta a Titánt, hogy a Föld felé nézve (okkultáció) az általa küldött rádióhullámok keresztezzék légkörét, másrészt a Nappal ellentétes oldalról (az árnyékos részen átsuhanva), ellenfényben is vizsgálhassa.2 Ekkor mutatták ki a nitrogén jelenlétét.3 Ez a manőver azonban a Voyager-1 feladatának végét jelentette, mert a 4000 km-es megközelítés után „kipenderült" a Naprendszer síkjából. Ekkor még a kutatók remélték, hogy a felhő- takaró néhány helyen legalább annyira felszakadozik, hogy a felszín láthatóvá váljon.4 A kiváló minőségû, 2 km/pixel felbontású képek azonban csak az átlátszatlan légkört mutatták. A 600 km mély, narancsszínû légkörben ugyanis átlátszatlan fotokémiai szmog (füstköd) alakult ki a napfény hatására. Így aztán a hold felszínéről - ahol a légnyomás a földi másfélszerese - a napkorong - vagy a Szaturnusz sosem látható.
A modellek szerint a mindent elfedő szmog kb. 300 km magasságban koncentrálódik, alatta valószínûleg tisztább a légkör. Míg a földi felhők 2-6 km magasan vannak, a titáni fő felhőréteg magassága 125 km. A metán kicsapódási pontja kb. 40 km magasságban van, itt tehát egy második, metánfelhőrétegre számíthatunk.4 A narancsszínt néhány, kis mennyiségben jelen levő összetevő okozza. A légkörmagasság függvényében felrajzolt hőmérsékleti görbéje a földihez hasonló: a felszín melegebb (94 K), mint a 42 km-en található tropopauza (70 K).
A Titánon üvegházhatás mûködik, melyet elsősorban a metán tart fenn. A metán azonban idővel fokozatosan - visszafordíthatatlan kémiai reakciók során - elbomlik, és ha nem termelődik újjá, az üvegházhatás megszûnik, a légkör lehûl és elvékonyodik. Hogy ilyen ciklus valóban létezik-e, arra a Huygens-szonda a felszín fényképezésével adhat választ. Olyan jeleket, pl. krátereket keres, melyek egy korábbi, vékonyabb légkörre utalnak.
„Egy világ amely alig nagyobb a Föld légkör nélküli holdjánál, hogyan képes megtartani a légkört, ráadásul olyat, amely bővelkedik hidrogénben, a legkönnyebb gázban?" (Arthur C. Clarke, 1975)32
A Titán színképében a metán elnyelési sávját Kuiper fedezte fel 1944-ben. Õ azonban ekkor a Titán narancsszínét a Marséhoz hasonlóan a felszín színének tulajdonította. Csak a hatvanas-hetvenes évekre vált világossá, hogy a narancsszín a légköré. Carl Sagan 1971-ben vetette fel először, hogy a felhőréteget bonyolult szerves (szénalapú) molekulák alkotják. Ezután számos laborkísérletben igyekeztek reprodukálni a titáni légkört. Az eredményként kapott narancs-barna polimereket a görög zavaros, sáros szó után tholinnak nevezik.
Bár már többen6 a Voyager előtt is gondoltak N2 jelenlétére a légkörben, csak a Voyager- megfigyelések után vették komolyan a nitrogén légköri szerepét.4 A Voyager-1 ultraibolya és infravörös spektrométerének mérései alapján megállapítható volt, hogy a légkör fő alkotóeleme nem metán, hanem - a földi légkörhöz hasonlóan - a nitrogén (85-90%)! Második legfontosabb alkotóeleme a 3-6%-nyi metán4. AVoyager adatai alapján H2 (0,1-0,4%) és további szerves vegyületek (szénhidrogének) - C2H6 (etán), C3H8 (propán), acetilén (C2H2), hidrogéncianid (HCN) - jelenlétét is felfedezték, melyek a napsugárzás és a Szatunusz mágneses teréből származó elektronok hatására keletkeztek. A metán a Nap ultraibolya sugárzása hatására a mezoszférában CH2- és H2-re bomlik. Előbbi ezután más szénhidrogénekké alakul, miközben a H2 elszökik a légkörből. A folyamat megfordíthatatlan, így a metán ma megfigyelhető mennyiségének a Voyagerek mérése alapján alig 28 millió7 év alatt el kell tûnnie. A végtermék az etán, mely ellenáll az ultraibolya sugárzásnak, és a légkörből hamar kicsapódik a tropopauzában. Ezután a felszínen folyadékként - metánnal és nitrogénnal együtt - oldat formájában felhalmozódik.
Nem tudjuk, honnan kap (ha kap) és milyen gyakran (vagy állandóan) utánpótlást a légköri metán. Az egyik lehetséges forrás a felszínen felhalmozódott etán-metán tengerek párolgása, mely a földi vízkörforgáshoz hasonlóan táplálná a légkört. Lehetséges, hogy a vízjégkéregben metán van fogva tartva a víz szerkezetében (ún. metánklatrát). Lehetséges vulkanikus eredet is. Ametán forrásának megtalálása kulcsprobléma a Titán megértésében.
1997 decemberében az ESA (Európai Ûrügynökség) infravörös távcsövével (Infrared Space Observatory) vízgőz jelenlétére utaló jeleket találtak francia kutatók.8 Az időközben ugyancsak megtalált szén-monoxid és szén-dioxid (és különösképpen a víz) valószínûleg vagy vulkáni kigőzölgések, vagy üstökösdarabok becsapódása révén keletkezik.
A légkör fő részét alkotó nitrogén úgy keletkezhetett, hogy az eredeti (esetleg óceánként felhalmozódó) ammóniát (NH3) a Nap ultraibolya sugárzása (fotolízissel) nitrogénre és hidrogénre bontotta, melyből a nehezebb nitrogén megmaradt, a könnyebb hidrogén elszökött. De nem zárható ki a primordiális (eredeti) nitrogén sem, mely a Szaturnusz körüli ősfelhőből származhat.
A felső légkör - ahol 100 km/s sebességû futóáramok találhatók - 26 óra alatt tesz meg egy fordulatot, míg a felszín 16 nap alatt. A troposzférában azonban alacsony a hőmérséklet- különbség (pár fok), így itt szélcsendre (max. 1m/s) számíthatunk. Elképzelhető évszakos vagy állandó szelek jelenléte is.
Hogy merre fújnak a szelek a légkörben és milyen erősen, nem egyszerûen elméleti probléma, mert ez határozza meg, hogy hol és milyen gyorsan lesz képes a leszálló Huygens- szonda elérni a felszínt, és ennek függvényében mennyi ideje lesz még leszállás után a Cassini keringő egységgel kapcsolatban maradnia. A tervek szerint akár 1000 kmt is „félreszállhat" a szonda a szelek szárnyán. Mivel nem ismerjük a szelek irányát sem, könnyen lehet, hogy a szondát ejtőernyője egész másfelé viszi, mint szeretnénk. Ezért a kutatók olyan nyomokat, azaz felhőket keresnek, mellyel a szél iránya és sebessége meghatározható. 9
A felszín kutatása
„A Titánon három tenger van, mindegyik akkora, mint a Földön a Michigan-tó. Mind a három édesvizû, és tiszta, akár a smaragd. " (Kurt Vonnegut, 1959)1 „A légkörben levő metán a hideg zugokban kicsapódik és nagy kiterjedésû ... tavakban gyûlik össze… Ezek felszínén ammóniumból álló jéghegyek és jégtáblák úsznak." (Arthur C. Clarke, 1975)32
A Titán felszínéről az elmúlt húsz év során számos, egymásnak ellentmondó elmélet született. Többségük bizonyosan csak a 2004-es megfigyelési adatok birtokában lesz igazolható vagy cáfolható. De hogyan változott a Titánról alkotott eddigi képünk?
1981: A felszínen több km vastag szerves üledék halmozódott fel, melyek egy része lehet folyékony állapotú is. A Voyager-elrepülés előtt a felszínről viszonylag kevés szó esett. A korai találgatások szerint a légkörben fotolízissel képződött molekulák leülepednek a felszínre, és ott esetleg folyékony állapotban is lehetnek. A felszínen km-nyi vastag szerves üledék található, kátránnyal borítva vagy egyfajta benzinben úszva - vélték4. 1981-ben a Voyagerek segítségével pontosították a légkör összetételét, és a Szaturnusz körüli sugárzási viszonyokat, ezzel pedig a fotolízis mértékét. Ebből kiderült, hogy a légköri metán maximum 50 millió év alatt elbomlik, így valahonnan folyamatosan meg kell újulnia. Honnan?
A titánlégkör részlete
1982: A felszínt globális metánóceán borítja. A kutatók között hamar elterjedt a globális metánóceán mint metánforrás lehetősége. A metán hármaspontja (90,7 K/1,6 bar - ahol mindhárom halmazállapotban is előfordulhat) közel van a felszíni hőmérséklethez (94 K). Az ekkori általános kép szerint a metán a földi vízhez hasonló szerepet tölt be a Titán meteorológiájában (eső, folyók, hó stb.), a metánfelhőkből metáneső hullik. Lehetséges folyók vagy krátertavak jelenléte, hegyeké, melyekbe metánfolyók vágtak völgyeket, így akár metán-vízeséseket is találhatunk…3 A Voyager IRIS adatai szerint a felszínhez egész közel egy igen vastag metánfelhőréteg található10.
v1983: A felszín száraz. A légkör Eshleman számításai szerint nem telített metánnal az egyenlítőnél (ahol a mérések történtek), és mivel az alsó légkör az egész holdon nagyjából azonos hőmérsékletû, valószínûleg máshol sem - következtetett a kutató. Márpedig ha a troposzférában nem csapódik ki a metán, akkor máshol sem, így csapadék híján a felszínnek száraznak kell lennie.
1983-85: Metán helyett etánóceán. Az etin és etán mind fontos termékei a fotolízisnek és metánnal együtt előfordulva alacsonyabb telítettség mellett is létrejöhet a kicsapódás.11 Az etin valószínûleg hó formájában található meg, az etán viszont folyékony és kicsapódhat. Az idők során akár egy 1 km mély etánoldat is felhalmozódhatott a felszínen. A pontos összetétel a szerzők szerint változott: etán, metán, nitrogén, propán is előfordult a keverékben. (Az etán -183 és -89 °C között folyékony; a Titánon a hőmérséklet -180 °C körüli.) Csakhogy az etán-metán(-nitrogén) keverék hármaspontja már 72 K-nél van12, azaz a titánfelszín hőmérsékleténél alacsonyabban.
1986-1996: Újraelemzések, új óceánmodellek. A Voyager adatait újraelemezték (1989-1995), földi megfigyelések nyomán pedig újabb vegyületeket fedeztek fel. Mindezek eredménye az volt, hogy a korábbinál sokkal szélesebb skálán mozogtak a lehetséges felszíni hőmérsékleti és légköri összetételviszonyok. A két határérték: 93,1 K felszíni hőmérséklet esetén: 1,46 atm nyomás, 98% N2, 1,6% metán; illetve 100,6 K felszíni hőmérsékletnél: 1,41 atm nyomás, 62% N2, 21% metán, 17% argon légköri összetétel13. A két határértékhez más-más óceánmodell illeszkedik.14
Ezek szerint a metánszegény, hideg Titánon az óceán 93%-a etán és propán, 7%-a metán, míg a metándús, meleg légkör esetén kb. fordítva. Lényeges eltérés, hogy a hideg titáni óceán kb. 700 m mély lenne, míg a meleg 9 km mély, így ez sokkal hosszabb ideig képes a légkör metántartalmát fenntartani (1 milliárd évig, a 700 m mély óceán 140 millió évével szemben). Az óceánban a légkörben képződött szilárd szénhidrogén-molekulák felhalmozódnak, amíg a telítettség be nem áll; ekkor kicsapódnak és az óceán mélyén üledéket alkotnak.
A szén-monoxidról sokáig úgy hitték, hogy a „benzinóceánban" jéghegyeket alkot, valójában viszont nagyon ritka lehet. Avízjég utáni második leggyakoribb jég az acetilén (etin) lehet.15
1989-1994: Az óceán, ha létezik is, nem lehet globális - az első térkép. 1989-ben egy kísérlet szilárd felszín jelenlétére utalt, ami cáfolt minden korábbi globálisóceán-modellt. A Voyager-2 Neptunusz-megközelítésekor az ûrszondával való kommunikációra használt rádióhullám visszaverődött a Titán felszínéről. A sugárzás intenzitása mintegy tízszerese volt annak, amit egy akár 200 m sekély óceán esetén vártunk volna. A globális óceán lehetőségét ekkor ki lehetett zárni.2
Végül 1994-ben a HST segítségével infravörös hullámhosszon sikerült „belátni" a Titán szmogrétege mögé. A kapott felszíni albedo- értékek többféleképpen értelmezhetők, a piroxén-olivin keveréktől a jég/kőzet elegyen át a szilárd szerves anyagokig, így a helyes válaszra várni kell, amíg leszáll a Huygens. A felszínről készített térkép a földrajzi hosszúság mentén nagy (6-13) albedo-különbséget mutat, egy világosabb folttal („kontinens"). A világos felszín a vezető (a hold menetiránya felé néző), a sötét a követő (a „hátranéző") féltekén van. Lehetséges, hogy a világos területek magasabban fekszenek, vagy más anyaggal borítottak. A Hubble-ûrtávcső 1994 végi (és később a földi Keck-távcső) képei azt látszanak bizonyítani, hogy ha van is óceán, az biztos, hogy nem globális.
2000: Mai elméletek. Az óceán keresése azzal kezdődött, hogy kiderült: a légköri metánnak valahonnan folyamatosan pótlódnia kell. Ma „már" nem tudjuk, van-e egyáltalán óceán vagy tenger a Titánon, vagy az egész felszín száraz. A metánforrás lehetséges származási helyéül számos lehetőség kínálkozik:
1. Az átmeneti állapot elmélete. A ma megfigyelhető metángazdagság csak átmeneti állapot. Normálisan a Titán Triton-szerû, fagyott, légkörtelen, kevés szénhidrogénnel és etánnal. Esetleg mély nitrogénóceánja van. Ez esetben a mai állapotot valamilyen különleges esemény okozta. Ez azonban azt jelenti, hogy a Titán egy különleges és rövid állapotát láthatjuk, ami kevéssé valószínû, de lehetséges.
2. Felszín alatti óceán. E szerint létezhet globális óceán, de nem a felszínen, hanem a regolit (talaj) porózus víztartó rétegeiben, vagy barlangokban, a felszín alatt16. Fortes szerint17 a felszínt jég borítja, alatta található egy 200 km mély ammónia-víz oldatból álló óceán, amelyben akár élet is lehetséges (ellentétben a felszínnel).
3. Vulkánosság. Lehet, hogy metán csak epizodikusan található a légkörben, ahová a köpenyben levő klatrátokból vulkáni kigőzölgések révén kerül.
3. ábra. A Huygens-szonda leszállása a Titánon - fantáziakép
A légkör múltja és jövője
A metánnak, akármilyen nagy készletei is vannak a felszínen vagy alatta, valamikor el kell fogynia. A metánkészlet csökkenésével (etán-metán óceán esetén) fokozatosan nő az óceáni etán aránya, miközben az óceán maga is egyre kisebb lesz. Az etán gyarapodásával a nitrogén kikerül az oldatból és a légkörben a nyomást és a hőmérsékletet növeli18. Ez alapján a Titán korai időszakában az óceánban sokkal több volt a metán és az oldott nitrogén. Mivel a légkör átlátszóbb volt, az üvegházhatás kevésbé mûködött, a felszíni hőmérséklet alacsonyabb lehetett. A 75 K elérése után a N2 kicsapódott, egyenesen a felszínre. A teljes légkör kicsapódásával a Titán a mai Tritonra hasonlíthatott.
Az éghajlatváltozás és a jelenlegi viszonyok modelljei mind több tényezőt vesznek figyelembe. Az új éghajlati modellek19 már az ősi Nap kisebb fényerejét és az üvegházhatást is figyelembe vették.
Ha a metán nem egy állandó tárolóból (óceán) kerül a kezdetektől folyamatosan a légkörbe, hanem pl. epizodikus vulkánkitörések révén, a metánbomlás története a légkör kitisztulásával és a felszíni hőmérséklet csökkenésével folytatódik.24 A nitrogén kondenzálódik, mire a felszín albedója növekszik, amivel a légkör lehûlése csak fokozódik, míg elér egy mai Triton-szerû állapotba. Lehet, hogy ilyen légköri összeomlást már átélt a Titán.
A felszín eróziós folyamataiés színterei
Íme néhány, az eróziót befolyásoló tényező.
Oldódás. Az ammónia úgy oldódik a szénhidrogén- óceánban, mint kalcit a vízben20. A metán párolgása metán-evaporitokat hozhat létre.
Aprózódás. A víz 197 kelvinen 6-os keménységû, így a földi kvarcnak megfelelően is viselkedhet az esetleges folyóvölgyekben. A napi hőingás minimális, így ennek hatására aprózódás nem valószínû.
Eső. A titáni esőcseppeknek nagyon kevés kondenzációs szemcse áll rendelkezésükre, így a földinél nagyobbakra kell nőniük,21 és lehetséges, hogy még így sem érik el a felszínt. Bár esők mindenfelé lehetnek a légkörben, elképzelhető, hogy csak a sarkvidékeken érik el a felszínt - ezért hûvösebb a sarkok hőmérséklete22. A csapadék hatására történt erózió is minimális lehet a kevés csapadék miatt.
Hegyek. A másik lehetséges esős terület a magashegységek vidéke. Ha a többi kőzet-jég hold topográfiáját vesszük alapul, magas hegyekre nem nagyon számíthatunk. Felvetették metángleccserek jelenlétét is.23
Kráterek. A kráterek méretéből, gyakoriságából a felszín korára, a kráterméret-levágásból a légkör történetére következtethetünk (hacsak nem erodálta azt egy óceán). A titáni fő becsapódási kráterek létrehozóinak három generációja lehetséges:
1. a proto-Szaturnusz ködéből; 2. a Hyperion maradványaiból; 3. a Szaturnusz által befogott, az Uránusz és a Neptunusz közt képződött planetezmálokból (bolygókezdeményekből) származó törmelékek.
Vulkánok. A vulkáni felszín-újrateremtődési érték (új anyagok felszínre kerülésének a sebessége) 0,002 mm/év24. A vulkáni képződmények így csak igen kis szerkezeteket hozhatnak létre. A Titán mélyéből származó víz és ammónia jégvulkanizmusa viszont különleges felszíni formákat alkothatott.4
ÉletFöld-Titán kapcsolatok
„A Winston-tenger vidéke bővelkedik titáni tőzegben, alig 60 cm-rel a felszíni talajréteg alatt" (Kurt Vonnegut, 1959)1
A Titán mai légkörének összetétele hasonlít a Föld 4 milliárd évvel ezelőtti prebiotikus (élet előtti) atmoszférájára. A Földön az élet kialakulásakor az őslégkörben nem volt szabad oxigén (csak nagyon kevés), a légkör fő alkotóelemei valószínûleg CH4, NH3, H2, H2O, CO, CO2 és bomlástermékeik voltak25. Ehhez az állapothoz a Naprendszerben ma a Titán áll legközelebb. A Földön az őslégkört az élet azóta jelentősen átalakította. Egyes nézetek szerint a Titán egyenesen egy „kicsiny, hibernált Föld"26. A Földön a fenti gázelegyre a napsugarak, az ultraibolya sugárzás, a villámok, a radioaktivitás, a vulkánosság, a meteorbecsapódások stb. hatottak. Az ősóceánban az anyagok keveredtek, így az élethez szükséges vegyületek mind létrejöhettek metán, ammónia, hidrogén és víz jelenlétében25. Mindezek a molekulák és folyamatok megtalálhatók a Titánon is27. Fontos különbség azonban, hogy a Titán felszínén nincs folyékony víz (bár mélyében lehet) és nagyon alacsony a mai felszíni hőmérséklete, mely az élet hordozására így nem alkalmas. Viszont annak idején alkalmas lehetett...
Elméletek szerint a kezdetben melegebb felszínen víz- és ammóniaóceán hullámzott. Az ősi légkör ammóniája valaha képes lehetett olyan üvegházhatásra, mely 10-100 kelvinnel is megemelhette a felszíni hőmérsékletet. 2 Az ammónia lassan elbomlott, így az üvegházhatás is gyengült. Ahogy a felszín lehûlt, 70 millió év alatt 20 km vastag vízjégkéreg keletkezett az óceán felett. Lehetséges, hogy ennek a feltételezett óceánnak a maradványa ma is létezik a szilárd jégkéreg alatt. 21
Ha feltételezzük, hogy az élet már a felszíni óceánban kialakult (amire az akkori magasabb hőmérséklet miatt több esély volt, mint ma), elképzelhető, hogy az anaerob (oxigén nélküli) alapú élet máig fennmaradt. Ebben a felszín alatti óceánban az élethez szükséges feltételek mind belül vannak az (extrém körülmények közti) életfeltételek határain. (Ezek a titánmélyi feltételezett óceánban: -43 °C hőmérséklet, 1-4,5 kbar nyomás, 11,3 pH, megfelelő viszkozitás, belső radioaktív vagy árapály-hőből táplálkozó energiaforrás, táplálék jelenléte)17. A felszín ma már túl hideg ahhoz, hogy ott élet létezhessen.
A Titán a Szaturnusztól olyan távol kering, hogy néha belekerül a bolygó magne - toszférájába, máskor pedig a napszél hatása alatt van. A magnetoszferikus plazma mozgása - a Szaturnusz gyors forgása (10 óra 14 perc) miatt - gyorsabb, mint a Titán sebessége (1 keringés: 21 nap), így a Titán előtt uszályt képez. Ez a plazma be tud áramolni a légkörbe, ahol ionizálja a molekulákat, miközben szerves molekulák keletkeznek. Az erre irányuló vizsgálatokban vesznek részt a KFKI-RMKI-ban magyar szakemberek.
Az ûrszondás küldetés:A Cassini és a Huygens
„Az első automata szondák megoldottak néhányat a titáni rejtélyek körül, de szokás szerint egy sereg új problémát is föltártak" (Arthur C. Clarke, 1975)32
1979 szeptemberében a Pioneer-11 nyitotta meg a Szaturnuszhoz érkező ûrszondák sorát, melyet a Voyager-1 követett 1980 novemberében, illetve a Voyager-2 1981 augusztusában. Új gyûrûk, holdak felfedezése és több tízezer fotó elkészülte jelzi e küldetések sikerét. A következő látogató már nemcsak elsuhan a rendszer mellett, hanem pályára is áll körülötte. A Cassini-Huygens küldetés tervét 1989 októberében fogadta el a NASA. Lelkét az általa készített Cassini ûrszonda (keringő egység) és a rajta utazó, az ESA által épített, a Titán felszínére ereszkedő Huygens szonda alkotja. A szondapár 1997 októbere óta van úton, a Jupiter mellett 2000. december 30-án suhantak el. (2000 decemberében a Jupiternél levő Galileo szondával együtt végeztek méréseket.) A Szaturnuszt 2004. július 1-jén érik el. A Huygens szonda a tervek szerint 2004. november 6-án válik le róla.
Az amerikai és európai adófizetők pénzén épített 3,2 milliárd dolláros szondapáron 3000 amerikai és 1500 európai dolgozott, összesen 13 ezer munkaévet.
A Cassini* az amerikaiak által eddig épített legnagyobb (6x4m) és legnehezebb (5600 kg) bolygóközi ûrszonda. Fő rádióadója 20 W teljesítményû. A mozgó alkatrész nélküli főantennát az olasz ûrügynökség tervezte. Egy nap alatt kb. 500 MB adatot tud a Földre továbbítani. Az egész küldetés során 300 GB adatot várnak.28 Rádiójelei kb. 80 perc alatt érik el a Földet. Küldetésének alapprogramja 4 évig tart.
A magyarok a CAPS plazmaSPEKTROméter és a magnetométer építésében vettek részt, konkrét feladatuk mindkét esetben a földi ellenőrzőegység elkészítése és a mérések megtervezésében való részvétel volt. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézet két munkatársa, Szegő Károly és Erdős Géza a berendezések társkutatói.
A Cassini a Szaturnusz körül bonyolult pályára áll, több különböző hajlásszögû pályán is megkerüli a Szaturnuszt (annak sarkpontja felől is „letekint" majd a gyûrûkre). A Magellan 1991-es Vénusz-radartérképezéséhez hasonló radartérképet készít a Titán egyes részeiről (radarparaméterek: 50 W/13 cm), egyes területeken pár száz méteres felbontással. A radar altiméterrel a relatív magasságkülönbségek is meghatározhatók lesznek. Globális lefedettségû térkép is készül a hosszúhullámú ablakokban, ahol a légkör nem nyeli el a sugárzást. A Huygens, az ESA-nak a Titán felfedezőjéről elnevezett szondája 2004 novembere végén ejtőernyővel ereszkedik le, és a légkörbe érés után 2-2,5 óra múlva éri el a felszínt. A tervek szerint már a leszállás során készít fényképeket, méri a hőmérsékletet, a légköri sûrûséget, a nyomást és az elektromos jellemzőket (villám). Külön módszert terveztek az argon mennyiségének meghatározására. A Nap aureoláját figyelő mûszer a légköri aeroszolokról fog adatokat gyûjteni.3 Mikor áttöri a felhőzet alsó határát, kamerái 11 látószögből készítenek egyidejûleg panorámaképet29. A becsapódás előtt 150 m magasságból készíti utolsó képeit. A horizontról is készül felvétel, hogy a légkör átlátszóságát meghatározhassák. Ha túléli a felszínre való 25 km/h sebességû (elég kemény) becsapódást (vagy becsobbanást), a felszínről is küld képeket és adatokat, amíg energiatartalékai engedik és a Cassini keringő egység hatósugarán kívül nem kerül, ami legfeljebb 30 percet jelent (az adatokat nem közvetlenül a Földre, hanem a keringő egységnek továbbítja).29
Hogy mi vár a Huygens-szondára, azt igazából ma még csak találgatni lehet. A felszínről ma összesen annyit tudunk, hogy az infravörös tartományban, egy kb. Ausztrália méretû térségben világosabb az albedója, mint máshol. A felszínt fényképező kamerának fel kell készülnie arra, hogy a derengésben - egy teliholdas éjnél csak 350-szer erősebb fényben - is jó képeket tudjon készíteni. Erre a célra külön lámpát visz magával4. Remélik, hogy a felszín közelében a légkör már elég tiszta ahhoz, hogy szép képek készülhessenek. Mintegy 500 felvételre számítanak a ködréteg alól.3 Külön mûszer szolgál arra, hogy a hullámzó mozgást felismerje, ha esetleg egy hullámzó óceánba esne a szonda.
Eljövendő tervek
„Mindenki nagy meglepetésére a Titán bizonyult a Naprendszer legbarátságosabb helyének." A. C. Clarke (1975)32
A NASA már a Cassini utáni Titán-programot is tervezi. Az elképzelések szerint egy hibrid leszálló és titán-autó szerkezet (Titan Aerover) kutatná a felszínt. Erre azért nem került sor a mostani küldetéssel, mert egy autó mûködéséhez nem árt előre tudni, hogy óceán, mocsár, szárazföld, esetleg jégtakaró fogadja-e. Atervezett program első naposhónapos részében a szonda léggömbje segítségével mozogna a légkörben, felderítve szeleit és összetételét. A szerkezet képes talajmintákat venni úgy, hogy nem száll le a felszínre, hanem magasból vesz mintát, s utána újra felszáll a 7km-es repülési magasságba. A végső leereszkedésnél, melynek helyét repülés közben a Földön jelölik ki, a léggömbök puha leszállási felületként mûködnének. A rover (titán-járó autó) kerekei héliummal felfújhatóak lennének.30 A Lunar and Planetary Laboratory szakemberei a titáni légköri viszonyok között viszont a helikoptert tartják a legjobbnak, többek között azért, mert egy léggömb az erős szélben nehezen tudna a felszínről mintát venni.31 A legjobb megoldás kiderül 2004-ben, mikor - reméljük - a Titán titkáról lehull a fátyol.
4. ábra. A Titán a Voyager-ûrszonda (balra) és a Hubble-ûrtávcső (jobbra) felvételén
JEGYZETEK, HIVATKOZÁSOK 1 Kurt Vonnegut: A Titán szirénjei, Móra, 1988 (Eredeti kiadás: 1959) Ford.: BorbásMária 2 David A. Rothery: Satellites of the Outer Planets, Oxford Univ.Press p. 175. 3 Linda J. Spilker (szerk): Passage to a Ringed World The Cassini-Huygens Mission to Saturn and Titan, NASA SP-533, 1997. 4 Weathering on Titan. A Rewiev of the L i t e r a t u r e . A. D. Fortes 1997. Dept. of Geol. Sci, Univ. Coll. London http://planetaryweb.ucl.ac.uk/student/ work/litrev/refs.htm 5 HST 850LP images, és 4. 6 Lewis, Hunten, Ateyra 7 Lara et al, 1996, idézi 4 8 A. Coustenis és A. Salama - sci.esa.int/content/news/ 9 Mark Lemmon: Hubble Space telescope images of Titan's surface www.lpl.arizona.edu/titan/titan.html 10 Hanel, 1981., idézi 4 11 Lunine, 1983, idézi 4 12 Thompson, 1985., idézi 4 13 Lellouch, 1989. , idézi 4 14 Dubouloz 1989. , idézi 4 15 Benit és Roessler 1992, idézi 4 16 Stevenson, 1990-92 idézi 4 17 A. D. Fortes: Exobilogical Implications of a Possible Ammonia-Water Ocean Inside Titan 1999., Dept. of Geol. Sci, Univ. Coll. London (internetről) 18 Lunine and Stevenson 1985., idézi 4 19 Lorenz, 1995, 96. McKay 1989, 1993. idézi 4 20 Krauskopf és Bord 1985. idézi 4 21 Toon et al 1988. idézi 4 22 Stevenson and Petter, 1986. idézi 4 23 Kargel és Storom 1992. idézi 4 24 Lorenz 1996. idézi 4 25 E és H. Thomas: A négymilliárd éves élet. Gondolat, 1978. 26 D. Gautier és F. Raulin, 2000 okt. La Recherche: Titan, petite terre en hibernation atour de Saturne sci.esa.int/content/ doc/a5/1957.doc 27 Jonathan I Lunine: Why Titan - Press Briefing, 1997. sep. 3., Washington, D. E. sci.esa.int/content/ doc/a5/1957.doc és Borucki et al, 1984 Possible Production by Lightning of Areosols and Trace Gases in Titan's Atmosphere Icarus 60 pp 260-273 28 Saturn Educator Guide EG-1999-12-008-JPL www.jpl.nasa.gov/cassini/educatorguide 29 sci.esa.int/content/doc/86/1926.html 30 Telerobotics.jpl.nasa.gov/aerobot/studies/aerover.html 1998. sep. Aaron Bchelder JPL 31 Ûrkaleidoszkóp 2000. szept. (MANT) 32 A Birodalmi Föld, Móra, 1992 (1975). Ford.: Baranyai Gyula - scifi * Jean Dominique Cassini 1675-ben a Szatrunuszgyûrûben felfedezte a legnagyobb rést, ezen kívül pedig 4 kisebb holdat is felfedezett.
