Titan (vệ tinh)

Quỹ đạo và tự quay

Titan tham gia 5 chuyển động chính: chuyển động tự quay quanh trục; chuyển động quay quanh Sao Thổ; chuyển động cùng Sao Thổ quay quanh Mặt Trời; chuyển động cùng hệ Mặt Trời quay quanh tâm Ngân Hà; chuyển động của Ngân Hà cùng toàn thể vũ trụ giãn nở từ Vụ Nổ Lớn.
Titan hoàn thành một vòng quỹ đạo quanh Sao Thổ trong 15 ngày và 22 giờ. Tương tự như Mặt Trăng của Trái Đất và vệ tinh của các hành tinh khí khổng lồ khác, chu kỳ quỹ đạo của nó tương tự với chu kỳ tự quay; vì thế Titan bị khóa thủy triều vào chuyển động đồng bộ với Sao Thổ. Độ lệch tâm của quỹ đạo là 0,0288, và độ nghiêng là 0,348 độ so với xích đạo Sao Thổ. Quan sát từ Trái Đất, vệ tinh này có khoảng cách góc khoảng 20 bán kính Sao Thổ (chỉ hơn 1,2 triệu km) từ Sao Thổ và trương cung 0,8 giây cung đường kính.
Titan bị khóa trong một vị trí cộng hưởng quỹ đạo 3:4 với vệ tinh nhỏ hơn và có hình dạng không đều là Hyperion. Một quá trình cộng hưởng "chậm và êm ái" - theo đó Hyperion sẽ đi khỏi một quỹ đạo không ổn định - được coi là sẽ không diễn ra, dựa trên các mô hình. Hyperion dường như đã được hình thành trong một đảo quỹ đạo ổn định, trong khi Titan to lớn thu hút hay đẩy bắn đi các vật thể tiếp cận gần tới nó.
Độ nghiêng trục quay của Titan bằng không, nghĩa là trục tự quay của nó vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo chuyển động quanh Sao Thổ.

Các đặc điểm chính

Titan có đường kính 5.150 km, lớn hơn cả của Sao Thủy (4.879 km), gần gấp rưỡi Mặt Trăng (3.474 km) và hiện là vệ tinh tự nhiên lớn thứ hai trong toàn hệ Mặt Trời. Trước khi Voyager 1 tới đây vào năm 1980, Titan được cho là hơi lớn hơn Ganymede (đường kính 5.268 km) và vì thế là vệ tinh lớn nhất trong Hệ Mặt Trời; đây là sự ước tính quá mức do mật độ của Titan, khí quyển dày, kéo dài nhiều dặm trên bề mặt của nó làm tăng kích thước đường kính biểu kiến. Khối lượng và đường kính của Titan (và vì thế cả mật độ của nó) tương tự với các vệ tinh của Sao Mộc là Ganymede và Callisto. Dựa trên mật độ chính của nó 1,88 g/cm³, thành phần chính của Titan gồm một nửa băng nước và một nửa vật liệu đá. Dù tương tự về thành phần với Dione và Enceladus, nó đặc chắc hơn vì lực nén hấp dẫn.
Titan có lẽ được phân chia thành nhiều lớp với một tâm đá 3.400 km được bao quanh bởi nhiều lớp gồm các hình thức tinh thể băng khác nhau. Phía bên trong của nó có thể vẫn nóng và có thể có một lớp chất lỏng gồm nước và amoniac giữa lớp vỏ băng Ih và các lớp băng phía dưới gồm các hình thức băng áp lực cao. Bằng chứng về một đại dương như vậy gần đây đã được tàu thăm dò Cassini khám phá dưới hình thức sóng radio tự nhiên tần số cực thấp (ELF) trong khí quyển Titan. Bề mặt của Titan được cho là có độ phản xạ kém với các sóng tần số cực thấp, vì thế sóng radio có thể được phản hồi từ một biên giới băng lỏng của một đại dương dưới mặt đất. Các đặc điểm bề mặt được tàu thăm dò Cassini quan sát được nâng lên một cách có hệ thống tới 30 km trong khoảng giữa tháng 10 năm 2005 và tháng 5 năm 2007, cho thấy lớp vỏ đang bị tách ra từ bên trong, và cung cấp bằng chứng thêm nữa về một lớp chất lỏng bên dưới.

Khí quyển

Titan là vệ tinh duy nhất đã được biết có một khí quyển đã phát triển có thành phần không chỉ gồm các khí. Chiều dày của khí quyển được cho là thay đổi trong khoảng 200 km và 880 km. So sánh những con số đó với biên giới Trái Đất, nằm trong khoảng 100 km, với 99,999% trọng lượng khí quyền nằm bên dưới độ cao đó.  Khí quyển của Titan chắn sáng ở nhiều bước sóng và một quang phổ phản xạ hoàn toàn của bề mặt là điều không thể thực hiện được từ bên ngoài; tình trạng mù mịt này đã dẫn tới các sai số trong các ước tính đường kính.
Sự hiện diện của một khí quyển đáng chú ý như vậy lần đầu tiên đã được khám phá bởi Gerard P. Kuiper năm 1944 sử dụng một kỹ thuật quang phổ cho thấy ước tính áp lực một phần khí quyển methane là 100 millibar (10 kPa). Những quan sát từ các tàu vũ trụ Voyager đã cho thấy rằng khí quyển Titan đặc hơn khí quyển Trái Đất, với áp lực bề mặt lớn gấp 1,5 lần Trái Đất. Nó chống đỡ các lớp quầng dày phong tỏa hầu hết ánh sáng nhìn thấy từ Mặt Trời và các nguồn khác và khiến các đặc điểm bề mặt Titan khó nhận biết. Khí quyển quá dày và lực hấp dẫn quá thấp tới mức con người có thể bay qua nó bằng cách vỗ những chiếc "cánh" gắn vào tay. Tàu vũ trụ Huygens không thể xác định hướng của Mặt Trời trong lần hạ cánh của nó và mặc dù nó có thể chụp ảnh bề mặt, đội điều khiển Huygens so sánh quá trình này như việc "chụp ảnh một khu đỗ xe trải nhựa đường lúc chạng vạng".
Khí quyển gồm 98,4% nitơ—khí quyển đặc, giàu nitơ duy nhất trong Hệ Mặt Trời bên cạnh khí quyển Trái Đất—1,6% còn lại gồm methane và dấu vết các chất khí khác như hydrocarbon (gồm etan, diacetylen, methylacetylen, acetylen, propan, cyanoacetylen, hydro cyanide), carbon dioxit, carbon monoxit, cyanogen, argon và heli. Màu cam như được quan sát thấy từ vụ trụ phải được tạo ra bởi các hợp chất hóa học phức tạp hơn khác ở số lượng nhỏ, có thể là tholin, các kết tủa hữu cơ kiểu hắc ín. Các hydrocarbons được cho là đã hình thành nên khí quyển phía trên của Titan trong những phản ứng phát sinh từ sự tan vỡ khí methane bởi ánh sáng cực tím của Mặt Trời, tạo ra một lớp khói màu cam dày. Titan không có từ trường, mặc dù các nghiên cứu năm 2008 cho rằng có còn lưu lại từ trường của Sao Thổ khi nó bay ngang qua quyển từ của Sao Thổ và trực tiếp hứng chịu gió Mặt Trời. Điều này có thể làm ion hóa và mang đi một số phân tử ở phía ngoài cùng khí quyển. Vào tháng 11 năm 2007, các nhà khoa học đã tìm thấy bằng chứng các ion âm với khoảng 10.000 lần khối lượng của hydro trong tầng điện ly của Titan, chúng được cho là đã rơi vào các vùng thấp hơn để tạo thành quầng màu da cam che khuất bề mặt Titan. Cấu trúc của chúng hiện vẫn chưa được biết, nhưng chúng được cho là các tholin, và có thể hình thành căn bản cho sự tạo thành các phân tử phức tạp hơn, như các hydrocarbon thơm đa vòng.
Năng lượng từ Mặt Trời đã biến đổi tất cả dấu vết của metan trong khí quyển Titan thành các hydrocarbon trong vòng 50 triệu năm; một khoảng thời gian khá ngắn so với tuổi của Hệ Mặt Trời. Điều này cho thấy rằng methane phải được cung cấp bổ sung theo một cách nào đó từ một nguồn hay ngay từ chính bên trong Titan. Rằng khí quyển Titan chứa methane nhiều hơn một nghìn lần so với carbon monoxit có thể bởi sự cung cấp lớn từ các vụ va chạm thiên thạch, bởi các sao chổi gồm nhiều carbon monoxide hơn methane. Rằng Titan có thể đã phát triển một khí quyển từ tinh vân Sao Thổ thời kỳ đầu ở thời điểm mà sự thành tạo dường như không thể diễn ra; trong trường hợp như vậy, nó phải có sự đa dạng khí quyển tương tự tinh vân mặt trời, gồm hydro và neon. Một nguồn gốc sinh vật học có thể khác của methane vẫn chưa được tính đến (xem bên dưới).
Cũng có một mô hình lưu thông không khí được khám phá thổi theo chiều quay của Titan, từ tây sang đông. Những quan sát của Cassini về bầu khí quyển được thực hiện năm 2004 cũng cho thấy Titan là một "super rotator", giống như Sao Kim, với một khí quyển quay nhanh hơn bề mặt.
Tầng điện ly của Titan cũng phức tạp hơn tầng này của Trái Đất, với tầng điện ly chính ở độ cao 1.200 km nhưng với thêm một lớp các phân tử điện tích ở độ cao 63 km. Tầng này chia khí quyển Titan thành hai khu vực cộng hưởng radio khác nhau. Nguồn gốc của các sóng ELF tự nhiên (xem bên trên) trên Titan chưa rõ ràng bởi không có vẻ có hoạt động sét mạnh ở đó.

Địa hình tối

Trong các bức ảnh đầu tiên chụp đầu tiên về bề mặt Titan từ kính thiên văn đặt trên Trái Đất vào đầu thập niên 2000 cho thấy các bề mặt tối rộng lớn phân bố hai bên xích đạo của Titan. Trước lần hạ cánh của Cassini, các vùng này được cho là các biển vật chất hữu cơ như nhựa đường hay hydrocarbon lỏng. Các hình ảnh radar do tàu vũ trụ Cassini thực hiện lại cho thấy một số vùng đó là các đồng bằng mở rộng được bao phủ bởi các đụn cát theo chiều dọc, cao tới 330 mét. Các đụn cát theo chiều dọc (hay như đường kẻ) được cho là được hình thành bởi các đợt gió mức trung bình hoặc thổi theo một hướng hay thay đổi giữa hai hướng khác nhau. Các đụn theo kiểu này luôn thẳng với hướng gió trung bình. Trong trường hợp Titan, các cơn gió đới (phía đông) ổn định cộng với những cơn gió thuỷ triều thay đổi (xấp xỉ 0.5 mét một giây). Gió thuỷ triều là kết quả của các lực thuỷ triều từ Sao Thổ và khí quyển Titan, mạnh hơn 400 lần so với các lực thuỷ triều của Mặt trăng trên Trái Đất và có xu hướng lái gió về phía xích đạo. Mô hình gió khiến những đụn cát được tạo ra theo các đường song song dài theo hướng tây sang đông. Các đụn cát này vỡ ra quanh những ngọn núi, nơi hướng gió thay đổi.
Cát trên Titan có thể đã hình thành khi methane lỏng mưa xuống và làm xói mòn lớp đá băng phía dưới, có thể dưới hình thức những trận lũ ngắn. Nếu không, cát có thể hình thành từ vật rắn hữu cơ được tạo ra bởi các phản ứng quang hoá trong khí quyển Titan. Các nghiên cứu về thành phần các đụn cát vào tháng 5 năm 2008 cho thấy chúng chứa ít nước hơn các thành phần khác của Titan, và dường như xuất phát từ vật liệu hữu cơ kết thành cục sau khi mưa xuống bề mặt.

Khí hậu

Nhiệt độ bề mặt Titan khoảng 94 K (−179 °C, hay −290 °F). Ở nhiệt độ này băng nước không thăng hoa từ trạng thái rắn sang trạng thái khí, vì thế khí quyển hầu như không có hơi nước. Sương mù trong khí quyển Titan góp phần vào hiện tượng hiệu ứng nhà kính ngược khi phản xạ ánh sáng mặt trời khỏi vệ tinh này, khiến bề mặt của nó lạnh hơn nhiều so với khí quyển bên trên. Các đám mây trên Titan, có thể gồm methane, ethane hay các chất hữu cơ đơn giản khác, phân tán và biến đổi, lẫn trong đám sương mù. Khí quyển methane này trái lại lại tạo ra hiệu ứng nhà kính trên bề mặt Titan, nếu không có nó nhiệt độ Titan còn lạnh hơn nhiều. Những phát hiện của tàu vũ trụ Huygens cho thấy khí quyển Titan định kỳ tạo ra những cơn mưa methane lỏng và các thành phần hữu cơ khác xuống bề mặt mặt trăng này. Tháng 10 năm 2007, các nhà quan sát nhận thấy một sự gia tăng trong độ chắn sáng trong những đám mây phía trên xích đạo vùng Xanadu, cho thấy khả năng một cơn "mưa methane", dù nó chưa phải là bằng chứng trực tiếp về trận mưa. Có thể các vùng trên bề mặt Titan được bao phủ một lớp tholin, nhưng điều này vẫn chưa được xác nhận.
Các mô hình mô phỏng gió dựa trên dữ liệu gió do Huygens thu được trong lần hạ cánh của nó cho thấy khí quyển Titan chỉ tuần hoàn trong một vòng Hadley rất lớn. Không khí ấm nổi lên ở bán cầu nam Titan -nơi có mùa hè khi Huygens' hạ cánh— và chìm xuống ở bán cầu bắc, dẫn tới một dòng khí thổi ở trên cao lớn từ nam ra bắc và dòng khí từ bắc vào nam ở dưới thấp. Vòng tuần hoàn Hadley lớn này chỉ có thể có trên một thế giới quay chậm như Titan. Dòng khí di chuyển từ cực tới cực có vẻ tập trung trên tầng bình lưu; các giả lập cho thấy nó sẽ thay đổi mỗi chu kỳ mười hai năm, và giai đoạn chuyển tiếp giữa mỗi chu kỳ là ba năm, với một năm của Titan bằng 30 năm Trái Đất. Mô hình phòng này tạo ra một dải khí áp suất thấp -trên thực tế là một biến đổi của Vùng Hội tụ Chí tuyến trên Trái Đất. Không giống như trên Trái Đất, nơi các đại dương hạn chế Vùng hội tụ Chí tuyến ở các chí tuyến, trên Titan, vùng này di chuyển từ cực này tới cực kia, mang các đám mây methane cùng với nó. Điều này có nghĩa rằng Titan, dù có nhiệt độ ở mức đóng băng, có thể nói có khí hậu nhiệt đới.
Số lượng các hồ methane quan sát được gần cực nam Titan rõ ràng nhỏ hơn nhiều so với số lượng hồ quan sát được ở cực bắc. Bởi ở cực nam hiện đang là mùa hè và cực bắc là mùa đông, một giả thuyết được đưa ra cho rằng các trận mưa methane diễn ra trên các cực vào mùa đông và bốc hơi vào mùa hè.

Mây

Tháng 9 năm 2006, Cassini đã chụp ảnh một đám mây lớn ở độ cao 40 km trên cực bắc Titan. Dù methane được biết cô đặc lại trong khí quyển Titan, đám mây này dường như lại là ethane, bởi kích thước đo được của các phần tử chỉ 1–3 micromét và ethane cũng có thể đóng băng ở những độ cao đó. Tháng 12, Cassini một lần nữa quan sát đám mây và phát hiện ra methane, ethane và các chất hữu cơ khác. Đám mây này có đường kính 2.400 km và vẫn thấy được trong chuyến bay ngang một tháng sau đó. Một giả thuyết cho rằng nó đang mưa (hay, nếu đủ lạnh, đang rơi tuyết) trên cực bắc; gió thổi xuống ở các vĩ độ bắc đủ mạnh để hướng các phần tử hữu cơ về phía bề mặt. Chúng là những bằng chứng mạnh nhất cho giả thuyết chu trình "methanological" (methane học) từ lâu trước đó (tương tự như chu trình thuỷ học trên Trái Đất) trên Titan. 
Các đám mây cũng được phát hiện phía trên cực nam. Tuy chỉ che phủ 1% đĩa Titan, các sự kiện bùng nổ đã được quan sát thấy trong đó các đám mây nhanh chóng mở rộng lên tới 8%. Một giả thuyết cho rằng các đám mây phía cực nam được hình thành khi các mức ánh sáng tăng lên trong mùa hè của Titan tạo ra những luồng khí đi lên trong khí quyển, dẫn đến sự đối lưu. Cách giải thích này phức tạp bởi thực tế rằng sự hình thành mây đã được quan sát thấy không chỉ sau ngày chí mặt trời mà ở ngay giữa mùa xuân. Độ ẩm methane tăng ở cực nam có thể góp phần vào sự mở rộng nhanh chóng của kích thước mây. Hiện tại là mùa hè ở bán cầu nam Titan và sẽ tiếp tục kéo dài tới năm 2010, khi quỹ đạo của Sao Thổ, quyết định chuyển động của mặt trăng, sẽ nghiêng phía bắc bán cầu về phía mặt trời. Khi các mùa thay đổi, ethane sẽ bắt đầu cô đặc lại ở trên cực nam.
Các mô hình nghiên cứu thích ứng tốt với các quan sát cho thấy các đám mây trên Titan tập hợp ở các toạ độ thích hợp và rằng độ bao phủ của mây thay đổi theo khoảng cách từ bề mặt trên những vùng khác nhau của vệ tinh. Ở các vùng cực (trên 60 độ vĩ độ), những đám mây ethane thường trực và rộng lớn xuất hiện phía trên tầng đối lưu; ở các vĩ độ thấp, chủ yếu các đám mây ethane được phát hiện giữa 15 và 18 km, và lác đác cũng như cố định hơn. Ở bán cầu đang là mùa hè, thông thường, những đám mây methane dày nhưng rời rạc dường như tụ tập quanh 40°.
Những quan sát trên Trái Đất cũng cho thấy những biến đổi mùa ở những vùng mây bao phủ. Trong chu kỳ quay 30 năm của Sao Thổ, các hệ thống mây của Titan dường như xuất hiện trong 25 năm, và sau đó mờ đi trong bốn tới năm năm trước khi tái xuất hiện.

Quan sát và thám hiểm

Không thể quan sát Titan bằng mắt thường, nhưng có thể thực hiện điều đó bằng kính viễn vọng nhỏ hay ống nhòm mạnh. Việc quan sát nghiệp dư khó khăn bởi sự gần kề của vệ tinh này với cầu sáng và hệ thống vành đai Sao Thổ; một thanh che khuất, bao phủ một phần thị kính và được dùng để ngăn ánh sáng từ hành tinh, sẽ tăng đáng kể chất lượng quan sát. Titan có độ sáng biểu kiến +7,9, so với +4,6 của vật thể có kích thước tương tự Ganymede, trong hệ Sao Mộc.
Những cuộc quan sát Titan trước kỷ nguyên vũ trụ khá hạn chế. Năm 1907 nhà thiên văn học Tây Ban Nha Josep Comas Solá đã cho rằng ông đã quan sát thấy vật tối gần các cạnh đĩa của Titan và hai vòng, màu trắng ở trung tâm của nó. Sự suy luận về một khí quyển của Kuiper trong thập niên 1940 là sự kiện quan sát lớn tiếp theo.
Tàu vũ trụ đầu tiên tới hệ Sao Thổ là Pioneer 11 năm 1979, nó xác định rằng Titan dường như quá lạnh để phát sinh sự sống. Tàu vũ trụ đã chụp những bức ảnh đầu tiên của mặt trăng này (gồm một số bức riêng và một số với Sao Thổ), nhưng chúng có chất lượng kém; chuyến bay tiếp cận Titan lần đầu tiên diễn ra ngày 2 tháng 9 năm 1979.
Titan được cả Voyager 1 và Voyager 2 thám sát năm 1980 và 1981. Đường bay của Voyager 1 đã được làm chệch hướng cố ý để đi gần qua Titan. Không may thay, tàu vũ trụ không có bất kỳ thiết bị nào có thể nhìn xuyên qua tầng sương của Titan, một yếu tố chưa được tính trước. Nhiều năm sau, các quá trình xử lý số lọc màu cam phức tạp với những bức ảnh do Voyager 1' chụp đã phát lộ một số dấu vết các địa hình màu sáng và tối hiện được gọi là Xanadu và Shangri-la, nhưng tới khi ấy các đặc điểm địa hình này đã được quan sát thấy bằng hồng ngoại bởi Kính viễn vọng Vũ trụ Hubble. Voyager 2 chỉ bay lượt qua Titan. Đội chỉ huy Voyager 2 có thể điều khiển hướng tàu để quan sát kỹ Titan hoặc sử dụng một đường bay khác cho phép nó tới thăm Uranus và Neptune. Vì thiếu các đặc điểm bề mặt do Voyager 1 quan sát, họ đã chọn kế hoạch sau.

Địa điểm hạ cánh của Huygens

Tàu vũ trụ Huygens hạ cánh ngay bên ngoài cực đông của một vùng sáng hiện được gọi là Adiri, nơi nó chụp được những ngọn đồi xám (cũng được gọi là các cao nguyên) gồm chủ yếu băng nước. Các thành phần hữu cơ tối, được tạo ra ở vùng trên khí quyển bởi phát xạ tia cực tím của Mặt trời, có thể mưa từ khí quyển Titan. Chúng rửa sạch các ngọn đồi bằng những trận mưa methane và ngấm xuống các đồng bằng sau các quy trình địa chất.
Sau khi đổ bộ, Huygens đã chụp ảnh một đồng bằng tối được bao phủ những viên đá và đá cuội nhỏ, được cấu tạo từ băng nước. Hai hòn đá ngay phía dưới vùng giữa hình phía trái nhỏ hơn kích thước thực: viên phía trái đường kính 15 centimét, và một trong những viên ở giữa 4 centimét, ở khoảng cách khoảng 85 centimét từ Huygens. Có bằng chứng ăn mòn ở đáy những hòn đá, cho thấy có khả năng có hoạt động sông ngòi. Bề mặt tối hơn mọi người từng nghĩ trước đây, gồm một hỗn hợp nước và băng hydrocarbon. Mọi người tin rằng "đất" nhìn thấy được trong các hình được lắng đọng xuống từ đám sương mù hydrocarbon phía trên.
Tháng 3 năm 2007, NASA, ESA, và COSPAR quyết định đặt tên vùng đất Huygens hạ cánh là Điểm Tưởng niệm Hubert Curien để tưởng nhớ vị cựu chủ tịch ESA.