انتقل إلى المحتوى

تيتان (قمر): الفرق بين النسختين

هذه الصفحة تخضع حاليًّا للتوسيع أو إعادة هيكلة جذريّة.
من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
لا ملخص تعديل
سطر 125: سطر 125:
تيتان هو القمر الوحيد المعروف أن له [[غلاف جوي]] كبير،<ref Name="NasaNews.moons">{{cite web |title=News Features: The Story of Saturn |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons.cfm |archiveurl=https://web.archive.org/web/20051202030828/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons.cfm |archivedate=2005-12-02 |work=Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan |publisher=NASA & [[Jet Propulsion Lab|JPL]] |accessdate=2007-01-08 }}</ref> وغلافه الجوي هو الوحيد الغني بال[[نيتروجين]] في [[النظام الشمسي]] إلى جانب [[الأرض]]. ويشير الرصد الذي أُجري في 2004 بواسطة كاسيني إلى أن تيتان هو "دوّار عظيم" مثل [[الزهرة]]، حيث أن له غلافًا جويًا يدور بسرعة أكبر بكثير من سطحه.<ref>{{cite web |url=http://www.astrobio.net/news/article1480.html |title=Wind or Rain or Cold of Titan's Night? |date=March 11, 2005 |publisher=Astrobiology Magazine |archivedate=2007-07-17 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070717081303/http://www.astrobio.net/news/article1480.html |accessdate=2007-08-24 }}</ref> وقد أظهر الرصد الذي أجرته مسابر [[برنامج فوياجر|ڤوياجر]] الفضائية أن الغلاف الجوي لتيتان هو أكثر كثافة من نظيره الأرضي، مع ضغط السطح حول 1.45 [[جو (وحدة)|جو]]. كما أنه أيضًا حوالي 1.19 مرة كثيف مثل الأرض بالمجمل.<ref>Coustenis, p. 130</ref> أو أنه حوالي 7.3 ضعفًا على أساس المنطقة السطحية. ف[[عتامة]] طبقات الضباب تحجب معظم الضوء المرئي من الشمس والمصادر الأخرى وتحجب معالم سطح تيتان.<ref name="Zubrin">{{cite book |last=Zubrin |first=Robert |title=Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization |location=Section: Titan |pages=163–166 |publisher=Tarcher/Putnam |date=1999 |isbn=1-58542-036-0 }}</ref> كما أن الجاذبية المنخفضة لتيتان تعني أن غلافه الجوي أكثر توسعًا بكثير من نظيره الأرضي.<ref>{{cite web |title=Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens |last=Turtle |first=Elizabeth P. |date=2007 |publisher=Smithsonian |url=https://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE |accessdate=2009-04-18 }}</ref> وجو تيتان معتم في العديد من [[طول الموجة|الأطوال الموجية]] ونتيجة لذلك من المستحيل الحصول على طيف الانعكاس الكامل للسطح من المدار.<ref>{{cite journal |last=Schröder |first=S. E. |last2=Tomasko |first2=M. G. |last3=Keller |first3=H. U. |date=August 2005 |title=The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens |page=726 |journal=American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society |volume=37 |issue=726 |bibcode=2005DPS....37.4615S }}</ref> ولم يتم الحصول على أول صور مباشرة لسطح تيتان إلا بعد وصول المسبار الفضائي [[كاسيني-هويجنز]] في 2004.<ref>{{cite news |url=http://www.space.com/710-huygens-probe-sheds-light-titan.html |title=Huygens Probe Sheds New Light on Titan |last=de Selding |first=Petre |publisher=Space.com |date=January 21, 2005 |accessdate=2005-03-28 }}</ref>
تيتان هو القمر الوحيد المعروف أن له [[غلاف جوي]] كبير،<ref Name="NasaNews.moons">{{cite web |title=News Features: The Story of Saturn |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons.cfm |archiveurl=https://web.archive.org/web/20051202030828/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons.cfm |archivedate=2005-12-02 |work=Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan |publisher=NASA & [[Jet Propulsion Lab|JPL]] |accessdate=2007-01-08 }}</ref> وغلافه الجوي هو الوحيد الغني بال[[نيتروجين]] في [[النظام الشمسي]] إلى جانب [[الأرض]]. ويشير الرصد الذي أُجري في 2004 بواسطة كاسيني إلى أن تيتان هو "دوّار عظيم" مثل [[الزهرة]]، حيث أن له غلافًا جويًا يدور بسرعة أكبر بكثير من سطحه.<ref>{{cite web |url=http://www.astrobio.net/news/article1480.html |title=Wind or Rain or Cold of Titan's Night? |date=March 11, 2005 |publisher=Astrobiology Magazine |archivedate=2007-07-17 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070717081303/http://www.astrobio.net/news/article1480.html |accessdate=2007-08-24 }}</ref> وقد أظهر الرصد الذي أجرته مسابر [[برنامج فوياجر|ڤوياجر]] الفضائية أن الغلاف الجوي لتيتان هو أكثر كثافة من نظيره الأرضي، مع ضغط السطح حول 1.45 [[جو (وحدة)|جو]]. كما أنه أيضًا حوالي 1.19 مرة كثيف مثل الأرض بالمجمل.<ref>Coustenis, p. 130</ref> أو أنه حوالي 7.3 ضعفًا على أساس المنطقة السطحية. ف[[عتامة]] طبقات الضباب تحجب معظم الضوء المرئي من الشمس والمصادر الأخرى وتحجب معالم سطح تيتان.<ref name="Zubrin">{{cite book |last=Zubrin |first=Robert |title=Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization |location=Section: Titan |pages=163–166 |publisher=Tarcher/Putnam |date=1999 |isbn=1-58542-036-0 }}</ref> كما أن الجاذبية المنخفضة لتيتان تعني أن غلافه الجوي أكثر توسعًا بكثير من نظيره الأرضي.<ref>{{cite web |title=Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens |last=Turtle |first=Elizabeth P. |date=2007 |publisher=Smithsonian |url=https://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE |accessdate=2009-04-18 }}</ref> وجو تيتان معتم في العديد من [[طول الموجة|الأطوال الموجية]] ونتيجة لذلك من المستحيل الحصول على طيف الانعكاس الكامل للسطح من المدار.<ref>{{cite journal |last=Schröder |first=S. E. |last2=Tomasko |first2=M. G. |last3=Keller |first3=H. U. |date=August 2005 |title=The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens |page=726 |journal=American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society |volume=37 |issue=726 |bibcode=2005DPS....37.4615S }}</ref> ولم يتم الحصول على أول صور مباشرة لسطح تيتان إلا بعد وصول المسبار الفضائي [[كاسيني-هويجنز]] في 2004.<ref>{{cite news |url=http://www.space.com/710-huygens-probe-sheds-light-titan.html |title=Huygens Probe Sheds New Light on Titan |last=de Selding |first=Petre |publisher=Space.com |date=January 21, 2005 |accessdate=2005-03-28 }}</ref>
[[ملف:PIA18431-SaturnMoon-Titan-SouthPoleVortex-Cloud-20121129.jpg|تصغير|يمين|دوامة قطب تيتان الجنوبي سحابة دوارة من غاز ال[[سيانيد الهيدروجين]] (29 نوفمبر، 2012)]]
[[ملف:PIA18431-SaturnMoon-Titan-SouthPoleVortex-Cloud-20121129.jpg|تصغير|يمين|دوامة قطب تيتان الجنوبي سحابة دوارة من غاز ال[[سيانيد الهيدروجين]] (29 نوفمبر، 2012)]]
تكوين الغلاف الجوي لتيتان في طبقة الستراتوسفير 98.4% من ال[[نيتروجين]] مع الـ1.6% المتبقية تتكون معظمها من ال[[ميثان]] (1.4%) وال[[هيدروجين]] (0.1–0.2%). كما أن هناك كميات ضئيلة من ال[[هيدروكربون]]ات الأخرى مثل ال[[إيثان]] و[[ثنائي الأسيتيلين]] وmethylacetylene وال[[أسيتيلين]] و[[بروبان|الپروپان]]، وغازات أخرى مثل Cyanoacetylene و[[سيانيد الهيدروجين]] و[[ثنائي أكسيد الكربون]] و[[أحادي أكسيد الكربون]] وال[[سيانوجين]] [[أرجون (عنصر)|الأرجون]] وال[[هيليوم]].<ref name="Niemann">{{cite journal |title=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe |first1=H. B. |last1=Niemann |first2=S. K. |last2=Atreya |first3=S. J. |last3=Bauer |first4=G. R. |last4=Carignan |first5=J. E. |last5=Demick |first6=R. L. |last6=Frost |first7=D. |last7=Gautier |first8=J. A. |last8=Haberman |first9=D. N. |last9=Harpold |first10=D. M. |last10=Hunten |first11=G. |last11=Israel |first12=J. I. |last12=Lunine |first13=W. T. |last13=Kasprzak |first14=T. C. |last14=Owen |first15=M. |last15=Paulkovich |first16=F. |last16=Raulin |first17=E. |last17=Raaen |first18=S. H. |last18=Way | displayauthors=1 |journal=Nature |volume=438 |pages=779–784 |date=2005 |doi=10.1038/nature04122 |pmid=16319830 |issue=7069 |bibcode=2005Natur.438..779N }}</ref> ويُعتقد أن الهيدروكربونات تكونت في الغلاف الجوي العلوي لتيتان في التفاعلات الناتجة عن تفكك الميثان بواسطة ضوء الشمس [[الأشعة فوق البنفسجية|فوق البنفسجي]]، ناتجًا دخان ضبابي برتقالي سميك.<ref name=waite>{{cite journal |last=Waite |first=J. H. |last2=Cravens |first2=T. E. |last3=Coates |first3=A. J. |last4=Crary |first4=F. J. |last5=Magee |first5=B. |last6=Westlake|first6=J. |date=2007 |title=The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere |journal=Science |volume=316 |doi=10.1126/science.1139727 |pmid=17495166 |issue=5826 |bibcode=2007Sci...316..870W |pages=870–5 }}</ref> تيتان يقضي 95% من وقته داخل [[غلاف مغناطيسي|الغلاف المغناطيسي]] لزحل، والذي قد يقيه من [[ريح شمسية|الرياح الشمسية]].<ref>{{cite news |last=Courtland |first=Rachel |url=http://www.newscientist.com/article/dn14717-saturn-magnetises-its-moon-titan.html |title=Saturn magnetises its moon Titan |work=New Scientist |date=September 11, 2008 }}</ref>
تكوين الغلاف الجوي لتيتان في طبقة الستراتوسفير 98.4% من ال[[نيتروجين]] مع الـ1.6% المتبقية تتكون معظمها من ال[[ميثان]] (1.4%) وال[[هيدروجين]] (0.1–0.2%). كما أن هناك كميات ضئيلة من ال[[هيدروكربون]]ات الأخرى مثل ال[[إيثان]] و[[ثنائي الأسيتيلين]] وmethylacetylene وال[[أسيتيلين]] و[[بروبان|الپروپان]]، وغازات أخرى مثل Cyanoacetylene و[[سيانيد الهيدروجين]] و[[ثنائي أكسيد الكربون]] و[[أحادي أكسيد الكربون]] وال[[سيانوجين]] [[أرجون (عنصر)|الأرجون]] وال[[هيليوم]].<ref name="Niemann">{{cite journal |title=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe |first1=H. B. |last1=Niemann |first2=S. K. |last2=Atreya |first3=S. J. |last3=Bauer |first4=G. R. |last4=Carignan |first5=J. E. |last5=Demick |first6=R. L. |last6=Frost |first7=D. |last7=Gautier |first8=J. A. |last8=Haberman |first9=D. N. |last9=Harpold |first10=D. M. |last10=Hunten |first11=G. |last11=Israel |first12=J. I. |last12=Lunine |first13=W. T. |last13=Kasprzak |first14=T. C. |last14=Owen |first15=M. |last15=Paulkovich |first16=F. |last16=Raulin |first17=E. |last17=Raaen |first18=S. H. |last18=Way | displayauthors=1 |journal=Nature |volume=438 |pages=779–784 |date=2005 |doi=10.1038/nature04122 |pmid=16319830 |issue=7069 |bibcode=2005Natur.438..779N }}</ref> ويُعتقد أن الهيدروكربونات تكونت في الغلاف الجوي العلوي لتيتان في التفاعلات الناتجة عن تفكك الميثان بواسطة ضوء الشمس [[الأشعة فوق البنفسجية|فوق البنفسجي]]، ناتجًا دخان ضبابي برتقالي سميك.<ref name=waite>{{cite journal |last=Waite |first=J. H. |last2=Cravens |first2=T. E. |last3=Coates |first3=A. J. |last4=Crary |first4=F. J. |last5=Magee |first5=B. |last6=Westlake|first6=J. |date=2007 |title=The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere |journal=Science |volume=316 |doi=10.1126/science.1139727 |pmid=17495166 |issue=5826 |bibcode=2007Sci...316..870W |pages=870–5 }}</ref> تيتان يقضي 95% من وقته داخل [[غلاف مغناطيسي|الغلاف المغناطيسي]] لزحل، والذي قد يقيه من [[ريح شمسية|الرياح الشمسية]].<ref>{{cite news |last=Courtland |first=Rachel |url=http://www.newscientist.com/article/dn14717-saturn-magnetises-its-moon-titan.html |title=Saturn magnetises its moon Titan |work=New Scientist |date=September 11, 2008 }}</ref> الطاقة الصادرة من [[الشمس]] يجب أن تحول كل آثار الميثان في غلاف تيتان الجوي إلى هيدروكربونات أكثر تعقيدًا في غضون 50 مليون سنة—وهو وقت قصير مقارنة مع عمر النظام الشمسي. وهذا يشير إلى أنه يجب تجديد الميثان بواسطة خزان على أو في داخل تيتان نفسه.<ref>{{cite journal |title=Formation and evolution of Titan’s atmosphere |last=Coustenis |first=A. |journal=Space Science Reviews |volume=116 |issue=1–2 |pages=171–184 |date=2005 |doi=10.1007/s11214-005-1954-2 |bibcode=2005SSRv..116..171C }}</ref> ومن الممكن أن يكون المصدر الأساسي للميثان في الغلاف الجوي لتيتان في داخله نشأ عن طريق ثورات [[بركان بارد|البراكين الباردة]].<ref name="NASA.sci.76">{{cite web |title=NASA Titan – Surface |publisher=NASA |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?SciencePageID=76 |accessdate=2013-02-14 }}</ref><ref name="Hydrocarbon lakes on Titan">{{cite web |title=Hydrocarbon lakes on Titan |date=2007 |first=G. |last=Mitri |url=http://www.astro.sunysb.edu/astro/abstracts/JS09/jcl27Feb09-2.pdf |format=PDF |accessdate=2013-02-14 }}</ref><ref>{{cite journal |title=Titan's methane cycle |first=Sushil K. |last=Atreyaa |first2=Elena Y. |last2=Adamsa |first3=Hasso B. |last3=Niemann |author4=Demick-Montelar, Jaime E. a|author5=Owen, Tobias C. |author6=Fulchignoni, Marcello |author7=Ferri, Francesca |author8=Wilson, Eric H. |date=2006 |doi=10.1016/j.pss.2006.05.028 |journal=Planetary and Space Science |volume=54 |issue=12 |pages=1177–1187 |bibcode=2006P&SS...54.1177A }}</ref><ref>{{cite journal |journal=Nature |display-authors=8 |last=Stofan |first=E. R. |author2=Elachi, C.|author3=Lunine, J. I.|author4=Lorenz, R. D.|author5=Stiles, B.|author6=Mitchell, K. L.|author7=Ostro, S.|author8=Soderblom, L.|author9=Wood, C.|author10=Zebker, H.|author11=Wall, S.|author12=Janssen, M.|author13=Kirk, R.|author14=Lopes, R.|author15=Paganelli, F.|author16=Radebaugh, J.|author17=Wye, L.|author18=Anderson, Y.|author19=Allison, M.|author20=Boehmer, R.|author21=Callahan, P.|author22=Encrenaz, P.|author23=Flamini, E.|author24=Franscetti, G.|author25=Gim, Y.|author26=Hamilton, G.|author27=Hensley, S.|author28=Johnson, W. T. K.|author29=Kelleher, K.|author30=Muhleman, D.|author31=Paillou, P.|author32=Picardi, G.|author33=Posa, F.|author34=Roth, L.|author35=Seul, R.|author36=Shaffer, S.|author37=Vetrella, S.|author38=West, R. |volume=445 |date=2007 |doi=10.1038/nature05438 |pmid=17203056 |issue=7123 |title=The lakes of Titan |pages=61–64 |bibcode=2007Natur.445...61S }}</ref><ref>{{cite journal |title=Episodic outgassing as the origin of [[atmospheric methane]] on Titan |last=Tobie |first=Gabriel |last2=Lunine |first2=Jonathan |last3=Sotin |first3=Cristophe |journal=Nature |volume=440 |issue=7080 |pages=61–64 |date=2006 |doi=10.1038/nature04497 |pmid=16511489 |bibcode=2006Natur.440...61T }}</ref>


== المناخ ==
== المناخ ==

نسخة 00:44، 6 مايو 2017

  لمعانٍ أخرى، طالع تيتان (توضيح).
تيتان
 
تيتان باللون الطبيعي. الغلاف الجوي السميك ذو لون برتقالي بسبب ضباب النتروجين العضوي الكثيف.
الاكتشاف
المكتشف كريستيان هويجنز
تاريخ الاكتشاف 25 مارس، 1655
سمي باسم تيتان  تعديل قيمة خاصية (P138) في ويكي بيانات
التسميات
الأسماء البديلة زحل VI
خصائص المدار[1]
الأوج 1257060 كـم
الحضيض 1186680 كـم
نصف المحور الرئيسي 1221870 كـم
الشذوذ المداري 0.0288
فترة الدوران 15.945 ي
فترة التناوب متزامن
متوسط السرعة المدارية 5.57 كـم/ث (محسوب)
الميل المداري 0.34854° (إلى خط استواء زحل)
تابع إلى زحل
الخصائص الفيزيائية
نصف القطر 2575.5±2.0 كـم (0.404 أرض،[2] 1.480 أقمار)
مساحة السطح 8.3×107 كـم2 (0.163 أرض)
الحجم 7.16×1010 كم3 (0.066 أرض) (3.3 أقمار)
الكتلة (1.3452±0.0002)×1023 كج
(0.0225 أرض)[2] (1.829 أقمار)
متوسط الكثافة 1.8798±0.0044 ج/سم3[2]
جاذبية السطح 1.352 m/s2 (0.14 جي) (0.85 أقمار)
سرعة الإفلات 2.639 كم/ث (1.11 أقمار)
الميل المحوري صفر
العاكسية 0.22[3]
القدر الظاهري 8.2[4] إلى 9.0
الغلاف الجوي
الضغط السطحي 146.7 كـبا (1.45 جو)
العناصر متغير[5][6]
ستراتوسفير:
98.4% نيتروجين (N2),
1.4% ميثان (CH4),
0.2% هيدروجين (H2);
أدنى تروپوسفير:
95.0% N2, 4.9% CH4
تعديل مصدري - تعديل  طالع توثيق القالب

تيتان (Titan) هو أكبر أقمار زحل، وهو القمر الوحيد المعروف أنه له غلاف جوي كثيف، وهو الجُرم الفلكي الوحيد غير الأرض الذي تم العثور على أدلة واضحة على وجود أجسام مستقرة وسطح سائل عليه.

تيتان هو القمر المُجسم الإهليلجي السادس من زحل. وكثيرًا ما يوصف بأنه كوكب يشبه القمر، وهو أكبر بنسبة 50% من قمر الأرض وأثقل منه بنسبة 80%. وهو ثاني أكبر قمر في النظام الشمسي بعد قمر المشتري جانيميد، وهو أكبر من أصغر كوكب عطارد ولكنه أقل منه ثقلًا بنسبة 40%. اكتشف في سنة 1655 من قِبل الفلكي الهولندي كريستيان هويجنز، تيتان كان أول قمر لزحل تم اكتشافه، والقمر السادس الذي يتم التعرف عليه (بعد قمر الأرض وأقمار جاليليو الأربعة للمشتري). مدار تيتان يبعد عن زحل مسافة 20 ضعف نصف قُطر زحل. زحل يقابل قوس يبلغ دقيقة قوسية من 5.09 درجة من على سطح تيتان وهو يظهر في السماء بحجم أكبر 11.4 مرة من حجم القمر على الأرض.

يتكون تيتان أساسًا من الجليد ومواد صخرية. وكما هو الحال مع الزهرة قبل عصر الفضاء فقد منع الغلاف الجوي الكثيف المعتم فهم سطح تيتان حتى تم الحصول على معلومات جديدة من مهمة كاسيني-هويجنز في 2004، بما في ذلك اكتشاف البحيرات الهيدروكربونية السائلة في المناطق القطبية لتيتان. سطح تيتان منبسط بشكل عام مع عدد قليل من الفوهات الصدمية، على الرغم من وجود الجبال وعدد من البراكين الباردة المحتملة التي تم اكتشافها.

يتكون الغلاف الجوي لتيتان بشكل كبير من النيتروجين. كما تؤدي المكونات الثانوية إلى تكوين سحب من الميثان والإيثان والنيتروجين المشبع بالدخان الضبابي العضوي. كما أن المناخ -بما في ذلك الرياح والأمطار- شكّلت معالم على السطح مماثلة لتلك الموجودة على الأرض، مثل الكثبان الرملية والأنهار والبحيرات والبحار (ربما تكون مكونة من الميثان السائل والإثيان) والدلتا، وهي محكومة بأنماط طقس موسمية كما على الأرض، مع سوائلها (السطحية ودون السطحية) وجو النيتروجين القوي، دورة الميثان على تيتان مماثلة لدورة الماء على الأرض، عند درجة حرارة أقل بكثير حوالي 94 ك (−179.2 °م).

التاريخ

كريستيان هويجنز اكتشف تيتان في 1655.

اكتُشف تيتان في 25 مارس 1655 بواسطة الفلكي كريستيان هويجنز.[7][8] وقد استلهم هوينجز من اكتشاف جاليليو لأقمار المشتري الأربعة الكبيرة في 1610 وتحسيناته لتكنولوجيا التلسكوپات. وقد بدأ كريستيان بمساعدة شقيقه قسطنطين هويجنز في بناء التلسكوپات حوالي في 1650، واكتشفا أول قمر يدور حول زحل بواسطة أحد التلسكوپات التي بنوها.[9] وكان القمر السادس الذي يتم اكتشافه.[10]

اُطلق عليه اسم (Saturni Luna) أو (Luna Saturni) وهي تعني باللاتينية "قمر زحل"، نشر في 1655 (De Saturni Luna Observatio Nova) "رصد جديد لقمر زحل"، بعد أن نشر جيوفاني دومينيكو كاسيني اكتشافاته لأربعة أقمار أخرى لزحل بين 1673 و1686، سقط علماء الفلك في عادة الإشارة إلى هؤلاء وتيتان بزحل الأول حتى والخامس (مع تيتان في المركز الرابع). وتشمل النعوت المبكرة الأخرى لتيتان "قمر زحل العادي".[11] تم ترقيم تيتان رسميًا بـزحل السادس (Saturn VI) لأنه بعد اكتشافات 1789 تم تجميد نظام الترقيم لتجنب التسبب في المزيد من الارتباك (تيتان حمل الأرقام الثاني والرابع وكذلك السادس). وقد تم اكتشاف العديد من الأقمار الصغيرة أقرب إلى زحل منذ ذلك الوقت.

جاء اسم تيتان وأسماء جميع أقمار زحل السبعة المعروفة في ذلك الوقت من جون هيرشل (ابن ويليام هيرشل مكتشف ميماس وإنسيلادوس) في كتابه "نتائج الرصد الفلكي الذي اُجري خلال السنوات 1834, 5, 6, 7, 8 في رأس الرجاء الصالح" (Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope).[12][13] واقترح الأسماء الميثولوجية التيتان (بالإغريقية: Τιτάν) أخوة وأخوات ساترن الإغريقي كرونوس. في الميثولوجيا الإغريقية التيتان كانوا عِرق من الآلهة الأقوياء، من نسل جايا وأورانوس، التي حكمت خلال العصر الذهبي الأسطوري.

المدار والدوران

مدار تيتان باللون الأحمر من بين الأقمار الداخلية الكبيرة الأخرى التابعة لزحل، مدارات الأقمار من الخارج إلى الداخل، إياپيتوس، هايپريون، تيتان، ريا، ديون، تثيس، إنسيلادوس، ميماس.

يدور تيتان حول زحل مرة واحدة كل 15 يوم و22 ساعة، ومثل القمر والعديد من الأقمار التابعة للكواكب العملاقة ففترة دورانها (يومها) مطابقة لفترتها المدارية؛ تيتان مقيد بشكل مدي في دوران متزامن مع زحل، ويُظهر وجه واحد لزحل بشكل دائم، لذلك ف"يوم" تيتان يساوي فترة مداره. وبسبب ذلك توجد نقطة تحت زحلية على سطحه، والتي من شأنها أن الكوكب يبدو معلق مباشرة فوق مستوى الرأس. خطوط الطول على تيتان يتم قياسها نحو الغرب، بدءًا من خط الزوال الذي يمر عبر هذه النقطة.[14] ويكون الانحراف المداري 0.0288، و يميل المستوى المداري 0.348 درجة بالنسبة إلى خط استواء زحل.[15] وكما يُشاهد من الأرض يصل تيتان إلى مسافة زاوية حوالي 20 ضعف نصف قُطر زحل (ما يزيد قليلًا على 1,200,000 كيلومتر/750,000 ميل) بعيدًا عن زحل ويقابل قرص قُطره 0.8 ثانية قوسية.

القمر الصغير ذو الهيئة غير المنتظمة هايپريون معلق في رنين مداري تبلغ نسبته 3:4 مع تيتان. وهو رنين "بطيء وسلس" -بحيث أن هايپريون قد هاجر من مدار فوضوي- وقد اعتُبر أنه من غير المحتمل بناءً على النماذج. هايپريون من المحتمل أنه تكّون في جزيرة مدارية مستقرة، في حين أن تيتان الضخم امتص أو قذف الأجسام التي كانت قريبة.[16]

خصائص الحجم

مقارنة الحجم: تيتان (أسفل اليسار) مع القمر والأرض.
نموذج لبنية تيتان الداخلية.

يبلغ قٌطر تيتان 5,151 كيلومتر (3,201 ميل).[2] وهو يساوي 1.06 من حجم عطارد، و1.48 من حجم القمر، و0.40 من حجم الأرض. وقبل وصول ڤوياجر 1 في 1980 كان يُعتقد أن تيتان أكبر قليلًا من جانيميد (القُطر 5,262 كيلومتر/3,270 ميل) وهو بالتالي أكبر قمر في النظام الشمسي؛ وكانت هذه المبالغة في تقدير حجمه بسبب غلافه الجوي الكثيف المعتم، والذي يمتد إلى عدة كيلومترات فوق سطحه ويزيد من قُطره الظاهر.[17] قُطر وكتلة تيتان (وبالتالي كثافته) مماثلان للقمران جانيميد وكاليستو.[18] استنادًا إلى Bulk density 1.88 g/cm3، تكوين تيتان هو نصف جليد ونصف مواد صخرية. وعلى الرغم من أن ديون وإنسيلادوس لهما تكوين مماثل، إلا أنه أكثر منهما كثافة بسبب ضغط الجاذبية. وكتلته تبلغ 1/4226 من كتلة زحل، ما يجعله أكبر قمر للعمالقة الغازية بالنسبة لكتلته الأساسية، ومع كون تيتان يبلغ 1/22.609 من قُطر زحل، ترايتون أكبر في القُطر نسبة إلى نبتون عند 1/18.092.

من المحتمل أن طبقات تيتان متنوعة في عدة طبقات من الصخور المركزية محاطة بعدة طبقات مكونة من التكوينات البلورية الثلجية.[19] وربما يكون باطن تيتان ساخنًا بما يكفي لطبقة سائلة تتكون من "الصهارة" المكونة من الماء والأمونياك بين قشرة ice Ih والطبقات الجليدية المُركبّة من تكوينات الضغط العالي الجليدية. وجود الأمونياك يسمح للماء ليبقى في الحالة السائلة حتى في درجة حرارة منخفظة تصل إلى 176 ك (−97 °م) (من أجل النظام الأصهري مع الماء).[20] اكتشف المسبار كاسيني دليل على بنية طبقية في شكل موجات راديو طبيعية تردد منخفض للغاية في جو تيتان. ويُعتقد أن سطح تيتان عاكس ضعيف للموجات الراديوية ذات التردد المنخفض للغاية، لذلك ربما تكون هذه الموجات انعكاسًا للحدود السائلة-الجليدية للمحيط تحت السطحي.[21] وقد رُصدت المعالم السطحية بواسطة المسبار كاسيني للانتقال المنتظم حتى 30 كيلومتر (19 ميل) بين أكتوبر 2005 ومايو 2007، مما يوحي بأن القشرة قد انفصلت عن المناطق الداخلية، وتعطي أدلة إضافية على وجود طبقة سائلة داخلية.[22] وأدلة داعمة إضافية لوجود طبقة سائلة وقشرة جليدية انفصلت عن النواة الصلبة تأتي من الطريقة التي يتغير فيها الحقل المغناطيسي كما يدور تيتان حول زحل.[23] كما أن مقارنة حقل الجاذبية مع رصد الرادار الطوبوجرافي[24] يوحي أيضًا بأن القشرة الجليدية ربما تكون صلبة إلى حد كبير.[25][26]

التكوين

يُعتقد أن أقمار المشتري وزحل قد تكونت من خلال تراكم مشترك، وهي عملية مماثلة لما يُعتقد أنه كوّن الكواكب في النظام الشمسي. كما تكونت العمالقة الغازية الحديثة، فقد أحاطت بهم أقراص ذات مواد تجمعت تدريجًا لتصبح أقمارًا. في حين أن المشتري يستحوذ على أربعة أقمار كبيرة في مدارات شبيهة بالكواكب منتظمة بشكل كبير، فإن تيتان يتحكم على نحو كبير جدًا في نظام زحل ويستحوذ على انحراف مداري عالي لا يُفسَر على الفور من خلال التراكم المشترك وحده. وهناك نموذج مقتَرح لتكوين تيتان هو أن نظام زحل بدأ مع مجموعة من الأقمار المماثلة لأقمار جاليليو، ولكنهم تعطلوا بسبب سلسلة من الاصطدامات العملاقة والتي استمرت حتى كونت تيتان. وقد تكونت أقمار زحل متوسطة الحجم مثل إياپيتوس وريا من حطام هذه التصادمات. مثل هذه البداية العنيفة يمكن أن تفسر أيضًا انحراف تيتان المداري.[27]

وفي 2014 اقترح تحليل النيتروجين في غلاف تيتان الجوي أنه من الممكن أن مصدره من مواد مماثلة لتلك الموجودة في سحابة أورت، وليس من مصادر وُجدت أثناء تراكم المواد المشتركة حول زحل.[28]

الغلاف الجوي

صورة ألوان صحيحة لضباب الغلاف الجوي لتيتان.

تيتان هو القمر الوحيد المعروف أن له غلاف جوي كبير،[29] وغلافه الجوي هو الوحيد الغني بالنيتروجين في النظام الشمسي إلى جانب الأرض. ويشير الرصد الذي أُجري في 2004 بواسطة كاسيني إلى أن تيتان هو "دوّار عظيم" مثل الزهرة، حيث أن له غلافًا جويًا يدور بسرعة أكبر بكثير من سطحه.[30] وقد أظهر الرصد الذي أجرته مسابر ڤوياجر الفضائية أن الغلاف الجوي لتيتان هو أكثر كثافة من نظيره الأرضي، مع ضغط السطح حول 1.45 جو. كما أنه أيضًا حوالي 1.19 مرة كثيف مثل الأرض بالمجمل.[31] أو أنه حوالي 7.3 ضعفًا على أساس المنطقة السطحية. فعتامة طبقات الضباب تحجب معظم الضوء المرئي من الشمس والمصادر الأخرى وتحجب معالم سطح تيتان.[32] كما أن الجاذبية المنخفضة لتيتان تعني أن غلافه الجوي أكثر توسعًا بكثير من نظيره الأرضي.[33] وجو تيتان معتم في العديد من الأطوال الموجية ونتيجة لذلك من المستحيل الحصول على طيف الانعكاس الكامل للسطح من المدار.[34] ولم يتم الحصول على أول صور مباشرة لسطح تيتان إلا بعد وصول المسبار الفضائي كاسيني-هويجنز في 2004.[35]

دوامة قطب تيتان الجنوبي سحابة دوارة من غاز السيانيد الهيدروجين (29 نوفمبر، 2012)

تكوين الغلاف الجوي لتيتان في طبقة الستراتوسفير 98.4% من النيتروجين مع الـ1.6% المتبقية تتكون معظمها من الميثان (1.4%) والهيدروجين (0.1–0.2%). كما أن هناك كميات ضئيلة من الهيدروكربونات الأخرى مثل الإيثان وثنائي الأسيتيلين وmethylacetylene والأسيتيلين والپروپان، وغازات أخرى مثل Cyanoacetylene وسيانيد الهيدروجين وثنائي أكسيد الكربون وأحادي أكسيد الكربون والسيانوجين الأرجون والهيليوم.[5] ويُعتقد أن الهيدروكربونات تكونت في الغلاف الجوي العلوي لتيتان في التفاعلات الناتجة عن تفكك الميثان بواسطة ضوء الشمس فوق البنفسجي، ناتجًا دخان ضبابي برتقالي سميك.[36] تيتان يقضي 95% من وقته داخل الغلاف المغناطيسي لزحل، والذي قد يقيه من الرياح الشمسية.[37] الطاقة الصادرة من الشمس يجب أن تحول كل آثار الميثان في غلاف تيتان الجوي إلى هيدروكربونات أكثر تعقيدًا في غضون 50 مليون سنة—وهو وقت قصير مقارنة مع عمر النظام الشمسي. وهذا يشير إلى أنه يجب تجديد الميثان بواسطة خزان على أو في داخل تيتان نفسه.[38] ومن الممكن أن يكون المصدر الأساسي للميثان في الغلاف الجوي لتيتان في داخله نشأ عن طريق ثورات البراكين الباردة.[39][40][41][42][43]

المناخ

معالم السطح

البحيرات

الفوهات الصدمية

البراكين الباردة والجبال

التضاريس الداكنة

الرصد والاستكشاف

كاسيني-هويجنز

هبوط هويجنز

المهام المقترحة أو المفاهيمية

الحياة وظروف ما قبل الحيوي

تكوين الجزيئات المعقدة

امكانية السكن تحت السطح

الميثان والحياة على السطح

العقبات

فرضية التبذر الشامل

الظروف المستقبلية

انظر أيضًا

مراجع

  1. ^ ...
  2. ^ ا ب ج د Jacobson، R. A.؛ Antreasian، P. G.؛ Bordi، J. J.؛ Criddle، K. E.؛ Ionasescu، R.؛ Jones، J. B.؛ Mackenzie، R. A.؛ Meek، M. C.؛ Parcher، D.؛ Pelletier، F. J.؛ Owen, Jr.، W. M.؛ Roth، D. C.؛ Roundhill، I. M.؛ Stauch، J. R. (ديسمبر 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". The Astronomical Journal. ج. 132 ع. 6: 2520–2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. DOI:10.1086/508812.
  3. ^ Williams، D. R. (22 فبراير 2011). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2015-04-22.
  4. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع arval
  5. ^ ا ب Niemann، H. B.؛ Atreya، S. K.؛ Bauer، S. J.؛ Carignan، G. R.؛ Demick، J. E.؛ Frost، R. L.؛ Gautier، D.؛ Haberman، J. A.؛ Harpold، D. N.؛ Hunten، D. M.؛ Israel، G.؛ Lunine، J. I.؛ Kasprzak، W. T.؛ Owen، T. C.؛ Paulkovich، M.؛ Raulin، F.؛ Raaen، E.؛ Way، S. H. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature. ج. 438 ع. 7069: 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. DOI:10.1038/nature04122. PMID:16319830. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  6. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Coustenis155
  7. ^ "Lifting Titan's Veil" (PDF). Cambridge. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2005-02-22.
  8. ^ "Titan". Astronomy Picture of the Day. NASA. مؤرشف من الأصل في 2005-03-27.
  9. ^ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". European Space Agency. 4 سبتمبر 2008. اطلع عليه بتاريخ 2009-04-18.
  10. ^ قالب:Cite APOD
  11. ^ Cassini، G. D. (1673). "A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French". Philosophical Transactions. ج. 8 ع. 1673: 5178–5185. DOI:10.1098/rstl.1673.0003.
  12. ^ Lassell (12 نوفمبر 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 8 ع. 3: 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. DOI:10.1093/mnras/8.3.42. اطلع عليه بتاريخ 2005-03-29.
  13. ^ Herschel، Sir John F. W. (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope : being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. London: Smith, Elder & Co. ص. 415.
  14. ^ "EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". اطلع عليه بتاريخ 2009-10-22.
  15. ^ Unless otherwise specified: "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-19.
  16. ^ Bevilacqua، R.؛ Menchi، O.؛ Milani، A.؛ Nobili، A. M.؛ Farinella، P. (1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets. ج. 22 ع. 2: 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. DOI:10.1007/BF00898423.
  17. ^ Arnett، Bill (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. مؤرشف من الأصل في 2005-11-21. اطلع عليه بتاريخ 2005-04-10. {{استشهاد ويب}}: الوسيط غير المعروف |deadurl= تم تجاهله (مساعدة)
  18. ^ Lunine، J. (21 مارس 2005). "Comparing the Triad of Great Moons". Astrobiology Magazine. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-20.
  19. ^ Tobie، G.؛ Grasset، Olivier؛ Lunine، Jonathan I.؛ Mocquet، Antoine؛ Sotin، Christophe (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus. ج. 175 ع. 2: 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. DOI:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  20. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع longstaff
  21. ^ "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. 1 يونيو 2007. اطلع عليه بتاريخ 2010-03-25.
  22. ^ Shiga، David (20 مارس 2008). "Titan's changing spin hints at hidden ocean". New Scientist.
  23. ^ Iess، L.؛ Jacobson، R. A.؛ Ducci، M.؛ Stevenson، D. J.؛ Lunine، J. I.؛ Armstrong، J. W.؛ Asmar، S. W.؛ Racioppa، P.؛ Rappaport، N. J.؛ Tortora، P. (2012). "The Tides of Titan". Science. ج. 337 ع. 6093: 457–9. Bibcode:2012Sci...337..457I. DOI:10.1126/science.1219631. PMID:22745254.
  24. ^ Zebker، H. A.؛ Stiles، B.؛ Hensley، S.؛ Lorenz، R.؛ Kirk، R. L.؛ Lunine، J. (2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan". Science. ج. 324 ع. 5929: 921–3. Bibcode:2009Sci...324..921Z. DOI:10.1126/science.1168905. PMID:19342551.
  25. ^ Hemingway، D.؛ Nimmo، F.؛ Zebker، H.؛ Iess، L. (2013). "A rigid and weathered ice shell on Titan". Nature. ج. 500 ع. 7464: 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. DOI:10.1038/nature12400. PMID:23985871.
  26. ^ "Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell". JPL.
  27. ^ "Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". Space Daily. 2012. اطلع عليه بتاريخ 2012-10-19.
  28. ^ Dyches، Preston؛ Clavin، Whitney (23 يونيو 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn" (Press release). Jet Propulsion Laboratory. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-28. {{استشهاد ببيان صحفي}}: الوسيط غير المعروف |deadurl= تم تجاهله (مساعدة)
  29. ^ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. مؤرشف من الأصل في 2005-12-02. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-08.
  30. ^ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. 11 مارس 2005. مؤرشف من الأصل في 2007-07-17. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-24.
  31. ^ Coustenis, p. 130
  32. ^ Zubrin، Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. ص. 163–166. ISBN:1-58542-036-0.
  33. ^ Turtle، Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Smithsonian. اطلع عليه بتاريخ 2009-04-18.
  34. ^ Schröder، S. E.؛ Tomasko، M. G.؛ Keller، H. U. (أغسطس 2005). "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. ج. 37 ع. 726: 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S.
  35. ^ de Selding، Petre (21 يناير 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. اطلع عليه بتاريخ 2005-03-28.
  36. ^ Waite، J. H.؛ Cravens، T. E.؛ Coates، A. J.؛ Crary، F. J.؛ Magee، B.؛ Westlake، J. (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Science. ج. 316 ع. 5826: 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. DOI:10.1126/science.1139727. PMID:17495166.
  37. ^ Courtland، Rachel (11 سبتمبر 2008). "Saturn magnetises its moon Titan". New Scientist.
  38. ^ Coustenis، A. (2005). "Formation and evolution of Titan's atmosphere". Space Science Reviews. ج. 116 ع. 1–2: 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. DOI:10.1007/s11214-005-1954-2.
  39. ^ "NASA Titan – Surface". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2013-02-14.
  40. ^ Mitri، G. (2007). "Hydrocarbon lakes on Titan" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2013-02-14.
  41. ^ Atreyaa، Sushil K.؛ Adamsa، Elena Y.؛ Niemann، Hasso B.؛ Demick-Montelar, Jaime E. a؛ Owen, Tobias C.؛ Fulchignoni, Marcello؛ Ferri, Francesca؛ Wilson, Eric H. (2006). "Titan's methane cycle". Planetary and Space Science. ج. 54 ع. 12: 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. DOI:10.1016/j.pss.2006.05.028.
  42. ^ Stofan، E. R.؛ Elachi, C.؛ Lunine, J. I.؛ Lorenz, R. D.؛ Stiles, B.؛ Mitchell, K. L.؛ Ostro, S.؛ Soderblom, L.؛ وآخرون (2007). "The lakes of Titan". Nature. ج. 445 ع. 7123: 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. DOI:10.1038/nature05438. PMID:17203056.
  43. ^ Tobie، Gabriel؛ Lunine، Jonathan؛ Sotin، Cristophe (2006). "Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan". Nature. ج. 440 ع. 7080: 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. DOI:10.1038/nature04497. PMID:16511489.

ببليوجرافيا

قراءة إضافية

وصلات خارجية

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=تيتان_(قمر)&oldid=23183439»